2 закон кеплера малюнок

Законы движения Кеплера

Иоганн Кеплер и планеты Солнечной системы

Астрономия конца XVI века отмечает столкновение двух моделей нашей Солнечной системы: геоцентрическая система Птолемея – где центром вращения всех объектов является Земля, и гелиоцентрическая система Коперника – где Солнце является центральным телом.

Модель Солнечной системы Клавдия Птолемея

И хотя Коперник был ближе к истинной природе Солнечной системы, его работа имела недостатки. Основным из этих недостатков являлось утверждение, что планеты вращаются вокруг Солнца по круговым орбитам. С учетом этого, модель Коперника практически настолько же не согласовывалась с наблюдениями, как и система Птолемея. Польский астроном стремился исправить данное расхождение при помощи дополнительного движения планеты по кругу, центр которого уже двигался вокруг Солнца — эпицикл. Однако, расхождения в большей своей части не были устранены.

В начале XVII века немецкий астроном Иоганн Кеплер, изучая систему Николая Коперника, а также анализируя результаты астрономических наблюдений датчанина Тихо Браге, вывел основные законы относительно движения планет. Они были названы как Три закона Кеплера.

Первый закон Кеплера

Немецкий астроном пытался различными способами сохранить круговую орбиту движения планет, однако это не позволяло исправить расхождение с результатами наблюдений. Потому Кеплер прибегнул к эллиптическим орбитам. У каждой такой орбиты есть два так называемых фокуса. Фокусы – это две заданные точки, такие, что сумма расстояний от этих двух точек до любой точки эллипса является постоянной.

Иоганн Кеплер отметил, что планета движется по эллиптической орбите вокруг Солнца таким образом, что Солнце располагается в одном из двух фокусов эллипса, что и стало первым законом движения планет.

Первый закон Кеплера

Второй закон Кеплера

Проведем радиус-вектор от Солнца, которое располагается в одном из фокусов эллипсоидной орбиты планеты, к самой планете. Тогда за равные промежутки времени данный радиус-вектор описывает равные площади на плоскости, в которой движется планета вокруг Солнца. Данное утверждение является вторым законом.

Второй закон Кеплера

Третий закон Кеплера

Каждая орбита планеты имеет точку, ближайшую к Солнцу, которое называется перигелием. Точка орбиты, наиболее удаленная от Солнца, называется афелием. Отрезок, соединяющий эти две точки называется большой осью орбиты. Если разделить этот отрезок пополам, то получим большую полуось, которую чаще используют в астрономии.

Основные элементы эллипса

Третий закон движения планет Кеплера звучит следующим образом:

Отношение квадрата периода обращения планеты вокруг Солнца к большой полуоси орбиты этой планеты является постоянным, и также равняется отношению квадрата периода обращения другой планеты вокруг Солнца к большой полуоси этой планеты.

Также иногда записывают другое отношение:

Одна из записей третьего закона

Дальнейшее развитие

И хотя законы Кеплера имели относительно невысокую погрешность (не более 1%), все же они были получены эмпирическим способом. Теоретическое же обоснование отсутствовало. Данная проблема позже была решена Исааком Ньютоном, который в 1682-м году открыл закон всемирного тяготения. Благодаря этому закону удалось описать подобное поведение планет. Законы Кеплера стали важнейшим этапом в понимании и описании движения планет.

§ 4. Закони руху планет

3. Закони Кеплера

Йоганн Кеплер (рис. 4.3) визначив, що Марс рухається навколо Сонця по еліпсу, а потім було доведено, що й інші планети теж мають еліптичні орбіти.

Перший закон Кеплера. Всі планети обертаються навколо Сонця по еліпсах, а Сонце розташоване в одному з фокусів цих еліпсів (рис. 4.4, 4.5).

Головний наслідок із першого закону Кеплера: відстань між планетою та Сонцем не залишається сталою і змінюється в межах: rmax г min .

Точка А орбіти, де планета наближається на найменшу відстань до Сонця, називається перигелієм (від грец. peri — поблизу, relios — Сонце), а най- віддаленішу від центра Сонця точку В орбіти планети назвали афелієм (від грец. аро — далі). Сума відстаней у перигелії та афелії дорівнює великій осі АВ еліпса: rmax +гтЬі =2а . Велика піввісь земної орбіти

Рис. 4.3. Й. Кеплер (1571-1630)

Рис. 4.4. Планети обертаються навколо Сонця по еліпсах.

