Leyes del Movimiento de Newton y la Evolución de los Modelos Cósmicos

Las Leyes de la Dinámica de Newton

Presentadas por Isaac Newton en su obra monumental “Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica” (Principios Matemáticos de Filosofía Natural), editada en 1687. Este texto representó la primera vez que se mejoraban significativamente, de forma escrita, las ideas sobre el movimiento que había aportado Aristóteles en el siglo IV a.C. Decimos texto escrito porque, si bien Galileo Galilei ya sostenía ideas similares, no llegó a publicarlas formalmente en una obra tan comprehensiva. Aristóteles postulaba que para que un cuerpo se mueva es necesario que actúe sobre él una fuerza que lo impulse continuamente. En cambio, Galileo afirmaba que puede existir movimiento sin una fuerza resultante neta, y que lo que confundía a Aristóteles era no haber considerado la existencia del rozamiento, fuerza que tiende a frenar los cuerpos. Posteriormente, Newton corroboró y formalizó las ideas de Galileo, recogiéndolas en su libro. Estas leyes son las siguientes:

Primera Ley de Newton: Principio de Inercia

"Si la fuerza resultante que actúa sobre un cuerpo es nula, el cuerpo permanecerá en reposo si inicialmente estaba en reposo, o se moverá con movimiento rectilíneo y uniforme (a velocidad constante) si inicialmente estaba en movimiento."

Inercia: Es la propiedad que tienen todos los cuerpos por la cual tienden a mantener su estado de reposo o de movimiento rectilíneo uniforme.

Segunda Ley de Newton: Principio Fundamental de la Dinámica

"La fuerza resultante (F) que actúa sobre un cuerpo es directamente proporcional a la aceleración (a) que este adquiere como consecuencia de la acción de dicha fuerza, siendo la masa (m) del cuerpo la constante de proporcionalidad." Matemáticamente se expresa como:

F = m · a

Tercera Ley de Newton: Principio de Acción y Reacción

"Siempre que un cuerpo ejerce una fuerza (acción) sobre otro, el segundo cuerpo responde ejerciendo sobre el primero una fuerza (reacción) que es igual en módulo y dirección, pero de sentido contrario."

Modelos Geocéntricos del Universo

Estos modelos situaban a la Tierra en el centro del universo.

Modelo Aristotélico

Aristóteles (siglo IV a.C.) suponía que la Tierra estaba inmóvil en el centro del universo. Pensaba que había esferas concéntricas rodeando la Tierra, y en la esfera más externa estaban fijas las estrellas.

Modelo Ptolemaico

Claudio Ptolomeo (siglo II d.C.) también consideraba la Tierra en el centro del universo. En su modelo, la Luna, el Sol y los planetas giraban alrededor de la Tierra en órbitas que combinaban círculos (deferentes y epiciclos) para explicar sus movimientos aparentes. Las estrellas estaban fijas en una esfera exterior.

Modelos Heliocéntricos del Universo

Estos modelos proponían al Sol como el centro del sistema.

Modelo de Aristarco de Samos

Aristarco de Samos (siglo III a.C.) fue uno de los primeros científicos de la historia en proponer que es el Sol, y no la Tierra, el que está en el centro del universo conocido.

Modelo Heliocéntrico de Copérnico

Nicolás Copérnico (publicado en 1543) propuso un modelo donde los planetas, incluida la Tierra, giran en órbitas circulares alrededor del Sol. La Luna, a su vez, gira alrededor de la Tierra. El Sol se encuentra en el centro del sistema planetario.

Leyes de Kepler del Movimiento Planetario

Johannes Kepler, a principios del siglo XVII, basándose en las meticulosas observaciones de Tycho Brahe, formuló tres leyes que describen el movimiento de los planetas alrededor del Sol:

Primera Ley de Kepler (Ley de las Órbitas - 1609)

"Todos los planetas giran alrededor del Sol describiendo órbitas elípticas, encontrándose el Sol en uno de los focos de dicha elipse."

Segunda Ley de Kepler (Ley de las Áreas - 1609)

"El vector de posición de un planeta con respecto al Sol (radio vector) barre áreas iguales en tiempos iguales." Esto implica que la velocidad orbital de un planeta es variable: es mayor cuando el planeta está más cerca del Sol (perihelio) y menor cuando está más lejos (afelio).

Tercera Ley de Kepler (Ley de los Períodos - 1619)

"El cuadrado del período de revolución (T) de un planeta alrededor del Sol es directamente proporcional al cubo del semieje mayor (r) de su órbita." Matemáticamente:

T² = k · r³

Donde k es una constante de proporcionalidad, la misma para todos los planetas que orbitan alrededor del Sol.