Diclib.com
Словарь ChatGPT

Поиск в словаре Индивидуальные решения

Введите слово или словосочетание на любом языке 👆

Язык:

Перевод и анализ слов искусственным интеллектом ChatGPT

На этой странице Вы можете получить подробный анализ слова или словосочетания, произведенный с помощью лучшей на сегодняшний день технологии искусственного интеллекта:

как употребляется слово
частота употребления
используется оно чаще в устной или письменной речи
варианты перевода слова
примеры употребления (несколько фраз с переводом)
этимология

Что (кто) такое Кеплера законы - определение

ЗАКОНЫ НЕБЕСНОЙ МЕХАНИКИ, ОПИСЫВАЮЩИЕ ДВИЖЕНИЕ ПЛАНЕТ ВОКРУГ СОЛНЦА

Закон Кеплера; Первый закон Кеплера; 1-й закон Кеплера; 1 закон Кеплера; Второй закон Кеплера; 2-й закон Кеплера; 2 закон Кеплера; Третий закон Кеплера; 3-й закон Кеплера; 3 закон Кеплера; Кеплера законы; Кеплеровская динамика; Площадей закон

Найдено результатов: 172

КЕПЛЕРА ЗАКОНЫ

три закона движения планет относительно Солнца, установлены как обобщение наблюдательных данных И. Кеплером в нач. 17 в. 1-й Кеплера закон: каждая планета движется по эллипсу, в одном из фокусов которого находится Солнце. 2-й Кеплера закон: каждая планета движется в плоскости, проходящей через центр Солнца, причем площадь сектора орбиты, описанная радиусом-вектором планеты, изменяется пропорционально времени. 3-й Кеплера закон: квадраты времен обращения планеты вокруг Солнца относятся как кубы их средних расстояний от Солнца. Кеплера законы были объяснены и уточнены на основе закона тяготения Ньютона.

Кеплера законы

три закона движения планет, открытые И. Кеплером в начале 17 в. Основной труд Кеплера "Новая астрономия", напечатанный в 1609, содержал два первых закона. Третий закон был открыт позднее: в 3-й главе 5-й книги "Гармония Мира" (1619) Кеплер отметил, что идея нового закона блеснула у него внезапно 8 марта 1618 года, а 15 мая он закончил все необходимые вычисления, которые показали, что закон верен. В дальнейшем К. з. уточнялись и окончательно получили следующую формулировку.

Первый К. з. В невозмущённом движении (т. е. в задаче двух тел) орбита движущейся точки есть кривая второго порядка, в одном из фокусов которой находится центр силы притяжения. Таким образом, орбита материальной точки в невозмущённом движении - это некоторое коническое сечение, то есть окружность, эллипс, парабола или гипербола. Второй К. з. В невозмущенном движении площадь, описываемая радиус-вектором движущейся точки, изменяется пропорционально времени. Первые два К. з. имеют место только для невозмущенного движения, происходящего под действием силы притяжения, обратно пропорциональной квадрату расстояния до центра силы. Третий К. з. В невозмущенном эллиптическом движении двух материальных точек произведение квадратов времен обращения на суммы масс центральной и движущейся точек как кубы больших полуосей их орбит, т. е.

,

где Т₁и Т₂ - периоды обращения двух точек, m₁ и m₂ - их массы, m₀ - масса центральной точки, a₁ и а₂ - большие полуоси орбит точек. Пренебрегая массами планет по сравнению с массой Солнца, получаем третий К. з. в его первоначальной форме: квадраты периодов обращений двух планет вокруг Солнца относятся как кубы больших полуосей их эллиптических орбит. Третий К. з. может быть применен только для случая эллиптических орбит, а поэтому не имеет такого общего значения, как два первых закона. Однако, будучи применен к планетам, спутникам планет, компонентам двойных звёзд, движущимся по эллиптическим орбитам, он позволяет определить некоторые характеристики небесных светил. Так, на основании третьего К. з. возможно подсчитать массы планет, принимая массу Солнца m₀ = 1. Зная из наблюдений период обращения одного компонента двойной звезды относительно другого и измерив её Параллакс, можно найти сумму их масс. Если параллаксы звёзд неизвестны, то на основании допущения, что массы компонентов соответствуют их физическим особенностям, по третьему К. з. можно вычислить расстояния до звёзд (это так называемы динамические параллаксы звёзд).

