La demostración de la primera y segunda ley de Kepler se basa en las leyes de Newton y la ley de gravitación universal .
Primero, tendrá lugar la demostración de la segunda ley de Kepler y, a continuación, la de la primera.
Demostración de la segunda ley de Kepler
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Enunciado matemático
El área barrida entre 2 cuerpos es proporcional a la diferencia de tiempos.
En primer lugar, se fija un sistema de referencia de coordenadas polares:
x
(
t
)
=
r
(
t
)
⋅
(
c
o
s
(
θ
(
t
)
)
,
s
e
n
(
θ
(
t
)
)
)
{\displaystyle x(t)=r(t)\cdot (cos(\theta (t)),sen(\theta (t)))}
,
u
r
→
=
(
c
o
s
(
θ
(
t
)
)
,
s
e
n
(
θ
(
t
)
)
)
{\displaystyle {\overrightarrow {u_{r}}}=(cos(\theta (t)),sen(\theta (t)))}
,
u
θ
→
=
(
−
s
e
n
(
θ
(
t
)
)
,
c
o
s
(
θ
(
t
)
)
)
{\displaystyle {\overrightarrow {u_{\theta }}}=(-sen(\theta (t)),cos(\theta (t)))}
,
donde
u
r
→
{\displaystyle {\overrightarrow {u_{r}}}}
y
u
θ
→
{\displaystyle {\overrightarrow {u_{\theta }}}}
son vectores unitarios en las direcciones radial y circunferencial, respectivamente, y
θ
(
t
)
{\displaystyle \theta (t)}
es el ángulo que forma el vector
r
(
t
)
{\displaystyle r(t)}
con el eje polar (eje de referencia desde el que se mide el ángulo polar).
u
r
→
{\displaystyle {\overrightarrow {u_{r}}}}
y
u
θ
→
{\displaystyle {\overrightarrow {u_{\theta }}}}
satisfacen las siguientes propiedades:
d
u
r
→
d
θ
=
u
θ
→
{\displaystyle {d{\overrightarrow {u_{r}}} \over d\theta }={\overrightarrow {u_{\theta }}}}
;
d
u
r
→
d
t
=
u
r
′
→
=
u
θ
→
⋅
θ
′
{\displaystyle {d{\overrightarrow {u_{r}}} \over dt}={\overrightarrow {u_{r}'}}={\overrightarrow {u_{\theta }}}\cdot \theta '}
;
u
r
→
⊥
u
θ
→
{\displaystyle \quad {\overrightarrow {u_{r}}}\bot {\overrightarrow {u_{\theta }}}}
.
El vector fuerza se descompone en:
F
→
=
F
r
u
r
→
+
F
θ
u
θ
→
{\displaystyle {\overrightarrow {F}}=F_{r}{\overrightarrow {u_{r}}}+F_{\theta }{\overrightarrow {u_{\theta }}}}
. Además, como
F
→
{\displaystyle {\overrightarrow {F}}}
es una fuerza central , (poner).
Por lo tanto, aplicando la segunda ley de Newton,
F
r
u
r
→
=
F
→
=
m
x
→
″
(
t
)
{\displaystyle F_{r}{\overrightarrow {u_{r}}}={\overrightarrow {F}}=m{\overrightarrow {x}}''(t)}
. (poner 1)
La velocidad del planeta es la derivada de la posición:
x
′
(
t
)
=
r
′
(
t
)
u
r
→
+
r
(
t
)
θ
′
(
t
)
u
θ
→
{\displaystyle x'(t)=r'(t){\overrightarrow {u_{r}}}+r(t)\theta '(t){\overrightarrow {u_{\theta }}}}
, (poner 2)
y su aceleración es la derivada de la velocidad:
x
″
(
t
)
=
r
″
(
t
)
u
r
→
+
r
′
(
t
)
θ
′
(
t
)
u
θ
→
+
r
′
(
t
)
θ
′
(
t
)
u
θ
→
+
r
(
t
)
θ
″
(
t
)
u
θ
→
−
r
(
t
)
θ
′
(
t
)
θ
′
(
t
)
u
r
→
=
(
r
″
(
t
)
−
r
(
t
)
(
θ
′
(
t
)
)
2
)
u
r
→
+
(
2
r
′
(
t
)
θ
′
(
t
)
+
r
(
t
)
θ
″
(
t
)
)
u
θ
→
{\displaystyle x''(t)=r''(t){\overrightarrow {u_{r}}}+r'(t)\theta '(t){\overrightarrow {u_{\theta }}}+r'(t)\theta '(t){\overrightarrow {u_{\theta }}}+r(t)\theta ''(t){\overrightarrow {u_{\theta }}}-r(t)\theta '(t)\theta '(t){\overrightarrow {u_{r}}}=(r''(t)-r(t)(\theta '(t))^{2}){\overrightarrow {u_{r}}}+(2r'(t)\theta '(t)+r(t)\theta ''(t)){\overrightarrow {u_{\theta }}}}
. (poner 3)
Usando (1) y (3):
{
F
r
=
[
r
″
(
t
)
−
r
(
t
)
(
θ
′
(
t
)
)
2
]
m
0
=
2
r
′
(
t
)
θ
′
(
t
)
+
r
(
t
)
θ
″
(
t
)
{\displaystyle {\begin{cases}F_{r}=[r''(t)-r(t)(\theta '(t))^{2}]m\\0=2r'(t)\theta '(t)+r(t)\theta ''(t)\end{cases}}}
(poner 4 y 5)
Multiplicando por
r
{\displaystyle r}
a ambos lados de (5):
0
=
2
r
(
t
)
r
′
(
t
)
θ
′
(
t
)
+
r
2
(
t
)
θ
″
(
t
)
=
(
r
2
(
t
)
)
′
θ
′
(
t
)
+
r
2
(
t
)
θ
″
(
t
)
=
(
r
2
(
t
)
θ
′
(
t
)
)
′
{\displaystyle 0=2r(t)r'(t)\theta '(t)+r^{2}(t)\theta ''(t)=(r^{2}(t))'\theta '(t)+r^{2}(t)\theta ''(t)=(r^{2}(t)\theta '(t))'}
.
