Biografia de Johannes Kepler

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Em Ulm, depois de muita luta finalmente publicou em 1627 a “Tabulae Rudolphinae”, ganhando ainda mais notoriedade como um dos melhores astrônomos e provando cada vez mais que o modelo heliocêntrico era o mais preciso. Um ano depois se mudou com a família para a cidade de Sagan, na Polônia, onde foi nomeado o matemático do Duque de Friendland. Em uma viagem para Regensburg, Alemanha, foi pego por uma doença muito grave e então, o brilhante astrofísico veio a falecer no dia 15 de novembro de 1630, aos 58 anos de idade.

EXPOSIÇÃO DAS LEIS DE JOHANNES KEPLER

Desde os tempos da Grécia Antiga (de 2.000 a.C a 146 a.C) até o século XVII d.C, bastantes filósofos, físicos e matemáticos tentaram descrever como funcionaria o Sistema Solar. A grande maioria afirmava que a Terra estava no centro de tudo e os outros corpos celestes giravam ao seu redor (Geocentrismo). A idéia do Heliocentrismo (o Sol está no centro e os planetas o orbitam), atualmente a mais aceita entre os cientistas, foi defendida por pouquíssimos, apenas Aristarco de Samos (310 a.C-230 a.C), Copérnico (1473 d.C-1543 d.C) e Galileu Galilei (1564 d.C-1642 d.C) apoiavam o modelo, mas nenhuma das teses dos citados acima tinha tanta precisão como às propostas por Johannes Kepler (1571 d.C-1630 d.C). Teorias que acabaram sendo uma das principais causas da revolução científica.

Durante boa parte de sua vida Johannes Kepler se dedicou ao ramo da astronomia, lançando diversos trabalhos sobre o tema, e o principal talvez tenha sido as famosas três leis de Kepler, que dizem:

- “O percurso das órbitas dos planetas ao redor do Sol é elíptico (na época outros afirmavam ser circular), e o Sol está em um dos focos”, conforme ilustrado a seguir:

[pic 1]

Note que existem dois focos na elipse (F1 E F2). A soma das distâncias do planeta para os focos será sempre igual, independentemente da localização do corpo celeste. A partir dessa lei também podemos definir o Raio médio da órbita dos planetas, pois existem dois pontos para determinar isso, o mais próximo em relação ao centro do Sol (periélio) e mais afastado (afélio), sendo assim o Raio é definido como a média aritmética desses pontos Pmín+Pmáx/2. Vale à pena lembrar também que quanto menos distante do Sol for à trajetória do planeta, mais excêntrico o percurso será.

- “O planeta percorre áreas iguais em intervalos de tempos iguais”.

[pic 2]

Observe na figura acima que as áreas A1 E A2 são idênticas, e os corpos celestes orbitam elas em tempos iguais, com maior velocidade no periélio por causa da atração do Sol. A partir dessas duas leis fica fácil distinguir que quanto mais próximo do Sol estiver às órbitas planetárias, menor será o tempo de translação.

- “O período da revolução dos planetas em torno do Sol ao quadrado, estão na mesma razão que a distância média do Sol ao cubo”.

A equação que define a terceira lei de Kepler é dada por T²/R³=K, onde R é o tempo de translação, R o raio médio da órbita e K a constante. Sendo assim qualquer corpo que orbite outro de massa maior tem uma relação do tempo de translação ao quadrado e o raio médio da órbita, gerando uma constante. Segue abaixo um exemplo, onde:

[pic 3]