Las leyes del movimiento planetario de Kepler

Leyes que describen el movimiento de los planetas.

Ilustración de las leyes de Kepler con dos órbitas planetarias.

1. Las órbitas son elipses, con focos F ₁ y F ₂ para el Planeta 1, y F ₁ y F ₃ para el Planeta 2. El Sol está en F ₁ .
2. Las áreas sombreadas A ₁ y A ₂ son iguales y son barridas en tiempos iguales por la órbita del Planeta 1.
3. La relación entre el tiempo de órbita del Planeta 1 y el del Planeta 2 es . ${\textstyle ({a_{1}}/{a_{2}})^{3/2}}$

En astronomía , las leyes del movimiento planetario de Kepler , publicadas por Johannes Kepler entre 1609 y 1619, describen las órbitas de los planetas alrededor del Sol . Las leyes modificaron la teoría heliocéntrica de Nicolás Copérnico , sustituyendo sus órbitas circulares y epiciclos por trayectorias elípticas , y explicando cómo varían las velocidades planetarias . Las tres leyes establecen que: ^{[1] [2]}

1. La órbita de un planeta es una elipse con el Sol en uno de los dos focos .
2. Un segmento de línea que une un planeta y el Sol barre áreas iguales durante intervalos de tiempo iguales.
3. El cuadrado del período orbital de un planeta es proporcional al cubo de la longitud del semieje mayor de su órbita.

Las órbitas elípticas de los planetas fueron indicadas mediante cálculos de la órbita de Marte . A partir de esto, Kepler dedujo que otros cuerpos del Sistema Solar , incluidos los más alejados del Sol, también tienen órbitas elípticas. La segunda ley ayuda a establecer que cuando un planeta está más cerca del Sol, viaja más rápido. La tercera ley expresa que cuanto más lejos está un planeta del Sol, menor es su velocidad orbital, y viceversa.

Isaac Newton demostró en 1687 que relaciones como las de Kepler se aplicarían en el Sistema Solar como consecuencia de sus propias leyes de movimiento y de la ley de gravitación universal .

Un enfoque histórico más preciso se encuentra en Astronomia nova y Epitome Astronomiae Copernicanae .

Comparación con Copérnico

Las leyes de Johannes Kepler mejoraron el modelo de Copérnico . Según Copérnico: ^{[3] [4]}

1. La órbita planetaria es un círculo con epiciclos.
2. El Sol está aproximadamente en el centro de la órbita.
3. La velocidad del planeta en la órbita principal es constante.

A pesar de tener razón al decir que los planetas giraban alrededor del Sol, Copérnico se equivocó al definir sus órbitas. Al presentar explicaciones físicas para el movimiento en el espacio más allá de la simple geometría, Kepler definió correctamente la órbita de los planetas de la siguiente manera: ^{[1] [2] [5] : 53–54}

1. La órbita planetaria no es un círculo con epiciclos, sino una elipse .
2. El Sol no está en el centro sino en un punto focal de la órbita elíptica.
3. Ni la velocidad lineal ni la velocidad angular del planeta en órbita son constantes, pero la velocidad área (estrechamente ligada históricamente al concepto de momento angular ) es constante.

La excentricidad de la órbita de la Tierra hace que el tiempo desde el equinoccio de marzo al equinoccio de septiembre , alrededor de 186 días, sea desigual al tiempo que transcurre desde el equinoccio de septiembre al equinoccio de marzo, alrededor de 179 días. Un diámetro cortaría la órbita en partes iguales, pero el plano que pasa por el Sol paralelo al ecuador de la Tierra corta la órbita en dos partes con áreas en una proporción de 186 a 179, por lo que la excentricidad de la órbita de la Tierra es aproximadamente

${\displaystyle e\approx {\frac {\pi }{4}}{\frac {186-179}{186+179}}\approx 0.015,}$

que está cerca del valor correcto (0.016710218). La precisión de este cálculo requiere que las dos fechas elegidas estén a lo largo del eje menor de la órbita elíptica y que los puntos medios de cada mitad estén a lo largo del eje mayor. Como las dos fechas elegidas aquí son equinoccios, esto será correcto cuando el perihelio , la fecha en la que la Tierra está más cerca del Sol, caiga en un solsticio . El perihelio actual, cerca del 4 de enero, está bastante cerca del solsticio del 21 o 22 de diciembre.

Nomenclatura

Fueron necesarios casi dos siglos para que la formulación actual de la obra de Kepler adoptara su forma definitiva. Los Eléments de la philosophie de Newton ( Elementos de la filosofía de Newton ) de Voltaire de 1738 fueron la primera publicación en utilizar la terminología de "leyes". ^{[6] [7]} La ​​Enciclopedia biográfica de astrónomos en su artículo sobre Kepler (p. 620) afirma que la terminología de las leyes científicas para estos descubrimientos estuvo vigente al menos desde la época de Joseph de Lalande . ^[8] Fue la exposición de Robert Small , en Un relato de los descubrimientos astronómicos de Kepler (1814) la que compuso el conjunto de las tres leyes, añadiendo la tercera. ^[9] Small también afirmó, contra la historia, que se trataba de leyes empíricas , basadas en razonamientos inductivos . ^{[7] [10]}

Además, el uso actual de la "Segunda Ley de Kepler" es un nombre poco apropiado. Kepler tenía dos versiones, relacionadas en un sentido cualitativo: la "ley de distancia" y la "ley del área". La "ley del área" es lo que se convirtió en la Segunda Ley en el conjunto de tres; pero el propio Kepler no le dio ese privilegio. ^[11]

Historia

Kepler publicó sus dos primeras leyes sobre el movimiento planetario en 1609, ^[12] habiéndolas encontrado analizando las observaciones astronómicas de Tycho Brahe . ^{[13] [14] [15] [5] : 53} La tercera ley de Kepler se publicó en 1619. ^{[16] [14]} Kepler había creído en el modelo copernicano del Sistema Solar, que requería órbitas circulares, pero no podía. conciliar las observaciones altamente precisas de Brahe con un ajuste circular a la órbita de Marte: Marte tiene coincidentemente la mayor excentricidad de todos los planetas excepto Mercurio. ^[17] Su primera ley reflejó este descubrimiento.

En 1621, Kepler observó que su tercera ley se aplica a las cuatro lunas más brillantes de Júpiter . ^{[Nb 1]} Godefroy Wendelin también hizo esta observación en 1643. ^{[Nb 2]} La segunda ley, en la forma de "ley de área", fue impugnada por Nicolaus Mercator en un libro de 1664, pero en 1670 sus Transacciones filosóficas estaban a su favor. . ^{[18] [19]} A medida que avanzaba el siglo, se volvió más ampliamente aceptado. ^[20] La recepción en Alemania cambió notablemente entre 1688, año en el que se publicaron los Principia de Newton y se consideró básicamente copernicano, y 1690, cuando se había publicado el trabajo de Gottfried Leibniz sobre Kepler. ^[21]

A Newton se le atribuyó el mérito de comprender que la segunda ley no es especial de la ley de la gravitación del cuadrado inverso, siendo una consecuencia justa de la naturaleza radial de esa ley, mientras que las otras leyes sí dependen de la forma del cuadrado inverso de la atracción. Mucho más tarde, Carl Runge y Wilhelm Lenz identificaron un principio de simetría en el espacio de fases del movimiento planetario (el grupo ortogonal O(4) actuando) que explica la primera y tercera leyes en el caso de la gravitación newtoniana, como lo hace la conservación del momento angular mediante simetría rotacional para la segunda ley. ^[22]

Formulario

El modelo matemático de la cinemática de un planeta sujeto a las leyes permite una amplia gama de cálculos adicionales.

primera ley

La órbita de cada planeta es una elipse con el sol en uno de los dos focos .

