开普勒
开普勒介绍开普勒生平简介开普勒故事外国科学家中外科技国外人物外国学者
开普勒介绍开普勒⽣平简介开普勒故事外国科学家中外科技国外⼈物外国学者开普勒 中⽂名称: 开普勒 性 别: 男 ⽣卒年: 1571～1630 国 别: 德国 ⽣平简介 开普勒于1571年12⽉27⽇⽣于德国的符腾堡。
开普勒幼年体弱多病，12岁时⼊修道院学习。
1578年进⼊蒂宾根⼤学，在校中遇到秘密宣传哥⽩尼学说的天⽂学教授麦斯特林，在他的影响下，很快成为哥⽩尼学说的忠实维护者。
1591年获⽂学硕⼠学位，被聘请到格拉茨新教神学院担任教师。
1594年他得到⼤学的有⼒推荐，中⽌了神学课程，去奥地利格拉茨的路德派⾼级中学任数学教师。
在那⾥，他开始研究天⽂学。
1596年出版《宇宙的神秘》⼀书⽽受到第⾕的常识，应邀到布拉格附近的天⽂台做研究⼯作。
1600年，来到布拉格成为第⾕的助⼿。
次年，第⾕去世，开普勒成为第⾕事业的继承⼈。
开普勒视⼒不佳，但做了不少天⽂观测。
1604年9⽉30⽇在蛇夫座附近出现⼀颗新星，最亮时⽐⽊星还亮。
开普勒对这颗新星进⾏了⼗七个⽉的观测并发表了观测结果。
历史上称它为开普勒新星（现在知道，这是⼀颗银河系内的超新星）。
1607年，他观测了⼀颗⼤彗星，这就是后来的哈雷彗星。
开普勒对光学很有研究。
1604年发表《对威蒂略的补充，天⽂光学说明》。
1611年出版《光学》⼀书。
这是⼀本阐述近代望远镜理论的著作。
他把伽利略式望远镜的凹透镜的⽬镜改成⽤⼩凸透镜。
这种望远镜被称为开普勒望远镜。
开普勒还发现⼤⽓折射的近似定律，⽤很简单的⽅法计算⼤⽓折射，并且说明在天顶（不像第⾕所相信的在⾼度45°）⼤⽓折射才为零。
他最先认为⼤⽓有重量，并且正确地说明⽉全⾷时⽉亮呈红⾊是由于有⼀部分太阳光经过地球⼤⽓折射后投射到⽉亮上⽽造成的。
开普勒⽤很长的时间对第⾕遗留下来的观测资料进⾏分析。
起先他仍按传统观念，认为⾏星作匀速圆周运动。
但是经过反覆推算发现，对⽕星来说，⽆论按哥⽩尼的⽅法，还是按托勒密或第⾕的⽅法，都不能算出同第⾕的观测相合的结果。
开普勒三大定律定义
开普勒三大定律定义
开普勒的三大定律是描述行星运动规律的基本规律，分别为开普勒第一定律、开普勒第二定律和开普勒第三定律。
以下是这三大定律的定义：
1.开普勒第一定律（椭圆轨道定律）：
•定义：行星绕太阳的轨道是一个椭圆，太阳位于椭圆的一个焦点上。
这意味着行星并非围绕太阳运行在一个完美
的圆形轨道上，而是在一个椭圆轨道上运动。
2.开普勒第二定律（面积定律）：
•定义：行星在相等时间内在其轨道上划过的面积是相等的。
这意味着当行星离太阳较远时，它在相同时间内会在
轨道上划过较大的面积，而当行星靠近太阳时，它在相同
时间内划过的面积较小。
3.开普勒第三定律（调和定律）：
•定义：行星轨道的半长轴与轨道公转周期的平方成正比。
数学表达式为T2∝a3，其中T是轨道公转周期，a是半
长轴的长度。
这意味着，离太阳较远的行星其公转周期较
长，而靠近太阳的行星其公转周期较短。
这三大定律是约翰·开普勒在17世纪初根据对天体观测数据的分析而提出的，为后来牛顿的引力定律的建立提供了基础。
这些定律对我们理解行星运动和宇宙的基本规律有着重要的贡献。
开普勒(Johannes Kepler,1571～1630)
在继续找寻火星的轨道时，他在一年半时间里经过70多次艰巨的思索、计算，按照“匀速圆周运动”的传统思路反复比较了托勒密、哥白尼、第谷的理论路径与第谷的实测数据，提出各种偏心圆形轨道的设想方案，但是最好的结果误差仍达8角分之多。而第谷的最大观测误差只有2角分。他把这次艰苦的计算愉快地比喻为“征服与战胜火星的战斗”，他说“这个诡计多端的敌人出乎意料地扯断了我用方程式制成的锁链”，使“我那些物理因素编成的部队倍受创伤”，它却“逃之夭夭。”这8角分之差便导致了天文学的革新。开普勒忠于实测数据，一丝不苟，以不屈不挠的精神，去找寻新的道路：只有放弃“圆形”“匀速”的传统观念，才能符合行星近日时快、远日时慢的观测事实。醒悟到这一点对开普勒是很不容易的，他用下面的话表达了他把数学定律引入物理学、天文学的艰辛过程：
