|
De la antigüedad a la edad media
El movimiento aparente de los planetas
Los principios de la astronomía
La astronomía en Mesopotamia
La astronomía de Egipto antiguo
La astronomía griega
La astronomía en tierra de Islam
La llegada de la astronomía moderna
Nicolás Copérnico
Tycho Brahe
Johannes Kepler
Galileo Galilei
Isaac Newton
La mecánica celeste
El nacimiento de la astrofísica
Las ondas luminosas
El análisis espectral, la temperatura y la composición química
El análisis espectral, el efecto Doppler y otras aplicaciones
La astronomía de los siglos XX y XXI
Catalejos y telescopios
La alta resolución angular
La radioastronomía
La astronomía en otras longitudes de onda
Johannes Kepler
Johannes Kepler, nacido en 1571, empezó su carrera como asistente de
Tycho
Brahe. A la muerte de este último, todas las observaciones preciadas de planetas,
acumuladas durante una veintena de años, se hicieron propiedad de Kepler.
Las órbitas elípticas
El astrónomo alemán se interesó muy particularmente por el movimiento de
Marte,
que ningún sistema existente lograba reproducir con precisión.
Después de cálculos muy laboriosos, Kepler se halló en situación de determinar
el origen de las irregularidades del movimiento de Marte: la órbita del planeta
alrededor del Sol no era circular, sino era una elipse, un tipo particular de
óvalo.
Kepler publicó este resultado en 1609, en Astronomia Nova (Astronomía nueva), y
enterró definitivamente el antiguo dogma de la circularidad de las órbitas
planetarias.
Johannes Kepler (Weil der Stadt, Alemania, 27 de diciembre de 1571 -
Ratisbona, Alemania, 15 de noviembre de 1630), figura clave en la revolución
científica, astrónomo y matemático alemán; fundamentalmente conocido por sus
leyes sobre el movimiento de los planetas en su órbita alrededor del Sol. Fue
colaborador de Tycho Brahe, a quien sustituyó como matemático imperial de
Rodolfo II.
En 1935 la UAI decidió en su honor llamarle «Kepler» a un astroblema lunar.
Crédito:
Wikimedia Commons
Un
a velocidad no uniforme
Kepler también mostró que Marte no recorría su órbita a velocidad constante,
sino a una velocidad en función de la distancia del planeta al Sol.
De hecho, Kepler descubrió que el Sol no se encontraba en el centro de la elipse
de Marte, sino en un punto un poco desplazado llamado foco de la elipse. Cuando
el planeta pasaba por el punto más próximo de la órbita de este foco, el
perihelio,
su velocidad era máxima. Cuando pasaba por el punto más alejado, el
afelio, su velocidad era mínima.
Una relación entre período de revolución y tamaño de la órbita
Después del éxito de su estudio de Marte, Kepler también atacó a los otros
planetas. Después de varios años de cálculos, sacó a la luz una ley que
describía el movimiento de cada planeta alrededor del Sol.
Puso de manifiesto que el cuadrado del período de revolución de un planeta, es
decir, el tiempo necesario para hacer una vuelta completa, era proporcional al
cubo del tamaño de su órbita.
Esta ley se reveló extremadamente útil, porque bastaba entonces con determinar
uno de estos tamaños, período o dimensión de la órbita, para conocer
inmediatamente el otro.
Además, como esta ley se generaliza a todo cuerpo en órbita alrededor de otro,
permitió más tarde determinar la masa de numerosos cuerpos, tanto la de Plutón
como la de numerosas
estrellas
binarias.
Según la primera ley de Kepler, cada planeta (M) del sistema solar se
desplaza sobre una elipse y el Sol (S) está situado en uno de los focos de esta
elipse. Según la segunda ley de Kepler, una línea, trazada entre el Sol y el
planeta, barre siempre la misma superficie (en color amarillo) en un intervalo
del tiempo dado: el planeta se desplaza entonces más rápidamente cuando se encuentra
en su punto más próximo del Sol (el perihelio) que cuando se encuentra en su
punto el más alejado (el afelio). Según la tercera ley de Kepler, la relación
del cuadrado del período de revolución sobre el cubo del tamaño de la elipse es
la misma para todos los planetas del sistema solar. Crédito:
Wikimedia Commons |
