Гравитациялық күштер

Жұмыс түрі: Курстық жұмыс
Тегін: Антиплагиат
Көлемі: 26 бет
Таңдаулыға:

Курстық жұмыс

Тақырыбы: Гравитвция тақырыбы бойынша есептер жинағы. Мектеп
оқушылары мен жоғары оқу орындарына түсушілерге арналған 3800 есеп

МАЗМҰНЫ

КІРІСПЕ ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ...
... ... ... ... ... . 3

1 Бүкіләлемдік тартылыс заңы тарауының теориялық
негіздері

1.1 Бүкіләлемдік тартылыс заңы. Гравитациялық
күштер ... ... ... ... ... ... ... . ... ... ... ... ... ... ...
... ... ... ... ... ... ... .5
1.2 Гравитациялық
тұрақтылық ... ... ... ... ... ... . ... ... 11
1.3 Кеплер
заңы ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ...
13

2 Бүкіләлемдік тартылыс заңы тарауын оқыту әдістемесі

2.1 Бүкіл әлемдік тартылыс заңы бойынша есептер жинағы
... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ...
... ... ... ... ... 18

2.2 Гравитвциялық тұрақтылық тақырыбы бойынша есептер
жинағы ... ... ... ... ... ... ... . ... ... ... ... ... ... ...
... ... ... .21

2.3 Кеплер заңы бойынша есептер
жинағы ... ... ... ... ... ... ... . ... ... ... ... ... ... ...
... ... ... ... ... ... ...27

ҚОРЫТЫНДЫ ... ... ... ... ... ... .. ... ... ... ... ... ...
... ... ...29

ПАЙДАЛАНЫЛҒАН ӘДЕБИЕТТЕР ... ... ... ... ... ...30

КІРІСПЕ
Тақырыптың өзектілігі. Қазіргі теориялық физика Ньютонның
гравитация заңымен басталғандығы жиі айтылады. Гравитация -
табиғаттың негізгі күштерінің бірі. Ол астрономиялық
құбылыстардың көбіне - мұхит толқындарынан бастап ғаламның
кеңеюіне әкеледі. Ньютон қашықтықтың квадратына кері
пропорционалдылық туралы қарапайым заңмен ауырлықты сипаттады.
Эйнштейн оны тереңірек көріп, ғарыштық уақытпен байланыстырды.
Адамзат дамуында ғасырлар бойы адамдар денелерді өзара
тартудың феноменін байқап, оның шамасын өлшеді; олар бұл
тереңірек Әлемнің алғашқы қадамдарының барысында дәлдікпен
санау, сайып келгенде, олардың қызметіне осы құбылысты қоюға
өз ықпалын тигізді. Егер ауырлық болмаса, әлем қалай
көрінетіні туралы ойлануға қызықты. Гравитация болмаса, Күн
де, басқа жұлдыздар да, галактикалар сияқты үлкен жүйелер де
өмір сүре алмайды. Бұл маңызды болуына қарамастан, гравитация
әлі күнге дейін құпияда қалады. Сондықтан гравитацияға
байланысты түрлі теорияларды сыни талдау әсіресе өзекті болып
табылады. Шешілмеген мәселелер арасында гравитациялық
толқындар проблемасы ғалымдар, теоретиктер мен
экспериментаторлардың назарын аудартты. Гравитация тақырыбы
басқа ғылымдармен тығыз байланысты, сондықтан оны теориялық
және эксперименттік зерттеу көптеген ғылымдардың мәселелерін
жеңілдетеді. Зерттеу мақсаттарына байланысты гравитациялық
толқындардың теориялық сипаттамасы мәселесі, ең өзекті және
қызықты, қазіргі заманғы физиканың бір бөлімі болды. (Осы
мәселені бірінші 1916-1918 жылы Эйнштейн жүргізді.) Эйнштейн
теориясы бір мезгілде дерлік пайда болмады, және бұл қазіргі
уақытта әлі толық қанағаттанарлық шешімі жоқ. Соңғы он бес
жылдан (шамамен 1957 жылдан бастап) астам уақытта оған
қызығушылықтың артуына байланысты қуатты жаңа математикалық
аппарат айтарлықтай өсті - Петровтың гравитациялық өріс
классификациясын, теориялық тұрғысынан проблемаларды жаңа
тәсілдермен шешуге мүмкіндік берді. Екіншіден, соңғы жылдары
қол жеткізген, эксперимент барысы, атап айтқанда, Вебердің
тәжірибелері гравитациялық толқындарды зертханалық анықтау
үшін мүмкіндік туғызды.
Мақсаты: бүкіләлемдік тартылыс заңының және гравитациялық
тұрақтылықтың мәнін түсіну, оқыған теориялық мәліметтерді
практикада қолдана білу.
Курстық жұмыстың мақсатына жету үшін мына
төмендегі міндеттерді шешуді қажет деп есептейміз:
- бүкіләлемдік тартылыс заңының мәнін түсіну;
- гравитациялық тұрақтылықтың физикалық мағынасын ашу;
- гравитациялық тұрақтылық тақырыбы бойынша есептер
жинақтау

