+ Pokaż spis treści

Układ planetarny


Układ geocentryczny

Centrum układu stanowi Ziemia, a Słońce i planety krążą wokół Ziemi. Ten pogląd panował od starożytności (w III wieku p.n.e. astronom grecki - Arystarch z Samos - zapisał pogląd, ze centralnym ciałem kosmosu jest Słońce, ale ten pogląd został odrzucony).

Opisu układu geocentrycznego dokonał w II wieku naszej ery Klaudiusz Ptolemeusz (dzieło - "Wielki system" - znane również pt. "Almagestum"). Według Ptolemeusza  planety nie krążą bezpośrednio wokół Ziemi, ale po epicyklach stanowiących pętle zakreślane wokół  deferensu czyli koła otaczającego Ziemię i stanowiącego orbitę planety.




Układ heliocentryczny

Twórcą układu był Mikołaj Kopernik (1473 - 1543). Podstawy teorii heliocentrycznej podał w dziele pt. "De Revolutionibus Orbium Coelestium" (O obrotach ciał niebieskich). Kopernik nie odrzucił deferensów i epicykli, ale uznał Słońce za nieruchome. Ziemia i wszystkie planety krążą wokół Słońca. Dzięki temu założeniu opis ruchu planet stał się prostszy.

Kontynuatorami tego poglądu byli:

Giordano Bruno (1548 - 1600) - głosił pogląd, że gwiazdy są ciałami takimi jak Słońce, mają własne układy planetarne (z mieszkańcami) i Słońce nie jest środkiem wszechświata (brak środka). Giordano Bruno został spalony na stosie.

Galileo Galilei (Galileusz) (1546 - 1642) - zastosował lunetę do obserwacji odkrył cztery księżyce Jowisza. Prześladowany przez inkwizycję, zmuszony do odwołania swych poglądów, skazany został na dożywotni areszt domowy.

Jan Kepler (1581 - 1630) - rozwinął teorię Kopernika , odrzucił deferensy i epicykle, wprowadził orbity eliptyczne i sformułował prawa ruchu planet.


Prawa ruchu planet

Twórcą praw ruchu planet był J. Kepler ( znane są jako prawa Keplera).

  1. Planety krążą po orbitach eliptycznych. Słońce znajduje się w jednym z ognisk.

    O1  i O2 - ogniska elipsy
    r2    i  r2 - promienie wodzące
    a     - wielka półoś elipsy (średnia odległość planety od Słońca); .


  2. Promień wodzący planety zakreśla w równych odstępach czasu równe pola.

    S1 = S2 = S3, gdy czasy zakreślania pól są sobie równe -> t1 = t2 = t3.

    Prędkości liniowe planety  są różne. Im bliżej Słońca tym prędkość planety większa ().
     






  3. Dla wszystkich planet:  kwadraty okresów (T2) obiegu wokół Słońca są wprost proporcjonalne do sześcianów ich średnich odległości (a3) od Słońca.

     czyli .

    Okres obiegu (T) - to czas wykonania pełnego okrążenia wokół Słońca (dla Ziemi T = 1 rok).