Статті про Космос, Закони руху космічних тіл
Рух космічного тіла орбітою відбувається під впливом безлічі взаємодій. У тому випадку, наприклад, коли ті тіла, що спостерігаються, — планета і її супутник, найбільш важливу роль відіграють приливні взаємодії між ними. Найбільш важливі механізми взаємодії у русі великих тіл включають і гравітаційні взаємодії з іншими порівняно великими тілами та Сонцем.
Ці сили можуть довго впливати зміни супутникових систем. Різні процеси еволюції орбітального руху грають значної ролі й у русі малих тіл. Їх вплив був вирішальним при розподілі частинок речовини в про-топланетному хмарі, створивши можливість появи супутників. Такі частинки в більшості існують і зараз - як частинки, захоплені планетою з космічного простору, або як осколки, викинуті з поверхні супутників при зіткненні.
Будь-які сили - навіть такі, як опір атмосфери або тиск сонячного випромінювання - викликають прискорення, обернено пропорційні радіусу частки; для малих тіл саме ці прискорення виявляються найістотнішими.
Орбіти ж частинок «середнього» розміру — від кількох метрів за кілька кілометрів — відчувають вплив переважно сил, які у класичної небесної механіці, т.к. ці тіла недостатньо великі, щоб надавати серйозну приливну дію, але недостатньо малі, щоб піддаватися дії некласичних ефектів, суттєвих для малих частинок.
Видимий рух планет має кілька особливостей. Насамперед планети у своєму русі не відходять від екліптики (площини орбіти) на значну відстань. Винятком можна назвати Плутон, орбіта якого нахилена до площини екліптики на 17 градусів – більш ніж орбітабудь-якої іншої планети. Далі, рух планет завжди пряме, тобто. походить із заходу на схід. І, нарешті, у видимому русі планет періодично бувають стояння - зупинки, після яких планета починає рухатися у зворотному напрямку - на захід. Це продовжується до нового стояння, від кількох тижнів до кількох місяців, а потім планета відновлює шлях на схід. Якщо нанести траєкторію видимого руху планети на карту, то вийде складна крива із зигзагами, самоперетинами та петлями.
Рівняння руху, що застосовуються в небесній механіці, надто наближені, описувані ним процеси — випадкові, а проміжки часу надто великі, щоб можна було впевнено переносити рішення, отримані в наш час, у минуле. Єдине, що можуть дозволити собі астрономи-теоретики, — це побудова моделей на основі законів збереження та динамічних рівнянь, отриманих з урахуванням орбітальних збурень супутників.
Закони Кеплера
Як основний об'єкт своїх досліджень Кеплер обрав Марс, який довгий час спостерігав ще Тихо Браге. Чимало часу витратив Кеплер, намагаючись підібрати для Марса кругову орбіту, яка відповідала б даним спостережень Тихо Браге, причому так, щоб Сонце не було б у її центрі.
В результаті обчислень, на які пішло більше шести років, Кеплер дійшов висновку, що Марс рухається не круговою, а еліптичною орбітою, і Сонце знаходиться в одному з фокусів цього еліпса. Більше того, розрахунки Кеплера показали, що Марс рухається своєю орбітою нерівномірно.
Це відкриття стало провісником іншого, більшого відкриття - закономірності у русі планет. Відкриті Кеплером закони отримали його ім'я; час показав, що астроном і математик не помилився у своїхвихідних положень, ні в розрахунках.
Перший закон із трьох говорить: «Кожна планета рухається але еліпсом, в одному з фокусів якого знаходиться Сонце». В результаті обчислень Кеплера виявилося, що еліпси планетних орбіт дуже мало відрізняються від кіл. Так званий коефіцієнт ексцентриситету е, що характеризує витягнутість еліпса, має найбільше значення для орбіти Плутона - е = 0,25, трохи менше він для орбіти Меркурія - е = 0,21. (Коефіцієнт ексцентриситету визначається за величинами великої та малої півосей еліпса орбіти.)
Другий закон Кеплера має, здавалося б, математично жорсткішу формулювання: «Радіус-вектор, проведений від Сонця до планети, у рівні проміжки часу визначає рівновеликі площі».
Чисто математичний за звучанням, насправді цей закон описує насамперед характер руху планет і, зокрема, зміна швидкостей. Лінійна швидкість планети змінюється залежно від кривизни дуги орбіти; найбільшу швидкість планета має у перигелії (точці, найближчій до Сонця), найбільшу - в афелії (точці, найбільш віддаленій від Сонця). Крім того, довжина великої півосі еліпса дорівнює напівсумі відстаней від Сонця до афелію та перигелію.