Equació de Kepler
From Wikipedia, the free encyclopedia
Kepler va descobrir les lleis que regeixen el moviment dels planetes al voltant del Sol. Els planetes giren en una òrbita el·líptica, un dels focus F l'ocupa el Sol, però no ho fan amb un moviment uniforme, sinó segons la llei de les àrees escombrant el radi vector Sol-Planeta àrees iguals en temps iguals. El plasmat matemàtic d'aquesta llei és l'Equació de Kepler:
![]() |
Aquest article o secció necessita millorar una traducció deficient. |
![](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/2/24/Ecuacion_Kepler.png/220px-Ecuacion_Kepler.png)
on:
- M és l'anomalia mitjana o angle que recorreria un planeta fictici que es mogués amb moviment uniforme por la circumferència principal,
és l'excentricitat de l'el·lipse i
- E és l'anomalia excèntrica.
Va ser derivada per primera vegada per Johannes Kepler el 1609 en el capítol 60 de la seva Astronomia nova,[1][2] i en el llibre V del seu Epitome Astronomiae Copernicanae (1621) Kepler va proposar una solució iterativa a l'equació.[3][4] L'equació ha tingut un paper important en la història de la física i les matemàtiques, en particular en la mecànica celeste clàssica.