Открыв первые два закона, Кеплер составил основанные на них таблицы движения планет, опубликованные в 1627 под названием "Рудольфовых таблиц". Эти таблицы по своей точности далеко превзошли все прежние, ими пользовались в практической астрономии на протяжении 17 и 18 вв. Успех Кеплера в объяснении движения планет обусловлен новым методологическим подходом к решению вопроса: впервые в истории астрономии была сделана попытка определить планетные орбиты непосредственно из наблюдений.

Уже Кеплеру было ясно, что открытые им законы не являются совершенно строгими. Если для планет они выполняются с большой точностью, то для того, чтобы представить движение Луны, оказалось необходимым ввести эллипс с вращающейся линией апсид и добавить неравенства, называемые эвекцией и вариацией. Эти неравенства были открыты эмпирически ещё Птолемеем (См. Птолемей) во 2 в. (эвекция) и Т. Браге в 16 в. (вариация) и объяснены только после открытия в 17 в. И. Ньютоном закона всемирного тяготения (см. Ньютона закон тяготения). К. з., найденные из наблюдений, были выведены Ньютоном как строгое решение задачи двух тел.

Лит.: Дубошин Г. Н., Небесная механика. Основные задачи и методы, 2 изд., М., 1968: Субботин М. Ф., Введение в теоретическую астрономию, М., 1968; Рябов Ю. А., К 350-летию открытия первых двух законов Кеплера, в кн.: Астрономический календарь на 1959, М., 1958.

Г. А. Чеботарёв.

КЕПЛЕРА ЗАКОНЫ

принципы движения планет, сформулированные в начале 17 в. И.Кеплером (1571-1630) на основе многолетних наблюдений Т.Браге (1546-1601). Они используются в небесной механике и формулируются так:

1. Орбита любой планеты есть эллипс, в одном из фокусов которого находится Солнце.

2. Планета движется так, что ее радиус-вектор за равные интервалы времени заметает равные площади. (Закон площадей.)

3. Квадраты периодов любых двух планет соотносятся как кубы их средних расстояний от Солнца. (Гармонический закон.)

Замечательно, что законы Кеплера, составляющие базис небесной механики, выведены из наблюдений Тихо, выполненных без телескопа.

Закон 1. Тихо поставил перед Кеплером задачу создания научной теории движения Марса. Следуя методике тех лет, Кеплер перепробовал множество комбинаций эпициклов и эксцентриков, но не смог найти подходящую для точного предвычисления наблюдаемого положения планеты. Наконец, он предположил, что орбита Марса эллиптическая, и увидел, что эта кривая хорошо описывает наблюдения, если Солнце поместить в один из фокусов эллипса. Затем Кеплер предположил (хотя и не мог точно доказать этого), что все планеты движутся по эллипсам, в фокусе которых находится Солнце. А орбиту Луны он описал эллипсом, в фокусе которого расположена Земля.

Действительно, орбиты всех больших планет - эллипсы, причем у Венеры орбита наиболее округлая (эксцентриситет е = 0,0068), а у Плутона наиболее вытянута (е = 0,2485). Орбиты малых планет - астероидов - тоже эллипсы; наиболее круглая орбита у астероида 1177 Гоннезия (е = 0,0063), а наиболее эксцентричная у 944 Идальго (е = 0,656).

Закон 2. Законы Кеплера полностью эмпирические, они выведены из наблюдений. Чтобы получить закон площадей, Кеплер трудился около восьми лет, проделав громадный объем вычислений. Чем ближе планета к Солнцу, тем быстрее она движется по орбите. Каждый год в начале января Земля, проходя через перигелий, движется быстрее; поэтому видимое перемещение Солнца по эклиптике к востоку также происходит быстрее, чем в среднем за год. В начале июля Земля, проходя афелий, движется медленно, поэтому и перемещение Солнца по эклиптике замедляется. Закон площадей указывает, что сила, управляющая орбитальным движением планет, направлена к Солнцу.

Закон 3. Третий, или гармонический, закон Кеплера связывает среднее расстояние планеты от Солнца (a) с ее орбитальным периодом (t):

где индексы 1 и 2 соответствуют любым двум планетам.

