开普勒定律
开普勒三大定律讲解大全
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开普勒三大定律是描述行星运动规律的重要定律，由德国天文学家约翰内斯·开普勒在16世纪初提出。
这三大定律为行星运动提供了重要的基础，并对后来的天
体力学研究有着深远的影响。
下面将详细介绍开普勒三大定律的内容和重要性。
第一定律——椭圆轨道定律
开普勒的第一定律是指行星绕太阳运行的轨道是一个椭圆，太阳处于椭圆的一
个焦点上。
这个定律说明了行星运动不是简单的圆周运动，而是椭圆形状的轨道。
开普勒通过观测行星位置的变化，总结出了这一重要定律。
第二定律——面积定律
开普勒的第二定律是指在相等时间内，行星与太阳连线所扫过的面积是相等的。
这意味着当行星离太阳较近时，它的速度会加快；当行星远离太阳时，速度会减慢。
行星沿着轨道的运动速度是不均匀的，但在相等时间内总体扫过的面积是相等的。
第三定律——调和定律
开普勒的第三定律是指行星绕太阳公转的周期的平方与它沿轨道运动的半长轴（即椭圆轨道的长轴长度的一半）的立方成正比。
这个定律揭示了行星运动周期和轨道距离之间的关系，为行星运动的研究提供了重要的数学依据。
总的来说，开普勒三大定律是描述行星运动规律的重要定律，为后来的天体力
学研究奠定了基础。
这三大定律揭示了行星运动的椭圆轨道、扫面面积和运动周期之间的关系，为理解天体运动规律提供了重要的依据。
以上就是对开普勒三大定律的讲解，通过这些定律的研究，我们能够更深入地
理解行星运动规律，对宇宙的奥秘有着更深入的把握。
希望这些内容能够帮助读者更好地理解开普勒的贡献和天体运动规律的基本原理。
开普勒三大定律
卫星运动的开普勒定律
开普勒（Johannes Kepler ）
国籍:德国
生卒日期
1571.12.27 － 1630.11.15
主要成就
发现了行星运动三定律
（1）开普勒第一定律
卫星运行的轨道为一椭圆，该椭圆的一个焦点与地球质心重合。
此定律阐明了卫星运行轨道的基本形态及其与地心的关系。
由万有引力定律可得卫星绕地球质心运动的轨道方程。
r 为卫星的地心距离，as 为开普勒椭圆的长半径，es 为开普勒椭圆的偏心率；fs 为真近点角，它描述了任意时刻卫星在轨道上相对近地点的位置，是时间的函数。
（2）开普勒第二定律：卫星的地心向径在单位时间内所扫过的面积相等。
表明卫星在椭圆轨道上的运行速度是不断变化的，在近地点处速度最大，在远地点处速度最小。
（3）开普勒第三定律：卫星运行周期的平方与轨道椭圆长半径的立方之比为一常量，等于GM 的倒数。
假设卫星运动的平均角速度为n ，则n=2/Ts ，可得
当开普勒椭圆的长半径确定后，卫星运行的平均角速度也随之确定，且保持不变。
GM a T s s
2
3
24π=2/13
⎪⎪⎭⎫ ⎝⎛=s a GM n s s s s f e e a r cos 1)1(2+-=a s b s M m
s 近地点 远地点 f s。
开普勒三大定律理解
开普勒三大定律理解开普勒三大定律是描述行星运动规律的基础定律，对于理解宇宙中天体运动的规律具有重要意义。
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。
下面将逐一解释这三大定律。
开普勒第一定律开普勒第一定律也被称为开普勒椭圆轨道定律。
该定律指出：每颗行星围绕太阳运行的轨道是一个椭圆。
椭圆中心处的太阳占据一个焦点位置。
这一定律揭示了行星轨道并非完全圆形，而是呈椭圆形。
这种椭圆形轨道的性质帮助我们了解了太阳系中行星之间的运动轨迹。
开普勒第二定律开普勒第二定律，也被称为面积定律，指出：行星在椭圆轨道上的运动速度会随着行星与太阳的距离变化而改变。
具体而言，当行星距离太阳较近时，其速度较快；当行星距离太阳较远时，其速度较慢。
