精选百科
本文由作者推荐
小编整理：
开普勒定律是行星绕太阳公转所遵循的定律，由德国天文学家开普勒在1609～1619年先后提出。这些定律奠定了行星运动学的基础，并指导了牛顿万有引力定律的研究。 开普勒定律分为开普勒第一定律、开普勒第二定律和开普勒第三定律。第一定律指出行星绕太阳运动的轨道是椭圆而不是圆，太阳位于椭圆的一个焦点上。第二定律指出行星沿椭圆轨道运动时，在相等的时间内经过的弧长不相等，近日点时经过的弧长最短，远日点时经过的弧长最长。第三定律指出行星绕太阳运动的公转周期与其椭圆轨道半长轴的立方成正比，即T²/a³=常量。 开普勒定律的发现对天文学和物理学具有重要意义，它们为研究行星运动提供了基础，同时也为牛顿万有引力定律的发现奠定了基础。开普勒定律
行星绕太阳公转遵循的定律
基本信息
简介
开普勒定律是开普勒发现的关于行星运动的定律。他于1609年在他出版的《新天文学》上发表了关于行星运动的两条定律，又于1618年，发现了第三条定律。
开普勒很幸运地能够得到，著名的丹麦天文学家第谷·布拉赫所观察与收集的，非常精确的天文资料。大约于1605年，根据布拉赫的行星位置资料，开普勒发现行星的移动遵守三条相当简单的定律。
开普勒的定律给予亚里士多德派与托勒密派在天文学与物理学上极大的挑战。他主张地球是不断地移动的；行星轨道不是周转圆(epicycle的，而是椭圆形的；行星公转的速度不等恒。这些论点，大大地动摇了当时的天文学与物理学。经过了几乎一世纪披星戴月，废寝忘食的研究，物理学家终于能够用物理理论解释其中的道理。牛顿利用他的第二定律和万有引力定律，在数学上严格地证明开普勒定律，也让人们了解其中的物理意义。
这一定律实际揭示了行星绕太阳公转的角动量守恒。用公式表示为
由这一定律不难导出：行星与太阳之间的引力与半径的平方成反比。这是牛顿的万有引力定律的一个重要基础。
用公式表示为
这里，是行星公转轨道半长轴，是行星公转周期，是常数。
数学引导
开普勒定律是关于行星环绕太阳的运动，而牛顿定律更广义的是关于几个粒子因万有引力相互吸引而产生的运动。在只有两个粒子，其中一个粒子超轻于另外一个粒子，这些特别状况下，轻的粒子会环绕重的粒子移动，就好似行星根据开普勒定律环绕太阳的移动。然而牛顿定律还容许其它解答，行星轨道可以呈抛物线运动或双曲线运动。这是开普勒定律无法预测到的。在一个粒子并不超轻于另外一个粒子的状况下，依照广义二体问题的解答，每一个粒子环绕它们的共同质心移动。这也是开普勒定律无法预测到的。
开普勒定律，或者是用几何语言，或者是用方程，将行星的坐标及时间跟轨道参数相连结。牛顿第二定律是一个微分方程。开普勒定律的导引涉及解微分方程的艺术。我们会先导引开普勒第二定律，因为开普勒第一定律的导引必须建立于开普勒第二定律。
数学证明
开普勒第一定律的证明
行星受太阳引力为F=-(GMm/r)r°
首先证明行星一定在同一平面内运动，有牛顿第二定律：F=m(dv/dt)
力矩r×F=-(GMm/r)r°×r°=0.即r×(dv/dt)=0。
d(r×v)/dt=×v+r×dv/dt=0。
积分，得r×v=h(常矢量)
，取静止的太阳为极点o，行星位置为(r,α).在平面 极坐标中，行星运动有关物理量如下：
径行r=ｒ﹒r° ；速度ｖ=ｄr/ｄt=(ｄr/ｄt)﹒ｒ°+r﹒(dα/dt)﹒α°
ｒ°是径向单位矢量，α°为径向垂直单位矢量。
速度大小满足v²=(ｄr/ｄt)²+( r﹒(dα/dt))²
