Je. Kepler a passé toute sa vie à essayer de prouver que notre système solaire est une sorte d'art mystique. Au départ, il a essayé de prouver que la structure du système est similaire aux polyèdres réguliers de la géométrie grecque antique. A l'époque de Kepler, six planètes étaient connues. On croyait qu'ils étaient placés dans des sphères de cristal. Selon le scientifique, ces sphères étaient situées de telle manière que les polyèdres de la forme correcte s'insèrent exactement entre les sphères voisines. Entre Jupiter et Saturne il y a un cube inscrit dans le milieu extérieur dans lequel s'inscrit la sphère. Entre Mars et Jupiter se trouve un tétraèdre, et ainsi de suite. Après de nombreuses années d'observation des objets célestes, les lois de Kepler sont apparues et il a réfuté sa théorie des polyèdres.
Lois
Le système ptolémaïque géocentrique du monde a été remplacé par le système de l'héliocentriquetype créé par Copernic. Plus tard encore, Kepler découvrit les lois du mouvement des planètes autour du Soleil.
Après de nombreuses années d'observations des planètes, les trois lois de Kepler sont apparues. Considérez-les dans l'article.
Premier
Selon la première loi de Kepler, toutes les planètes de notre système se déplacent le long d'une courbe fermée appelée ellipse. Notre luminaire est situé dans l'un des foyers de l'ellipse. Il y en a deux: ce sont deux points à l'intérieur de la courbe, la somme des distances à partir desquelles à tout point de l'ellipse est constante. Après de longues observations, le scientifique a pu révéler que les orbites de toutes les planètes de notre système sont situées presque dans le même plan. Certains corps célestes se déplacent sur des orbites elliptiques proches d'un cercle. Et seuls Pluton et Mars se déplacent sur des orbites plus allongées. Sur cette base, la première loi de Kepler a été appelée la loi des ellipses.
Deuxième loi
L'étude du mouvement des corps permet au scientifique d'établir que la vitesse de la planète est plus grande durant la période où elle est plus proche du Soleil, et moindre lorsqu'elle est à sa distance maximale du Soleil (ce sont les points du périhélie et de l'aphélie).
Deuxième loi de Kepler: chaque planète se déplace dans un plan passant par le centre de notre étoile. En même temps, le rayon vecteur reliant le Soleil et la planète étudiée décrit des aires égales.
Ainsi, il est clair que les corps se déplacent autour de la naine jaune de manière inégale, et ayant une vitesse maximale au périhélie, et une vitesse minimale à l'aphélie. En pratique, cela se voit au mouvement de la Terre. Annuellement début janviernotre planète, lors du passage au périhélie, se déplace plus rapidement. Pour cette raison, le mouvement du Soleil le long de l'écliptique est plus rapide qu'à d'autres moments de l'année. Début juillet, la Terre passe par l'aphélie, ce qui fait que le Soleil se déplace plus lentement le long de l'écliptique.
Troisième loi
Selon la troisième loi de Kepler, un lien est établi entre la période de révolution des planètes autour de l'étoile et sa distance moyenne à celle-ci. Le scientifique a appliqué cette loi à toutes les planètes de notre système.
Explication des lois
Les lois de Kepler n'ont pu être expliquées qu'après la découverte par Newton de la loi de la gravité. Selon elle, les objets physiques participent à l'interaction gravitationnelle. Il a une universalité universelle, qui affecte tous les objets de type matériel et les champs physiques. Selon Newton, deux corps stationnaires agissent mutuellement l'un avec l'autre avec une force proportionnelle au produit de leur poids et inversement proportionnelle au carré des écarts entre eux.
Mouvement indigné
Le mouvement des corps de notre système solaire est contrôlé par la force de gravité de la naine jaune. Si les corps n'étaient attirés que par la force du Soleil, les planètes se déplaceraient autour de lui exactement selon les lois du mouvement de Kepler. Ce type de mouvement est appelé imperturbable ou képlérien.