开普勒（Johannes Kepler，1571～1630）
德国天文学家、光学家。1571年12月27日生于德国魏尔，父亲早年弃家出走，母亲脾气极坏。他是七个月的早产儿，从小体弱多病，四岁时的天花在脸上留下疤痕，猩红热使眼睛睛受损，高度近视，一只手半残，又瘦又矮。但他勤奋努力，智力过人，一直靠奖学金求学。1587年进人蒂宾根大学学习神学与数学。他是热心宣传哥白尼学说的天文学教授M。麦斯特林的得意门生，1591年取得硕士学位。1594年，应奥地利南部格拉兹的路德派高校之聘讲授数学。1600年被聘请到布拉格近郊的邦拉基堡天文台，任第谷的助手。1601年第谷去世后，开普勒继承了宫廷数学家的职位和第谷未完成的工作。1612年移居到奥地利的林茨，继续研究天文学。晚年生活极度贫困，1630年11月15日，年近花甲的他在索薪途中病逝于雷根斯堡。
他在天文学研究中面对着如何从大量观测资料中确定行星的准确几何轨道并找出用数学描述行星运动规律的问题。为此，首先要确定地球的真实运动轨道。他从太阳、地球、火星在一条直线上的时刻开始，经过687天火星绕日运行一周回到原处时，根据从地球上看到的太阳和火星的方向（相对于恒星这是可以知道的），就可以确定地球轨道上的一点。处理几组每隔687天测得的数据，就可以准确地确定地球轨道的形状。
开普勒(KePler,Johann)
开普勒的父亲是职业军人，祖父曾当过他家乡的市长。开普勒在青年时代为多病的体质所苦。他三岁的时候得了天花，致使手有残疾，视力不好。这就有必要让他接受宗教教育，看起来他只适合找同牧师一样不紧张的职业了。
开普勒还象卡尔达诺，企图利用占星术的方法来解决圣经的奥秘。比如，他试图算出创世的日子，他发现这个日子是公元前3992年。
开普勒在后半生似乎有点为他把才能用于占星术抱槐。但是，毫无疑问，他的庇护人对他当占星术家的才能比对他在科学上的成就估价更高。他用占星术为鲁道夫皇帝算命，在后来的岁月里又为帝国将军奥尔布雷希特·冯·沃伦斯坦算命，赢得了他们的庇护；虽然他是一个新教徒，并且当时是三十年战争的时代，宗教仇恨十分强烈。
与火星M公转周期不同，相隔一个
火星周年，使有地球的两个不同位置
从、凤，从两个位置上看列的火星后
面不同的恒星背景，这两个方向相交
就是火星的一个位置、利用第谷的观
测记录，便能画出火星的准确轨道，
是一个卵形线．
对于火星的轨道，开普勒用托氏、哥图2是开普勒从地球轨道再求火星轨道的方法
氏和第谷的三种理论去计算圆轨道方程，都没有成功．他用他发现的上一定律（等面积定律）去计算，即使达到只有8’的误差，也难应用于卵形线，他仍然忠实于第谷的观测数据，。继续寻找出路．经过大量艰苦的数学计算，他发现，改用椭圆，使太阳为其一焦点，终于得到成功．由于火星的偏心率为0．093，是各行星（除水星外）最大的，因此椭圆形状最为明显．对其他行星这一结论也完全适用．
开普勒对天文学的最后一项贡献，是他计算的内行星水星和金星越过太阳表面的时间。这样的现象从未被观测过，但根据开普勒的计算，它们应当发生。1631年这样一次水星“凌日”在预报的时间被伽森狄观测到了，但那时开普勒已死去。
开普勒3大定律包括
开普勒三大定律解析
开普勒的三大定律是描述行星运动规律的基本定律，深刻影响了天文学的发展。
这三大定律分别是开普勒第一定律、开普勒第二定律和开普勒第三定律。
下面将对这三大定律进行详细解析。
开普勒第一定律（椭圆轨道定律）
开普勒第一定律也被称为椭圆轨道定律，指出行星围绕太阳运行的轨道是椭圆
形的，太阳在椭圆的一个焦点上。
这条定律表明，行星并非沿着圆形轨道运行，而是沿着椭圆形轨道进行运动。
开普勒第二定律（面积定律）
开普勒第二定律也称为面积定律，描述的是行星在其椭圆轨道上的运动速度。
定律表明，行星在相等的时间内，从太阳到达的面积是相等的。
这意味着在远离太阳时，行星会以较慢的速度运动；而在靠近太阳时，行星则会以较快的速度运动。
开普勒第三定律（调和定律）
开普勒第三定律也称为调和定律，它描述了行星公转周期与与其平均距离的立
方的比例关系。
具体而言，两颗行星的公转周期的平方与它们椭圆轨道的长轴长度的立方成正比。
这个定律使得我们可以计算出各个行星的运行周期，也为后来的牛顿引力定律提供了重要的验证。