AF 1 = rmin у перигелії;

BF 1 = rmax — в афелії

Земля в перигелії З—4 січня наближається до Сонця на найменшу відстань — 147 млн км Земля в афелії З—4 липня віддаляється від Сонця на найбільшу відстань — 153 млн км (ОА або OB ) називається астрономічною одиницею. 1 а. о. 149,6 106 км.

Ступінь витягнутості еліпса характеризується ексцентриситетом е — відношенням відстані між Фокусами 2с до довжини великої осі 2а, тобто 0

2 закон кеплера малюнок

1.24. Законы Кеплера

В мире атомов и элементарных частиц гравитационные силы пренебрежимо малы по сравнению с другими видами силового взаимодействия между частицами. Очень непросто наблюдать гравитационное взаимодействие и между различными окружающими нас телами, даже если их массы составляют многие тысячи килограмм. Однако именно гравитация определяет поведение «больших» объектов, таких, как планеты, кометы и звезды, именно гравитация удерживает всех нас на Земле.

Гравитация управляет движением планет Солнечной системы. Без нее планеты, составляющие Солнечную систему, разбежались бы в разные стороны и потерялись в безбрежных просторах мирового пространства.

Закономерности движения планет с давних пор привлекали внимание людей. Изучение движения планет и строения Солнечной системы и привело к созданию теории гравитации – открытию закона всемирного тяготения.

С точки зрения земного наблюдателя планеты движутся по весьма сложным траекториям (рис. 1.24.1). Первая попытка создания модели Вселенной была предпринята Птолемеем (

140 г.). В центре мироздания Птолемей поместил Землю, вокруг которой по большим и малым кругам, как в хороводе, двигались планеты и звезды.

Геоцентрическая система Птолемея продержалась более 14 столетий и только в середине XVI века была заменена гелиоцентрической системой Коперника. В системе Коперника траектории планет оказались более простыми. Немецкий астроном И. Кеплер в начале XVII века на основе системы Коперника сформулировал три эмпирических закона движения планет Солнечной системы. Кеплер использовал результаты наблюдений за движением планет датского астронома Т. Браге.

Первый закон Кеплера (1609 г.):

Все планеты движутся по эллиптическим орбитам, в одном из фокусов которых находится Солнце.

На рис. 1.24.2 показана эллиптическая орбита планеты, масса которой много меньше массы Солнца. Солнце находится в одном из фокусов эллипса. Ближайшая к Солнцу точка P траектории называется перигелием , точка A , наиболее удаленная от Солнца – афелием . Расстояние между афелием и перигелием – большая ось эллипса.

Второй закон Кеплера эквивалентен закону сохранения момента импульса. На рис. 1.24.3 изображен вектор импульса тела и его составляющие и Площадь, заметенная радиус-вектором за малое время Δ t , приближенно равна площади треугольника с основанием r Δθ и высотой r :

Здесь – угловая скорость (см. §1.6).

Момент импульса L по абсолютной величине равен произведению модулей векторов и

так как

Из этих отношений следует:

Поэтому, если по второму закону Кеплера то и момент импульса L при движении остается неизменным.

В частности, поскольку скорости планеты в перигелии и афелии направлены перпендикулярно радиус-векторам и из закона сохранения момента импульса следует:

Третий закон Кеплера (1619 г.):

Квадраты периодов обращения планет относятся как кубы больших полуосей их орбит:

или

Третий закон Кеплера выполняется для всех планет Солнечной системы с точностью выше 1 % .

На рис. 1.24.4 изображены две орбиты, одна из которых – круговая с радиусом R , а другая – эллиптическая с большой полуосью a . Третий закон утверждает, что если R = a , то периоды обращения тел по этим орбитам одинаковы.

Несмотря на то, что законы Кеплера явились важнейшим этапом в понимании движения планет, они все же оставались только эмпирическими правилами, полученными из астрономических наблюдений. Законы Кеплера нуждались в теоретическом обосновании. Решающий шаг в этом направлении был сделан Исааком Ньютоном, открывшим в 1682 году закон всемирного тяготения :

Для круговых орбит первый и второй закон Кеплера выполняются автоматически, а третий закон утверждает, что T 2

R 3 , где Т – период обращения, R – радиус орбиты. Отсюда можно получить зависимость гравитационной силы от расстояния. При движении планеты по круговой траектории на нее действует сила, которая возникает за счет гравитационного взаимодействия планеты и Солнца:

R 3 , то

Свойство консервативности гравитационных сил (см. §1.10) позволяет ввести понятие потенциальной энергии . Для сил всемирного тяготения удобно потенциальную энергию отсчитывать от бесконечно удаленной точки.

