Gotara li ser Qanûna Kepler
Ma hîn jî bîranînên siwarbûna yekem a otomobîlekê li bîra te ne? Dema ku tu di otomobîlekê de yî, tu dibînî ku darek an avahiyek diçe. Di wê demê de, dibe ku tu bifikirî ku dar an avahî diçin, dema ku tu û otomobîl bêhna xwe vedidin. Bi rastî, tu û otomobîl diçin, dema ku dar an avahî bêhna xwe vedidin. Ev ezmûna tevgera sexte bi rastî her roj tê jiyîn. Her sibeh, "roj hiltê" li asoyê rojhilat dû re ber bi rojava ve diçe û piştî nîvro li asoyê rojava "diçe ava".
Bi heman awayî, di şevê de, hûn pir caran dibînin ku heyv ji rojhilat ber bi rojava ve diçe. Gelo we qet fikirî an texmîn kir ku roj û heyv li dora erdê digeriyan, dema ku erd bêhna xwe vedida?
Dîroka pêşketina astronomiyê
Mirovên ku di demên kevnar de (destpêka BZ) jiyane, roj, heyv û cismên din ên ezmanî jî difikirîn ku li dora erdê digerin, dema ku erd di rewşek bêhnvedanê de ye. Bi gotineke din, erd wekî navenda gerdûnê (jeosentrîk) tê hesibandin. Ev texmîn li ser ezmûna hestiyar a sînorkirî ya mirovan e, ku rojane roj, heyv û stêrkan temaşe dikin ku di rewşek bêhnvedanê de diçin. Mîna ku hûn di otomobîlek tevgerê de bin, hûn dibînin ku dar an avahî diçin. Ev texmîna ku erd navenda gerdûnê ye ji hêla stêrnasê Yewnanî Claudius Ptolemaeus (100-170 PZ) ve di sedsala duyemîn a PZ de hate lêkolîn û pêşxistin û di 1400 salên pêş de bawerî pê hat kirin.
Li gorî Ptolemay, erd di navenda pergala rojê de bû. Roj û gerstêrk li dora çemberê (tevgera zivirî) digerin ku navenda vê çemberê erdê bi rêyeke çemberî (tevgera şoreşgerî) dorpêç dike.
Di sala 1543an de, stêrnasê Polonî Nicolaus Copernicus (1473-1543) modelek helîosentrîk pêşniyar kir, ku tê de roj di navenda pergala rojê de ye. Gerstêrk erdê li dora çemberê (tevgera zivirî) dihewînin ku navenda vê çemberê rojê bi rêyek çemberê dorpêç dike (tevgera şoreşgerî). Kopernîk ji Ptolemyus têgihîştinek pêşkeftîtir hebû ji ber ku wî roj di navenda pergala rojê de danî. Digel vê yekê, Kopernîk hîn jî çemberan wekî celebek tevgera gerstêrkan bikar tîne.
Nîqaşên balkêş ên li ser modelên jeosentrîk û helîosentrîk stêrnasan teşwîq dikin ku çavdêriyên baldartir bikin. Stêrnasên wê demê laşên ezmanî tenê bi karanîna çavan çavdêrî dikirin, amûrên wekî teleskop an dûrbînên stêrkan bikar neanîn. Wê demê, teleskop hîn nehatibû çêkirin. Teleskopa ku dikare ji bo çavdêrîkirina laşên ezmanî were bikar anîn yekem car di sala 1609an de ji hêla zanyarê Îtalî Galileo Galilei ve hatiye çêkirin. Galileo teleskopa xwe ya çêkirî bikar anî da ku laşên ezmanî çavdêrî bike û daneyên xwe yên çavdêriyê bikar anî da ku bi alîgirên modela jeosentrîk re nîqaş bike.
Astronomekî navdar ê Danîmarkî bi navê Tycho Brahe (1546-1601) dawîn astronom bû ku tenê bi çavan laşên ezmanî çavdêrî kir. Piştî çavdêrîkirina ji 1576 heta 1599, Tycho Brahe bi astronomekî Alman, Johannes Kepler (1571-1630), ku ew jî matematîkzan bû, re hevkarî kir. Kepler alîkarê Tycho Brahe bû. Hevkariya di navbera Tycho Brahe û Kepler de zêde nedomand ji ber ku Tycho Brahe mir. Piştî mirina Tycho Brahe, Kepler daneyên astronomîk ên ku ji hêla mamosteyê xwe ve hatine bidestxistin bikar anî û nêzîkî bîst salên jiyana xwe ji bo afirandina modelên matematîkî ji bo ravekirina tevgerên gerstêrkan derbas kir.
