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Primera Ley de Kepler
Primero explique lo que es una elipse: una de las formas de las "secciones cónicas," obtenidas mediante el cortar un cono con una superficie plana. Una linterna crea un cono de luz: diríjala a una pared plana y obtiene una sección cónica.
Dirija el haz a la pared de forma perpendicular. La pared corta al cono de manera perpendicular al eje y así obtiene un círculo de luz.
Segunda Ley de Kepler
(Esa línea a veces es llamada "radio vector").
Una elipse es un óvalo elongado simétrico, con dos focos localizados simétricamente hacia las orillas más "agudas"--un foco contiene al Sol, y el otro está vacío. (Dibuje dicha elipse). Si acercamos los focos cada vez más, la elipse se parece cada vez más a un círculo, y cuando se traslapan, finalmente tenemos un círculo.
[La órbita de la Tierra, así como la mayoría de las órbitas planetarias, se aproximan mucho a un círculo. Si le mostrara la órbita de la Tierra sin el Sol en un foco, es probable que no pudiera distinguirla de un círculo. Con el Sol incluído, sin embargo, podrá notar que está ligeramente fuera de centro].
Tercera ley de Kepler
Esta es una ley matemática, y sus estudiantes necesitan calculadoras con raíces cuadradas, también potencias a la 3/2 y 2/3 (y tal vez también raíces cúbicas o potencias a la 1/3 que es lo mismo)...
Si dos planetas (o dos satélites de la Tierra---funciona igual) tienen períodos orbitales T1 y T1 de días o años, y distancias medias desde el Sol (o ejes semimayores) A1 y A2, entonces la fórmula expresando la tercera ley es
(T1 / T2)2 = (A1 / A2)3
Los estudiantes preguntarán de inmediato--podemos contar días para obtener el período orbital T (aunque puede ser complicado, necesitamos restar el movimiento de la Tierra alrededor del Sol)--pero ¿Cómo conocemos las distancia A?
En realidad, no la conocemos, pero observamos que solo se necesitan las proporciones de las distancias, y las unidades no afectan a las proporciones. Por ejemplo, suponga que "Planeta 2" es la Tierra, y todos los tiempos están en años. Entonces T2=1 (año) y podemos medir todas las distancias en unidades astronómicas (UA), la distancia media Sol-Tierra, de manera que A2 =1 (UA). La ley entonces aplica, para cualquier planeta,
(T1)2 = (A1)3