Значимость законов для развития науки и научных сообществ

Итак, В 1609 году Кеплер опубликовал «Новую астрономию», которая считается первой книгой по астрономии нового времени и одним из важнейших трудов, когда-либо написанных по этой теме. В этом шедевре он сформулировал свои первые два закона движения планет. Третий закон он описал в труде «Гармония мира», изданном в Линце (Австрия) в 1619 году. Эти три закона определяют общие характеристики движения планет: форму орбиты, скорость движения и зависимость между расстоянием планеты от Солнца и временем полного оборота вокруг него.
Законы Кеплера стали важнейшим этапом в понимании и описании движения планет. Кеплер задумывался над физической причиной открытого им строения планетной системы, но в этом отношении его взгляды представляли собой смесь правильных догадок с неправильными, отдающими дань средневековью [1]. Хотя законы Кеплера имели относительно невысокую погрешность (не более 1%), все же они были получены эмпирическим способом. Теоретическое же обоснование отсутствовало. Данная проблема позже была решена Исааком Ньютоном, который в 1682-м году открыл закон всемирного тяготения. Благодаря этому закону удалось описать подобное поведение планет. Законы Кеплера стали важнейшим этапом в понимании и описании движения планет.
Законы Кеплера по своему содержанию являются физическими, опытными. Они описывают кинематические свойства движения планет

. Но получить их мог только математик, знакомый с работами Аполлония, Евклида, Архимеда. Формулировка этих законов была триумфом не только их автора, но и всей Математики, еще раз подтвердившей свою полезность не только в земных человеческих заботах, но и в описании космических процессов. Это было подтверждением единства Природы, универсальности ее законов для земных и неземных явлений, что имело важное философско-методологическое значение. Без открытия Кеплера, давшего понимание того, как двигаются планеты, было бы невозможно обсуждение вопроса, почему они двигаются именно так. Вихревая теория (эфира) Декарта, пытавшегося ответить на этот вопрос, оказалась несостоятельной. Ответ на этот вопрос дал закон всемирного тяготения, полученный Ньютоном из законов Кеплера и математических соображений.
Законы Ньютона и Кеплера стали основой для построения математических моделей небесной механики, а далее и всей классической механики как теории математического моделирования движения тел. При выводе второго закона Кеплеру необходимо было определить площадь эллиптического сектора, описываемого («выметаемого») радиус-вектором SM (рис. 3.6) (расстояние от Солнца S до планеты M ).
Рис. 3.6. Траектория планеты (эллипс АМ)
Для этого он воспользовался методом неделимых, известным со времен Демокрита и Архимеда.
Роль неделимого играла длина радиус-вектора SM , направленного от Солнца S к планете M , величина которого, в современной интерпретации, выражается формулой c cos , где c SO – расстояние от фокуса эллипса (Солнца) до центра описанной около него окружности, – угол между радиусом OB описанной окружности и большой полуосью эллипса, OA – большая полуось эллипса (радиус описанной окружности)