Потенциальная энергия тела массы m , находящегося на расстоянии r от неподвижного тела массы M , равна работе гравитационных сил при перемещении массы m из данной точки в бесконечность.

Математическая процедура вычисления потенциальной энергии тела в гравитационном поле состоит в суммировании работ на малых перемещениях (рис. 1.24.5).

Закон всемирного тяготения применим не только к точеным массам, но и к сферически симметричным телам . Работа гравитационной силы на малом перемещении есть:

Полная работа при перемещении тела массой m из начального положения в бесконечность находится суммированием работ Δ A i на малых перемещениях:

В пределе при Δ r i → 0 эта сумма переходит в интеграл. В результате вычислений для потенциальной энергии получается выражение

Знак «минус» указывает на то, что гравитационные силы являются силами притяжения.

Если тело находится в гравитационном поле на некотором расстоянии r от центра тяготения и имеет некоторую скорость υ , его полная механическая энергия равна

В соответствии с законом сохранения энергии полная энергия тела в гравитационном поле остается неизменной.

Полная энергия может быть положительной и отрицательной, а также равняться нулю. Знак полной энергии определяет характер движения небесного тела (рис. 1.24.6).

При E = E 1 r max . В этом случае небесное тело движется по эллиптической орбите (планеты Солнечной системы, кометы).

При E = E 2 = 0 тело может удалиться на бесконечность. Скорость тела на бесконечности будет равна нулю. Тело движется по параболической траектории .

При E = E 3 > 0 движение происходит по гиперболической траектории . Тело удаляется на бесконечность, имея запас кинетической энергии.

Законы Кеплера применимы не только к движению планет и других небесных тел в Солнечной системе, но и к движению искусственных спутников Земли и космических кораблей. В этом случае центром тяготения является Земля.

Первой космической скоростью называется скорость движения спутника по круговой орбите вблизи поверхности Земли.

отсюда

Второй космической скоростью называется минимальная скорость, которую нужно сообщить космическому кораблю у поверхности Земли, чтобы он, преодолев земное притяжение, превратился в искусственный спутник Солнца (искусственная планета). При этом корабль будет удаляться от Земли по параболической траектории.

отсюда

Рис. 1.24.7 иллюстрирует космические скорости. Если скорость космического корабля равна υ1 = 7.9·10 3 м/с и направлена параллельно поверхности Земли, то корабль будет двигаться по круговой орбите на небольшой высоте над Землей. При начальных скоростях, превышающих υ1 , но меньших υ2 = 11,2·10 3 м/с , орбита корабля будет эллиптической. При начальной скорости υ2 корабль будет двигаться по параболе, а при еще большей начальной скорости – по гиперболе.

3.1.3. Законы Кеплера

Три закона движения планет относительно Солнца были выведены эмпирически немецким астрономом Иоганном Кеплером в начале XVII века. Это стало возможным благодаря многолетним наблюдениям датского астронома Тихо Браге.

Первый закон Кеплера . Каждая планета движется по эллипсу, в одном из фокусов которого находится Солнце.

Второй закон Кеплера ( закон равных площадей ). Радиус-вектор планеты за равные промежутки времени описывает равновеликие площади. Другая формулировка этого закона: секториальная скорость планеты постоянна.

Третий закон Кеплера . Квадраты периодов обращений планет вокруг Солнца пропорциональны кубам больших полуосей их эллиптических орбит.

Современная формулировка первого закона дополнена так: в невозмущенном движении орбита движущегося тела есть кривая второго порядка – эллипс, парабола или гипербола.

В отличие от двух первых, третий закон Кеплера применим только к эллиптическим орбитам.

Скорость движения планеты в перигелии

Кеплер открыл свои законы эмпирическим путем. Ньютон вывел законы Кеплера из закона всемирного тяготения. Для определения масс небесных тел важное значение имеет обобщение Ньютоном третьего закона Кеплера на любые системы обращающихся тел.

