Leyes de Kepler

    A pesar de la oposición que suscitó en un principio el heliocentrismo en determinados círculos científicos y religiosos, algunos estudiosos del problema comenzaron a pronunciarse a favor de esta teoría durante los siglos XV y XVI. En este sentido, puede citarse a William Gilbert, Giordano Bruno y, sobre todo, al danés Tycho Brahe, inventor de varios dispositivos para la observación de los astros y autor de numerosas medidas astronómicas de gran precisión.

    La labor de Brahe fue continuada por el alemán Johannes Kepler, decidido seguidor de la doctrina de Copérnico y dispuesto a perfeccionar la teoría heliocéntrica con el apoyo de las matemáticas. Sus cuidadosas y prolijas observaciones y medidas le llevaron a establecer la practicidad de situar al Sol en el centro del universo, en vez de la Tierra. Sus leyes permitieron describir con extraordinaria precisión el movimiento de los planetas alrededor del mismo. Tales leyes son:

    1. Los planetas describen órbitas elípticas en uno de cuyos focos está el Sol.

    2. La velocidad areolar es constante, es decir, el radio vector que une cada planeta con el Sol barre superficies iguales en cada unidad de tiempo. En términos de mecánica clásica, esta segunda ley equivale a afirmar la constancia del momento angular, lo que supone que la velocidad orbital es variable, siendo máxima en el perihelio (cuando está a distancia mínima del Sol) y mínima en el afelio (a distancia máxima del Sol).

    3. El cuadrado del periodo de revolución de cada planeta (tiempo que tarda en dar una vuelta alrededor del Sol) es proporcional al cubo de la distancia media de ese planeta al Sol. Esta tercera ley se ha formulado según la siguiente expresión:

    donde T es el periodo orbital, a el semieje mayor de la órbita y m y m’ las masas, respectivamente del cuerpo central y del cuerpo orbitante y G es la constante newtoniana de gravitación universal.