Descubiertas por el astrónomo alemán Johannes Kepler, las leyes explican el movimiento planetario en el Sistema Solar sin considerar las causas.
Las leyes de Kepler, creadas a partir de años de estudio por parte del astrónomo y matemático alemán Johannes Kepler (1571 – 1630), están relacionadas con el movimiento planetario en el Sistema Solar .
En los viejos tiempos, incluso en el siglo XVI, la Tierra era vista como el centro de todo. Sin embargo, un libro llamado “Sobre las revoluciones de los cuerpos celestes ”, de Nicolás Copérnico (1473 – 1543), lo cambió todo.
A partir de entonces se descubrió el modelo heliocéntrico, que no es más que estudios que prueban que en el sistema los planetas giran alrededor del Sol.
De hecho, Kepler utilizó el modelo heliocéntrico y los estudios realizados por Tycho Brahe (1546 – 1601) para realizar los descubrimientos que dieron como resultado la creación de las tres leyes de Kepler. Poco después, tales leyes se usaron en la formulación de la ley de la gravitación universal.
Primera ley de Kepler – Ley de las órbitas
En resumen, la primera de las leyes de Kepler, llamada ley de las órbitas, describe que el movimiento de los planetas alrededor del Sol tiene una trayectoria elíptica, es decir, ovalada. Además, el Sol ocupa uno de los focos de la órbita.
Así, durante la trayectoria, el punto en el que el planeta está más cerca del Sol se llama perihelio, mientras que el punto que está más alejado se conoce como afelio.
Segunda Ley de Kepler – Ley de Áreas
La segunda de las leyes de Kepler complementa a la primera. Es decir, el estudio consiste en afirmar que el radio que conecta un planeta con el Sol describe áreas iguales en tiempos iguales. Por lo tanto, para todos los planetas, la tasa de cambio de área en función del tiempo es constante.
Una consecuencia es que la velocidad del planeta varía según la posición de la trayectoria orbital. Así, según la ley, la velocidad es mayor cuando está cerca del perihelio y menor cuando está cerca del afelio.
Tercera de las Leyes de Kepler – Ley de los Períodos o Ley de la Armonía
La última de las tres leyes de Kepler, el cuadrado del período orbital (período de traslación) (T²) de un planeta es proporcional al cubo de los radios medios al Sol (R³) y la relación entre ambos es la constante (K) .
Entonces, en resumen: cuanto más lejos esté el planeta del Sol, más tiempo llevará completar el viaje. Por lo tanto, la fórmula utilizada es:
T²/R³ = K
Dónde:
T: representa el tiempo de traslación del planeta;
r: el radio promedio de la órbita del planeta;
K: valor constante, donde la constante K depende del valor de la masa del Sol.
En este estudio, la constante (K) depende de la constante de gravitación universal, que es G = 6,7 x 10 ¹¹ N.m²/kg².
Así, el radio medio se calcula promediando el radio máximo y mínimo de la órbita. En resumen, la medida utilizada en las leyes de Kepler es la unidad astronómica (UA). Así, la última ley es fundamental para calcular la masa de las estrellas, incluido el Sol.
Ahora que sabes qué son las Leyes de Kepler, mira a continuación las medidas y constantes de cada planeta del Sistema Solar.
Mercurio: R: 0,387 T: 0,241 Constante: 1,002;
Venus: R: 0,723 T: 0,615 Constante: 1,001;
Tierra: R: 1,00 T: 1,00 Constante: 1,000;
Marte: R:1.524 T: 1.881 Constante: 1.000;
Júpiter: R: 5,203 T: 11,860 Constante: 0,999;
Saturno: R: 9.539 T: 29.460 Constante: 1.000;
Urano: R: 19.190 T: 84.010 Constante: 0.999;
Neptuno: R: 30.060 T: 164.800 Constante: 1.000;
Ley de la Gravitación Universal
En general, las Leyes de Kepler se caracterizan por describir el movimiento de los planetas, donde no se tienen en cuenta las causas del movimiento.
Así, posteriormente, Isaac Newton relacionó la velocidad con el valor y la dirección del movimiento de los planetas, al estudiar las Leyes de Kepler.
Con esto, el físico creó una fórmula para calcular la variación entre valor y dirección, donde, según las observaciones de Newton, había fuerzas que actuaban sobre los planetas y el Sol.
Por lo tanto, llamada Ley de la Gravitación, la fórmula establecida para el cálculo es la siguiente:
F = G mm / R²
Dónde,
F: fuerza gravitacional
G: constante de gravitación universal
M: masa del sol
m: masa del planeta
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