Leyes De Kepler

En los tiempos viejos se pensaba que la Tierra estaba en el centro del mundo, de forma que el Sol, la Luna, los planetas y las estrellas giraban alrededor de ella. En este modelo, denominado geocéntrico, por haber sido sintetizado por Ptolomeo de Alejandría.

Modelo Geocéntrico 

A lo largo del Renacimiento, los adelantos de la astronomía pusieron en cuestión el modelo tolemaico. En su creación De revolutionibus orbium coelestium, el polaco Nicolás Copérnico planteó un nuevo modelo, denominado heliocéntrico, en el cual el centro del cosmos estaba ocupado por el Sol, en torno al cual giraban la Tierra y los planetas del Sistema Solar.

Modelo Heliocéntrico 

El modelo de Copérnico, con sus deficiencias, supuso un hito importante en la narración de la ciencia. Cerca de esta época, otros científicos, como el italiano Galileo Galilei (1564-1642), el danés Tycho Brahe (1546-1601) y el alemán Johannes Kepler (1571- 1630), apoyaron una nueva visión de la física y la astronomía que se entregó en llamar revolución copernicana.

La reforma copernicana

Nicolás Copérnico (1473-1543), astrónomo polaco, sustituyó el sistema de Ptolomeo por otro más ordenado y coherente con base en el desplazamiento de los planetas en torno al Sol, y interpretó la revolución astronómica con la que se inicia la ciencia actualizada. Su explicación de la composición del mundo tiene 3 fines:

• Describir el desplazamiento planetario respetando el inicio de la uniformidad del desplazamiento circular con en relación a su centro.

 

•  Dar unos modelos geométricos capaces de reproducir las posiciones de los planetas.

 

• Superar la división histórica entre la astronomía matemática y la filosofía natural.

Para ello, Copérnico parte de dos principios nuevos:

Heliocentrismo: la Tierra, que previamente ocupaba el centro del mundo, ahora se considera como un astro que gira como lo demás cerca de un Sol quieto.

Movimiento de la Tierra: todo desplazamiento que hay en el cosmos tiene como causa el desplazamiento de la Tierra. La Tierra tiene tres movimientos: Rotación (en torno a su eje),  traslación (en torno al Sol) y el de precesión (movimiento del eje terrestre).

 

 

Johannes Kepler se inspiró en una extensa recopilación de datos astronómicos logrados por observación para edificar un modelo general de las órbitas de los planetas dentro del Sistema Solar. Este modelo está construido por 3 principios fundamentales, denominados leyes del desplazamiento planetario, que describen la naturaleza de las trayectorias de los cuerpos sometidos a la acción de campos centrales, de los que el Sistema Solar (campo gravitatorio cuyo centro es el Sol) constituye un caso muestra paradigmático.

Cabe señalar que las leyes de Kepler son empíricas, no deducidas de modelos matemáticos. Tienen la posibilidad de tener en cuenta las precursoras de la Ley de la gravitación mundial de Newton.

 

En 1609, Kepler divulgó su obra más notoria: Astronomía Nova, donde se recogen las 3 leyes que describen el desplazamiento de los planetas. Los datos recopilados a lo largo de años le sirvieron para establecerlas.

La Primera Ley, como ley de las órbitas, termina con la iniciativa de que las órbitas debían ser circulares. Los planetas giran en torno al Sol siguiendo una trayectoria elíptica. El Sol se ubica en uno de los focos de la elipse.

Los planetas giran alrededor del Sol describiendo elipses, donde el Sol siempre será uno de sus focos.

La Segunda Ley, conocida como ley de las superficies, nos da datos sobre la rapidez a  que se desplaza nuestro planeta. La recta que junta el mundo con el Sol barre superficies equivalentes en tiempos equivalentes. Para que esto se cumpla, la rapidez del mundo debería incrementar mientras se acerque al Sol.

La velocidad de los planetas alrededor del Sol no es constante; esta aumenta cuando los planetas se acercan al Sol y disminuye cuando se alejan.

La Tercera Ley, además conocida como armónica o de las etapas, relaciona las etapas de los planetas, o sea, lo cual tardan en terminar una vuelta en torno al Sol, con sus radios medios. Para un planeta dado, el cuadrado de su lapso orbital es proporcional al cubo de su distancia media al Sol.

Si hallas el cuadrado del tiempo que tarda un planeta en dar una vuelta alrededor del Sol y lo divides entre el cubo de la mitad de la distancia más larga entre ese planeta y el Sol, el número restante (una constante) será el mismo para todos los planetas. T²/r³ = C = constante.