本文目录一览：
- 1、克卜勒定律？
- 2、开普勒和他的三大定律是什么，他有多伟大呢
- 3、开普勒三定律
- 4、开普勒三大定律如何证明
- 5、开普勒三大定律周期是什么 开普勒三大定律是什么
- 6、开普勒定律是怎么发现的？
- 7、德国天文学家开普勒的三大定律,年代,意义
- 8、开普勒三大定律
- 9、什么是开普勒三定律？开普勒三定律有哪些应用？
克卜勒定律？
开普勒定律是德国天文学家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。
中文名
开普勒定律
外文名
Kepler's law
别称
克卜勒定律
提出者
开普勒
提出时间
1618年
应用学科
天文学
适用领域范围
航天
开普勒定律
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( )的平方与它们轨道长半轴(ai)的立方成比例，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。第二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；ma为太阳的质量）。
数学推导
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。[1]
数学证明
第一定律的证明[2]
设定
这样，角速度是
对时间微分和对角度微分有如下关系：
根据上述关系，径向距离 对时间的导数为：
再求一次导数：
代入径向运动方程 ，
将此方程除以 ，则可得到一个简单的常系数非齐次线性全微分方程来描述行星轨道：
为了解这个微分方程，先列出一个特解
再求解剩余的常系数齐次线性全微分方程，
它的解为
这里， 与 是常数。合并特解和与齐次方程解，可以得到通解
选择坐标轴，让 。代回 ，
其中， 是离心率。
这是圆锥曲线的极坐标方程，坐标系的原点是圆锥曲线的焦点之一。假若 ，则 所描述的是椭圆轨道。这证明了开普勒第一定律。[3]
第二定律的证明[2]
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。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）。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
开普勒和他的三大定律是什么，他有多伟大呢
第一，太阳在随园的一个焦点中
第二，在相等的时间内太阳和运动的行星所扫过的面积相等。
第三，各个行的半长轴的三次方和他们周期的平方成正比。
1、开普勒定律是德国天文学家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。
2、开普勒定律适用于宇宙中一切绕心的天体运动。在宏观低速天体运动领域具有普遍意义。对于高速的天体运动，开普勒定律提供了其回归低速状态的方程。
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。
开普勒三定律
第一定律（轨道定律）：所有行星都沿各自的椭圆轨道运动，太阳在该椭圆的一个焦点上。
第二定律（面积定律）：太阳和运动着的行星之间的联线，在相等的时间内扫过的面积总相等。
第三定律（周期定律）：各个行星绕太阳公转周期的平方和它们的椭圆轨道的半长轴的立方成正比。
开普勒总结了丹麦天文学家第谷?布拉赫对天体精确观测的记录，经过辛勤的整理和计算，归纳出行星绕太阳运行的三条基本规律。开普勒定律只涉及运动学、几何学方面的内容。开普勒定律为万有引力定律的提出奠定了基础，此三定律也是星球之间万有引力作用的必然结果。
开普勒定律是开普勒发现的关于行星运动的定律。
开普勒在1609年发表了关于行星运动的两条定律：
开普勒第一定律（椭圆定律）：每一行星沿一个椭圆轨道环绕太阳，而太阳则处在椭圆的一个焦点中。
开普勒第二定律（面积定律）：从太阳到行星所联接的直线在相等时间内扫过同等的面积。
用公式表示为：SAB=SCD=SEK
1609年，这两条定律发表在他出版的《新天文学》上。
1618年，开普勒又发现了第三条定律：
开普勒第三定律（调和定律）：行星绕日一圈时间的平方和行星各自离日的平均距离的立方成正比。
用公式表示为：a3/T2=K
a=行星公转轨道半长轴
T=行星公转周期
K=常数
1619年，他出版了《宇宙的和谐》一书，介绍了第三定律，他写道：
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。
开普勒发现的行星运动定律改变了整个天文学，彻底摧毁了托勒密复杂的宇宙体系，完善并简化了哥白尼的日心说。开普勒定律为伊萨克·牛顿发现万有引力定律奠定了基础。
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。