Yekem berhema Kepler di warê astronomiyê de bi navê The Sirr of the Universe di sala 1596an de hate weşandin. Di pirtûkê de, wî li gorî çavdêriyên Copernicus û Tycho Brahe li hevahengiyek di navbera orbitên gerstêrkan de geriya . Lê Kepler nekarî di navbera modelên ku ji hêla Copernicus û Ptolemaius ve hatine pêşxistin û encamên çavdêriyên Tycho Brahe de lihevhatinek bibîne. Ji ber vê yekê, wî modelên Ptolemaic û Copernic terikand û dûv re li modelên nû geriya. Di sala 1609an de, Kepler kifş kir ku elips bi encamên çavdêriyên Tycho Brahe re pir guncaw in. Kepler êdî ne çemberê wekî formek rêça laşên ezmanî, lê elipsan bikar tîne.
Qanûna Kepler
Ev qanûn ji hêla Kepler ve, nîv sedsal berî ku Isaac Newton sê qanûnên tevgerê û qanûna kişandina gerdûnî pêşniyar bike, hate pêşniyarkirin.
Qanûna yekem a Kepler
Riya her gerstêrkê dema ku li dora rojê dizivire elips e, ku roj di yek fokusê de ye.
F1 û F2 xalên fokusê yên elîptîk in. Roj li yek ji xalên fokusê ye (mînakî di wêneyê de F hatî hilbijartin)2), gerstêrk bi dûrahiya r ye.2 ji F2 an r1 ji F1Eger pozîsyona gerstêrkê biguhere, r2 û r1 jî biguherin.
Her çiqas wisa be jî, r 1 + r 2 her tim yek e. Dûriya a wekî nîveksena mezin û 2a jî wekî eksena mezin tê binavkirin. Dûriya b wekî nîveksena biçûk û 2b jî wekî eksena biçûk tê binavkirin. Xala fokusê ya elipsê li dûriya c ji navenda elipsê ye, ku c 2 = a 2 + b 2 ye.
Şêweyê elipsê ji hêla eksentrîsîteya (e) ya elipsê ve tê destnîşankirin, ku e = c / a ye. Eksentrîsîteya elipsê ji 0 heta 1 (0) diguhere.
Eger gerstêrk li dawiya çepê ya elipsê be (li çepê F 1 ) wê demê dûrahiya gerstêrk ji rojê re a + c ye. Ev xal wekî aphelyon tê binavkirin. Dema ku gerstêrk li afelyonê be, gerstêrk di dûrahiya xwe ya herî dûr ji rojê de ye. Ger gerstêrk li dawiya rastê ya elipsê be (li rastê F 2 ) wê demê dûrahiya gerstêrk ji rojê re ac ye. Ev xal wekî perîhelyon tê binavkirin. Dema ku gerstêrk li xala perîhelyonê be, gerstêrk di dûrahiya herî nêzîk ji rojê de ye.
Qanûna duyem a Kepler
Xêza xeyalî ya ku ji rojê ber bi gerstêrkê ve tê xêzkirin, di heman navberê demê de rûberên wekhev xêz dike.
Di wêneya jêrîn de, tenê du mînakên rûberan hene, ango rûbera abc û rûbera ade. Mezinahiya van her du rûberan wekhev e. Di heman navberê demê de, xeta xeyalî ya ku gerstêrk û rojê bi hev ve girêdide, rûbera ku xwedî heman mezinahî ye dihejîne. Ji ber vê yekê, dema ku ji b ber bi c ve diçe (gerstêrk di afelyonê de ye), leza gerstêrka biçûktir hêdîtir diçe. Berevajî vê, dema ku ji d ber bi e ve diçe (gerstêrk di perîhelyonê de ye), leza gerstêrka mezintir zûtir diçe. Ji ber vê yekê, rêjeya herî zêde ya gerstêrkê dema ku ew li xala perîhelyonê ye û rêjeya herî kêm a gerstêrkê dema ku ew li xala afelyonê ye.
Qanûna sêyemîn a Kepler
Rêjeya çargoşeyên orbital nixte ji gerstêrkê bo cube ya the dûrên navînî yên planetê bi roj (T2/r3) sabît e, û nirx ji bo hemû gerstêrkan yek e. Ger T1 û T2 dewra du gerstêrkan, r, diyar bike1 û r2 nîşan dide dûrbûna navînî ya her gerstêrkê ji rojê:
