Las órbitas de los planetas
Desde tiempos inmemoriales, los seres humanos intentaron dilucidar
el movimiento de los astros en un cielo nocturno.
Las especulaciones iniciales provienen de la Grecia clásica. Sin embargo,
las primeras leyes que lograron explicar satisfactoriamente el movimiento
de los planetas fueron establecidas por Johannes Kepler, en el siglo XVII.
¿Qué características comunes presentan los movimientos de estos cuerpos?
el movimiento de los astros en un cielo nocturno.
Las especulaciones iniciales provienen de la Grecia clásica. Sin embargo,
las primeras leyes que lograron explicar satisfactoriamente el movimiento
de los planetas fueron establecidas por Johannes Kepler, en el siglo XVII.
¿Qué características comunes presentan los movimientos de estos cuerpos?
Las Leyes de Kepler
Uno de los primeros asuntos en ser abordados en la antigüedad clásica fue el de los movimientos de los planetas en el cielo. El problema no se resolvió hasta que Tycho Brahe (1546-1601), el mejor observador a "ojo desnudo" de la antigüedad, y Johannes Kepler (1571-1630), unieron sus esfuerzos. Gracias a los datos recopilados por Brahe, Kepler fue capaz de desentrañar las reglas ocultas en el movimiento de los planetas. Descubrió que los movimientos planetarios cumplen tres leyes sencillas:
Kepler dijo:
I.- los planetas se mueven en órbitas elípticas con el Sol en uno de los focos de la elipse
donde T es el período orbital de los planetas, a la distancia promedio al Sol (semieje mayor de la elipse) y la constante k tiene el mismo valor para todos los cuerpos del Sistema Solar.
Esta misma ley también pudo ser útil para comparar la relación entre los períodos y las distancias radiales entre dos planetas que orbi-tan alrededor del Sol, o de cualquier par de objetos alrededor de un cuerpo con una masa mucho mayor que estos últimos. En este caso, la Tercera Ley de Kepler se expresa como:
donde T₁ y T₂ son los períodos orbitales de los objetos 1 y 2, mientras que a₁ y a₂ son sus respectivos radios orbitales.
Si se consideran dos intervalos de tiempos iguales (t₁₋₂ =t₃₋₄) las áreas que barre el radio vector del planeta son iguales. Es evidente entonces que, cuánto más cerca del sol se encuentre el planetam más rápidamente se mueve.
Algunas Consecuencias de las Leyes de Kepler
Una de las consecuencias de la segunda Ley de Kepler es que un cuerpo en órbita alrededor de otro se mueve tanto más rápidamente cuanto menor es la distancia que los separa. Por ejemplo, la velocidad orbital de Mercurio es mayor en el perihelio (punto de distancia mínima al Sol) que en el afelio (punto de máxima distancia). La tercera Ley, en cambio, implica que los planetas más alejados se mueven mucho más lentamente que los más cercanos al Sol, lo que unido a su mayor radio orbital, hace que los planetas de las regiones externas del Sistema Solar tengan periodos orbitales mucho más largos que los astros próximos a nuestra estrella (se puede consultar la tabla).
Por último, con la hipótesis heliocéntrica y las leyes de Kepler, se descubrió que los planetas se mueven alrededor del Sol en sentido directo; es decir, si se mira desde el polo Norte celeste (desde el hemisferio Norte se observan astros que no pueden ser observados desde el hemisferio Sur, y viceversa) los planetas giran en el sentido contrario al de las agujas del reloj.
Validez de las Leyes de Kepler
Las Leyes de Kepler son válidas para cualquier objeto que se mueva en una órbita alrededor del Sol o de otras estrellas. Incluso pueden describir correctamente las órbitas de los satélites artificiales alrededor de la Tierra. Con toda su simplicidad, pueden aplicarse a todos los objetos del Universo, con la condición de que el campo gravitatorio en que se encuentren no sea demasiado intenso. En este último caso es necesario considerar los efectos descritos por la Teoría de la Relatividad General, como en el caso del planeta Mercurio.
La teoría de la relatividad general postula que la presencia de un cuerpo de gran masa deforma el espacio que lo rodea. Este hecho explica el comportamiento anómalo, de acuerdo con la Teoría de Kepler y de Newton, del movimiento del planeta mercurio durante el perihelio de su órbita. La discrepancia en el movimiento es de 43s de arco por centuria. El diagrama muestra cómo una superficie bidimensional "se deforma en una tercera dimensión" y hace que las líneas rectas se transformen en curvas.
Esta deformación del espacio debería producir un cambio en las posiciones observadas de las estrellas que aparecen detrás del sol. Pero la luz que proviene de ellas queda oculta por el brillo del sol, excepto durante los eclipses totales. En 1917, durante un eclipse total de sol, el astrónomo británico ArthurEddington corroboró en África exactamente esta predicción teórica, realizada por Albert Einstein. De esta forma quedó demostrada que la naturaleza del espacio y del tiempo resultaba ser muy distinta de la que predijera Newton
Fisica Activa
Puerto de Palos. Casa de Ediciones