La primera ley de Kepler sitúa al Sol en el foco de una órbita elíptica

Sistema de coordenadas heliocéntrico ( r , θ ) para elipse. También se muestran: semieje mayor a , semieje menor b y recto semilato p ; Centro de la elipse y sus dos focos marcados por puntos grandes. Para θ = 0° , r = r _min y para θ = 180° , r = r _max . 

Matemáticamente, una elipse se puede representar mediante la fórmula:

${\displaystyle r={\frac {p}{1+\varepsilon \,\cos \theta }},}$

donde está el recto semi-latus , ε es la excentricidad de la elipse, r es la distancia del Sol al planeta y θ es el ángulo con la posición actual del planeta desde su máxima aproximación, visto desde el Sol. Entonces ( r ,  θ ) son coordenadas polares . ${\displaystyle p}$

Para una elipse 0 <  ε  < 1 ; en el caso límite ε = 0, la órbita es un círculo con el Sol en el centro (es decir, donde hay excentricidad cero).

En θ = 0°, perihelio , la distancia es mínima

${\displaystyle r_{\min }={\frac {p}{1+\varepsilon }}}$

En θ = 90° y en θ = 270° la distancia es igual a . ${\displaystyle p}$

En θ = 180°, afelio , la distancia es máxima (por definición, afelio es – invariablemente – perihelio más 180°)

${\displaystyle r_{\max }={\frac {p}{1-\varepsilon }}}$

El semieje mayor a es la media aritmética entre r _min y r _max :

${\displaystyle {\begin{aligned}a&={\frac {r_{\max }+r_{\min }}{2}}\\[3pt]a&={\frac {p}{1-\varepsilon ^{2}}}\end{aligned}}}$

El semieje menor b es la media geométrica entre r _min y r _max :

${\displaystyle {\begin{aligned}b&={\sqrt {r_{\max }r_{\min }}}\\[3pt]b&={\frac {p}{\sqrt {1-\varepsilon ^{2}}}}\end{aligned}}}$

El recto semilatus p es la media armónica entre r _min y r _max :

${\displaystyle {\begin{aligned}p&=\left({\frac {r_{\max }^{-1}+r_{\min }^{-1}}{2}}\right)^{-1}\\pa&=r_{\max }r_{\min }=b^{2}\,\end{aligned}}}$

La excentricidad ε es el coeficiente de variación entre r _min y r _max :

${\displaystyle \varepsilon ={\frac {r_{\max }-r_{\min }}{r_{\max }+r_{\min }}}.}$

El área de la elipse es

${\displaystyle A=\pi ab\,.}$

El caso especial de un círculo es ε = 0, lo que resulta en r = p = r _min = r _max = a = b y A = πr ² .

Segunda ley

Una línea que une un planeta y el Sol barre áreas iguales durante intervalos de tiempo iguales. ^[23]

La misma área (azul) se barre en un período de tiempo fijo. La flecha verde es la velocidad. La flecha violeta dirigida hacia el Sol es la aceleración. Las otras dos flechas moradas son componentes de aceleración paralelas y perpendiculares a la velocidad.

El radio orbital y la velocidad angular del planeta en la órbita elíptica variarán. Esto se muestra en la animación: el planeta viaja más rápido cuando está más cerca del Sol, luego más lento cuando está más lejos del Sol. La segunda ley de Kepler establece que el sector azul tiene un área constante.

En poco tiempo, el planeta barre un pequeño triángulo que tiene una línea de base , una altura y un área , por lo que la velocidad área constante es ${\displaystyle dt}$ ${\displaystyle r}$ ${\displaystyle r\,d\theta }$ ${\textstyle dA={\frac {1}{2}}\cdot r\cdot r\,d\theta }$

$${\displaystyle {\frac {dA}{dt}}={\frac {r^{2}}{2}}{\frac {d\theta }{dt}}.}$$

El área encerrada por la órbita elíptica es . Entonces el período satisface ${\displaystyle \pi ab}$ ${\displaystyle T}$

${\displaystyle T\cdot {\frac {r^{2}}{2}}{\frac {d\theta }{dt}}=\pi ab}$

y el movimiento medio del planeta alrededor del sol

${\displaystyle n={\frac {2\pi }{T}}}$

satisface

${\displaystyle r^{2}\,d\theta =abn\,dt.}$

Y entonces,

$${\displaystyle {\frac {dA}{dt}}={\frac {abn}{2}}={\frac {\pi ab}{T}}.}$$

Tercera ley

La relación entre el cuadrado del período orbital de un objeto y el cubo del semieje mayor de su órbita es la misma para todos los objetos que orbitan alrededor del mismo primario.

Esto captura la relación entre la distancia de los planetas al Sol y sus períodos orbitales.

Kepler enunció en 1619 ^[16] esta tercera ley en un laborioso intento de determinar lo que él consideraba la " música de las esferas " según leyes precisas y expresarla en términos de notación musical. ^[24] Por ello se la conoció como ley armónica . ^[25]

Utilizando la ley de gravitación de Newton (publicada en 1687), esta relación se puede encontrar en el caso de una órbita circular igualando la fuerza centrípeta a la fuerza gravitacional:

${\displaystyle mr\omega ^{2}=G{\frac {mM}{r^{2}}}}$

Luego, expresar la velocidad angular ω en términos del período orbital y luego reorganizarla da como resultado la Tercera Ley de Kepler: ${\displaystyle {T}}$

${\displaystyle mr\left({\frac {2\pi }{T}}\right)^{2}=G{\frac {mM}{r^{2}}}\rightarrow T^{2}=\left({\frac {4\pi ^{2}}{GM}}\right)r^{3}\rightarrow T^{2}\propto r^{3}}$

Se puede hacer una derivación más detallada con órbitas elípticas generales, en lugar de círculos, así como orbitando el centro de masa, en lugar de solo la masa grande. Esto da como resultado reemplazar un radio circular, con el semieje mayor, del movimiento relativo elíptico de una masa con respecto a la otra, así como reemplazar la masa grande con . Sin embargo, como las masas de los planetas son mucho más pequeñas que las del Sol, esta corrección a menudo se ignora. La fórmula completa correspondiente es: ${\displaystyle r}$ ${\displaystyle a}$ ${\displaystyle M}$ ${\displaystyle M+m}$

${\displaystyle {\frac {a^{3}}{T^{2}}}={\frac {G(M+m)}{4\pi ^{2}}}\approx {\frac {GM}{4\pi ^{2}}}\approx 7.496\times 10^{-6}{\frac {{\text{AU}}^{3}}{{\text{days}}^{2}}}{\text{ is constant}}}$

donde es la masa del Sol , es la masa del planeta, es la constante gravitacional , es el período orbital y es el semieje mayor elíptico, y es la unidad astronómica , la distancia promedio de la tierra al sol. ${\displaystyle M}$ ${\displaystyle m}$ ${\displaystyle G}$ ${\displaystyle T}$ ${\displaystyle a}$ ${\displaystyle {\text{AU}}}$

Mesa

La siguiente tabla muestra los datos utilizados por Kepler para derivar empíricamente su ley:

Al encontrar este patrón, Kepler escribió: ^[26]

Al principio creí que estaba soñando... Pero es absolutamente cierto y exacto que la relación que existe entre los tiempos de los períodos de dos planetas cualesquiera es precisamente la relación de las 3/2 potencias de la distancia media.

-  traducido de Armonías del mundo de Kepler (1619)

Gráfico log-log del período T frente al semieje mayor a (promedio de afelio y perihelio) de algunas órbitas del Sistema Solar (cruces que indican los valores de Kepler) que muestra que a ³/ T ² es constante (línea verde)

A modo de comparación, aquí hay estimaciones modernas: ^{[ cita necesaria ]}

aceleración planetaria

Isaac Newton calculó en su Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica la aceleración de un planeta que se mueve según la primera y segunda ley de Kepler.

1. La dirección de la aceleración es hacia el Sol.
2. La magnitud de la aceleración es inversamente proporcional al cuadrado de la distancia del planeta al Sol (la ley del cuadrado inverso ).

Esto implica que el Sol puede ser la causa física de la aceleración de los planetas. Sin embargo, Newton afirma en sus Principia que considera las fuerzas desde un punto de vista matemático, no físico, adoptando así una visión instrumentalista. ^[27] Además, no asigna una causa a la gravedad. ^[28]

Newton definió la fuerza que actúa sobre un planeta como el producto de su masa y la aceleración (ver las leyes del movimiento de Newton ). Entonces:

1. Todos los planetas se sienten atraídos hacia el Sol.
2. La fuerza que actúa sobre un planeta es directamente proporcional a la masa del planeta e inversamente proporcional al cuadrado de su distancia al Sol.

El Sol desempeña un papel asimétrico, lo cual no está justificado. Entonces asumió, en la ley de gravitación universal de Newton :

1. Todos los cuerpos del Sistema Solar se atraen entre sí.
2. La fuerza entre dos cuerpos es directamente proporcional al producto de sus masas e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia entre ellos.

Como los planetas tienen masas pequeñas en comparación con la del Sol, sus órbitas se ajustan aproximadamente a las leyes de Kepler. El modelo de Newton mejora el modelo de Kepler y se ajusta con mayor precisión a las observaciones reales. (Ver problema de dos cuerpos ).

A continuación se muestra el cálculo detallado de la aceleración de un planeta que se mueve según la primera y segunda ley de Kepler.

Vector de aceleración

Desde el punto de vista heliocéntrico , considere el vector al planeta , donde es la distancia al planeta y es un vector unitario que apunta hacia el planeta. ${\displaystyle \mathbf {r} =r{\hat {\mathbf {r} }}}$ ${\displaystyle r}$ ${\displaystyle {\hat {\mathbf {r} }}}$

$${\displaystyle {\frac {d{\hat {\mathbf {r} }}}{dt}}={\dot {\hat {\mathbf {r} }}}={\dot {\theta }}{\hat {\boldsymbol {\theta }}},\qquad {\frac {d{\hat {\boldsymbol {\theta }}}}{dt}}={\dot {\hat {\boldsymbol {\theta }}}}=-{\dot {\theta }}{\hat {\mathbf {r} }}}$$

donde es el vector unitario cuya dirección es 90 grados en sentido antihorario de , y es el ángulo polar, y donde un punto encima de la variable significa diferenciación con respecto al tiempo. ${\displaystyle {\hat {\boldsymbol {\theta }}}}$ ${\displaystyle {\hat {\mathbf {r} }}}$ ${\displaystyle \theta }$

Diferenciar el vector de posición dos veces para obtener el vector de velocidad y el vector de aceleración:

$${\displaystyle {\begin{aligned}{\dot {\mathbf {r} }}&={\dot {r}}{\hat {\mathbf {r} }}+r{\dot {\hat {\mathbf {r} }}}={\dot {r}}{\hat {\mathbf {r} }}+r{\dot {\theta }}{\hat {\boldsymbol {\theta }}},\\{\ddot {\mathbf {r} }}&=\left({\ddot {r}}{\hat {\mathbf {r} }}+{\dot {r}}{\dot {\hat {\mathbf {r} }}}\right)+\left({\dot {r}}{\dot {\theta }}{\hat {\boldsymbol {\theta }}}+r{\ddot {\theta }}{\hat {\boldsymbol {\theta }}}+r{\dot {\theta }}{\dot {\hat {\boldsymbol {\theta }}}}\right)=\left({\ddot {r}}-r{\dot {\theta }}^{2}\right){\hat {\mathbf {r} }}+\left(r{\ddot {\theta }}+2{\dot {r}}{\dot {\theta }}\right){\hat {\boldsymbol {\theta }}}.\end{aligned}}}$$

Entonces

$${\displaystyle {\ddot {\mathbf {r} }}=a_{r}{\hat {\boldsymbol {r}}}+a_{\theta }{\hat {\boldsymbol {\theta }}}}$$

aceleración radial

$${\displaystyle a_{r}={\ddot {r}}-r{\dot {\theta }}^{2}}$$

aceleración transversal

$${\displaystyle a_{\theta }=r{\ddot {\theta }}+2{\dot {r}}{\dot {\theta }}.}$$

Ley del cuadrado inverso

La segunda ley de Kepler dice que

$${\displaystyle r^{2}{\dot {\theta }}=nab}$$

La aceleración transversal es cero: ${\displaystyle a_{\theta }}$

$${\displaystyle {\frac {d\left(r^{2}{\dot {\theta }}\right)}{dt}}=r\left(2{\dot {r}}{\dot {\theta }}+r{\ddot {\theta }}\right)=ra_{\theta }=0.}$$

Entonces la aceleración de un planeta que obedece la segunda ley de Kepler se dirige hacia el Sol.

La aceleración radial es ${\displaystyle a_{\text{r}}}$

$${\displaystyle a_{\text{r}}={\ddot {r}}-r{\dot {\theta }}^{2}={\ddot {r}}-r\left({\frac {nab}{r^{2}}}\right)^{2}={\ddot {r}}-{\frac {n^{2}a^{2}b^{2}}{r^{3}}}.}$$

La primera ley de Kepler establece que la órbita se describe mediante la ecuación:

$${\displaystyle {\frac {p}{r}}=1+\varepsilon \cos(\theta ).}$$

Diferenciando con respecto al tiempo

$${\displaystyle -{\frac {p{\dot {r}}}{r^{2}}}=-\varepsilon \sin(\theta )\,{\dot {\theta }}}$$

$${\displaystyle p{\dot {r}}=nab\,\varepsilon \sin(\theta ).}$$

Diferenciarse una vez más

$${\displaystyle p{\ddot {r}}=nab\varepsilon \cos(\theta )\,{\dot {\theta }}=nab\varepsilon \cos(\theta )\,{\frac {nab}{r^{2}}}={\frac {n^{2}a^{2}b^{2}}{r^{2}}}\varepsilon \cos(\theta ).}$$