动量mv=m(ｄr/ｄt)+m( r﹒(dα/dt))
角动量L=r×mv=m•r²(dα/dt)•(r°×α°)
得L=m•r ²•(dα/dt)
E=½mv²-GMm/r
因 α/dt=L/mv² ｄr/ｄt= (L/mv²)(dr/dα)代入上式
(L²/m²r²r²)(dr/dα)²+ L²/m²r=2E/m+2GM/r
上边两式同乘m²/ L²，得
dr²/dα²r²r²+1/r²=2mE/L²+2Mm²/L²r
为了简化式子，令ρ=1/r.则dr/dα=-r²(dρ/dα)
于是方程变为（dr/dα）²+ρ²-2Gm²Mρ/L²=2mE/L²
2（dr/dα）（d²r/dα²）+2ρ(dρ/dα)
开普勒第二定律的证明
开普勒第二定律是这么说的：在相等的时间内，行星与恒星的连线扫过的面积相等。O为恒星，直线AC为行星不受引力时的轨迹。设行星从A到B、从B到C所用的时间间隔Δt相等，A处的时刻为t1，B为t2，C为t3。现在假设行星不受O的引力作用，那么这时扫过的面积SΔABO和SΔBCO相等（等底同高）。现在行星受到引力作用了，因为引力的方向时刻指向恒星，所以在从t1到t3这段时间里，行星所受的引力的方向的总效果应该沿着BO方向（这需要一点向量的知识）。因此，t3时刻行星的位置C’应该由两个向量相加而得到：向量AC+向量CC’（作CC’平行于BO，因此沿BO方向的向量等价于CC’）。这样，SΔBCO=SΔBC’O(同底等高)。因此，SΔBC’O=SΔABO。因为Δt是任取的，所以在相等的时间内，行星与恒星的连线扫过的面积相等。
开普勒第三定律的证明
在图中，A，B分别为行星运动的近日点和远日点，以Va和Vb分别表示行星在该点的速度，由于速度沿轨道切线方向，可见Va和Vb的方向均与此椭圆的长轴垂直，则行星在此两点时对应的面积速度分别为
SA=1/2rAvA=1/2(a-c)vA……………………………………{1}
sB=1/2rBvB=1/2(a+c)vB
根据开普勒第二定律，应有SA=SB，因此得
vB=[(a-c)/(a=c)]vA……………………………………………{2}
行星运动的总机械能E等于其动能与势能之和，则当他经过近日点和远日点时，其机械能应分别为
EA=1/2m(vA)^2-(GMm)/rA=1/2m(vA)^2-(GMm)/(a-c)…………{3}
Eb=1/2m(Vb)^2-(GMm)/rB=1/2m(vB)^2-(GMm)/(a+c)
根据机械能守恒，应有EA=EB，故得
1/2m[（vA）^2-(vB)^2]=GMm[1/(a-c)-1/(a+c)]……………………{4}
由{2}{4}两式可解得
（vA）^2={(a+c)GM}/{a(a-c)}………………………………{5}
（vAB）^2={(a-c)GM}/{a(a+c)}
由{5}式和{1}式得面积速度为
SA=SB=S=（b/2）√[(GM)/a]
椭圆的面积为( 兀ab ) ,则得此行星运动周期为
T=（兀ab）/S=2兀a√a/(GM)…………………………{6}
将{6}式两边平方，便得
(a)^3/(T)^2=(GM)/4（兀）^2
发现过程