І Бүкіләлемдік тартылыс заңы тарауының теориялық
негіздері
1.1 Бүкіләлемдік тартылыс заңы. Гравитациялық күштер

Бүкіл әлемдік тартылыс заңы. Заңды И. Ньютон 1667 жылы
ашты. 1665 жылы 23-жасында Ньютон Айды орбитада ұстап тұратын
күш, Жерге алманың құлауына септігін тигізетін күш табиғатына
ұқсас екендігін болжап айтты. Оның болжамы бойынша Әлемдегі
барлық денелер арасында массалар центрін жалғастыратын түзу
бойымен тартылыс (гравитациялық күштер) күштері әсер етеді.
Аңыз бойынша Ньютонға бүкіләлемдік тартылыс туралы ой, ол
өз бағында демалып отырғанда құлаған алма себеп болған.
Ньютонның аяғына дәл уақытында құлаған алманың ағашы елеусіз
қалмай, оның бөлшектері Англияда осы уақытқа дейін сақталып
келеді деген сөз бар.
Бүкіләлемдік тартылыс заңының ашылуы Ньютонға нақты
математикалық дәлелдеулерге негізделген аспан денелерінің
қозғалу теориясын жасауға мүмкіндік берді. Осыған дейін
ғылымда мұндай жағдай болған емес.
Бірақ бұл теорияның Ньютон замандастарына күшті әсері, оларды
қанағаттанбағандық сезімінің пайда болуына кедергі бола
алмады. Олар көптеген “неге?”– деген сұрақтарды қойды. Неге
денелер тартылады? Ньютон бұл сұраққа жауап бермеді. “Тартылу
күшінің қасиеттерінің себебін мен ғлі күнге құбылыстардан
қорытып шығара алмадым, мен ойдан гипотеза шығармаймын деп
жазды ол “Математикалық бастамаларда”. Тартылыстың шынында бар
екендігі және біз келтірген заңдармен әсер ететіндігі, сондай-
ақ аспан денелерінің және теңіздің барлық қозғалыстарын
түсіндіретіндігі жеткілікті”.
Теңіз туралы айтқанда, Ньютон Ай мен Күннің суды
тартуынан теңіздің тасу құбылысын меңзеп отыр. Ньютонға дейін
бұл мәселемен екі жыл бұрын Аристотель айналысқан. Бірақ ол
бұл мәселені шеше алмады. Аристотельге бұл мәселе қайғылы
болды. “Негропонт жарқабағынан осы құбылысты бақылап отырып ол
теңізге секіріп, өз еркімен ажал құшты” (Г. Галилей).

Ньютон онан кейінгі жылдары
астроном И. Кеплердің XVII ғасыр басында ашқан ғаламшарлардың
қозғалыс заңдылығының физикалық түсіндірмесін табуға тырысты
және гравитациялық күштердің сан мәні қанша болатынын
есептеді.Ғаламшарлардың қалай қозғалатынын біле отырып Ньютон
оларға қандай күштер әсер ететіндігін анықтағысы келді. Бұл
әдіс механиканың кері есебі деп аталады.

