开普勒

开普勒三大定律分别是什么时候学的
约翰内斯·开普勒（Johannes Kepler）是一位著名的德国天文学家和数学家，他在17世纪初提出了一系列关于行星运动规律的理论，其中最为著名的就是开普勒
三大定律。

这三大定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。

下面将分别介绍这三大定律是在什么时候学的。

开普勒第一定律
开普勒第一定律又称椭圆轨道定律。

开普勒于1609年在他的著作《新天文学》中首次提出这一定律。

这一定律表明，每颗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。

这一定律揭示了行星运动的基本轨道形状，是天文学史上的重大突破。

开普勒第二定律
开普勒第二定律又称面积速度定律。

开普勒在1618年的著作《行星运动的和谐》中提出了这一定律。

开普勒第二定律表明，太阳和行星之间的连线在相等时间内扫过的面积是相等的。

这意味着行星在远离太阳的轨道上运动较快，在靠近太阳的轨道上运动较慢，从而揭示了行星运动的速度规律。

开普勒第三定律
开普勒第三定律又称周期定律。

在1619年的著作《余数秘密》中，开普勒提
出了这一定律。

开普勒第三定律指出，行星绕太阳公转的周期的平方与它们到太阳的平均距离的立方成正比。

这一定律揭示了行星运动周期与轨道距离之间的定量关系，是开普勒三大定律中最为重要的一条。

总的来说，开普勒三大定律的提出为天文学和物理学领域的发展做出了重要贡献，深刻影响了后世的物理学家和天文学家，并成为日后高级的万有引力定律的奠基石。

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。

约翰尼斯·开普勒约翰尼斯·开普勒约翰尼斯·开普勒(Johanns Ke-pler,1571—1630),杰出的德国天文学家，他发现了行星运动的三大定律，分别是轨道定律、面积定律和周期定律，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。

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，同时他对光学、数学也做出了重要的贡献，他是现代实验光学的奠基人。

简介行星运动定律的创立者约翰尼斯·开普勒于公元1571年出生在德国的威尔德斯达特镇，恰好是哥白尼发开普勒表《天球运行论》后的第二十八年。

哥白尼在这部伟大著作中提出了行星绕太阳而不是绕地球运转的学说。

开普勒就读于蒂宾根大学，1588年获得学士学位，三年后获得硕士学位。

当时大多数科学家拒不接受哥白尼的日心说。

在蒂宾根大学学习期间，他听到对日心学说所做的合乎逻辑的阐述，很快就相信了这一学说。

”编辑本段人物生平在蒂宾根大学毕业后，开普勒在格拉茨研究院当了几年教授。

在此期间完成了他的第一部天文学著作（1596年）。

虽然开普勒在该书中提出的学说完全错误，但却从中非常清楚地显露出他的数学才能和富有创见性的思想，于是伟大的天文学家第谷·布拉赫邀请他去布拉格附近的天文台给自己当助手。

