Презентация на тему "Законы Кеплера" для детей

Содержание

• 
  Слайд 1

  Законы Кеплера

  Презентацию подготовила ученица 11 «А» класса Тенгелиди Мария

• 
  Слайд 2

  Законы движения Кеплера

• 
  Слайд 3
  

  Астрономия конца XVI века отмечает столкновение двух моделей нашей Солнечной системы: геоцентрическая система Птолемея – где центром вращения всех объектов является Земля, и гелиоцентрическая система Коперника – где Солнце является центральным телом. И хотя Коперник был ближе к истинной природе Солнечной системы, его работа имела недостатки. Основным из этих недостатков являлось утверждение, что планеты вращаются вокруг Солнца по круговым орбитам. С учетом этого, модель Коперника практически настолько же не согласовывалась с наблюдениями, как и система Птолемея. Польский астроном стремился исправить данное расхождение при помощи дополнительного движения планеты по кругу, центр которого уже двигался вокруг Солнца — эпицикл. Однако, расхождения в большей своей части не были устранены

• 
  Слайд 4
  

  В начале XVII века немецкий астроном Иоганн Кеплер, изучая систему Николая Коперника, а также анализируя результаты астрономических наблюдений датчанина Тихо Браге, вывел основные законы относительно движения планет. Они были названы как Три закона Кеплера.

• 
  Слайд 5
  

  Первый закон Кеплера (1609 г.)Все планеты движутся по эллиптическим орбитам, в одном из фокусов которых находится Солнце.

  На рис. показана эллиптическая орбита планеты, масса которой много меньше массы Солнца. Солнце находится в одном из фокусов эллипса. Ближайшая к Солнцу точкаP траектории называется перигелием, точка A, наиболее удаленная от Солнца – афелием. Расстояние между афелием и перигелием – большая ось эллипса. Почти все планеты Солнечной системы (кроме Плутона) движутся по орбитам, близким к круговым.

• 
  Слайд 6
  

  Второй закон Кеплера (1609 г.):Радиус-вектор планеты описывает в равные промежутки времени равные площади.

  Второй закон Кеплера эквивалентен закону сохранения момента импульса. На рис.изображенвектор импульса тела и его составляющиеиПлощадь, заметенная радиус-вектором за малое время Δt, приближенно равна площади треугольника с основанием rΔθ и высотой r: Поэтому, если по второму закону Кеплера то и момент импульсаL при движении остается неизменным. В частности, поскольку скорости планеты в перигелии и афелиинаправлены перпендикулярно радиус-векторамииз закона сохранения момента импульса следует: rPυP = rAυA.

• 
  Слайд 7
  

  Третий закон Кеплера (1619 г.):Квадраты периодов обращения планет относятся как кубы больших полуосей их орбит:или

  Третий закон Кеплера выполняется для всех планет Солнечной системы с точностью выше 1 %. На рис. 1.24.4 изображены две орбиты, одна из которых – круговая с радиусом R, а другая – эллиптическая с большой полуосью a. Третий закон утверждает, что если R = a, то периоды обращения тел по этим орбитам одинаковы.

• 
  Слайд 8
  

  Несмотря на то, что законы Кеплера явились важнейшим этапом в понимании движения планет, они все же оставались только эмпирическими правилами, полученными из астрономических наблюдений. Законы Кеплера нуждались в теоретическом обосновании. Решающий шаг в этом направлении был сделан Исааком Ньютоном, открывшим в 1682 году закон всемирного тяготения: 

  где M и m – массы Солнца и планеты, r – расстояние между ними, G = 6,67·10–11 Н·м2/кг2 – гравитационная постоянная. Ньютон первый высказал мысль о том, что гравитационные силы определяют не только движение планет Солнечной системы; они действуют между любыми телами Вселенной. В частности, уже говорилось, что сила тяжести, действующая на тела вблизи поверхности Земли, имеет гравитационную природу. Для круговых орбит первый и второй закон Кеплера выполняются автоматически, а третий закон утверждает, что T2 ~ R3, где Т – период обращения, R – радиус орбиты. Отсюда можно получить зависимость гравитационной силы от расстояния. При движении планеты по круговой траектории на нее действует сила, которая возникает за счет гравитационного взаимодействия планеты и Солнца: Если T2 ~ R3, то Свойство консервативности гравитационных сил позволяет ввести понятие потенциальной энергии. Для сил всемирного тяготения удобно потенциальную энергию отсчитывать от бесконечно удаленной точки.

• 
  Слайд 9
  

  Спасибо за внимание!