开普勒用一个绝妙的方法把这种杂乱无章的现象理出一个完整清楚的头 绪来。¨完. , ￠榊,颤. ,唔¨错/内.容′他同哥白尼一样，敏锐地领悟到，“要研究天，最好先懂得地。”他 也把着眼点放在地球上，力图先摸清地球本身的运动，然后再研究行星的运 动。要研究地球本身的运动，首先必须确定地球同太阳之间的距离在一年中 是怎样变化的；只有当人们弄清这种变化后，才能确定地球轨道的真实形状 及它的运行方式。

开普勒使用的测量地球与太阳之间的距离的方法就是目前在大地测量中 常常使用的三角测量法。即将太阳视为已知点，地球视为遥远的另一已知点， 要测量地球 （在其轨道上）与太阳间的距离，还需要另外找一定点，可是在 行星系统里，除了太阳是唯一“静止”的中心天体外，再也找不到第二个这 样的定点。如果找到这样一个定点，就可以用下述办法来测定地球的轨道。

每年都会有这样一个时刻，地球正好处在太阳和“定点”的连线上，这 时，从地球上来看“定点”，我们的视线就会同“定点”到太阳的连线重合， 我们可以把这一“定点”在天空中的位置（它代表某一恒星）记录下来。/秒\彰·截￠暁~说?蛧* ·首/发￠以 后，地球运行到轨道的另一位置，这时它同太阳和“定点”的位置形成一个 三角形。在这个三角形中，太阳到“定点”的距离可以测得，是已知的。地 球到太阳和太阳到“定点”所形成的角以及太阳到地球和地球到“定点”所 形成的角的大小可以通过对“定点”的观测来测得，这样，知道两个角和一 条边的长度，在三角形中，另一条边，即地球 （在轨道上）与太阳的距离就 可以得到。用同样的方法，可以在一年中经常这样做，把每一次测量地球到 太阳的距离时地球所在的点连成一条曲线，这条曲线所显示的就是地球的轨 道。

那么到哪里去找这一“定点”，即天空中的恒星呢。聪明的开普勒不费 力便找到了，它就是火星。火星虽然也在动，但开普勒想出一条“动中取静” 的妙计。那时，天文学上对火星的运动已经知道得很清楚了，它绕太阳运行 的周期（一个“火星年”）是精密测定了的。`我¨得￠书′城^ ?追+醉-芯,璋·洁?它既然是在一个闭合的轨道上 运行，就总会有太阳，地球火星处在同一直线上的时刻，而且每隔一个火星 年之后，火星又要回到同一位置上来。因此，火星虽然是动的，但在某些特 定时刻 （每隔一个火星年）又是固定在同一位置上，在这些特定的时刻，太 阳到火星的距离是确定不变的，而地球这些时刻，它会到达自己轨道的不同 位置。这时，对太阳和火星同时进行观测，就成为开普勒测定的地球轨道的 手段。地球的轨道一经测定，地球及其向经（地球与太阳的距离）在任何时 刻的实际位置和距离变化，也就可以成为已知条件。反过来，以地球向经作 为已知条件，从观测数据中推求其它行星的轨道和运动，对开普勒来说，就 不是太困难的事情了。

知道了地球运行的轨道，行星轨道从经验中可以推算出来，开普勒下一 步要弄清的问题就是行星运动究竟遵循什么样的数学定律。开普勒先需要了 解行星轨道所指出的曲线的几何特征是什么？为此，他必须先作某种假设， 然后把它用一大堆数字去计算，看它是否与帝谷观测的数据相吻合，如果不 是，再找另外的假设进行探索，直到合乎观测事实为止。

开普勒的目光首先盯住火垦。这是因为帝谷的数据中对火星的观测占有 最大篇幅，恰好，就是这个行星的运行与哥白尼的理论出入最大。开普勒按 照传统的偏心圆来探求火星的轨道。他作了大量尝试，每次都要进行艰巨的 计算。在大约进行了70次的试探之后，开普勒终于找到一个与事实相当符合 的方案。使他感到惊愕的是，当超出他所用数据的范围继续试探时，他发现 与帝谷的其它数据不符。

开普勒计算出来的火星位置和帝谷数据之间相差约8分，即0.133度（这 个角度相当于表上的秒针在0.02秒瞬间转过的角度）。开普勒完全相信帝谷 观测的辛勤与精密。他说，上天给我们一位像帝谷这样精通的观测者，应该 感谢神灵的这个恩赐。一经认识这是我们使用的假说上的错误，便应竭尽全 力去发现天体运动的真正规律，这8分是不允许忽略的，它使我走上改革整 个天文学的道路。

当开普勒始终无法找出一个符合帝谷观测数据的圆形轨道后，他就大胆 地摒弃这种古老的、曾寄希望的匀速圆周运动的偏