I. Kepler es va passar tota la vida intentant demostrar que el nostre sistema solar és una mena d'art místic. Inicialment, va intentar demostrar que l'estructura del sistema és similar als poliedres regulars de la geometria grega antiga. En l'època de Kepler, se sabia que existien sis planetes. Es creia que estaven col·locats en esferes de cristall. Segons el científic, aquestes esferes estaven situades de tal manera que els poliedres de la forma correcta encaixaven exactament entre les esferes veïnes. Entre Júpiter i Saturn hi ha un cub inscrit en el medi extern en el qual està inscrita l'esfera. Entre Mart i Júpiter hi ha un tetraedre, etc. Després de molts anys d'observar objectes celestes, van aparèixer les lleis de Kepler i va refutar la seva teoria dels poliedres.
Lleis
El sistema ptolemaic geocèntric del món va ser substituït pel sistema heliocèntrictipus creat per Copèrnic. Encara més tard, Kepler va descobrir les lleis del moviment dels planetes al voltant del Sol.
Després de molts anys d'observació dels planetes, van aparèixer les tres lleis de Kepler. Considereu-los a l'article.
Primer
Segons la primera llei de Kepler, tots els planetes del nostre sistema es mouen al llarg d'una corba tancada anomenada el·lipse. La nostra lluminària es troba en un dels focus de l'el·lipse. N'hi ha dos: són dos punts dins de la corba, la suma de les distàncies des de les quals fins a qualsevol punt de l'el·lipse és constant. Després de llargues observacions, el científic va poder revelar que les òrbites de tots els planetes del nostre sistema es troben gairebé en el mateix pla. Alguns cossos celestes es mouen en òrbites el·líptiques properes a un cercle. I només Plutó i Mart es mouen en òrbites més allargades. A partir d'això, la primera llei de Kepler es va anomenar llei de les el·lipses.
Segona llei
Estudiar el moviment dels cossos permet al científic establir que la velocitat del planeta és més gran durant el període en què està més a prop del Sol, i menys quan es troba a la seva màxima distància del Sol (aquests són els punts de periheli i afeli).
La segona llei de Kepler diu el següent: cada planeta es mou en un pla que passa pel centre de la nostra estrella. Al mateix temps, el vector de radi que connecta el Sol i el planeta en estudi descriu àrees iguals.
Així, és evident que els cossos es mouen al voltant de la nana groga de manera desigual, i que tenen una velocitat màxima al periheli, i una velocitat mínima a l'afeli. A la pràctica, això es pot veure des del moviment de la Terra. Anualment a principis de generel nostre planeta, durant el pas pel periheli, es mou més ràpid. Per això, el moviment del Sol al llarg de l'eclíptica és més ràpid que en altres èpoques de l'any. A principis de juliol, la Terra es mou a través de l'afeli, la qual cosa fa que el Sol es mogui més lentament al llarg de l'eclíptica.
Tercera llei
Segons la tercera llei de Kepler, s'estableix una connexió entre el període de revolució dels planetes al voltant de l'estrella i la seva distància mitjana d'aquesta. El científic va aplicar aquesta llei a tots els planetes del nostre sistema.
Explicació de les lleis
Les lleis de Kepler només es van poder explicar després del descobriment de Newton de la llei de la gravetat. Segons ell, els objectes físics participen en la interacció gravitatòria. Té universalitat universal, que afecta tots els objectes del tipus material i camps físics. Segons Newton, dos cossos estacionaris actuen mútuament amb una força proporcional al producte del seu pes i inversament proporcional al quadrat dels espais entre ells.
Moviment indignat
El moviment dels cossos del nostre sistema solar està controlat per la força de gravetat de la nana groga. Si els cossos fossin atrets només per la força del Sol, els planetes es mourien al seu voltant exactament segons les lleis del moviment de Kepler. Aquest tipus de moviment s'anomena imperturbable o keplerià.
