Зако́ни Ке́плера — три емпіричні залежності, що описують рух планет навколо Сонця. Названо на честь німецького астронома Йоганеса Кеплера, який працював над ними від 1609 до 1619 року. Ці закони покращили геліоцентричну теорію Миколая Коперника, замінивши кругові траєкторії і епіцикли еліптичними траєкторіями і пояснивши, як швидкості змінюються. Закони кажуть, що:
- Орбітою планети є еліпс, де в одному з фокусів знаходиться зірка.
- Радіус-вектор планети (тіла Сонячної системи) за рівні проміжки часу описує рівновеликі площі.
- Квадрати зоряних періодів обертання планет відносяться, як куби великих півосей їхніх орбіт.
Кеплер відкрив їх шляхом аналізу спостережень руху Марса навколо Сонця, здійснених данським астрономом Тихо Браге. Кеплер зробив висновок, що інші тіла Сонячної Системи, включно з тими, що є далеко від Сонця, теж мають еліптичні орбіти. Другий закон показує, що коли планета є ближче до зірки, то вона переміщається швидше. Третій закон висловлює, що чим далі планета знаходиться від зірки, тим менша швидкість її орбіти і навпаки.
Іссак Ньютон показав в 1687, що рахунки, такі як у Кеплера, співпадають з Сонячною Системою з малою похибкою, як наслідок його власних законів руху і закону всесвітнього тяжіння.
Порівняння з роботою Коперника
Закони Кеплера покращили модель Коперника. Якщо не враховувати ексцентричності планетних орбіт, то Кеплер практично погоджувався з Коперником:
- Орбіта планети є колом.
- Сонце розташоване в центрі цього кола.
- Швидкість планети на орбіті є сталою.
Хоча ексцентричність планетних орбіт у Сонячній системі невелика, наступні правила дають точніші наближення до реального руху планет, і закони Кеплера описують спостереження краще, ніж модель Коперника.
Поправки Кеплера не були очевидними:
- Орбіта планети є не колом, а еліпсом.
- Сонце перебуває не в центрі кола, а в фокусі еліпса.
- Ні лінійна швидкість, ні кутова швидкість планети не є сталою, але сталою є секторна швидкість.
Ексцентричність орбіти Землі призводить до того, що час від весняного до осіннього рівнодення (який становить приблизно 186 днів) не дорівнює часу від осіннього до весняного рівнодення (179 днів). Якби орбіта Землі була колом, то вісь через Сонце, паралельна екватору Землі (діаметр кола), ділила б орбіту на дві рівні частини. Але за спостереженнями ці частини відносяться як 186 : 179, тому ексцентриситет орбіти Землі приблизно дорівнює:
що близько до справжнього значення (0,016710218). Щоб цей розрахунок був точним треба, щоб дві дати було вибрано уздовж малої осі еліптичної орбіти, а середини кожної половини були вздовж великої осі. Оскільки вибрані дати є рівноденнями, розрахунок буде точним, коли перигелій припадатиме на день сонцестояння. У сучасну епоху перигелій припадає на 4 січня, що досить близько до зимового сонцестояння (21-ого або 22-ого грудня), але не збігається з ним.
Номенклатура
Зайняло 2 століття, щоб створилося сучасне формулювання закону Кеплера. "Елементи філософії Ньютона" Вольтера 1738 року була першою публікацією, в якій вживався термін "закон". "Біографічна енциклопедія астрономів", в її статті про Кеплера, стверджує, що термінологія закону, така яка вона відома нам зараз, була ще з часів Жозефа де Лаланда. Роберт Смол у "Підрахунку астрономічних відкриттів Кеплера" 1814 року ввів третій закон. Смол також вважав, що, попри історію, вони були науковими законами, основаними на індукції.
Термін "другий закон" є трохи неправильною назвою. Кеплер мав дві версії, пов'язані в якісному значенні: "закон відстані" і "закон площі". "Закон площі" й став другим законом з трьох, але Кеплер особисто не виділяв його так.
Історія
Йоганн Кеплер вивів перші два свої закони про рух планет, аналізуючи астрономічні спостереження Тихо Браге. Кеплер вірив у модель Сонячної системи Коперника, яка вимагала колових орбіт, але він ніяк не міг підібрати коло Марсової орбіти, яке збігалося б із дуже точними спостереженнями Браге. Марс має найбільший ексцентриситет орбіти поміж усіх планет, крім Меркурія, тому його видимий рух відхиляється від кола найбільш помітно. Перші два закони Кеплера пояснювали таке відхилення.
