Законы Кеплера - online presentation

18.79M

Category:

astronomy

1.

Законы Кеплера
https://light-fizika.ru/index.php/astronomiya/zakony-keplera

Иоганн
Кеплер (нем. Johannes
Kepler; 27 декабря 1571
года, Вайль-дер-Штадт —
15
ноября
1630
года,
Регенсбург)
—
немецкий математик, астр
оном, механик, оптик,
первооткрыватель законов
движения
планет
Солнечной
системы.

3.

Первый закон Кеплера (закон эллипсов)
Каждая
планета
Солнечной
системы
обращается по эллипсу, в одном из фокусов
которого находится Солнце.

4.

Форма эллипса и степень его сходства с окружностью
характеризуется отношением
или e = c/a,
где c - расстояние от центра эллипса до его фокуса
(половина
межфокусного
полуось,
b
-
малая
расстояния),
полуось.
a
-
большая
Величина
e
называется эксцентриситетом эллипса. При c = 0, и,
следовательно, e = 0, эллипс превращается в окружность. В
случае тонкого длинного эллипса е стремится к 1.

5.

6.

Перигелий
точка
орбиты
-
ближайшая
планеты
или
к
Солнцу
иного
небесного
тела Солнечной системы.
Афелий - наиболее удаленная точка орбиты.
где a — большая полуось, е — эксцентриситет орбиты.

7.

Современная формулировка распространяет действие
закона на любые гравитационно-связанные системы
тел:
В
гравитационно-связанной
системе
тело B движется по эллипсу, в одном из фокусов
которого
находится
тело
A.
Эксцентриситет
эллипса определяется численным значением полной
энергии системы. В гравитационно-несвязанной системе тело B движется по параболе (E = 0) или по
гиперболе (E > 0), в фокусах которых находится
тело A.

8.

Доказательство связано с тем,
что
под
действием
гравитационной
силы
тела
могут двигаться только по
коническим
окружности,
сечениям
–
эллипсу,
параболе или гиперболе.

9.

Эксцентриситет
эллипса
и
гиперболы
равен
отношению расстояния от фокуса до центра к большой
полуоси.
Это
свойство
иногда
принимают
за
определение эксцентриситета. В прежние времена
(например, в 1787 году) на большую полуось не делили
— эксцентриситетом эллипса называли расстояние
от фокуса до центра.

10.

Пример 1.

11.

Пример 2.

12.

Пример 3.

13.

Второй закон Кеплера (закон площадей)
Каждая
планета
движется
в
плоскости,
проходящей через центр Солнца, причём за
равные промежутки времени радиус-вектор,
соединяющий Солнце и планету, описывает
равные площади.

14.

Из закона следует, что планета движется по орбите
неравномерно, быстрее в перигелии (ближайшей к
Солнцу точке) и медленнее в афелии (наиболее
удаленной точке).
Доказательство закона связано с постоянством
момента импульса планеты как материальной точки.

15.

Третий закон Кеплера
(гармонический закон)
Квадраты
периодов
обращения
планет
вокруг Солнца относятся как кубы больших
полуосей орбит планет.

16.

В формулировке Ньютона в закон входят и массы
звезды и планеты:

17.

Этот закон позволяет определить массы планет и
спутников из известных орбит и периодов обращения.
Доказательство
проводится
на
всемирного тяготения Ньютона%
основе
закона

18.

Применение законов Кеплера
Потенциальная энергия взаимодействия двух
тел
Пусть два тела с массами M и m находятся на
расстоянии R друг от друга. Тогда энергия их
взаимодействия равна

19.

Полная энергия
Если тело находится в гравитационном поле и имеет
некоторую скорость, то его полная энергия равна
Таким образом, в соответствии с законом сохранения
энергии полная энергия тела в гравитационном поле
остается неизменной.

20.

Теорема вириала
В случае кругового движения кинетическая энергия в
2 раза меньше по модулю потенциальной. Поэтому
2Eк+Eп= 0
Полная
энергия
может
быть
положительной
и
отрицательной, а также равняться нулю. Знак полной
энергии определяет характер движения небесного
тела.

21.

22.

При
Eпол < 0
тело не может удалиться от центра
притяжения на расстояние r0 < rmax . В этом случае
небесное
орбите
тело
движется
(планеты
по
эллиптической
Солнечной
системы,
кометы). Система с отрицательной полной энергией
называется гравитационно связанной.

23.

24.

25.

26.

27.

28.

29.

30.

При
Eпол = 0
тело движется по параболической
траектории. Скорость тела на бесконечности равна
нулю.
При
Eпол
>
0 движение происходит
по
гиперболической
траектории.
удаляется
на
бесконечность,
запас
энергии.
Тело
имея
кинетической

31.

Орбиты искусственных спутников Земли

32.

Первая космическая скорость
Это скорость движения по круговой траектории вблизи
поверхности Земли
Это минимальная скорость, которую нужно сообщить
телу, чтобы оно преодолело притяжение Земли и стало
спутником. Для Земли примерно 7,9 км/с.

33.

Вторая космическая скорость
Это скорость движения по параболической траектории
Она равна минимальной скорости, которую нужно
сообщить телу на поверхности Земли, чтобы оно,
преодолев земное притяжение, стало искусственным
спутником Солнца. Находится из условия равенства
нулю
полной
энергии
примерно 11,2 км/с.
системы.
Для
Земли

34.

Третья космическая скорость
Это
скорость,
при
которой
тело
преодолевает
притяжение Солнца
где v – орбитальная скорость планеты, v2 – вторая
космическая
скорость
примерно 16,6 км/с.
для
планеты.
Для
Земли

35.

Практические
задания

36.

Задачи:
1. Звезда и планета обращаются вокруг общего
неподвижного центра масс по круговым орбитам.
Найдите массу планеты m, если известно, что скорость
движения планеты равна v1, а скорость движения и
период
обращения
соответственно.
звезды
равны
v2
и
T

37.

2. Если бы все линейные размеры Солнечной системы
были пропорционально сокращены так, чтобы среднее
расстояние между Солнцем и Землей стало 1 м, то
какова была бы продолжительность одного года?
Считайте, что плотность небесных тел при этом не
меняется.

38.

3. Автоматическая станция обращается вокруг планеты
Марс с периодом T = 18 ч. Максимальное удаление от
поверхности Марса (в апоцентре) a = 25000 км,
минимальное (в перицентре) p = 1380 км. По
указанным параметрам орбиты станции определите
отношение массы Марса к массе Земли. Радиус Марса
rм = 3400 км, радиус Земли rз = 6400 км.