这一定律可以用来解释为什么行星在接近太阳处运动较快，而在远离太阳处运动较慢。
开普勒第三定律开普勒第三定律，也称为调和定律，是开普勒三大定律中的最重要且最具普适性的定律。
该定律指出：行星公转周期的平方与大半径长轴的立方之比对于所有行星都是一样的。
换句话说，任何两个天体之间的公转周期平方与它们轨道长轴的立方之比是一个恒定值。
这一定律揭示了宇宙中天体间运动的规律性，不受具体天体或系统的影响。
开普勒三大定律为我们理解天体运动提供了重要的基础。
通过这些定律，我们得以认识到宇宙中的天体运动并非混乱随意，而是遵循着一定的规律和定律。
这种深刻的认识不仅有助于我们探索宇宙的奥秘，也为我们解答关于宇宙结构和演化的问题提供了重要线索。
理解开普勒三大定律不仅仅是理论上的认识，更是对宇宙中运动规律的深刻体验。
这三大定律的深入理解，将帮助我们更全面地认识宇宙，并促进我们对宇宙的探索和发现。
开普勒三定律
开普勒三定律开普勒三定律，也被称为行星运动定律，是描述行星绕太阳运动的基本规律。
这些定律由德国天文学家约翰内斯·开普勒在17世纪初期发现，并成为了现代天文学的基石。
开普勒的研究对于我们对宇宙的认识和理解有着重要的影响。
本文将详细介绍开普勒三定律。
第一定律：椭圆轨道定律开普勒第一定律，也称为椭圆轨道定律，描述了行星在绕太阳运动时的轨道形状。
根据这个定律，行星的轨道是一个椭圆，而太阳位于椭圆的一个焦点上。
这意味着行星不是沿着一个完美的圆形轨道绕太阳运动，而是沿着一个椭圆形轨道。
椭圆的离心率决定了轨道的扁平程度，离心率越接近零，轨道越接近圆形。
第二定律：面积速度定律开普勒第二定律，也称为面积速度定律，描述了行星在轨道上的运动速度变化。
根据这个定律，行星在轨道的不同位置上以不同的速度运动。
具体而言，当行星离太阳较近时，它会以较快的速度运动；当行星离太阳较远时，它会以较慢的速度运动。
这个定律可以简单地解释为，当行星靠近太阳时，它需要在较短的时间内覆盖相同的夹角，因此运动速度更快；相反，当行星远离太阳时，它需要在较长的时间内覆盖相同的夹角，因此运动速度更慢。
第三定律：调和定律开普勒第三定律，也称为调和定律，描述了行星公转周期与离太阳距离的关系。
根据这个定律，行星的公转周期的平方与它到太阳的平均距离的立方成正比。
换句话说，如果两颗行星的平均距离分别是r₁和r₂，它们的公转周期分别是T₁和T₂，那么（T₁/T₂）²= (r₁/r₂)³。
这个定律揭示了行星公转的周期性，也帮助我们了解了行星之间的数值关系。
总结开普勒三定律提供了关于行星运动的定量规律。
第一定律告诉我们轨道是椭圆形的；第二定律描述了行星在轨道上运动速度的变化；第三定律揭示了行星的公转周期与离太阳距离之间的关系。
通过这些定律，我们能够更好地了解行星的运动轨迹和规律，进而深入研究宇宙中的其他天体运动。
开普勒三定律不仅对天文学有着重要的意义，还在其他科学领域有广泛的应用。
开普勒三大定律历史
开普勒三大定律历史
开普勒三大定律，由德国天文学家约翰内斯·开普勒在十七世纪成立。
这些定律标志着天文学从古典时代到近代的转变，并为牛顿力学和万有引力法则的形成奠定了基础。
下面将介绍这三大定律的历史和重要性。
第一定律：行星轨道是椭圆
开普勒第一定律规定，行星围绕太阳运动的轨道是椭圆形的，而不是圆形。
这一定律是在1609年提出的，首次揭示了行星运动规律的非圆形轨道。
第二定律：相等面积定律
开普勒第二定律，又称为相等面积定律，指出行星在其轨道上的运动速度是不断变化的，且行星与太阳连线所扫过的面积在相等时间段内相等。
这一定律是在1618年提出的，是极具启发性的天体运动规律之一。
第三定律：调和定律
开普勒第三定律，也称为调和定律，这一定律于1619年提出。
