ley de kepler
Las leyes de Kepler fueron enunciadas por Johannes Kepler para describir matemáticamente el movimiento de los planetas en sus órbitas alrededor del Sol. Aunque él no las describió así, en la actualidad se enuncian como sigue:
Primera ley (1609): Todos los planetas se desplazan alrededor del Sol describiendo órbitas elípticas. El Sol se encuentra en uno de los focos de la elipse.
Segunda ley (1609): el radio vector que une un planeta y el Sol barre áreas iguales en tiempos iguales.
La ley de las áreas es equivalente a la constancia del momento angular, es decir, cuando el planeta está más alejado del Sol, su velocidad es menor que cuando está más cercano al Sol. Cuando está más alejado y cuando está más cercano, el momento angular L es el producto de la masa del planeta, su velocidad y su distancia al centro del Sol.
Tercera ley (1618): para cualquier planeta, el cuadrado de su período orbital es directamente proporcional al cubo de la longitud del semieje mayor de su órbita elíptica.
Donde, T es el periodo orbital (tiempo que tarda en dar una vuelta alrededor del Sol), (L) la distancia media del planeta con el Sol y K la constante de proporcionalidad.
Estas leyes se aplican a otros cuerpos astronómicos que se encuentran en mutua influencia gravitatoria, como el sistema formado por la Tierra y la Luna.
*PARA SABER (ACLARACIÓN):
La fórmula anterior puede ser planteada de otra manera, llegando a los mismos resultados. Esta fórmula es la que fue usada a la hora de resolver los problemas que más adelante se verán. Se compone de PERÍODO ORBITAL 1 (p sub 1 al cuadrado) sobre PERÍODO ORBITAL 2 (p sub 2 al cuadrado), igualando esto a DISTANCIA ORBITAL 1 (a sub 1 al cubo) sobre DISTANCIA ORBITAL 2 (a sub 2 al cubo).
Primera ley (1609): Todos los planetas se desplazan alrededor del Sol describiendo órbitas elípticas. El Sol se encuentra en uno de los focos de la elipse.
Segunda ley (1609): el radio vector que une un planeta y el Sol barre áreas iguales en tiempos iguales.
La ley de las áreas es equivalente a la constancia del momento angular, es decir, cuando el planeta está más alejado del Sol, su velocidad es menor que cuando está más cercano al Sol. Cuando está más alejado y cuando está más cercano, el momento angular L es el producto de la masa del planeta, su velocidad y su distancia al centro del Sol.
Tercera ley (1618): para cualquier planeta, el cuadrado de su período orbital es directamente proporcional al cubo de la longitud del semieje mayor de su órbita elíptica.
Estas leyes se aplican a otros cuerpos astronómicos que se encuentran en mutua influencia gravitatoria, como el sistema formado por la Tierra y la Luna.
*PARA SABER (ACLARACIÓN):
La fórmula anterior puede ser planteada de otra manera, llegando a los mismos resultados. Esta fórmula es la que fue usada a la hora de resolver los problemas que más adelante se verán. Se compone de PERÍODO ORBITAL 1 (p sub 1 al cuadrado) sobre PERÍODO ORBITAL 2 (p sub 2 al cuadrado), igualando esto a DISTANCIA ORBITAL 1 (a sub 1 al cubo) sobre DISTANCIA ORBITAL 2 (a sub 2 al cubo).
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