Kepler Dynamics Pro v3.0 | Simulador de Astrofísica Avanzada

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Selector de Ley

1ª

Las Órbitas Geometría Elíptica

2ª

Las Áreas Velocidad Areolar

3ª

La Armonía Período vs Distancia

Análisis Científico

Semieje Mayor ($a$) 1.00 UA

Excentricidad ($e$) 0.0167

Apariencia Visual

Color

Grosor

X: 0.000 | Y: 0.000 | JPL Telemetry

Datos Orbitales

Semieje Mayor (a) 1.000 UA

Excentricidad (e) 0.0167

Semieje Menor (b) 0.999 UA

Distancia Focal (c) 0.017 UA

Parámetro Semi-Latus (p) 0.999 UA

Fórmulas

b = a√(1-e²) | c = ae | p = a(1-e²)

1ª Ley de Kepler

Los planetas describen órbitas elípticas con el Sol en uno de los focos. La órbita se caracteriza por su semieje mayor (a) y excentricidad (e).

r = a(1-e²) / (1 + e·cos θ)

Significado Físico

La forma elíptica surge de la combinación de la atracción gravitatoria (fuerza centrípeta) y el momento angular del planeta.

¿Sabías Que...?

Compendio de Astrofísica Kepleriana

Reseña Histórica

Johannes Kepler (1571-1630) fue el visionario que descifró el código dinámico del sistema solar. En una época donde se creía que los planetas se movían en círculos perfectos, Kepler utilizó los precisos datos de Tycho Brahe para demostrar que el universo prefiere la elegancia de la elipse.

Su obra cumbre unificó la geometría pura con la observación astronómica y permitió a Newton formular años después la Ley de Gravitación Universal.

1ª Ley: Ley de las Órbitas

"Los planetas describen órbitas elípticas con el Sol situado en uno de sus focos".

$r(\theta) = \frac{a(1-e^2)}{1+e \cos \theta}$

Esta ley destruyó el dogma del movimiento circular. La excentricidad ($e$) mide el "aplastamiento" de la elipse. Propiedad fundamental: para cualquier punto de la órbita, $r_1 + r_2 = 2a$ (constante).

2ª Ley: Ley de las Áreas

"El radio vector barre áreas iguales en tiempos iguales".

$\frac{dA}{dt} = \frac{h}{2} = \text{Constante}$

El planeta acelera cerca del Sol (perihelio) y desacelera lejos (afelio). Es consecuencia de la conservación del momento angular.

3ª Ley: Ley de la Armonía

"El cuadrado del período es proporcional al cubo del semieje mayor".

$T^2 = \left( \frac{4\pi^2}{GM} \right) a^3$

En unidades astronómicas (UA) y años, la constante para el Sol es exactamente $k = 1.000$. Esto permite calcular distancias midiendo períodos.

🌌 Atlas de Parámetros Planetarios

Planeta	a (UA)	e	T (años)	Radio (km)	Masa (kg)	Lunas