Третій закон Кеплер вивів 1618 року, а опублікував 1619. У 1621-ому році Кеплер зазначив, що третій закон застосовується до 4 найяскравіших місяців Юпітера. Годфруа Венделін у 1643-ому теж це зауважив. Другий закон, у формі «закона площ» заперечував Ніколас Меркатор у книжці 1664 року, але до 1670-го року його Філософські праці Королівського товариства були на його стороні[]. Через століття він був більше прийнятий. Рецензія в Німеччині змінилась значно після 1688, коли Ньютон видав Математичні начала натуральної філософії, і в 1690, коли Готфрід Лейбніц написав і видав роботу на Кеплера.
Ньютону завдячують розумінням того, що другий закон не є особливим тільки для закону оберненого квадрата тяжіння, оскільки він є наслідком лише радіальної природи цього закону, тоді як інші закони залежать від форми оберненого квадрата тяжіння. Карл Рунге та Вільгельм Ленц значно пізніше визначили принцип симетрії у фазовому просторі руху планет (діє ортогональна група O(4)), який пояснює перший і третій закони у випадку Ньютонівської гравітації, оскільки збереження кутового моменту відбувається через обертальну симетрію для другого закону.
Формулювання
Математична модель кінематики планети, підпорядкованої законам, дозволяє проводити широкий спектр подальших розрахунків.
Перший закон Кеплера
Орбітою кожної планети є еліпс, де в одному з його фокусів знаходиться Сонце.
Математично еліпс можна представити формулою:
де – півдовжина хорди, яка перпендикулярна до великої осі і проходить через фокус (половина фокального параметру), ε – ексцентриситет еліпса, r – відстань від Сонця до планети, θ – кут до поточного положення планети від її найближчого наближення, якщо дивитися з Сонця. Отже (r, θ) – полярні координати.
Для еліпса: 0 < ε < 1 ; у граничному випадку, ε = 0 орбіта є колом з Сонцем у центрі (тобто де ексцентриситет нульовий).
При θ = 0°, перигелій, відстань мінімальна
При θ = 90° і при θ = 270° відстань дорівнює .
При θ = 180°, афелій, відстань максимальна (за визначенням, афелій – це є перигелій плюс 180°)
Велика піввісь a — середнє арифметичне між rmin і rmax:
Половина фокального параметру р є середнім гармонічним між rmin і rmax:
Мала піввісь b є середнім геометричним між rmin і rmax:
Ексцентриситет ε - це коефіцієнт варіації між rmin і rmax:
Площа еліпса дорівнює:
Окремим випадком є ε = 0, коло, в результаті чого r = p = rmin = rmax = a = b і A = πr2.
Другий закон Кеплера
Радіус-вектор планети (тіла Сонячної системи) за рівні проміжки часу описує рівновеликі площі.
Лінійна швидкість руху планети неоднакова в різних точках її орбіти: що ближча планета до Сонця, то більша її швидкість. Швидкість руху планети у перигелії найбільша, а в афелії — найменша. Однак площа, яку «замітає» радіус-вектор за певний проміжок часу, не залежить від того, в якій частині орбіти перебуває планета. Площа, яку «замітає» радіус вектор за одиницю часу називається секторною (сегментною) швидкістю.
Таким чином, другий закон Кеплера кількісно визначає зміну швидкості руху планети орбітою.
З погляду класичної механіки, другий закон Кеплера є проявом закону збереження моменту імпульсу.
Третій закон Кеплера
Квадрати зоряних періодів обертання планет відносяться, як куби великих півосей їхніх орбіт.
На відміну від двох перших законів Кеплера, що стосуються властивостей орбіти кожної окремо взятої планети, третій закон пов'язує властивості орбіт різних планет між собою. Якщо сидеричні періоди обертання двох планет та , а довжини великих півосей їхніх орбіт, відповідно, та , то виконується співвідношення:
Цей закон Кеплера пов'язує середні відстані планет від Сонця з їхніми зоряними періодами обертання і надає змогу встановити відносні відстані планет від Сонця, інакше кажучи, дає змогу подати великі півосі всіх планетних орбіт в одиницях великої півосі земної орбіти.