通过开普勒的三大定律，我们对行星运动的规律有了更加深入的理解。
这三大
定律不仅帮助我们分析太阳系内的行星运行，也为推动天文学科学的发展做出了重要贡献。
开普勒三大定律内容及公式表
开普勒三大定律内容及公式表一、开普勒第一定律（行星轨道定律）开普勒第一定律也被称为行星轨道定律，简单地表达为：行星绕太阳运行的轨道是椭圆形的，太阳位于椭圆的一个焦点上。
这意味着行星不是沿着圆形轨道运行，而是沿着一条椭圆形轨道运行。
离太阳较远的部分称为远日点，而椭圆的最近点称为近日点。
公式表达如下：a = semi-major axis of the orbitb = semi-minor axis of the orbita *b = constant二、开普勒第二定律（面积定律）开普勒第二定律描述了行星在椭圆轨道上的运动速度和其位置之间的关系。
该定律指出，行星在相等时间内所扫过的面积是相等的。
也就是说，在相等时间内，行星在轨道上移动的速度是不断变化的，且与其距离太阳的距离有关。
公式表达如下：r = distance between the planet and the sunθ = angle swept out by the radius vectorr^2 * dθ/dt = constant三、开普勒第三定律（调和定律）开普勒第三定律描述了行星绕太阳转动的周期与其平均距离的立方之间的关系。
换句话说，一个行星平均到太阳的距离越远，它绕太阳一周所花费的时间越长。
公式表达如下：T = orbital period of the planeta = average distance between the planet and the sunT^2 = k * a^3以上就是开普勒三大定律的内容及公式表。
这些定律在描述行星运动的规律和轨道形状时具有重要的意义，为我们理解太阳系中天体的运动提供了有力的依据。
开普勒定律三大定律
开普勒三大定律
开普勒定律是德国天文学家约翰尼斯·开普勒在17世纪初提出的关于行星运动的三条定律，它们是：
开普勒第一定律：所有行星绕太阳的轨道都是椭圆，太阳在椭圆的一个焦点上。
开普勒第二定律：在相等的时间内，太阳和运动着的行星的连线所扫过的面积都是相等的。
开普勒第三定律：所有行星绕太阳公转周期的平方与它们轨道半长轴的立方成正比。
开普勒定律是基于丹麦天文学家第谷·布拉赫的精确观测数据，经过多年的计算和推理而得出的。
它们不仅验证了哥白尼的日心说，而且为牛顿万有引力定律和经典力学的建立奠定了基础。
开普勒定律不仅适用于太阳系内的行星和卫星，也适用于其他具有中心天体的引力系统，如双星系统、人造卫星等。
开普勒
开普勒一、生平简介开普勒（1571～1630）是德国著名的天文学家。
1571年12月27日，他诞生于德国符腾堡州维尔城的一个小业主家庭。
开普勒家开了一爿小客栈，由于经济困难，他不得不帮助父亲在店里打杂。
后来，在开普勒的再三央求下，父亲才先后送他进入日耳曼语学校和拉丁语学校学习。
开普勒智力过人，又勤奋刻苦，所以学习成绩总是名列前茅。
1589年，开普勒考入杜宾根大学，攻读神学、哲学和数学，因为受到赞同哥白尼学说的天文学教授歇尔·马斯特林的影响，他的兴趣转向天文学，成为哥白尼学说的坚定拥护者。
1594年，开普勒担任格拉茨大学新教神学院的数学和天文学讲师，同时从事天文学研究。
1598年，菲迪南大公颁布了反新教法令，在天主教会的胁迫下，新教徒开普勒不得不逃离德国。
1600年初，在第谷的热情邀请下，开普勒来到布拉格，当了第谷的助手，开始了他天文学研究的新时期。
1601年，第谷不幸去世，开普勒被任命为皇家天文学家，继承了老师未竟的事业，在科学上做出了一系列杰出贡献。
开普勒是一位善于创新的科学勇士，他的一生，除了和第谷相处的近两年时间外，几乎都是在逆镜中度过的。
1630年秋天，为了维持生活，开普勒不得不拖着病体，步履蹒跚地去布拉格借款。
11月14日，当他走到巴伐利西的雷帖斯堡的时候，终于躺倒了，第二天就含冤去世，终年59岁。
二、科学成就1．开普勒一生最重要的科学成就是发现了行星运行三定律，为牛顿建立万有引力定律打下坚实基础。
