Las leyes de Kepler

Johannes Kepler, contemporáneo de Galileo, con quien intercambió correspondencia, era un copernicano convencido. Fue, a su vez, ayudante y amigo de Tycho Brahe (1546-1601), que, con un instrumental de gran precisión, había dedicado gran parte de su vida a recabar datos sobre las posiciones de los seis planetas conocidos por entonces (Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter y Saturno). En 1601, a la muerte del astrónomo danés, Kepler decidió interpretar dichos datos adaptándolos a las órbitas circulares de Copérnico.

Los datos de Brahe situaban la órbita de Marte ocho minutos de arco (es decir, 0,13°) fuera del esquema de Copérnico. Muchos hubiesen decidido pasar por alto el error, pero Kepler, conocedor de la rigurosidad de las medidas de Brahe, decidió averiguar la razón de esta discrepancia. Y a fuerza de dar vueltas al asunto se topó con la elipse, una figura bien conocida que solucionaba el problema. Si en lugar de considerar órbitas circulares, se recurría a elipses, en uno de cuyos focos se situaba el Sol, todo cuadraba a la perfección. Analizando el resto de los datos, enunció tres leyes que describían el movimiento planetario y que contribuyeron, años más tarde, al nacimiento de la ley de gravitación universal de Newton.

Las dos primeras leyes aparecieron publicadas en 1609 en su obra Astronomía Nova, y la tercera, en 1619, en Harmonices Mundi. Las leyes son:

Primera ley. Los planetas se mueven en órbitas elípticas alrededor del Sol, que está situado en uno de los focos de la elipse.




En la mayoría de los casos, dichas órbitas tienen excentricidades muy pequeñas, por lo que prácticamente pueden considerarse círculos descentrados.

Segunda ley. La recta que une el planeta con el Sol barre áreas iguales en tiempos iguales.




Esto significa que los planetas no se mueven con la misma velocidad en todos los puntos de la órbita , sino que lo hacen con mayor velocidad en las proximidades del perihelio (punto más próximo al Sol) y más lentamente en el afelio (punto más lejano). Así pues, diremos que los planetas se mueven con velocidad areolar constante.

Tercera ley. Los cuadrados de los períodos orbitales de los planetas son proporcionales a los cubos de sus distancias medias al Sol. Es decir:

En esta expresión, T es el período, r es la distancia media, y k es una constante de proporcionalidad cuyo significado físico se abordará con la teoría de Newton.


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