Велику піввісь земної орбіти взято за астрономічну одиницю відстаней, але її абсолютне значення було визначено пізніше, лише у XVIII столітті.
Відношення кубу півосі до квадрата періоду обертання є сталою для всіх планет Сонячної системи і залежить лише від маси Сонця і гравітаційної сталої, як довів пізніше Ньютон:
- .
Таким чином, це співвідношення дає можливість визначити масу Сонця.
Планета | Середня віддаль до Сонця (AU) | Період (Т) | (10-6 AU3/день2) |
---|---|---|---|
Меркурій | 0.389 | 87.77 | 7.64 |
Венера | 0.724 | 224.70 | 7.52 |
Земля | 1 | 365.25 | 7.50 |
Марс | 1.524 | 686.95 | 7.50 |
Юпітер | 5.20 | 4332.62 | 7.49 |
Сатурн | 9.510 | 10759.2 | 7.43 |
Для порівняння, ось сучасні приближення:
Планета | Середня віддаль до Сонця (AU) | Період (Т) | (10-6 AU3/день2) |
---|---|---|---|
Меркурій | 0.38710 | 87.9693 | 7.496 |
Венера | 0.72333 | 224.7008 | 7.496 |
Земля | 1 | 365.2564 | 7.496 |
Марс | 1.52366 | 686.9796 | 7.495 |
Юпітер | 5.20336 | 4332.8201 | 7.504 |
Сатурн | 9.53707 | 10775.599 | 7.498 |
Уран | 19.1913 | 30687.153 | 7.506 |
Нептун | 30.0690 | 60190.03 | 7.504 |
Прискорення планет
Ісаак Ньютон у "Математичні начала натуральної філософії" обчислив прискорення планети, що рухається згідно з першим і другим законом Кеплера.
- Напрямок прискорення – у бік Сонця.
- Величина прискорення обернено пропорційна квадрату відстані планети від Сонця (закон зворотних квадратів).
Це означає, що Сонце може бути фізичною причиною прискорення планет. Однак Ньютон стверджує у своїх Принципах, що він розглядає сили з математичної, а не фізичної точки зору, отже приймаючи інструменталістську точку зору. Більше того, він не приписує це силі тяжіння.
Ньютон визначив силу, що діє на планету, як добуток її маси та прискорення (див. закони руху Ньютона). Тому:
- Кожна планета притягується до Сонця.
- Сила, що діє на планету, прямо пропорційна масі планети і обернено пропорційна квадрату її відстані від Сонця.
Сонце грає несиметричну роль, що невиправдано. Так він припустив, у законі всесвітнього тяжіння Ньютона:
- Усі тіла Сонячної системи притягуються одне до одного.
- Сила між двома тілами прямо пропорційна добутку їх мас і обернено пропорційна квадрату відстані між ними.
Оскільки маси планет малі порівняно з масою Сонця, орбіти приблизно відповідають законам Кеплера. Модель Ньютона покращує модель Кеплера і точніше відповідає реальним спостереженням. (Див. задачу двох тіл.)
Відхилення від законів Кеплера
З погляду фізики, закони Кеплера описують рух матеріальної точки навколо нерухомого центра мас у межах ньютонівської теорії гравітації. Насправді на рух планети впливає сила тяжіння не лише з боку Сонця, а й з боку інших планет. Сонце має скінченну масу, а отже центр Сонця також рухається внаслідок тяжіння планет. Крім того, ньютонівська теорія не враховує ефекти, які можна розрахувати лише у рамках загальної теорії відносності. Перелічені фактори призводять до збурень — невеликих відхилень фактичного руху планет від законів Кеплера.
Див. також
Примітки
- Джеймс Трефил (2007). . Двести законов мироздания (Книга James Trefil. Cassel's Laws of Nature: An A–Z of Laws and Principles Governing the Workings of Our Universe переведена на русский язык специально для «Элементов».). Архів оригіналу за 18 серпня 2021.
Джерела
- Єжов С. М., Макарець М. В., Романенко О. В. Класична механіка. — К. : ВПЦ "Київський університет", 2008. — 480 с.
Посилання
- (укр.) Сюжет про закони Кеплера і Сонячну систему [ 15 липня 2015 у Wayback Machine.] — французький науково-популярний серіал (фр. Tous sur orbite !).
Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри, мобільний, телефон, android, ios, apple, мобільний телефон, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Інтернет
Zako ni Ke plera tri empirichni zalezhnosti sho opisuyut ruh planet navkolo Soncya Nazvano na chest nimeckogo astronoma Joganesa Keplera yakij pracyuvav nad nimi vid 1609 do 1619 roku Ci zakoni pokrashili geliocentrichnu teoriyu Mikolaya Kopernika zaminivshi krugovi trayektoriyi i epicikli eliptichnimi trayektoriyami i poyasnivshi yak shvidkosti zminyuyutsya Zakoni kazhut sho Orbitoyu planeti ye elips de v odnomu z fokusiv znahoditsya zirka Radius vektor planeti tila Sonyachnoyi sistemi za rivni promizhki chasu opisuye rivnoveliki ploshi Kvadrati zoryanih periodiv obertannya planet vidnosyatsya yak kubi velikih pivosej yihnih orbit Ilyustraciya zakoniv Keplera 1 Orbiti planet ye elipsami z fokusami F i F1 u pershoyi planeti ta F i F2 u drugoyi Sonce perebuvaye u fokusi F 2 Dva zatinenih sektori S i S mayut odnakovu ploshu Vidrizok sho z yednuye F z planetoyu pokrivaye S i S za odnakovij chas 3 Chasi prohodzhennya povnoyi orbiti pershoyu i drugoyu planetoyu spivvidnosyatsya yak a13 2 a23 2 Kepler vidkriv yih shlyahom analizu sposterezhen ruhu Marsa navkolo Soncya zdijsnenih danskim astronomom Tiho Brage Kepler zrobiv visnovok sho inshi tila Sonyachnoyi Sistemi vklyuchno z timi sho ye daleko vid Soncya tezh mayut eliptichni orbiti Drugij zakon pokazuye sho koli planeta ye blizhche do zirki to vona peremishayetsya shvidshe Tretij zakon vislovlyuye sho chim dali planeta znahoditsya vid zirki tim mensha shvidkist yiyi orbiti i navpaki Issak Nyuton pokazav v 1687 sho rahunki taki yak u Keplera spivpadayut z Sonyachnoyu Sistemoyu z maloyu pohibkoyu yak naslidok jogo vlasnih zakoniv ruhu i zakonu vsesvitnogo tyazhinnya Porivnyannya z robotoyu KopernikaZakoni Keplera pokrashili model Kopernika Yaksho ne vrahovuvati ekscentrichnosti planetnih orbit to Kepler praktichno pogodzhuvavsya z Kopernikom Orbita planeti ye kolom Sonce roztashovane v centri cogo kola Shvidkist planeti na orbiti ye staloyu Hocha ekscentrichnist planetnih orbit u Sonyachnij sistemi nevelika nastupni pravila dayut tochnishi nablizhennya do realnogo ruhu planet i zakoni Keplera opisuyut sposterezhennya krashe nizh model Kopernika Popravki Keplera ne buli ochevidnimi Orbita planeti ye ne kolom a elipsom Sonce perebuvaye ne v centri kola a v fokusi elipsa Ni linijna shvidkist ni kutova shvidkist planeti ne ye staloyu ale staloyu ye sektorna shvidkist Ekscentrichnist orbiti Zemli prizvodit do togo sho chas vid vesnyanogo do osinnogo rivnodennya yakij stanovit priblizno 186 dniv ne dorivnyuye chasu vid osinnogo do vesnyanogo rivnodennya 179 dniv Yakbi orbita Zemli bula kolom to vis cherez Sonce paralelna ekvatoru Zemli diametr kola dilila b orbitu na dvi rivni chastini Ale za sposterezhennyami ci chastini vidnosyatsya yak 186 179 tomu ekscentrisitet orbiti Zemli priblizno dorivnyuye e p4186 179186 179 0 015 displaystyle e approx frac pi 4 frac 186 179 186 179 approx 0 015 sho blizko do spravzhnogo znachennya 0 016710218 Shob cej rozrahunok buv tochnim treba shob dvi dati bulo vibrano uzdovzh maloyi osi eliptichnoyi orbiti a seredini kozhnoyi polovini buli vzdovzh velikoyi osi Oskilki vibrani dati ye rivnodennyami