케플러 법칙: 태양계 좋은정보

앞서 케플러가 이러한 삼법칙을 정립할 수 있었던 것은 그의 노력과 통찰력 덕분입니다만, 그의 스승인 추코. - 브라헤의 하나센을 바친 천체관측 자료도 한몫했을 것입니다. 그의 끈기에 경의를 표했다.어쨌든, 브라헤의 관측 자료를 바탕으로 케플러가 내린 태양계 행성들의 하나의 공전운동의 법칙은 최근의 우리로서는 별것 아닌 것처럼 보이지만, 당시에는 관심과 다툼을 모두 불렀을 것입니다. 왜인지는 아래의 법칙 설명을 보면서 설명합시다.

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태양계의 모든 행성은 태양을 타원궤도로 공전합니다. 즉, 궤도에서 태양은 미세하게 중심이 아니라 태양과 다른 초점 하자신(위 그림의 하얀 점)을 공전하는 것입니다. 이를 통해 지구가 태양에서 가장 가까운 거리에 있을 때를 '근초점',,가장 멀리 있을 때를 '원초점'이라고 표시할 수 있습니다. 타원 자체로 보면, 장축의 절반을 "장반경", 단축의 절반을 "단반경"이라고 합니다. 장반경은 제3법칙에서도 다루면 기억합시다.당시 이 타원궤도라는 것이 논란이었을 것입니다. 케플러가 살던 당시에는 우주는 "누군가"에 의해 설계된 것으로 생각되어 있었기 때문에 모든 천체는 원과 같은 완벽한 공전궤도 상태를 유지해야 했습니다. 하지만, 자연현상을 더 잘 설명하는 타원궤도가 정말 결국은 자리 매김을 하도록 하고 있습니다.

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간단히 면적속도 한가지 정법칙은 행성은 근화점 부근에서 더 빠르고, 원화점 부근에서 더 천천히 움직인다는 것이다. 지구와 태양을 잇는 가상의 선이 있을 때, 하나 조용 가끔씩 그 선이 쓸어가는 면적을 S로 합시다. 같은 시대 동안 S한가지가 직선이 짧은 대신에 이동하는 거리가 길고 S2에서는 직선이 긴 대신에 이동하는 거리가 짧은 슴니다. 그러므로 S하나=S2입니다.​ 여기서 중요한 것은 쵸은야키, 결국 같은 가끔 동안 똑같은 면적을 쓸고 지그와의 관 붙임으로써, 만약 위의 행성을 지구의 경우 S2의 넓이가 다 면적의 하나/한개에 2라면 A하나로 A2로 이동하는 것에 걸렸을 때는 한달이 될 것입니다.

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주기 법칙은 P^2=A^3이라는 공식으로 나쁘지 않은 해설면 공전 주기의 제곱은 긴 반경의 세제곱과 같다는 것입니다. 여기서 주목해야 할 것은, 각각의 단위가 천문 단위(AU), 년(y)이며, 근화점, 원화점의 값이 아닌, 긴 반지름으로 계산합니다. 두 행성의 공전주기를 비교하면 타원의 뒤틀림이 달라도 긴 반지름의 길이가 같다면 두 행성의 공전주기는 같다는 것입니다.