被称为“星子之王”的第谷·布拉赫在天体观测方面获得不少成就，死后留下20多年的观测资料和一份精密星表。他的助手开普勒利用了这些观测资料和星表，进行新星表编制。然而工作伊始便遇到了困难，按照正圆轨道来编制火星运行表一直行不通，火星这个“狡猾家伙”总不听指挥，老爱越轨。经过一次次分析计算，开普勒发现，如果火星轨道不是正圆，而是椭圆，那么矛盾不就烟消云散了吗。经过长期细致而复杂计算以后，他终于发现：行星在通过太阳的平面内沿椭圆轨道运行，太阳位于椭圆的一个焦点上。这就是行星运动第一定律，又叫“轨道定律”。
当开普勒继续研究时，“诡谲多端”的火星又将他骗了。原来，开普勒和前人都把行星运动当作等速来研究的。他按照这一方法苦苦计算了1年，却仍得不到结果。后来他发现，在椭圆轨道上运行的行星速度不是常数，而是在相等时间内，行星与太阳的联线所扫过的面积相等。这就是行星运动第二定律，又叫“面积定律”。
定律意义
首先，开普勒定律在科学思想上表现出无比勇敢的创造精神。远在哥白尼创立日心宇宙体系之前，许多学者对于天动地静的观念就提出过不同见解。但对天体遵循完美的均匀圆周运动这一观念，从未有人敢怀疑。开普勒却毅然否定了它。这是个非常大胆的创见。哥白尼知道几个圆合并起来就可以产生椭圆，但他从来没有用椭圆来描述过天体的轨道。正如开普勒所说，“哥白尼没有觉察到他伸手可得的财富”。
其次，开普勒定律彻底摧毁了托勒密的本轮系，把哥白尼体系从本轮的桎梏下解放出来，为它带来充分的完整和严谨。哥白尼抛弃古希腊人的一个先入之见，即天与地的本质差别，获得一个简单得多的体系。但它仍须用三十几个圆周来解释天体的表观运动。开普勒却找到最简单的世界体系，只用七个椭圆说就全部解决了。从此，不须再借助任何本轮和偏心圆就能简单而精确地推算行星的运动。
第三，开普勒定律使人们对行星运动的认识得到明晰概念。它证明行星世界是一个匀称的（即开普勒所说的“和谐”）系统。这个系统的中心天体是太阳，受来自太阳的某种统一力量所支配。太阳位于每个行星轨道的焦点之一。行星公转周期决定于各个行星与太阳的距离，与质量无关。而在哥白尼体系中，太阳虽然居于宇宙“中心”，却并不扮演这个角色，因为没有一个行星的轨道中心是同太阳相重合的。
由于利用前人进行的科学实验和记录下来的数据而作出科学发现，在科学史上是不少的。但像行星运动定律的发现那样，从第谷的20余年辛勤观测到开普勒长期的精心推算，道路如此艰难，成果如此辉煌的科学合作，则是罕见的。这一切都是在没有望远镜的条件下得到的！
定律
1601年，第谷逝世。约翰·开普勒接替了第谷的工作，开始编制鲁道夫星表。但开普勒的兴趣和注意力却更多的放在改进和完善哥白尼的日心说上，在探讨行星轨道性质的研究上。他发现第谷的观测数据，与哥白尼体系、托勒密体系都不符合。他决心寻找这种不一致的原因和行星运行的真实轨道。
最初的研究从观测与理论差异突出的火星着手。他运用传统的匀速圆周运动加偏心圆来计算，均遭到失败。经过长达4年近70次各种行星轨道形状设计方案的计算，开普勒认识到哥白尼体系的匀速圆周运动和偏心圆的轨道模式与火星的实际运动轨道不符。于是他大胆的抛弃了统治人类思想达2000年之久的“匀速圆周运动”偏见，尝试用别的几何曲线来表示火星轨道的形状。他认为行星运动轨道的焦点应该在产生引力中心的太阳上，并进而断定火星运动的线速度不是匀速的，近太阳时快些，远太阳时慢些并得出结论：太阳至火星的直径在一天内扫过的面积是相等的。
开普勒把这结论推广到其他行星上，结果也是与观测数据相符。就这样，他首先得到了行星运行的等面积定律。随后他发现火星运行的轨道不是正圆，而是焦点位于太阳上的椭圆，他把这结论应用于其他行星也是适用的。于是他又得到了行星运行的椭圆轨道定律。这两条定律发表在他1609年出版的《新天文学》一书上。但他对自已取得的成就还不满足。他渴望找到一种能适合所有行星的总体模式，把各行星联系在一起。他坚信存在着一个把全体行星完整地联系在一起的简单法则。