开普勒在大学学习时就对托勒密和哥白尼体系进行了深人的对比研究，并力求进一步找出宇宙中当时已知的六大行星与太阳之间可以体现“数的和谐”的规律。1596年他的处女作《宇宙的神秘》出版，书中他利用正四面体、正方体、正八面体、正十二面体（12个五边形）、正二十面体（20个三角形）及六个球体嵌套起来，解释各行星的哥白尼轨道，其误差不超过5%。这一纯粹几何型的宇宙构想虽然没有实际意义，但他的数学才能和丰富的想象力，引起了第谷和伽利略的赞许。
开普勒对第谷交办的编制鲁道夫星表的任务，并不是机械地完成它，他自己在视力不强的条件下又做了不少观测工作，如1604年9月30日发现超新星爆发，并做了长达17个月的观测，他把这次观测结果写人了1606年发表的《蛇夫足下的新星》一文中.1607年观测到彗星即后来的哈雷彗星等，他将伽利略望远镜中的凹透镜目镜改为小凸透镜，后人称它为开普勒望远镜。1611年出版《屈光学》一书阐述望远镜理论，还清晰地引人了光线概念，研究了大气折射，提出了在小角度情况下折射角与入射角成正比，提出了光的照度定律、视觉理论等等，这些不仅有利于积累与核实观测资料，也是光学发展的重要收获，笛卡儿曾说：“开普勒是我主要的光学老师，胜过所有他人”。
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。
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：
“考虑和计算这件事差不多弄得我发疯。我实在不能明白为什么竟是椭圆？真是荒谬绝伦！难道解决直径的矛盾问题非得通过椭圆这条路不可吗？……通过推理得出的物理原则必须和经验相吻合，除了承认行星的轨道是完全椭圆之外别无它途。”
在上述工作的基础上，开普勒于1609年在《新天文学>一书中发表了他的第一、第二行星定律（椭圆轨道定律与等面积定律）。但他仍不满足于此而继续寻求各行星之间轨道参数的规律性，经过无数的试验——失败——再试验，在1619年出版的《宇宙的和谐》中他终于发现了第三定律（周期定律）。这样，简明的数学结论终于代替了过去的复杂体系模型，使哥白尼日心说取得了彻底的胜利。
开普勒通过数学规律和“鲁道夫星表”使宇宙体系获得了一个有序的图景。他还进一步寻求行星绕日体系的形成原因，提出磁力说。他在《哥白尼天文学概论》（1618～1621）一书中根据吉伯的地球是大磁体的观点，提出了自己的设想来解释行星绕日椭圆形轨道的物理原因：从太阳的“运动精灵”处发出轮辐式力线，由于太阳绕其轴自转，这些直的力线对各行星施加一种“推力”。每个行星犹如一块大磁体，其磁轴在空中运行时始终不变，即太阳排斥其中一极而又吸引另一极。他认为“重力是趋于结合或合并的同类物体之间的相互作用，类似于磁。”这些对于万有引力与重力的物理性质的早期思考，推动了万有引力的研究。
开普勒的一生迭遭病魔、贫穷、宗教冲突和战争的困扰。他是在苦难坎坷中努力奋斗终获成功的。开普勒奋斗的动力是他对天文学真实规律的执著追求和坚韧不拔克服种种困难的献身精神。第谷遗留给他的准确丰富的观测资料和他自己从无数次的失败中找到的正确方法给他提供了成功的条件。
《开普勒三大定律》是由凌源二中天文社团和Spaceteam团队利用万维望远镜制作的微视频，用以辅助人教版必修二《万有引力与航天》一章的在线教学。
第一定律：所有行星分别沿不同大小的椭圆轨道绕太阳运动，太阳处于椭圆的一个焦点上。
第二定律：在行星运动时，联结行星和太阳的线，在相等的时间内，永远扫过同样大小的面积。
第三定律：所有行星的椭圆轨道的半长轴的三次方跟公转周期的平方的比值相等。
开普勒三大定律如何证明
首先，开普勒有三大天文定律（都是针对行星绕太阳运动的）
行星运动第一定律（椭圆定律）：
所有行星绕太阳的运动轨道是椭圆，太阳位于椭圆的一焦点上。
行星运动第二定律（面积定律）：
联接行星和太阳的直线在相等的时间内扫过的面积相等。
行星运动第三定律（调和定律）：
行星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。
牛顿的万有引力定律是在调和定律的基础上提出的假设，并且被科学观测所验证。
万有引力的内容用公式表示就是：
F=G*M1*M2/(R*R)
开普勒的调和定律认为：
T*T/(R*R*R)=常数
如果我们考虑两个做星体运动的星体，以一个质量为M1的星体做参考系，那么可以看成质量为M2的星体绕M1做圆周运动，而它们之间的万有引力提供了它们做圆周运动的向心力。
即：
M2*（W*W)*R=G*M1*M2/(R*R)
而W＝2*3.14/T带入上面的式子就可以得到T平方比上R的三次方是定制，也就是开普勒定律所阐述的内容，这样就证明了牛顿引力定律。
其实科学的讲，这不叫证明，因为牛顿定律是牛顿想出来的，再通过一系列科学的观测数据来核实的，并不能从根源来证明，开普勒也是实验天文学家，他是通过对天文资料的长期观测总结猜想出他的三大定律的，物理学的发现往往就是通过猜想的.
