Презентація на тему «Закони Кеплера» (варіант 2)
248
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
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
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 )
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.
(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.
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:
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
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).
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
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
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
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
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.
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.