La aceleración radial satisface ${\displaystyle a_{\text{r}}}$

$${\displaystyle pa_{\text{r}}={\frac {n^{2}a^{2}b^{2}}{r^{2}}}\varepsilon \cos(\theta )-p{\frac {n^{2}a^{2}b^{2}}{r^{3}}}={\frac {n^{2}a^{2}b^{2}}{r^{2}}}\left(\varepsilon \cos(\theta )-{\frac {p}{r}}\right).}$$

Sustituyendo la ecuación de la elipse se obtiene

$${\displaystyle pa_{\text{r}}={\frac {n^{2}a^{2}b^{2}}{r^{2}}}\left({\frac {p}{r}}-1-{\frac {p}{r}}\right)=-{\frac {n^{2}a^{2}}{r^{2}}}b^{2}.}$$

La relación da el resultado final simple. ${\displaystyle b^{2}=pa}$

$${\displaystyle a_{\text{r}}=-{\frac {n^{2}a^{3}}{r^{2}}}.}$$

Esto significa que el vector de aceleración de cualquier planeta que obedezca la primera y segunda ley de Kepler satisface la ley del cuadrado inverso. ${\displaystyle \mathbf {\ddot {r}} }$

$${\displaystyle \mathbf {\ddot {r}} =-{\frac {\alpha }{r^{2}}}{\hat {\mathbf {r} }}}$$

$${\displaystyle \alpha =n^{2}a^{3}}$$

${\displaystyle {\hat {\mathbf {r} }}}$ ${\displaystyle r\,}$

Dado que el movimiento medio donde está el período, según la tercera ley de Kepler, tiene el mismo valor para todos los planetas. Entonces, la ley del cuadrado inverso para las aceleraciones planetarias se aplica en todo el Sistema Solar. ${\displaystyle n={\frac {2\pi }{T}}}$ ${\displaystyle T}$ ${\displaystyle \alpha }$

La ley del cuadrado inverso es una ecuación diferencial . Las soluciones a esta ecuación diferencial incluyen los movimientos keplerianos, como se muestra, pero también incluyen movimientos donde la órbita es una hipérbola , una parábola o una línea recta . (Ver órbita de Kepler ).

La ley de gravitación de Newton.

Por la segunda ley de Newton , la fuerza gravitacional que actúa sobre el planeta es:

$${\displaystyle \mathbf {F} =m_{\text{planet}}\mathbf {\ddot {r}} =-m_{\text{planet}}\alpha r^{-2}{\hat {\mathbf {r} }}}$$

donde es la masa del planeta y tiene el mismo valor para todos los planetas del Sistema Solar. Según la tercera ley de Newton , el Sol es atraído hacia el planeta por una fuerza de la misma magnitud. Dado que la fuerza es proporcional a la masa del planeta, bajo la consideración simétrica, también debería ser proporcional a la masa del Sol . Entonces ${\displaystyle m_{\text{planet}}}$ ${\displaystyle \alpha }$ ${\displaystyle m_{\text{Sun}}}$

$${\displaystyle \alpha =Gm_{\text{Sun}}}$$

constante gravitacional ${\displaystyle G}$

La aceleración del cuerpo número i del Sistema Solar es, según las leyes de Newton:

$${\displaystyle \mathbf {\ddot {r}} _{i}=G\sum _{j\neq i}m_{j}r_{ij}^{-2}{\hat {\mathbf {r} }}_{ij}}$$

jijiji ${\displaystyle m_{j}}$ ${\displaystyle r_{ij}}$ ${\displaystyle {\hat {\mathbf {r} }}_{ij}}$

En el caso especial en el que sólo hay dos cuerpos en el Sistema Solar, la Tierra y el Sol, la aceleración se vuelve

$${\displaystyle \mathbf {\ddot {r}} _{\text{Earth}}=Gm_{\text{Sun}}r_{{\text{Earth}},{\text{Sun}}}^{-2}{\hat {\mathbf {r} }}_{{\text{Earth}},{\text{Sun}}}}$$

Si los dos cuerpos del Sistema Solar son la Luna y la Tierra, la aceleración de la Luna se vuelve

$${\displaystyle \mathbf {\ddot {r}} _{\text{Moon}}=Gm_{\text{Earth}}r_{{\text{Moon}},{\text{Earth}}}^{-2}{\hat {\mathbf {r} }}_{{\text{Moon}},{\text{Earth}}}}$$

Entonces, en esta aproximación, la Luna se mueve alrededor de la Tierra según las leyes de Kepler.

En el caso de tres cuerpos las aceleraciones son

$${\displaystyle {\begin{aligned}\mathbf {\ddot {r}} _{\text{Sun}}&=Gm_{\text{Earth}}r_{{\text{Sun}},{\text{Earth}}}^{-2}{\hat {\mathbf {r} }}_{{\text{Sun}},{\text{Earth}}}+Gm_{\text{Moon}}r_{{\text{Sun}},{\text{Moon}}}^{-2}{\hat {\mathbf {r} }}_{{\text{Sun}},{\text{Moon}}}\\\mathbf {\ddot {r}} _{\text{Earth}}&=Gm_{\text{Sun}}r_{{\text{Earth}},{\text{Sun}}}^{-2}{\hat {\mathbf {r} }}_{{\text{Earth}},{\text{Sun}}}+Gm_{\text{Moon}}r_{{\text{Earth}},{\text{Moon}}}^{-2}{\hat {\mathbf {r} }}_{{\text{Earth}},{\text{Moon}}}\\\mathbf {\ddot {r}} _{\text{Moon}}&=Gm_{\text{Sun}}r_{{\text{Moon}},{\text{Sun}}}^{-2}{\hat {\mathbf {r} }}_{{\text{Moon}},{\text{Sun}}}+Gm_{\text{Earth}}r_{{\text{Moon}},{\text{Earth}}}^{-2}{\hat {\mathbf {r} }}_{{\text{Moon}},{\text{Earth}}}\end{aligned}}}$$

Estas aceleraciones no son las de las órbitas de Kepler y el problema de los tres cuerpos es complicado. Pero la aproximación kepleriana es la base para los cálculos de perturbaciones . (Ver teoría lunar ).

Posición en función del tiempo.

Kepler utilizó sus dos primeras leyes para calcular la posición de un planeta en función del tiempo. Su método implica la solución de una ecuación trascendental llamada ecuación de Kepler .

El procedimiento para calcular las coordenadas polares heliocéntricas ( r , θ ) de un planeta en función del tiempo t desde el perihelio , consta de los siguientes cinco pasos:

1. Calcule el movimiento medio n = (2 π rad)/ P , donde P es el período.
2. Calcule la anomalía media M = nt , donde t es el tiempo transcurrido desde el perihelio.
3. Calcule la anomalía excéntrica E resolviendo la ecuación de Kepler:
   $${\displaystyle M=E-\varepsilon \sin E,}$$
   ¿ Dónde está la excentricidad? ${\displaystyle \varepsilon }$
4. Calcule la verdadera anomalía θ resolviendo la ecuación:
   $${\displaystyle (1-\varepsilon )\tan ^{2}{\frac {\theta }{2}}=(1+\varepsilon )\tan ^{2}{\frac {E}{2}}}$$
5. Calcule la distancia heliocéntrica r :
   $${\displaystyle r=a(1-\varepsilon \cos E),}$$
   donde está el semieje mayor. ${\displaystyle a}$

Las coordenadas polares de posición ( r , θ ) ahora se pueden escribir como un vector cartesiano y el vector de velocidad cartesiano se puede calcular como , donde está el parámetro gravitacional estándar . ^[29] ${\displaystyle \mathbf {p} =r\left\langle \cos {\theta },\sin {\theta }\right\rangle }$ ${\displaystyle \mathbf {v} ={\frac {\sqrt {\mu a}}{r}}\left\langle -\sin {E},{\sqrt {1-\varepsilon ^{2}}}\cos {E}\right\rangle }$ ${\displaystyle \mu }$

El importante caso especial de órbita circular, ε  = 0, da θ = E = M . Debido a que el movimiento circular uniforme se consideraba normal , una desviación de este movimiento se consideraba una anomalía.

