同样在确定火星等的轨道时,我们要首先选择这一“基线”,但由于我们所有测量都是在运 动的地球上测得,因此首先要确定地球的轨道 a)地球轨道的确定 基线”的两点,一点太阳S,另一点火星M(是在太阳、地球和火星连成一线时 确定M,如图) 每一个火星年(1.88年),火星都会回到E2 A的位置,但地球处于不同的E1,E2, ------ E3,…位置,由于SM距离已知,故E1,E2, E3,…等点构成了地球的轨道。 地球轨道确定后,开普勒发现太阳并不位于地球圆形轨道的中心。这时他发现传统行星 绕太阳匀速圆周运动的图像无法解释偏心圆的轨道。同时,他发现在近日点和远日点地球的 速率不同,与到太阳的距离成反比,由此他进而发现开普勒第二定律。 b)确定火星轨道 由于地球轨道的确定,“基线”选择在地球的轨道上。在相隔一个火星年,地球处 在两个不同的轨道位置上(如E1和E2),而火星处在同一轨道位置(如M1),如图所 s M 在多年数据中,确定了10个火星轨道位置,这时他发现太阳偏离轨道中心更远,他用 偏心圆的轨道所计算出的方位角与实测的方位角最大有8的误差,但他尝试用卵形线轨道 发现在同一经度所计算得数据误差的大小正好与偏心圆轨道所得误差的大小相等,但误差符 号相反。→尝试介于偏心圆和卵形线之间椭圆轨道,误差消除。→椭圆轨道(第一定律) c)当时各大行星的周期T和平均半径a已知,详见讲义 他又用了十余年,终于发现了T2∝a3,这是他称之为和谐定律同样在确定火星等的轨道时，我们要首先选择这一“基线”，但由于我们所有测量都是在运 动的地球上测得，因此首先要确定地球的轨道。 a) 地球轨道的确定： “基线”的两点，一点太阳 S，另一点火星 M（是在太阳、地球和火星连成一线时 确定 M，如图） 每一个火星年(1.88 年)，火星都会回到 M 的位置，但地球处于不同的 E1 ， E2 ， E3 ，…位置，由于 SM 距离已知，故 E1 ，E2 ， E3 ，…等点构成了地球的轨道。 地球轨道确定后，开普勒发现太阳并不位于地球圆形轨道的中心。这时他发现传统行星 绕太阳匀速圆周运动的图像无法解释偏心圆的轨道。同时，他发现在近日点和远日点地球的 速率不同，与到太阳的距离成反比，由此他进而发现开普勒第二定律。 b) 确定火星轨道 由于地球轨道的确定，“基线”选择在地球的轨道上。在相隔一个火星年，地球处 在两个不同的轨道位置上（如 E1 和 E2 ），而火星处在同一轨道位置（如 M1 ），如图所 示 ： 在多年数据中，确定了 10 个火星轨道位置，这时他发现太阳偏离轨道中心更远，他用 偏心圆的轨道所计算出的方位角与实测的方位角最大有8′ 的误差，但他尝试用卵形线轨道， 发现在同一经度所计算得数据误差的大小正好与偏心圆轨道所得误差的大小相等，但误差符 号相反。⇒尝试介于偏心圆和卵形线之间椭圆轨道，误差消除。⇒椭圆轨道(第一定律) c) 当时各大行星的周期 T 和平均半径 a 已知，详见讲义 他又用了十余年，终于发现了 2 3 T a ∝ ，这是他称之为和谐定律。 E3 E2 E1 S E M E4 E2 E1 M2 M1 S E3