Keplerovi zakoni planetarnog kretanja

Keplerovi zakoni gibanja planeta opisuju gibanje planeta oko Sunca. Tri su Keplerova zakona:

1. Prvi Keplerov zakon − svi planeti gibaju se po elipsama kojima je jedno od žarišta Sunce.
2. Drugi Keplerov zakon − vektor položaja Sunce-planet (dužina koja spaja središte Sunca i trenutni položaj planete), prelazi u jednakim vremenskim razmacima jednake površine.
3. Treći Keplerov zakon − kvadrati ophodnih vremena planeta proporcionalni su kubovima njihovih srednjih udaljenosti od Sunca.

Gibanje satelita oko matičnog planeta i svaki drugi sličan sustav također se opisuju Keplerovim zakonima. Naziv su dobili po njemačkom astronomu Johannesu Kepleru.

Obrađujući vrlo precizna promatranja koja je izvršio Tycho Brahe, Kepler je uočio neslaganje kretanja planeta s njihovim pretpostavljenim kružnim putanjama. Analizirajući geometrijski oblik planetskih putanja zaključio je da se planeti ne gibaju oko Sunca po pravilnim kružnicama (kao što je mislio Kopernik), već da su njihove staze, zapravo, elipse i da se po njima planeti kreću po određenim zakonitostima. Usporedivši svoje pretpostavke s rezultatima promatranja, ustanovio je da se vrlo dobro slažu. Tako je formulirao tri najznačajnija zakona kinematike Sunčeva sustava.

Glavni članak: Prvi Keplerov zakon

Prvi Keplerov zakon glasi:

Planeti se oko Sunca kreću po eliptičnim putanjama; u zajedničkom žarištu tih elipsa nalazi se Sunce.

Na prikazanoj slici elipsa predstavlja putanju nekog planeta. Linearni ekscentricitet je:

${\displaystyle e={\overline {OS}}={\overline {OS'}}={\sqrt {a^{2}-b^{2}}}}$

a numerički ekscentricitet je:

${\displaystyle \varepsilon ={\frac {e}{a}}={\frac {\sqrt {a^{2}-b^{2}}}{a}}}$

Iz toga proizlazi:

${\displaystyle {\frac {b^{2}}{a}}=p=a(1-\varepsilon ^{2})}$

gdje se ${\displaystyle p}$ naziva parametrom elipse.

Po definiciji elipse, ${\displaystyle r+r_{1}=2a}$. Iz trokuta ${\displaystyle S'SM}$, primjenom kosinusnog poučka i supstitucijom parametra elipse, slijedi da je:

${\displaystyle r={\frac {p}{1+\varepsilon \cos v}}}$

i to bi bila jednadžba planetske putanje (jednadžba elipse), odnosno matematski izraz prvoga Keplerova zakona. Iz te se jednadžbe vidi ovisnost udaljenosti planeta od Sunca o kutu ${\displaystyle v}$ koji se naziva pravom anomalijom planeta.

Kad je ${\displaystyle v={\frac {\pi }{2}}}$, tada je ${\displaystyle r=p}$, pa iz toga proizlazi definicija parametra planetske putanje kao radijus-vektora planeta koji je okomit na glavnu os elipse.

Karakteristične točke planetske putanje su afel i perihel (označene na slici s ${\displaystyle A}$ i ${\displaystyle P}$). Afel je točka u kojoj je planet najudaljeniji od Sunca, a perihel je točka u kojoj je planet najbliži Suncu. Ako je ${\displaystyle a}$ srednja udaljenost planeta od Sunca, onda proizlazi da su:

${\displaystyle A=a(1+\varepsilon )}$

${\displaystyle P=a(1-\varepsilon )}$

Glavni članak: Drugi Keplerov zakon

Drugi Keplerov zakon glasi:

Radijus-vektor Sunce-planet opisuje u jednakim vremenskim razmacima jednake površine.

Na prikazanoj slici ${\displaystyle dv}$ je priraštaj kuta ${\displaystyle v}$ koji odgovara kratkom intervalu ${\displaystyle dt}$. Za to vrijeme radijus-vektor prebriše površinu:

${\displaystyle dp={\frac {r^{2}\pi }{2\pi }}dv={\frac {1}{2}}r^{2}dv}$

(${\displaystyle v}$ u radijanima), jer, s obzirom na to da je priraštaj ${\displaystyle dv}$ vrlo malen, može se površina isječka elipse smatrati površinom isječka kruga s polumjerom ${\displaystyle r}$. Tako proizlazi:

${\displaystyle {\frac {dp}{dt}}={\frac {1}{2}}r^{2}{\frac {dv}{dt}}}$

${\displaystyle {\frac {dp}{dt}}}$ naziva se površinskom brzinom. Prema drugom Keplerovu zakonu ta je brzina konstantna:

${\displaystyle r^{2}{\frac {dv}{dt}}=C}$

i to je matematički izraz drugoga Keplerova zakona.

Glavni članak: Treći Keplerov zakon

Treći Keplerov zakon glasi:

Kvadrati ophodnih vremena srazmjerni su kubovima srednjih udaljenosti (velikih poluosi elipse) planeta od Sunca.

${\displaystyle {\frac {a^{3}}{T^{2}}}=k}$

gdje je ${\displaystyle k}$ jedan te isti broj za sve planete. Ako se za jedinicu udaljenosti uzme 1 a. j., a za jedinicu vremena jedna godina, matematski izraz trećega Keplerova zakona poprima oblik:

${\displaystyle {a^{3}}={T^{2}}}$

Treći Keplerov zakon jasno povezuje udaljenosti planeta s njihovim sideričkim periodima.^[1]

Pokazalo se da svi Keplerovi zakoni vrijede i za sustave satelita svakog planeta, odnosno općenito za sve sustave u Svemiru, samo je za svaki od njih konstanta ${\displaystyle k}$ iz trećega zakona različita. Pošavši od Keplerovih zakona, Newton je postavio temelje ogromnom području nebeske mehanike i posredno utjecao na nagli razvoj matematike, fizike i pojavu sasvim novog pravca u filozofskom tumačenju svijeta.