Ньютонның тартылыс заңы — кез келген материялық бөлшектер
арасындағы тартылыс күшінің шамасын анықтайтын заң. Ол И.
Ньютонның 1666 ж. шыққан “Натурал философияның математикалық
негіздері” деген еңбегінде баяндалған. Бұл заң былай
тұжырымдалады: кез келген материялық екі бөлшек бір-біріне
өздерінің массаларының (m1, m2) көбейтіндісіне тура
пропорционал, ал ара қашықтығының квадратына (r2) кері
пропорционал күшпен (F) тартылады: , мұндағы G — гравитациялық
тұрақты. Гравитациялық тұрақтының (G) сан мәнін 1798 ж.
ағылшын ғалымы Г. Кавендиш анықтаған. Қазіргі дерек бойынша
G=6,6745(8)Һ Һ10–8см3гҺс2=6,6745(8)Һ
Һ10–11м3кгҺс2. Айдың Жерді, планеталардың Күнді айнала
қозғалуын зерттеу нәтижесінде И. Ньютон ашқан бұл заң
табиғаттағы барлық денелерге және олардың барлық бөліктеріне
қолданылады. Б. ә. т. з. аспан денелерінің қозғалысы жайындағы
ғылым — аспан механикасының іргетасын қалайды. Осы заңның
көмегімен аспан денелерінің қозғалу траекториясы есептелінеді
және олардың аспан күмбезіндегі орындары алдын ала анықталады.
Уран планетасының осы заңға сәйкес есептелінген орбитадан
ауытқуы бойынша 1846 ж. Нептун планетасы ашылды. Плутон
планетасы да 1930 ж. осындай тәсілмен анықталды. 19 — 20 ғ-
ларда бұл заңды алдымен қос жұлдыздарға, сонан соң шалғай
орналасқан галактикаларға да пайдалануға болатындығы белгілі
болды. Жалпы салыстырмалық теориясының ашылуы (1916)
нәтижесінде тартылыс күшінің табиғаты онан әрі айқындала
түсті. Шындығында кез келген дене кеңістікте тартылыс өрісін
туғызады. Денелердің арасындағы тартылыс күші осы өріс арқылы
беріледі. Өте майда бөлшектерден тұратын микродүниедегі (атом,
атом ядросы, элементар бөлшектер, т.б.) құбылыстарда Б. ә. т.
з-ның әсері сезілмейді. Өйткені онда күшті, әлсіз және электр
магниттік өзара әсерлер (қ. Әлсіз өзара әсер, Күшті өзара
әсер, Электр магниттік өзара әсер) тәрізді өрістік әсерлер
басым болып келеді.
Табиғаттағы барлық денелер бір-біріне тартылады. Осы
тартылыс бағынатын заңды Ньютон анықтап, бүкіл әлемдік
тартылыс заңы деп аталған.
Ньютон алғашында еркін құлау үдеуінің ара қашықтыққа
тғуелділігін анықтады. Ол Жер бетінде, демек оның ортасынан
6400 км қашықтықта еркін түсу үдеуі 9,8 мс2, ал 60 есе үлкен
қашықтықтағы Айда: 3600 = 602. Демек, еркін түсу үдеуі Жер
ортасынан ара қашықтықтың квадратына кері пропорционал азаяды.
Ньютонның екінші заңына сәйкес үдеу күшке пропорционал.
‡деудің осылай азаюы тартылу күшінің ара қашықтықтан тура
сондай тғуелділігінен.
Тарту күшінің толық формуласын, бұл күштің әсерлесуші
денелердің гравитациялық зарядтарына, демек
олардың m1 және m2 массаларына пропорционал екендігін
ескергенде анықтауға болады.
Ньютон Жердің оған тартылатын денелермен гравитациялық
әсерлесу күшін анықтайтын өрнекті тапты. Өз интуициясына
сенген ол анықталған формуламен өзара ара
қашықтығымен r салыстырғанда өлшемі аз болатын Әлемдегі кез-
келген денелер арасындағы тартылу күшін есептеуге болады деп
ойлады. Сондықтан ол өзі анықтаған өрнекті аспан денелеріне
де, Жер бетіндегі денелер үшін де дұрыс
болатын бүкіләлемдік тартылыс заңы ретінде қарастырды.
Ғылымның әрі қарай дамуы Ньютон заңының дұрыстығын, бұл заңды
атомдар мен молекулалардан бастап керемет үлкен жұлдыздар
шоғына да қолдануға болатындығын көрсетті.
Осы заң бойынша, екі дененің бір-біріне тартылатын күші
осы денелердің массаларына тура пропорционал, ал олардың ара
қашықтығының квадратына кері пропорционал болады:

{\displaystyle F=G{\frac {m_{1}m_{2}}{r^{2}}},}

мұндағы, G - гравитациялық тұрақты деп аталатын
пропорционалдық коэффициент. Бұл күш бір-біріне әсер ететін
денелер арқылы өтетін түзудің бойымен бағытталған. Формула
шамасы бойынша бір-біріне тең F12 және F21 күштердің сандық
мәнін береді. Cуреттегі өзара әсерлесетін денелер біртекті
шарлар болса, m1 және m2 – шар массалары, r - олардың
центрінің ара қашықтығы. Сонымен, шарлар материялық
нүктелер ретінде өзара әсерлеседі , ал олардың массалары шар
массаларына тең және олардың центрлерінде орналасқан.
Гравитациялық тұрақтының сандық мәні, массалары белгілі
денелердің бір-біріне тартылатын күшін өлшеу жолымен
анықталған. Осындай өлшеу кезінде көп қиыншылықтар кездеседі,
өйткені массалары тікелей өлшенетін денелер үшін тартылыс
күштері өте-мөте аз болып шығады. Мысалы, әрқайсысының массасы
100 кг, бір-бірінен қашықтығы 1 метр болатын екі дене бір-
біріне шамамен 10−6 Н, яғни 10−4 Г күшпен өзара әсер етеді.

Механиканың негізгі есебі бойынша массасы мен жылдамдығы
белгілі денеге әсер ететін күштің салдарынан кез келген уақыт
мезетіндегі дененің орнын анықтау болса ,механиканың кері
есебінде дененің қалай қозғалатындығына қарай оған әсер ететін
күштерді анықтау болып табылады

Осы есепті шешу арқылы Ньютон бүкіл әлемдік тартылыс
заңын ашты. Барлық денелер бір-біріне өздерінің массаларының
көбейтіндісіне тура пропорционал және арақашықтығының
квадратына кері пропорционал күшпен тартылады:

Пропорционалдық коэфициент G табиғаттағы барлық денелер
үшін бірдей және оны бүкіл әлемдік тартылыс тұрақтысы немесе
гравитациялық тұрақты деп атайды.

G = 6,67·10-11 Н·м2кг2 (СИ).

Табиғаттағы көптеген құбылыстар бүкіләлемдік тартылыс
күшімен түсіндіріледі.

1.Күн жүйесіндегі ғаламшарлар қозғалысы,
2. жердің жасанды серігінің қозғалыстары ,
3.баллистикалық зымырандардың ұшу траекториясы
4. Жерге жақын денелердің қозғалысы,
5.Денелердің жерге құлауы,
6.Тасу және қайту,
7.Сарқырамалар,
8.Қол сөмкесінің ауырлығы.
9.Жер атмосферасының болуы т.б құбылыстар динамика заңдарымен
және бүкіләлемдік тартылыс заңы арқылы түсіндіріледі
• Егер M – Жер массасы , RЗ – оның радиусы, m – берілген дене
массасы болса , онда ауырлық күші
• мұндағы g – Жер бетіндегі еркін түсу үдеуі.:
• .Бүкіләлемдік тартылыс заңының бір байқалуы
• ауырлық күші болып табылады.
• Жер бетіне жақын денелердің тарту күшін
• осылай атау қабылданған

Ауырлық күші жер центріне қарай бағытталған.Басқа күштер
болмағанда дене Жерге еркін түсу үдеуімен құлайды. Жердің әр
түрлі нүктелеріндегі еркін түсу үдеуінің орташа мәні
9,81 мс2. Жердің радиусы мен еркін түсу үдеуінің мәнін біле
отырып(Rз = 6,38·106 м), Жер массасын М есептеп шығаруға
болады.:

• Ауырлық күші жер центріне қарай бағытталған.Басқа күштер
болмағанда дене Жерге еркін түсу үдеуімен құлайды. Жердің әр
түрлі нүктелеріндегі еркін түсу үдеуінің орташа мәні
9,81 мс2. Жердің радиусы мен еркін түсу үдеуінің мәнін біле
отырып(Rз = 6,38·106 м), Жер массасын М есептеп шығаруға
болады.:

Жерден қашықтаған сайын Жердің тарту күші мен еркін түсу
үдеуі Жер центріне дейінгі ара қашықтықтың квадратына кері
пропорционал өзгереді. Жерден қашықтап бара жатырған ғарыш
кемесінің ішіндегі ғарышкерге әсер ететін тартылыс күшінің
өзгеруі бейнеленген. Жерге жақын маңда ғарышкерге әсер ететін
тарту күші 700 Н-ғатең деп алсақ:

Жерден қашықтап бара жатырған ғарышкерге әсер ететін тарту
күшінің өзгерісі.
Сонымен, Ньютон ашқан бүкіләлемдік тартылыс заңы былай
тұжырымдалады:
Кез-келген екі бөлшектің гравитациялық тартылу күші олардың
массаларының көбейтіндісіне тура пропорционал, ал олардың ара
қашықтығының квадратына кері пропорционал.
Бұл заң математикалық түрде формуламен өрнектеледі. Бұл
формуладағы G – пропорционалдық коэфициенті гравитациялық
тұрақты деп аталады.
Бұл жерде бүкіләлемдік тартылыс заңы бөлшектер үшін, демек,
өлшемдері r ара қашықтығынан ғлдеқайда аз денелер үшін
тұжырымдалған. Алайда бұл заңның керемет бір ерекшілігі оны
басқа да жағдайларда қолдануға мүмкіндік береді. Тартылу
күшінің бөлшектерден ара қашықтығының үшінші немесе төртінші
дәрежесіне емес, тек квадратына тғуелділігі бұл заңның аталған
ерекшілігі. Есептеулер көрсеткеніндей тура осыған байланысты
- формуланы ішіндегі заты сфералық- симметриялы таралған шар
тәрізді дғнелердің арасындағы ара қашықтықтың кез-келген мәні
үшін қолдануға болады. Бұл жағдайды r -денелер арасындағы
қашықтық емес, сол денелердің орталықтары арасындағы қашықтық.
формула аралық жағдайда да дұрыс, мысалы өлшемі кез- келген
сфералық дене материаялық нүктемен әсерлескенде. Осы жағдай
бүкіләлемдік тартылу формуласын Жер шарының заттарды тарту
күшін есептеуге мүмкіндік береді.

