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가장 중요한 과학적 발견
행성 운동의 법칙. 과학적 발견의 역사와 본질
행성은 외적으로 복잡한 움직임으로 인해 천문학과 일반적으로 역학 및 물리학의 기초를 구축하는 데 결정적인 역할을 했습니다. 고대 그리스의 천문학자조차 하늘을 가로질러 관찰된 복잡한 움직임이 우주에서 행성의 보다 규칙적인 움직임을 반영한 것일 뿐인지에 대한 질문을 제기했습니다. 이 시간부터 행성계의 계획의 이론적 구성, 또는 위에서 말했듯이 공간에서의 행성 운동의 운동학이 시작됩니다. 최초의 코페르니쿠스주의자 중 하나인 독일의 수학자이자 천문학자인 Erasmus Reingold(1511-1553)는 1551년에 태양 중심 시스템을 기반으로 편찬했습니다. 코페르니쿠스, 그가 "프로이센 테이블"이라고 불렀던 행성의 운동 테이블. 이 표는 오래된 계획을 기반으로 한 이전의 모든 것보다 더 정확한 것으로 판명되었으며 이것은 수세기 동안 확립 된 견해를 통해 큰 어려움을 겪고있는 태양 중심론의 아이디어를 강화하는 데 크게 기여했습니다. 교회의 반동적인 이념적 압력을 극복하는 것뿐만 아니라 그 시대에 친숙한 것입니다. 그럼에도 불구하고 천문학자들은 이 표와 천체의 움직임에 대한 관측 데이터 사이에 불일치가 있음을 곧 발견했습니다. 선진 과학자들에게는 코페르니쿠스의 가르침이 옳다는 것이 분명했지만, 더 깊이 조사하고 행성 운동의 법칙을 알아낼 필요가 있었습니다. 이 문제는 위대한 독일 과학자에 의해 해결되었습니다. 케플러. 요하네스 케플러(Johannes Kepler, 1571-1630)는 슈투트가르트 근처 베일레라는 작은 마을에서 태어났습니다. 케플러는 가난한 가정에서 태어났기 때문에 큰 어려움을 겪으면서 학교를 마치고 1589년에 튀빙겐 대학교에 입학했습니다. 이곳에서 그는 열정적으로 수학과 천문학을 공부했습니다. 그의 스승인 Mestlin 교수는 비밀리에 코페르니쿠스의 추종자였습니다. 물론 대학에서 Mestlin은 프톨레마이오스에 따라 천문학을 가르쳤지만 집에서는 그의 학생에게 새로운 가르침의 기초를 소개했습니다. 그리고 곧 케플러는 코페르니쿠스 이론의 열렬하고 확고한 지지자가 되었습니다. Maestlin과 달리 Kepler는 자신의 견해와 신념을 숨기지 않았습니다. 코페르니쿠스의 가르침에 대한 공개적인 선전은 곧 그에게 지역 신학자들의 증오심을 불러일으켰습니다. 대학을 졸업하기 전인 1594년에 요한은 오스트리아 스티리아 주의 주도인 그라츠에 있는 개신교 학교에서 수학을 가르치기 위해 파견되었습니다. 이미 1596년에 그는 The Cosmographic Secret을 출판했는데, 그곳에서 그는 행성계에서 태양의 중심 위치에 대한 코페르니쿠스의 결론을 받아들이고, 행성 궤도의 거리와 구체의 반지름 사이의 연결을 찾으려고 했습니다. 다면체는 특정 순서로 새겨져 있으며 그 주위에 설명되어 있습니다. Kepler의 이 작업은 여전히 학문적, 준과학적 정교함의 모델이었음에도 불구하고 저자에게 명성을 가져다주었습니다. 그 계획 자체에 회의적이었던 덴마크의 유명한 천문학자이자 관찰자인 Tycho Brahe(1546-1601)는 젊은 과학자의 독립적인 사고, 천문학에 대한 지식, 계산에 대한 기술 및 인내에 경의를 표하고 그를 만나고 싶다고 말했습니다. 나중에 열린 회의는 천문학의 추가 발전에 매우 중요했습니다. 