La prueba de este procedimiento se muestra a continuación.

Anomalía media, M

Construcción geométrica para el cálculo de θ de Kepler. El Sol (ubicado en el foco) está etiquetado como S y el planeta P. El círculo auxiliar es una ayuda para el cálculo. La línea xd es perpendicular a la base y pasa por el planeta P. Los sectores sombreados están dispuestos para tener áreas iguales mediante la colocación del punto y .

El problema kepleriano supone una órbita elíptica y los cuatro puntos:

• s el Sol (en un foco de la elipse);
• z el perihelio
• c el centro de la elipse
• p el planeta

y

• ${\displaystyle a=|cz|,}$distancia entre el centro y el perihelio, el semieje mayor,
• ${\displaystyle \varepsilon ={|cs| \over a},}$la excentricidad,
• ${\displaystyle b=a{\sqrt {1-\varepsilon ^{2}}},}$el semieje menor,
• ${\displaystyle r=|sp|,}$la distancia entre el Sol y el planeta.
• ${\displaystyle \theta =\angle zsp,}$la dirección hacia el planeta visto desde el Sol, la verdadera anomalía .

El problema es calcular las coordenadas polares ( r , θ ) del planeta a partir del tiempo transcurrido desde el perihelio,  t .

Se resuelve por pasos. Kepler consideró el círculo con el eje mayor como un diámetro, y

• ${\displaystyle x,}$la proyección del planeta al círculo auxiliar
• ${\displaystyle y,}$el punto en el círculo tal que las áreas del sector | zcy | y | zsx | son iguales,
• ${\displaystyle M=\angle zcy,}$la anomalía media .

Las áreas del sector están relacionadas por ${\displaystyle |zsp|={\frac {b}{a}}\cdot |zsx|.}$

El área del sector circular. ${\displaystyle |zcy|={\frac {a^{2}M}{2}}.}$

El área barrida desde el perihelio,

$${\displaystyle |zsp|={\frac {b}{a}}\cdot |zsx|={\frac {b}{a}}\cdot |zcy|={\frac {b}{a}}\cdot {\frac {a^{2}M}{2}}={\frac {abM}{2}},}$$

Mt

$${\displaystyle M=nt,}$$

nmovimiento medio

Anomalía excéntrica, E

Cuando se calcula la anomalía media M , el objetivo es calcular la anomalía verdadera θ . Sin embargo, la función θ  =  f ( M ) no es elemental. ^[30] La solución de Kepler es utilizar

$${\displaystyle E=\angle zcx,}$$

xanomalía excéntricaEMθE.

$${\displaystyle {\begin{aligned}|zcy|&=|zsx|=|zcx|-|scx|\\with|scx|&={\frac {|cs|.|dx|}{2}}\\{\frac {a^{2}M}{2}}&={\frac {a^{2}E}{2}}-{\frac {a\varepsilon \cdot a\sin E}{2}}\end{aligned}}}$$

La división por 2/2 da la ecuación de Kepler ^.

$${\displaystyle M=E-\varepsilon \sin E.}$$

Esta ecuación da M en función de E. Determinar E para una M dada es el problema inverso. Se utilizan comúnmente algoritmos numéricos iterativos.

Habiendo calculado la anomalía excéntrica E , el siguiente paso es calcular la anomalía verdadera  θ .

Pero tenga en cuenta: las coordenadas de posición cartesianas con referencia al centro de la elipse son ( a  cos  E ,  b  sin  E )

Con referencia al Sol (con coordenadas ( c ,0) = ( ae ,0) ), r = ( a  cos  E – ae , b  sin  E )

La verdadera anomalía sería arctan ( r _{y / r} x ), la magnitud de r sería √ r  ·  r .

Verdadera anomalía, θ

Obsérvese en la figura que

$${\displaystyle |cd|=|cs|+|sd|}$$

$${\displaystyle a\cos E=a\varepsilon +r\cos \theta .}$$

Dividiendo por e insertando desde la primera ley de Kepler ${\displaystyle a}$

$${\displaystyle {\frac {r}{a}}={\frac {1-\varepsilon ^{2}}{1+\varepsilon \cos \theta }}}$$

$${\displaystyle \cos E=\varepsilon +{\frac {1-\varepsilon ^{2}}{1+\varepsilon \cos \theta }}\cos \theta ={\frac {\varepsilon (1+\varepsilon \cos \theta )+\left(1-\varepsilon ^{2}\right)\cos \theta }{1+\varepsilon \cos \theta }}={\frac {\varepsilon +\cos \theta }{1+\varepsilon \cos \theta }}.}$$

El resultado es una relación utilizable entre la anomalía excéntrica E y la anomalía verdadera  θ .

Una forma computacionalmente más conveniente es la siguiente: sustituir en la identidad trigonométrica :

$${\displaystyle \tan ^{2}{\frac {x}{2}}={\frac {1-\cos x}{1+\cos x}}.}$$

Conseguir

$${\displaystyle {\begin{aligned}\tan ^{2}{\frac {E}{2}}&={\frac {1-\cos E}{1+\cos E}}={\frac {1-{\frac {\varepsilon +\cos \theta }{1+\varepsilon \cos \theta }}}{1+{\frac {\varepsilon +\cos \theta }{1+\varepsilon \cos \theta }}}}\\[8pt]&={\frac {(1+\varepsilon \cos \theta )-(\varepsilon +\cos \theta )}{(1+\varepsilon \cos \theta )+(\varepsilon +\cos \theta )}}={\frac {1-\varepsilon }{1+\varepsilon }}\cdot {\frac {1-\cos \theta }{1+\cos \theta }}={\frac {1-\varepsilon }{1+\varepsilon }}\tan ^{2}{\frac {\theta }{2}}.\end{aligned}}}$$

Multiplicar por 1 +  ε da el resultado

$${\displaystyle (1-\varepsilon )\tan ^{2}{\frac {\theta }{2}}=(1+\varepsilon )\tan ^{2}{\frac {E}{2}}}$$

Este es el tercer paso en la conexión entre el tiempo y la posición en la órbita.

Distancia, r.

El cuarto paso es calcular la distancia heliocéntrica r a partir de la verdadera anomalía θ mediante la primera ley de Kepler:

$${\displaystyle r(1+\varepsilon \cos \theta )=a\left(1-\varepsilon ^{2}\right)}$$

Usando la relación anterior entre θ y E, la ecuación final para la distancia r es:

$${\displaystyle r=a(1-\varepsilon \cos E).}$$

Ver también

• Movimiento circular
• tiempo de caída libre
• Gravedad
• órbita de Kepler
• problema de kepler
• ecuación de kepler
• Vector de Laplace-Runge-Lenz
• Momento angular relativo específico , derivación relativamente fácil de las leyes de Kepler comenzando con la conservación del momento angular.