rozrahunok bude tochnim koli perigelij pripadatime na den soncestoyannya U suchasnu epohu perigelij pripadaye na 4 sichnya sho dosit blizko do zimovogo soncestoyannya 21 ogo abo 22 ogo grudnya ale ne zbigayetsya z nim NomenklaturaZajnyalo 2 stolittya shob stvorilosya suchasne formulyuvannya zakonu Keplera Elementi filosofiyi Nyutona Voltera 1738 roku bula pershoyu publikaciyeyu v yakij vzhivavsya termin zakon Biografichna enciklopediya astronomiv v yiyi statti pro Keplera stverdzhuye sho terminologiya zakonu taka yaka vona vidoma nam zaraz bula she z chasiv Zhozefa de Lalanda Robert Smol u Pidrahunku astronomichnih vidkrittiv Keplera 1814 roku vviv tretij zakon Smol takozh vvazhav sho popri istoriyu voni buli naukovimi zakonami osnovanimi na indukciyi Termin drugij zakon ye trohi nepravilnoyu nazvoyu Kepler mav dvi versiyi pov yazani v yakisnomu znachenni zakon vidstani i zakon ploshi Zakon ploshi j stav drugim zakonom z troh ale Kepler osobisto ne vidilyav jogo tak IstoriyaJogann Kepler viviv pershi dva svoyi zakoni pro ruh planet analizuyuchi astronomichni sposterezhennya Tiho Brage Kepler viriv u model Sonyachnoyi sistemi Kopernika yaka vimagala kolovih orbit ale vin niyak ne mig pidibrati kolo Marsovoyi orbiti yake zbigalosya b iz duzhe tochnimi sposterezhennyami Brage Mars maye najbilshij ekscentrisitet orbiti pomizh usih planet krim Merkuriya tomu jogo vidimij ruh vidhilyayetsya vid kola najbilsh pomitno Pershi dva zakoni Keplera poyasnyuvali take vidhilennya Tretij zakon Kepler viviv 1618 roku a opublikuvav 1619 U 1621 omu roci Kepler zaznachiv sho tretij zakon zastosovuyetsya do 4 najyaskravishih misyaciv Yupitera Godfrua Vendelin u 1643 omu tezh ce zauvazhiv Drugij zakon u formi zakona plosh zaperechuvav Nikolas Merkator u knizhci 1664 roku ale do 1670 go roku jogo Filosofski praci Korolivskogo tovaristva buli na jogo storoni dzherelo Cherez stolittya vin buv bilshe prijnyatij Recenziya v Nimechchini zminilas znachno pislya 1688 koli Nyuton vidav Matematichni nachala naturalnoyi filosofiyi i v 1690 koli Gotfrid Lejbnic napisav i vidav robotu na Keplera Nyutonu zavdyachuyut rozuminnyam togo sho drugij zakon ne ye osoblivim tilki dlya zakonu obernenogo kvadrata tyazhinnya oskilki vin ye naslidkom lishe radialnoyi prirodi cogo zakonu todi yak inshi zakoni zalezhat vid formi obernenogo kvadrata tyazhinnya Karl Runge ta Vilgelm Lenc znachno piznishe viznachili princip simetriyi u fazovomu prostori ruhu planet diye ortogonalna grupa O 4 yakij poyasnyuye pershij i tretij zakoni u vipadku Nyutonivskoyi gravitaciyi oskilki zberezhennya kutovogo momentu vidbuvayetsya cherez obertalnu simetriyu dlya drugogo zakonu FormulyuvannyaMatematichna model kinematiki planeti pidporyadkovanoyi zakonam dozvolyaye provoditi shirokij spektr podalshih rozrahunkiv Pershij zakon Keplera Orbitoyu kozhnoyi planeti ye elips de v odnomu z jogo fokusiv znahoditsya Sonce Matematichno elips mozhna predstaviti formuloyu r p1 ecos 8 displaystyle r frac p 1 varepsilon cos theta de p displaystyle displaystyle p pivdovzhina hordi yaka perpendikulyarna do velikoyi osi i prohodit cherez fokus polovina fokalnogo parametru e ekscentrisitet elipsa r vidstan vid Soncya do planeti 8 kut do potochnogo polozhennya planeti vid yiyi najblizhchogo nablizhennya yaksho divitisya z Soncya