системы Кеплера

В телескопической системе Кеплера объектив и окуляр положительные, в системе Галилея окуляр отрицательный, система Галилея дает прямое мнимое [c.329]

На рис. Р2-10 изображена система Кеплера. 1 оме нее применяются также система Галилея, где в качестве окуляра используется рассеивающая линза, и другие, более сложные, системы, в которых уменьшается искажение изображения. [c.205]

Простая зрительная труба состоит из двух групп линз объектива и окуляра. Простые зрительные трубы различаются устройством окуляра. Если в качестве окуляра применена положительная оптическая система линз, то такая телескопическая система, дающая обратное изображение, называется системой Кеплера (рис. 203, а). Если же в качестве окуляра применена отрицательная оптическая система, то телескопическая система называется системой Галилея, а труба — голландской, или трубой Галилея (рис. 203, б). [c.349]

Преимуществом системы Галилея перед системой Кеплера является ее более короткая длина, на два фокусных расстояния окуляра, так кДк длина простых труб определяется выражением [c.349]

Ход лучей в системе Кеплера показан на рис, 204. Объектив является входным зрачком. Он образует действительное изображение величиной 21 в передней фокальной плоскости окуляра, в которой помещается пол вая диафрагма, ограничивающая поле зрения. С дей -ствительным изображением в плоскости полевой диафрагмы можно совместить плоскопараллельную пла- [c.350]

Габаритный расчет телескопической системы покажем на примере системы Кеплера, для которой фокусные расстояния компонентов уже определены. Оптическая система задается оптическими силами компонентов и расстояниями между ними. [c.352]

Для афокальной системы ее угловое увеличение у рассчитывают по формуле (476). В устройствах для голографии используют афокальные системы, построенные по схеме телескопической системы Кеплера (рис. 252, а) или Галилея (рис. 252, б). [c.329]

Изменение центра приведения ПО Инварианты статической системы сил ПО Кардан 247 Кеплер 4 Кинематика 153 [c.362]

Кеплер, обрабатывая наблюдения за движением планет Солнечной системы, обратил внимание на то, что для них имеют место следующие три закона, впоследствии названные законами Кеплера. [c.90]

Из третьего закона Кеплера следует, что постоянная [х будет одна и та же для всех тел солнечной системы. Действительно, третий закон Кеплера можно представить в виде [c.388]

Исключительное значение для развития науки имело открытие Николаем Коперником (1473—1543) гелиоцентрической системы мира. По системе Коперника Земля и все другие планеты по круговым орбитам движутся вокруг Солнца. Законодатель неба Кеплер (1571 — 1630) пополнил учение Коперника. Он показал, что планеты движутся по эллипсам, и открыл законы для времени обращения и скорости планет. [c.14]

Современник Кеплера Галилео Галилей (1564 1642) был ярым сторонником системы мира Коперника. Гениальный мыслитель, искуснейший экспериментатор, внимательный наблюдатель, прекрасный математик и превосходный практик, Галилей никогда не принимал на веру догматических положений, основанных не на прямом доказательстве, а на толковании писателей древности. Эта драгоценная черта позволила Галилею противопоставить свой гений авторитету Аристотеля, в продолжение 2000 лет не возбуждавшему никаких сомнений. Галилей сделал множество открытий. Значение его работ заключается не только в полученных им результатах, но и в том, что в своих исследованиях он применял подлинно научные методы вместо обычных в то время схоластических рассуждений. [c.14]

Исключительное значение для развития наук имело открытие Николаем Коперником (1473—1543) гелиоцентрической системы мира. Законодатель неба Кеплер (1571—1630) показал, что планеты движутся по эллипсам, и открыл законы для времени обращения и скорости планет. [c.11]

Формулы Вине дают возможность рассчитывать скорость и действующую силу в зависимости от положения точки на заданной в плоскости V траектории. Их можно использовать, в частности, для вывода закона всемирного тяготения Ньютона из законов, сформулированных И. Кеплером по наблюдениям за движением небесных тел солнечной системы. Приведем законы Кеплера. [c.255]

