LEYES DE KEPLER
Objetivos:
Explicar las tres leyes de Kepler del movimiento planetario y describir las
órbitas
La palabra
planeta viene de un vocablo griego que significa “vagabundo”; los planetas
cambian continuamente su posición en el cielo relativa al fondo estrellado. Uno
de los grandes logros intelectuales de los siglos XVI y XVII fue darse cuenta
de tres descubrimientos:
·
Que la tierra es un planeta.
·
Todos los planetas están en órbita
alrededor del Sol.
· Los movimientos aparentes de los
planetas vistos desde la Tierra pueden servir para determinar con precisión sus
órbitas.
La fuerza de la
gravedad determina los movimientos de los planetas y satélites y mantiene unido
al sistema solar. El astrónomo y matemático alean Johannes Kepler (1571-1630)
había propuesto, poco antes de la época de Newton, una descripción general del
movimiento planetario. Kepler formulò tres leyes empíricas a partir de datos de
observaciones recopilados en un periodo de 20 años por el astrónomo danès Tycho
Brahe (1546-1601) que describían con exactitud los movimientos de los planetas.
Primera ley de
Kepler
Los planetas se
mueven en órbitas elípticas, con el Sol en unos de los focos de la elipse.
La órbita de la
tierra es casi circular, la posición màs cercana al Sol se llama Perihelio y la distancia màs alejada al
Sol se llama Afelio. La distancia
media Tierra-Sol define la unidad astronómica (UA)
1 UA = 1.50 X 10 11m
Segunda ley de
Kepler
Una linea del
Sol a un planeta dado barre àreas iguales en tiempos iguales.
Cuando un
planeta està próximo al Sol, se mueve màs deprisa que cuando està màs lejos.
Las àreas barridas por el radio vector en un intervalo de tiempo determinado
son iguales.
Tercera ley de
Kepler
El cuadrado del
periodo orbital de un planeta es directamente proporcional al cubo de la
distancia media entre el planeta y el sol.
Es fácil
deducir la tercera ley de Kepler para el caso especial de un planeta con órbita
circular alrededor del Sol o la de un satélite alredor de la tierra.
Nota: Henry
Cavendish, en su experimento de 1798, dijo que “había pesado la tierra” esto
fue por que: Determino la constante universal de la gravitación “G” y a partir
de esta puede calcular la masa.
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