1600년에 프라하에 도착한 브라헤는 요한에게 하늘 관측과 천문 계산을 보조하는 직업을 제안했습니다. 그 직전에 브라헤는 조국인 덴마크를 떠나 그곳에 그가 지은 천문대에서 XNUMX년 동안 천문 관측을 수행했습니다. 이 천문대는 최고의 측정 장비를 갖추고 있었으며 브라헤 자신이 가장 숙련된 관찰자였습니다. 과학자는 코페르니쿠스의 가르침에 매우 관심이 있었지만 지지자는 아니었습니다. 그는 세계의 구조에 대한 자신의 설명을 제시했습니다. 그는 행성을 태양의 위성으로 인식하고 태양, 달 및 별을 지구 주위를 도는 천체로 간주했습니다. 전체 우주가 보존되었습니다. Brahe는 Kepler와 오랫동안 일하지 않았습니다. 그는 1601년에 사망했습니다. 그의 사후 케플러는 장기간의 천체 관측 데이터로 나머지 물질을 연구하기 시작했습니다. 케플러는 특히 화성의 운동에 관한 재료에 대해 연구하면서 놀라운 발견을 했습니다. 그는 이론 천문학의 기초가 된 행성 운동의 법칙을 도출했습니다. 케플러의 출발점은 이론과 관찰의 비교였습니다. 사실은 4 세기 말까지 위에서 언급 한 바와 같이 편집 된 프로이센 테이블이 행성의 움직임을 매우 부정확하게 예측하기 시작했다는 것입니다.이 테이블에서 관찰되고 계산 된 행성의 위치는 5-XNUMX도 차이가났습니다. , 이것은 천문학적인 관행에서 용납될 수 없는 것이었습니다. 이로부터 코페르니쿠스의 행성 이론이 수정되고 보완될 필요가 있었습니다. 처음에 케플러는 코페르니쿠스적 계획을 정교화하고 복잡하게 만드는 길을 택했습니다. 물론 그는 태양중심설의 원리를 깊이 확신하고 새로운 원(주전원, 편심)의 조합을 선택하기 시작했습니다. 그는 결국 그의 계획이 최대 8분의 관찰과 비교하여 오류를 주는 그러한 조합을 선택했습니다. 그러나 Kepler는 Tycho Brahe가 그의 관찰에서 그러한 실수를 범할 수 없다고 확신했습니다. 따라서 케플러는 그 이론이 천문학적 관행과 일치하지 않기 때문에 "유죄"라고 결론지었습니다. 그는 주전원과 편심에 기반한 계획을 완전히 포기하고 다른 계획을 찾기 시작했습니다. 케플러는 행성 궤도의 원형 모양에 관해 고대부터 확립되어 온 의견이 틀렸다는 결론에 도달했습니다. 계산을 통해 그는 행성이 원으로 움직이지 않고 타원-폐쇄 곡선으로 움직이며 모양이 원과 다소 다르다는 것을 증명했습니다. 이 문제를 해결하면서 케플러는 일반적으로 정량 수학 방법으로는 해결할 수 없는 경우에 직면해야 했습니다. 문제는 편심원 부문의 면적을 계산하는 것입니다. 이 문제를 현대 수학 언어로 번역하면 타원 적분에 도달하게 됩니다. 당연히 케플러는 문제에 대한 해결책을 구적법으로 제시할 수 없었지만, 발생한 어려움에도 불구하고 포기하지 않았고 무한히 많은 수의 "실제화된" 무한소를 합산하여 문제를 해결했습니다. 현대에는 중요하고 복잡한 실제 문제를 해결하기 위한 이러한 접근 방식이 수학적 분석 선사 시대의 첫 번째 단계를 의미했습니다. 케플러의 제XNUMX법칙은 태양이 타원의 중심이 아니라 초점이라는 특별한 지점에 있다는 것을 암시합니다. 따라서 태양으로부터 행성까지의 거리가 항상 동일하지는 않습니다. 타원은 평평한 도형이므로 첫 번째 법칙은 각 행성이 움직이며 항상 같은 평면에 유지된다는 것을 의미합니다. 두 번째 법칙은 다음과 같이 들립니다. 행성의 반경 벡터(즉, 태양과 행성을 연결하는 부분)는 동일한 시간 간격으로 동일한 영역을 나타냅니다. 