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ROTACIÓN DEL CUERPO RÍGIDO (ROTACION Y TRASLACION)
LEYES DE KEPLER
El movimiento de los planetas y de las estrellas ha sido estudiadazo
durante miles de años. Desde el siglo II D.C. , el astrónomo griego Claudio
Ptolomeo estableció la teoría de que la Tierra era el centro del universo (Teoría
Geocéntrica). Muchos siglos después, Nicolás Copérnico (1473-1543) fue
capaz de demostrar que la Tierra y otros planetas en realidad se movían en
órbitas circulares alrededor del Sol.
El astrónomo danés Tycho Brahe (1546-1601) realizó un gran número
de mediciones sobre el movimiento de los planetas durante un periodo de
veinte años, proporcionando medidas bastante precisas sobre el movimiento de
los planetas y de más de 700 estrellas visibles al ojo humano. Puesto que el
telescopio todavía no se inventaba, Brahe hizo sus mediciones utilizando un
gran sextante y un compás. A partir de estas primeras observaciones el modelo
del sistema solar ha evolucionado hasta llegar al que se acepta actualmente.
El astrónomo alemán Johannes Kepler, que fue discípulo de Brahe,
retomó los innumerables datos recopilados por Brahe y trabajó con ellos
muchos años intentando desarrollar un modelo matemático que concordara con
los datos observados. Al principiar esta observación, le parecía obvio a Kepler
que las órbitas de los planetas pudieran no ser circulares. Sus estudios
demostraron que la órbita del planeta Marte era en realidad una elipse, con el
Sol en uno de sus focos. Esta conclusión posteriormente se generalizó para
todos los planetas que giran alrededor del Sol, y Kepler fue capaz de
establecer varios enunciados matemáticos relacionados con el Sistema Solar.
Actualmente dichos enunciados se conocen como las Leyes de Kepler del
movimiento planetario.
Primera Ley de Kepler : Todos los planetas se mueven en órbitas elípticas
con el Sol en uno de los focos. Esta Ley a veces se llama Ley de las
órbitas.
foco 1
a
m
b
foco 2 planeta mp
r
c
ms
La figura anterior presenta un planeta de masa mp que se mueve en una
órbita elíptica alrededor del Sol, cuya masa es ms. El semieje mayor es a y el
semieje menor es b. El valor más pequeño de la distancia r del planeta al Sol
se llama perihelio y el valor más grande afelio. La distancia c del Sol al centro
de la elipse debe obedecer la ecuación a2 = b2 + c2. El cociente c/a se define
como la excentricidad de la órbita. Con excepción de Marte, Mercurio y
Plutón, la mayoría de las órbitas planetarias son casi circulares y tienen una
excentricidad que es aproximadamente igual a 1, puesto que c es casi igual a
a.
Segunda Ley de Kepler: Una línea que conecte un planeta con el
Sol abarca áreas iguales en tiempos iguales. A esta Ley se le llama
también Ley de las áreas.
La segunda Ley se ilustra en la figura siguiente. Significa que el planeta
debe moverse más lentamente cuando está más alejado del sol, (afelio) y más
rápidamente cuando está más cerca del sol, (perihelio). Newton, fue capaz de
demostrar posteriormente que esta observación, al igual que las otras dos
leyes, eran consecuencia de su Ley de la gravitación universal.
Area 2. t2
Area 1. t1
Tercera ley de Kepler: El cuadrado del periodo de cualquier planeta
es proporcional al cubo de la distancia media del planeta al Sol. Esta Ley
se conoce como Ley de los periodos.
La tercera Ley de Kepler se representa claramente por medio de la
siguiente ecuación válida para un satélite en una órbita circular.
T2 = 4 π2 R3.
Gme
También es cierta para elipses si reemplazamos R (la distancia
media del planeta al Sol) con a, el semieje mayor de la elipse. Por lo tanto, una
forma más general para la ecuación anterior puede escribirse como:
T2 = 4 π2a3
Gms
Observe que cuando la trayectoria del planeta es circular, a = R, y
las dos ecuaciones anteriores son equivalentes.
No hace mucho tiempo, quizá en los mejores tiempos de los abuelos,
era una idea extravagante, además de improbable, el que los seres humanos
pronto estarían en cómodas naves espaciales muy por encima de la atmósfera,
en órbita alrededor del planeta Tierra. Tan recientemente como 1969, el
hombre llegó por primera vez a la Luna. Hoy en día, los programas de noticias
que recibe cada familia por televisión en todo el mundo se transmiten vía
satélite. Precisamente en este momento, es muy probable que algunos
astronautas o cosmonautas estén allá arriba. El hombre se está preparando
ahora para exploraciones espaciales que lo llevarán quién sabe a dónde. Los
logros obtenidos en cada viaje espacial, asombrosos de acuerdo con los
criterios actuales, aunque quizá curiosos y anticuados según los criterios del
mañana, tuvieron en retrospectiva sus inicios en una granja de Woolsthorpe,
Inglaterra. Fue allá donde Isaac Newton descubrió la Ley de la gravitación
universal y su función en los movimientos de la Luna, los planetas y los
satélites
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