In urma observatiilor astronomice, J. Kepler a stabilit in anul 1619 legile care descriu miscarea planetelor in jurul Soarelui, numite si legile lui Kepler, sunt urmatoarele: Daca raza vectoare a planetei descrie ariile SAA si SBB in intervale egale de timp, conform legii a doua a lui Kepler, aceste arii sunt egale.
In cele ce urmeaza vom trata Soarele si planetele ca pe niste puncte materiale, avand in vedere ca dimensiunile lor sunt neglijabile in comparatie cu distantele ce le separa.
Prin urmare, in intervale de timp egale, raza vectoare a planetei descrie arii egale, am obtinut deci si a doua lege a lui Kepler.
Deoarece demonstratia legii a treia a lui Kepler este mai dificila din punct de vedere matematic, vom simplifica lucrurile, presupunand ca traiectoria planetei este circulara (aceasta situatie corespunde satelitilor artificiali care se misca pe orbite circulare). Egaland forta de atractie cu forta centripeta, obtinem: unde am avut in vedere ca distanta de la planeta la Soare este egala cu raza R a cercului.
Rezulta de aici relatiile: deci: deoarece, in miscarea circulara, distanta de la un punct oarecare de pe circumferinta pana la centru este egala cu raza cercului.
Cercul poate fi considerat ca un caz particular de elipsa cu semiaxele egale intre ele si egale cu raza R a cercului.
Dupa cum se remarca din relatia Fext = F0 cos ? t, directia fortei de atractie trece intotdeauna prin centrul Soarelui. O astfel de forta, a carei directie trece printr-un punct fix se numeste forta centrala.
Forta totala care actioneaza asupra Pamantului este: deci, in miscarea M de revolutie, Pamantul are acceleratia: Conform principiului al III-lea al mecanicii, Pamantul actioneaza asupra ...
Pentru a descărca acest document,
trebuie să te autentifici in contul tău.