此定律表达了行星轨道周转周期的平方与轨道长半轴的立方成正比的关系。
开普勒第三定律的提出意味着天体运动规律的系统性和科学性，为后续天文学研究奠定了坚实基础。
结语
开普勒三大定律的历史，见证了天文学从封建时期到现代科学的转变。
开普勒的研究成果不仅开创了一种全新的天体运动规律，还为牛顿力学和现代宇宙学的发展提供了关键性支撑。
这三大定律的贡献不可估量，影响着人类对于宇宙的认知和理解，是现代天文学的宝贵遗产。
以上是对开普勒三大定律历史的简要介绍，希望可以帮助读者更好地了解这一重要的天文学成就。
开普勒三大定律与万有引力定律
【例1】 如图所示，质量为m的行星以椭圆轨道绕质量为M的 恒星运动，A、B、C、D为椭圆的四个顶点，下列说 法中正确的是( ) A．行星速度最大的位置在轨道上的 行星速度最大的位置在轨道上的B点 B．行星速度最大的位置在轨道上的C点和D点 C．行星从A点运动到B点 的过程中做减速运动 D．行星从B点运动到A点 的 的过程中做减速运动 中做减速 动
开普勒三大定律与万有引力定律
1．开普勒运动定律 开普勒第 定律 也称椭圆定律 也称轨道定律 每 个 开普勒第一定律，也称椭圆定律；也称轨道定律：每一个 行星都沿各自的椭圆轨道环绕太阳，而太阳则处在椭圆的 一个焦点中。 开普勒第二定律，也称面积定律：在相等时间内，太阳和运 动中的行星的连线(向量半径)所扫过的面积都是相等的。 所扫过的面积都是相等的 普勒第三定律；也称周期定律：是指绕以太阳为焦点的椭圆 普勒第 定律 也称 期定律 是指绕以太阳为焦点的椭圆 轨道运行的所有行星，其椭圆轨道半长轴的立方与周期的平 方之比是一个常量。
卡文迪许扭秤实验
【例5】 下列说法正确的是( ) A．所有行星与太阳间的引力都相等 所有行星与太阳间的引力都相等 B．太阳对行星的引力大于行星对太阳的引力所以行 星绕太阳运转而不是太阳绕行星运转 绕太 转 太 绕行 转 C．太阳对行星的引力等于行星对太阳的引力，其方 向一定在两者的连线上 D．以上说法都不对 以上说法都不对
【例2】 假设有一载人宇宙飞船在距地面高度为4200km 的赤 道上空绕地球做匀速圆周运动，地球半径约为 6400km，地球同步卫星距地面高度为36000km，宇 宙飞船和地球同步卫星绕地球同向运动 每当二者相 宙飞船和地球同步卫星绕地球同向运动，每当二者相 距最近时，宇宙飞船就向同步卫星发射信号，然后再 由同步卫星将信号发送到地面接收站 某时刻二者相 由同步卫星将信号发送到地面接收站，某时刻二者相 距最远，从此刻开始，在一昼夜的时间内，接收站共 接收到信号的次数为( ) A．4次 B ． 6次 C．7次 D．8次
开普勒三大定律
开普勒定律来自维客Jump to: navigation, search开普勒定律Keplerˊs laws德国天文学家J.开普勒提出的关于行星运动的三大定律。
第一和第二定律发表于1609年，是开普勒从天文学家第谷观测火星位置所得资料中总结出来的；第三定律发表于1619年。
这三大定律又分别称为椭圆定律、面积定律和调和定律。
①椭圆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。
②面积定律行星和太阳的连线在相等的时间间隔内扫过相等的面积。
③调和定律所有行星绕太阳一周的恒星时间(Ti)的平方与它们轨道长半轴(ai)的立方成正比，即。
此后,学者们把第一定律修改成为:所有行星（和彗星）的轨道都属于圆锥曲线，而太阳则在它们的一个焦点上。
第三定律只在行星质量比太阳质量小得多的情况下才是精确的。
如果考虑到行星也吸引太阳，这便是一个二体问题。
经过修正后的第三定律的精确公式为：式中m1和m2为两个行星的质量；mS为太阳的质量。
开普勒定律Kepler's laws关于行星运动的三大定律。
德国天文学家开普勒仔细分析和计算了第谷对行星特别是火星的长时间的观测资料，总结出这三大定律。
①所有行星的运动轨道都是椭圆，太阳位于椭圆的一个焦点。
在以太阳S为极点、近日点方向SP为极轴的极坐标中，行星相对于太阳的运动轨迹为椭圆PP1P2P┡1P┡，PSP┡=2a表示椭圆的长径。
②行星的向径（太阳中心到行星中心的连线）在相等的时间内所扫过的面积相等，即面积定律。
由于扇形P1SP2和P┡1SP┡的面积相等，因此行星在近日点附近比远日点附近移动得更快。
这两条定律是在1609年出版的《新天文学》一书中提出的。
③行星围绕太阳运动的公转周期的平方与它们的轨道半长径的立方成正比例。
设 T 为行星公转周期，则a3/T2＝常数。
这条定律是在 1619年出版的开普勒的另一著作《宇宙谐和论》一书中提出的。
这三条定律为万有引力定律的发现奠定了基础。
开普勒一二三定律公式
开普勒一二三定律公式
开普勒定律是研究行星运动的重要基础，他认为行星的轨道完全是环绕太阳的椭圆形，椭圆的一个焦点是太阳，太阳在椭圆中心，开普勒发现许多行星的运动是一定的，于是总结出三个定律，分别是：
开普勒第一定律：行星绕太阳运动轨道是椭圆，而椭圆的一个焦点是在太阳中心，显而易见，行星是沿椭圆环绕太阳运动的；
开普勒第二定律：行星的绕太阳运动的速度与它离太阳的距离成反比，即，离太阳越近，运动的速度越快；
开普勒第三定律：行星在一个椭圆公转的轨道上，积分中太阳到行星的距离的平方与行星的运动周期的平方成正比，所以行星绕太阳公转的周期，也就跟行星运行速度成反比。
开普勒定律首次提出，不仅革除了古典力学中行星椭圆运动理论学界多有的错误，更重要的是，为人们研究宇宙的行星运动提供了重要的理论基础。
丰富的理论论据，都是得益于开普勒定律的发现，在太阳系行星环绕太阳的轨道，以及行星本身运动速率搞清楚方面都有重大成就。
此外，开普勒定律还对计算机科学有重大的贡献，引起了许多新的研究，如图灵机，也为人类探索太空带来了绝佳的机会，比如月球探测，火星探测，地外行星探测等。
开普勒定律的发现，比其他任何科学发现都有更深远的意义，没有它的帮助，人类就不可能探索和了解宇宙，就不可能进行太空探测，让人类在宇宙之间自由穿梭，就没有今天的太空文明。
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第六章 万有引力定律 第一定律可由求轨道方程直接证明； 第二定律则是角动量守恒的直接结果； 第三定律可由轨道方程和角动量定理得到证明. 开普勒定律所描述的运动是相对于日心—恒星参考系的.
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远日点太阳 近ຫໍສະໝຸດ 点上页 下页 返回 结束第六章 万有引力定律
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第六章 万有引力定律
(3)周期定律 行星绕太阳运动的椭圆轨道半长轴 a 的 立方与周期 T 的平方之比为常量.
a3 T2
常量
这一常量对所有行星均相同(严格说应略有差异)仅与
太阳性质有关,称开普勒常数.
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第六章 万有引力定律
第六章 万有引力定律
§6.1 开普勒定律
1.发展史 2.行星运动的开普勒定律
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第六章 万有引力定律
第六章 万有引力定律
§6.1 开普勒定律
1.发展史 2.行星运动的开普勒定律 (1)轨道定律 每个行星都各在以太阳为焦点的一个椭 圆轨道上运动.
(2)面积定律 由太阳到行星的矢径,在相等的时间内扫 过相等的面积.