Las Leyes de Kepler

Kepler calculó, en base a observaciones propias y de Tycho Brahe, que era posible saber varias características de los movimientos planetarios. Hasta ese momento (fines del 1500) prácticamente el movimiento planetario era considerado “mágico”, en órbitas circulares.

Friedrich Johannes Kepler, (1571-1630)

Kepler, estudiando fundamentalmente el movimiento de Marte se dio cuenta de tres leyes que llevan su nombre.


¿Porque Marte? Porque es un planeta cercano, y tiene una órbita lo suficientemente elíptica para que sea fácilmente medible con las técnicas de la época.

Todo esto ocurrió ANTES de la invención del telescopio.

Las leyes que descubrió son tan poderosas que todavía se siguen usando, más de 400 años después que fueron concebidas.

Son tres, y se van complicando de la primera a la tercera. Hay algunos comentarios en un articulo anterior sobre las órbitas.

Aquí veras un vídeo de youtube donde se explican las tres leyes. Luego las analizaremos una por una.

También nos servirá este vídeo sobre el trazado de una elipse:

Las partes de una órbita son:

Aquí pueden verse las partes mas importantes de una órbita elíptica: el perihelio y el afelio, que son respectivamente la mínima y máxima distancia al Sol, los focos, lugar donde se encuentra el astro gravitante central (en este caso el sol).
La excentricidad de la órbita, que también es un punto importante, se puede calcular:
                  distancia del centro de la elipse a uno de los focos
         e =  ________________________________________
                     Semieje mayor
En el caso de los planetas este valor es así cero, por lo que se considera que las órbitas planetarias no se alejan demasiado del circulo.
Primera Ley:

dice que

“las órbitas de los planetas son elípticas, con el Sol en uno de sus focos”.

Esto era muy revolucionario, porque significaba considerar al Sol como el centro del Sistema Solar, y que los planetas se movían en órbitas elípticas, no circulares.

Segunda Ley:

dice que

“el radio vector barre áreas iguales en tiempos iguales”. 

El radio vector es la línea que une el centro del Sol con el centro del planeta.

Cuando un astro esta cerca del perihelio va mas rápidamente que si esta en el afelio. Es lógico pensar en entonces que recorrerá mas distancia en el perihelio (parte izquierda del diagrama de abajo) que en el mismo tiempo en el afelio.

Si la órbita planetaria fuera circular, siempre conservaría la misma velocidad. Este hecho convenció a Kepler que las órbitas eran elípticas.

Así, el planeta cerca del perihelio va mas rápido, pero esta mas cerca, y vice versa.

Lo que quiere significar esta segunda ley, es que el planeta va a distintas velocidades durante toda su órbita, pero en la proporción que si multiplico la velocidad por la distancia al Sol en cada momento, da una constante. Esto tiene que ver, aunque no lo sabia Kepler, con la gravedad que es una fuerza conservativa pero todavía faltaban 70 años para que naciera Newton.

Viéndolo de otro punto de vista, si hago los diagramas a escala, recorto los sectores cercanos al perihelio y al afelio, y los pongo en una balanza, pesan lo mismo.

Tercera Ley:

Es lejos la más compleja, dice que

“los cuadrados de los periodos de revolución son proporcionales a los cubos de los semiejes mayores de las órbitas”. 

Esto significa que hay una relación entre las distancias y el tiempo que tardan en dar una vuelta al Sol de los planetas.

La ecuación y diagrama es el siguiente:

Esto significa que sabiendo los parámetros de un planeta, puedo saber de otro.

Si considero para la Tierra P1= 1 año, y R1= 1 unidad astronómica,

La ecuación se simplifica a:

Hay otras hechos interesantes en otro articulo anterior.

Para Saturno (que está a 9,5 UA del Sol), que tiene un periodo de 29,5 años, se calcula:

Distancia = raiz cubica (29,5) al cuadrado = 9,5 UA.

Si coloco el valor 76 años  y hago el mismo calculo, da como valor 19,4 UA, que es el semieje mayor del Cometa Halley!!.

En otras palabras, también se puede usar para una órbita muy excéntrica como la de un cometa, porque hay que usar el semieje de la órbita. En el caso de los planetas, como las órbitas son casi circulares, se usa la distancia media al Sol, y el error es mínimo.

También se usa para el calculo de estrellas dobles, pero como es mas complicado quedara para una entrega posterior.