В соответствии с теоремой 3.11.2 движение планет солнечной системы происходит так, как будто они взаимодействуют только с Солнцем и не взаимодействуют друг с другом. По закону всемирного тяготения на каждую планету действует не только Солнце, но и другие планеты. Однако сила притяжения Солнца существенно превосходит влияние других планет. Точность измерений, доступных Кеплеру, не позволяла уловить это влияние. [c.257]

Используя третий закон Кеплера, докажем, что коэффициент ц сохраняет постоянное значение для всех тел солнечной системы, и, таким образом, найденное выражение для силы представляет собой закон ее изменения. [c.150]

Рассмотрим теперь задачу Кеплера требуется найти орбиты двух тел, силы взаимодействия между которыми определяются законом обратных квадратов. Классическим примером объекта для этой задачи является движение планет Солнечной системы. Другие важные примеры — это движение спутников вокруг планет и относительное движение компонентов двойной звезды. Уравнение движения F = М для i-й материальной точки из системы N таких точек имеет следующий вид [c.280]

Согласно первому закону Кеплера (1571 — 1630) планеты Солнечной системы движутся по эллипсам, в общем фокусе которых находится Солнце. [c.26]

Система (1) — (3) решается аналогично задаче Кеплера 1.5.27 в параболических координатах. [c.90]

Найти решение задачи Кеплера в системе отсчета, вращающейся с угловой скоростью О. [c.90]

Закон всемирного тяготения, как и все физические законы, представляет собой обобщение опытных фактов. Факты, из которых Ньютон вывел закон всемирного тяготения, были установлены Кеплером. Это —так называемые законы Кеплера, которым подчиняются все планеты солнечной системы. Факты эти следующие [c.313]

Движение планет солнечной системы, как установил И. Кеплер, с кинематической стороны полностью характеризуется тремя законами 1) орбиты всех планет — эллипсы, в одном из фокусов которых (общим для всех орбит) находится Солнце 2) каждая планета движется так, что радиус-вектор, проведенный из центра Солнца к планете, в равные промежутки времени описывает равные площади 3) квадраты времен обращения планет вокруг Солнца относятся как кубы больших полуосей эллипсов. [c.117]

Как отмечалось выше, между телами одной планеты, по Гильберту, действуют силы тяготения, а между планетами— магнитные (или электрические, по Герике) силы. Кеплер же, развивая учение Коперника о гелиоцентрической системе, не только уточнил кинематику движения планет, но и впервые стал рассматривать силы тяготения и магнитные как тождественные. Этим он внес важнейший вклад в выработку обобщенного понятия сила , а затем понятий работа и энергия . [c.53]

Это уравнение конического сечения в полярной системе координат, полюс которой совпадает с фокусом конического сечения. Таким образом, мы пришли к п 0 р в о м у закону Кеплера [c.61]

Иногда разделение переменных возможно не только в одной, а в нескольких системах координат. Старая квантовая теория называла такие системы вырожденными системами . Например, в задаче Кеплера разделение переменных возможно не только в сферических, но и в параболических координатах. [c.278]

Справедливость в первом приближении законов Кеплера для ПЛАНЕТ. Все тела планетной системы (Солнце, планеты, спутники) не только притягиваются друг к другу попарно, но и испытывают также притяжение звезд. Однако среднее расстояние звезд от Солнца так велико по сравнению с размерами планетной системы (ближайшая звезда отстоит от Солнца круглым числом в 300 ООО раз дальше Земли), что действием звезд на планетную систему можно пренебречь. [c.193]

Если сократить число основных единиц (это, например, можно сделать, объединяя второй закон Ньютона и закон всемирного тяготения в общий закон, аналогичный третьему закону Кеплера), то в этом случае становятся равными единице, а следовательно, безразмерными и гравитационная и инерционная постоянные, а в формулах сохраняются лишь размерности длины и времени (см. (1.12)). Перевод размерностей от систем с тремя к системе с двумя основными единицами может быть при этом произведен, если в соответствующих формулах заменить размерность массы ее выражением, полученным из формулы, объединяющей второй закон Ньютона Н закон всемирного тяготения. Записав эту формулу [c.79]

