Després hi ha els dos grans blocs del pla astronòmic: l'òrbita de la Terra i l'òrbita de Mart. També va ser el primer a donar una explicació correcta a les fases de la lluna: són el producte dels canvis de posició en relació amb la Terra i el Sol. Heràclit va dir més tard que el moviment de les estrelles fixes es deu a la rotació de la Terra en sentit contrari.
L'astrònom va determinar que el pla de l'òrbita de Mart està inclinat 1,58' respecte a l'eclíptica, que és el pla geomètric que conté l'òrbita de la Terra. Es va adonar que l'òrbita de la Terra no és circular, sinó el·líptica, i la seva velocitat no era uniforme.
SISTEMES DE COORDENADES
TIPUS DE COORDENADES
- Coordenades geogràfiques
- Coordenades esfèriques
- Coordenades celestes o astronòmiques
Formen un sistema de coordenades utilitzat per determinar de manera única cada punt de l'espai tridimensional. En canvi, quan l'estrella es troba per sota de l'horitzó visible (no visible per l'observador), equival a h < 0. I si, en canvi, es troba entre un punt equidistant del pol nord i el equador celeste la declinació seria de 45°.
OPOSICIONS DEL PLANETA MART
DURACIÓ DEL PERÍODE DE MART
De fet, quan els dos planetes es troben al mateix lloc, Mart ha viatjat 1 cop al voltant del Sol excepte 50/365 parts de l'òrbita de la Terra.
ÒRBITA DE LA TERRA
OBSERVANT LA TERRA DES DE MART
- Primera posició, 1590
- Segona posició, 1592
- Tercera posició, 1953
- Quarta posició, 1595
Els 0° partien del punt Àries, l'equinocci vernal, que representava la longitud 0° respecte a l'eclíptica terrestre i, en aquest cas, l'òrbita de Mart (és el punt on es tallen les dues òrbites). El punt L, que es troba a la mateixa figura, representa la línia de l'absis connectada amb el punt de moviment uniforme, que és el centre del cercle pel qual es mou la Terra amb velocitat constant en una òrbita anomenada circular. És l'angle format entre la posició de la Terra i la de Mart, mesurat al voltant del centre de l'òrbita terrestre.
Aquest resultat és perfectament correcte perquè el Sol ha baixat en direcció al perigeu, i la Terra s'ha mogut de la posició F a H; per tant, durant aquest camí recorregut per la Terra, el Sol es troba fora de la posició B, en un punt més proper. A mesura que la Terra s'acosta al periheli (el punt més proper al Sol en l'òrbita d'un planeta) o al perigeu del Sol (el punt més allunyat del Sol en l'òrbita d'un planeta), la distància AH augmentarà. Dos dies després d'aquest dia en concret, el 10 de desembre del mateix any, es va observar Mart des de la Terra a 4º 45' Àries.
Kepler va explicar, gràcies a aquestes mesures, que la Terra es movia més ràpid quan estava més a prop del Sol i més lenta quan s'allunyava d'ell. En resum, concloem que el resultat de les observacions va fer que Kepler pogués afirmar amb un grau considerable de certesa que el cercle DG, descrit en el punt on el moviment era uniforme, A per Copèrnic, no representava en absolut l'òrbita. de la terra Quan Kepler va rebutjar la idea que la Terra girava al voltant del Sol mitjà, va investigar les mateixes posicions, però en relació amb el Sol real, el Sol que en realitat és observat pels astrònoms des de la Terra.
Les posicions de la Terra respecte al Sol estan extretes de la teoria solar de Thyco Brahe, en la qual l'astrònom explica la seva manera d'explicar l'univers i el moviment dels planetes, una teoria que no contenia molts errors quan es tractava de no per ser presa.
VISUALITZACIÓ KEPLERIANA DE L’ÒRBITA
La línia més llarga és el segment AE, que és el més proper al perigeu del Sol; el més curt és AF, que es troba més allunyat del perigeu del Sol; AC i AH són molt semblants perquè estan gairebé a la mateixa distància del perigeu del Sol. Cal tenir en compte que el fet que el segment AC sigui un pèl més llarg que AH, que es troba més a prop del perigeu, es deu als petits angles que trobem en el punt C, amb els quals un petit error és fàcilment les mesures. Trobem, pel tacte, un nou cercle format per les posicions FHEC que ens indiquen realment el camí pel qual es mou la Terra.
Va utilitzar el mateix mètode que per al sol mitjà, però amb angles centrals extrets del sol real. Aleshores només va haver de dibuixar una nova línia des de α mentre duplicava la diferència entre els angles δβζ i δαζ. A la imatge, l'òrbita que Kepler imagina està dibuixada en verd, el Sol és α i groc, β és el centre del cercle, la línia negra és el cercle, el punt vermell és el planeta situat al cercle i blau, localitzat. òrbita de Kepler.
Va enderrocar completament Copèrnic i Ptolemeu, alhora que va convèncer el món que creia en les seves idees i va reconèixer que Kepler tenia raó.
