Pregrado
  1. Mecánica clásica  1.1. dinámica  1.1.1. Movimiento en una dimensión  1.1.2. Movimiento en dos dimensiones  1.1.3. projectile motion  1.1.4. Velocidad relativa  1.1.5. Movimiento circular uniforme  1.1.6. Movimiento circular no uniforme  1.1.7. Sistemas de referencia y transformaciones  1.2. Newton's Laws of Motion  1.2.1. Primera ley del movimiento  1.2.2. Segunda ley del movimiento  1.2.3. Tercera Ley del Movimiento  1.2.4. Aplicaciones de las leyes de Newton  1.2.5. Fricción y sus tipos  1.2.6. Diagrama de Cuerpo Libre  1.2.7. Restricciones y pseudo-fuerzas  1.3. Trabajo y energía  1.3.1. Trabajo realizado por la fuerza  1.3.2. Teorema trabajo-energía  1.3.3. Energía cinética  1.3.4. Energía potencial en la mecánica clásica  1.3.5. Fuerzas conservativas y no conservativas  1.3.6. Conservación de la Energía  1.3.7. Poder y eficiencia  1.4. Velocidad y colisiones  1.4.1. Momento lineal  1.4.2. Conservación del momento  1.4.3. Impulso y fuerza de impacto  1.4.4. Colisión elástica e inelástica  1.4.5. Centro de masa y velocidad  1.4.6. Propulsión de Cohetes  1.5. Movimiento rotacional  1.5.1. Torque y Momento Angular  1.5.2. Momento de inercia  1.5.3. Cinemática Rotacional  1.5.4. Energía Rotacional  1.5.5. Movimiento de rodadura  1.5.6. Precesión y movimiento giroscópico  1.6. Fuerza gravitacional  1.6.1. La ley de la gravitación universal de Newton  1.6.2. Energía potencial gravitatoria  1.6.3. Mecánica orbital  1.6.4. Leyes del movimiento planetario de Kepler  1.6.5. Campo y potencial gravitatorio  1.7. Mecánica de fluidos  1.7.1. Presión y el Principio de Pascal  1.7.2. Flotabilidad y el principio de Arquímedes  1.7.3. Dinámica de Fluidos y el Principio de Bernoulli  1.7.4. Viscosidad y la ley de Poiseuille  1.7.5. Tensión superficial y capilaridad  1.8. Oscilaciones y ondas  1.8.1. Movimiento Armónico Simple  1.8.2. Oscilaciones amortiguadas y forzadas  1.8.3. Oscilaciones acopladas y modos comunes  1.8.4. Propiedades y tipos de ondas  1.8.5. Ondas Sonoras y el Efecto Doppler  1.8.6. Interferencia de ondas y superposición
  2. Electromagnetismo  2.1. Electrostática  2.1.1. Carga eléctrica y propiedades  2.1.2. Ley de Coulomb  2.1.3. Electric field and electric potential  2.1.4. La Ley de Gauss  2.1.5. Capacitancia y Dieléctrico  2.1.6. Dipolo eléctrico y energía potencial  2.2. Circuitos eléctricos  2.2.1. Corriente y Resistencia  2.2.2. Ley de Ohm  2.2.3. Leyes de Kirchhoff  2.2.4. Circuito RC  2.2.5. Circuitos de CA y Reactancia  2.2.6. Electricidad y energía eléctrica  2.3. Magnetismo  2.3.1. Campos y Fuerzas Magnéticas  2.3.2. La Ley de Ampere  2.3.3. Momento dipolar magnético  2.3.4. Ley de Biot-Savart  2.3.5. Materiales Magnéticos y Histeresis  2.4. Inducción electromagnética  2.4.1. Ley de Faraday  2.4.2. La ley de Lenz  2.4.3. Autoinducción y mutua inducción  2.4.4. Transformadores y Circuitos Inductivos  2.5. Ecuaciones de Maxwell  2.5.1. La ley de Gauss para la electricidad  2.5.2. Ley de Gauss para el magnetismo  2.5.3. La ley de inducción de Faraday  2.5.4. Ley de Ampere-Maxwell  2.5.5. Ondas electromagnéticas
