Анімацыя, якая ілюструе сапраўдную анамалію, эксцэнтрычную анамалію, сярэднюю анамалію і рашэнне ўраўнення Кеплера (у правым верхнім куце), эксцэнтрысітэт - 0,6.
**Ураўненне Кеплера** апісвае рух цела па эліптычнай арбіце ў задачы двух цел і мае выгляд:

{\displaystyle ~E-\varepsilon \sin E=M}
дзе {\displaystyle E} - эксцэнтрычная анамалія, {\displaystyle \varepsilon } - эксцэнтрысітэт, {\displaystyle M} - сярэдняя анамалія.

Упершыню гэта ўраўненне было атрымана астраномам Іаганам Кеплерам ў 1619 годзе. Адыгрывае значную ролю ў нябеснай механіцы.

Варыянты рашэння ўраўнення Кеплера
----------------------------------

Ураўненне Кеплера ў класічнай форме апісвае рух толькі па эліптычных арбітах, гэта значыць пры 0 ≤ ε <1. Рух па гіпербалічнай арбітах (ε > 1) падпарадкоўваецца гіпербалічнаму ўраўненні Кеплера, падобныя па форме з класічным. Рух па прамой лініі (ε = 1) апісваецца радыяльным ураўненнем Кеплера. Нарэшце, для апісання руху па парабалічнай арбіце (ε = 1) выкарыстаюць ураўненне Баркера. Пры ε < 0 арбіт не існуе.

Задача, якая прыводзіць да ўраўнення Кеплера
--------------------------------------------

Разгледзім рух цела па арбіце ў поле іншага цела. Знойдзем залежнасць становішча цела на арбіце ад часу. З II закона Кеплера вынікае, што

{\displaystyle r^{2}{\frac {d\upsilon }{dt}}=const={\sqrt {\mu a\left(1-\varepsilon ^{2}\right)}}}.

Тут r - адлегласць ад да цела ад цэнтра, які гравітуе, υ - сапраўдная анамалія - вугал паміж напрамкамі на перыцэнтр арбіты і на цела, μ = GM0 - твор пастаяннага прыцягнення на масу цела, якое гравітуе, a - вялікая паўвось арбіты. Адсюль можна атрымаць залежнасць часу руху па арбіце ад сапраўднай анамаліі:

{\displaystyle t-t\_{p}={\frac {1}{\sqrt {\mu a\left(1-\varepsilon ^{2}\right)}}}\int \limits \_{0}^{\upsilon }r^{2}d\upsilon }.
Тут tp - час праходжанне праз перыцэнтр.

Далейшае рашэнне задачы залежыць ад тыпу арбіты, па якой рухаецца цела.

Рашэнне ўраўнення Кеплера
-------------------------

Рашэнне ўраўнення Кеплера ў эліптычнаму і гіпербалічнаму выпадках існуе і адзіна пры любых рэчыўных M. Для кругавой арбіты (ε = 0) ураўненне Кеплера прымае трывіяльны выгляд М = E. У агульным выглядзе ўраўненне Кеплера трансцэндэнтнае, яно не вырашаецца ў алгебраічных функцыях. Аднак, яго рашэнне можна знайсці рознымі спосабамі з дапамогай збежных шэрагаў. Агульнае рашэнне ўраўнення Кеплера можна запісаць з дапамогай шэрагаў Фур'е:

{\displaystyle E=M+2\cdot \sum \_{n=1}^{n}{\frac {1}{n}}J\_{n}\left(n\varepsilon \right)\cdot \sin {nM}},
дзе 

{\displaystyle J\_{m}\left(x\right)={\frac {1}{\pi }}\int \limits \_{0}^{\pi }\cos \left(mE-x\sin {E}\right)dE}
— функцыя Бессэля.

Гэты шэраг сыходзіцца, калі велічыня ε не перавышае значэнні мяжы Лапласа.