Notas explicatorias

1. En 1621, Johannes Kepler señaló que las lunas de Júpiter obedecen (aproximadamente) a su tercera ley en su Epitome Astronomiae Copernicanae [Epítome de la astronomía copernicana] (Linz ("Lentiis ad Danubium"), (Austria): Johann Planck, 1622), libro 4. , parte 2, páginas 554–555. De las págs. 554–555: "... plane ut est cum sex planet circa Solem, ... prodit Marius in suo mundo Ioviali ista 3.5.8.13 (vel 14. Galilæo) ... Periodica vero tempora prodit idem Marius .. .sunt maiora simplis, minora vero duplis." (... así como es claramente [verdadero] entre los seis planetas alrededor del Sol, así también lo es entre las cuatro [lunas] de Júpiter, porque alrededor del cuerpo de Júpiter cualquier [satélite] que pueda alejarse más de él, orbita más lentamente, e incluso que [el período de la órbita] no es en la misma proporción, sino mayor [que la distancia a Júpiter]; es decir, 3/2 ( sescupla ) de la proporción de cada una de las distancias a Júpiter, lo cual es claramente la misma [proporción] que se utiliza para los seis planetas de arriba. En su [libro] El mundo de Júpiter [ Mundus Jovialis , 1614], [Simon Mayr o] "Marius" [1573-1624] presenta estas distancias, desde Júpiter, de las cuatro [lunas] de Júpiter: 3, 5, 8, 13 (o 14 [según] Galileo) [Nota: Las distancias de las lunas de Júpiter a Júpiter se expresan como múltiplos del diámetro de Júpiter.] ... Mayr presenta sus períodos de tiempo: 1 día 18 1/2 horas, 3 días 13 1/3 horas, 7 días 2 horas, 16 días 18 horas: para todos [estos datos] la proporción es mayor que el doble, por lo tanto mayor que [la proporción] de las distancias 3, 5, 8, 13 o 14, aunque menor que [la proporción] de los cuadrados, que duplican las proporciones de las distancias, a saber, 9, 25, 64, 169 o 196, así como [una potencia de] 3/2 también es mayor que 1 pero menor que 2.)
2. Godefroy Wendelin escribió una carta a Giovanni Battista Riccioli sobre la relación entre las distancias de las lunas jovianas a Júpiter y los períodos de sus órbitas, mostrando que los períodos y distancias se ajustaban a la tercera ley de Kepler. Véase: Joanne Baptista Riccioli, Almagestum novum ... (Bolonia (Bononia), (Italia): Victor Benati, 1651), tomo 1, página 492 Scholia III. En el margen al lado del párrafo correspondiente está impreso: Vendelini ingeniosa speculatio circa motus & intervalola satellitum Jovis . (La inteligente especulación de Wendelin sobre el movimiento y las distancias de los satélites de Júpiter.) De la p. 492: "III. Non minus Kepleriana ingeniosa est Vendelini... & D. 7. 164/1000. pro penextimo, & D. 16. 756/1000. pro extimo". (No menos inteligente [que] la de Kepler es la investigación del astrónomo más entusiasta Wendelin sobre la proporción de los períodos y distancias de los satélites de Júpiter, que me había comunicado con gran generosidad [en] una carta muy larga y muy erudita. Así que, justo como en [el caso de] los planetas más grandes, las distancias medias de los planetas al Sol están respectivamente en la proporción 3/2 de sus períodos; así las distancias de estos planetas menores de Júpiter a Júpiter (que son 3, 5, 8 , y 14) están respectivamente en la proporción 3/2 de [sus] períodos (que son 1,769 días para el más interno [Io], 3,554 días para el más interno [Europa], 7,164 días para el más externo [ Ganímedes], y 16.756 días para el más exterior [Calisto]).)