Пример: найти среднее расстояние от Солнца планеты Уран, имеющей период 84,015 лет. Из приведенной выше формулы, взяв период Земли за 1 год и ее расстояние от Солнца за 1 а.е.,

Ньютон (1643-1727) установил, что гравитационное притяжение планеты определенной массы зависит только от расстояния до нее, а не от других свойств, таких, как состав или температура. Он показал также, что закон Кеплера не совсем точен; что в действительности в него входит и масса планеты:

где M - масса Солнца, а m1 и m2 - массы планет. Поскольку движение и масса оказались связаны, эту комбинацию гармонического закона Кеплера и закона тяготения Ньютона используют для определения массы планет и спутников, если известны их расстояния и орбитальные периоды.

Законы Кеплера

Зако́ны Ке́плера — три эмпирических соотношения, установленные Иоганном Кеплером на основе длительных астрономических наблюдений Тихо Браге . Изложены Кеплером в работах, опубликованных между 1609Astronomia nova Aitiologitis, seu Physica Coelestis tradita Commentariis de Motibus stellae Martis ex observationibus G.

https://ru.wikipedia.org/wiki/Законы_Кеплера

Площадей закон

закон движения материальной точки (или центра масс тела) под действием центральной силы, согласно которому: а) траекторией точки является плоская кривая, лежащая в плоскости, проходящей через центр силы; б) площадь, описываемая радиусом-вектором точки, проведённым из центра силы, растет пропорционально времени, т. е. точка движется с постоянной секторной скоростью. П. з. открыт И. Кеплером для движения планет вокруг Солнца и опубликован в 1609 (см. Кеплера законы), а для общего случая доказан И. Ньютоном (1687).

ПЛОЩАДЕЙ ЗАКОН

закон движения тела под действием центральные силы, согласно которому траектория центра масс тела лежит в плоскости, проходящей через центр силы, а радиус-вектор, соединяющий центр силы с центром масс тела, в любые равные промежутки времени описывает равные площади. Площадей закон справедлив для движения планет вокруг Солнца или спутника вокруг планеты (см. Кеплера законы).

Законы Вревского

Вревского законы

Законы Вревского — законы, предложенные Михаилом Степановичем Вревским, описывающие зависимость состава равновесных жидкой и паровой фаз двойных систем от температуры (давления). Основываются на общих термодинамических соотношениях, устанавливающих условия равновесия в двухфазных системах, частным случаем которых является равновесие жидкость — пар.

https://ru.wikipedia.org/wiki/Законы_Вревского

Хлебные раздачи в Древнем Риме

Leges frumentariae; Аннонарные законы; Frumentationes; Фрументарные законы

Хлебные раздачи в Древнем Риме — государственная политика обеспечения населения города Рима хлебом — как с помощью его продажи римским гражданам по сниженным ценам, так и путём бесплатных раздач. Данную политику регулировала совокупность древнеримских законов под условным названием (фрументация) или (букв. «хлебные законы»)

https://ru.wikipedia.org/wiki/Хлебные_раздачи_в_Древнем_Риме

Вревского законы

Вревского законы

вместе с законами Д. П. Коновалова лежат в основе термодинамической теории двойных систем типа раствор - пар; установлены М. С. Вревским (См. Вревский) (1911). В. з. в количественной форме выражают влияние теплот испарения компонентов на изменение состава пара растворов с температурой.

ХАММУРАПИ ЗАКОНЫ

ЗАКОНОДАТЕЛЬНЫЙ СВОД СТАРОВАВИЛОНСКОГО ПЕРИОДА, СОЗДАННЫЙ ПРИ ЦАРЕ ХАММУРАПИ В 1750-Х ГОДАХ ДО Н. Э.

Хаммурапи законы; Кодекс Хаммурапи; Законы Хамураппи; Законник Хаммурапи; Кодекс царя Хаммурапи; Свод законов Хаммурапи; Судебник Хаммурапи; Законы Уруинмгины; Законы Уруинимгины

см. в ст. Хаммурапи.

Википедия

Законы Кеплера

Зако́ны Ке́плера — три эмпирических соотношения, установленные Иоганном Кеплером на основе длительных астрономических наблюдений Тихо Браге. Изложены Кеплером в работах, опубликованных между 1609 и 1619 годами. Описывают идеализированную гелиоцентрическую орбиту планеты.

Соотношения Кеплера позволили Ньютону постулировать закон всемирного тяготения, который стал фундаментальным в классической механике. В её рамках законы Кеплера являются решением задачи двух тел в случае пренебрежимо малой массы планеты, то есть в предельном переходе $m_{p}/m_{s}\rightarrow 0$