在这个信念鼓舞下，开普勒忍受着个人在家庭方面遭受的巨大不幸，在很少有人了解和支持的困难条件下，经过九年的反复计算和假设，终于在1618年找到在大量观测数据后面隐匿的数的和谐性：行星公转周期的平方与它们到太阳的平均距离的立方成正比。这就是周期定律。1619年，他在《宇宙的和谐》一书中介绍了第三定律，他情不自禁地写道："认识到这一真理，这是超出我的最美好的期望的。大局已定，这本书是写出来了，可能当代有人阅读，也可能是供后人阅读的。它很可能要等一个世纪才有信奉者一样，这一点我不管了。"
开普勒的三定律是天文学的又一次革命，它彻底摧毁了托勒密繁杂的本轮宇宙体系，完善和简化了哥白尼的日心宇宙体系。开普勒对天文学最大的贡献在于他试图建立天体动力学，从物理基础上解释太阳系结构的动力学原因。虽然他提出有关太阳发出的磁力驱使行星作轨道运动的观点是错误的。但它对后人寻找出太阳系结构的奥秘具有重大的启发意义，为经典力学的建立、牛顿的万有引力定律的发现，都作出重要的提示。
行星轨道
太阳是宇宙的中心，地球和其他行星一样绕太阳公转，16世纪天文学家哥白尼以其大胆的洞察力，提出了太阳系这一引领时代的全新理论，从而带来了一场科技革命。但是直到半个世纪后，德国数学家开普勒利用丹麦天文学家布第谷·布拉赫提供的观察数据，才绘制出了第一张精确的太阳系地图。开普勒的辛劳巩固了哥白尼的理论。他孤军奋战，终于用第谷·布拉赫的观察数据，准确阐述了行星的运动。在有生之年，他的成就没有得到承认，但他的洞察力仍然是现代宇宙理论的基础。
适用范围
开普勒第二定律
也就是说，开普勒第二定律及其引出的推论，不仅适用绕太阳运转的所有行星，也适用于以行星为中心的卫星，还适用于单颗行星或卫星沿椭圆轨道运行的情况。
仅适用于宏观低速运动的天体。提出的时候并没有给出严格的证明，但是为后来许多定律的证明奠定了基础。
开普勒第三定律
开普勒定律相关的文章
多疑是指神经过敏、疑神疑鬼的消极心态，属于精神心理科疾病。与生活环境、消极暗示、受过伤害等有关，因心理脆弱而过度自我保护。多疑分为内应多疑和外应多疑。内应多疑的主要表现为总是怀疑某人对自己不好，某件事对自己不利，便耿耿于怀，闷闷不乐，情绪立即反常，半天都不能排解；外应多疑的主要表现为的觉得被人怀疑后
小编整理：神功是武则天使用的年号，这个年号属于唐朝，使用时间是679年九月—681年二月。此外，这个年号是武则天在位期间使用的最后一个年号，她在位期间还使用了其他一些年号，比如光宅、垂拱、永昌、载初等。总的来说，神功是一个历史上的年号，它代表了一个时期的历史事
华山古称太华山，位于中国陕西省渭南市华阴市城南，为中华五岳之西岳。华山南依秦岭，北临渭水，雄踞关中平原东部，以“奇险天下第一山”闻名于世，也有”华山自古一条路“的说法，景区占地面积约148平方千米。
印度河是巴基斯坦主要河流，也是巴基斯坦重要的农业灌溉水源。它的名字源自梵文Sindhu（信度）之拉丁语式拼法Indus，意为“河流”。在1947年印巴分治之前，印度河是该地区的文化和商业中心地带，仅次于恒河。印度河的总长度约为2900至3200公里。印度河文明是世界上最早进入农业文明和定居社会的主要
尚可名片
这家伙太懒了，什么都没写！
作者
