Мазуров Алексей, 11 «Б».
Важную роль в формировании представления о строении Солнечной системы сыграли также законы движения планет, которые были открыты Иоганном Кеплером (1571-1630) и стали первыми естественнонаучными законами в их современном понимании. Работы Кеплера создали возможность для обобщения знаний по механике той эпохи в виде законов динамики и закона всемирного тяготения, сформулированного позднее Ньютоном. Многие ученые вплоть до начала XVII в. считали, что движение небесных тел должно быть равномерным и происходить по «самой совершенной» кривой- окружности. Лишь Кеплеру удалось преодолеть этот предрассудок и установить действительную формулу планетных орбит, а также закономерность изменения скорости движения планет при их движении вокруг Солнца.

g

a­­1

T­2

S

g

a­­2

Рис. 1. Построение орбиты Марса Кеплером

Пусть, нам известно угловое расстояние Марса от точки весеннего равноденствия во время одного из противостояний планеты - его прямое восхождение a_­1­, которое выражается углом  gТ_­1­М_­1­, где Т_­1­- положение Земли на орбите в этот момент, а М_­1­-

положение Марса. Очевидно, что спустя 687 суток (таков звёздный период обращения Марса) планета придёт в ту же точку орбиты. Если определить прямое восхождение планеты на эту дату, то, как видно из рис.1, можно указать положение планеты в пространстве, точнее, в плоскости её орбиты. Земля в этот момент находится в точке Т_­2­, и, следовательно, угол gТ_­2­М_­2­ есть не что иное, как прямое восхождение Марса - a_­2­. Повторив подобные операции для нескольких других противостояний Марса, Кеплер получил ещё целый ряд точек и, проведя по ним плавную кривую, построил орбиту этой планеты.

Изучив расположение полученных точек, он обнаружил, что скорость движения планеты по орбите меняется, но при этом

радиус-вектор планеты  за равные промежутки времени описывает равные площади.

Впоследствии эта закономерность получила название второго закона Кеплера.

B

Рис.3. Свойства эллипса

S

O

S­1

P

T12

                   

T12

где T₁ и T₂- периоды обращения двух планет;  А₁  и  А₂ - большие полуоси их орбит_. 

Вот что писал Кеплер после открытия этого закона: «То, что 16 лет назад я решил искать, <…> наконец найдено, и это открытие превзошло все мои самые смелые ожидания».

Действительно, третий закон заслуживает самой высокой оценки. Ведь он позволяет вычислить относительные расстояния от планет до Солнца, используя при этом уже известные периоды их обращения вокруг Солнца. Не нужно определять расстояние от Солнца каждой из них, достаточно измерить расстояние от Солнца хотя бы одной планеты. Величина большой полуоси земной орбиты - астрономическая единица (а. е.)- стала основой для вычисления всех остальных расстояний в Солнечной системе.