Презентація "Закони Кеплера"

+1
Попередній слайд
Наступний слайд


Завантажити презентацію "Закони Кеплера"
Слайд #1
Закони Кеплера – закони руху небесних тіл


Слайд #2
З прадавніх часів вважалося, що небесні тіла рухаються по «ідеальних кривих» - колах.
Геоцентрична система Птолемея
Клавдій Птолемей


Слайд #3
У теорії Миколи Коперника, творця геліоцентричної системи світу, круговий рух також не брався під сумнів.
Миколай Коперник
(1473–1543)
Геліоцентрична система світу Коперника


Слайд #4
Спостережуване положення планет не відповідало попередньо обчисленому відповідно до теорії кругового руху планет довкола Сонця.
Чому?
У XVII столітті відповідь на це питання шукав німецький астроном Іоганн Кеплер.
Йоганн Кеплер
(1571–1630 )


Слайд #5
Тихо Браге
(1546-1601)
Йоганн Кеплер вивчав рух Марса за результатами багатолітніх спостережень датського астронома Тихо Брага.


Слайд #6
Еліпс - геометричне місце крапок, для яких сума відстаней від двох заданих точок (фокусів F1 і F2) є величина постійна і рівна довжині великої осі. Лінія, що сполучає будь-яку точку еліпса з одним з його фокусів, називається радіусом-вектором цієї крапки.
Йоганн Кеплер виявив, що орбіта Марса не коло, а еліпс.
Міра відмінності еліпса від кола характеризує його ексцентриситет, рівний відношенню відстаней між фокусами до великої осі:
е = F1F2 / A1A2.
При збігу фокусів (е = 0) еліпс перетворюється  на коло.


Слайд #7
Закони Кеплера застосовні не лише до руху планет, але і до руху їх природних і штучних супутників


Слайд #8
Кожна планета рухається по еліпсу, в одному із фокусів якого знаходиться Сонце.
Перший закон Кеплера:


Слайд #9
Орбіти планет – еліпси, що мало відрізняються від кіл, оскільки їх ексцентриситети малі.
Назва
Ексцентриситет
Меркурій
0,206
Венера
0,007
Земля
0,017
Марс
0,093
Юпітер
0,049
Сатурн
0,057
Уран
0,046
Нептун
0,011
Плутон
0,244


Слайд #10
Велика піввісь орбіти планети – це її середня відстань від Сонця. Середня відстань Землі від Сонця прийнята в астрономії за одиницю відстані і називається астрономічною одиницею: 1 а.о. = 149 600 000 км.
Найближчу до Сонця точку орбіти називають перигелієм (греч. пері – біля, біля; Геліос – Сонце), а найбільш видалену – афелієм (греч. апо – вдалині).


Слайд #11
По еліпсах рухаються не лише планети, але і їх природні і штучні супутники.
Найближча до Землі точка орбіти Місяця або штучного супутника Землі називається перигеєм (грец. Гея або Ге – Земля), а найбільш видалена – апогеєм.
Перигей
Апогей


Слайд #12
радіус-вектор планети за однакові проміжки часу описує рівні площі.
Другий закон Кеплера (закон рівних площ):
Ілюстрація другого закону Кеплера на прикладі руху супутника Землі


Слайд #13
Перигелий
Афелий
М1
М2
М3
М4
Планети рухаються довкола Сонця нерівномірно: лінійна швидкість планет поблизу перигелія більша, ніж поблизу афелію.
У Марса поблизу перигелія швидкість рівна 26,5 км/с, а біля афелію - 22 км/с. В деяких комет орбіти настільки витягнуті, що поблизу Сонця їх швидкість доходить до 500 км/с, а в афелії знижується до 1 см/с.
S


Слайд #14
Квадрати сидеричних періодів обертання двох планет навколо Сонця відносяться як куби великих півосей їхніх орбіт:
Третій закон Кеплера:
Ілюстрація третього закону Кеплера на прикладі руху супутників Землі


Слайд #15
Швидкості близьких до Сонця планет значно більше, чим швидкості далеких.


Слайд #16
Перший закон Кеплера: кожна планета рухається по еліпсу, в одному з фокусів якого знаходиться Сонце.
Другий закон Кеплера: радіус-вектор планети за рівні проміжки часу описує рівні площі.
Третій закон Кеплера: квадрати сидеричних періодів звернень двох планет відносяться як куби великі піввісь їх орбіт.
Кеплер досліджував рухи всіх відомих у той час планет і емпірично вивів три закони руху планет відносно Сонця.