因此，人们称颂他是“天空法律创制者”、“天体力学奠基人”。
(1)早在1596年，开普勒在《神秘的宇宙》一书中，就想象出一个由几何形体构成的宇宙结构模型。
1600年，第谷告诫开普勒，天文研究“一定要尊重观测事实”。
1601年，第谷去世以后，开普勒对第谷遗留下来的丰富资料进行了仔细的整理、分析和研究，在1609年发表的《新天文学》一书和《论火星的运动》一文中，公布了两条定律，这就是椭圆定律和等面积定律，也就是现在所说的开普勒第一定律和第二定律。
开普勒生平简介
开普勒生平简介开普勒（Johann Kepler，1571～1630）出生在德国南部瓦尔城的一个不太富裕的9军人家庭。
他自幼体弱多病，天花使他毁容，并使他的一只手半残，猩红热又使他的视力受到极大的损害。
但聪明好学和爱钻研思索的开普勒在上学期间对付功课却绰绰有余。
1588年，开普勒考入图宾根大学。
在这里，开普勒深受老师马斯特林（M.Mastlin，1550~1631）的赏识。
马斯特林在课堂上公开讲授的是托勒密地心说，但私下却对亲近的学生讲授哥白尼的日心说。
这对开普勒的影响很大。
开普勒不但接受了日心说，而且对日心说之中所蕴涵的毕达哥拉斯主义思想尤感兴趣。
这种思想刻意追求宇宙数的和谐。
由于开普勒的思想倾向背离托勒密的地心说，因此，未能得到神甫一类的教职。
后来在马斯特林的帮助下，才在1594年移居到奥地利，成为格拉茨市路德派高等教会学校的数学与天文学教师，并承担编制占星历书的任务。
然而要的是，开普勒开始了自己独立进行的天文学研究。
1596年，开普勒完成了他的《神秘的宇宙》。
书中用5个等边立体的外接圆球的套件来说明行星之间的几何关系。
这种模型主要是用于说明，上帝是按这样的几何模型造就了太阳系。
这样的模型使开普勒获得极大的喜悦，但是，开普勒在后来的研究中发现，这样的模型并不能与第谷·布拉赫（Tycho Brahe，1546~1601）的观测数据相吻合，并且在制定星表上没有什么用处。
因此，开普勒只能将它抛弃。
1598年，奥地利爆发了激烈的宗教冲突，开普勒只得逃往匈牙利。
这时他将自己的《神秘的宇宙》寄给了在卢道夫二世的宫廷供职的第谷，第谷就邀请这个年轻人来协助自己整理观测材料，并一同编制星表。
1600年，开普勒来到了布拉格做第谷的助手。
尽管后人将他们的合作看成是成功的典范，但是，二者的不同是十分明显的。
第谷反对哥白尼学说，提出了一种“折中体系”，开普勒拥护哥白尼学说；第谷以精密的观测著称，开普勒则以数理分析见长。
怎样理解开普勒定律
怎样理解开普勒定律开普勒定律是描述行星运动规律的一个重要定律，它由德国天文学家约翰内斯·开普勒在17世纪初期发现并形成了自己的三个定律，对于我们理解太阳系行星的运行规律具有极为重要的意义。
接下来本文将介绍开普勒定律，并深入探讨如何理解这一定律。
一、开普勒定律的内容开普勒定律共有三条，它们分别是：1. 行星公转轨道为椭圆。
2. 行星在其椭圆轨道上的速度是不均匀的。
3. 行星绕太阳公转周期的平方与其椭圆轨道轴长的立方成正比。
这三条定律的发现彻底改变了人们对行星运动的看法，它打破了古代时期星座的概念，表明行星的运动与天体位置无关，是按照一定的规律进行的。
二、如何理解开普勒定律1. 行星公转轨道为椭圆在古典力学中，行星公转被视为是绝对圆形轨道运动，但实际上，天体的运动轨迹是怎样的呢？开普勒通过观察月球和其他行星运动时发现，行星运动轨道并非绝对圆形，而是椭圆形，这就是第一个定律。
开普勒的这个发现有助于我们认识行星运动形态，一个行星经过太阳，接着又继续围绕它运动，创建了一条椭圆形的轨迹，这就是“行星序列”。
2. 行星在其椭圆轨道上的速度是不均匀的开普勒的第二个定律意味着行星运动速率与它与太阳的距离有关。
通过这条定律，我们可以认识到行星运动速率在行星运动时是会发生变化的，如果行星越靠近太阳则速率会更快，反之则慢一些。
因此当行星在其椭圆轨道上运动时，其速率是不断变化的。
3. 行星绕太阳公转周期的平方与其椭圆轨道轴长的立方成正比开普勒的第三个定律描述了公转周期和半长轴之间的关系，这是最有趣的一条定律，它告诉我们-行星公转的时间与距离太阳的距离成正比。
