3. Механическая картина мира
Первая научная картина мира была построена в 18 в. трудами Коперника, Галилея, Кеплера, Ньютона и их последователей, среди которых тоже было немало выдающихся математиков.
Замена небесных сфер Аристотеля кеплеровым движением планет по эллиптическим орбитам выдвинула на передний план вопрос о силах, удерживающих планеты на орбитах. Французский философ и математик Р. Декарт (1596–1650) предположил, что все пространство между телами заполнено тончайшей материей. Вихри этого вещества удерживают планеты на их орбитах, а все взаимодействия передаются путем прямого контакта.
В конце 1600-х годов в научных кругах Англии стали обсуждаться альтернативные теории тяготения. Поскольку было известно, что свет ослабляется пропорционально квадрату расстояния, несколько английских ученых, включая Э. Галлея (1656–1743), Р. Гука (1635–1702) и К. Рена (1632–1723), предположили, что могла бы существовать некая подобная сила взаимного притяжения тел. Ни один из них, однако, не дал математического решения этой проблемы.
|
|
В 1684 Галлей посетил И. Ньютона (1643–1727), чтобы обсудить проблему тяготения, и, увидев, что тот близок к ее решению, настоял на ускорении работ. Следующие три года Ньютон при поддержке Галлея почти непрерывно трудился над этой проблемой. Объединив исследования Галилея над падающими на Земле телами и кеплеровы законы планетных движений, Ньютон создал строгую теорию тяготения, действительно объединившую Солнце, Землю и планеты в единую систему.
Ньютон изложил свои открытия в Математических началах натуральной философии (Philosophiae naturalis principia mathematica, 1687). Все наблюдаемые в Солнечной системе явления выводились в книге Ньютона с математической точностью из нескольких основных принципов и закона всемирного тяготения.
Книга I – математическое описание движения свободного тела под влиянием действующих на него сил – утверждает новые принципы механики. Она начинается с определения того, что теперь называют инерцией, массой и импульсом, а затем формулирует три знаменитых ньютоновых закона движения.
Книга II – о движении тел в среде с сопротивлением – в основном опровергает теорию вихрей Декарта.
В Книге III Ньютон применяет свою теорию гравитации фактически ко всем телам Солнечной системы – к планетам, Луне и другим спутникам, к кометам, – для которых имелись точные наблюдения.
Неразрешимое противоречие между понятием о тяготении и действием сил на расстоянии крайне затрудняло распространение теории Ньютона. Тем не менее, в собственной стране он прошел путь от одинокого эксцентричного профессора Тринити-колледжа в Кембридже до президента Лондонского королевского общества (1703–1727). Хотя и медленно, его математические теории пускали корни.
|
|
Сам Ньютон не мог объяснить особенностей движения всех членов Солнечной системы. Невозможно было точно аналитически решить задачу о движении уже трех взаимно притягивающихся тел. Даже приближенное ее решение требовало многих месяцев и даже лет кропотливых вычислений. Поколение талантливых континентальных, в первую очередь французских, математиков – таких, как Алекси Клод Клеро (1713–1765), Жан д'Аламбер (1717–1783), Леонард Эйлер (1707–1783), Жозеф Луи Лагранж (1736–1813) и Пьер Симон Лаплас (1749–1827), – успешно разрешило, в большей или меньшей степени, ряд проблем, касающихся движения тел в Солнечной системе, применяя и развивая ньютонову теорию.
Кеплера законы - эмпирические законы, описывающие движение планет вокруг Солнца. Установлены И. Кеплером (J. Kepler) в нач. 17 в. на основе наблюдений положений планет относительно звёзд[16].
Первый К. з. Все планеты движутся по эллипсам, в одном из фокусов которых находится Солнце.
Второй К. з. Площади, описываемые радиусами-векторами планет, пропорциональны времени.
Третий К.з. Квадраты периодов обращений относятся как кубы их средних расстояний от Солнца.
Первые два К. з. были опубликованы в 1609, третий - в 1619. К. з. сыграли важную роль в установлении И. Ньютоном закона всемирного тяготения. Решение задачи о движении материальной точки, взаимодействующей по этому закону с неподвижной центральной точкой (невозмущённое кеплеровское движение), приводит к формулировке обобщённых К. з.
1. В невозмущённом движении орбита движущейся точки есть кривая второго порядка, в одном из фокусов которой находится центр силы притяжения.
2. В невозмущённом движении площадь, описываемая радиусом-вектором точки, изменяется пропорционально времени.
3. В невозмущённом эллиптическом движении двух точек произведения квадратов времён обращений на суммы масс центральной и движущейся точек относятся как кубы больших полуосей их орбит:
, (2.1)
где Т1 и Т2 - периоды обращения точек с массами m1 и m2, движущихся вокруг центральной точки с массой m0 по эллипсам с большими полуосями a1 и а2 соответственно.
Третий закон, в частности, позволяет приближённо определять массы планет, обладающих спутниками. Пусть спутник с массой m2 обращается по эллипсу с большой полуосью а2 вокруг планеты с массой m1, которая, в свою очередь, движется вокруг Солнца по эллиптической орбите с большой полуосью a1. Тогда если из наблюдений известны значения a1 и а2, а также величины периодов обращений планеты вокруг Солнца (Т1) и спутника вокруг планеты (Т2), то при условии m1>m2 из третьего закона можно определить величину m1 в единицах массы Солнца m0:
. (2.2)
Были научно объяснены формы орбит планет солнечной системы. С тех пор протяженность мира увеличилась на много порядков величины, но простота и ясность первой научной картины завораживает, Хотя в начале, надо признать, там тоже хватало забот: и внутринаучная конкуренция, и церковь…. Да и сама механика была построена логично и точно не сразу. Она все время улучшалась трудами талантливых исследователей. От уравнений Ньютона до уравнений Гамильтона прошло немало лет.
Зако́ны Ньюто́на — три закона, лежащие в основе классической механики и позволяющие записать уравнения движения для любой механической системы, если известны силовые взаимодействия для составляющих её тел. Впервые в полной мере сформулированы Исааком Ньютоном в книге «Математические начала натуральной философии» (1687 год)[1][2].
Первый закон Ньютона
Первый закон Ньютона постулирует существование инерциальных систем отсчета. Поэтому он также известен как Закон инерции. Инерция — это свойство тела сохранять свою скорость движения неизменной (и по величине, и по направлению), когда на тело не действуют никакие силы. Чтобы изменить скорость движения тела, на него необходимо подействовать с некоторой силой. Естественно, результат действия одинаковых по величине сил на различные тела будет различным. Таким образом, говорят, что тела обладают разной инертностью. Инертность — это свойство тел сопротивляться изменению их скорости. Величина инертности характеризуется массой тела.
|
|
Современная формулировка
Существуют такие системы отсчёта, называемые инерциальными, относительно которых материальные точки, когда на них не действуют никакие силы (или действуют силы взаимно уравновешенные), находятся в состоянии покоя или равномерного прямолинейного движения. |