Кеплера законы, три закона движения планет

          открыты Иоганом Кеплером в начале 17 в. 
Основной труд Кеплера "Новая астрономия", напечатанный в 1609, содержал два первых закона. Третий закон был открыт позднее: в 3-й главе 5-й книги "Гармония Мира" (1619) Кеплер отметил, что идея нового закона блеснула у него внезапно 8 марта 1618 года, а 15 мая он закончил все необходимые вычисления, которые показали, что закон верен. В дальнейшем законы движения небесных тел уточнялись и окончательно получили следующую формулировку.

Первый закон Кеплера:  в невозмущённом движении (т. е. в задаче двух тел) орбита движущейся точки есть кривая второго порядка, в одном из фокусов которой находится центр силы притяжения. Таким образом, орбита материальной точки в невозмущённом движении - это некоторое коническое сечение, то есть окружность, эллипс, парабола или гипербола. 

     Третий закон может быть применен только для случая эллиптических орбит, а поэтому не имеет такого общего значения, как два первых закона. Однако, будучи применен к планетам, спутникам планет, компонентам двойных звёзд, движущимся по эллиптическим орбитам, он позволяет определить некоторые характеристики небесных светил. Так, на основании третьего закона возможно подсчитать массы планет, принимая массу Солнца m0 = 1. Зная из наблюдений период обращения одного компонента двойной звезды относительно другого и измерив её параллакс, можно найти сумму их масс. Если параллаксы звёзд неизвестны, то на основании допущения, что массы компонентов соответствуют их физическим особенностям, по третьему закону можно вычислить расстояния до звёзд (это так называемы динамические параллаксы звёзд).
     Открыв первые два закона, Кеплер составил основанные на них таблицы движения планет, опубликованные в 1627 под названием "Рудольфовых таблиц". Эти таблицы по своей точности далеко превзошли все прежние, и ипользовались в практической астрономии на протяжении 17 и 18 вв. Успех Кеплера в объяснении движения планет обусловлен новым методологическим подходом к решению вопроса: впервые в истории астрономии была сделана попытка определить планетные орбиты непосредственно из наблюдений.
     Уже Кеплеру было ясно, что открытые им законы не являются совершенно строгими. Если для планет они выполняются с большой точностью, то для того, чтобы представить движение Луны, оказалось необходимым ввести эллипс с вращающейся линией апсид и добавить неравенства, называемые эвекцией и вариацией. Эти неравенства были открыты эмпирически ещё Птолемеем во 2 в. (эвекция) и Т. Браге в 16 в. (вариация) и объяснены только после открытия в 17 в. И. Ньютоном закона всемирного тяготения (см. Ньютона закон тяготения). К. з., найденные из наблюдений, были выведены Ньютоном как строгое решение задачи двух тел.
     Еще задолго до нашей эры астрономы обратили внимание на пять особенных светил, которые на первый взгляд похожи на звезды. Однако, в отличие от звезд они светят спокойным немерцающим светом, а некоторые из них значительно превосходят звезды по своему блеску на небе. Но самая главная особенность этих светил заключается в том, что они не сохраняют постоянного положения в созвездиях, а перемещаются по небесной сфере, переходя из одного созвездия в другое. По этой причине древнегреческие наблюдатели неба назвали их планетами, что в переводе означает блуждающие светила. 
     Великий польский ученый Николай Коперник (1473 — 1543) пришел к выводу, что планеты, как и наша Земля, обращаются вокруг Солнца. Самой близкой к Солнцу планетой является Меркурий. Далее следуют Венера, Земля, Марс, Юпитер и Сатурн. Позже были открыты еще три планеты: Уран, Нептун и Плутон. Таким образом, вокруг Солнца обращается девять планет. 
Планеты не являются самосветящимися телами, а светят отраженным светом Солнца. Воображаемые траектории, по которым движутся планеты, называют их орбитами. Чем дальше находится планета от Солнца, тем меньше ее орбитальная скорость и больше период обращения. Положения планет относительно Земли и Солнца периодически изменяются, и вместе с тем изменяются условия наблюдения планет. Орбиты планет лежат в плоскостях, близких к плоскости эклиптики, так что искать планеты следует в зодиакальных созвездиях. 
     Ближайшие к Солнцу планеты Меркурий и Венера наблюдаются либо на западе сразу после захода Солнца, либо на востоке перед его восходом. Условия наблюдения Меркурия редко бывают хорошими. Обычно его слабый блеск теряется в лучах восходящего или заходящего Солнца. Зато Венера в максимуме блеска значительно превосходит все светила неба, за исключением Солнца и Луны. Наилучшие условия наблюдения Марса, Юпитера и Сатурна наступают тогда, когда эти планеты находятся в противостоянии, т. е. в противоположной от Солнца стороне, и кульминируют в полночь. Планеты Уран, Нептун и Плутон невооруженным глазом не наблюдаются. 
     До конца XVI в. ученым не удавалось точно рассчитать относительное положение планет на несколько лет вперед. Получалось заметное расхождение теоретических расчетов с результатами наблюдений. Причина заключалась в ошибочном предположении, что планеты равномерно движутся по окружностям вокруг Солнца. Кинематические законы движения планет были открыты лишь в начале XVII в. австрийским астрономом и математиком Иоганном Кеплером (1571 — 1630) 

Обычно расстояния планет от Солнца выражают в астрономических единицах (а. е.), принимая за 1 а. е. большую полуось земной орбиты.