Para outras páxinas con títulos homónimos véxase: Kepler.
 Ilustración das tres leis de Kepler, con dúas órbitas planetarias. (1) As órbitas son elípticas, con puntos focais *ƒ*1 e *ƒ*2 referidos ao primeiro planeta, ƒ 1 e ƒ 3 ao segundo planeta. O Sol situado no punto focal*ƒ*1. (2) Os dous sectores con sombra *A*1 e *A*2 representan a mesma superficie e tempo do planeta 1 cubrindo o segmento *A*1 e cubrindo o segmento *A*2. (3) O tempo total da órbita para os planetas 1 e 2 esta nunha proporción *a*13/2 : *a*23/2.
As **leis de Kepler** son unhas formulacións redactadas por Johannes Kepler logo dunha análise meticulosa dos excelentes datos astronómicos obtidos por Tycho Brahe. As leis son relativas ao movemento planetario, sobre a traxectoria seguida polos planetas arredor do Sol, a seguir:

Segunda Lei de Kepler
* **Primeira Lei** (1609): todos os planetas se desprazan arredor do Sol describindo órbitas elípticas, estando o Sol situado nun dos focos.

* **Segunda Lei** (1609): o radiovector que liga un planeta co Sol describe áreas iguais en tempos iguais (lei das áreas).

* **Terceira Lei** (1618): o cadrado do seu período orbital (T) -tempo que tarda en completar unha volta arredor do Sol- é directamente proporcional ao cubo da distancia media ao Sol (semieixo maior da elipse): {\displaystyle T^{2}=CR^{3}}, onde C é unha constante de proporcionalidade.

Estas leis, obtidas para os planetas arredor do Sol, aplícanse a outros corpos astronómicos que se atopan en mutua influencia gravitatoria só co cambio da constante, relacionada só co corpo central, como o sistema formado pola Terra e a Lúa.

O modelo de Kepler é heliocéntrico. O seu modelo foi moi criticado pola falta de simetría que constaba no feito de o Sol ocupar un dos focos da elipse e o outro simplemente encherse co baleiro.

O modelo da mecánica celeste de Brahe é moi curioso pois coloca os planetas orbitando ao Sol e este orbitando á Terra, o que o torna ao mesmo tempo xeocéntrico e heliocéntrico.

### Formulación de Newton da 3ª lei de Kepler

Kepler deduciu as súas leis a partir de observacións astronómicas precisas obtidas por Tycho Brahe e, aínda que sabía que explicaban o movemento planetario observado, non entendía as razóns deste comportamento. A presentación de Kepler incorporaba unha gran cantidade de detalles e incluso especulacións metafísicas. Foi Isaac Newton quen recuperou dos escritos de Kepler a formulación matemática precisa das leis. Newton foi quen 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 lei da gravitación universal.

A formulación matemática de Newton da terceira lei de Kepler é:

{\displaystyle P^{2}={\frac {4\pi ^{2}}{G(m\_{1}+m\_{2})}}a^{3}}
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 da gravitación universal, cuxo valor marca a intensidade da interacción gravitatoria e o sistema de unidades a utilizar para as outras variables desta expresión.

|  |  |
| --- | --- |
| Control de autoridades | 
* Wd: Q83219
* BNCF: 34832
* BNF: 12445155q
* BRE: 2060923
* EBID: ID
* GEC: 0035555
* GND: 4365820-9
* LCCN: sh94003544
* MAG: 19699116
* PSH: 397
* SUDOC: 033600619

 |



---

|  |  |
| --- | --- |
| Este artigo tan só é un bosquexo |  *Este artigo sobre física é, polo de agora, só un bosquexo. Traballa nel para axudar a contribuír a que a Galipedia mellore e medre.* *Existen igualmente outros artigos relacionados con este tema nos que tamén podes contribuír.* |

---