بابت مضمون ڪيپلر جو قانون
ڇا توهان کي اڃا تائين پهرين ڪار تي سوار ٿيڻ جون يادون ياد آهن؟ جڏهن هلندڙ ڪار ۾، توهان ڏسندا آهيو ته ڪو وڻ يا عمارت حرڪت ڪري رهي آهي. ان وقت، توهان شايد سوچيو ته وڻ يا عمارتون حرڪت ڪري رهيون آهن، جڏهن ته توهان ۽ ڪار آرام ۾ آهيو. حقيقت ۾، توهان ۽ ڪار حرڪت ڪندا آهيو، جڏهن ته وڻ يا عمارتون آرام ڪري رهيون آهن. جعلي حرڪت جو هي تجربو اصل ۾ هر روز تجربو ڪيو ويندو آهي. هر صبح، اوڀر افق تي "سج اڀرندو" پوءِ اولهه طرف هلندو آهي ۽ منجهند ۾ اولهه افق تي "لڏندو" آهي.
ساڳئي طرح، رات جو، توهان اڪثر چنڊ کي اوڀر کان اولهه ڏانهن هلندي ڏسندا آهيو. ڇا توهان ڪڏهن سوچيو يا اندازو لڳايو آهي ته سج ۽ چنڊ زمين جي چوڌاري ڦرندا هئا، جڏهن ته زمين آرام ۾ هئي؟
فلڪيات جي ترقي جي تاريخ
قديم زماني ۾ رهندڙ انسان (قبل مسيح جي شروعات ۾) سج، چنڊ ۽ ٻين آسماني جسمن کي زمين جي چوڌاري حرڪت ڪندي به سمجهندا هئا، جڏهن ته زمين آرام ۾ هئي. ٻين لفظن ۾، زمين کي ڪائنات جو مرڪز (جيو سينٽرڪ) سمجهيو ويندو آهي. هي مفروضو انسانن جي محدود حسي تجربي تي ٻڌل آهي، جيڪي روزانو سج، چنڊ ۽ تارن کي حرڪت ۾ ڏسندا آهن، جڏهن ته زمين آرام ۾ محسوس ڪندي آهي. هلندڙ ڪار ۾ هجڻ وانگر، توهان ڏسندا آهيو ته وڻ يا عمارتون حرڪت ۾ آهن. اهو مفروضو ته زمين ڪائنات جو مرڪز آهي، يوناني فلڪيات دان ڪلاڊيئس ٽالميئس (100-170 عيسوي) ٻي صدي عيسوي ۾ تحقيق ۽ ترقي ڪئي هئي ۽ ايندڙ 1400 سالن تائين ان تي يقين رکيو.
ٽالمي جي مطابق، زمين شمسي نظام جي مرڪز ۾ هئي. سج ۽ سيارا هڪ دائري (گردش جي حرڪت) جي چوڌاري گهيرو ڪن ٿا جتي هن دائري جو مرڪز زمين کي هڪ گول رستي (انقلابي حرڪت) ۾ گهيرو ڪري ٿو.
1543 ۾، پولش فلڪيات دان نڪولس ڪوپرنيڪس (1473-1543) هڪ هيليو سينٽرڪ ماڊل پيش ڪيو، جنهن ۾ سج شمسي نظام جي مرڪز ۾ هو. سيارن ۾ زمين هڪ دائري جي چوڌاري (گردش جي حرڪت) شامل آهي جتي هن دائري جو مرڪز سج کي هڪ گول رستي (انقلابي حرڪت) ۾ گهيرو ڪري ٿو. ڪوپرنيڪس کي ٽالمي کان وڌيڪ ترقي يافته سمجهه هئي ڇاڪاڻ ته هن سج کي شمسي نظام جي مرڪز ۾ رکيو هو. تنهن هوندي به، ڪوپرنيڪس اڃا تائين دائرن کي گرهن جي حرڪت جي صورت ۾ استعمال ڪندو آهي.
