Keplerova rovnice

Z Multimediaexpo.cz

(Rozdíly mezi verzemi)

Aktuální verze z 14. 8. 2022, 14:52

Keplerova rovnice popisuje pohyb po eliptické trajektorii v gravitačním poli. Mějme souřadnicový systém s počátkem ve Slunci a osou x mířící k perihelu. Pak lze tuto trajektorii parametrizovat

\(x=a \cos E -e\)

\(y=b \sin E \),

kde \(a\) a \(b\) je hlavní a vedlejší poloosa elipsy, \(e\) vzdálenost ohniska od středu elipsy. Úhel \(E\) nazýváme excentrickou anomálií.

Keplerova rovnice má pak tvar:

\(E - \varepsilon \sin E = \frac{2\pi}{T} (t-t_0)\)

Kde \(\varepsilon\) je numerická excentricita, \(T\) perioda oběhu a \(t_0\) čas průchodu perihelem. Konečně \(t\) je čas, ve kterém se zajímáme o polohu planety.

Náklady na energie a provoz naší encyklopedie prudce vzrostly. Potřebujeme vaši podporu... Kolik ?? To je na Vás. Náš FIO účet — 2500575897 / 2010
Informace o článku. Článek je převzat z Wikipedie, otevřené encyklopedie, do které přispívají dobrovolníci z celého světa. Tento text je dostupný za podmínek Creative Commons 3.0 Unported – creativecommons.org. Originální článek na české Wikipedii

@@ Řádka 2: / Řádka 2: @@
 Mějme souřadnicový systém s&nbsp;počátkem ve [[Slunce|Slunci]] a [[osa|osou]]&nbsp;x mířící k&nbsp;[[perihélium|perihelu]]. Pak lze tuto trajektorii [[parametrizace|parametrizovat]]
-<math>x=a \cos E -e</math>
+<big>\(x=a \cos E -e\)</big>
-<math>y=b \sin E </math>,
+<big>\(y=b \sin E \)</big>,
-kde <math>a</math> a <math>b</math> je hlavní a vedlejší poloosa elipsy, <math>e</math> vzdálenost ohniska od středu elipsy. Úhel <math>E</math> nazýváme excentrickou anomálií.
+kde <big>\(a\)</big> a <big>\(b\)</big> je hlavní a vedlejší poloosa elipsy, <big>\(e\)</big> vzdálenost ohniska od středu elipsy. Úhel <big>\(E\)</big> nazýváme excentrickou anomálií.
 Keplerova rovnice má pak tvar:
-<math>E - \varepsilon \sin E = \frac{2\pi}{T} (t-t_0)</math>
+<big>\(E - \varepsilon \sin E = \frac{2\pi}{T} (t-t_0)\)</big>
-Kde <math>\varepsilon</math> je numerická [[excentricita]], <math>T</math> perioda oběhu a <math>t_0</math> čas průchodu perihelem. Konečně <math>t</math> je čas, ve kterém se zajímáme o&nbsp;polohu planety.
+Kde <big>\(\varepsilon\)</big> je numerická [[excentricita]], <big>\(T\)</big> perioda oběhu a <big>\(t_0\)</big> čas průchodu perihelem. Konečně <big>\(t\)</big> je čas, ve kterém se zajímáme o&nbsp;polohu planety.
 {{Článek z Wikipedie}}
 [[Kategorie:Rovnice]]