Otzhe r 8 polyarni koordinati Dlya elipsa 0 lt e lt 1 u granichnomu vipadku e 0 orbita ye kolom z Soncem u centri tobto de ekscentrisitet nulovij Pri 8 0 perigelij vidstan minimalna rmin p1 e displaystyle r min frac p 1 varepsilon Pri 8 90 i pri 8 270 vidstan dorivnyuye p displaystyle displaystyle p Pri 8 180 afelij vidstan maksimalna za viznachennyam afelij ce ye perigelij plyus 180 rmax p1 e displaystyle r max frac p 1 varepsilon Velika pivvis a serednye arifmetichne mizh rmin i rmax rmax a a rmina p1 e2 displaystyle begin aligned r max a amp a r min 3pt a amp frac p 1 varepsilon 2 end aligned Polovina fokalnogo parametru r ye serednim garmonichnim mizh rmin i rmax 1rmin 1p 1p 1rmaxpa rmaxrmin b2 displaystyle begin aligned frac 1 r min frac 1 p amp frac 1 p frac 1 r max 3pt pa amp r max r min b 2 end aligned Mala pivvis b ye serednim geometrichnim mizh rmin i rmax rmaxb brminb p1 e2 displaystyle begin aligned frac r max b amp frac b r min 3pt b amp frac p sqrt 1 varepsilon 2 end aligned Ekscentrisitet e ce koeficiyent variaciyi mizh rmin i rmax e rmax rminrmax rmin displaystyle varepsilon frac r max r min r max r min Plosha elipsa dorivnyuye A pab displaystyle A pi ab Okremim vipadkom ye e 0 kolo v rezultati chogo r p rmin rmax a b i A pr2 Drugij zakon Keplera Radius vektor planeti tila Sonyachnoyi sistemi za rivni promizhki chasu opisuye rivnoveliki ploshi Linijna shvidkist ruhu planeti neodnakova v riznih tochkah yiyi orbiti sho blizhcha planeta do Soncya to bilsha yiyi shvidkist Shvidkist ruhu planeti u perigeliyi najbilsha a v afeliyi najmensha Odnak plosha yaku zamitaye radius vektor za pevnij promizhok chasu ne zalezhit vid togo v yakij chastini orbiti perebuvaye planeta Plosha yaku zamitaye radius vektor za odinicyu chasu nazivayetsya sektornoyu segmentnoyu shvidkistyu Takim chinom drugij zakon Keplera kilkisno viznachaye zminu shvidkosti ruhu planeti orbitoyu Z poglyadu klasichnoyi mehaniki drugij zakon Keplera ye proyavom zakonu zberezhennya momentu impulsu Tretij zakon Keplera Kvadrati zoryanih periodiv obertannya planet vidnosyatsya yak kubi velikih pivosej yihnih orbit Na vidminu vid dvoh pershih zakoniv Keplera sho stosuyutsya vlastivostej orbiti kozhnoyi okremo vzyatoyi planeti tretij zakon pov yazuye vlastivosti orbit riznih planet mizh soboyu Yaksho siderichni periodi obertannya dvoh planet T1 displaystyle T 1 ta T2 displaystyle T 2 a dovzhini velikih pivosej yihnih orbit vidpovidno a1 displaystyle a 1 ta a2 displaystyle a 2 to vikonuyetsya spivvidnoshennya T1T2 2 a1a2 3 displaystyle left frac T 1 T 2 right 2 left frac a 1 a 2 right 3 Cej zakon Keplera pov yazuye seredni vidstani planet vid Soncya z yihnimi zoryanimi periodami obertannya i nadaye zmogu vstanoviti vidnosni vidstani planet vid Soncya inakshe kazhuchi daye zmogu podati veliki pivosi vsih planetnih orbit v odinicyah velikoyi pivosi zemnoyi orbiti Veliku pivvis zemnoyi orbiti vzyato za astronomichnu odinicyu vidstanej ale yiyi absolyutne znachennya bulo viznacheno piznishe lishe u XVIII stolitti Vidnoshennya kubu pivosi do kvadrata periodu obertannya ye staloyu dlya vsih planet Sonyachnoyi sistemi i zalezhit lishe vid masi Soncya i gravitacijnoyi staloyi yak doviv piznishe Nyuton a13T12 GM 4p2 displaystyle frac a 1 3 T 1 2 frac GM bigodot 4 pi 2 Takim chinom ce