جيو سينٽرڪ ۽ هيليو سينٽرڪ ماڊلز بابت دلچسپ بحث فلڪيات دانن کي وڌيڪ احتياط سان مشاهدو ڪرڻ جي ترغيب ڏين ٿا. ان وقت فلڪيات دان صرف اکين سان آسماني جسمن جو مشاهدو ڪندا هئا، دوربين يا تارن جي دوربين جهڙا اوزار استعمال نه ڪندا هئا. ان وقت، دوربين نه ٺاهي وئي هئي. آسماني جسمن جو مشاهدو ڪرڻ لاءِ استعمال ٿيندڙ دوربين پهريون ڀيرو هڪ اطالوي سائنسدان، گليليو گليلي، 1609 ۾ ٺاهي هئي. گليليو پنهنجي مصنوعي دوربين کي آسماني جسمن جو مشاهدو ڪرڻ لاءِ استعمال ڪيو ۽ پنهنجي مشاهداتي ڊيٽا کي جيو سينٽرڪ ماڊل جي حمايت ڪندڙن سان بحث ڪرڻ لاءِ استعمال ڪيو.
هڪ مشهور ڊينش فلڪيات دان ٽائيڪو براه (1546-1601) آخري فلڪيات دان هو جنهن صرف اکين سان آسماني جسمن جو مشاهدو ڪيو. 1576 کان 1599 تائين مشاهدو ڪرڻ کان پوءِ، ٽائيڪو براه هڪ جرمن فلڪيات دان، جوهانس ڪيپلر (1571-1630) سان تعاون ڪيو، جيڪو پڻ هڪ رياضي دان هو. ڪيپلر ٽائيڪو براه جو مددگار هو. ٽائيڪو براه ۽ ڪيپلر جي وچ ۾ تعاون گهڻو وقت نه رهيو ڇاڪاڻ ته ٽائيڪو براه مري ويو. ٽائيڪو براه جي مرڻ کان پوءِ، ڪيپلر پنهنجي استاد پاران حاصل ڪيل فلڪيات جي ڊيٽا کي استعمال ڪيو ۽ پنهنجي زندگي جا تقريباً ويهه سال سيارن جي حرڪت کي بيان ڪرڻ لاءِ رياضي جا ماڊل ٺاهڻ ۾ گذاريا.
ڪيپلر جو فلڪيات جي شعبي ۾ پهريون ڪم "The Mystery of the Universe" 1596ع ۾ شايع ٿيو. ڪتاب ۾، هن ڪوپرنيڪس ۽ ٽائيڪو براه جي مشاهدن مطابق گرهن جي مدارن جي وچ ۾ هڪ ترتيب ڳولڻ جي ڪوشش ڪئي. پر ڪيپلر ڪوپرنيڪس ۽ ٽالمي پاران تيار ڪيل ماڊلز جي وچ ۾ ٽائيڪو براه جي مشاهدن جي نتيجن سان هم آهنگي ڳولڻ ۾ ناڪام ٿيو. تنهن ڪري، هن ٽالمي ۽ ڪوپرنيڪس ماڊلز کي ڇڏي ڏنو ۽ پوءِ نوان ماڊلز ڳولڻ جي ڪوشش ڪئي. 1609ع ۾، ڪيپلر دريافت ڪيو ته بيضوي ٽائلڪو براه جي مشاهدن جي نتيجن سان تمام گهڻيون موزون هيون. ڪيپلر هاڻي آسماني جسمن جي رفتار جي صورت ۾ دائري کي استعمال نٿو ڪري، پر بيضوي.
ڪيپلر جو قانون
هي قانون ڪيپلر پاران پيش ڪيو ويو هو، آئزڪ نيوٽن پاران حرڪت جا ٽي قانون ۽ عالمگير ڪشش ثقل جو قانون پيش ڪرڻ کان اڌ صدي اڳ.
ڪيپلر جو پهريون قانون
هر سيارو جڏهن سج جي چوڌاري گهمي ٿو ته ان جو رستو هڪ بيضوي شڪل آهي، جتي سج هڪ مرڪز تي هوندو آهي.