答案补充
G，是万有引力系数，是常数，是规定死的，=6.67乘以10的负11次方，牛米方除以千克方
答案补充
牛顿知道有个引力常数，但是他没测试出来，测试出来的是英国物理学家卡文迪许，通过铅球试验测试出G的数值
答案补充
假定维持月球绕地球运动的力与使得苹果下落的力真的是同一种力的话，同样遵从平方反比的规律，那么，由于月球轨道半径约为地球半径的60倍，所以月球轨道上一个物体受到的引力，比它在地面附近时受到的引力要小，前者只有后者的60的平方分之一。根据牛顿第二定律，物体在月球轨道上运动时的加速度，也就是月球公转的向心加速度，也就应该是它在地面附近下落时的加速度的60的平方分之一
答案补充
知道月球与地球的距离，月球公转的周期，从而能够算出月球运动的向心加速度。
答案补充
数据表明，地面物体所受地球的引力，月球受到地球的引力，以及太阳与行星间的引力，是遵从同样的规律，所以，证明了万有引力的存在
答案补充
m括号2派除以T括号的平方乘以R=mg,化简得4派方R除以T方=a
首先，开普勒有三大天文定律（都是针对行星绕太阳运动的）
行星运动第一定律（椭圆定律）：
所有行星绕太阳的运动轨道是椭圆，太阳位于椭圆的一焦点上。
行星运动第二定律（面积定律）：
联接行星和太阳的直线在相等的时间内扫过的面积相等。
行星运动第三定律（调和定律）：
行星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。
牛顿的万有引力定律是在调和定律的基础上提出的假设，并且被科学观测所验证。
万有引力的内容用公式表示就是：
F=G*M1*M2/(R*R)
开普勒的调和定律认为：
T*T/(R*R*R)=常数
如果我们考虑两个做星体运动的星体，以一个质量为M1的星体做参考系，那么可以看成质量为M2的星体绕M1做圆周运动，而它们之间的万有引力提供了它们做圆周运动的向心力。
即：
M2*（W*W)*R=G*M1*M2/(R*R)
而W＝2*3.14/T带入上面的式子就可以得到T平方比上R的三次方是定制，也就是开普勒定律所阐述的内容，这样就证明了牛顿引力定律。
其实科学的讲，这不叫证明，因为牛顿定律是牛顿想出来的，再通过一系列科学的观测数据来核实的，并不能从根源来证明，开普勒也是实验天文学家，他是通过对天文资料的长期观测总结猜想出他的三大定律的，物理学的发现往往就是通过猜想的.答案补充
G，是万有引力系数，是常数，是规定死的，=6.67乘以10的负11次方，牛米方除以千克方答案补充
牛顿知道有个引力常数，但是他没测试出来，测试出来的是英国物理学家卡文迪许，通过铅球试验测试出G的数值答案补充
假定维持月球绕地球运动的力与使得苹果下落的力真的是同一种力的话，同样遵从平方反比的规律，那么，由于月球轨道半径约为地球半径的60倍，所以月球轨道上一个物体受到的引力，比它在地面附近时受到的引力要小，前者只有后者的60的平方分之一。根据牛顿第二定律，物体在月球轨道上运动时的加速度，也就是月球公转的向心加速度，也就应该是它在地面附近下落时的加速度的60的平方分之一答案补充
知道月球与地球的距离，月球公转的周期，从而能够算出月球运动的向心加速度。答案补充
数据表明，地面物体所受地球的引力，月球受到地球的引力，以及太阳与行星间的引力，是遵从同样的规律，所以，证明了万有引力的存在答案补充
m括号2派除以T括号的平方乘以R=mg,化简得4派方R除以T方=a
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。
具体内容
开普勒在1609年发表了关于行星运动的两条定律：
开普勒第一定律（椭圆定律）：每一行星沿一个椭圆轨道环绕太阳，而太阳则处在椭圆的一个焦点中。
开普勒第二定律（面积定律）：从太阳到行星所联接的直线在相等时间内扫过同等的面积。
用公式表示为：SAB=SCD=SEK
1609年，这两条定律发表在他出版的《新天文学》。
1618年，开普勒又发现了第三条定律：
开普勒第三定律（调和定律）：所有的行星的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。
用公式表示为：a^3/T^2=K
a=行星公转轨道半长轴
T=行星公转周期
K=常数
1619年，他出版了《宇宙的和谐》一书，介绍了第三定律，他写道：
“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。”
开普勒定律的意义
