开普勒行星运动三定律

第三节　开普勒行星运动三定律

开普勒（1571—1630），生于德国的威尔。1587年，年仅16岁的开普勒进入杜宾根大学学习神学、数学和哲学。1591年，他还获得了文学硕士学位，在1600年他成为第谷的助手。他多次被第谷告诫要尊重观测数据，故在开普勒以后的研究中，十分注重对各种观测资料的研究。

他认真研究了许多关于火星的观测资料。按照哥白尼的假说，火星在一个圆形轨道上作匀速圆周运动，太阳偏离其圆心，开普勒发现，在不同的时期，只要取不同的偏心值，总可以和观测结果基本相符合。但他计算了许多组，发现精度总不尽人意，最大的误差达8角分。而在第谷的观测中，这么大的误差是不会出现的。这导致开普勒对天体运动完美性的怀疑。后来，他大胆地摒弃了匀速圆周运动的假设，并认为行星绕太阳的运动轨道是椭圆，太阳在这个焦点上，并且行星运行离太阳近时快，离太阳远时慢。

1609年，他在新出版的《新天文学》一书中，总结并发表了两条定律，称开普勒行星运动第一和第二定律。

第一定律：行星在一个椭圆上绕太阳运动，太阳位于椭圆的一个焦点上。

第二定律：在同样时间内，行星与太阳连线扫过的面积相等。

在发表这两条定律的同时，开普勒还指出，这两条定律对于月球绕地球也适用，只不过月球轨道偏心率很小。

这两条定律打破了2000多年前毕达哥拉斯构造的天体只能做完美的圆周运动的观念，取消了后来人们解释种种矛盾而引入的繁杂的本轮和均轮结构。并且他的定律使观测值与日心说更为符合。可以说，这两条运动定律的发表引起了天文学的全部革新。

但开普勒并不满足，在后来的10年中，他致力于找到行星轨道半径与公转周期的关系。经过艰苦的努力，他在1619年发表了另一条定律：

行星轨道半径长的三次方和公转周期的平方成正比。

这就是著名的开普勒行星运动第三定律。它和前面两条定律并称为开普勒行星运动三定律。

开普勒行星运动三定律的发表，使哥白尼日心说有了重大改进，不少缺陷被克服，天体运动比从前显得更简单、更易理解。但开普勒的行星运动三定律只告诉人们行星如何运动。但这些星为什么这样运动呢？开普勒不知道。甚至伽利略也不知道。当时人们只是认为，是上帝让它们这么动的，它们过去这么动，以后仍然这么动，但除非你知道上帝在想些什么，否则你无法知道它们为什么这么动。

而后来，的确有了一个人知道上帝在想什么，他既不是教皇，也不是红衣主教，他是一位人类历史上最伟大的科学家，他就是艾萨克·牛顿。