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这样学高中物理更有益——力学部分
Learning High School Physics This Way is More Beneficial—Mechanics Section

在太阳系这样的系统中，行星轨道是难以维持圆形的。圆轨道要求行星
的公转速率保持恒定，如果太阳系只有一颗行星，这个条件不难满足。但事
实上行星不止一颗，它们相互之间也有引力扰动，会直接影响轨道的形状。
以火星为例，就算它的初始轨道是正圆，但每当它和木星绕到太阳的同一侧
时，木星引力就会“拉”它一把，使它变速。很快，火星轨道就会偏离正圆，
最终变成一个基本稳定的椭圆。行星轨道也不会是非常扁的椭圆，而是更接
近于正圆。这也许可以看作是一种“自然选择”。首先，一颗轨道很扁的行星，
会有更大的概率和其他行星靠得很近，从而受到更强的引力扰动，使轨道不
再稳定。其次，如果多颗行星的轨道都很扁，这些轨道就很容易形成交叉，
行星碰撞的概率也会大大增加。
完美的圆轨道只是理想情况，可望而不可及。不过宇宙之大，无奇不有，
十分接近圆轨道的情况也不在少数。土星光环就是一个例子。

知识窗

开普勒定律是开普勒发现的关于行星运动的定律。他于 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。开普勒很幸运地能够得到著名丹麦天文学家第谷·布拉赫 20 多年
所观察与收集的非常精确的天文资料。大约于 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′ 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。开普勒

的定律给予亚里士多德派与托勒密派在天文学与物理学上极大的挑战。他主
张地球是不断地移动的；行星轨道不是正圆，而是椭圆形的；行星公转的速

度不等恒。这些论点，大大地动摇了当时的天文学与物理学。经过了几乎一
世纪披星戴月，废寝忘食的研究，物理学家终于能够用物理理论解释其中的

道理。牛顿利用他的第二定律和万有引力定律，在数学上严格地证明开普勒
定律，也让人们了解其中的物理意义。

1601 年，第谷逝世。约翰·开普勒接替了第谷的工作，开始编制鲁道夫星表。

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