更具体来说，计算行星公转周期的平方除以长轴的立方，结果是一个常数，这个常数值被称为“开普勒常数”。
三、开普勒定律的意义开普勒定律意味着物体在引力场中遵循特定的规律，并且能够进行预测。
如今，因为这些特定的规律已被确定，因此它们可以用来计算任何天体的运动。
它们的成就开创了天文学和物理学的卫星时代和现代天体观测技术，同时，也有助于我们更好地认识太阳系的组成和运动，进一步推动科学研究的发展。
物理学家：开普勒
开普勒生平简介科学成就趣闻轶事一、生平简介开普勒（1571～1630）是德国著名的天文学家。
1571年12月27日，他诞生于德国符腾堡州维尔城的一个小业主家庭。
开普勒家开了一爿小客栈，由于经济困难，他不得不帮助父亲在店里打杂。
后来，在开普勒的再三央求下，父亲才先后送他进入日耳曼语学校和拉丁语学校学习。
开普勒智力过人，又勤奋刻苦，所以学习成绩总是名列前茅。
1589年，开普勒考入杜宾根大学，攻读神学、哲学和数学，因为受到赞同哥白尼学说的天文学教授歇尔·马斯特林的影响，他的兴趣转向天文学，成为哥白尼学说的坚定拥护者。
1594年，开普勒担任格拉茨大学新教神学院的数学和天文学讲师，同时从事天文学研究。
1598年，菲迪南大公颁布了反新教法令，在天主教会的胁迫下，新教徒开普勒不得不逃离德国。
1600年初，在第谷的热情邀请下，开普勒来到布拉格，当了第谷的助手，开始了他天文学研究的新时期。
1601年，第谷不幸去世，开普勒被任命为皇家天文学家，继承了老师未竟的事业，在科学上做出了一系列杰出贡献。
开普勒是一位善于创新的科学勇士，他的一生，除了和第谷相处的近两年时间外，几乎都是在逆镜中度过的。
1630年秋天，为了维持生活，开普勒不得不拖着病体，步履蹒跚地去布拉格借款。
11月14日，当他走到巴伐利西的雷帖斯堡的时候，终于躺倒了，第二天就含冤去世，终年59岁。
二、科学成就1．开普勒一生最重要的科学成就是发现了行星运行三定律，为牛顿建立万有引力定律打下坚实基础。
因此，人们称颂他是“天空法律创制者”、“天体力学奠基人”。
(1)早在1596年，开普勒在《神秘的宇宙》一书中，就想象出一个由几何形体构成的宇宙结构模型。
1600年，第谷告诫开普勒，天文研究“一定要尊重观测事实”。
1601年，第谷去世以后，开普勒对第谷遗留下来的丰富资料进行了仔细的整理、分析和研究，在1609年发表的《新天文学》一书和《论火星的运动》一文中，公布了两条定律，这就是椭圆定律和等面积定律，也就是现在所说的开普勒第一定律和第二定律。
开普勒三大定律分别是什么内容
开普勒三大定律分别是什么内容
开普勒三大定律是描述行星运动的经典定律，由德国天文学家约翰内斯·开普勒在16世纪提出。
这三大定律揭示了行星围绕太阳运行的规律，为后来牛顿力学的
发展奠定了基础。
第一定律：行星轨道定律
开普勒第一定律也称为行星轨道定律，指出行星绕太阳运动的轨道是椭圆形的，太阳位于椭圆的一个焦点上。
这意味着行星并非沿着圆形轨道运行，而是沿着椭圆轨道运动，其中一个焦点是太阳。
这个定律的表述丰富了古代关于天体运动的观念，改变了以往认为天体运动是圆周运动的错误观念。
第二定律：行星相等面积定律
开普勒第二定律也称为行星相等面积定律，指出在相等时间内，行星与太阳的
连线所扫过的面积是相等的。
简单来说，当行星距离太阳较远时，它的速度较慢；当行星距离太阳较近时，它的速度较快。
这个定律强调了行星在椭圆轨道上运动的速率是不均匀的。
第三定律：行星周期定律
开普勒第三定律也称为行星周期定律，指出行星绕太阳公转的周期的平方与它
与太阳的平均距离的立方成正比。
数学表达式为$T^2 = k \\cdot R^3$，其中T为行
星公转周期，R为行星与太阳的平均距离，k为常数。
这意味着距离太阳更远的行
星拥有更长的公转周期，距离太阳更近的行星则拥有较短的公转周期。
通过这三大定律，开普勒揭示了行星运动的规律，为日后牛顿提出的普遍引力
定律提供了实证依据，开启了现代天体力学的研究之路。
以上便是开普勒三大定律的内容，这些定律在天文学和物理学领域有着重要的
地位，对我们理解宇宙的运行规律起到了至关重要的作用。
开普勒(JohannesKepler,1571-1630),德国天文学家,幼