Citas

1. "Leyes de Kepler". hiperfísica.phy-astr.gsu.edu . Consultado el 13 de diciembre de 2022 .
2. "Órbitas y leyes de Kepler". Exploración del Sistema Solar de la NASA . Consultado el 13 de diciembre de 2022 .
3. "Movimiento planetario: la historia de una idea que lanzó la revolución científica". Earthobservatory.nasa.gov . 2009-07-07 . Consultado el 13 de diciembre de 2022 .
4. "Nicolás Copérnico". HISTORIA . Consultado el 13 de diciembre de 2022 .
5. Gingerich, Owen (2011). «La gran catástrofe marciana y cómo la solucionó Kepler» (PDF) . Física hoy . 64 (9): 50–54. Código Bib : 2011PhT....64i..50G. doi : 10.1063/PT.3.1259 . Consultado el 27 de julio de 2023 .
6. Voltaire, Eléments de la philosophie de Newton [Elementos de la filosofía de Newton] (Londres, Inglaterra: 1738). Véase, por ejemplo:
   • De la pág. 162: "Par une des grandes loix de Kepler, toute Planete décrit des aires égales en temp égaux: par une autre loi non-moins sûre, chaque Planete fait sa révolution autour du Soleil en telle sort, que si, sa moyenne Distance au Soleil est 10. prenez le cube de este nombre, ce qui sera 1000., & le tems de la révolution de cette Planete autour du Soleil será proporcional a la racine quarrée de ce nombre 1000." (Según una de las grandes leyes de Kepler, cada planeta describe áreas iguales en tiempos iguales; según otra ley no menos cierta, cada planeta hace su revolución alrededor del sol de tal manera que si su distancia media al sol es 10, tome el cubo de ese número, que será 1000, y el tiempo de la revolución de ese planeta alrededor del sol será proporcional a la raíz cuadrada de ese número 1000.)
   • De la pág. 205: "Il est donc prouvé par la loi de Kepler & par celle de Neuton, que chaque Planete gravite vers le Soleil, ..." (Se demuestra así por la ley de Kepler y por la de Newton, que cada planeta gira alrededor del Sol ... )
7. Wilson, Curtis (mayo de 1994). "Las llamadas leyes de Kepler" (PDF) . HAD Noticias (31): 1–2 . Consultado el 27 de diciembre de 2016 .
8. De la Lande, Astronomía , vol. 1 (París, Francia: Desaint & Saillant, 1764). Véase, por ejemplo:
   • De la página 390: "... mais suivant la famause loi de Kepler, qui sera expliquée dans le Livre suivant (892), le rapport des temps périodiques est toujours plus grand que celui des Distances, une planete cinq fois plus éloignée du soleil, emploie à faire sa révolution douze fois plus de temps ou environ; ... " ( ... pero de acuerdo con la famosa ley de Kepler, que será explicada en el siguiente libro [es decir, capítulo] (párrafo 892), la relación de los períodos es siempre mayor que el de las distancias [de modo que, por ejemplo,] un planeta cinco veces más lejos del sol, requiere alrededor de doce veces más tiempo para hacer su revolución [alrededor del sol]...)
   • De la página 429: "Les Quarrés des Temps périodiques sont comme les Cubes des Distances. 892. La plus famause loi du mouvement des planetes découverte par Kepler, est celle du report qu'il ya entre les grandeurs de leurs orbites, & le temps qu 'elles emploient à les parcourir; ... " (Los cuadrados de los períodos son como los cubos de las distancias. 892. La ley más famosa del movimiento de los planetas descubierta por Kepler es la de la relación entre los tamaños de sus órbitas y los tiempos que requieren los [planetas] para recorrerlas;... )
   • De la página 430: "Les Aires sont proporcionalnelles au Temps. 895. Cette loi générale du mouvement des planetes devenue si importante dans l'Astronomie, sçavior, que les aires sont proporcionalnelles au temps, est encore une des découvertes de Kepler; ... " (Las áreas son proporcionales a los tiempos. 895. Esta ley general del movimiento de los planetas [que ha] llegado a ser tan importante en astronomía, a saber, que las áreas son proporcionales a los tiempos, es uno de los descubrimientos de Kepler; ... )
   • De la página 435: "On a apppellé cette loi des aires proporcionalnelles aux temps, Loi de Kepler, aussi bien que celle de l'article 892, du nome de ce célebre Inventeur; ..." (Uno llamó a esta ley de áreas proporcionales a veces (la ley de Kepler) así como la del párrafo 892, por el nombre de ese célebre inventor;...)
9. Robert Small, Un relato de los descubrimientos astronómicos de Kepler (Londres, Inglaterra: J Mawman, 1804), págs.
10. Robert Small, Un relato de los descubrimientos astronómicos de Kepler (Londres, Inglaterra: J. Mawman, 1804).
11. Bruce Stephenson (1994). La astronomía física de Kepler. Prensa de la Universidad de Princeton. pag. 170.ISBN​ 978-0-691-03652-6.
12. Astronomia nova Aitiologitis, seu Physica Coelestis tradita Commentariis de Motibus stellae Martis ex observeibus GV Tychnonis.Praga 1609; ingles. tr. WH Donahue, Cambridge 1992.
13. En su Astronomia nova , Kepler presentó sólo una prueba de que la órbita de Marte es elíptica. La evidencia de que las órbitas de los otros planetas conocidos son elípticas no se presentó hasta 1621.
    Véase: Johannes Kepler, Astronomia nova ... (1609), p. 285. Después de haber rechazado las órbitas circulares y ovaladas, Kepler concluyó que la órbita de Marte debía ser elíptica. Desde la parte superior de la página 285: "Ergo ellipsis est Planetæ iter;..." (Por lo tanto, una elipse es la trayectoria del planeta [es decir, Marte];...) Más adelante en la misma página: "... ut sequenti capite patescet: ubi simul etiam demonstrabitur, nullam Planetæ relinqui figuram Orbitæ, præterquam perfecte ellipticam; ... " ( ... como se revelará en el próximo capítulo: donde también se demostrará que cualquier figura de la órbita del planeta debe ser abandonado, excepto una elipse perfecta; ... ) Y luego: "Caput LIX. Demonstratio, quod orbita Martis, ... , fiat perfecta ellipsis: ... " (Capítulo 59. Prueba de que la órbita de Marte, ... es una elipse perfecta: ... ) La prueba geométrica de que la órbita de Marte es una elipse aparece como Proteorema XI en las páginas 289-290.
    Kepler afirmó que cada planeta viaja en órbitas elípticas teniendo al Sol en un foco en: Johannes Kepler, Epitome Astronomiae Copernicanae [Resumen de la astronomía copernicana] (Linz ("Lentiis ad Danubium"), (Austria): Johann Planck, 1622), libro 5, parte 1, III. De Figura Orbitæ (III. Sobre la figura [es decir, la forma] de las órbitas), páginas 658–665. De la pág. 658: "Ellipsin fieri orbitam planetæ..." (De una elipse se hace la órbita de un planeta...). De la pág. 659: "... Sole (Foco altero huius ellipsis)..." (... el Sol (el otro foco de esta elipse)...).
14. Holton, Gerald James; Pincel, Stephen G. (2001). Física, la aventura humana: de Copérnico a Einstein y más allá (tercera edición de bolsillo). Piscataway, Nueva Jersey: Rutgers University Press. págs. 40–41. ISBN 978-0-8135-2908-0. Consultado el 27 de diciembre de 2009 .
15. En su Astronomia nova ... (1609), Kepler no presentó su segunda ley en su forma moderna. Sólo lo hizo en su Epítome de 1621. Además, en 1609 presentó su segunda ley en dos formas diferentes, que los estudiosos llaman "ley de distancia" y "ley de área".
    • Su "ley de la distancia" se presenta en: "Caput XXXII. Virtutem quam Planetam movet in circulum attenuari cum discessu a fonte". (Capítulo 32. La fuerza que mueve un planeta circularmente se debilita con la distancia desde la fuente.) Ver: Johannes Kepler, Astronomia nova ... (1609), págs. 165-167. En la página 167, Kepler afirma: "... quanto longior est αδ quam αε, tanto diutius moratur Planeta in certo aliquo arcui excentrici apud δ, quam in æquali arcu excentrici apud ε". (..., como αδ es más largo que αε, un planeta permanecerá mucho más tiempo en un cierto arco de la excéntrica cerca de δ que en un arco igual de la excéntrica cerca de ε.) Es decir, cuanto más lejos esté un planeta del Sol (en el punto α), más lento se mueve a lo largo de su órbita, por lo que un radio del Sol a un planeta pasa por áreas iguales en tiempos iguales. Sin embargo, tal como lo presentó Kepler, su argumento sólo es exacto para los círculos, no para las elipses.
    • Su "ley del área" se presenta en: "Caput LIX. Demonstratio, quod orbita Martis,..., fiat perfecta ellipsis:..." (Capítulo 59. Prueba de que la órbita de Marte,..., es una elipse perfecta: ... ), Proteorema XIV y XV, págs. En la parte superior pág. 294, dice: "Arcum ellipseos, cujus moras metitur area AKN, debere terminari in LK, ut sit AM". (El arco de la elipse, cuya duración está delimitada [es decir, medida] por el área AKM, debe terminar en LK, de modo que [es decir, el arco] sea AM.) En otras palabras, el tiempo en que Marte requiere moverse a lo largo de un arco AM de su órbita elíptica se mide por el área del segmento AMN de la elipse (donde N es la posición del Sol), que a su vez es proporcional a la sección AKN del círculo que rodea la elipse y eso es tangente a ello. Por lo tanto, el área que es barrida por un radio desde el Sol hasta Marte cuando Marte se mueve a lo largo de un arco de su órbita elíptica es proporcional al tiempo que Marte necesita para moverse a lo largo de ese arco. Por tanto, un radio del Sol a Marte barre áreas iguales en tiempos iguales.
    En 1621, Kepler reformuló su segunda ley para cualquier planeta: Johannes Kepler, Epitome Astronomiae Copernicanae [Resumen de la astronomía copernicana] (Linz ("Lentiis ad Danubium"), (Austria): Johann Planck, 1622), libro 5, página 668. De la página 668: "Dictum quidem est in superioribus, divisa orbita in particulas minutissimas æquales: accrescete iis moras planetæ per eas, in proporcionale intervalolorum inter eas & Solem". (Se ha dicho anteriormente que, si la órbita de un planeta se divide en las partes iguales más pequeñas, los tiempos del planeta en ellas aumentan en la proporción de las distancias entre ellos y el sol). Es decir, la velocidad de un planeta a lo largo su órbita es inversamente proporcional a su distancia al Sol. (El resto del párrafo deja claro que Kepler se refería a lo que ahora se llama velocidad angular).
16. Johannes Kepler, Harmonices Mundi [La armonía del mundo] (Linz, (Austria): Johann Planck, 1619), libro 5, capítulo 3, p. 189. Desde el final de la pág. 189: "Sed res est certissima exactitudexactissimaque quod proportio qua est inter binorum quorumcunque Planetarum tempora periodia, sit præcise sesquialtera proporcionalis mediarum distantiarum,..." (Pero es absolutamente cierto y exacto que la proporción entre los tiempos periódicos de dos planetas cualesquiera es precisamente la proporción sesquialterna [es decir, la relación de 3:2] de sus distancias medias, ... ") Una traducción al inglés de Harmonices Mundi
    de Kepler está disponible como: Johannes Kepler con EJ Aiton, AM Duncan y JV Field , trad. , The Harmony of the World (Filadelfia, Pensilvania: American Philosophical Society, 1997); véase especialmente la página 411.
17. Asociación Nacional de Profesores de Ciencias de la Tierra (9 de octubre de 2008). "Tabla de datos de planetas y planetas enanos". Ventanas al Universo . Consultado el 2 de agosto de 2018 .
18. Mercator, Nicolás (1664). Nicolai Mercatoris Hypothesis astronomica nova, et consenso eius cum observeibus [ La nueva hipótesis astronómica de Nicolaus Mercator y su concordancia con las observaciones ] (en latín). Londres, Inglaterra: Leybourn.
19. Mercator, Nic. (25 de marzo de 1670). "Algunas consideraciones del Sr. Nic. Mercator, sobre la geometría y el método directo del signior Cassini para encontrar los apogeos, excentricidades y anomalías de los planetas; ..." . Transacciones filosóficas de la Royal Society de Londres (en latín). 5 (57): 1168-1175. doi :10.1098/rstl.1670.0018. Mercator criticó el método de Cassini de encontrar, a partir de tres observaciones, la línea de ábsides de una órbita. Cassini había supuesto (erróneamente) que los planetas se mueven uniformemente a lo largo de sus órbitas elípticas. De la pág. 1174: "Sed cum id Observationibus nequaquam congruere animadverteret, mutavit sententiam, & lineam veri motus Planetæ æqualibus temporibus æquales areas Ellipticas verrere professus est:..." ( Pero cuando notó que no concordaba en absoluto con las observaciones, cambió su pensamiento, y declaró que una línea [del Sol a un planeta, que denota] el verdadero movimiento de un planeta, barre áreas iguales de una elipse en períodos de tiempo iguales: ... [que es la forma de "área" de la línea de Kepler segunda ley])
20. Wilbur Applebaum (2000). Enciclopedia de la revolución científica: de Copérnico a Newton. Rutledge. pag. 603. Código Bib : 2000esrc.book.....A. ISBN 978-1-135-58255-5.
21. Roy Porter (1992). La Revolución Científica en el Contexto Nacional . Prensa de la Universidad de Cambridge. pag. 102.ISBN​ 978-0-521-39699-8.
22. Víctor Guillemin; Shlomo Sternberg (2006). Variaciones sobre un tema de Kepler. Sociedad Matemática Estadounidense. pag. 5.ISBN​ 978-0-8218-4184-6.
23. Bryant, Jeff; Pavlyk, Oleksandr. "Segunda ley de Kepler", Proyecto de demostraciones de Wolfram . Consultado el 27 de diciembre de 2009.
24. Burtt, Edwin . Los fundamentos metafísicos de la ciencia física moderna . pag. 52.
25. Gerald James Holton, Stephen G. Brush (2001). Física, la aventura humana. Prensa de la Universidad de Rutgers. pag. 45.ISBN​ 978-0-8135-2908-0.
26. Caspar, Max (1993). Kepler . Nueva York: Dover. ISBN 9780486676050.
27. I. Newton, Principia , pág. 408 en la traducción de IB Cohen y A. Whitman
28. I. Newton, Principia , pág. 943 en la traducción de IB Cohen y A. Whitman
29. Schwarz, René. "Memorando n.º 1: Elementos de la órbita kepleriana → Vectores de estado cartesianos" (PDF) . Consultado el 4 de mayo de 2018 .
30. Muller, M (1995). "Ecuación del tiempo - Problema en astronomía". Acta Física Polonica A. Consultado el 23 de febrero de 2013 .