1.2 Гравитациялық тұрақтылық

Табиғаттағы барлық денелер бір-біріне тартылады. Осы
тартылыс бағынатын заңды Ньютон анықтап, бүкіл әлемдік
тартылыс заңы деп аталған. Осы заң бойынша, екі дененің бір-
біріне тартылатын күші осы денелердің массаларына тура
пропорционал, ал олардың ара қашықтығының квадратына кері
пропорционал болады: (2.10.1) мұндағы, - гравитациялық тұрақты
деп аталатын пропорционалдық коэффициент. Бұл күш бір-біріне
әсер ететін денелер арқылы өтетін түзудің бойымен бағытталған.
1798 ж. гравитациялық тұрақтылық ағылшын физигі Генри
Кавендиштің иірілмелі таразысының көмегімен өлшенді.
Гравитациялық тұрақтылықтың физикалық мағынасы. G –
гравитациялық тұрақтылық, оның сандық мәні, массалары белгілі
денелердің бір-біріне тартылатын күшін өлшеу жолымен
анықталады, G – гравитациялық тұрақтылықтың мәні: 10 -11 Н м2
G=6,67 кг 2
Барлық денелер жер бетіне тартылыс әрекетінен, еркін түсу
үдеуімен қозғала отырып құлайды.
Есеп шығаруға мысал:
1. Массасы 1 кг шар жерге қандай күшпен тартылады:
1024кг, шардың массасы 1 кг,(Жердің массасы 6 олардың
центрлерінің ара қашықтығы жер радиусына 106м-ге тең. Жер мен
оның үстінде жатқан(6,4 шардың арасындағы тартылыс күшін
есептейміз:
Формула шамасы бойынша бір-біріне тең F12 және F21
күштердің сандық мәнін береді. 5-суреттегі өзара әсерлесетін
денелер біртекті шарлар болса, m1 және m2 – шар массалары, r-
олардың центрінің ара қашықтығы. Сонымен, (7-сурет) шарлар
материялық нүктелер ретінде өзара әсерлеседі , ал олардың
массалары шар массаларына тең және олардың центрлерінде
орналасқан. -ның сандық мәні, массалары белгілі денелердің бір-
біріне тартылатын күшін өлшеу жолымен анықталған. Осындай
өлшеу кезінде көп қиыншылықтар кездеседі, өйткені массалары
тікелей өлшенетін денелер үшін тартылыс күштері өте-мөте аз
болып шығады. Мысалы, әрқайсысының массасы 100 кг, бір-бірінен
қашықтығы 1 метр болатын екі дене бір-біріне шамамен 10-6 Н,
яғни 10-4 Г күшпен өзара әсер етеді. -тұрақтысының мәнін
анықтау үшін ең алғаш ойдағыдай өлшеу жүргізген ағылшын ғалымы
Генри Кавендиш (1798ж.) болды. Ол күшті өлшеу үшін өте сезгіш
иірілмелі таразы әдісін қолданды (8-сурет). Жеңіл стерженнің
ұштарына бекітілген екі қорғасын шар m (әрқайсысының массасы
729 г) симметриялы орналастырылған М шарларының (әрқайсысының
массасы 158 кг) жанына қойылған. Стержень серпімді жіпке асып
қойылған, шарлардың бір-біріне тартылу күшін осы жіптің
бұралуы арқылы өлшеуге болады. Жіптің жоғарғы ұшы орнату
бүркеншігіне бекітілген, ал осы бүркеншікті бұру арқылы m және
М шарларының ара қашықтығын өзгертуге болады. Әр түрлі
әдістермен анықталғандардың ішінде -ның анағұрлым нақтылы
мәнін мынадай деп есептейді:
Егер (2.10.1)-өрнекке m1, m2 және r-лердің бірге тең
мәндерін қойсақ, онда күш -ның өзіне тең болады. Сонымен,
әрқайсысын массалары 1 кг, центрлерінің бір-бірінен қашықтығы
1 м болатын екі шар өзара 6,670×10-11Н-ға тең күшпен
тартылады. Ал массасы 1 кг шар жерге қандай күшпен тартылады:
Жердің массасы 6×1024кг, шардың массасы 1 кг, олардың
центрлерінің ара қашықтығы жер радиусына 6,4×106м-ге тең. Жер
мен оның үстінде жатқан шардың арасындағы тартылыс күшін
есептейміз: Массасы 1 кг денеге әсер ететін ауырлық күшінің
мәні тартылыс заңының ғылым мен техника үшін маңызы үлкен.
Оның көмегімен Күн жүйесіндегі екі планета – Нептун мен Плутон
ашылды, оны ғарыш кемелері және Жер серіктерінің ұшуын,
олардың жылдамдықтары мен траекторияларын есептегенде, Айға
және планеталарға автомат – станцияларды дәл дәл қондыруды
жүзеге асыру үшін пайдаланылады. Дененің салмағы болады,
өйткені дене жерге тартылады, Жер атмосферасы кеңістікке
таралып кетпейді және барлық дененің бетіне қысым түсіреді,
өйткені ауаның молекулалары Жерге тартылады. Тартылыс заңынан
массасы m дененің Жерге еркін түсу үдеуін табайық: М - Жер
массасы, R - оның радиусы. Rж 6400 км; (2.10.2) (2.10.3)
егер, осы жерден Жердің массасын тапсақ, ол кг болады. Жердің
массанын біле отырып, Жердің тығыздығын табуға болады.
(2.10.4)

