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Kepler'sche Gesetze

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Jakob Köbner
Kepler'sche Gesetze
lernst du in der Oberstufe 7. Klasse - 8. Klasse - 9. Klasse

Grundlagen zum Thema Kepler'sche Gesetze

Inhalt

Die keplerschen Gesetze – Physik

Die drei keplerschen Gesetze beschreiben, wie sich die Planeten um die Sonne bewegen, und bilden damit wichtige Grundlagen der Astronomie. Wir wollen uns im Folgenden genauer mit den drei Gesetzen auseinandersetzen.

Keplersche Gesetze – Geschichte

Nachdem im 16. Jahrhundert der Astronom Nikolaus Kopernikus das heliozentrische Weltbild ausgearbeitet hatte, dem zufolge (entgegen früherer Vorstellungen) die Sonne als ruhendes Zentrum von der Erde und den anderen Planeten umkreist wird, versuchten Forscher, die Bewegung der Planeten genauer zu beschreiben. Ein Großteil der Forscher ging dabei davon aus, dass die Planeten die Sonne auf kreisförmigen Bahnen umrunden. Der Astronom Johannes Kepler nutzte zur Beschreibung der Bahnen die detaillierten Beobachtungen von Tycho Brahe, wodurch er zu der Erkenntnis kam, dass die Annahme kreisförmiger Bahnen nicht stimmen konnte. Anhand all dieser Überlegungen entwickelte er schließlich Anfang des 17. Jahrhunderts die drei keplerschen Gesetze.

1. keplersches Gesetz

Das erste keplersche Gesetz wird auch Ellipsensatz genannt und lautet wie folgt:

Die Umlaufbahnen der Planeten sind Ellipsen. In einem Brennpunkt der Ellipse liegt die Sonne.

Die Ellipse ist eine ovale Kurve mit zwei Brennpunkten. Sie hat eine Hauptachse, die durch die beiden Brennpunkte verläuft, und eine Nebenachse, die senkrecht dazu durch den Mittelpunkt der Hauptachse läuft. Die Hälfte der Hauptachse wird in der Regel als große Halbachse $a$ bezeichnet, während die Hälfte der Nebenachse als kleine Halbachse $b$ bezeichnet wird.

Erstes Keplersches Gesetz

Kepler leitete das erste und auch die anderen Gesetze empirisch her. Das bedeutet, dass er sie nicht aus grundlegenden Prinzipien herleitete, sondern versuchte, die Beobachtungen möglichst genau zu beschreiben. Heute können wir das erste keplersche Gesetz allerdings aus dem newtonschen Gravitationsgesetz herleiten.

2. keplersches Gesetz

Das zweite keplersche Gesetz wird auch als Flächensatz bezeichnet und lautet wie folgt:

Der Fahrstrahl zwischen Sonne und Planeten überstreicht in gleichen Zeiten gleiche Flächen.

Als Fahrstrahl wird die Verbindungslinie zwischen der Sonne und einem Planeten, wie zum Beispiel der Erde, bezeichnet. Während sich der Planet bewegt, überstreicht dieser Strahl eine bestimmte Fläche – nach einer kompletten Umrundung der Sonne die gesamte Fläche der Ellipse. Die pro Zeit überstrichene Fläche ist nach dem zweiten keplerschen Gesetz konstant.

Zweites Keplersches Gesetz

Wenn wir den Fahrstrahl als $\vec{r}(t)$ bezeichnen, bedeutet das Folgendes: Die Fläche $A_1$, die von den Fahrstrahlen $\vec{r}(t_1)$ und $\vec{r}(t_1 + \Delta t)$ aufgespannt wird, ist genauso groß wie die Fläche $A_2$, die von den Fahrstrahlen $\vec{r}(t_2)$ und $\vec{r}(t_2 + \Delta t)$ aufgespannt wird. Dabei ist $\Delta t$ der Zeitunterschied, also die verstrichene Zeit. Die Zeitpunkte $t_1$ und $t_2$ können beliebig sein – da die Zeitdifferenz $\Delta t$ in beiden Fällen dieselbe ist, sind auch die Flächen $A_1$ und $A_2$ gleich groß.

2. keplersches Gesetz – Herleitung

Auch das zweite keplersche Gesetz entwickelte Johannes Kepler empirisch. Wir können es allerdings anhand einfacher Überlegungen auch mathematisch herleiten. Dazu betrachten wir zunächst die folgende Zeichnung.

