Jednym z gorących zwolenników teorii Kopernika był niemiecki uczony Johannes (Jan) Kepler. Analizując obserwacje pozycji planet (szczególnie Marsa) dokonane m.in. Przez duńskiego uczonego Tychona Brahego (1546-1601), Kepler odkrył, że planety poruszają się po elipsach. To odkrycie było podstawą sformułowania przez Keplera trzech praw opisujących ruch planet.
Pierwsze prawo Keplera:
Orbita (tor) każdej planety jest elipsą, a Słońce znajduje się w jednym z jej ognisk.
Zgodnie z pierwszym prawem Keplera po elipsach poruszają się nie tylko planety wokół Słońca, ale również Księżyc i sztuczne satelity wokół Ziemi, księżyce innych planet. Wskutek ruchu po elipsie, odległość planety od Słońca ulega zmianie. Gdy planeta jest najbliżej Słońca, mówimy, że jest w peryhelium, gdy jest najdalej od Słońca – w aphelium. Gdy ruch następuje wokół Ziemi, punkt orbity najbliższy naszej planecie nazywa się perygeum, najdalszy – apogeum.
Pierwsze prawo Keplera:
Orbita (tor) każdej planety jest elipsą, a Słońce znajduje się w jednym z jej ognisk.
Zgodnie z pierwszym prawem Keplera po elipsach poruszają się nie tylko planety wokół Słońca, ale również Księżyc i sztuczne satelity wokół Ziemi, księżyce innych planet. Wskutek ruchu po elipsie, odległość planety od Słońca ulega zmianie. Gdy planeta jest najbliżej Słońca, mówimy, że jest w peryhelium, gdy jest najdalej od Słońca – w aphelium. Gdy ruch następuje wokół Ziemi, punkt orbity najbliższy naszej planecie nazywa się perygeum, najdalszy – apogeum.
Elipsy, po których planety obiegają Słońce, niewiele różnią się od okręgów, gdyż wartości mimośrodu e są niewielkie. Przykładowo, odległość Ziemi od Słońca w peryhelium wynosi 147,1 milionów kilometrów, natomiast w aphelium 151,1 milionów km. Ziemia przechodzi przez peryhelium około 3 stycznia, a przez aphelium około 3 lipca każdego roku. Przy określeniu odległości w Układzie Planetarnym przyjęto za jednostkę średnią odległość Ziemia-Słońce ("jednostka astronomiczna " 1AU-149 600 000km)
Fakt, że Ziemia zmienia w ciągu roku swą odległość od Słońca praktycznie nie wpływa na obserwowane przez nas pory roku. Jak wiemy, styczeń na półkuli północnej jest najchłodniejszym miesiącem, mimo że Ziemia znajduje się najbliżej Słońca, natomiast na półkuli północnej średnie temperatury powietrza w lipcu należą do najwyższych, chociaż nasza planeta jest w pobliżu aphelium.
Fakt, że Ziemia zmienia w ciągu roku swą odległość od Słońca praktycznie nie wpływa na obserwowane przez nas pory roku. Jak wiemy, styczeń na półkuli północnej jest najchłodniejszym miesiącem, mimo że Ziemia znajduje się najbliżej Słońca, natomiast na półkuli północnej średnie temperatury powietrza w lipcu należą do najwyższych, chociaż nasza planeta jest w pobliżu aphelium.
Drugie prawo Keplera
Odcinek łączący Słońce i daną planetę zakreśla równych odstępach czasu równe pola.
Odcinek łączący Słońce i daną planetę zakreśla równych odstępach czasu równe pola.
Konsekwencją drugiego prawa Keplera jest różna szybkość planety w jej ruchu wokół Słońca. Gdy planeta jest w pobliżu peryhelium, w jednostce czasu (na przykład w ciągu jednej doby) przebiega ona dłuższy odcinek toru, a gdy jest dalej od Słońca (w pobliżu aphelium), w ciągu jednej doby przebiega krótszy fragment swojego toru. Tak więc, szybkość chwilowa w pobliżu peryhelium jest większa, w pobliżu aphelium mniejsza. Nasza planeta w pobliżu peryhelium ma szybkość 30,3km/s, w pobliżu aphelium 29,3km/s.
Trzecie prawo Keplera
Drugie potęgi okresów obiegu planet wokół Słońca są wprost proporcjonalne do trzecich potęg ich średnich odległości od Słońca.
W trzecim prawie ruchu planet Kepler podał związek pomiędzy okresem T obiegu planety (pod tym pojęciem rozumiemy odstęp czasu, jakiego planeta potrzebuje, aby dokonać pełnego obiegu wokół Słońca) i jej średnią odległością a od Słońca. Zwróćmy uwagę, że średnia odległość planety od Słońca jest równa połowie wielkiej osi elipsy, po której planeta dokonuje ruchu wokół Słońca.
Oznaczając okresy obiegu dwóch planet jako T1 oraz T2, zaś ich średnie odległości od Słońca jako a1 oraz a2, możemy napisać:
Trzecie prawo Keplera
Drugie potęgi okresów obiegu planet wokół Słońca są wprost proporcjonalne do trzecich potęg ich średnich odległości od Słońca.
W trzecim prawie ruchu planet Kepler podał związek pomiędzy okresem T obiegu planety (pod tym pojęciem rozumiemy odstęp czasu, jakiego planeta potrzebuje, aby dokonać pełnego obiegu wokół Słońca) i jej średnią odległością a od Słońca. Zwróćmy uwagę, że średnia odległość planety od Słońca jest równa połowie wielkiej osi elipsy, po której planeta dokonuje ruchu wokół Słońca.
Oznaczając okresy obiegu dwóch planet jako T1 oraz T2, zaś ich średnie odległości od Słońca jako a1 oraz a2, możemy napisać:
gdzie:
T1,T2 - okresy obiegu dwóch planet,
a1,a2 - wielkie półosie orbit tych planet.
Trzecie prawo Keplera umożliwia obliczenie średniej odległości dowolnej planety od Słońca, wtedy gdy znamy jej okres obiegu.Jakiekolwiek prawa sformułowane przez Keplera dotyczyły znanych wówczas planet, to stosują się one do wszystkich ciał poruszających się w polu grawitacyjnym Słońca, Ziemi, gwiazd itd.
Źródło: Fizyka i astronomia dla każdego pod redakcja Barbary Sagnowskiej, wikipedia.pl