Artigo sobre Lei de Kepler
Você ainda se lembra da primeira vez que andou de carro? Quando estamos em um carro em movimento, temos a impressão de que uma árvore ou um prédio está se movendo. Naquele momento, podemos pensar que as árvores ou os prédios estão se movendo, enquanto nós e o carro estamos parados. Na verdade, nós e o carro nos movemos, enquanto as árvores ou os prédios permanecem imóveis. Essa sensação de movimento é vivenciada todos os dias. Todas as manhãs, o sol nasce no horizonte leste, se move para oeste e se põe no horizonte oeste à tarde.
Da mesma forma, à noite, você costuma ver a lua se movendo de leste para oeste. Você já pensou ou imaginou que o sol e a lua se moviam ao redor da Terra enquanto a Terra estava em repouso?
História do desenvolvimento da astronomia
Os humanos que viveram na antiguidade (início da era cristã) também consideravam o Sol, a Lua e outros corpos celestes se movendo ao redor da Terra, enquanto a Terra parecia estar em repouso. Em outras palavras, a Terra era considerada o centro do universo (geocentrismo). Essa suposição se baseava na experiência sensorial limitada dos humanos, que diariamente observavam o Sol, a Lua e as estrelas se movendo, enquanto a Terra parecia estar em repouso. De forma semelhante a estar em um carro em movimento, você tem a impressão de que as árvores ou os prédios estão se movendo. A ideia de que a Terra é o centro do universo foi pesquisada e desenvolvida pelo astrônomo grego Cláudio Ptolomeu (100-170 d.C.) no século II d.C. e foi aceita pelos 1400 anos seguintes.
Segundo Ptolomeu, a Terra estava no centro do sistema solar. O Sol e os planetas orbitam um círculo (movimento de rotação), cujo centro circunda a Terra em uma trajetória circular (movimento de revolução).
Em 1543, o astrônomo polonês Nicolau Copérnico (1473-1543) propôs um modelo heliocêntrico, no qual o Sol estaria no centro do sistema solar. Os planetas, incluindo a Terra, descrevem uma órbita circular ao redor do Sol (movimento de revolução), cujo centro circunda o Sol. Copérnico possuía uma compreensão mais avançada do que Ptolomeu, pois colocava o Sol no centro do sistema solar. Mesmo assim, Copérnico ainda utilizava círculos como forma de descrever o movimento planetário.
Debates acalorados sobre os modelos geocêntrico e heliocêntrico incentivam os astrônomos a fazer observações mais cuidadosas. Naquela época, os astrônomos observavam os corpos celestes apenas a olho nu, sem o uso de instrumentos como telescópios ou binóculos. O telescópio ainda não havia sido inventado. O primeiro telescópio capaz de observar corpos celestes foi construído pelo cientista italiano Galileu Galilei, em 1609. Galileu usou seu telescópio artificial para observar corpos celestes e utilizou seus dados observacionais para argumentar contra os defensores do modelo geocêntrico.
O famoso astrônomo dinamarquês Tycho Brahe (1546-1601) foi o último a observar corpos celestes usando apenas a visão humana. Após observações realizadas entre 1576 e 1599, Tycho Brahe colaborou com o astrônomo alemão Johannes Kepler (1571-1630), que também era matemático e assistente de Tycho Brahe. A colaboração entre Brahe e Kepler foi breve, pois Tycho Brahe faleceu. Após a morte de Brahe, Kepler utilizou os dados astronômicos obtidos por seu mestre e dedicou cerca de vinte anos de sua vida à criação de modelos matemáticos para explicar os movimentos dos planetas.
A primeira obra de Kepler no campo da astronomia, intitulada "O Mistério do Universo", foi publicada em 1596. No livro, ele buscava um alinhamento entre as órbitas planetárias de acordo com as observações de Copérnico e Tycho Brahe . No entanto, Kepler não conseguiu encontrar harmonia entre os modelos desenvolvidos por Copérnico e Ptolomeu com os resultados das observações de Tycho Brahe. Portanto, ele abandonou os modelos ptolomaico e copernicano e buscou novos modelos. Em 1609, Kepler descobriu que as elipses se ajustavam muito bem aos resultados das observações de Tycho Brahe. Kepler deixou de usar o círculo como forma de representar a trajetória dos corpos celestes, passando a utilizar elipses.
Lei de Kepler
Essa lei foi proposta por Kepler, meio século antes de Isaac Newton propor suas três leis do movimento e a lei da gravitação universal.
Primeira lei de Kepler
A trajetória de cada planeta ao redor do Sol é uma elipse, onde o Sol está em um dos focos.
F1 e F2 são pontos focais elípticos. O sol está em um dos pontos focais (por exemplo, na imagem selecionada F).2), o planeta está a uma distância de r2 de F2 ou r1 de F1Se a posição do planeta mudar, r2 er1 também mudam.
Mesmo assim, r₁ + r₂ é sempre o mesmo. A distância a é chamada de semieixo maior e 2a é chamada de eixo maior. A distância b é chamada de semieixo menor e 2b é chamada de eixo menor. O ponto focal da elipse está localizado a uma distância c do centro da elipse, onde c² = a² + b².
A forma da elipse é determinada pela excentricidade (e) da elipse, onde e = c / a. A excentricidade de uma elipse varia de 0 a 1 (0
Se o planeta estiver na extremidade esquerda da elipse (à esquerda de F1 ) , então a distância do planeta ao Sol é a + c. Este ponto é chamado de afélio. Quando o planeta está no afélio, ele está à sua distância máxima do Sol. Se o planeta estiver na extremidade direita da elipse (à direita de F2 ) , então a distância do planeta ao Sol é ac. Este ponto é chamado de periélio. Quando o planeta está no periélio, ele está à sua distância mínima do Sol.
Segunda lei de Kepler
A linha imaginária traçada do Sol até o planeta varre áreas iguais, durante o mesmo intervalo de tempo.
Na figura abaixo, existem apenas dois exemplos de áreas, a saber, a área abc e a área ade. Essas duas áreas têm o mesmo tamanho. Durante o mesmo intervalo de tempo, a linha imaginária que conecta o planeta ao Sol varre a área que tem a mesma magnitude. Portanto, ao se mover de b para c (o planeta está no afélio), a velocidade do planeta menor diminui. Ao contrário, ao se mover de d para e (o planeta está no periélio), a velocidade do planeta maior aumenta. Assim, a velocidade máxima do planeta ocorre quando ele está no periélio e a velocidade mínima ocorre quando ele está no afélio.
Terceira lei de Kepler
A razão entre os quadrados dos orbital significativo de um planeta ao cubo de the distâncias médias do planeta com as o sol (T2/r3) é constante e o valor é o mesmo para todos os planetas. Se T1 e T2 Indique o período de dois planetas, r.1 er2 representa a distância média de cada planeta ao Sol:
