太阳系行星轨道与开普勒定律 - {$web_name} 即开普勒行星运动定律

太阳系行星轨道与开普勒定律（图像：uux.cn/NASA/JPL）
（神秘的地球uux.cn）据美国宇航局（科学记者团队）：假如不是一位名叫约翰内斯·开普勒的德国数学家的岗位，我们如何理解行星运动的历程就无法述说。
开普勒的三条定律刻画了行星如何绕太阳管理。他们刻画了（1）行星如何以太阳为中心在椭圆轨道上移动，（2）行星如何在一样的时间内覆盖一样的空间面积，不管它在轨道上的最新科幻大片测评什么位置，以及（3）行星的轨道周期与其轨道大小成比例。
从太阳北极上方看，这些行星以逆时针方向绕太阳管理，这些行星的轨道都与天文学家所说的黄道面对齐。
约翰内斯·开普勒是谁？
约翰内斯·开普勒于1571年12月27日出生于符腾堡州的威尔德施塔特，也就是如今的德国巴登-符腾堡。

约翰内斯·开普勒（1571-1630）是一位德国天文学家，以确定行星绕太阳管理的三个原理而闻名，即开普勒行星运动定律。由uux.cn加州理工学院档案馆提供
身为一个相当虚弱的年轻人，才华横溢的开普勒很早就转向了数学和天体探究。当他六岁的时候，他的母亲强调了一颗在夜空中可见的彗星。开普勒九岁的写给老友的话：清醒文案时候，有一天晚上，他的父亲带他去星空下观察月食。这些事情都给开普勒年轻的头脑留下了生动的印象，并使他走向了献身于天文学的日常。
开普勒在动荡的17世纪初日常和岗位在奥地利的格拉茨。由于那个时代普遍的宗教和政治艰难，开普勒于1600年8月2日被驱逐出格拉茨。
幸运的是，他在布拉格找到了丹麦著名天文学家第谷·布拉赫（通常以他的名字命名）的助理岗位。开普勒举家从横跨多瑙河300英里（480公里）的格拉茨搬到第谷的家中。