开普勒小故事
开普勒(Johannes Kepler,1571－1630),德国天文学家，幼年体弱多病，12岁时入修道院学习。
1587年进入蒂宾根大学，在校中遇到秘密宣传哥白尼学说的天文学教授麦斯特林，在他的影响下，很快成为哥白尼学说的忠实维护者。
开普勒1591年获得文学硕士学位，后来想当路德教派牧师而学神学。
因得到大学的有力推荐，中止了神学课程，去奥地利格拉茨的路德派高中任数学教师，开始研究天文学。
1596年出版《宇宙的神秘》一书受到第谷的赏识，应邀到布拉格附近的天文台做研究工作。
1600年，到布拉格成为第谷的助手。
次年第谷去世，开普勒成为第谷事业的继承人。
开普勒视力不佳，但还是作了不少观测工作，1604年9月30日在蛇夫座附近出现一颗新星，最亮时比木星还亮。
开普勒对这颗新星进行了17个月的观测并发表了观测结果。
历史上称它为开普勒新星(这是一颗银河系内的超新星)。
1607年，他观测了一颗大彗星，就是后来的哈雷彗星。
开普勒三大定律推导
开普勒三大定律推导
第一定律：u=l/r、第二定律：sab=scd=sek、第三定律r^3/t^2=k。
（1）开普勒第一定律：所有的行星围绕太阳运动的轨道都是椭圆，太阳处在所有椭圆的一个焦点上。
这就是开普勒第一定律，又称椭圆轨道定律。
（2）开普勒第二定律：对于每一个行星而言，太阳和行星的连线在相等的时间内扫过相等的面积。
这就是开普勒第二定律，又称面积定律。
（3）开普勒第三定律：所以行星轨道的半长轴的三次方跟公转周期的二次方的比值都相等。
这就是开普勒第三定律，又称周期定律。
开普勒生平简介
开普勒生平简介开普勒(Johann Kepler，1571,1630)出生在德国南部瓦尔城的一个不太富裕的9军人家庭。
他自幼体弱多病，天花使他毁容，并使他的一只手半残，猩红热又使他的视力受到极大的损害。
但聪明好学和爱钻研思索的开普勒在上学期间对付功课却绰绰有余。
1588年，开普勒考入图宾根大学。
在这里，开普勒深受老师马斯特林(M.Mastlin，1550~1631)的赏识。
马斯特林在课堂上公开讲授的是托勒密地心说，但私下却对亲近的学生讲授哥白尼的日心说。
这对开普勒的影响很大。
开普勒不但接受了日心说，而且对日心说之中所蕴涵的毕达哥拉斯主义思想尤感兴趣。
这种思想刻意追求宇宙数的和谐。
由于开普勒的思想倾向背离托勒密的地心说，因此，未能得到神甫一类的教职。
后来在马斯特林的帮助下，才在1594年移居到奥地利，成为格拉茨市路德派高等教会学校的数学与天文学教师，并承担编制占星历书的任务。
然而要的是，开普勒开始了自己独立进行的天文学研究。
1596年，开普勒完成了他的《神秘的宇宙》。
书中用5个等边立体的外接圆球的套件来说明行星之间的几何关系。
这种模型主要是用于说明，上帝是按这样的几何模型造就了太阳系。
这样的模型使开普勒获得极大的喜悦，但是，开普勒在后来的研究中发现，这样的模型并不能与第谷?布拉赫(Tycho Brahe，1546~1601)的观测数据相吻合，并且在制定星表上没有什么用处。
因此，开普勒只能将它抛弃。
1598年，奥地利爆发了激烈的宗教冲突，开普勒只得逃往匈牙利。
这时他将自己的《神秘的宇宙》寄给了在卢道夫二世的宫廷供职的第谷，第谷就邀请这个年轻人来协助自己整理观测材料，并一同编制星表。
1600年，开普勒来到了布拉格做第谷的助手。
尽管后人将他们的合作看成是成功的典范，但是，二者的不同是十分明显的。
第谷反对哥白尼学说，提出了一种“折中体系”，开普勒拥护哥白尼学说;第谷以精密的观测著称，开普勒则以数理分析见长。
开普勒定律
开普勒定律编辑开普勒三定律即开普勒定律。
开普勒定律：也统称“开普勒三定律”，也叫“行星运动定律”，是指行星在宇宙空间绕太阳公转所遵循的定律。
由于是德国天文学家开普勒根据丹麦天文学家第谷·布拉赫等人的观测资料和星表，通过他本人的观测和分析后，于1609～1619年先后早归纳提出的，故行星运动定律即指开普勒三定律。