F1 ۽ ايف2 بيضوي مرڪزي نقطا آهن. سج هڪ مرڪزي نقطن تي آهي (مثال طور چونڊيل تصوير ۾ F2)، سيارو r جي مفاصلي تي آهي2 ايف کان2 يا آر1 ايف کان1. جيڪڏهن سيارو جي پوزيشن تبديل ٿئي ٿي، r2 ۽ ر1 پڻ تبديل ڪريو.
تڏهن به، r 1 + r 2 هميشه ساڳيو هوندو آهي. فاصلو a کي نيم وڏو محور ۽ 2a کي وڏو محور سڏيو ويندو آهي. فاصلو b کي نيم ننڍو محور ۽ 2b کي ننڍو محور سڏيو ويندو آهي. بيضوي جو مرڪزي نقطو بيضوي جي مرڪز کان c جي مفاصلي تي واقع آهي، جتي c 2 = a 2 + b 2.
بيضوي شڪل بيضوي جي سنڪيت (e) ذريعي طئي ڪئي ويندي آهي، جتي e = c / a. هڪ بيضوي جي سنڪيت 0 کان 1 (0) تائين هوندي آهي.
جيڪڏهن سيارو بيضوي جي کاٻي ڇيڙي تي (F 1 جي کاٻي پاسي ) آهي ته پوءِ سيارو جو سج کان فاصلو a + c آهي. هن نقطي کي aphelion سڏيو ويندو آهي. جڏهن سيارو aphelion تي هوندو آهي، ته سيارو سج کان پنهنجي تمام گهڻي فاصلي تي هوندو آهي. جيڪڏهن سيارو بيضوي جي ساڄي ڇيڙي تي (F 2 جي ساڄي پاسي ) آهي ته پوءِ سيارو جو سج کان فاصلو ac آهي. هن نقطي کي perihelion سڏيو ويندو آهي. جڏهن سيارو perihelion جي نقطي تي هوندو آهي، ته سيارو سج کان تمام ويجهو فاصلي تي هوندو آهي.
ڪيپلر جو ٻيو قانون
سج کان ڌرتيءَ تائين جيڪا خيالي لڪير ٺاهي وئي آهي، اها ساڳئي وقت جي وقفي لاءِ برابر علائقن کي ڇڪيندي آهي.
هيٺ ڏنل شڪل ۾، علائقن جا صرف ٻه مثال آهن، يعني abc علائقو ۽ ade علائقو. انهن ٻنهي علائقن جو سائيز ساڳيو آهي. ساڳئي وقت جي وقفي دوران، سيارو ۽ سج کي ڳنڍيندڙ خيالي لڪير ان علائقي کي ڇڪيندي آهي جنهن جي شدت ساڳي آهي. تنهن ڪري، جڏهن b کان c ڏانهن منتقل ٿئي ٿو (سيارو aphelion تي آهي)، ننڍي سيارو يا سيارو جي رفتار وڌيڪ سست رفتاري سان هلندي آهي. ان جي برعڪس، جڏهن d کان e ڏانهن منتقل ٿئي ٿو (سيارو perihelion تي آهي)، وڏي سيارو يا سيارو جي رفتار تيز رفتاري سان هلندي آهي. تنهن ڪري، وڌ ۾ وڌ سيارو جي شرح جڏهن اهو perihelion نقطي تي هوندو آهي ۽ گهٽ ۾ گهٽ سيارو جي شرح جڏهن اهو aphelion نقطي تي هوندو آهي.
ڪيپلر جو ٽيون قانون
جي چورس جو تناسب orbital دور ۾ ڪنهن سياري جو ڏانهن پيدا ٿيندڙ ٽي جوhe ڌرتيءَ جا سراسري فاصلا سان سج (ٽي2/r3) مستقل آهي، ۽ قدر سڀني سيارن لاءِ ساڳيو آهي. جيڪڏهن T1 ۽ T2 ٻن سيارن جو عرصو بيان ڪريو، r1 ۽ ر2 سج کان هر سيارو جي سراسري فاصلي جي نمائندگي ڪري ٿو:
