Kepler-lois - Informations sur la gravité

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Craignez-vous avec le mouvement des planètes, vous prenez connaissance des lois de Kepler à cet égard. Ils forment la base pour comprendre la force gravitationnelle que vous pouvez calculer par les formules en classe de physique.

Rencontrez les lois de Kepler en classe de physique

  • Même dans les premiers temps, les personnes intéressées par la régularité du mouvement des étoiles dans le ciel. D'autre part, ils ont découvert que le soleil, la lune et les planètes ne étaient pas soumis à ces mouvements réguliers. Vous devriez savoir que ces observations ont conduit à notre vision du monde actuel.
  • Déjà Nicolas Copernic a développé un système héliocentrique où le soleil était le centre du monde. Notez qu'il suppose en outre que les planètes se déplacent, même la terre sur des orbites circulaires autour des corps célestes chaudes.
  • Au début du 17e siècle, Johannes Kepler perfectionné la doctrine de Copernic. Avec les nouvelles données d'observation, plus précis on a supposé que les planètes ne se déplacent pas dans une trajectoire circulaire, mais sur un trajet elliptique. Il a formulé les lois de Kepler qui vous aident à décrire correctement le mouvement des planètes.
  • La première loi de Kepler a noté que les orbites planétaires sont des ellipses à l'accent du soleil est. Notez que vous apprenez par la seconde loi stipule que le courant consommé par le soleil après un vecteur de rayon de la planète balaie des aires égales en des temps égaux.
  • Maintenant, comparez la période orbitale T des planètes et le grand Halbachsenα les Les orbites elliptiques, vous découvrirez comment Kepler dans son troisième loi stipule que pour toutes les planètes le rapport T2 / α3 est le même. Depuis les écarts par rapport à la trajectoire circulaire sont si petits que vous acceptez un mouvement circulaire uniforme pour les calculs physiques, vous pouvez modifier les lois de ce.
  • Ils supposent dans la modification que les orbites planétaires sont des cercles, centrée sur le Soleil est le mouvement circulaire et a une vitesse angulaire constante. Maintenant, comparez la période orbitale T des planètes et leurs rayons orbitale r, le rapport T2 / r3 est le même ici.

Appliquer la loi avec la force gravitationnelle dans le cadre

  • On notera que les lois de Kepler ne représentent qu'une description du mouvement des planètes. Ils ne font aucune déclaration sur les forces qui causent ces mouvements.
  • Vous devriez savoir que Isaac Newton a réalisé que la force centripète un corps céleste sur une trajectoire circulaire, la même force que la terre est également efficace en chute libre. Pour cette force gravitationnelle il a trouvé la loi de la gravité.
  • Ne oubliez pas que vous comprenez le pouvoir de la force gravitationnelle avec laquelle un corps de masse m1 et un corps de masse m2, dont les priorités sont à une distance r serrer. D'où la formule F = G * m1 * m2 / résultats R2, où la constante gravitationnelle G = 6,673 * 10-11 est m3kg-1s-2.
  • Si le soleil la grande masse M et une planète attribué comme organe central, la relativement faible masse m, utiliser la loi de la gravité sous une forme simplifiée. La formule F = G * M * m / r2.
  • Il est important de tenir compte du fait que la force de gravitation est une force centripète sur une planète en orbite autour du corps central de la masse M. La reconnaissance de la gravité = force centripète est donc clair que la troisième loi de Kepler T2 / r3 = C, et vous vous rendez compte que la constante C = 4π2 / G * M dépend de la masse M de l'étoile centrale. Quand le soleil avec une masse 1,98 * 1030 kg, par exemple, donne Cs = 4π2 / 6673 * 10-11m3kg-1s-2 * 1,987 * 1030 kg = 2,99 * 10-19s2m tiers
  • L'approche de gravité = force centripète vous permet également de calculer la masse du corps central, si les données de trajectoire, ce est à dire orbitale rayon r et la période orbitale T, le corps en orbite sont connus. Vous utilisez G * M * m / r2 = 4π2 * m * r / T2, résultant dans la formule M = 4π2 * r3 / G * T2.
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