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！
发现
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”。
开普勒又经过9年努力，找到了行星运动第三定律：太阳系内所有行星公转周期的平方同行星轨道半长径的立方之比为一常数，这一定律也叫“调和定律”。
开普勒三大定律周期是什么 开普勒三大定律是什么
1、首先,开普勒有三大天文定律（都是针对行星绕太阳运动的） 行星运动第一定律（椭圆定律）： 所有行星绕太阳的运动轨道是椭圆,太阳位于椭圆的一焦点上，行星运动第二定律（面积定律）： 联接行星和太阳的直线在相等的时间内扫过的面积相等。 行星运动第三定律（调和定律）。
2、行星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，牛顿的万有引力定律是在调和定律的基础上提出的假设,并且被科学观测所验证。万有引力的内容用公式表示就是： F=G*M1*M2/(R*R) 开普勒的调和定律认为： T*T/(R*R*R)=常数 如果我们考虑两个做星体运动的星体,以一个质量为M1的星体做参考系,那么可以看成质量为M2的星体绕M1做圆周运动,而它们之间的万有引力提供了它们做圆周运动的向心力。
3、M2*（W*W)*R=G*M1*M2/(R*R) 而W＝2*3.14/T带入上面的式子就可以得到T平方比上R的三次方是定制,也就是开普勒定律所阐述的内容,这样就证明了牛顿引力定律. 其实科学的讲,这不叫证明,因为牛顿定律是牛顿想出来的,再通过一系列科学的观测数据来核实的,并不能从根源来证明,开普勒也是实验天文学家,他是通过对天文资料的长期观测总结猜想出他的三大定律的,物理学的发现往往就是通过猜想的，答案补充 G,是万有引力系数,是常数,是规定死的,=6.67乘以10的负11次方,牛米方除以千克方答案补充 牛顿知道有个引力常数,但是他没测试出来,测试出来的是英国物理学家卡文迪许,通过铅球试验测试出G的数值答案补充 假定维持月球绕地球运动的力与使得苹果下落的力真的是同一种力的话,同样遵从平方反比的规律,那么,由于月球轨道半径约为地球半径的60倍,所以月球轨道上一个物体受到的引力,比它在地面附近时受到的引力要小,前者只有后者的60的平方分之一.根据牛顿第二定律,物体在月球轨道上运动时的加速度,也就是月球公转的向心加速度,也就应该是它在地面附近下落时的加速度的60的平方分之一答案补充 知道月球与地球的距离,月球公转的周期,从而能够算出月球运动的向心加速度.答案补充 数据表明,地面物体所受地球的引力,月球受到地球的引力,以及太阳与行星间的引力,是遵从同样的规律,所以,证明了万有引力的存在答案补充 m括号2派除以T括号的平方乘以R=mg,化简得4派方R除以T方=a。
开普勒定律是怎么发现的？
首先，开普勒有三大天文定律（都是针对行星绕太阳运动的）
行星运动第一定律（椭圆定律）：
所有行星绕太阳的运动轨道是椭圆，太阳位于椭圆的一焦点上。
行星运动第二定律（面积定律）：
联接行星和太阳的直线在相等的时间内扫过的面积相等。
行星运动第三定律（调和定律）：
行星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。
牛顿的万有引力定律是在调和定律的基础上提出的假设，并且被科学观测所验证。
万有引力的内容用公式表示就是：
f=g*m1*m2/(r*r)
开普勒的调和定律认为：
t*t/(r*r*r)=常数
如果我们考虑两个做星体运动的星体，以一个质量为m1的星体做参考系，那么可以看成质量为m2的星体绕m1做圆周运动，而它们之间的万有引力提供了它们做圆周运动的向心力。
即：
m2*（w*w)*r=g*m1*m2/(r*r)
而w＝2*3.14/t带入上面的式子就可以得到t平方比上r的三次方是定制，也就是开普勒定律所阐述的内容，这样就证明了牛顿引力定律。
其实科学的讲，这不叫证明，因为牛顿定律是牛顿想出来的，再通过一系列科学的观测数据来核实的，并不能从根源来证明，开普勒也是实验天文学家，他是通过对天文资料的长期观测总结猜想出他的三大定律的，物理学的发现往往就是通过猜想的.
德国天文学家开普勒的三大定律,年代,意义
开普勒三大定律
1612年开普勒接受了奥地利的林茨当局的聘请，去作数学教师和地图编制工作。在这里他继续探索各行星轨道之间的几何关系，经过长期繁杂的计算和无数次失败，发现了开普勒行星运动三大定律.
