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Hasta mediados del siglo XVI, se creía que la Tierra era el centro del universo. Sin embargo, en 1543, el astrónomo y matemático polaco Nicolás Copérnico (1473-1543) publicó en su libro «Sobre las revoluciones de los cuerpos celestes» un nuevo modelo para el sistema solar: el sistema heliocéntrico, que consiste en el concepto de que los planetas están girando alrededor del sol.
La introducción de este modelo dio lugar al alemán Johannes Kepler (1571-1630), utilizando las observaciones del astrónomo danés Tycho Brahe (1546-1601), con quien trabajó durante diecisiete años, para desarrollar tres leyes conocidas que gobiernan las órbitas de los planetas, como las tres leyes de Kepler.
El estudio de Kepler fue de extrema importancia para la ciencia ya que dejó obras que, medio siglo después, influirían en los descubrimientos de Isaac Newton.
Primera ley de Kepler – Ley de las órbitas (1609)
Cada planeta tiene una órbita elíptica, con el Sol ubicado en uno de los focos de la elipse. Como resultado, la distancia del planeta al Sol varía a lo largo de su órbita.
Figura 1: Ilustración de la primera ley de Kepler, también conocida como Ley de las órbitas elípticas. F, F ‘= focos de elipse; O = centro de la elipse; S = Sol; P = planeta; a = semieje mayor; c = distancia semifocal. (Fuente: NUSSENZVEIG, 2002, p. 194)
Cuanto más cerca están los focos de la elipse entre sí, menor es la excentricidad de la elipse, por lo tanto, más circular y la órbita del planeta.
La excentricidad viene dada por 
y varía entre 0 y 1, siendo e = 0 una órbita circular y cuanto más cerca del valor 1, más «encontrada» la elipse.
La excentricidad de la Tierra equivale a e = 0,017. El planeta con mayor excentricidad es Mercurio, con e = 0,205, y el planeta con menor excentricidad es Venus con e = 0,007, teniendo éste una órbita prácticamente circular.
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Segunda ley de Kepler – Ley de áreas (1609)
Esta ley, conocida como Ley del Área, establece que un planeta barre áreas iguales (A) de su órbita en tiempos iguales
La figura ejemplifica la Ley de áreas (Segunda Ley de Kepler). Ilustración: Emir Kaan / Shutterstock.com
Esto muestra que la velocidad del planeta varía a lo largo de la órbita. Cuando el planeta está cerca del perihelio (el punto de la órbita donde el planeta está más cerca del Sol), se mueve más rápido que cuando está cerca del afelio (el punto de la órbita donde el planeta está más alejado del Sol).
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Tercera ley de Kepler – Ley de períodos (1618)
También conocida como Ley de los períodos, la tercera ley de Kepler establece que el cuadrado del período de traslación de un planeta (T) es proporcional al cubo de su distancia al Sol (a). Entonces, la razón entre estos dos factores es igual a una constante K, es decir,
Cuando la distancia a se mide en unidades astronómicas (AU) y el tiempo T se mide en años, K = 1, entonces
En términos generales, la constante K viene dada por
Donde G es la constante de gravitación universal dada por 
y Ms la masa del Sol dada por 
.
La tercera ley de Kepler es muy importante porque, a partir de ella, podemos calcular la masa del Sol, o de cualquier estrella, siempre que se conozca el período y la distancia de un planeta que lo orbita.
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Referencias:
http://astro.if.ufrgs.br/Orbit/orbits.htm (Consultado el 7 de octubre de 2019)
https://solarsystem.nasa.gov/resources/310/orbits-and-keplers-laws/ (Consultado el 7 de octubre de 2019)
https://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/ (Consultado el 7 de octubre de 2019)
FILHO OLIVEIRA, KS; SARAIVA, MFO Astronomía y Astrofísica: 3. Ed. Rio Grande do Sul: Editora Livraria da Physics, 2013
NUSSENZVEIG, HM; Curso de Física Básica, Vol. 1: 4 ed. Edgar Blucher de Río de Janeiro, 2002