В обобщенном виде этот закон обычно формулируется так: квадраты периодов T 1 и T 2 обращения двух тел вокруг Солнца, помноженные на сумму масс каждого тела (соответственно M 1 и M 2) и Солнца ( M ) , относятся как кубы больших полуосей a 1 и a 2 их орбит:

При этом взаимодействие между телами M 1 и M 2 не учитывается. Если пренебречь массами этих тел в сравнении с массой Солнца (т.е. M 1

Презентация на тему «Закони руху планет»

  • Скачать презентацию (8.56 Мб)
  • 12 загрузок
  • 5.0 оценка

  • 1
  • 2
  • 3
  • 4
  • 5
  • Аннотация к презентации

    Презентация для школьников на тему «Закони руху планет» по астрономии. pptCloud.ru — удобный каталог с возможностью скачать powerpoint презентацию бесплатно.

    Содержание

    Закони руху небесних тіл Виконала: Учениця 11-В класу Запорізької спеціалізованої школи-інтернату “Січовийколегіум” Фетіщева Поліна Презентація з курсу астрономії на тему:

    Мета Формування поняття про космічнеявище — рухкосмічнихтіл. Загальноосвітні: — Формування понять про законирухукосмічнихтіл в центральному політяжіння (законах Кеплера); — Формування понять протраєкторіїруху (орбітах) космічнихтіліїхосновні характеристики; Виховні: — Формування науковогосвітогляду в ходізнайомствазісторієюлюдськогопізнанняіпояснення причин небеснихявищ, обумовленихрухомкосмічнихтіл. Розвиваючі: — Формування уміньрозв’язуватизадачі на застосуваннязаконіврухукосмічнихтіл. Завдання навчання

    Конфігурації планет Періоди обертання планет Закони Кеплера Перший закон Кеплера Другий закон Кеплера Третій закон Кеплкра Закон всесвітнього тяжіння Невагомість Визначення відстаней до планет Задачі на перевірку Додаток План

    Конфігураціями планет називають характерні взаємні положення планет відносно Землі й Сонця Конфігурації планет

    Протистояння (планету видно із Землі всю ніч) Марс Земля Венера Нижнє сполучення (планету не видно, бо вона повернута до нас нічною півкулею) Верхнє сполучення (планету не видно, бо між нею і Землею знаходиться Сонце) Елонгація (планету видно лише під кутом 90° до Сонця) Сх Зх Квадратура (кут Сонце-Земля-планета = 90°) Конфігурації планет

    Періоди обертання планет Сидеричнийперіодобертаннявизначаєрухтілвідноснозір. Це час, протягомякого планета, рухаючись по орбіті, робитьповнийобертнавколоСонця. СинодичнийперіодобертаннявизначаєрухтілвідносноЗемлііСонця. Цепроміжок часу, через якийспостерігаютьсяоднійтісаміпослідовніконфігурації планет. 1 1 T T S _ _ _ = ± S– синодичний T – сидеричний Т – 1 рік = 365,25 доби “+” – для Венери та Меркурія “-” – для ін. планет

    З прадавніх часів вважалося, що небесні тіла рухаються по «ідеальних кривих» — колах.

    Геоцентрична система Птолемея Клавдій Птолемей Закони Кеплера

    У теорії Миколи Коперника, творця геліоцентричної системи світу, круговий рух також не брався під сумнів.

    Миколай Коперник Геліоцентрична система світу Коперника Закони Кеплера

    Спостережуване положення планет не відповідало попередньо обчисленому відповідно до теорії кругового руху планет довкола Сонця.

    Чому? У XVIIстоліттівідповідь на цепитанняшукавнімецький астроном Іоганн Кеплер. Йоганн Кеплер Закони Кеплера

    Тихо Браге Йоганн Кеплер вивчаврух Марса за результатами багатолітніхспостереженьдатського астронома Тихо Брага. Закони Кеплера

    Йоганн Кеплер виявив, що орбіта Марса не коло, а еліпс. Закони Кеплера

    Кожна планета рухається по еліпсу, в одному ізфокусівякогознаходиться Сонце.

    Наслідок: відстань між планетою і сонцем не залишається сталою перигелій афелій Перший закон Кеплера

    А О В 2с 2а АО=ОВ=велика піввісь земної орбіти=астрономічна одиниця 1 а.о. = 149,6*10^6 Ступінь витянутості еліпса – ексцентристентe e= c/a Перший закон Кеплера

    Перший закон Кеплера

    Закони Кеплера застосовні не лише до руху планет, але і до руху їх природних і штучних супутників Перший закон Кеплера

    радіус-вектор планети за рівні проміжки часу описує рівні площі.

