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101 BCE
1. Modelos Geocéntricos
En la antigüedad, se creía que la Tierra estaba en el centro del universo y que los planetas y el sol giraban alrededor de ella. Ejemplos de estos modelos son el sistema ptolemaico y el sistema aristotélico. -
1543
2. Modelo Heliocéntrico
En el siglo XVI, Nicolás Copérnico propuso el modelo heliocéntrico, que colocaba al sol en el centro del sistema solar y a la Tierra y otros planetas orbitando alrededor de él. -
Teoría de Johannes Kepler
Elaboró una teoría que describía con gran precisión las órbitas descritas por los planetas alrededor del Sol. Comprende que la fascinación que sus antepasados sentían por las órbitas circulares no se correspondía con la realidad. Los planetas no se mueven describiendo circunferencias, sino elipses. -
Segunda Ley de Kepler
Los planetas describen sus órbitas no con velocidad uniforme, sino de una forma tal que la línea que une el planeta con el Sol barre áreas iguales en tiempos iguales.
Perihelio: Es el punto de la órbita del planeta más próximo al Sol. La velocidad en las proximidades del perihelio es la máxima.
Afelio: Es el punto de la órbita del planeta más lejano al Sol. La velocidad en las proximidades del afelio es la mínima. -
Primera Ley de Kepler
Los planetas se mueven alrededor del Sol no en círculos, sino en órbitas elípticas, estando el Sol situado en uno de sus focos. -
Galileo Galilei
Cuando observó la Luna comprendió que no estaba formada por éter, tal y como Aristóteles sostenía, sino que en su superficie se apreciaban montañas y cráteres similares a los que había en la Tierra.
Cuando dirigió su telescopio a Júpiter descubrió cuatro lunas que giraban alrededor del planeta. Venus presentaba fases como la Luna y, además, el telescopio revelaba que las estrellas no se distribuían sobre la superficie de una esfera. "vivimos en un sistema solar dentro de un universo inmenso." -
Tercera Ley de Kepler
La tercera ley, también conocida como armónica o de los periodos, relaciona los periodos de los planetas, es decir, lo que tardan en completar una vuelta alrededor del Sol, con sus radios medios. Para un planeta dado, el cuadrado de su periodo orbital es proporcional al cubo de su distancia media al Sol. Esto es, T2=k⋅r3 donde k es una constante de proporcionalidad (constante de Kepler). La distancia promedio (r) coincide con el valor del semieje mayor para órbitas elípticas. -
Newton y la Ley de la Fuerza Gravitacional
Fue quien terminó de forma definitiva con la concepción aristotélica del mundo. Enuncia las tres leyes de la Dinámica y la Ley de Gravitación Universal, según la cual todos los cuerpos se atraen con una fuerza directamente proporcional al producto de sus masas e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que los separa.La aplicación de la Ley de Gravitación Universal al movimiento de los planetas permite deducir las leyes de Kepler.