在17世纪早期,德国天文学家约翰尼斯·开普勒假设三个行星运动定律。他的律法是基于他之前在特定的工作,Nicolaus哥白尼和第谷·布拉赫。哥白尼提出的理论行星在循环路径的旅行太阳。这日心说的优点是比以前更简单的理论,认为行星围绕着地球。但是,开普勒的雇主,第谷,已经非常准确的观测行星和发现,哥白尼的理论并不完全正确解释了行星的运动。第谷死后1601年,开普勒继承了他的观察。几年后,他设计了他的三个法律。
在行星沿椭圆轨道。
椭圆是一个扁平的圆。一个椭圆的平坦度是衡量一个参数称为偏心。一个椭圆的离心率0是一个圆。随着偏心率的增加对1,椭圆的讨好和奉承。哥白尼的理论的一个主要问题是,他描述了行星的运动火星有一个圆形的轨道。事实上,火星最偏心轨道的行星,0.0935的怪癖。(地球的轨道是圆形,离心率只有0.0167。)从椭圆轨道的行星,这意味着他们并不总是相同的距离太阳,就像在圆形轨道。自一颗行星距离太阳变化时在它的轨道,这导致…
一颗行星在它的轨道扫描平等地区平等。
考虑到距离一颗行星旅行一个月,例如,在它最近和最远的来自太阳。可以以图表形式大致三角形与三角形的太阳像一个点和地球在本月开始和结束另一个三角形的两个点。当行星靠近太阳,太阳作为顶点的双方将比那些相同的三角形的两边短当行星离太阳远。然而,这两个三角形的形状将有相同的区域。这是因为保护角动量。当行星接近太阳,它移动的速度比当它远离太阳,所以它在相同的时间旅行更远的距离。因此,三角形的边连接的两个位置行星靠近太阳时是比当行星离太阳更远。尽管离太阳的距离短,事实上,这个星球旅行更长的距离在它的轨道意味着两个三角形面积相等。
T2成正比一个3。
第三定律有点不同于其他两个,因为它是一个数学公式,T2成正比一个3,这与来自太阳的行星的距离他们的轨道周期(时间做一个绕太阳)。T是地球的轨道周期。的变量一个是地球的轨道的半长轴。的主要轴行星的轨道是椭圆的长轴的距离轨道。半长轴的一半。在处理我们的太阳系时,一个通常是用天文单位来表示(等于地球轨道的半长轴),然后呢T通常是表示。对地球而言,这意味着一个3/T2= 1。汞,离太阳最近的行星,它的轨道距离,一个,等于0.387天文单位,其周期,T88天,或0.241年。地球,一个3/T2等于0.058/0.058,或1,地球一样。
开普勒提出了前两个法律在1609年和1619年第三,但直到1680年代艾萨克·牛顿解释为什么行星遵循这些法律。牛顿表明,开普勒定律是他的结果运动定律和他的引力定律。