Zweites Keplersches Gesetz Herleitung

Gezeigt ist ein Ausschnitt aus der Ellipse. Mit $\vec{r}(t)$ und $\vec{r}(t+\text{d}t)$ sind die Fahrstrahlen zu den Zeitpunkten $t$ und $t+\text{d}t$ bezeichnet. Wir haben hier $\text{d}t$ statt $\Delta t$ geschrieben, weil der Zeitunterschied sehr klein sein soll, also $\Delta t \to 0$. Der Vektor $\vec{v}(t)$ beschreibt die Bahngeschwindigkeit des Planeten zum Zeitpunkt $t$. Die Punkte $P_1$ und $P_2$ bezeichnen die Endpunkte der Fahrstrahlen auf der Ellipse, also gerade die Punkte, an denen sich der Planet zu den unterschiedlichen Zeitpunkten befindet. Die Fläche $\text{d}A$, die in der Zeit $\text{d}t$ überstrichen wird, ist eigentlich durch einen Ellipsenbogen begrenzt. Für sehr kleine Zeiten $\text{d}t$ kann man die Fläche allerdings durch das Dreieck $SP_1P_2$ annähern. Wir können daher die Fläche dieses Dreiecks berechnen. Dabei hat die Strecke $\overline{P_1P_2}$ die Länge $|\vec{v}|\text{d}t$, denn sie entspricht ja gerade der Strecke, die der Planet in der Zeit $\text{d}t$ zurückgelegt hat.

Die Formel für die Fläche eines Dreiecks ist:

$A_{\triangle} = \text{d}A = \frac{1}{2}gh$

Dabei ist $g$ die Grundseite und $h$ die Höhe. Die Grundseite entspricht in diesem Fall der Länge des Vektors $\vec{r}(t)$, also seinem Betrag $|\vec{r}(t)|$. Die Höhe $h$ können wir mithilfe des Sinus, des Winkels $\alpha$ und der Strecke $\overline{P_1P_2}$ berechnen: $h = |\vec{v}|\text{d}t \sin (\alpha)$. Damit ergibt sich für die überstrichene Fläche:

$\text{d}A = \frac{1}{2} |\vec{r}(t)| \cdot |\vec{v}| \text{d}t \sin (\alpha)$

Jetzt müssen wir uns noch an die Definition des Kreuzprodukts erinnern. Dann können wir $ |\vec{r}(t)| \cdot |\vec{v}| \sin (\alpha)$ auch umschreiben zu $|r(t) \times v|$, erhalten also:

$\text{d}A = \frac{1}{2} |r(t) \times v| \text{d}t$

Jetzt wenden wir einen weiteren Trick an, um unser Ergebnis anders darzustellen. Wir wissen, dass für den Impuls $\vec{p}$ der Zusammenhang $\vec{p} = m \cdot \vec{v}$ gilt, wobei $m$ die Masse des Planeten ist. Das heißt, wir können die Geschwindigkeit schreiben als:

$\vec{v} = \frac{\vec{p}}{m}$

Wir ersetzen $\vec{v}$ in unserer Gleichung durch diesen Term und ziehen $m$ aus dem Betrag, da es sich um ein positives Skalar handelt. Damit erhalten wir:

$\text{d}A = \frac{1}{2m} |\vec{r} \times \vec{p}| \text{d}t= \frac{1}{2m}|\vec{L}| \text{d}t$

Im letzten Schritt haben wir ausgenutzt, dass das Kreuzprodukt $\vec{r} \times \vec{p}$ gerade dem Drehimpuls $\vec{L}$ entspricht. Jetzt ziehen wir den Faktor $\text{d}t$ noch auf die andere Seite:

$\frac{\text{d}A}{\text{d}t} = \frac{1}{2m}|\vec{L}| $

Das ist eine Formel für die pro Zeit überstrichene Fläche. Abgesehen von der Masse $m$ hängt sie nur noch vom Bahndrehimpuls $\vec{L}$ des Planeten ab. Dieser ist in einem Zentralkraftfeld, in dem die Kraft immer in Richtung eines Kraftzentrums zeigt, konstant. Im Fall der Planetenbahn ist die Sonne das Kraftzentrum – die Gravitationskraft der Sonne zeigt immer vom Planeten aus in Richtung der Sonne. Um mathematisch zu zeigen, dass der Drehimpuls konstant ist, müssen wir zeigen, dass seine Ableitung für alle $t$ null ist:

$\frac{\text{d}\vec{L}}{\text{d}t} = \left( \frac{\text{d}\vec{r}}{\text{d}t} \times \vec{p} + \vec{r} \times \frac{\text{d}\vec{p}}{\text{d}t} \right) = \vec{r} \times \vec{F} = 0$

Geschwindigkeit und Impuls zeigen in die gleiche Richtung, ihr Kreuzprodukt ist also null. Die Ableitung des Impulses $\vec{p}$ ergibt gerade die Kraft $\vec{F}$. Im Fall der Planetenbahn ist das gerade die Gravitationskraft, die die Sonne auf den Planeten ausübt. Sie ist immer parallel zum Vektor $\vec{r}$, der ja gerade in Richtung der Verbindungslinie zwischen Sonne und Planeten verläuft. Damit ist auch dieses Kreuzprodukt null und der Drehimpuls konstant. Damit gilt dann aber auch:

$\frac{\text{d}A}{\text{d}t} = konstant$

Damit ist das zweite keplersche Gesetz gezeigt.

3. keplersches Gesetz

Das dritte keplersche Gesetz lautet folgendermaßen:

Das Verhältnis der Umlaufzeit der Planeten $T_i$ zum Quadrat ist gleich dem Verhältnis der großen Halbachsen $a_i$ ihrer Bahnen in der dritten Potenz.

Das Gesetz wird etwas klarer, wenn wir seine mathematische Formulierung betrachten:

$\frac{T_1^{2}}{T_2^{2}} = \frac{a_1^{3}}{a_2^{3}}$

Dabei sind $T_1$ und $T_2$ die Umlaufzeiten zweier Planeten und $a_1$ und $a_2$ die großen Halbachsen ihrer Bahnen. Das dritte keplersche Gesetz kann auch umgeformt werden, indem wir die Terme nach ihrem Index sortieren. Dazu multiplizieren wir mit $T_2^{2}$ und teilen durch $a_1^{3}$:

$\frac{T_1^{2}}{a_1^{3}} = \frac{T_2^{2}}{a_2^{3}}$

Da diese Gleichung für alle beliebigen Paarungen gelten muss, folgt:

$\frac{T_i^{2}}{a_i^{3}} = konstant = C$

Die Konstante $C$ heißt Kepler-Konstante. Sie kann über die folgende Formel berechnet werden:

$C = \frac{4\pi^{2}}{G(M+m)}$

Dabei ist $G$ die Gravitationskonstante, $M$ die Masse des Zentralgestirns (also im Sonnensystem der Sonne) und $m$ die Masse des betrachteten Planeten. Da in der Regel $M$ viel größer ist als $m$, gilt näherungsweise:

$C \approx \frac{4\pi^{2}}{G \cdot M}$

Diese Gleichung kann auf unterschiedliche Weisen hergeleitet werden. Näherungsweise kann man die Planetenbahnen als Kreisbahnen betrachten, in denen die Gravitationskraft als Zentripetalkraft wirkt. Genauer, aber auch mit komplizierteren Berechnungen verbunden, kann sie über das erste und zweite keplersche Gesetz hergeleitet werden.

Die keplerschen Gesetze – Zusammenfassung

Wir fassen die wichtigsten Punkte zu den keplerschen Gesetzen noch einmal zusammen:

  • Die keplerschen Gesetze wurden Anfang des 17. Jahrhunderts von Johannes Kepler aufgestellt.
  • Es gibt drei keplersche Gesetze, die die Bewegung von Planeten um ein Zentralgestirn beschreiben.
  • Das erste keplersche Gesetz besagt, dass sich Planeten auf Ellipsenbahnen bewegen.
  • Das zweite keplersche Gesetz besagt, dass die Fahrstrahlen in gleichen Zeiten gleiche Flächen überstreichen.
  • Das dritte keplersche Gesetz besagt, dass das Verhältnis der quadrierten Umlaufzeiten gleich dem Verhältnis der großen Halbachsen in der dritten Potenz ist.

In diesem Video werden dir die keplerschen Gesetze einfach erklärt. Du lernst ihre Definition und die wichtigsten Formeln kennen. Du erfährst außerdem, was die einzelnen Gesetze konkret aussagen. Text und Video werden durch Aufgaben zum Lernen ergänzt.

