ບົດຄວາມກ່ຽວກັບ ກົດໝາຍ Kepler
ເຈົ້າຍັງຈື່ຄວາມຊົງຈຳກ່ຽວກັບການຂີ່ລົດຄັ້ງທຳອິດໄດ້ບໍ່? ເມື່ອຢູ່ໃນລົດທີ່ກຳລັງເຄື່ອນທີ່, ເຈົ້າຈະເຫັນຄືກັບວ່າຕົ້ນໄມ້ ຫຼື ອາຄານກຳລັງເຄື່ອນທີ່. ໃນເວລານັ້ນ, ເຈົ້າອາດຄິດວ່າຕົ້ນໄມ້ ຫຼື ອາຄານກຳລັງເຄື່ອນທີ່, ໃນຂະນະທີ່ເຈົ້າ ແລະ ລົດຢຸດນິ້ງ. ໃນຄວາມເປັນຈິງ, ເຈົ້າ ແລະ ລົດເຄື່ອນທີ່, ໃນຂະນະທີ່ຕົ້ນໄມ້ ຫຼື ອາຄານກຳລັງຢຸດນິ້ງ. ປະສົບການຂອງການເຄື່ອນໄຫວປອມນີ້ແມ່ນເກີດຂຶ້ນທຸກໆມື້. ທຸກໆເຊົ້າ, "ຕາເວັນຂຶ້ນ" ຢູ່ຂອບຟ້າທາງທິດຕາເວັນອອກ ຈາກນັ້ນເຄື່ອນທີ່ໄປທາງທິດຕາເວັນຕົກ ແລະ "ຕົກ" ຢູ່ຂອບຟ້າທາງທິດຕາເວັນຕົກໃນຕອນບ່າຍ.
ເຊັ່ນດຽວກັນ, ໃນຕອນກາງຄືນ, ເຈົ້າມັກຈະເຫັນດວງຈັນເຄື່ອນທີ່ຈາກທິດຕາເວັນອອກໄປທິດຕາເວັນຕົກ. ເຈົ້າເຄີຍຄິດ ຫຼື ຄາດເດົາບໍ່ວ່າດວງອາທິດ ແລະ ດວງຈັນເຄື່ອນທີ່ອ້ອມໂລກ ໃນຂະນະທີ່ໂລກພັກຜ່ອນ?
ປະຫວັດສາດການພັດທະນາຂອງດາລາສາດ
ມະນຸດຜູ້ທີ່ມີຊີວິດຢູ່ໃນສະໄໝບູຮານ (ຕົ້ນກ່ອນຄ.ສ.) ຍັງຖືວ່າດວງອາທິດ, ດວງຈັນ, ແລະວັດຖຸທາງດາລາສາດອື່ນໆທີ່ເຄື່ອນທີ່ໄປມາອ້ອມໂລກ, ໃນຂະນະທີ່ໂລກຢຸດນິ້ງ. ເວົ້າອີກຢ່າງໜຶ່ງ, ໂລກຖືກຖືວ່າເປັນຈຸດໃຈກາງຂອງຈັກກະວານ (geocentric). ສົມມຸດຕິຖານນີ້ແມ່ນອີງໃສ່ປະສົບການທາງດ້ານປະສາດສຳຜັດທີ່ຈຳກັດຂອງມະນຸດ, ຜູ້ທີ່ສັງເກດເບິ່ງດວງອາທິດ, ດວງຈັນ, ແລະດວງດາວທີ່ເຄື່ອນທີ່ທຸກໆມື້, ໃນຂະນະທີ່ໂລກຮູ້ສຶກວ່າຢຸດນິ້ງ. ຄ້າຍຄືກັບການຢູ່ໃນລົດທີ່ເຄື່ອນທີ່, ທ່ານເຫັນຄືກັບວ່າຕົ້ນໄມ້ ຫຼື ອາຄານກຳລັງເຄື່ອນທີ່. ສົມມຸດຕິຖານທີ່ວ່າໂລກເປັນຈຸດໃຈກາງຂອງຈັກກະວານໄດ້ຖືກຄົ້ນຄວ້າ ແລະ ພັດທະນາໂດຍນັກດາລາສາດກຣີກ. ຄລໍດີອຸສ ປໂຕເລມາອຸສ (100-170 ຄ.ສ.) ໃນສະຕະວັດທີສອງ ຄ.ສ. ແລະ ເຊື່ອກັນວ່າເປັນເວລາ 1400 ປີຕໍ່ມາ.