En fait, tous les objets de notre système sont attirés non seulement par notre luminaire, mais aussi les uns par les autres. Par conséquent, aucun des corps ne peut se déplacer exactement le long d'une ellipse, d'une hyperbole ou d'un cercle. Si un corps s'écarte des lois de Kepler pendant le mouvement, alors ceest appelé perturbation, et le mouvement lui-même est appelé perturbé. C'est ce qui est considéré comme réel.
Les orbites des corps célestes ne sont pas des ellipses fixes. Lors de l'attraction par d'autres corps, l'ellipse de l'orbite change.
Contribution de I. Newton
Isaac Newton a pu déduire des lois du mouvement planétaire de Kepler la loi de la gravitation universelle. Newton a utilisé la gravitation universelle pour résoudre des problèmes cosmiques-mécaniques.
Après Isaac, le progrès dans le domaine de la mécanique céleste fut le développement de la science mathématique utilisée pour résoudre les équations exprimant les lois de Newton. Ce scientifique a pu établir que la gravité de la planète est déterminée par la distance et la masse, mais des indicateurs tels que la température et la composition n'ont aucun effet.
Dans ses travaux scientifiques, Newton a montré que la troisième loi de Kepler n'est pas tout à fait exacte. Il a montré que lors du calcul, il est important de prendre en compte la masse de la planète, car le mouvement et le poids des planètes sont liés. Cette combinaison harmonique montre la relation entre les lois de Kepler et la loi de gravité de Newton.
Astrodynamique
L'application des lois de Newton et de Kepler est devenue la base de l'émergence de l'astrodynamique. Il s'agit d'une branche de la mécanique céleste qui étudie le mouvement des corps cosmiques créés artificiellement, à savoir: les satellites, les stations interplanétaires, divers navires.
L'astrodynamique est engagée dans les calculs des orbites des engins spatiaux, et détermine également quels paramètres lancer, quelle orbite lancer, quelles manœuvres doivent être effectuées,planifier l'effet gravitationnel sur les navires. Et ce ne sont en aucun cas toutes les tâches pratiques qui passent avant l'astrodynamique. Tous les résultats obtenus sont utilisés dans une grande variété de missions spatiales.
L'astrodynamique est étroitement liée à la mécanique céleste, qui étudie le mouvement des corps cosmiques naturels sous l'influence de la gravité.
Orbites
Sous l'orbite comprendre la trajectoire d'un point dans un espace donné. En mécanique céleste, il est communément admis que la trajectoire d'un corps dans le champ gravitationnel d'un autre corps a une masse beaucoup plus importante. Dans un système de coordonnées rectangulaires, la trajectoire peut avoir la forme d'une section conique, c'est-à-dire être représenté par une parabole, une ellipse, un cercle, une hyperbole. Dans ce cas, la mise au point coïncidera avec le centre du système.
Pendant longtemps, on a cru que les orbites devaient être rondes. Pendant assez longtemps, les scientifiques ont essayé de choisir exactement la version circulaire du mouvement, mais ils n'y sont pas parvenus. Et seul Kepler a pu expliquer que les planètes ne se déplacent pas sur une orbite circulaire, mais sur une orbite allongée. Cela a permis de découvrir trois lois qui pourraient décrire le mouvement des corps célestes en orbite. Kepler a découvert les éléments suivants de l'orbite: la forme de l'orbite, son inclinaison, la position du plan de l'orbite du corps dans l'espace, la taille de l'orbite et le moment. Tous ces éléments définissent une orbite, quelle que soit sa forme. Dans les calculs, le plan de coordonnées principal peut être le plan de l'écliptique, de la galaxie, de l'équateur planétaire, etc.
Plusieurs études montrent quela forme géométrique de l'orbite peut être elliptique et arrondie. Il y a une division en fermé et ouvert. Selon l'angle d'inclinaison de l'orbite par rapport au plan de l'équateur terrestre, les orbites peuvent être polaires, inclinées et équatoriales.
Selon la période de révolution autour du corps, les orbites peuvent être synchrones ou héliosynchrones, synchrones-diurnes, quasi-synchrones.
Comme Kepler l'a dit, tous les corps ont une certaine vitesse de mouvement, c'est-à-dire vitesse orbitale. Il peut être constant dans toute la circulation autour du corps ou changer.