spivvidnoshennya daye mozhlivist viznachiti masu Soncya Dani yaki vikoristovuvav Kepler 1618 r Planeta Serednya viddal do Soncya AU Period T R3T2 textstyle frac R 3 T 2 10 6 AU3 den2 Merkurij 0 389 87 77 7 64Venera 0 724 224 70 7 52Zemlya 1 365 25 7 50Mars 1 524 686 95 7 50Yupiter 5 20 4332 62 7 49Saturn 9 510 10759 2 7 43 Dlya porivnyannya os suchasni priblizhennya Suchasni dani Wolfram Alpha Knowledgebase 2018 Planeta Serednya viddal do Soncya AU Period T R3T2 textstyle frac R 3 T 2 10 6 AU3 den2 Merkurij 0 38710 87 9693 7 496Venera 0 72333 224 7008 7 496Zemlya 1 365 2564 7 496Mars 1 52366 686 9796 7 495Yupiter 5 20336 4332 8201 7 504Saturn 9 53707 10775 599 7 498Uran 19 1913 30687 153 7 506Neptun 30 0690 60190 03 7 504Priskorennya planetIsaak Nyuton u Matematichni nachala naturalnoyi filosofiyi obchisliv priskorennya planeti sho ruhayetsya zgidno z pershim i drugim zakonom Keplera Napryamok priskorennya u bik Soncya Velichina priskorennya oberneno proporcijna kvadratu vidstani planeti vid Soncya zakon zvorotnih kvadrativ Ce oznachaye sho Sonce mozhe buti fizichnoyu prichinoyu priskorennya planet Odnak Nyuton stverdzhuye u svoyih Principah sho vin rozglyadaye sili z matematichnoyi a ne fizichnoyi tochki zoru otzhe prijmayuchi instrumentalistsku tochku zoru Bilshe togo vin ne pripisuye ce sili tyazhinnya Nyuton viznachiv silu sho diye na planetu yak dobutok yiyi masi ta priskorennya div zakoni ruhu Nyutona Tomu Kozhna planeta prityaguyetsya do Soncya Sila sho diye na planetu pryamo proporcijna masi planeti i oberneno proporcijna kvadratu yiyi vidstani vid Soncya Sonce graye nesimetrichnu rol sho nevipravdano Tak vin pripustiv u zakoni vsesvitnogo tyazhinnya Nyutona Usi tila Sonyachnoyi sistemi prityaguyutsya odne do odnogo Sila mizh dvoma tilami pryamo proporcijna dobutku yih mas i oberneno proporcijna kvadratu vidstani mizh nimi Oskilki masi planet mali porivnyano z masoyu Soncya orbiti priblizno vidpovidayut zakonam Keplera Model Nyutona pokrashuye model Keplera i tochnishe vidpovidaye realnim sposterezhennyam Div zadachu dvoh til Vidhilennya vid zakoniv KepleraZ poglyadu fiziki zakoni Keplera opisuyut ruh materialnoyi tochki navkolo neruhomogo centra mas u mezhah nyutonivskoyi teoriyi gravitaciyi Naspravdi na ruh planeti vplivaye sila tyazhinnya ne lishe z boku Soncya a j z boku inshih planet Sonce maye skinchennu masu a otzhe centr Soncya takozh ruhayetsya vnaslidok tyazhinnya planet Krim togo nyutonivska teoriya ne vrahovuye efekti yaki mozhna rozrahuvati lishe u ramkah zagalnoyi teoriyi vidnosnosti Perelicheni faktori prizvodyat do zburen nevelikih vidhilen faktichnogo ruhu planet vid zakoniv Keplera Div takozhVtrachena lekciya Fejnmana Gravitacijna zadacha N til Zadacha dvoh til Zadacha Keplera Zadacha Keplera v zagalnij teoriyi vidnosnostiPrimitkiDzhejms Trefil 2007 Dvesti zakonov mirozdaniya Kniga James Trefil Cassel s Laws of Nature An A Z of Laws and Principles Governing the Workings of Our Universe perevedena na russkij yazyk specialno dlya Elementov Arhiv originalu za 18 serpnya 2021 DzherelaYezhov S M Makarec M V Romanenko O V Klasichna mehanika K VPC Kiyivskij universitet 2008 480 s Posilannya ukr Syuzhet pro zakoni Keplera i Sonyachnu sistemu 15 lipnya 2015 u Wayback Machine francuzkij naukovo populyarnij serial fr Tous sur orbite