Lleis de Kepler: diferència entre les revisions
Contingut suprimit Contingut afegit
Robot estandarditza i catalanitza referències, catalanitza dates i fa altres canvis menors |
+ |
||
Línia 1:
[[Fitxer:Kepler laws diagram.svg|thumb|Il·lustració de les tres lleis de Kepler amb dues òrbites planetàries.{{ordered list
| list_style=margin-left:0; list-style-position:inside;
Linha 15 ⟶ 14:
Aquestes lleis s'apliquen a qualsevol cos orbitant al voltant d'un altre (per exemple la [[Lluna]] o els satèl·lits artificials i la [[Terra]]), sempre que negligim la influència de tercers cossos. La major part d'òrbites planetàries són gairebé circulars, i es necessiten càlculs i observació per determinar que no són perfectament circulars. Els càlculs de l'òrbita de [[Mart (planeta)|Mart]], valors publicats dels quals subjecte de debat,<ref>https://www.nytimes.com/1990/01/23/science/after-400-years-a-challenge-to-kepler-he-fabricated-his-data-scholar-says.html?pagewanted=1</ref> indicaven que es tractava d'una òrbita el·líptica. A partir d'aquí, [[Johannes Kepler]] va deduir que els altres cossos del [[Sistema Solar]], incloent-hi aquells més llunyans al Sol, també tenen òrbites el·líptiques.
L'obra de Kepler, publicada entre el 1609 i el 1619, va millorar la [[teoria heliocèntrica]] de [[Nicolau Copèrnic]] explicant com variaven les velocitats dels planetes, i fent servir òrbites el·líptiques i no circulars amb [[epicicle]]s.<ref name=Holton
|author=Holton, Gerald James |author2=Brush, Stephen G. |pages=40–41 |url=https://books.google.com/?id=czaGZzR0XOUC&pg=PA40|edition=3rd paperback |isbn=0-8135-2908-5 |publisher=[[Rutgers University Press]]|location=Piscataway, NJ |accessdate=December 27, 2009 |date=2001}}</ref> El 1687, [[Isaac Newton]] va demostrar que les relacions establertes per Kepler s'aplicaven al Sistema Solar com a conseqüència de les seves [[Lleis de Newton|lleis del moviment]] i [[Llei de la gravitació universal|de la gravitació universal]].
== Formulari ==
Línia 89:
{{Citació|El [[quadrat (àlgebra)|quadrat]] del [[període orbital]] és directament [[proporcional]] al [[cub (àlgebra)|cub]] del [[semieix major]] de la seva òrbita.}}
Això captura la relació entre la distància dels planetes des del Sol, i els seus períodes orbitals. Kepler va enunciar aquesta llei el 1619<ref name = "Kepler 1619"
Traducció a l'anglès de l'obra de Kepler ''Harmonices Mundi'' disponible: Johannes Kepler with E.J. Aiton, A.M. Duncan, and J.V. Field, trans., ''The Harmony of the World'' (Filadèlfia, Pennsilvània: American Philosophical Society, 1997); vegeu [https://books.google.com/books?id=rEkLAAAAIAAJ&pg=PA411 p. 411].</ref> en un intent per determinar segons lleis precises el que veia com la "[[Harmonia de les esferes|música de les esferes]]", i expressar-ho en termes de notació musical.<ref>[[Edwin Arthur Burtt|Burtt, Edwin]]. ''The Metaphysical Foundations of Modern Physical Science''. p. 52.</ref> Així, era coneguda com la ''llei harmònica''.<ref name=Holton3>{{ref-llibre|títol=Physics, the Human Adventure |autor=Gerald James Holton, Stephen G. Brush |pàgina=45 |url=https://books.google.com/?id=czaGZzR0XOUC&pg=PA45|isbn=0-8135-2908-5 |editorial=Rutgers University Press |data=2001}}</ref>
Emprant la llei de la gravitació de Newton, publicada el 1687, es pot trobar aquesta relació pel cas d'una òrbita circular igualant la [[força centrípeta]] a la força gravitacional:
| |||