Кеплеровы законыFrom Wikipedia, the free encyclopedia Кеплеровы законы суть три научны законы руху планет доокола Сонця. Йоганн Кеплер поужив найновшы методы и найточнѣйшы астрономичны серсамы, доступны в его часѣ и вылѣпшив научны теории своих предходцьох. Обр. 1. Илустрация законох Кеплера на примѣрѣ двох планет.(1) Орбиты суть елипсы, з огнисками (фокусами) F1 и F2 про перву планету а F1 и F3 про другу планету. Сонце умѣщене в огниску F1. (2) Два затѣнены секторы A1 и A2 мають еднаку плоху, ай час за котрый планета перейде сектором A1 е такый самый, як про сектор A2. (3) Квадраты обѣжного часу на орбитах планеты 1 и планеты 2 односять ся, як кубы оддалѣня тых планет од Сонця: T 1 2 T 2 2 = a 1 3 a 2 3 {\displaystyle {\frac {T_{1}^{2}}{T_{2}^{2}}}={\frac {a_{1}^{3}}{a_{2}^{3}}}} .
Кеплеровы законы суть три научны законы руху планет доокола Сонця. Йоганн Кеплер поужив найновшы методы и найточнѣйшы астрономичны серсамы, доступны в его часѣ и вылѣпшив научны теории своих предходцьох. Обр. 1. Илустрация законох Кеплера на примѣрѣ двох планет.(1) Орбиты суть елипсы, з огнисками (фокусами) F1 и F2 про перву планету а F1 и F3 про другу планету. Сонце умѣщене в огниску F1. (2) Два затѣнены секторы A1 и A2 мають еднаку плоху, ай час за котрый планета перейде сектором A1 е такый самый, як про сектор A2. (3) Квадраты обѣжного часу на орбитах планеты 1 и планеты 2 односять ся, як кубы оддалѣня тых планет од Сонця: T 1 2 T 2 2 = a 1 3 a 2 3 {\displaystyle {\frac {T_{1}^{2}}{T_{2}^{2}}}={\frac {a_{1}^{3}}{a_{2}^{3}}}} .