ອີງຕາມ Ptolemy, ໂລກແມ່ນຢູ່ໃຈກາງຂອງລະບົບສຸລິຍະ. ດວງອາທິດ ແລະ ດາວເຄາະຕ່າງໆ ອ້ອມຮອບວົງມົນ (ການເຄື່ອນທີ່ໝູນວຽນ) ບ່ອນທີ່ຈຸດໃຈກາງຂອງວົງມົນນີ້ ອ້ອມຮອບໂລກໃນເສັ້ນທາງວົງມົນ (ການເຄື່ອນທີ່ແບບປະຕິວັດ).
ໃນປີ 1543, ນັກດາລາສາດຊາວໂປໂລຍ Nicholas Copernicus (1473-1543) ໄດ້ສະເໜີຮູບແບບການໂຄຈອນຮອບດວງອາທິດ, ເຊິ່ງດວງອາທິດຢູ່ໃຈກາງຂອງລະບົບສຸລິຍະ. ດາວເຄາະປະກອບມີໂລກອ້ອມຮອບວົງມົນ (ການເຄື່ອນທີ່ແບບໝູນວຽນ) ບ່ອນທີ່ຈຸດໃຈກາງຂອງວົງມົນນີ້ອ້ອມຮອບດວງອາທິດໃນເສັ້ນທາງວົງມົນ (ການເຄື່ອນທີ່ແບບປະຕິວັດ). ໂຄເປີນິກັສມີຄວາມເຂົ້າໃຈທີ່ກ້າວໜ້າກວ່າ ປໂຕເລມີ ເພາະວ່າລາວໄດ້ວາງດວງອາທິດໄວ້ໃຈກາງຂອງລະບົບສຸລິຍະ. ເຖິງຢ່າງໃດກໍ່ຕາມ, ໂຄເປີນິກັສຍັງໃຊ້ວົງມົນເປັນຮູບແບບຂອງການເຄື່ອນທີ່ຂອງດາວເຄາະ.
ການໂຕ້ວາທີທີ່ໜ້າຕື່ນເຕັ້ນກ່ຽວກັບຮູບແບບ geocentric ແລະ heliocentric ຊຸກຍູ້ໃຫ້ນັກດາລາສາດສັງເກດການຢ່າງລະມັດລະວັງຫຼາຍຂຶ້ນ. ນັກດາລາສາດໃນເວລານັ້ນໄດ້ສັງເກດເບິ່ງວັດຖຸທາງດາລາສາດໂດຍໃຊ້ພຽງແຕ່ຕາ, ບໍ່ໄດ້ໃຊ້ເຄື່ອງມືເຊັ່ນ: ກ້ອງສ່ອງທາງໄກ ຫຼື ກ້ອງສ່ອງທາງໄກດາວ. ໃນເວລານັ້ນ, ກ້ອງສ່ອງທາງໄກຍັງບໍ່ທັນໄດ້ຖືກສ້າງຂຶ້ນ. ກ້ອງສ່ອງທາງໄກທີ່ສາມາດໃຊ້ເພື່ອສັງເກດເບິ່ງວັດຖຸທາງດາລາສາດໄດ້ຖືກສ້າງຂຶ້ນຄັ້ງທຳອິດໂດຍນັກວິທະຍາສາດຊາວອິຕາລີ, Galileo Galilei, ໃນປີ 1609. Galileo ໄດ້ໃຊ້ກ້ອງສ່ອງທາງໄກທຽມຂອງລາວເພື່ອສັງເກດເບິ່ງວັດຖຸທາງດາລາສາດ ແລະ ໃຊ້ຂໍ້ມູນການສັງເກດການຂອງລາວເພື່ອໂຕ້ຖຽງກັບຜູ້ສະໜັບສະໜູນຮູບແບບ geocentric.
ນັກດາລາສາດຊາວເດນມາກທີ່ມີຊື່ສຽງຊື່ Tycho Brahe (1546-1601) ເປັນນັກດາລາສາດຄົນສຸດທ້າຍທີ່ສັງເກດເຫັນວັດຖຸທາງທ້ອງຟ້າໂດຍໃຊ້ພຽງແຕ່ຕາ. ຫຼັງຈາກສັງເກດການຕັ້ງແຕ່ປີ 1576 ຫາ 1599, Tycho Brahe ໄດ້ຮ່ວມມືກັບນັກດາລາສາດຊາວເຢຍລະມັນຊື່ Johannes Kepler (1571-1630), ເຊິ່ງເປັນນັກຄະນິດສາດຄືກັນ. Kepler ເປັນຜູ້ຊ່ວຍຂອງ Tycho Brahe. ການຮ່ວມມືລະຫວ່າງ Tycho Brahe ແລະ Kepler ດຳເນີນໄປບໍ່ດົນເພາະວ່າ Tycho Brahe ໄດ້ເສຍຊີວິດ. ຫຼັງຈາກ Tycho Brahe ເສຍຊີວິດ, Kepler ໄດ້ໃຊ້ຂໍ້ມູນທາງດາລາສາດທີ່ຄູສອນຂອງລາວໄດ້ມາ ແລະ ໃຊ້ເວລາປະມານຊາວປີໃນຊີວິດຂອງລາວເພື່ອສ້າງແບບຈຳລອງທາງຄະນິດສາດເພື່ອອະທິບາຍການເຄື່ອນທີ່ຂອງດາວເຄາະ.
