კეპლერის კანონები
კეპლერის კანონები — ი. კეპლერის მიერ აღმოჩენილი 3 კანონი, რომლებშიც აღწერილია ცთომილების მოძრაობა მზის სისტემაში. შემდგომში ნიუტონის მიერ მსოფლიო მიზიდულობის კანონის საფუძველზე ამ მიმართულებით მიღებულ იქნა უფრო ზოგადი ხასიათის კანონები, რომელთაც კეპლერის განზოგადებულ კანონებს უწოდებენ. კეპლერს ხელთ ჰქონდა გამოჩენილი დანიელი ასტრონომის, თავისი მასწავლებლის ტიხო ბრაჰეს (1546-1601) მრავალწლიანი დაკვირვებების შედეგები, ბრაჰეს დაკვირვებები შეეხებოდა პლანეტების მოძრაობას მზის ირგვლივ, ეს იყო მზა მასალა და კეპლერს შეეძლო ამ მონაცემების დამუშავება და სისტემაში მოყვანა. პირველი კეპლერის კანონი: შეუშფოთებელი მოძრაობის შემთხვევაში (ე. წ. ორი სხეულის ამოცანა) მოძრავი წერტილის ორბიტა წარმოადგენს მეორე რიგის წირს (კონუსურ კვეთას), რომლის ერთ-ერთ ფოკუსში მიზიდულობის ძალის ცენტრი მდებარეობს. მეორე კეპლერის კანონი: შეუშფოთებელი მოძრაობისას მოძრავი წერტილის რადიუს-ვექტორის მიერ აღწერილი ფართობი დროის პროპორციულად იზრდება. მესამე კეპლერის კანონი: ორი მატერიალური წერტილის შეუშფოთებელ ელიფსურ ორბიტებზე მოძრაობისას მათი გარემოქცევის T 1 {\displaystyle T_{1}} და T 2 {\displaystyle T_{2}} პერიოდების კვადრატების ნამრავლები ცენტრალური m 0 {\displaystyle m_{0}} და მოძრავი წერტილების m 1 {\displaystyle m_{1}} ან m 2 {\displaystyle m_{2}} მასათა ჯამზე ისე შეეფარდება ერთმანეთს, როგორც მათი ორბიტების a 1 {\displaystyle a_{1}} და a 2 {\displaystyle a_{2}} დიდი ნახევარღერძების კუბები. T 1 2 ( m 0 + m 1 ) T 2 2 ( m 0 + m 2 ) = a 1 3 a 2 3 {\displaystyle {\frac {T_{1}^{2}(m_{0}+m_{1})}{T_{2}^{2}(m_{0}+m_{2})}}={\frac {a_{1}^{3}}{a_{2}^{3}}}} . ეს კანონი საშუალებას გვაძლევს განვსაზღვროთცთომილთა მასები, ორჯერად ვარსკვლავთა მასების ჯამი და სხვა, ზოგჯერ კი — მნათობთა მანძილებიც (ე. წ. დინამიური პარალაქსები). კეპლერმა 1-ლი და მე-2 კანონი დაადგინა მზის გარშემო ცთომილის ელიფსური ორბიტისათვის. მე-3 კანონის კეპლერისეული ფორმა მიიღება ზემოთმოყვანილი ფორმულიდან, თუ პლანეტების m 1 {\displaystyle m_{1}} და m 2 {\displaystyle m_{2}} მასებს უსასრულოდ მცირედ მივიჩნევთ მზის m 0 {\displaystyle m_{0}} მასასთან შედარებით. სამივე კანონი კეპლერმა ცთომილების მოძრაობებზე დაკვირვებიდან ემპირულად გამოიყვანა. ორი კანონი მან გამოაქვეყნა თავის ძირითად ნაშრომში „ახალი ასტრონომია“ (1609). მე-3 კანონი აღმოაჩინა 10 წლის შემდეგ და გამოაქვეყნა „სამყაროს ჰარმონიის“ 5 წიგნის 3 თავში. პირველი ორი კანონის საშუალებით კეპლერმა შეადგინა ცთომილთა მოძრაობის იმ დროისთვის ყველაზე ზუსტი ცხრილები (რუდოლფისეული ცხრილები) და 1627 წელს გამოაქვეყნა. ამ ცხრილებით სარგებლობდნენ XVII-XVIII საუკუნეებში.