이 법칙을 흔히 면적의 법칙이라고 합니다. 두 번째 법칙은 우선 궤도에서 행성의 속도 변화를 나타냅니다. 행성이 태양에 가까울수록 더 빠르게 움직입니다. 그러나 이 법은 실제로 더 많은 것을 제공합니다. 그것은 타원 궤도에서 행성의 움직임을 완전히 결정합니다. 케플러의 두 법칙은 모두 1609년에 그의 유명한 "신 천문학"(새로운 천체 역학의 기초에 대한 설명)이 출판된 이후 과학의 자산이 되었습니다. 그러나 이 훌륭한 작품의 출시가 즉시 주목을 끌지는 못했습니다. 갈릴레오, 분명히 그의 시대가 끝날 때까지 케플러의 법칙을 받아들이지 않았습니다. 케플러는 행성계 전체를 전체적으로 연결하는 패턴이 있다는 것을 직관적으로 느꼈습니다. 그리고 그는 New Astronomy가 출판된 이후 XNUMX년 동안 이러한 패턴을 찾아왔습니다. 케플러의 풍부한 상상력과 엄청난 근면함은 그를 소위 제XNUMX법칙으로 이끌었습니다. 이 법칙은 처음 두 법칙과 마찬가지로 천문학에서 중요한 역할을 합니다. 케플러는 『세계의 조화』를 출판하여 행성 운동의 제XNUMX법칙을 공식화했습니다. 과학자는 행성의 회전 시간과 태양으로부터의 거리 사이에 엄격한 관계를 확립했습니다. 태양 주위의 두 행성의 회전 기간의 제곱은 태양으로부터의 평균 거리의 세제곱으로 서로 관련되어 있음이 밝혀졌습니다. 이것이 케플러의 제XNUMX법칙이다. E.A. Grebennikov와 Yu.A. Ryabov는 그들의 책에서 "케플러의 세 번째 법칙은 행성과 위성의 질량을 결정하는 데 중요한 역할을 합니다. 실제로 태양 주위의 행성의 공전 기간과 태양 중심 거리는 다음을 사용하여 결정됩니다. 특별한 수학적 처리 방법 관측 및 행성의 질량은 관측에서 직접 얻을 수 없습니다. 우리는 한쪽에는 태양을, 다른 한쪽에는 행성을 배치하는 거대한 우주 규모를 마음대로 사용할 수 없습니다. 케플러의 제XNUMX법칙은 그러한 우주 규모의 부재를 보상하는데, 그 이유는 그 도움으로 우리는 단일 시스템을 형성하는 천체의 질량을 쉽게 결정할 수 있기 때문입니다." 케플러의 법칙은 말하자면 현실 자체보다 더 정확하다는 점에서도 주목할 만합니다. 이는 행성이 "태양"에 비해 질량이 매우 작은 물질적 지점인 이상화된 "태양계"에 대한 정확한 수학적 운동 법칙을 나타냅니다. 실제로 행성은 상당한 질량을 갖고 있으므로 실제 운동에는 케플러의 법칙과 편차가 있습니다. 이러한 상황은 현재 알려진 많은 물리 법칙의 경우에 발생합니다. 오늘날 우리는 케플러의 법칙이 XNUMX체 문제의 틀 내에서 행성의 움직임을 정확하게 설명하고 있으며 우리 태양계는 다중 행성 시스템이므로 이러한 법칙은 대략적인 것일 뿐이라고 말할 수 있습니다. 화성에 대한 관찰로 인해 케플러의 법칙이 덜 정확하게 충족된다는 것도 역설적입니다. 천체 역학의 창조에 대한 케플러의 연구는 코페르니쿠스의 가르침을 승인하고 발전시키는 데 중요한 역할을 했습니다. 그는 후속 연구, 특히 발견을 위한 기반을 마련했습니다. 뉴턴 만유인력의 법칙. 케플러의 법칙은 여전히 그 중요성을 유지합니다. 천체의 상호 작용을 고려하는 법을 배운 과학자들은 자연 천체의 움직임을 계산할 때뿐만 아니라 가장 중요한 것은 우주선과 같은 인공 천체, 출현의 목격자도 계산하는 데 사용합니다. 그리고 우리 세대의 개선입니다. 저자: Samin D.K.
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