Transkript Kepler'sche Gesetze

Mechanik, heute: Die Keplerschen Gesetze. Hallo und herzlich willkommen zu Physik mit Kalle. Wir beschäftigen uns heute, mit den Keplerschen Gesetzen. Für dieses Video solltet ihr euch bereits ein wenig mit Ellipsen auskennen. Was Johannes Kepler, knapp nach 1600, in seinen berühmten Keplerschen Gesetzen aussagte oder genauer, was er über die Form der Planetenbahnen herausgefunden hatte, was der Flächensatz ist und was wir über die Umlaufzeiten aussagen können. So, los gehts. Das 1. Keplersche Gesetz besagt: Planten bewegen sich auf Ellipsenbahnen. Die Sonne steht dabei in einem der beiden Brennpunkte der Ellipse. Für den Fall, dass ihr euch noch nicht so gut mit Ellipsen auskennt, wiederholen wir schnell ein paar grundlegende Details. Hier seht ihr die grob ellipsenförmige Bahn eines Planeten um die Sonne. Die Sonne steht im einen Brennpunkt der Ellipse, den anderen habe ich mit X markiert. Die Ellipse wird durch zwei Achsen geteilt, die Hauptachse und die Nebenachse. Die Hauptachse ist die Längere der beiden. Die Hälften dieser beiden Achsen nennt man a und b. Wobei a, die Hälfte der Hauptachse, große Halbachse heißt und b, die Hälfte der Nebenachse, die kleine Halbachse ist. Die Verbindungslinie zwischen der Sonne und dem Planeten, der sich auf der Ellipsenbahn bewegt, nennt man den Leitstrahl oder Fahrstrahl des Planeten. So weit, so gut. Dann mal weiter zum nächsten Keplerschen Gesetz. Das 2. Keplersche Gesetz nennt man auch den Flächensatz und dieser besagt: Der Fahrstrahl eines Planeten überstreicht in gleichen Zeiten gleich große Flächen. Als die Erde näher an der Sonne war, hatte sie eine höhere Geschwindigkeit. Dennoch überstreicht ihr Fahrstrahl in gleichen Zeiten immer gleiche Flächen. Im Bild links seht ihr ein Beispiel für zwei solcher Flächen. Wir wollen das ganze Mal schnell herleiten. Wir betrachten die zwischen der Fläche t1 und t2 überstrichene Fläche. Der Radius ist rot markiert, die Geschwindigkeit blau. Wir wissen: A= r^->Xv^->/2. Falls ihr das Kreuzprodukt zweier Vektoren noch nicht kennt, dürfte diese Herleitung für euch schwierig zu verstehen sein. Dann empfehle ich euch einfach zum nächsten Kapitel zu springen, oder für die nächsten ca. 1-2 Minuten eure Finger in eure Ohren zu stecken und laut zu singen. Ignoriert es einfach. Ihr braucht es dann nicht zu wissen. So, dann wollen wir mal: Der Drehimpuls L unseres Planeten bezüglich der Sonne ist L=m(r^->Xv^->) und der interessiert uns, weil in ihm r^->Xv^-> vorkommt, also das Doppelte unserer Fläche. Will ich wissen, um wie viel er sich verändert, dann muss ich die Ableitung des Drehimpulses ausrechnen. dl/dt=m(dr^->/dtXv^->+r^->Xdv^->/dt^->). Die Ableitung des Radius nach der Zeit, ist aber nun genau die Geschwindigkeit und die Ableitung der Geschwindigkeit nach der Zeit ist die Beschleunigung. Die Ableitung meines Drehimpulses ist also m(v^->Xv^->+r^->Xa^->). Da wir eine Zentralkraft haben, ist der Radius parallel zu a^-> und v^-> ist sowieso parallel zu v^->. Damit sind die beiden Kreuz-Produkte=0. Die Änderung des Drehimpulses ist also 0, das heißt, mein Drehimpuls ist also konstant. Ich kann ihn ohne Vektoren schreiben als m×r×v×sin alpha. Da also nun mein Drehimpuls und da sich die Masse nicht ändert, damit auch r^->Xv^-> konstant ist, ist auch die pro Zeit überstrichene Fläche r^->Xv^->/2=konstant. Wenn ihr sie noch drin habt, Finger wieder aus den Ohren und auf zum letzten Kapitel. Das 3. Keplersche Gesetz beschäftigt sich damit, wie die Umlaufzeiten verschiedener Planeten sich zueinander verhalten. Es lautet: Das Verhältnis der Umlaufzeiten Tx der Planeten im Quadrat ist gleich dem Verhältnis der großen Halbachsen ax hoch 3. Als Formel finde ich es einfacher zu verstehen: Wir betrachten 2 Planeten, Planet 1 und Planet 2, ihre Umlaufzeiten t1 und t2 und ihre Halbachsen a1 und a2. Dann gilt: T1²/T2²=a1³/a2³ oder anders gesagt: Für jeden Planeten in unserem Sonnensystem ergibt der Bruch T²/a³ denselben Wert. Ich kann also schreiben: T1²/a1³=T2²/a2³ usw. ist immer der Gleiche konstante Wert C. Dies kann man für einen Kreis, der ja immerhin ein Spezialfall einer Ellipse ist, sehr leicht herleiten und das wollen wir uns noch kurz ansehen. Wir benutzen unseren Lieblingsansatz: Die Gravitationskraft fungiert als Zentripetalkraft. Es gilt also: mv²/r=GmM/r². Wir kürzen ein kleines m und ein r hinaus und ersetzen v² durch Omega²r². Dann erhalten wir Omega²r²=GM/r. Mit Omega=2Pi/T wird daraus 4Pi²r³/T²=G×M. Wir bringen Pi² und r³ nach rechts, alles andere nach links und wir erhalten: T²/r³=4Pi²/G×M. Dieser Bruch hängt nicht von der Masse unseres Planeten ab. Das heißt, er ist für alle Planeten gleich und daher konstant. Damit habe ich meine Formel für den Kreis ja bewiesen, denn im Kreis ist die große Halbachse der Radius. Wir wollen noch mal wiederholen, was wir heute gelernt haben.