### Прыблізныя метады

Сярод лікавых метадаў рашэння ўраўнення Кеплера часта выкарыстоўваюцца метад нерухомай кропкі («метад простай ітэрацыі») і метад Ньютана. Для эліптычнага выпадку ў метадзе нерухомай кропкі за пачатковае значэнне E0 можна ўзяць M, а паслядоўныя набліжэння маюць наступны выгляд:

{\displaystyle E\_{n+1}=\varepsilon \sin E\_{n}+M}
У гіпербалічных выпадку метад нерухомай кропкі падобным чынам выкарыстаць нельга, аднак гэты метад дае магчымасць вывесці для такога выпадку іншую формулу набліжэнняў (з гіпербалічным арксінусам):

{\displaystyle H\_{n+1}=\operatorname {Arsh} {\frac {H\_{n}+M}{\varepsilon }}}

Літаратура
----------

* *Д. Е. Охоцимский, Ю. Г. Сихарулидзе.* Основы механики космического полета. — Москва, «Наука», 1990 г.
* *В. Е. Жаров.* Сферическая астрономия. Век-2, 2006 г. ISBN 5-85099-168-9
* *Г. М. Фихтенгольц.* Курс дифференциального и интегрального исчисления. Том 3.

| ⛭Нябесная механіка |
| --- |
| Законы і задачы | 
* Законы Ньютана
* Закон сусветнага прыцягнення
* Законы Кеплера
* Задача двух цел
* Задача трох цел
* Гравітацыйная задача N цел
* Задача Бертрана
* Ураўненне Кеплера

 |
| Нябесная сфера | 
Сістэма нябесных каардынат
галактычная
гарызантальная
экватарыяльная
экліптычая
* Міжнародная нябесная сістэма каардынат
* Сферычная сістэма каардынат
* Вось свету
* Нябесны экватар
* Прамое ўзыходжанне
* Схіленне
* Экліптыка
* Раўнадзенства
* Сонцастаянне
* Фундаментальная плоскасць

 |
| Параметры арбіт | 
Кеплеравы элементы арбіты
эксцэнтрысітэт
вялікая паўвось
сярэдняя анамалія
даўгата ўзыходнага вузла
аргумент перыцэнтра
* Апацэнтр і перыцэнтр
* Арбітальная скорасць
* Вузел арбіты
* Эпоха

 |
| Рух нябесных цел | 
* Рух Сонца і планет па нябеснай сферы
* Эфемерыды

Канфігурацыі планет
процістаянне
квадратура
парад планет
* Кульмінацыя
* Сідэрычны перыяд
* Арбітальны рэзананс
* Перыяд вярчэння
* Апярэджванне раўнадзенстваў
* Сінадычны перыяд
* Збліжэнне

Зацьменне
сонечнае зацьменне
месячнае зацьменне
сарас
* Метонаў цыкл
* Пакрыццё
* Праходжанне
* Лібрацыя
* Элангацыя
* Эфект Кодзаі
* Эфект Яркоўскага
* Эфект Джанібекава

 |
| 

| Астрадынаміка |
| --- |
| Касмічны палёт | 
Касмічная скорасць
першая (кругавая)
другая (парабалічная)
трэцяя
чацвёртая
* Формула Цыялкоўскага
* Гравітацыйны манеўр
* Гоманаўская траекторыя
* Метад аскулюючых элементаў
* Прыліўное паскарэнне
* Змена нахілу арбіты
* Стыкоўка
* Пункты Лагранжа
* Эфект «Піянера»

 |
| Арбіты КА | 
* Геастацыянарная арбіта
* Геліяцэнтрычная арбіта
* Геасінхронная арбіта
* Геацэнтрычная арбіта
* Геапераходная арбіта
* Нізкая апорная арбіта
* Палярная арбіта
* Тундра-арбіта
* Сонечна-сінхронная арбіта
* Маланка-арбіта
* Аскулюючая арбіта

 |

 |

|  |  |
| --- | --- |
| ⚙️   Слоўнікі і энцыклапедыі | Вялікая кiтайская |
| Нарматыўны кантроль | Microsoft: 42575193 |