Así que
r
2
(
t
)
θ
′
(
t
)
=
c
{\displaystyle r^{2}(t)\theta '(t)=c}
(constante). (poner 6)
Por otra parte, sea
A
θ
1
,
θ
2
{\displaystyle A_{\theta _{1},\theta _{2}}}
el área del sector barrido entre los ángulos
θ
1
{\displaystyle \theta _{1}}
y
θ
2
{\displaystyle \theta _{2}}
:
(poner integral). (DIBUJO)
Tomando
θ
1
=
0
{\displaystyle \theta _{1}=0}
por simplicidad y denotando
A
θ
1
,
θ
2
=
A
{\displaystyle A_{\theta _{1},\theta _{2}}=A}
.
Por el teorema fundamental del cálculo ,
d
A
d
θ
=
r
2
(
θ
)
2
{\displaystyle {dA \over d\theta }={r^{2}(\theta ) \over 2}}
. Como
θ
{\displaystyle \theta }
es función de
t
{\displaystyle t}
, por (6):
A
′
(
t
)
=
d
A
(
t
)
d
θ
θ
′
(
t
)
=
r
2
(
θ
(
t
)
)
2
θ
′
(
t
)
=
c
{\displaystyle A'(t)={dA(t) \over d\theta }\theta '(t)={r^{2}(\theta (t)) \over 2}\theta '(t)=c}
(constante).
Por lo tanto,
A
(
t
)
=
c
t
+
k
{\displaystyle A(t)=ct+k}
, para alguna constante
k
{\displaystyle k}
.
Como
A
(
0
)
=
0
{\displaystyle A(0)=0}
, se obtiene:
A
(
t
)
=
c
t
{\displaystyle A(t)=ct}
.
Aplicando esto a dos intervalos de tiempo de igual longitud,
[
t
1
,
t
2
]
{\displaystyle [t_{1},t_{2}]}
y
[
t
3
,
t
4
]
{\displaystyle [t_{3},t_{4}]}
:
A
(
t
2
−
t
1
)
=
(
t
2
−
t
1
)
c
=
(
t
4
−
t
3
)
c
=
A
(
t
4
−
t
3
)
{\displaystyle A(t_{2}-t_{1})=(t_{2}-t_{1})c=(t_{4}-t_{3})c=A(t_{4}-t_{3})}
. ■
Demostración de la primera ley de Kepler
editar
Enunciado matemático
Los cuerpos celestes se mueven alrededor del Sol siguiendo órbitas elípticas..
