Les lois de Kepler améliorent le modèle de Copernic. Si les excentricités des orbites des planètes sont prises comme zéro, alors Kepler est fondamentalement d'accord avec Copernic :
- L'orbite planétaire est un cercle
- Le Soleil au centre de l'orbite
- La vitesse de la planète en orbite est constante
Les excentricités des orbites des planètes connues de Copernic et de Kepler sont faibles, de sorte que les règles ci-dessus donnent de bonnes approximations du mouvement des planètes ; mais les lois de Kepler correspondent mieux aux observations que celles de Copernic.
Les corrections de Kepler ne sont pas du tout évidentes :
- L'orbite de la planète n'est pas un cercle, mais une ellipse.
- Le Soleil n'est pas au centre mais à un point focal de l'orbite elliptique.
- Ni la vitesse linéaire ni la vitesse angulaire de la planète en orbite ne sont constantes, mais la vitesse de surface est constante.
L'excentricité de l'orbite de la Terre rend le temps de l'équinoxe de mars à l'équinoxe de septembre, environ 186 jours, inégal au temps de l'équinoxe de septembre à l'équinoxe de mars, environ 179 jours. Un diamètre couperait l'orbite en parties égales, mais le plan passant par le soleil et parallèle à l'équateur de la terre coupe l'orbite en deux parties avec des surfaces dans un rapport de 186 à 179, de sorte que l'excentricité de l'orbite de la terre est d'environ
ε ≈ π 4 186 - 179 186 + 179 ≈ 0.015 , {\displaystyle \varepsilon \approx {\frac {pi }{4}}{\frac {186-179}{186+179}}\approx 0.015,}
qui est proche de la valeur correcte (0,016710219) (voir l'orbite de la Terre). Le calcul est correct lorsque le périhélie, la date à laquelle la Terre est la plus proche du Soleil, tombe sur un solstice. Le périhélie actuel, proche du 4 janvier, est assez proche du solstice du 21 décembre
