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 (ຕົ້ນຄຣິດສະຕະການ) ຍັງຖືວ່າດວງອາທິດ, ດວງຈັນ, ແລະວັດຖຸທາງດາລາສາດອື່ນໆທີ່ເຄື່ອນທີ່ໄປມາອ້ອມໂລກ, ໃນຂະນະທີ່ໂລກຢຸດນິ້ງ. ເວົ້າອີກຢ່າງໜຶ່ງ, ໂລກຖືກຖືວ່າເປັນຈຸດໃຈກາງຂອງຈັກກະວານ (geocentric). ສົມມຸດຕິຖານນີ້ແມ່ນອີງໃສ່ປະສົບການທາງດ້ານປະສາດສຳຜັດທີ່ຈຳກັດຂອງມະນຸດ, ຜູ້ທີ່ສັງເກດເບິ່ງດວງອາທິດ, ດວງຈັນ, ແລະດວງດາວທີ່ເຄື່ອນທີ່ທຸກໆມື້, ໃນຂະນະທີ່ໂລກຮູ້ສຶກວ່າຢຸດນິ້ງ. ຄ້າຍຄືກັບການຢູ່ໃນລົດທີ່ເຄື່ອນທີ່, ທ່ານເຫັນຄືກັບວ່າຕົ້ນໄມ້ ຫຼື ອາຄານກຳລັງເຄື່ອນທີ່. ສົມມຸດຕິຖານທີ່ວ່າໂລກເປັນຈຸດໃຈກາງຂອງຈັກກະວານໄດ້ຖືກຄົ້ນຄວ້າ ແລະ ພັດທະນາໂດຍນັກດາລາສາດຊາວກຣີກ Claudius Ptolemaeus (100-170 ຄ.ສ.) ໃນສະຕະວັດທີສອງ ຄ.ສ. ແລະ ເຊື່ອກັນວ່າເປັນເວລາ 1400 ປີຕໍ່ໄປ.
ອີງຕາມ Ptolemy, ໂລກແມ່ນຢູ່ໃຈກາງຂອງລະບົບສຸລິຍະ. ດວງອາທິດ ແລະ ດາວເຄາະຕ່າງໆ ອ້ອມຮອບວົງມົນ (ການເຄື່ອນທີ່ໝູນວຽນ) ບ່ອນທີ່ຈຸດໃຈກາງຂອງວົງມົນນີ້ ອ້ອມຮອບໂລກໃນເສັ້ນທາງວົງມົນ (ການເຄື່ອນທີ່ແບບປະຕິວັດ).
ໃນປີ 1543, ນັກດາລາສາດຊາວໂປໂລຍ Nicolaus Copernicus (1473-1543) ໄດ້ສະເໜີຮູບແບບທີ່ມີຈຸດສູນກາງຂອງດວງອາທິດ, ເຊິ່ງດວງອາທິດຢູ່ໃຈກາງຂອງລະບົບສຸລິຍະ. ດາວເຄາະປະກອບມີໂລກອ້ອມຮອບວົງມົນ (ການເຄື່ອນທີ່ແບບໝູນວຽນ) ບ່ອນທີ່ຈຸດໃຈກາງຂອງວົງມົນນີ້ອ້ອມຮອບດວງອາທິດໃນເສັ້ນທາງວົງມົນ (ການເຄື່ອນທີ່ແບບປະຕິວັດ). Copernicus ມີຄວາມເຂົ້າໃຈທີ່ກ້າວໜ້າກວ່າ Ptolemy ເພາະວ່າລາວໄດ້ວາງດວງອາທິດໄວ້ໃຈກາງຂອງລະບົບສຸລິຍະ. ເຖິງຢ່າງໃດກໍ່ຕາມ, Copernicus ຍັງໃຊ້ວົງມົນເປັນຮູບແບບຂອງການເຄື່ອນທີ່ຂອງດາວເຄາະ.
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. ໃນປຶ້ມຫົວນີ້, ລາວໄດ້ຊອກຫາການຈັດລຽງລະຫວ່າງວົງໂຄຈອນຂອງດາວເຄາະຕາມການສັງເກດການຂອງ Copernicus ແລະ Tycho Brahe . ແຕ່ Kepler ບໍ່ສາມາດຊອກຫາຄວາມກົມກຽວລະຫວ່າງຮູບແບບທີ່ພັດທະນາໂດຍ Copernicus ແລະ Ptolemy ກັບຜົນຂອງການສັງເກດການຂອງ Tycho Brahe. ດັ່ງນັ້ນ, ລາວໄດ້ປະຖິ້ມຮູບແບບ Ptolemaic ແລະ Copernican ແລະຫຼັງຈາກນັ້ນໄດ້ຊອກຫາຮູບແບບໃໝ່. 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, r 1 + r 2 ແມ່ນຄືກັນສະເໝີ. ໄລຍະທາງ a ເອີ້ນວ່າແກນເຄິ່ງຫຼັກ ແລະ 2a ເອີ້ນວ່າແກນຫຼັກ. ໄລຍະທາງ b ເອີ້ນວ່າແກນເຄິ່ງໄມເນີ ແລະ 2b ເອີ້ນວ່າແກນໄມເນີ. ຈຸດໂຟກັສຂອງຮູບວົງຣີຕັ້ງຢູ່ທີ່ໄລຍະທາງ c ຈາກຈຸດໃຈກາງຂອງຮູບວົງຣີ, ບ່ອນທີ່ c 2 = a 2 + b 2.
ຮູບຮ່າງຂອງຮູບວົງຣີຖືກກຳນົດໂດຍຄວາມວຸ້ນວາຍ (e) ຂອງຮູບວົງຣີ, ບ່ອນທີ່ e = c / a. ຄວາມວຸ້ນວາຍຂອງຮູບວົງຣີມີຄ່າຕັ້ງແຕ່ 0 ຫາ 1 (0
ຖ້າດາວເຄາະຢູ່ເບື້ອງຊ້າຍຂອງຮູບວົງຣີ (ທາງຊ້າຍຂອງ F1 ) ແລ້ວໄລຍະຫ່າງຂອງດາວເຄາະຈາກດວງອາທິດແມ່ນ a + c. ຈຸດນີ້ເອີ້ນວ່າ aphelion. ເມື່ອດາວເຄາະຢູ່ aphelion, ດາວເຄາະຈະຢູ່ໄກທີ່ສຸດຈາກດວງອາທິດ. ຖ້າດາວເຄາະຢູ່ເບື້ອງຂວາຂອງຮູບວົງຣີ (ທາງຂວາຂອງ F2 ) ແລ້ວໄລຍະຫ່າງຂອງດາວເຄາະຈາກດວງອາທິດແມ່ນ ac. ຈຸດນີ້ເອີ້ນວ່າ perihelion. ເມື່ອດາວເຄາະຢູ່ຈຸດ perihelion, ດາວເຄາະຈະຢູ່ໄກທີ່ສຸດຈາກດວງອາທິດ.
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:
