Keplerjevi zakoni

Del niza o področju
Astrodinamika
Orbitalna mehanika
Orbitalni parametri apsidna točka argument periapside azimut izsrednost tira naklon tira srednja anomalija vozli velika polos prava anomalija
Vrste tirov dveh teles po izsrednosti krožni eliptični prenašalni (Hohmannov prenašalni bieliptični prenašalni) parabolični hiperbolični radialni z zamikom
Enačbe dinamično trenje ubežna hitrost Keplerjeve enačbe Keplerjevi zakoni orbitalna perioda orbitalna hitrost površinska gravitacija specifična orbitalna gravitacija enačba vis-viva
Nebesna mehanika
Gravitacijski vplivi baricenter Hillova krogla perturbacije krogla vpliva
Tiri N teles Lagrangeeve točke (halo) Lissajousovi Ljapunova
Inženiring in učinkovitost
Inženirstvo pred letom masno razmerje razmerje obremenitve masno razmerje raketnega goriva delta v enačba Ciolkovskega
Meritve učinkovitosti gravitacijska frača Oberthov pojav
p p u

Képlerjevi zakóni so eksperimentalno pridobljeni zakoni, ki opisujejo gibanje planetov okrog Sonca. Na osnovi svojih meritev ter meritev de Braheja jih je v letih 1609 (prvi in drugi zakon) ter 1618 (tretji zakon) zapisal nemški astrolog, astronom in matematik Johannes Kepler.

1. Planet se okrog Sonca giblje po elipsi, tako, da je Sonce v enem od gorišč elipse.
2. Zveznica med Soncem in planetom opiše v enakih časih enake ploščine. Planet se v bližini Sonca giblje hitreje kot v večji oddaljenosti. Zakon je znan tudi pod imenom izrek o ploščinski hitrosti in velja na splošno za vsa centralna gibanja.
3. Količnik kvadrata siderične periode T in kuba velike polosi elipse a je za vse planete enak:

${\displaystyle {\frac {T^{2}}{a^{3}}}={\textrm {konst}}\!\,.}$

Keplerjevi zakoni ne veljajo le za gibanje planetov okrog Sonca, ampak splošno za kroženje lažjega telesa okrog dosti masivnejšega telesa, npr. satelita okrog planeta.

Keplerjeve izkustvene zakone se da izpeljati iz Newtonovega splošnega gravitacijskega zakona.

Konstanta v tretjem Keplerjevem zakonu, ki se imenuje tudi Keplerjeva konstanta, je enaka 1 (sidersko leto)²(astronomska enota)⁻³ ali 2,9747250431×10⁻¹⁹ s²m⁻³.