3era LEY DE KEPLER

     Tercera Ley: “El cuadrado de los períodos de revolución de dos planetas es proporcional a los cubos de sus distancias medias al Sol.” La excentricidad de una elipse se puede definir como la proporción entre las medidas de la distancia entre focos respecto al eje mayor de la elipse. La excentricidad es cero para un círculo. En las órbitas planetarias, solo Plutón tiene una excentricidad grande. De acuerdo a esta ley, la duración de la trayectoria orbital de un planeta aumenta con la distancia al Sol y así sabemos que el “año” (definido como el tiempo empleado por el planeta en volver al mismo punto de su órbita) en Mercurio tiene

88 días (terrestres), en Venus 224, en la Tierra 365 y sigue aumentando a medida que nos alejamos del Sol. Estas leyes permiten también deducir las distancias relativas de los objetos del sistema solar, si conocemos sus movimientos.  

  Determinando independientemente alguna de ellas es posible conocer sus valores absolutos. Si dado el período de revolución de un planeta se desea conocer la distancia, se aplica la expresión: Posteriormente al enunciado de esta ley hecho por Kepler, Newton probó que en la misma deben aparecer las masas de los cuerpos considerados, y de esta manera obtuvo la siguiente fórmula: Donde M es la masa del Sol (el cuerpo situado en el foco de la Órbita), igual a 30 000 veces la masa de la Tierra, y m1 y m2 son las masas de los de cuerpos considerados que se mueven a su alrededor en orbitas elípticas. Esta expresión permite calcular la masa de un planeta o satélite, si se conoce su periodo de traslación P y su distancia media a al Sol.   Por primera vez una única curva geométrica, sin agregados ni componentes, y una única ley de velocidad resultan suficientes para predecir las posiciones planetarias, y por primera vez también, las predicciones son tan precisas como las observaciones.