这三大定律可分别描述为：所有行星分别是在大小不同的椭圆轨道上运行；在同样的时间里行星向径在轨道平面上所扫过的面积相等；行星公转周期的平方与它同太阳距离的立方成正比。
意义:这三大定律最终使他赢得了“天空立法者”的美名。为哥白尼的日心说提供了最可靠的证据.
开普勒三大定律
开普勒三大定律分别是轨道定律、面积定律、周期定律。
1、轨道定律
轨道定律是开普勒第一定律，每一行星沿一个椭圆轨道环绕太阳，而太阳则处在椭圆的一个焦点中。
2、面积定律
面积定律是开普勒第二定律，从太阳到行星所联接的直线在相等时间内扫过同等的面积。用公式表示为：SAB=SCD=SEK。
3、周期定律
周期定律是开普勒第三定律，所有的行星的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。用公式表示为：a^3/T^2=K；a=行星公转轨道半长轴；T=行星公转周期；K=常数=GM/4π^2。
开普勒定律的发现背景
1600年，开普勒来到捷克西部山城布拉格，成为第谷·布拉赫的助手。第谷将毕生观测数据交予开普勒，希望他继续编制世界上最精确的行星运行表。第二年第谷与世长辞。开普勒于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。
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秒的误差，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。
以上内容参考：百度百科-开普勒定律
什么是开普勒三定律？开普勒三定律有哪些应用？
即是行星运动的三大定律，即轨道定律，面积定律，周期定律。主要应用在天体的探测，运行规律的，以及各个星系的分析。
也叫行星运动定律，具体内容为椭圆定律，面积定律，调和定律。摧毁了本轮系，使人们对行星运动的认识得到明晰概念。
开普勒三定律：1、所有的行星分别在不同的椭圆轨道上围绕太阳运动,太阳处在这些椭圆的一个焦点上。2、对每个行星而言,行星和太阳的连线在任意相等的时间内扫过的面积都相等("面积速度"不变)。3、所有行星的椭圆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。
开普勒三定律的应用：1、开普勒三大定律是在摒弃地心说采用日心说的基础上,分析,研究他的导师——第谷在20多年时间里连续不断对行星位置所观测记录的数据的基础上发现的.2、开普勒对观测数据的分析研究,也是历经艰辛,走了不少弯路.开始时他采用的是天体运动的"神圣的","完美的","和谐的"匀速圆周运动模型,所得结果与观测数据有较大的误差.后来他怀疑并放弃了把天体运动神圣化的匀速圆周运动模型,相信并尊重观测结果,发现行星围绕太阳运动的轨道不是圆而是椭圆,从而导致科学规律的发现.
开普勒在他的导师迪谷认真研究了多年来仔细观察行星的大量记录。在望远镜发明前的最后一位伟大天文学家Digo上，开普勒认为通过对Digo的详细数学分析，可以确定哥白尼一心说、托勒密地心说和Digo提出的轨道学说哪一个是正确的。不管是地心说还是一心说，行星都被认为是进行一定速度的圆周运动。但是开普勒发现，在火星轨道上，通过哥白尼、托勒密和地谷提供的三种不同方法，即使经过多年苦心冥想和呕心沥血的数学计算，其结果也与地谷的实际观测不一致，于是他放弃了火星进行匀速圆周运动的概念，试图用不同的形象来解释。
他发现椭圆形完全适合这里的需要，可以做出同样准确的解释。最终开普勒发现，就像迪谷、哥白尼和所有古典天文学家一样，假设行星轨道由圆或复合圆组成，但实际上行星轨道是椭圆形的，而不是圆形的。就这样开普勒得到了“开普勒第一定律(轨道定律)”。火星沿着椭圆轨道绕太阳转，太阳在两个焦点之一。”可以在地球赤道上的任意两点之间保持无线通信。目前地球同步卫星的轨道半径是地球半径的6.6倍。假设地球自转周期变小，如果仍然用三个同步卫星实现，那么地球自转周期的最小值约为。
并绘制了一个同步卫星的最小轨道半径示意图，该示意图只需三个同步卫星即可在地球赤道的两点之间保持无线通信。可以从图片的几何关系中得到，同步卫星的轨道半径r=2R。如果将地球自转周期的最小值设置为T，就可以从开普勒定律中得到。
高考全国二本选择题，难度比以前的题高得多，学生必须知道为什么有最低周期才能找到资格条件。如果仍然只使用三个同步卫星来解决这个问题，那么这句话就是解决问题的关键，也就是我们常说的主题。开普勒的第三个定律适用于两个物体围绕同一个中心天体旋转的情况。简单的问题可以直接应用公式来解决。难度高的问题要理解问题的意思。