Метод разделения переменных требует специального выбора системы координат. Так, в проблеме Кеплера ничего не удалось бы сделать, пользуясь прямоугольными декартовыми координатами. В проблеме с двумя центрами притяжения можно разделить переменные, [c.258]

Невозмущенное движение известно, ибо Н S) соответствует свободному движению частицы, а Н Р) — проблеме Кеплера. Практическое значение уравнения (106.6) основано на том факте, что К мало. Действительное движение солнечной системы есть возмущение такого состояния движения, в котором солнце покоится, а планеты описывают эллиптические орбиты (с Солнцем в фокусе). [c.387]

В телескопической системе Кеплера объектив и окуляр—положительные, в системе Галилея — окуляр отрицательный. Система Галилея дает прямое мнимое изображение, система Кеплера — перевернутое действительное, и для получения в ней прямого изображения необходимо добавлять оборачивающую систгму. Система Кеплера может применяться в измерительных приборах. В этом случае измерительные шкалы или отсчетные индексы ставятся в задней фокальной плоскости объектива или в передней фокальной плоскости окуляра (при отсутствии линзовой оборачивающей системы эти плоскости со-впадз1чТ . Увеличение телескопической системы равно отношению фокусных расстояний объектива и окуляра, взятому с обратным знаком. [c.240]

Зрительные трубы системы Кеплера отличаются бо ль-шим увеличением и могут иметь большое поле зреиия, [c.350]

Ньютон, исходя из открытых к этому Бремени трех законов Кеплера о движении планет Солнечной системы, дедуктивно установил, что для того чтсбы могло возникнуть видимое движение планет, на них должна действовать сила, направленная к Солнцу и равная [c.88]

Несколько времени спустя Николай Коперник (1473—1543) — один из величайщих польских ученых — доказал несостоятельность основных положений геоцентрической системы мира, созданной Птолемеем, и впервые заложил основы научно правильной картины движения всех планет, включая и Землю, вокруг Солнца. Систему мира, созданную Коперником, называют гелиоцентрической. Благодаря работам Коперника и наблюдениям датского астронома Тихо-Браге немецкий астроном Иоганн Кеплер (1571—1630) установил свои три знаменитых закона о движении планет, которые и послужили Ньютону основанием для открытия закона всемирного тяготения. [c.14]

Благодаря равенству f = — f , во вращающейся координатной системе магнитная сила f,, будет уравновешена силой и. следовательно, орбита электрона относительно вращающейся координатной системы будет прежним кеплеро-вым эллипсом, а относительно неподвижной — эллипсом, прецессируюшим с угловой скоростью о. даваемой формулой (1). Введем вместо обычных сферических координат г, ft, у (см. рис. 15) координатную систему г, ft, х. вращающуюся вокруг направления магнитного поля Н с постоянной угловой скоростью о. Полагая, что Н совпадает по направлению с ON, получим [c.39]

Но и ученые-современники не приняли этой системы — так была велика сила психологической инерции, здравого смысла (не могут же люди ходить вверх ногами ) и страха перед церковью. И чтобы примирить церковную теорию с фактами, крупнейший астроном Тихо Браге (1546—1601) предложил промежуточную систему Земля с вращающейся вокруг нее Луной находится в покое, а вокруг Солнца, как у Коперника, движутся планеты. Многим такой выход из трудного положения понравился, кроме... ассистента Браге — Иоганна Кеплера (1571—1603). Молодой ученый, обработав многолетние наблюдения учителя, собрал огромный фактический материал в поддержку системы Коперника. Активными приверженцами и пропагандистами этой системы стали также Джордано Бруно (1548—1600) и Галилео Галилей (1564—1642). Причем Бруно, развивая идеи Н. Ку-занского, Леонардо да Винчи и систему Коперника до идеи бесконечности Вселенной и множественности миров, существующих без богов, пошел дальше всех и попла- [c.50]