ຜົນງານທຳອິດຂອງ Kepler ໃນຂະແໜງດາລາສາດທີ່ມີຊື່ວ່າ ຄວາມລຶກລັບຂອງຈັກກະວານ ໄດ້ຖືກຕີພິມໃນປີ 1596. ໃນປຶ້ມ, ລາວໄດ້ຊອກຫາການຈັດລຽງລະຫວ່າງວົງໂຄຈອນຂອງດາວເຄາະຕາມ Copernicus ແລະ Tycho braheການສັງເກດການຂອງ. ແຕ່ Kepler ລົ້ມເຫຼວໃນການຊອກຫາຄວາມກົມກຽວລະຫວ່າງຮູບແບບທີ່ພັດທະນາໂດຍ Copernicus ແລະ Ptolemy ກັບຜົນຂອງການສັງເກດການຂອງ Tycho Brahe. ດັ່ງນັ້ນ, ລາວໄດ້ປະຖິ້ມຮູບແບບ Ptolemaic ແລະ Copernican ແລະຫຼັງຈາກນັ້ນຊອກຫາຮູບແບບໃໝ່. ໃນປີ 1609, Kepler ໄດ້ຄົ້ນພົບວ່າຮູບວົງມົນມີຄວາມເໝາະສົມຫຼາຍກັບຜົນຂອງການສັງເກດການຂອງ Tycho Brahe. Kepler ບໍ່ໄດ້ໃຊ້ວົງມົນເປັນຮູບແບບຂອງເສັ້ນທາງການເຄື່ອນທີ່ຂອງວັດຖຸທາງດາລາສາດອີກຕໍ່ໄປ, ແຕ່ໃຊ້ຮູບວົງມົນ.
ກົດໝາຍ Kepler
ກົດໝາຍສະບັບນີ້ໄດ້ຖືກສະເໜີໂດຍ Kepler, ເຄິ່ງສະຕະວັດກ່ອນທີ່ Isaac Newton ຈະສະເໜີກົດໝາຍສາມຢ່າງກ່ຽວກັບການເຄື່ອນທີ່ ແລະ ກົດໝາຍວ່າດ້ວຍແຮງໂນ້ມຖ່ວງຂອງຈັກກະວານ.
ກົດໝາຍສະບັບທຳອິດຂອງ Kepler
ເສັ້ນທາງຂອງດາວເຄາະແຕ່ລະດວງເມື່ອມັນອ້ອມຮອບດວງອາທິດແມ່ນຮູບວົງຣີ, ບ່ອນທີ່ດວງອາທິດຢູ່ໃນຈຸດສຸມດຽວ.
F1 ແລະ F2 ເປັນຈຸດໂຟກັສຮູບໄຂ່. ດວງອາທິດຢູ່ຈຸດໂຟກັສໜຶ່ງ (ຕົວຢ່າງໃນຮູບທີ່ເລືອກ F2), ດາວເຄາະຢູ່ໃນໄລຍະ r2 ຈາກ F2 ຫຼື r1 ຈາກ F1ຖ້າຕຳແໜ່ງຂອງດາວເຄາະປ່ຽນແປງ, r2 ແລະ r1 ປ່ຽນແປງເຊັ່ນກັນ.
ເຖິງຢ່າງໃດກໍ່ຕາມ, r1 + ຣ2 ແມ່ນຄືກັນສະເໝີ. ໄລຍະທາງ a ເອີ້ນວ່າແກນເຄິ່ງຫຼັກ ແລະ 2a ເອີ້ນວ່າແກນຫຼັກ. ໄລຍະທາງ b ເອີ້ນວ່າແກນເຄິ່ງໄມເນີ ແລະ 2b ເອີ້ນວ່າແກນໄມເນີ. ຈຸດໂຟກັສຂອງຮູບວົງຣີຕັ້ງຢູ່ທີ່ໄລຍະທາງ c ຈາກຈຸດໃຈກາງຂອງຮູບວົງຣີ, ບ່ອນທີ່ c2 = ກ2 + ຂ2.
