leyes kepler
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Leyes de Kepler
Tania Contento
Biografía de Johannes Kepler
Johannes Kepler (1571-1630):Kepler, nació en la ciudad Weil
der Stadt en la región de Baden-Wurtemberg.
Su padre le mostró a la edad de nueve años el eclipse de
luna del 31 de enero de 1580, recordando que la Luna aparecía
bastante roja. Kepler estudió más tarde el
fenómeno y lo explicó en una de sus obras de óptica.
Kepler murió en 1630 en Ratisbona, en Baviera, Alemania,
a la edad de 59 años En 1632, durante la Guerra de los Treinta
Años.
Trabajó Tycho Brahe. Tycho Brahe falleció y Kepler lo sustituyó siendo matemático imperial
de Rodolfo II.
Su profesor de matemáticas le enseñó el sistema heliocéntrico
de Copérnico.
Ratisbona, 1632
Rodolfo IITycho Brahe
Todos los planetas se deslizan alrededor del Sol siguiendo una trayectoria elíptica, en uno de
cuyos focos se encuentra emplazado el Sol.
Kepler obtuvo esta ley de forma empírica, mediante observación de los movimientos aparentes de
los planetas. Es válida, pues para objetos de
gran tamaño orbitando alrededor del Sol siguiendo órbitas
cerradas: planetas, asteroides, etc.., pero si se tiene en cuenta el
movimiento general de los cuerpos celestes habría que enunciar esta primera ley kepleriana de la siguiente
manera:
“Bajo la fuerza de atracción gravitacional
de un objeto astronómico el
movimiento de otro objeto a su alrededor sigue una trayectoria cónica (círculo, elipse, parábola, hipérbola) ”
El radio vector de origen en el Sol y extremo en el punto de posición de cada planeta
recorre áreas iguales en tiempos iguales.
Esto indicará que los planetas más cercanos al sol
se desplazan más rápidamente, o sea, tardan menos tiempo en dar una
vuelta completa a la elipse. Las regiones coloreadas de anaranjado y verde (de igual área) son barridas en tiempos
iguales. En el mismo tiempo, en la región verde, el planeta debe
recorrer un arco de elipse de mayor longitud.
Los cuadrados de los periodos siderales de revolución de los
planetas alrededor del Sol son proporcionales a los cubos de los semiejes
mayores de sus órbitas elípticas.
El cuadrado del período del planeta es proporcional al cubo del semieje mayor de la órbita.
El tiempo que el planeta tarda en realizar una órbita completa
(período, T) es proporcional a la medida del semieje mayor, R,
elevada al exponente 3/2.
Fin