    Другий закон Кеплера: Другий закон Кеплера

    Перигелий Афелий М1 М2 М3 М4 Планети рухаються довкола Сонця нерівномірно: лінійна швидкість планет поблизу перигелія більша, ніж поблизу афелію. S Другий закон Кеплера

    У Марса поблизуперигеліяшвидкістьрівна26,5 км/с, а біляафелію — 22 км/с. В деяких комет орбітинастількивитягнуті, що поблизуСонцяїхшвидкість доходить до 500 км/с, а в афеліїзнижується до 1 см/с. Другий закон Кеплера

    Квадрати сидеричних періодів звернень двох планет відносяться як куби великі піввісь їх орбіт:

    Третій закон Кеплера

    Швидкостіблизьких до Сонця планет значнобільше, чимшвидкості далеких. Третій закон Кеплера

    Усі тіла у Всесвіті взаємно притягуються Закон всесвітнього тяжіння

    Дві матеріальні точки притягуються одна до одної з силою, що прямо пропорційна добутку маси цих тіл та обернено пропорційній квадрату відстані між ними Ісаак Ньютон Закон всесвітнього тяжіння

    Рух тіла під дією тільки однієї сили — сили тяжіння Невагомість

    Відстань від Землі до будь-якої планети – відстань Lвід центра земліOдо центра світила S L = OS = OA sin ∟OSA OA – радіус Землі ∟OSA – горизонтальнийпаралакс Горизонтальнийпаралакс(p)— це кут, підякимбуло б видно перпендикулярний до променязорурадіусЗемлі, якби сам спостерігачперебував на цьомусвітилі. L = OS = R sin p Визначення відстаней до планет

    Тести 1. Вкажіть, які з нижчеперелічених планет є внутрішніми. а) Венера. б) Меркурій. в) Марс. 2. Вкажіть, які з перерахованих нижче планет є зовнішніми а) Земля. б) Юпітер. в) Уран. 3. За якими орбітах рухаються планети навколо Сонця? Вкажіть правильну відповідь. а) За окружностям. б) За еліпсам. в) За парабола. 4. Як змінюютьсяперіодиобертання планет звидаленнямпланетивідСонця? а) Чим далі планета відСонця, тимбільшеїїперіодобертаннянавколонього. б) Періодобертанняпланети не залежитьвідїївідстані до Сонця. в) Чим далі планета відСонця, тимменшеїїперіодобертання. 5. Вкажіть, якізперерахованихнижче планет можутьперебувати у верхньомуз’єднанні. а) Венера. б) Марс. в) Плутон 6. Вкажіть, якізперерахованихнижче планет можутьспостерігатися в протистоянні. а) Меркурій. б) Юпітер. в) Сатурн.

    Дайте розгорнуту відповідь 1. Чи може бути Меркурій бачимо вечорами на сході? 2. Чому з’єднання не вважають зручними конфігураціями для спостереження внутрішніх і зовнішніх планет? 3. Під час будь конфігурацій добре видно зовнішні планети? 4. під час яких конфігурацій добре видно внутрішні планети? 5. У якій конфігурації можуть бути і внутрішні, і зовнішні планети? 6. Які планети не можуть перебувати у верхньому з’єднанні? 7. Які планети можуть спостерігатися в протистоянні? Які не можуть? 8. У якій конфігурації і чому найзручніше спостерігати Марс? 9. Які планети не можуть бути видні поруч з Місяцем під час повного місяця? 10. Чи можна спостерігати Венеру вранці на заході, а ввечері на сході? 11. У яких конфінураціях знаходяться планети на малюнку?

    Обчисліть 1. Яка здвох планет — Нептун (а = 30,07 А..Е., E = 0,008) або Плутон (а = 39,52 а. Е., Е = 0,253) — підходитьближче до Сонця? У дужках дані велика піввісьіексцентриситеторбітипланети. 2. Обчислитиперігельноеіафелійнихвідстані планет Сатурна і Нептуна, якщоїхсереднівідстанівідСонцярівні 9,54 а. е. і 30,07 а. е., а ексцентриситетиорбіт- 0,054 і 0,008. 3. ОбчислитиперіодиобертаннянавколоСонцяпланетиВенериіастероїдаЄвропи, у якихсереднігеліоцентричнівідстанівідповіднорівні 0,723 а. е. і 3,10 а. е. 4. Чомудорівнюєкруговашвидкість планет Урана і Плутона, середнявідстаньякихвідСонця становить відповідно 19,19 а, е. І 39,52 а. е.?

