Les lois de Kepler sont trois équations qui régissent le mouvement des corps astronomiques. Les lois de Kepler ont été découvertes pour la première fois par l’astronome du 17ème siècle Johannes Kepler lors de l’analyse des données recueillies par Tycho Brahe. Les lois de Kepler sont une extension de la théorie héliocentrique antérieure de Copernic et ont finalement ouvert la voie à la théorie complète d’Isaac Newton sur la façon dont les corps interagissent. Les équations de la gravité et du mouvement de Newton peuvent être utilisées pour dériver les lois de Kepler, si vous supposez qu’il n’y a que deux corps, dont l’un est fixe et l’autre en orbite à une vitesse inférieure à la vitesse d’échappement. Bien que les lois de Kepler aient été développées à l’origine pour expliquer les mouvements planétaires, elles s’appliquent à tout corps en orbite autour d’un corps beaucoup plus massif.
La première des lois de Kepler stipule qu’une planète, ou tout autre objet en orbite autour du Soleil, suit une trajectoire elliptique avec le Soleil à un foyer. La forme de ces ellipses dépend de la masse du Soleil, de la position de la planète et de la vitesse de la planète. Un ensemble de six nombres, appelés éléments képlériens, peut être utilisé pour spécifier le chemin exact tracé par une planète.
La seconde des lois de Kepler dit qu’une planète en orbite trace des aires égales en des temps égaux. Si vous tracez une ligne de la planète au Soleil et additionnez la zone que la ligne parcourt pendant un intervalle de temps donné, elle est toujours constante. Cette loi est une conséquence de la conservation du moment cinétique ; si la planète se déplace plus vite, elle doit aussi être plus proche du Soleil. L’augmentation de la zone couverte par le mouvement angulaire plus important et la diminution de la zone couverte par la distance plus courte doivent exactement s’annuler l’une l’autre.
La troisième loi stipule que le carré de la période de l’orbite doit être directement proportionnel au cube du demi-grand axe de l’orbite. Le demi-grand axe est la moitié de la distance totale entre le périhélie, ou l’approche la plus proche du Soleil, et l’aphélie, ou la distance la plus éloignée du Soleil. Une planète très éloignée du Soleil, comme Neptune, a une orbite beaucoup plus grande ; elle se déplace également plus lentement, prenant plus de temps pour parcourir la même distance qu’une planète telle que Mercure. La relation exacte entre la période orbitale, le demi-grand axe, la masse et la constante gravitationnelle a ensuite été établie par Isaac Newton.