De fet, tots els objectes del nostre sistema se senten atrets no només pel nostre llum, sinó també els uns pels altres. Per tant, cap dels cossos es pot moure exactament al llarg d'una el·lipse, una hipèrbola o un cercle. Si un cos es desvia de les lleis de Kepler durant el moviment, aixòs'anomena pertorbació, i el propi moviment s'anomena pertorbat. Això és el que es considera real.
Les òrbites dels cossos celestes no són el·lipses fixes. Durant l'atracció per altres cossos, l'el·lipse de l'òrbita canvia.
Contribució d'I. Newton
Isaac Newton va ser capaç de deduir de les lleis del moviment planetari de Kepler la llei de la gravitació universal. Newton va utilitzar la gravitació universal per resoldre problemes còsmico-mecànics.
Després d'Isaac, el progrés en el camp de la mecànica celeste va ser el desenvolupament de la ciència matemàtica utilitzada per resoldre les equacions que expressaven les lleis de Newton. Aquest científic va poder establir que la gravetat del planeta està determinada per la distància a ell i la massa, però indicadors com la temperatura i la composició no tenen cap efecte.
En el seu treball científic, Newton va demostrar que la tercera llei kepleriana no és del tot exacta. Va demostrar que a l'hora de calcular és important tenir en compte la massa del planeta, ja que el moviment i el pes dels planetes estan relacionats. Aquesta combinació harmònica mostra la relació entre les lleis keplerianes i la llei de la gravetat de Newton.
Astrodinàmica
L'aplicació de les lleis de Newton i Kepler es va convertir en la base per a l'aparició de l'astrodinàmica. Aquesta és una branca de la mecànica celeste que estudia el moviment dels cossos còsmics creats artificialment, és a dir: satèl·lits, estacions interplanetàries, naus diverses.
L'astrodinàmica es dedica als càlculs de les òrbites de les naus espacials i també determina quins paràmetres llançar, quina òrbita llançar, quines maniobres s'han de dur a terme,planificar l'efecte gravitatori sobre els vaixells. I aquestes no són de cap manera totes les tasques pràctiques que es posen abans de l'astrodinàmica. Tots els resultats obtinguts s'utilitzen en una gran varietat de missions espacials.
L'astrodinàmica està estretament relacionada amb la mecànica celeste, que estudia el moviment dels cossos còsmics naturals sota la influència de la gravetat.
Òrbites
Sota l'òrbita entén la trajectòria d'un punt en un espai determinat. En mecànica celeste, es creu comunament que la trajectòria d'un cos en el camp gravitatori d'un altre cos té una massa molt més gran. En un sistema de coordenades rectangulars, la trajectòria pot tenir forma de secció cònica, és a dir. estar representat per una paràbola, el·lipse, cercle, hipèrbola. En aquest cas, el focus coincidirà amb el centre del sistema.
Durant molt de temps es va creure que les òrbites havien de ser rodones. Durant força temps, els científics van intentar triar exactament la versió circular del moviment, però no ho van aconseguir. I només Kepler va ser capaç d'explicar que els planetes no es mouen en una òrbita circular, sinó en una allargada. Això va permetre descobrir tres lleis que podrien descriure el moviment dels cossos celestes en òrbita. Kepler va descobrir els següents elements de l'òrbita: la forma de l'òrbita, la seva inclinació, la posició del pla de l'òrbita del cos a l'espai, la mida de l'òrbita i el temps. Tots aquests elements defineixen una òrbita, independentment de la seva forma. En els càlculs, el pla de coordenades principal pot ser el pla de l'eclíptica, la galàxia, l'equador planetari, etc.
Diversos estudis ho demostrenla forma geomètrica de l'òrbita pot ser el·líptica i arrodonida. Hi ha una divisió en tancat i obert. Segons l'angle d'inclinació de l'òrbita respecte al pla de l'equador terrestre, les òrbites poden ser polars, inclinades i equatorials.
Segons el període de revolució al voltant del cos, les òrbites poden ser sincròniques o sincròniques al sol, sincròniques-diürnes, quasi-sincròniques.
Com deia Kepler, tots els cossos tenen una certa velocitat de moviment, és a dir. velocitat orbital. Pot ser constant durant tota la circulació al voltant del cos o canviar.
