60158

znajdowały się w tzw. sferach. A same planety i gwiazdy poruszały się bo bardzo skomplikowanych drogach. Ziemia znajdowała się w środku okręgu zwanego deferensem. Po tym deferensie poruszał się środek innego okręgu zwanego epicyklem. Dopiero po epicyklu poruszać się miała planeta.

Jednakże obserwowane na niebie obiekty nie znajdowały się w tym miejscu jak by to wynikało z przeprowadzonych obliczeń bazującym na tym systemie. Dlatego uczeni dodawali nowe epicykle by obliczenia zgadzały się z rzeczywistością. W końcu doszło do tego, że ten system stał się tak skomplikowany i niepraktyczny, że jakakolwiek praca w jego oparciu była bardzo uciążliwa. Mimo "udoskonaleń" jakie wprowadzano do tego systemu, ciągle obliczenia i przewidywania miejsca położenia planet nie zgadzały się z rzeczywistością. Dopiero Mikołaj Kopernik odszedł od tej koncepcji i opisał system heliocentryczny, czyli taki gdzie Słońce jest środkiem układu planetarnego, a Ziemia jest jedną z planet krążących wokół Słońca. Teoria Kopernika zawierała jeszcze wiele uproszczeń, ale stała się przełomem.

Jan Kepler mając do dyspozycji bogaty zbiór opisów obserwacji zgromadzonych przez Tychona de Brahe, rozwinął teorię Kopernika i ułożył trzy prawa, które rządzą ruchami planet.

Pierwsze prawo Keplera

Każda planeta porusza się wokół Słońca po elipsie, przy czy Słońce znajduje się w jednym z ognisk tej elipsy.

Jak się okazało Kopernik się pomylił twierdząc że planety krążą po okręgach. Kepler zamienił te okręgi na elipsy. Jednak elipsy planet w naszym układzie są tak zbliżone do okręgów, że zadziwiający jest fakt, w jaki sposób Kepler odkrył, że torem planet są elipsy a nie okręgi.

Drugie prawo Keplera

Promień wodzący skierowany od Słońca do planety zakreśla w równych odstępach czas równe pola.

Z tego prawa wynika, że planety nie mają stałej prędkości liniowej. Okazuje się, że jeżeli znajduj się bliżej Słońca to poruszają się szybciej niż wówczas gdy znajduję się od słońca dalej.

Trzecie prawo Keplera

Kwadraty okresów obiegu dowolnych dwu planet są proporcjonalne do sześcianów wielkich półosi Ich orbit.

To prawo pozwala nam już na pewne obliczenia. Wielką półoś orbity zwana Jest też średnią odległością planety od Słońca. Więc znając odległość Ziemi od Słońca, jej czas pełnego obiegu (okres) I czas pełnego obiegu innej planety, to możemy

2