火星的全球镶嵌图是使用维京1号轨道飞行器1980年2月取景的图像制作的。马赛克显示了全部水手谷峡谷操控系统横跨火星中心。它长2000多英里（3000公里），宽370英里（600公里），深5英里（8公里）。图像：uux.cn全国航空和航天局
开普勒与火星难题
第谷是一位才华横溢的天文学家。他在没有望远镜的合作下达成了他那个时代最精确的天文观测。在早些时候的一次会议上，他对开普勒的营收增长报道探究印象深刻。
但是，一些历史学家觉得第谷不信任开普勒，忧虑他聪明的年轻实习生或许会让他黯然失色，变成当时首屈一指的天文学家。正由于如此，他只让开普勒目睹了他收集的众多行星资料的一若干。
第谷把知晓火星轨道的任务交给了开普勒。火星的运动是有难题的——它不太符合希腊哲学家和科学家亚里士多德（公元前384年至322年）和埃及天文学家克劳迪乌斯·托勒密（约公元前100年至170年）所刻画的模型。亚里士多德觉得地球是宇宙的中心，太阳、月亮、行星和恒星都围绕着地球旋转。托勒密将这一概念进展成一个规范化的地心模型（如今称为托勒密操控系统），以地球为中心，身为宇宙中心的静止物体。
历史学家觉得，第谷将火星难题交给开普勒的若干动机是期盼在第谷奋斗完善自己的太阳系理论时，火星难题能让开普勒持续占据。该理论基于托勒密025续航测试专题地心模型，即水星、金星、火星、木星和土星都围绕太阳管理，而太阳又围绕地球管理。
事实证明，与第谷各异，开普勒坚信一种被称为日心模型的太阳系模型，该模型正确地将太阳置于其中心。这也被称为哥白尼操控系统，由于它是由天文学家尼古拉斯·哥白尼（1473-1543）开发的。但火星轨道呈现难题的缘由是，哥白尼操控系统失误地将行星的轨道假设为圆形。
和他那个时代的许多哲学家一样，开普勒有一个神秘的信念，觉得圆是宇宙的完美形状，所以他也觉得行星的轨道必须是圆形的。多年来，他一直在奋斗使第谷对火星运动的观测与圆形轨道相匹配。
开普勒最后意识到行星的轨道不是完美的圆。他的真知灼见是行星以细长或扁平的椭圆运动。
第谷在火星运动方面遇到的特别艰难是由于它的轨道是他拥有众多资料的行星中最椭圆的。所以，具有讽刺意味的是，第谷无意中向开普勒提供了他的资料，使他的助手能够制定出正确的太阳系理论。
椭圆的基础性质
由于行星的轨道是椭圆，所以回顾椭圆的三个基础性质或许会有所合作：
1.椭圆由两个点定义，每个点称为中心，一起称为中心。从椭圆上的任何点到中心的距离之和总是一个常数。2.椭圆的展平量称为偏心率。椭圆越平坦，它就越偏心。每个椭圆的偏心率都在零（圆）和一（本质上是一条平线，技术上称为抛物线）之间。3.椭圆的最长轴称为长轴，而最短轴称为短轴。长轴的一半被称为半长轴。
在确定行星的轨道是椭圆形后，开普勒制定了行星运动的三个定律，也精确地刻画了彗星的运动。
开普勒定律
1609年，开普勒发表了《天文学新星》，阐释了如今被称为开普勒的前两个行星运动定律。开普勒注意到，不管行星在其轨道上的位置如何，从行星到太阳的一条假想线都会在相等的时间内扫过相等的空间面积。假如你画一个三角形，从太阳到行星在某个时间点的位置，再到后来某个固定时间的位置，那么这个三角形的面积在轨道上的任何地方都是一样的。
以便让所有这些三角形都有一样的面积，行星在靠近太阳时必须移动得更快，但在离太阳更远时移动得更慢。这一察觉成以便开普勒轨道运动的第二定律，并导致了开普勒第一定律的做到：行星在椭圆中移动，太阳位于一个中心，偏离中心。
1619年，开普勒发表了《调和蒙迪》，在书中他刻画了自己的“第三定律”。第三定律表明，行星与太阳的距离和绕太阳公转的时间之间存在精确的数学关系。
以下是开普勒的三条定律：
开普勒第一定律：每颗行星围绕太阳的轨道都是一个椭圆。太阳的中心总是位于椭圆的一个中心上。这颗行星在其轨道上遵循椭圆，这意味着随着行星绕其轨道管理，行星与太阳的距离不断转变。
开普勒第二定律：当行星绕轨道管理时，连接行星和太阳的假想线在相等的时间间隔内扫过或覆盖相等的空间面积。基础上，这些行星不会沿着它们的轨道以恒定的速度移动。相反，它们的速度会发生转变，所以连接太阳和行星中心的线在一样的时间内覆盖一样的面积。行星离太阳最近的点被称为近期点。最大的分离点是远日点，所以依据开普勒第二定律，行星在近期点移动最快，在远日点移动最慢。
开普勒第三定律：行星的轨道周期平方与其轨道的半长轴立方成正比。这以方程的形式写成p2＝a3。开普勒第三定律表明，行星绕太阳管理的周期随着其轨道半径的增多而迅速增多。水星是最内层的行星，绕太阳管理仅需88天。地球需要365天，而遥远的土星也需要10759天。
今日我们如何使用开普勒定律
当开普勒提出他的三条定律时，他并不得知引力，引力是将行星维持在绕太阳轨道上的缘由。但开普勒定律对艾萨克·牛顿进展万有引力理论起到了重大作用，该理论阐释了开普勒第三定律背后的未知力。开普勒和他的理论对理解太阳系动力学至关重大，也是更精确地近似行星轨道的新理论的跳板。但是，他的第三定律只适用于我们太阳系中的物体。
牛顿版次的开普勒第三定律允许我们计算太空中任何两个物体的品质，假如我们得知它们之间的距离以及它们绕彼此轨道管理的时间（它们的轨道周期）。牛顿意识到，太空中物体的轨道取决于它们的品质，这使他察觉了引力。
牛顿广义版的开普勒第三定律是我们今日对太空中遥远物体品质开展大多数测量的基础。这些使用含有确定围绕行星管理的卫星品质、围绕彼此管理的恒星品质、黑洞品质（使用受其引力作用的附近恒星）、系外行星品质（围绕太阳以外恒星管理的行星），以及银河系和其他星系中神秘暗物质的存在。
在规划航天器的轨道（或飞行打算），以及测量卫星和行星的品质时，现代科学家往往比牛顿更进一步。它们阐释了与阿尔伯特·爱因斯坦相对论有关的因素，这是做到现代科学测量和太空飞行所需精度所必需的。
但是，牛顿定律在许多使用中依然足够精确，开普勒定律依然是理解行星如何在太阳系中运动的极好指南。

美国全国航空航天局的开普勒太空望远镜在我们的太阳系外察觉了数千颗行星，并揭示了我们的星系中包含的行星比恒星还多。图像：uux.cn全国航空和航天局
约翰内斯·开普勒于1630年11月15日去世，享年58岁。美国全国航空航天局的开普勒太空望远镜就是以他的名字命名的。该航天器于2009年3月6日发射，花了九年时间寻找围绕银河系其他恒星管理的类地行星。开普勒太空望远镜留下了2600多个太阳系外行星察觉的遗产，其中许多或许是有期盼的生命之地。