周克成的回答：

因为天体运动的速度是变化的！ 在近日点速度快，远日点速度慢 ＿＿＿＿＿＿＿＿＿＿＿＿＿＿＿＿＿＿＿＿ 开普勒第二定律 对于每一个行星而言，太阳和行星的连线在相等的时间内扫过相等的面积 由开普勒第二定律引出的推论 设行星1和行星2运行轨道的半径分别为R1和R2，当R1小于R2 时则有 （1）行星1的线速度大于行星2的线速度； （2）行星1的角速度大于行星2的角速度； （3）行星1的加速度大于行星2的加速度 ； （4）行星1的运行周期小于行星2的运行周期 ； （5）在相同的时间内，行星1的运行路程大于行星2的运行路程 ； （6）在相同的时间内，行星1扫过的角度大于行星2扫过的角度。 行星在椭圆轨道运动时，极径 (又称向径R)所扫过面积与经过的时间成正比，即掠面速度守恒，亦即矢积守恒，又称动量矩（角动量）守恒。天体运动若每走一步的时间都相等，则向径所扫过的面积也相等，即面速度不变而形状变化。矢积面速度守恒，天体引力常数与最小曲率半径积的平方根。天体速度(VS)*极径(R)*两矢夹角的正弦sin(α)= (GML0)^1/2 = 常数(J0)。

颖芝的回答：

因为天体运动的速度是变化的！ 在近日点速度快，远日点速度慢 ＿＿＿＿＿＿＿＿＿＿＿＿＿＿＿＿＿＿＿＿ 开普勒第二定律 对于每一个行星而言，太阳和行星的连线在相等的时间内扫过相等的面积 由开普勒第二定律引出的推论 设行星1和行星2运行轨道的半径分别为R1和R2，当R1小于R2 时则有 （1）行星1的线速度大于行星2的线速度； （2）行星1的角速度大于行星2的角速度； （3）行星1的加速度大于行星2的加速度 ； （4）行星1的运行周期小于行星2的运行周期 ； （5）在相同的时间内，行星1的运行路程大于行星2的运行路程 ； （6）在相同的时间内，行星1扫过的角度大于行星2扫过的角度。 行星在椭圆轨道运动时，极径 (又称向径R)所扫过面积与经过的时间成正比，即掠面速度守恒，亦即矢积守恒，又称动量矩（角动量）守恒。天体运动若每走一步的时间都相等，则向径所扫过的面积也相等，即面速度不变而形状变化。矢积面速度守恒，天体引力常数与最小曲率半径积的平方根。天体速度(VS)*极径(R)*两矢夹角的正弦sin(α)= (GML0)^1/2 = 常数(J0)。

孙延的回答：

那是因为转的速度是变化的 在离太阳近的地方速度快，远的地方速度慢

可伶可俐的回答：

 开普勒第一定律 　　开普勒第一定律，也称椭圆定律；也称轨道定律：每一个行星都沿各自的 　　椭圆轨道环绕太阳，而太阳则处在椭圆的一个焦点中。 开普勒第二定律 　　开普勒第二定律，也称面积定律：在相等时间内，太阳和运动中的行星的连线（向量半径）所扫过的面积都是相等的。 这一定律实际揭示了行星绕太阳公转的角动量守恒。用公式表示为   开普勒定律 开普勒第三定律 　　开普勒第三定律，也称调和定律；也称周期定律：各个行星绕太阳公转周期的平方和它们的椭圆轨道的半长轴的立方成正比。 由这一定律不难导出：行星与太阳之间的引力与半径的平方成反比。这是牛顿的万有引力定律的一个重要基础。

孙晋美的回答：

从太阳到行星所连接的直线，在相等时间内，扫过同等面积---这应该是开普勒第三定律啊 对于地理学习，你只需运用该原理解释地理现象就够了！