ຮູບຮ່າງຂອງຮູບວົງຣີຖືກກຳນົດໂດຍຄວາມວຸ້ນວາຍ (e) ຂອງຮູບວົງຣີ, ບ່ອນທີ່ e = c / a. ຄວາມວຸ້ນວາຍຂອງຮູບວົງຣີມີຄ່າຕັ້ງແຕ່ 0 ຫາ 1 (0
ຖ້າດາວເຄາະຢູ່ເບື້ອງຊ້າຍຂອງຮູບວົງຣີ (ຢູ່ເບື້ອງຊ້າຍຂອງ F1) ຫຼັງຈາກນັ້ນໄລຍະຫ່າງຂອງດາວເຄາະຈາກດວງອາທິດແມ່ນ a + c. ຈຸດນີ້ເອີ້ນວ່າ aphelion. ເມື່ອດາວເຄາະຢູ່ທີ່ aphelion, ດາວເຄາະຈະຢູ່ໄກທີ່ສຸດຈາກດວງອາທິດ. ຖ້າດາວເຄາະຢູ່ເບື້ອງຂວາສຸດຂອງຮູບວົງຣີ (ເບື້ອງຂວາຂອງ F2) ຫຼັງຈາກນັ້ນໄລຍະຫ່າງຂອງດາວເຄາະຈາກດວງອາທິດແມ່ນ ac. ຈຸດນີ້ເອີ້ນວ່າ perihelion. ເມື່ອດາວເຄາະຢູ່ໃນຈຸດ perihelion, ດາວເຄາະຈະຢູ່ໃນໄລຍະທີ່ໃກ້ທີ່ສຸດຈາກດວງອາທິດ.
ກົດຫມາຍທີສອງຂອງ Kepler
ເສັ້ນຈິນຕະນາການທີ່ຖືກດຶງອອກຈາກດວງອາທິດໄປຫາດາວເຄາະ, ກວາດພື້ນທີ່ເທົ່າກັນອອກໃນໄລຍະເວລາດຽວກັນ.
ໃນຮູບຂ້າງລຸ່ມນີ້, ມີພຽງແຕ່ສອງຕົວຢ່າງຂອງພື້ນທີ່, ຄືພື້ນທີ່ abc ແລະ ພື້ນທີ່ ade. ພື້ນທີ່ທັງສອງນີ້ມີຂະໜາດເທົ່າກັນ. ໃນຊ່ວງເວລາດຽວກັນ, ເສັ້ນຈິນຕະນາການທີ່ເຊື່ອມຕໍ່ດາວເຄາະ ແລະ ດວງອາທິດຈະກວາດພື້ນທີ່ທີ່ມີຂະໜາດເທົ່າກັນ. ດັ່ງນັ້ນ, ເມື່ອເຄື່ອນທີ່ຈາກ b ໄປຫາ c (ດາວເຄາະຢູ່ທີ່ aphelion), ຄວາມໄວຂອງດາວເຄາະ ຫຼື ດາວເຄາະຂະໜາດນ້ອຍກວ່າຈະເຄື່ອນທີ່ຊ້າກວ່າ. ໃນທາງກົງກັນຂ້າມ, ເມື່ອເຄື່ອນທີ່ຈາກ d ໄປຫາ e (ດາວເຄາະຢູ່ທີ່ perihelion), ຄວາມໄວຂອງດາວເຄາະ ຫຼື ດາວເຄາະຂະໜາດໃຫຍ່ກວ່າຈະເຄື່ອນທີ່ໄວຂຶ້ນ. ດັ່ງນັ້ນ, ອັດຕາສູງສຸດຂອງດາວເຄາະເມື່ອມັນຢູ່ທີ່ຈຸດ perihelion ແລະ ອັດຕາຕໍ່າສຸດຂອງດາວເຄາະເມື່ອມັນຢູ່ທີ່ຈຸດ aphelion.
ກົດຫມາຍທີສາມຂອງ Kepler
ອັດຕາສ່ວນຂອງກຳລັງສອງຂອງ ວົງໂຄຈອນ ໄລຍະເວລາ ຂອງດາວເຄາະດວງໜຶ່ງ ການ cube ຂອງ the ໄລຍະຫ່າງສະເລ່ຍຂອງດາວເຄາະ ກັບ ດວງອາທິດ (ທ2/r3) ແມ່ນຄົງທີ່, ແລະຄ່າແມ່ນຄືກັນສຳລັບດາວເຄາະທັງໝົດ. ຖ້າ T1 ແລະ T2 ລະບຸໄລຍະເວລາຂອງສອງດາວເຄາະ, r1 ແລະ r2 ເປັນຕົວແທນຂອງໄລຍະຫ່າງສະເລ່ຍຂອງດາວເຄາະແຕ່ລະດວງຈາກດວງອາທິດ:
