Keplerwentelbaan
In hemelmeganika is 'n Keplerwentelbaan die beweging van een liggaam relatief tot 'n ander, soos 'n ellips, parabool of hiperbool, wat 'n tweedimensionele wentelvlak vorm in 'n driedimensionele ruimte. Dit is genoem na die Duitse sterrekundige Johannes Kepler. Al het hy die wette geskep uit sy waarnemings, kon hy nooit 'n teorie ontwikkel om dié bewegings te verduidelik nie.[1]
'n Keplerwentelbaan kan ook 'n reguit lyn vorm. Net die puntagtige gravitasionele aantrekkingskrag van twee liggame word in ag geneem, sonder versteurings vanweë gravitasiewisselwerkings met ander liggame, atmosferiese sleurkrag, die stralingsdruk, 'n niesferiese sentrale liggaam, ensovoorts. As 'n teorie in klassieke meganika neem dit ook nie die uitwerking van algemene relatiwiteit in ag nie.
In die meeste toepassings is daar 'n groot sentrale liggaam, waarvan die massamiddelpunt dié van die hele stelsel is. Die wentelbane van twee liggame van min of meer dieselfde massa kan beskryf word as Keplerwentelbane om hulle gesamentlike massamiddelpunt, of hulle barisentrum.
Verwysings
[wysig | wysig bron]- ↑ Bate, Roger; Mueller, Donald; White, Jerry (1971). Fundamentals of Astrodynamics. Dover Publications, Inc., New York. ISBN 0-486-60061-0.
Skakels
[wysig | wysig bron]
Hierdie artikel is in sy geheel of gedeeltelik uit die Engelse Wikipedia vertaal.
