Ero sivun ”Taivaanmekaniikka” versioiden välillä
| [arvioimaton versio] | [arvioimaton versio] |
Poistettu sisältö Lisätty sisältö
Ei muokkausyhteenvetoa |
Ei muokkausyhteenvetoa |
||
Rivi 3:
Varsinainen taivaanmekanikka tieteenalana sai alkunsa [[Isaac Newton]]in formuloitua [[Painovoima|yleisen painovoimalain]] kirjassa [[Philosophiae Naturalis Principia Mathematica]] vuonna [[1687]].
Tätä ennen taivaankappaleiden liikettä oli pyritty mallintamaan ja ennustamaan jo muinaisesta [[Babylonia|Babyloniasta lähtien.]]. Nämä taivaan[[kinetiikka|kineettiset]] aurinkokuntamallit olivat pääasiassa maakeskeisiä ennen [[Nikolai Kopernikus|Nikolai Kopernikuksen]] aurinkokeskeistä mallia. [[Johannes Kepler]] muotoili planeettojen ratojen muotoon ja kiertoaikaan liittyvät Keplerin lait 1609-1618. Ne pohjautuivat [[Tyko Brahe]]n tekemiin mittauksiin.
Newtonin painovoimateoria antoi fysikaalisen selityksen Keplerin
Taivaanmekaniikkan perusprobleema on kautta sen historian ollut taivaankappaleen radan määrittäminen Auringon (tai jonkin muun kappaleen) aiheuttamassa painovoimakentässä maanpäälisten havaintojen perusteella. Edelleen yleisimmin käytössä oleva menetelmä on [[Carl Friedrich Gauss]]n kehittämä [[Gaussin radanmääritysmenetelmä]].
Taivaanmekaniikka säilyi [[tähtitiede|tähtitieteen]] merkittävämpänä osana Newtonista aina 1800-luvun puoliväliin asti, jolloin uudet menetelmät kuten [[spektroskopia]] mahdollistivat myös taivaankappaleiden fyysisten ominaisuuksien tutkimisen ja johtivat
Satelliittien tultua käyttöön samaa matemaattista teoriaa on käytetty satelliittien ratamekaniikan laskemiseen.
| |||