    Округ сонця шлях широкийВ неоміряних краях, —Там планета лічить роки,Оббігаючи той шлях. Додаток СпоконвікуідовікуХодить колом без кінця,Шлях без міри, вікбезлікуЇйнадановідТворця. Скрізь на ній дива природи,Скрізь усе життямкипить;Звір тут всякої породи,А людей і не злічить.

    Додаток Той бажаєсвітзажертиЗадля себе одного;Той працюєйхочевмертиЗадля народу свого. Той життясвоєскладає,Щоб науку збагатить,Той у темрявіконаєІживе, щобїстий пить. Іживуть, іумирають,Рвуться все вперед іти;Прийде час — ідоблукаютьДо останньої мети…

    Додаток У високостібезмірнійЄ планета ще одна,Ібіжить — товаришвірний —Округ першої вона. Безвоздушна і безводнаТа планета ініма,І без снігу там холоднаОбгорнула все зима. Ні людей там, нірослини,Анізвірів, ніпташок,Лишвисокі гори зглини,Та каміння, тапісок.

    Додаток І нема, нема спокоюДля космічногомерця,Вічно стежкою одноюЙдевін колом без кінця. Так-то мертвою мароюМісяць круг ЗемліідеІвіщує нам собоюТой кінець, що Землю жде. Так усе колись минеться,Все, що вдієлюдський дух,НеодміннимзістаєтьсяЛишневпинний, вічнийрух… (ВолодимирСамійленко)

    Додаток Американський художник УолтерМайерс (Walter Myers) народився в 1958 році, здитинствазахоплюєтьсяастрономією. Завдяки його картинам, намальованимвідповідно до науковимиданими, ми можемопомилуватися пейзажами інших планет. Світанок на Марсі Сонячне затемнення на Каллісто Юпітер — вид з супутника Європи Планетаріи або блукаючі планети — планети, що не обертаються навколо зірок, а вільно дрейфують у міжзоряному просторі. Небезпечний світанок на Глізе 876d Глізе 581, вона ж Вольф 562 — зірка класу червоний карлик, розташована в сузір’ї Терезів, в 20,4 св. років від Землі. «Літо» на Плутоні Сонячний схід на Тритоні Зірка в небі цієї марсоподобной планети — це Тейде 1 Весна на Феніксі

    Смотрите так же:

    • Правилами пожарной безопасности в российской федерации 2012 Правила противопожарного режима в Российской Федерации (с изменениями на 21 марта 2017 года) Демонстрационный фрагмент текста: Постановление Правительства РФ от 25.04.2012 N 390 (ред. от 21.03.2017) "О противопожарном режиме" (вместе с "Правилами противопожарного режима в Российской […]
    • Название приказа и функции поместный приказ Смотреть что такое "поместный приказ" в других словарях: Поместный приказ — одно из центральных управлений в московском государстве XVI и XVII века, возникшее, вероятно, в первой половине XVI века. В памятниках второй половины XVI века и начала XVII оно носит название […]
    • Иван 4 что такое приказы История и ее эпохи Создание приказов Одной из главных реформ Избранной рады была реформа центрального управления. Были созданы приказы, ведавшие государственными делами. Одни приказы ведали какой-либо отраслью управления; другие властвовали территориями; третьи, временные, создавались […]
    • Споры стяжателей и нестяжателей Стяжатели против нестяжателей: тайны противостояния В начале XVI столетия в среде русского православного священства наметились первые серьезные разногласия. Они касались целого ряда вопросов: отношения к еретикам, к поместному и общецерковному преданию, особенно острая полемика велась […]
    • Сборник законов в 1550 «Судебник» 1550 г. Сборник законов - памятник русского права XVI в. Первый в русской истории нормативно-правовой акт, провозглашенный единственным источником права. После венчания на царство в 1547 г. Иван Грозный стремился закрепить произведенные в начале его правления изменения в […]
    • Образец кассационная жалоба в судебную коллегию по гражданским делам вс рф Образец кассационной жалобы в судебную коллегию по гражданским делам Верховного Суда Российской Федерации В Судебную коллегию по гражданским делам Верховного Суда Российской Федерации121260, г. Москва, ул. Поварская, д.15 От Заявителя: Закрытое акционерное общество «Наименование […]