Die Planeten bewegen sich auf elliptischen Bahnen um die Sonne, die in einem der beiden Brennpunkte steht. Der Fahrstrahl des Planeten überstreicht bei gleicher Zeit immer eine gleich große Fläche.

Für das Verhältnis der Umlaufzeiten zu den großen Halbachsen der Planeten in unserem Sonnensystem gilt: T1²/T2²=a1³/a2³ oder T1²/a1³=T2²/a2³ usw. usw. =konstant. So, das war es schon wieder für heute. Ich hoffe ich konnte euch helfen. Vielen Dank fürs Zuschauen, vielleicht bis zum nächsten Mal, euer Kalle.

9 Kommentare

9 Kommentare
  1. Wenn es euch zu kompliziert wird, tut einfach die Finger in die Ohren und singt laut XD. Ich kann nicht mehr XD!

    Von Andreas S., vor fast 5 Jahren
  2. Ich habe bei der letzten Aufgabe der Übung alles richtig in die gegebene Formel eingesetzt und das dann im Taschenrechner ausgerechnet und es kommt keine der angegebenen Lösungen dabei raus.

    Von L. S., vor mehr als 5 Jahren
  3. Also wenn ich die Geschwindigkeit der Erde ausrechnen will muss ich den Umfang eines Kreises berechnen und nicht die einer Ellipse, obwohl die Erde sich in einer Ellipsenbahn befindet?! Warum? Ansonsten alles suppi erklärt :) #Kallebischtderbeschte

    Von Serkan 21, vor mehr als 7 Jahren
  4. wow, danke habs jetzt verstanden ^^

    Von Sralm, vor fast 8 Jahren
  5. Ich habe es super verstanden! und ich bin erst in der 6. Klasse.
    PS. Das lag am Video.

    Von Markus Koch, vor mehr als 8 Jahren
Mehr Kommentare

Kepler'sche Gesetze Übung

Du möchtest dein gelerntes Wissen anwenden? Mit den Aufgaben zum Video Kepler'sche Gesetze kannst du es wiederholen und üben.
  • Beschrifte die Zeichnung der elliptischen Umlaufbahn eines Planeten.

    Tipps

    Eine Ellipse besitzt zwei Brennpunkte, von denen hier einer leer bleibt.

    Lösung

    Der Planet bewegt sich auf einer elliptischen Umlaufbahn um die Sonne. Die Sonne steht dabei in einem Brennpunkt der Ellipse, der andere Brennpunkt ist leer.

    Die gedachte Verbindungslinie zwischen Planet und Sonne wird als Fahrstrahl oder Leitstrahl bezeichnet. Bei der Ellipse unterscheidet man außerdem die große und die kleine Halbachse a und b.

    Alle Planeten bewegen sich auf solchen Ellipsenbahnen (1. Keplersches Gesetz). Meist sind die Bahnen jedoch nicht so stark elliptisch, wie in der Abbildung dargestellt. Würde man beispielsweise die Umlaufbahn der Erde maßstabsgetreu darstellen, würde sie sich diese scheinbar auf einer Kreisbahn bewegen.

  • Benenne die Kepler'schen Gesetze.

    Tipps

    Aus Übersichtlichkeit sind nur die Umlaufbahnen der Planeten eingezeichnet.

