Las leyes de Kepler

Las leyes de Kepler describen la cinemática del movimiento de los planetas en torno al Sol.

Primera ley

Los planetas describen órbitas elípticas estando el Sol en uno de sus focos

Kepler5.gif (2812 bytes)

r₁ es la distancia más cercana al foco (cuando θ=0) y r₂ es la distancia más alejada del foco (cuando θ=π).

Una elipse es una figura geométrica que tiene las siguientes características:

Semieje mayor $a = \frac{(r_{2} + r_{1})}{2}$
Semieje menor b
Semidistancia focal $c = \frac{(r_{2} - r_{1})}{2}$
La relación entre los semiejes es a²=b²+c²
La excentricidad se define como el cociente $ε = \frac{c}{a} = \frac{(r_{2} - r_{1})}{(r_{2} + r_{1})}$

Segunda ley

El vector posición de cualquier planeta respecto del Sol, barre áreas iguales de la elipse 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 (afelio) su velocidad es menor que cuando está más cercano al Sol (perihelio). En el afelio y en el perihelio, el momento angular L es el producto de la masa del planeta, por su velocidad y por su distancia al centro del Sol.

L=mr₁·v₁=mr₂·v₂

KeplerApplet2 aparecerá en un explorador compatible con JDK 1.1.

Tercera ley

Los cuadrados de los periodos P de revolución son proporcionales a los cubos de los semiejes mayores a de la elipse.

P²=k·a³

KeplerApplet1 aparecerá en un explorador compatible con JDK 1.1.

Como podemos apreciar, el periodo de los planetas depende solamente del eje mayor de la elipse. Los tres planetas de la animación tienen el mismo eje mayor 2a=6 unidades, por tanto, tienen el mismo periodo.