开普勒接受了这一邀请，1600年1月加入了泰修的行列。

第谷翌年去世。

开普勒在这几个月来给人留下了非常美好的印象，不久圣罗马皇帝鲁道夫就委任他为接替第谷的皇家数学家。

开普勒在余生一直就任此职。

作为第谷·布拉赫的接班人，开普勒认真地研究了第谷多年对行星进行仔细观察所做的大量记录。

第谷是望远镜发明以前的最后一位伟大的天文学家，也是世界上前所未有的最仔细、最准确的观察家，因此他的记录具有十分重大的价值。

开普勒三大定律的由来是什么
开普勒三大定律，是描述行星运动规律的基础理论。

这三大定律由德国天文学
家开普勒在16世纪末至17世纪初发现并总结，对于理解和预测行星运动的规律
具有重要意义。

那么，开普勒三大定律的由来是什么呢？
1. 第一定律
第一定律，也称作椭圆轨道定律，揭示了行星绕太阳运动的轨道形状。

开普勒
发现，行星轨道并非完全是圆形，而是椭圆形，并且太阳位于椭圆轨道的一个焦点上。

这一发现对于当时关于地球位于宇宙中心的地心说提出了挑战，同时也开创了近代天文学的发展。

2. 第二定律
第二定律，也称为面积定律，描述了行星在其椭圆轨道上的运动速度如何变化。

开普勒发现，相同时间内，行星与太阳连线所扫过的面积相等。

也就是说，在近日点附近，行星运动速度较快，远离太阳的远日点处速度较慢。

这一发现深化了对行星运动规律的理解。

3. 第三定律
第三定律，也称为周期定律，揭示了行星公转周期与轨道半长径之间的关系。

开普勒发现，行星的公转周期的平方与轨道半长径的立方成正比。

这一定律表明，不同行星之间的运动规律存在严格的数学关联，为天体运动的研究提供了重要线索。

综合来看，开普勒三大定律的由来从开普勒通过观测数据总结出这三大规律开始。

通过精确的观测与数学分析，开普勒揭示了行星运动的基本规律，推动了天文学的发展，为后人提供了重要的理论基础。

这三大定律的发现，开创了近代天文学的新篇章，对于解释和预测行星运动提供了坚实的理论支持。

开普勒三大定律的名称
开普勒三大定律，是描述行星运动规律的准确而简洁的定律。

这三大定律由德
国天文学家开普勒在16世纪提出，为后世天文学研究提供了重要理论基础。

开普
勒的三大定律分别是“椭圆轨道定律”、“面积速度定律”和“轨道周期定律”。

1. 椭圆轨道定律
椭圆轨道定律规定：行星绕太阳运行的轨道是椭圆形的，太阳处于椭圆的一个
焦点上。

这个定律的发现为当时人们对行星运动规律的认识提供了重要线索，揭
示了行星轨道不是完全圆形，而是椭圆形的事实。

2. 面积速度定律
面积速度定律表明：在相等的时间内，行星与太阳连线所扫过的面积是相等的。

这个定律说明了行星在不同位置的运动速度是不同的，当行星距太阳较远时，它
的运动速度会变慢，太阳连线所扫过的面积会增加，反之亦然。

3. 轨道周期定律
轨道周期定律描述了行星绕太阳公转的周期与其平均距离的三次方成正比。

换
句话说，离太阳较近的行星公转周期短，离太阳较远的行星公转周期长。

这个定
律揭示了行星轨道周期与距离的规律，并为后来牛顿的普遍引力定律提供了重要
的理论支持。

总之，开普勒三大定律提供了深刻而准确的描述行星运动规律的理论基础，为
后续天文学和物理学的发展奠定了基础。

通过深入研究这三大定律，我们可以更好地理解宇宙中天体的运动规律，探索宇宙的奥秘。

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。

开普勒三大定律
开普勒三大定律是德国天文学家约翰内斯·开普勒在17世纪初根据对丹麦天文学家第谷·布拉赫的天文观测数据进行分析后提出的，它们描述了行星围绕太阳运动的规律。

第一定律：椭圆轨道定律
开普勒的第一定律指出，所有行星围绕太阳的轨道都是椭圆形的，太阳位于这些椭圆的一个焦点上。

这意味着行星与太阳之间的距离在运动过程中会发生变化，行星在靠近太阳的点（近日点）和远离太阳的点（远日点）之间移动。

第二定律：面积速度定律
开普勒的第二定律，也称为等面积定律，说明行星在轨道上移动时，它与太阳的连线在相等时间内扫过的面积是相等的。

这意味着行星在靠近太阳时移动速度更快，而在远离太阳时移动速度较慢。

第三定律：调和定律
开普勒的第三定律，也称为调和定律，表明行星绕太阳公转周期的平方与它到太阳的平均距离的立方成正比。

数学上可以表示为 \( T^2 \propto a^3 \)，其中 \( T \) 是行星的公转周期，\( a \) 是行星轨道的半长轴。

这个定律适用于所有行星，并且可以用来预测行星的运动周期或者计算它们到太阳的距离。

开普勒的三大定律不仅适用于太阳系内的行星，也适用于其他恒星系统内的行星运动，是天文学和物理学中非常重要的基本定律。

它们为后来的牛顿万有引力定律提供了重要的观测基础，牛顿的万有引力定律进一步解释了为什么行星会遵循开普勒定律。

开普勒定律的数学证明
开普勒定律的数学证明涉及物理学和天文学的知识，其核心内容是：
1.开普勒第一定律：描述了行星轨道的形状。

根据牛顿万有引力定律
和牛顿第二运动定律，可以推导出行星轨道是一个椭圆，其中恒星
位于椭圆的一个焦点。

2.开普勒第二定律：也称为面积速度守恒定律，它表明行星和恒星之
间的连线在相等时间内扫过相等的面积。

这一定律实际上是角动量
守恒的体现。

在数学上，可以得到表达式( r\dot{\theta}\hat{\bold symbol{\theta}}=\boldsymbol{C} )，其中( r ) 是行星到恒星的距离，( \dot{\theta} ) 是行星在轨道上的角速度，( \hat{\boldsymb ol{\theta}} ) 是垂直于轨道平面的单位向量，( \boldsymbol{C} )
是一个常数向量。