    Lösung

    Die Keplerschen Gesetze beschreiben die Bewegung von Planeten in unserem und anderen Sonnensystemen. Sie geben Aufschlüsse über die Form der Planetenbahnen, über den sogenannten Flächensatz und über die Umlaufzeiten von mehreren Planeten in einem Sonnensystem. Kurz nach 1600 durch Kepler formuliert, dienen sie als Grundlage für viele astronomische Erklärungen und weiterführende Erkenntnisse.

  • Beurteile die Aussagen zu folgender Abbildung.

    Tipps

    Welches Keplersche Gesetz beinhaltet den Flächensatz und was besagt dieser?

    Stell dir die Bewegung des Planeten an den drei Flächenstücken vor: Wo muss er sich beispielsweise schnell bewegen, weil er eine lange Bahnstrecke zurücklegen muss?

    Lösung

    Der Flächensatz ist Inhalt des zweiten Keplerschen Gesetzes. Der Fahrstrahl des Planeten überstreicht in gleichen Zeiten gleiche Flächen. Muss der Planet zum Überstreichen einer Fläche einen langen Weg zurücklegen, besitzt er eine hohe Bahngeschwindigkeit. Ist er nah an der Sonne, ist seine Geschwindigkeit daher besonders groß. Je weiter er sich von der Sonne entfernt, desto kleiner werden die Bahnstücke, die er in derselben Zeit zurücklegen muss. Er wird immer langsamer.

    Bei den gezeigten Flächen ist die daher die Bahngeschwindigkeit bei Fläche 1 am größten und am kleinsten bei Fläche 3.

    Dies kann man auch über die Drehimpulserhaltung argumentieren: Da der Drehimpuls in dem geschlossenen System erhalten bleibt, gleicht der Planet einen größeren Abstand r (würde zur Erhöhung des Drehimpulses führen) durch eine verringerte Bahngeschwindigkeit v (würde zur Verringerung des Drehimpulses führen) aus.

  • Wende das dritte Kepler'sche Gesetz zur Bestimmung der großen Halbachse des Planeten Neptun an.

    Tipps

    $a_1$ muss in der Rechnung in Metern angegeben werden. Die Umlaufzeiten müssen nicht in Sekunden umgerechnet werden, wenn sie beide die gleiche Einheit (Jahre) erhalten.

    $a_1=1,494\cdot10^{11}~m$

    Lösung

    Die Rechnung liefert für die große Halbachse der Bahn des Neptun einen Wert etwa 4480 Millionen Kilometern. Das liegt relativ dicht an dem heute gebräuchlichen Wert von 4495 Millionen Kilometern. Auch das dritte Keplersche Gesetz liefert nur Näherungswerte.

    Generell gilt: Je weiter ein Planet in unserem Sonnensystem von der Sonne entfernt ist, desto länger benötigt er für seinen Umlauf um die Sonne.

  • Ordne die Schlagwörter den passenden Kepler'schen Gesetzen zu.

    Tipps

    Jede Abbildung symbolisiert ein Keplersches Gesetz.

    Zu jeder Abbildung gehören drei Schlagwörter.

    Die Schlagwörter beinhalten die Hauptaussagen des jeweiligen Gesetzes.

    Lösung

    Das erste Keplersche Gesetz beschreibt das Aussehen einer Planetenbahn, das zweite, wie sich der Planet auf dieser bewegt. Gut abgrenzen kann man das dritte Keplersche Gesetz vom ersten und zweiten, da es dort immer um mindestens zwei Planeten geht, die sich um ein gemeinsamen Zentrum bewegen.

  • Beurteile die Anwendungsgrenzen des dritten Keplerschen Gesetzes.

    Tipps

    Zwei Bedingungen müssen erfüllt sein, damit das dritte Keplersche Gesetz angewendet werden darf.

    Lösung

    Das dritte Keplersche Gesetz darf angewendet werden, sobald mindestens zwei Himmelskörper um ein gemeinsames Zentralgestirn kreisen. Das heißt, es gibt einen Himmelkörper, um den sich zwei oder mehr weitere Himmelskörper bewegen. Und zwar so, dass sich der Zentralkörper jeweils in einem Brennpunkt der Bahnen der anderen Himmelskörper befindet.

    Somit gilt das Keplersche Gesetz immer für alle Sonnensysteme mit einem Zentralgestirn und mindestens zwei Planeten. Darüber hinaus kann es angewendet werden für einzelne Planeten, die mindestens zwei Monde besitzen.

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