开普勒定律▪开普勒第一定律▪开普勒第二定律▪开普勒第三定律目录1简介2开普勒3内容开普勒第一定律开普勒第二定律开普勒第三定律4数学引导5数学证明第一定律的证明第二定律的证明第三定律的证明6发现过程7定律意义8发现者9行星轨道1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丹麦天文学家第谷·布拉赫20多年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，沿用哥白尼的匀速圆周运动理论，通过4年的计算发现第谷观测到的数据与计算有8’的误差，开普勒坚信第谷的数据是正确的，从而他对“完美”的神运动（匀速圆周运动）发起质疑，经过近6年的大量计算，开普勒得出了第一定律和第二定律，又经过10年的大量计算，得出了第三定律。
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。
2开普勒开普勒（JohannesKepler，1571-1630），德国天文学家。
开普勒于1571年12月27日出生在一个德国小市民家庭。
开普勒定律
开普勒定律除了距离，行星在轨道中的运动也是有一定规律的，这个规律是由开普勒发现的，因此也被称为“开普勒定律”（Kepler's law）。
我们在前面提到过，行星轨道是椭圆形的，而太阳位于椭圆的一个焦点上就是开普勒定律的第一条。
开普勒定律的第二条：行星离太阳越近，其运行速度越快。
以数学语言更准确地表述，应该是在相同的时间内，行星与太阳的连线所扫过的面积相等。
这样，我们很容易就能弄清楚，当行星和太阳之间的距离较近时，为了能在相同的时间内让连线扫过的面积相同，行星就需要运行得更快。
开普勒定律的第三条：行星和太阳之间平均距离的立方与行星公转周期的平方成正比。
这条定律需要简单解释一下，假设一颗行星到太阳的距离是另一颗行星的4倍，那么它绕太阳的运行周期将是另一颗行星运行周期的8倍。
这个结果的算法是，先求出4的立方为64，再求出64的平方根，就得到8。
天文学家用地球和太阳之间的平均距离作为量度单位来表示太阳系中的距离，因此得出内行星的平均距离是不到1的小数，跟我们前面讲述的一样，而外行星的距离在木星的5.2到海王星的30之间不等。
如果我们先求出这些距离的立方数，再求出它们的平方根，就可得到以年为单位的行星的公转周期。
借助上面给出的资料，有兴趣的读者可以很方便地算出每颗行星的公转周期。
我们还发现，越靠近外层的行星，它们绕轨道运行的周期就越长，不仅因为其路线更长，还因为本身速度就慢。
如果按照我们前面设定的例子，外行星到太阳的距离是原来的4倍，那么它的运行速度将只有原来的一半，运行一圈需要的时间也就是另一颗行星的8倍。
我们已知地球绕太阳的公转速度大约是每秒29.8千米，海王星的公转速度是每秒5.6千米，而它的运行轨道长度是地球的30倍。
这也是海王星围绕太阳公转一周需要160多年的原因。
需要特别注意的是，开普勒是在第谷留下的资料的基础上，花费了无数精力，凭借观察和无限的想象力才得出了开普勒三定律，并将其发表于他在1619年出版的著作《宇宙和谐论》（Harmonices Mundi）中。
开普勒三大定律公式
开普勒三大定律公式
第一定律
开普勒第一定律，也称为开普勒椭圆轨道定律，是关于行星运动的重要理论。
该定律表明，行星绕太阳运行的轨道是一个椭圆，太阳位于椭圆的一个焦点上。
可以用以下数学公式表示：
$ \frac{a - b}{a} = \frac{c}{a} = e $
其中，a 为椭圆长轴的长度，b 为短轴的长度，c 为椭圆的焦点到中心的距离，e 为椭圆的离心率，当 e = 0 时为圆形轨道。
第二定律
开普勒第二定律，也称为开普勒面积定律，描述了行星在其椭圆轨道上的运动速度变化规律。
具体公式为：
$ \frac{dA}{dt} = \frac{L}{2m} $
其中，dA/dt 为单位时间内行星与太阳连线所扫过的面积，L 为行星在轨道上的动量，m 为行星的质量。
第三定律
开普勒第三定律，也称为开普勒周期定律，表明了各行星公转周期的平方与它们椭圆轨道的长轴的立方成正比。
用数学公式表示为：
$ T^2 = k \times \frac{a^3}{GM_{sun}} $
其中，T 为行星的公转周期，a 为椭圆轨道的半长轴，G 为万有引力常数，
