Leis de Kepler: Diferenzas entre revisións

*'''Terceira Lei''' ([[1618]]): O cadrado do seu [[período de revolución|período orbital]] (T) -tempo que tarda en completar unha volta arredor do Sol- é directamente proporcional ao cubo da distancia media ao Sol: <math>T^2=CR^3</math>, onde C é unha constante de proporcionalidade.

Kepler deduciu as súas leis a partir de observacións astronómica precisas obtenidas por [[Tycho Brahe]] e, ainda que sabía que explicaban o movemento planetario observado, non entendía as razóns deste comportamento. A presentación de Kepler incorporaba unha grande cantidade de detalles e incluso especulacións metafísicas. Foi [[Isaac Newton]] quen recuperou dos escritos de Kepler a formulación matemática precisa das leis. Newton foi capaz de relacionar estas leis cos seus propios descubrimentos, dando un sentido físico preciso a leis empíricas. O estudo de Newton das leis de Kepler conduciu á súa formulación da [[gravidade|lei deda gravitación universal]].

onde, ''P'' é o [[período orbital]], ''a'' o semieixe maior da órbita, ''m''₁ e ''m''₂ as masas do corpo central e o corpo orbitante respectivamente e G unha constante denominada [[Constante deda gravitación universal]] cuxo valor marca a intensidade da interacción gravitatoria e o sistema de unidades a utilizar para as outras variables desta expresión.