Aplicando la segunda ley de Newton y la ley de gravitación universal:
x
″
(
t
)
=
−
(
G
M
r
2
(
t
)
)
u
r
→
{\displaystyle x''(t)=-(G{M \over r^{2}(t)}){\overrightarrow {u_{r}}}}
. (poner 7)
Imponiendo que
F
r
{\displaystyle F_{r}}
cumpla la ley universal de gravitación:
F
r
=
−
G
m
M
r
2
(
t
)
{\displaystyle F_{r}={-{GmM \over r^{2}(t)}}}
. (poner 8)
Igualando (4) y (8):
−
G
M
r
2
(
t
)
=
r
″
(
t
)
−
r
(
t
)
(
θ
′
(
t
)
)
2
{\displaystyle -{GM \over r^{2}(t)}=r''(t)-r(t)(\theta '(t))^{2}}
. (poner 9)
Despejando de la ecuación (6) se obtiene:
θ
′
(
t
)
=
c
r
2
(
t
)
{\displaystyle \theta '(t)={c \over r^{2}(t)}}
, para c constante. (poner 10)
Se puede reescribir esta ecuación, usando (10) como:
−
G
M
r
2
(
t
)
=
r
″
(
t
)
−
c
2
r
3
(
t
)
{\displaystyle -{GM \over r^{2}(t)}=r''(t)-{c^{2} \over r^{3}(t)}}
. (poner 11)
Haciendo el cambio
z
(
t
)
=
1
r
(
t
)
{\displaystyle z(t)={1 \over r(t)}}
y derivando dos veces, obtenemos lo siguiente:
r
′
(
t
)
=
−
1
z
2
(
t
)
z
′
(
t
)
=
−
1
z
2
(
t
)
d
z
(
t
)
d
θ
(
t
)
θ
′
(
t
)
=
−
c
d
z
(
t
)
d
θ
(
t
)
{\displaystyle r'(t)=-{1 \over z^{2}(t)}z'(t)=-{1 \over z^{2}(t)}{dz(t) \over d\theta (t)}\theta '(t)=-c{dz(t) \over d\theta (t)}}
;
r
″
(
t
)
=
−
c
d
d
t
(
d
z
(
t
)
d
θ
(
t
)
)
=
−
c
d
2
z
(
t
)
d
θ
2
(
t
)
θ
′
(
t
)
{\displaystyle r''(t)=-c{d \over dt}{\biggl (}{dz(t) \over d\theta (t)}{\Biggr )}=-c{d^{2}z(t) \over d\theta ^{2}(t)}\theta '(t)}
.
Usando (10):
r
″
(
t
)
=
−
c
2
z
2
(
t
)
d
2
z
(
t
)
d
θ
2
(
t
)
{\displaystyle r''(t)=-c^{2}z^{2}(t){d^{2}z(t) \over d\theta ^{2}(t)}}
.
Sustituyendo
r
″
(
t
)
{\displaystyle r''(t)}
en el lado derecho de (11):
r
″
(
t
)
−
c
2
r
3
(
t
)
=
−
c
2
z
2
(
t
)
d
2
z
(
t
)
d
θ
2
(
t
)
−
c
2
r
3
(
t
)
=
−
c
2
z
2
(
t
)
d
2
z
(
t
)
d
θ
2
(
t
)
−
c
2
z
2
(
t
)
{\displaystyle r''(t)-{c^{2} \over r^{3}(t)}=-c^{2}z^{2}(t){d^{2}z(t) \over d\theta ^{2}(t)}-{c^{2} \over r^{3}(t)}=-c^{2}z^{2}(t){d^{2}z(t) \over d\theta ^{2}(t)}-c^{2}z^{2}(t)}
,
y en el lado izquierdo aplicando de nuevo el cambio
z
(
t
)
=
1
r
(
t
)
{\displaystyle z(t)={1 \over r(t)}}
:
−
G
M
r
2
(
t
)
=
−
G
m
z
2
(
t
)
{\displaystyle -{GM \over r^{2}(t)}=-Gmz^{2}(t)}
.
De esta forma, la ecuación (9) se puede escribir como:
z
(
t
)
+
d
2
z
(
t
)
d
θ
2
(
t
)
=
G
M
c
2
{\displaystyle z(t)+{d^{2}z(t) \over d\theta ^{2}(t)}={GM \over c^{2}}}
.
Esta ecuación diferencial tiene como únicas soluciones:
z
(
θ
)
=
A
c
o
s
(
θ
−
α
)
+
G
M
c
2
{\displaystyle z(\theta )=Acos(\theta -\alpha )+{GM \over c^{2}}}
, donde
A
{\displaystyle A}
y
α
{\displaystyle \alpha }
son constantes.
Eligiendo el eje polar de manera que
α
=
0
{\displaystyle \alpha =0}
:
r
(
θ
)
=
1
A
c
o
s
θ
+
G
M
c
2
=
c
2
G
M
B
c
o
s
θ
+
1
{\displaystyle r(\theta )={1 \over Acos\theta +{GM \over c^{2}}}={{c^{2} \over GM} \over Bcos\theta +1}}
, donde
B
=
A
c
2
G
M
{\displaystyle B={Ac^{2} \over GM}}
.
Haciendo los cambios
e
=
B
{\displaystyle e=B}
y
p
=
1
A
{\displaystyle p={1 \over A}}
, se obtiene la ecuación de una cónica con foco en el origen:
r
(
θ
)
=
e
p
e
c
o
s
θ
+
1
{\displaystyle r(\theta )={ep \over ecos\theta +1}}
, donde
e
{\displaystyle e}
es la excentricidad y
p
{\displaystyle p}
es la distancia del foco a la directriz .
Según el valor de
e
{\displaystyle e}
, esta cónica puede ser una elipse , una hipérbola o una parábola .
En este caso , si la trayectoria de los cuerpos celestes está acotada, el único caso posible es que sea una elipse,
0
<
e
<
1
{\displaystyle 0<e<1}
. ■