M_{sun} 为太阳的质量，k 为与行星无关的常数。
总结一下，开普勒三大定律公式分别描述了行星轨道的形状、运动速度和公转周期之间的关系，为研究天体运动提供了重要的理论基础。
这些定律的发现不仅推动了天体力学的发展，也为日后牛顿引力定律的提出奠定了基础。
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的连线在轨道上所扫过的面积与时间成正比例；（3）行星在轨道上运行一周
的时间的平方与其至太阳的平均距离的立方成正比例。在这三句简单的话
中，刻卜勒把他的前代及同代天文学家所得到的关于行星运动的大量知识，
加以总结并系统化了。
在这三个定律中，刻卜勒尤其喜欢第二个定律。既然每个行星都为一个
的信徒。同时他确是一位杰出的、热心的数学家；他之所以相信哥白尼体系
正是由于哥白尼体系具有更大的数学的简单性与谐和的缘故。他说：“我从
灵魂的最深处证明它是真实的，我以难于相信的欢乐心情去欣赏它的美。”①
哥白尼对太阳赞美不置，刻卜勒更是变本加厉，他把太阳看做是圣父，把恒
星的天球看做是圣子，把居于其间的以太——他认为太阳的能力是通过以太
学中的成果，一方面就给刻卜勒的形像涂上太现代的色彩，另一方面也忽视
了他的心理态度的历史渊源。在哥白尼工作后面，我们可以看见毕达哥拉斯
和柏拉图的影响；在刻卜勒的著作中，它们显然表现于他们的数学方法上。
刻卜勒的正式职业主要是编辑当时流行的占星历书。虽然他以讽刺的口
吻提到过这个利润丰厚的职业对于天文学家的价值，可是他却是一位占星术
采取哥白尼的全部体系，而认为太阳围绕地球运行，而行星则围绕太阳运行。
他经过几次迁徙，终于定居在布拉格，并得着约翰·刻卜勒（John Kepler，
1571—1630 年）参加他的工作，后来就把他的极其珍贵的资料遗留给刻卜
勒。人们常认为刻卜勒的成绩在于归纳出和证明了行星运动的三个命题或“定
律”，这三个定律以后成了牛顿天文学的基础。如果我们只研究纳入牛顿科
数学的和谐。
亚里斯多德认为物质的终极本质在于不能再分解的质的特征，所以如果
一棵树使观察者眼中产生绿色的感觉，对观察者来说，它的实在和本质就在
于绿这种特性。但在刻卜勒看来，知识必须是定量的特性或关系，所以量或
数才是物的根本基础，比其他一切范畴更在先，更重要。
以刻卜勒定律的名称在科学中保留下来的三条概括的归纳128 是：（1）
推动行星在其轨道上运行的——看做是圣灵。
刻卜勒深信上帝是依照完美的数的原则创造世界的，所以根本性的数学
谐和，即所谓天体的音乐，乃是行星运动的真实的可以发现的原因。这是鼓
舞刻卜勒辛勤工作的真正动力。他并不是象一般人所想象的，在乏味地寻求
牛顿后来加以合理解释的经验规则。他所追求的是最后因：即造物主心中的
天体音乐的新和声，事实上，这就是行星距离所以如此的真正因。因为在他
看来，也正象在柏拉图看来一样，上帝总是在运用几何学。
回到数的神秘学说，竟然会使哥白尼和刻卜勒建立这样一个体系，它通
过伽利略与牛顿，把我们直接送到十八世纪法国百科全书派和十九世纪德国
唯物主义者的机械哲学那里去，这真可以算是历史的揶揄之一。
如果在包容土星轨道的天球里内接一个正六面体的话，木星的天球就恰好外
切于这个六面体。如果把一个正四面体内接于木星的天球之中的话，火星的
天球就恰好与这个正四面体外切。如此类推，五个正多面体和六个行星，都
是这样。这个关系只是大致不错，而且新行星的发现已经摧毁了它的基础，
但它给予刻卜勒的快乐比以他的姓命名的三个定律还要大些。在他看来这是
“常在的神圣因”，即亚里斯多德的“不动的原动者”所驱策，它们应该以
匀速运行。根据事实，这个观念是非放弃不可了。但刻卜勒仍然把线段的均
匀改为面积的均匀，从而“挽救了这个原则”，在他看来这不过是哥白尼学
说揭示出来的许多数学关系中的三个吧了。
给予他更大欣喜的另外一个发现，是第二种关系，即距离方面的关系。
刻卜勒
哥白尼的学说在天文学上引起了一场革命，事实上在一般科学思想上，
也引起一场革命。不过的详细情况更精确地记录下来的第一位天文学家，要算
是哥本哈根的第谷·布拉埃127（Tycho brahe,1546—1601 年）。他并没有