Через несколько лет Эдмунд Г аллей на основе третьего закона Кеплера пришел к выводу, что сила притяжения Солниа тоже должна уменьшаться обратно пропорционально квадрату расстояния планет от него, и пытался определить их пути. Не сумев этого сделать и не получив помощи от Гука и Рена, он поехал к Ньютону, у которого с удивлением обнаружил не только уже гото вое решение, но и еще немало важных материалов. Галлей предложил немедленно опубликовать их, но Ньютон, боясь новых споров и скандалов, только в 1686 г. представил их в Королевское общество. Гук немедленно заявил, что Ньютон использовал его результаты. Ньютон ответил резким письмом Галлею, указав, что Гук сам черпает свои данные у Борелли, а возможно, и у него, поскольку еще в 1673 г. он писал о законе обратных квадратов Гюйгенсу через Королевское общество, секретарем которого был Гук. Наконец конфликт уладили, и в 1687 г. труд Ньютона в трех книгах вышел в свет под названием Математические начала натуральной философии . В нем упоминались имена Гука, Рена и Галлея. Первые две книги посвящены классической механике, в третьей законы механики применяются для описания системы мира — это небесная механика, неизбежно затрагивающая интересы официальной христианской идеологии. Ньютон долга не соглашался на издание третьей книги. 22 мая 1686 г. он писал Третью книгу я намерен теперь устранить, философия — это такая наглая и сутяжная дама, что иметь с ней дело — это все равно, что быть вовлеченным в судебную тяжбу . [c.85]

Поправка к 1рстьему закону Кеплера. После длительных наблюдений было найдено, что законы Кеплера не дают точного описания движения планет, и теория всемирного тяготения указывает причину, почему должны получаться отклонения от этих законов. Рассматриваемые законы по этой теории выполнялись бы точно для системы планет, не обладающих взаимным притяжением в действительности же ускорения, сообщаемые планетами одна другой и Солнцу, хотя сравнительно и незначительны, все же достаточны, чтобы произвести изменения орбит. Если отдельные факторы дают эффект одного знака, то изменения с течением времени могут сделаться значительными. [c.210]

Точнов опЕвдЕЛЕНив X- Движение Земли предполагается Сложным, складываюш имся, как известно, из равномерного враш е-ния вокруг полярной оси ПП (суточное враш,ение) и поступательного движения как неизменяемой системы, в силу которого (согласно законам Кеплера) Земля описывает в течение года вокруг Солнца эллипс, в одном из фокусов которого находится Солнце. Переносная сила инерции х будет, следовательно, суммой двух слагаемых одного Xi> происходящего от вращения, и другого происходящего -от поступательного движения. Если мы обратим внимание на то, что в этом последнем движении требуется целый год для того, чтобы совершить один оборот, и что, следовательно, (для промежутков времени, малых по сравнению с периодом) движение приближенно можно рассматривать как прямолинейное и [c.315]

В п. 1 предыдущей главы мы отметили, что среди динамических задач, в которых приходится рассматривать системы свободных точек, первое место по важности згнимают задачи небесной механики. В этой главе, чтобы дать первые и наиболее элементарные понятия этой ветви механики, возьмем снова кеплеровы движения, уже изучавшиеся в 8 гл. II т. I, т. е. движения планет вокруг Солнца. Эти движения характеризуются тремя законами Кеплера, формулировку которых здесь целесообразно повторить [c.172]

Интеграл площадей. Второй закон Кеплера. Дифференциальное уравнение (1) описывает движение точки Р в подвижной системе координат Oxyz. Это уравнение можно (а для дальнейшего очень удобно) интерпретировать как дифференциальное уравнение движения точки Р относительно неподвижного притягивающего центра О под действием центральной силы, равной —ткг/г . [c.235]

Т. е. задача двух тел сводится к уже рассмотренной задаче Кеплера. Всюду дальше N>-3- система координат связана с центром масс, который движется равномерно и прямолинейно (поскольку Р = onst). Иначе говоря, мы считаем, что [c.193]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...