Leyes De Kepler

INTRODUCCIÓN

Desde tiempos remotos, el ser humano ha tratado de interpretar la realidad a través de explicaciones que le permitan comprender la naturaleza del universo, siendo la ciencia un elemento indispensable en la explicación de los fenómenos naturales y sociales. La historia de la ciencia nos muestra que éste ha sido un quehacer apasionante para aquellas personas que han dedicado gran parte de su vida en intentar desentrañar la realidad, o vista desde otra óptica más razonable de “construir la realidad” ya que ésta en su totalidad no puede ser percibida debido al contexto sociocultural en el que se encuentra inmerso el científico, a sus prejuicios, a sus convicciones, expectativas y/o debido a las limitaciones de ir más allá de lo imaginable.

Como veremos a continuación, se abordarán las tres leyes propuestas por Johannes Kepler acerca de los movimientos de los planetas propuesta a principios del siglo XVII para intentar ejemplificar la forma sobre cómo las teorías perduran o son suplantadas por otras que describen mejor la realidad respecto al momento histórico; lo que indica que la ciencia no es un producto inmutable e inacabado, sino un ejercicio constante, que pone en juego la reflexión, el análisis y la lógica, lo que permite a la mente humana no sólo “conocer” sino también imaginar, percibir, crear, haciendo de la ciencia un arte.

ANTECEDENTES HISTÓRICOS

SISTEMA DE TOLOMEO

Claudio de Tolomeo, astrónomo y matemático elaboró una serie de teorías astronómicas, las cuales dominaron el pensamiento científico hasta el siglo XVI. Fue hasta el siglo II d.C cuando presentó el modelo geocéntrico o Sistema de Tolomeo, éste planteaba que la tierra permanecía inmóvil en el centro del universo, teniendo como astros cercanos a la luna, mercurio, Venus, Sol, Marte, Júpiter y saturno, éstos tres últimos llamados “estrellas inmóviles”. Aunque en la actualidad bien sabemos que la teoría del sistema de Tolomeo es errónea, no fue sino hasta 1543 cuando esta teoría fue sustituida por el sistema de Copérnico.

SISTEMA DE COPÉRNICO

Es en el siglo XVI cuando Nicolás Copérnico oponiéndose en repetidas veces al sistema de Tolomeo plantea la teoría Heliocéntrica que en un principio no fue difundida sino hasta seis años después debido al contexto social que imperaba en aquellos días. Copérnico temió el rechazo de la comunidad científica y religiosa; sin embargo fue aceptado a finales del siglo XVII.

La teoría heliocéntrica propone que en vez de ser los astros los que giran alrededor de la tierra, son los astros incluyendo a la tierra los que giran alrededor del sol, así mismo describe que es la tierra quien realiza un giro alrededor de su propio eje al día y un giro completo alrededor del sol cada año. Este nuevo modelo permite explicar el movimiento de los astros de una manera más precisa, ganándose la aceptación de la comunidad científica y de la comunidad en general.

Aunque en nuestros días se acepta la tesis copernicana, ésta ha sido corregida, pues las órbitas de los planetas no son circulares, como creía Copérnico, sino elípticas, como mostró Kepler. Asimismo, el Sol, como los demás astros del firmamento, también se mueven.

TYCHO BRAHE

El astrónomo danés Tycho Brahe procedió a medir con precisión las posiciones de algunas estrellas y planetas en el cielo y a graficar los movimientos de cada uno mediante el uso de una esfera y un compás. En el esquema de Tycho, los planetas giran alrededor del sol, mientras que las estrellas fijas giran una revolución diurna en torno al globo. Los datos obtenidos en la actualidad aún son admirados por la precisión obtenida.

LEYES DE KEPLER

A continuación se mencionarán las tres leyes de Kepler:

La trayectoria de cada planeta alrededor del sol es una elipse; el sol es uno de sus focos.

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

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

• Semieje mayor a=(r2+r1)/2

• Semieje menor b

• Semidistancia focal c=(r2-r1)/2

• La relación entre los semiejes es a2=b2+c2

• La excentricidad se define como el cociente e=c/a=(r2-r1)/(r2+r1)

La recta (imaginaria) que une al sol con cualquier planeta describe áreas iguales en tiempos iguales, es decir, cuando el planeta está más alejado del Sol (afelio) su velocidad es

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