3.开普勒第三定律：揭示了行星轨道周期与其轨道半长轴之间的关
系。

通过牛顿万有引力定律和牛顿第二运动定律，可以推导出行星
轨道周期的平方与其轨道半长轴的立方成正比。

这些定律的数学证明通常涉及复杂的物理公式和数学推导，需要使用微积分、向量分析等数学工具，以及对牛顿运动定律和万有引力定律的深入理解。

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。

开普勒三大定律内容及公式高中
开普勒三大定律是描述行星运动规律的重要定律，是天文学的基础之一。

这三
大定律分别是：
第一大定律（开普勒轨道定律）：行星绕太阳的轨道形状为椭圆，太阳在椭圆
的一个焦点上。

第二大定律（开普勒面积定律）：行星与太阳连线在相等时间内扫过相等面积。

第三大定律（开普勒运动定律）：行星公转周期的平方与它到太阳的平均距离
的立方成正比。

开普勒第一定律揭示了行星轨道的形状特点，即椭圆形状，并确定了太阳在椭
圆的一个焦点上，而开普勒第二定律则说明了在不同时间段内，行星与太阳连线所扫过的面积相等，这说明了行星在不同时期的速度是不同的。

最后，开普勒第三定律揭示了行星的公转周期与其到太阳的平均距离之间的关系，表明这两个量之间存在某种规律性。

开普勒三大定律还可以用数学公式来描述：假设一个行星的半长轴为a，离心
率为e，该行星的公转周期为T，离太阳最近距离为r1，离太阳最远距离为r2。

那么，开普勒三大定律可以表示为以下公式：
•第一大定律：e = c/a, 其中 c表示焦距。

•第二大定律：|r1^2・θ1 - r2^2・θ2| = ΔA, 其中ΔA 表示两个时间段内扫过的面积差。

•第三大定律：T^2 ∝ a^3。

通过这些公式，我们可以更直观地理解开普勒三大定律对行星运动规律的描述。

它们为我们提供了在天文学中解释和预测行星运动的基本原理，是研究宇宙运动规律中至关重要的一部分。

总的来说，开普勒三大定律的内容和公式不仅在高中物理课程中被广泛教授，
也对探索宇宙运动规律具有深远的影响，是物理学和天文学领域不可或缺的重要基础知识。

开普勒三大定律定义
开普勒是一个伟大的天文学家，他提出了开普勒三大定律，这些定律帮助我们
理解和描述行星运动的规律。

开普勒三大定律分别为行星轨道定律、面积定律和周期定律。

1. 行星轨道定律
开普勒的第一个定律也被称为椭圆轨道定律。

根据这个定律，行星绕太阳的轨
道是一个椭圆，而太阳位于椭圆一个焦点上。

在椭圆轨道中，行星离太阳最近的点称为近日点，离太阳最远的点称为远日点。

开普勒的第一个定律揭示了行星绕太阳运动的轨道形状。

2. 面积定律
开普勒的第二个定律也被称为面积速度定律。

根据这个定律，行星在相等时间
内在轨道上划过的面积是相等的。

也就是说，当行星更接近太阳时，它在单位时间内划过的面积更大；当行星离太阳较远时，划过的面积较小。

这个定律帮助我们理解了行星在轨道上运动的速度变化规律。

3. 周期定律
开普勒的第三个定律也被称为周期定律。

根据这个定律，行星绕太阳运动的周
期的平方与它和太阳之间的平均距离的立方成正比。

这个定律表明，行星离太阳越近，它绕太阳一周的时间越短；反之，行星离太阳越远，绕太阳一周的时间越长。

周期定律揭示了不同行星围绕太阳运动的规律性。

以上就是开普勒的三大定律的定义。

这些定律帮助我们理解了行星运动的规律，为我们研究宇宙提供了强大的工具。

通过研究这些定律，我们可以更深入地了解宇宙中的奥秘，探索行星和太阳系的运行规律。

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。

开普勒三大定律公式及内容开普勒三大定律在天文学中可是超级重要的存在呀！这三大定律就像是解开宇宙奥秘的三把神奇钥匙。

咱们先来说说开普勒第一定律，也叫轨道定律。

它说的是所有行星绕太阳运动的轨道都是椭圆，太阳处在椭圆的一个焦点上。

想象一下，行星们就像一群调皮的孩子，绕着太阳这个“大家长”在椭圆轨道上欢快地奔跑。

我记得有一次在学校给学生们讲解这个定律的时候，有个小同学瞪着大眼睛问我：“老师，那为啥行星的轨道不是正圆呢？”我笑着回答他：“这就好像你跑步，不一定每次都沿着一个完美的圆形跑道跑，可能会有点偏差，行星们也是这样啦。

”这个小家伙似懂非懂地点点头，那模样可爱极了。

开普勒第二定律，又叫面积定律。

说的是行星和太阳的连线在相等的时间内扫过相等的面积。

这就好比行星在“赶路”的时候，离太阳近就跑得快，离太阳远就跑得慢，但是它们很努力地保证在相同时间里走过的“路程”是公平的。

说到这儿，我想起曾经在天文馆看到过一个演示模型，那模型清楚地展示了行星如何按照这个定律运动。

当时周围的小朋友们都看得入了神，嘴里还不停地念叨着：“太神奇啦！”最后是开普勒第三定律，也被称为周期定律。

它指出所有行星绕太阳运动的轨道半长轴的立方与公转周期的平方的比值都相等。

这有点复杂是不是？简单来说，就是不同的行星，它们的轨道大小和绕太阳一圈的时间之间有着固定的数学关系。

记得有一次我带着学生们到操场上，让他们模拟行星的运动，通过实际的体验来感受这些定律。

看着他们兴奋又认真的样子，我知道，他们对这些知识的理解更加深刻了。

在我们探索宇宙的过程中，开普勒三大定律为我们指明了方向。

它们让我们能够更好地理解行星的运动规律，预测天体的位置，甚至为我们探索更遥远的星系提供了基础。

所以呀，别小看这三个定律，它们可是天文学中的瑰宝，带领着我们不断去探索宇宙那无尽的奥秘！。

开普勒讲解
开普勒是德国著名天文学家，是现代天文学的奠基人之一。

他的最大贡献是三个开普勒定律，这些定律解释了行星运动和行星周围天体的运动。

开普勒定律也被称为行星运动定律。

第一定律说明行星运动不是一个完美的圆形，而是一种椭圆形运动。

第二定律说明行星的运动速度每秒是相等的，在离太阳很远的位置运动速度会减慢。

第三定律是关于行星公转时间和公转半径之间的关系。

开普勒还对太阳系中的彗星以及天文学中的光学仪器进行了研究，其中包括望远镜、显微镜等。

开普勒的贡献极大地促进了天文学的发展。

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。

天文学家开普勒是谁开普勒全名约翰尼斯.开普勒，是德国杰出的天文学家，发现了行星三大运动定律，为哥白尼的日心说提供了有力的证据，下面是店铺为你搜集天文学家开普勒是谁的相关内容，希望对你有帮助!天文学家开普勒简介开普勒出生于1571年，他的家庭情况并不好，出生在一个贫民家庭，位于德国威尔。

父母的文化素质都不高，父亲是一名军官，母亲是一个小旅馆主人的女儿。

开普勒的身体也不好，因为他是一个早产儿，而且还在四岁的时候受到了天花和猩红热的侵袭，使其视力大大的衰退，并且导致一只手行动不便，成为了残疾。

在其16岁的时候，进入蒂宾根读书，这个阶段可以说是其思想成型的阶段，信奉哥白尼的日心说。

其还获得了硕士学位，被聘请到格拉茨去任教，之后，他的一生有了极大的转折，遇到了第谷，并且一同进行了天文观测。

这对于他的成就有着极大的好处，而且第谷去逝的时候，将自己的所有资料都留给了开普勒。

开普勒的成就虽然是伟大的，但是他的一生却一直生活在困苦中，贫穷加上操劳使他的健康受到了极大的影响，因为没钱，他的孩子大多早早的就夭折了，而其也在一次去索要薪水的时候，不幸染上热病而死。

开普勒简介看起来是非常简单的，从这份简介中可以看出，他的一生是悲惨的，如此伟大的科学家却因为贫困而早逝，不能不说是科学史上的一大悲哀。

开普勒的贡献开普勒揭示了视网膜的作用，并且明确地分析出了近视和远视的原因。

在1609年的时候开普勒的《天文学中的光学》一书问世了。

开普勒望远镜，就是折射式望远镜的一种。

一开始是由德国科学家约翰内斯·开普勒发明的。

其实，大部分的折射式天文望远镜的光学系统，都来源于开普勒式。

开普勒在他的《彗星论》中说过了，彗星的尾巴是背着太阳的，造成这种现象的原因就是，因为太阳排斥彗头的物质。

开普勒还在其他的天文学方面做出了很大的贡献。

所以说，一旦要提起天文学，那就不能不说开普勒了。

开普勒贡献，被应用到天文学中，光学方面是开普勒贡献最多的一个领域。

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
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。