Bibliografía general

• La vida de Kepler se resume en las páginas 523 a 627 y el libro cinco de su obra maestra , Harmonice Mundi ( armonías del mundo ), se reimprime en las páginas 635 a 732 de Sobre los hombros de los gigantes : las grandes obras de física y astronomía (obras de Copérnico, Kepler , Galileo , Newton y Einstein ). Stephen Hawking , ed. 2002 ISBN 0-7624-1348-4 
• Una derivación de la tercera ley del movimiento planetario de Kepler es un tema estándar en las clases de mecánica de ingeniería. Véanse, por ejemplo, las páginas 161 a 164 de Meriam, JL (1971) [1966]. Dinámica, 2ª ed. Nueva York: John Wiley. ISBN 978-0-471-59601-1..
• Murray y Dermott, Dinámica del sistema solar, Cambridge University Press 1999, ISBN 0-521-57597-4 
• VI Arnold, Métodos matemáticos de la mecánica clásica , Capítulo 2. Springer 1989, ISBN 0-387-96890-3 

enlaces externos

• B. Surendranath Reddy; animación de las leyes de Kepler: subprograma Archivado el 6 de octubre de 2013 en Wayback Machine.
• "Derivación de las leyes de Kepler" (a partir de las leyes de Newton) en Physics Stack Exchange .
• Crowell, Benjamin, Light and Matter , un libro en línea que demuestra la primera ley sin el uso de cálculo (ver sección 15.7)
• David McNamara y Gianfranco Vidali, "Segunda ley de Kepler: tutorial interactivo de Java", un subprograma de Java interactivo que ayuda a comprender la segunda ley de Kepler.
• Cain, Gay (10 de mayo de 2010), Elenco de astronomía , "Ep. 189: Johannes Kepler y sus leyes del movimiento planetario"
• Departamento de Física y Astronomía de la Universidad de Tennessee: Astronomía 161, "Johannes Kepler: Las leyes del movimiento planetario"
• Equant comparado con Kepler: modelo interactivo [1] Archivado el 26 de diciembre de 2008 en Wayback Machine ^{[ enlace muerto ]}
• Tercera ley de Kepler: modelo interactivo [2] Archivado el 26 de diciembre de 2008 en Wayback Machine ^{[ enlace muerto ]}
• Simulador del sistema solar (applet interactivo) Archivado el 13 de diciembre de 2018 en Wayback Machine.
• "Kepler y sus leyes" en From Stargazers to Starships por David P. Stern (10 de octubre de 2016)
• "Las tres leyes del movimiento planetario de Kepler" en YouTube por Jens Puhle (27 de diciembre de 2023): un vídeo que explica y visualiza las tres leyes del movimiento planetario de Kepler