  3. Termodinámica  3.1. Leyes de la Termodinámica  3.1.1. Ley cero de la termodinámica  3.1.2. Primera ley de la termodinámica  3.1.3. Segunda Ley  3.1.4. Tercera Ley  3.2. Calor y trabajo  3.2.1. Transferencia de calor (conducción, convección, radiación)  3.2.2. Expansión térmica  3.2.3. Motores térmicos y refrigeradores  3.2.4. Ciclo de Carnot y eficiencia  3.3. Mecánica estadística  3.3.1. Distribución de Maxwell–Boltzmann  3.3.2. Entropía y Probabilidad  3.3.3. Función de partición  3.3.4. Estadísticas de Fermi–Dirac y Bose–Einstein
  4. Óptica  4.1. Óptica Geométrica  4.1.1. Reflexión y refracción  4.1.2. Espejos y lentes  4.1.3. Instrumentos Ópticos  4.1.4. El principio de Fermat  4.2. Óptica de ondas  4.2.1. Interferencia en la óptica de ondas  4.2.2. Difracción  4.2.3. Polarización  4.2.4. Coherencia y holografía
  5. Mecánica cuántica  5.1. Dualidad onda-partícula  5.1.1. Radiación de cuerpo negro en la dualidad onda-partícula en la mecánica cuántica  5.1.2. Efecto fotoeléctrico  5.1.3. Dispersión Compton  5.1.4. Longitud de onda de De Broglie  5.2. Ecuación de Schrödinger  5.2.1. Ecuación de Schrödinger independiente del tiempo  5.2.2. Partícula en una caja  5.2.3. Efecto túnel cuántico  5.2.4. Pozos de potencial y obstáculos  5.3. Estados Cuánticos  5.3.1. Función de onda  5.3.2. Operadores cuánticos  5.3.3. Principio de incertidumbre de Heisenberg  5.3.4. Momento angular y espín
  6. Relatividad  6.1. Relatividad especial  6.1.1. Transformaciones de Lorentz  6.1.2. Expansión del tiempo y contracción de la longitud  6.1.3. Energía y momento relativista  6.2. Relatividad general  6.2.1. Principio de Equivalencia  6.2.2. Métrica de Schwarzschild  6.2.3. Ondas gravitacionales  6.2.4. Agujeros negros y horizontes de eventos
  7. Física del estado sólido  7.1. Estructura cristalina  7.1.1. Redes de Bravais  7.1.2. Difracción de rayos X  7.1.3. Teoría de bandas  7.1.4. Fonones y vibraciones de red  7.2. Propiedades Eléctricas y Magnéticas  7.2.1. Conductores, Semiconductores e Aislantes  7.2.2. Superconductividad  7.2.3. Efecto Hall
  8. Física nuclear y de partículas  8.1. Estructura Atómica  8.1.1. Modelo Atómico  8.1.2. Energía de enlace nuclear  8.2. Radiactividad  8.2.1. Desintegración alfa, beta, gamma  8.2.2. Vida media  8.2.3. Fisión y Fusión Nuclear  8.3. Física de partículas  8.3.1. Modelo Estándar  8.3.2. Quarks y Leptones  8.3.3. antimateria  8.3.4. Interacciones fundamentales
  9. Astrofísica y cosmología  9.1. Evolución estelar  9.1.1. Formación estelar  9.1.2. Agujeros negros y estrellas de neutrones  9.1.3. Enanas blancas y supernovas  9.2. Cosmología  9.2.1. La Teoría del Big Bang  9.2.2. Materia oscura y energía oscura  9.2.3. Fondo cósmico de microondas