1.3 Кеплер заңы
XX ғасырдағы ғылыми ойдың ұлы жеңісі — кванттық
теорияны қалыптастыруда қызған дененің сәуле шығаруын
эксперименттік зерттеу үлкен рөл аткарды. Жоғары температураға
дейін қыздырғанда дене әртүрлі түске еніп, сәуле шығара
бастайтынын білеміз. Мысалы, темірді кыздырғанда, ол өуелі
қызыл, содан кейін қызыл сары, одан әрі ақ сары түске
беленеді. Электр шамының вольфрам қылын 3000 С-қа дейін
кыздырғанда, ол ақ жарық сәуле шығарады. Күннің жарығы,
Жұлдыздардың шығаратын сәулелері де олардың температурасының
өте жоғары болуына байланысты.
Қызған денелердің сәуле шығарып, электромагниттік энергия
таратуын жылулық сәулелену деп атайды. Жылулық сәулелену
құбылысы тек қызған денелерде ғана емес, салқын денелерде де
орын алады. Электр шамының вольфрам қылы 3000 С-қа дейін
кызғанда көзге кәрінетін ақ жарық шығарса, температурасы
төмендеген сайын денелер керінбейтін инфрақызыл сәулелер
шығарады. Инфрақызыл сәулелерінің жиілігі ақ жарықтың
жиілігінен төмен. Сондай-ак денелердің температурасы тым
жоғары болса, олар кәрінбейтін улытыракүлгін сәулелер
шығарады. Ультракүлгін сәулелерінің жиілігі ақ жарықтың
жиілігінен жоғары.
Жарық сияқты жылулык сәулелердің барлық түрлері де
электромагниттіктолқындар катарына жатады. Олар бір-бірінен
тек жиіліктеріне немесе толқын ұзындықтарына карай ажырайды.
Эксперименттік зерттеулер денелердің жылулық сәулелерді
шығарумен катар оларды жұта да алатынын керсетті. Оны көптеген
тәжірибелер растайды. Мысалы, параболоидтік айнаға вольфрамнан
жасалған спираль қылын орнатып, оны электр тоғымен инфрақызыл
сәулесін шығаратындай етіп кыздырайық. Оған карама-карсы
қойылған екінші айнаның фокусына қара түске боялған құрғак
мақтаны іліл қойсақ, ол белгілі бір уақыттан кейін "өз-өзінен"
тұтанып жана бастайды. Бұдан денелердің жылулық
электромагниттік сәулелерді шығарып кана коймай, оларды жұта
да алатыньш кәреміз. Ал кара түсті денелер сәулелерді басқа
түсті денелерге карағанда көбірек жұтады. Бұл төжірибе
электромагниттік толкындардың шынында да энергия таситынына
көзімізді жеткізеді.
Өзіне түскен әртурлі жиіліктегі сәулелердің энергиясын толық
жұтып. алатын денені абсолют қара дене деп атайды. Күн сыртқы
ортаға жарық шығарумен қатар өзіне сырттан келіп түсетін
әртүрлі жиіліктегі сәулелерді де толық жұтып алады.
Сондықтан ол абсолют кара денелер қатарына жатады суретте
абсолют қара дененің үлгісі көрсетілген. Іші қуыс ыдысқа тар
саңылаудан түскен сәуле шексіз мәрте шағылады да, толық
жұтылады.
Ұйтқымаған қозғалысқа (яғни екі дене есебінде) қатынасатын
нүктенің орбитасы екінші ретті қисық сызықпен өрнектеледі және
оның бір фокусында тарту күшінің центрі орналасады. Сонымен
ұйытқымаған қозғалыстағы материалдық нүктенің орбитасы
конустық қималардың бірі, яғни шеңбер, эллипс (планеталар
үшін), парабола не гипербола түрінде болады.

Кеплердің 1 заңы
Кеплердің бірінші заңы негізінен планета орбитасының пішінін
анықтайды: Барлық планеталар Күнді эллипс бойымен айналады,
оның фокустарының бірінде Күн орналасады.
Эллипстің симметриялы центрі – О, үлкен АА1=2а және ВВ1=2в екі
симметрия осі бар, мұндағы а – үлкен жарты ось, в – кіші жарты
ось деп аталады.