ÒRBITA DE MART
- INICIS DE LA RECERCA MARCIANA
- MÈTODES DE NEGACIÓ DE L’ÒRBITA CIRCULAR
- Distàncies del Sol a Mart
- Àrees iguals per a temps iguals
- PROCÉS DE CONSTRUCCIÓ DE L’ÒRBITA
- EQUACIÓ DE L’EL·LIPSE
Després d'haver considerat l'excentricitat i la línia dels absis anteriors com a certes, va dur a terme un procés similar quan va investigar l'òrbita de la Terra. Quan Kepler va estudiar l'òrbita de la Terra, el que va fer va ser observar Mart des de diferents punts de l'òrbita terrestre mitjançant observacions fetes cada 686 dies. És per això que Kepler va aplicar el seu mètode d'àrees iguals per temps iguals a l'òrbita marciana.
L'astrònom va calcular les diferents anomalies en els punts on l'òrbita de Mart es va desviar 90º, 45º, 135º i 180º respecte a la posició del planeta i amb la intenció de comprovar les diferències amb els resultats de la hipòtesi de substitució. Kepler es va centrar en posicionar els cercles definits pels dos arguments anteriors a partir de les posicions per aproximar la idea de l'òrbita. Aquest fet el va portar a concloure que l'òrbita de Mart no podia ser de cap manera circular, i posteriorment va proposar una forma ovalada (no circular) com a òrbita d'aquest planeta.
Per tant, no és difícil deduir que l'òrbita de Mart hauria de prendre un camí mig entre el cercle i l'oval. En resum, una forma ovalada no es corresponia exactament amb la representació geomètrica de l'òrbita de Mart; L'aventura de Kepler havia de seguir. Aleshores, Kepler va començar a intentar trobar alguna pista per determinar un procés, una regla, una rutina per saber exactament quant canviar l'òrbita circular per trobar la distància i la posició exactes.
Aquest pas va ser crucial ja que li va permetre definir l'òrbita real com el lloc geomètric de tots els punts seguint la mateixa construcció, reduint així el problema de la forma del circuit a un. L'òrbita circular i l'òrbita descrita per la forma ovalada que Kepler havia provat són completament refutades. Quina és la distància del Sol al centre de l'el·lipse que Kepler ja havia trobat i la confirmació que l'òrbita del planeta Mart era el·líptica.
EXPERIMENTACIÓ AMB L’ÒRBITA EL·LÍPTICA
La qüestió és que un gràfic fet a mà de la manera més precisa no ens ajuda a comprovar-ho. Per fer-ho, he seguit un procediment senzill i fàcil: quan el Sol es col·loca sobre una línia, cal determinar la posició de la Terra en la seva suposada òrbita circular amb els seus angles corresponents, i després a partir de cada posició de la Terra, trobar la línia on es troba Mart. Per cada dues observacions de la Terra i de Mart en relació amb la Terra, obtenim la posició de Mart (es troba exactament on es creuen els dos).
Després vaig mesurar 5 centímetres del Sol i amb una brúixola vaig dibuixar el cercle que representa l'òrbita de la Terra. Després, amb el transportador angular i fent servir el Sol com a centre, vaig posar 159º (longitud heliocèntrica de la Terra) des de la primera posició terrestre. Quan vaig establir la primera posició de la Terra en la seva òrbita, va ser el moment de presentar la posició geocèntrica de Mart: prenent la Terra com a centre, amb la relació angular 135º de la posició de Mart es mesura, i es representa. una línia
Fem exactament el mateix procediment per a la segona posició, tant per a la Terra com per a Mart. Finalment, les posicions geocèntriques a Mart acaben tallant-se en un punt: la primera posició del planeta Mart. Per dibuixar l'òrbita de Mart, vaig haver de trobar el punt mitjà entre ells i dibuixar un cercle.
L'excentricitat real de Mart és de 0,093, que aquesta vegada és lleugerament diferent.
CONCLUSIONS
Crec que s'ha de tornar a subratllar que hi ha diferències entre els resultats de Johannes Kepler i els que vaig obtenir en aquest treball utilitzant el meu propi mètode. Aquestes diferències poden ser degudes als canvis que Kepler va fer a les observacions per tenir en compte l'aberració astronòmica, la diferència entre la posició observada d'una estrella i la seva posició real, a causa d'una combinació de la velocitat de l'observador i la velocitat finita de la llum. També podrien ser causades per petits errors en les mesures realitzades (tot i que sempre he intentat afirmar i lloar la precisió amb què treballaven Kepler i Tycho Brahe, aquest grau d'error mínim que poden provocar els instruments astronòmics és inevitable), a canvis que Johannes Kepler va afegir a les observacions, llevat de l'aberració astronòmica, i això no es va registrar a la Nova Astronomia.
Per tant, es pot dir que, malgrat aquestes petites diferències entre els resultats de Keplerià i els meus, les conclusions que se'n treuen són exactament les mateixes. Crec que també va ser molt gratificant poder gaudir de la còpia original de Johannes Kepler, que em va permetre comparar i comprovar que els resultats eren aproximadament els mateixos, malgrat que els procediments no eren els mateixos. És important tenir clar que sense l'ajuda de moltes persones que ens envolten, molts de nosaltres no seríem els mateixos, ni faríem les mateixes coses, ni creuríem en allò que creiem o qui som.
El meu més profund agraïment per tot el vostre interès, per la vostra enorme ajuda, per la vostra il·lusió, per les vostres ganes, per les vostres crítiques i correccions i per haver cregut sempre, malgrat les dificultats que han anat apareixent al llarg del camí, en aquest projecte de recerca. Gràcies Felicià per guiar-me i ajudar-me amb allò que necessitava quan ho necessitava. La confiança que m'has donat ha alimentat les meves ganes de seguir aprenent en les diferents àrees de l'escola.