Pregrado → Mecánica clásica → Fuerza gravitacional ↓


Leyes del movimiento planetario de Kepler


Las leyes del movimiento planetario de Kepler son tres leyes científicas que describen el movimiento de los planetas alrededor del Sol. Estas leyes, formuladas a principios del siglo XVII, revolucionaron nuestra comprensión del sistema solar. El matemático y astrónomo alemán Johannes Kepler propuso que los planetas se mueven en órbitas elípticas en lugar de circulares, desafiando la creencia de larga data en las órbitas circulares. Estas leyes son fundamentales para el estudio de la mecánica celeste y han sentado las bases para la mecánica clásica y la astronomía.

Primera ley: La ley de las elipses

La primera de las leyes de Kepler es la ley de las elipses. Afirma que la órbita de un planeta es elíptica, con el Sol en uno de los dos focos.

Elipse: Una forma ovalada regular, trazada por un punto que se mueve en un plano de manera que la suma de sus distancias desde dos otros puntos (focos) es constante.

En términos simples, esta ley nos dice que un planeta no gira alrededor del Sol en un círculo perfecto. En cambio, sigue un camino elíptico. Imagina un círculo alargado; es una elipse.

Foco 1 Foco 2 Óvalo Sol

En la elipse de arriba, los dos puntos de foco, etiquetados como foco 1 y foco 2, representan puntos importantes en la elipse. El Sol se encuentra en uno de estos puntos de foco, no en el centro.

En la estructura real del sistema solar, cada planeta orbita alrededor del Sol en una elipse única. La forma de la órbita de cada planeta se caracteriza por su excentricidad, que es una medida de cuán estirada está la elipse. Los círculos son un caso especial de elipses con excentricidad cero. Las elipses extremadamente alargadas tienen grandes excentricidades.

Segunda ley: Ley de las áreas iguales

La segunda ley de Kepler, también conocida como la ley de las áreas iguales, establece que el segmento de línea que une un planeta y el Sol barre áreas iguales en intervalos de tiempo iguales.

Si un planeta se mueve de tal manera que el tiempo para viajar desde el punto A hasta B es igual al tiempo desde C hasta D, entonces el área barrida por la línea AB es igual al área barrida por la línea CD.

Esto significa que la velocidad de la órbita del planeta alrededor del Sol no es uniforme. Cuando un planeta está más cerca del Sol, como el punto B en el diagrama, se mueve más rápido y cubre una mayor distancia en el mismo tiempo. Por el contrario, cuando está más lejos del Sol, se mueve más lentamente.

La consecuencia de esta ley es que los planetas tienen velocidades variables en su órbita; aceleran a medida que se acercan al Sol y disminuyen su velocidad al alejarse. Este concepto nos ayuda a entender por qué algunos planetas tardan más o menos tiempo en completar su órbita, dependiendo de su posición en la elipse.

Tercera ley: La ley de la armonía

La tercera ley de Kepler, la Ley de la Armonía, establece que el cuadrado del período orbital de cualquier planeta es proporcional al cubo del semieje mayor de su órbita.

(T^2) ∝ (a^3)

Expresado matemáticamente, si T representa el tiempo que tarda un planeta en completar una revolución alrededor del Sol (el período de revolución), y a representa el semieje mayor de su órbita elíptica, entonces:

T^2 = k * a^3

Aquí, k es una constante que es la misma para todos los planetas que orbitan el mismo astro. Esta ley revela una relación armoniosa entre la distancia de los planetas al Sol y sus períodos orbitales. Esto se puede ver al comparar diferentes planetas:

Sol Planeta 1 Planeta 2 Planeta 3

En el diagrama anterior, diferentes caminos circulares representan diferentes planetas. El Planeta 1, que está más cerca del Sol, completará su órbita más rápidamente que el Planeta 3, que está más lejos. Por eso los planetas como Mercurio, que están más cerca del Sol, tienen años más cortos que los planetas distantes como Júpiter.

Aplicaciones e importancia

Las leyes del movimiento planetario de Kepler sentaron las bases para la teoría de la gravitación universal de Isaac Newton. Newton fue capaz de proporcionar una explicación física y una base matemática para las descripciones de Kepler. Además, estas leyes son importantes para entender la navegación celeste y la exploración espacial, como la determinación de las trayectorias de las naves espaciales.

A una escala más amplia, las leyes de Kepler ayudan a profundizar nuestra comprensión de cómo operan las fuerzas gravitacionales en el espacio. Solidifican la noción de que fuerzas naturales guían los movimientos de los habitantes celestes de nuestro sistema solar y los planetas que observamos.

Conclusión

Las leyes del movimiento planetario de Kepler proporcionan descripciones detalladas de las órbitas planetarias y revolucionan la manera en que los humanos interpretan el universo. Estas leyes respaldan la idea de que las observaciones deben coincidir con modelos matemáticos precisos para predecir nuevos descubrimientos y comprensiones.

El estudio de estas leyes marca un período importante en la historia científica cuando el pensamiento racional comenzó a prevalecer sobre las creencias anteriores. A pesar de su antigüedad, las leyes de Kepler siguen siendo relevantes y continúan influyendo en los estudios astronómicos modernos y en la mecánica celeste.


Pregrado → 1.6.4


U
username
0%
completado en Pregrado

← Anterior (1.6.3)
Mecánica orbital
Siguiente (1.6.5) →
Campo y potencial gravitatorio

Comentarios 



Leyes del movimiento planetario de Kepler

https://www.physicsflow.com/ug/1.6.4?pfal=es