Кеплердің күн жүйесі моделі
Оның екі фокусы центрден OF1=OF2=c=a2-b2 қашықтықта орналасқан
эллипстің негізгі қасиеті: эллипстің кез келген нүктесінің
фокустардан қашықтықтарының қосындысы үлкен ось ұзындығына тең
болатын тұрақты шама:
MF1+MF2=2a e=ca қатынасы эллипстің эксцентриситеті деп
аталады. Ол эллипстің сопақтық дәрежесін көрсетеді: е неғұрлым
үлкен болса, эллипстің шеңберден айырмашылығы да соғұрлым көп
болады. Егер с=0 болса (эллипстің фокустары центрімен
беттеседі), онда е=0, яғни эллипс радиусы а болатын шеңберге
айналады. Шолпан мен Жер орбиталарының пішіндері шеңберге өте
жақын (Шолпан орбитасының эксцентиситеті - 0,0068, Жердікі –
0,0167). Өзге планеталардың көпшілігінің орбиталары әлдеқайда
созылыңқы болып келеді. Орбитаның Күнге ең жақын нүктесін
перигелий (грекше peri-таяу, helios- Күн деген сөздерінен),
оның ең алыс нүктесі афелий (грекше apo- алыс деген мағынаны
білдіреді) деп аталады. Эллипстің үлкен а жарты осі планетаның
Күннен орташа қашықтығына пара- пар. Астрономияда Жердің
Күннен орташа қашықтығы Күн жүйесінде қолданылатын қашықтық
өлшеу бірлігі ретінде қабылданған. Ол астрономиялық бірлік
(а.б.) деп аталады: 1а.б.=149 600 000 км. Жердің табиғи серігі
Айдың және кез келген жасанды серіктердің Жерге ең таяу
келетін нүктесі перигей (грекше Гей - жер), ал ең алыс нүктесі
апогей деп аталады.
Кеплердің екінші заңы.

Ұйтқымаған қозғалысқа қатынасатын нүктенің радиус-векторы
сызатын аудан уақытқа пропорционал болып өзгереді. Кеплердің
алғашқы екі заңы тартылыс күші әсерінен пайда болатын және
шамасы күш центріне дейінгі қашықтықтың квадратына кері
пропорционал болатын ұйытқыма қозғалыстар үшін ғана
орындалады.
Кеплердің екінші заңы - аудандар заңы планета қозғалыстарының
бірқалыпты емес екендігін анықтайды: планетаның радиус -
векторы бірдей уақыт аралығында шамалары бірдей аудандар сызып
шығады. Планеталар ең үлкен жылдамдықпен перигелийде, ал ең
кіші жылдамдықпен афелий де қозғалады.

Кеплер ғаламат жұлдызы
Кеплердің үшінші заңы.
Орталық нүкте (Күн) айналасындағы екі материалдық нүктенің
(планета) ұйтқымаған эллипстік қозғалысы кезіндегі айналу
уақытының квадраты мен орт. және айналатын нүктелер массалары
қосындысы көбейтінділерінің қатынасы, олардың орбиталарындағы
үлкен жарты осьтері кубтарының қатынасына тең, яғни: мұндағы
T1 және T2 – екі нүктенің айналу периоды, m1 және m2 – олардың
массалары, m0 – орталық нүктенің (Күннің) массасы, a1, a2 –
орбита нүктелерінің (планеталардың) үлкен жарты осі. Кеплердің
үшінші заңы эллипстік орбита бойымен қозғалатын планеталарға,
планеталар серігіне, қос жұлдыздардың құраушыларына
қолданылады және аспан шырақтарының кейбір сипаттамаларын
анықтауға мүмкіндік береді.

Ай бетіндегі Кеплер кратері, Аполлон 12 түсірген сурет

Кеплердің үшінші заңы - планеталардың орбиталық периодтары мен
олардан ... жалғасы

Сіз бұл жұмысты біздің қосымшамыз арқылы толығымен тегін көре аласыз.