Planejativo

Leis de Kepler

Ordem de grandeza

Vetores

Leis de Newton

Força elástica

Estática de um ponto material

Estática de um corpo extenso e Centro de massa

Máquinas simples (polias)

Dinâmica do movimento circular

Trabalho

Energia mecânica, potência e rendimento

Impulso e quantidade de movimento

Colisões

Movimento Harmônico Simples (MHS): Cinemática do MHS

Movimento harmônico simples (MHS): Sistema massa-mola e Pêndulo simples

Lei da Gravitação Universal

Velocidade orbital e Velocidade de escape

Densidade, pressão e Teorema de Stevin

Experiência de Torricelli, Teorema de Pascal, Prensa hidráulica

Princípio de Arquimedes

Movimento uniforme

Movimento variado

Lançamento vertical e Queda livre

Lançamento horizontal

Movimento circular

Sistemas de unidades

Movimento harmônico simples (MHS): Movimentos periódicos

Lançamento oblíquo

Força de atrito

Alguns pontos-chave dessa matéria para o ENEM que devem ser levados em conta ao estudarmos são:

A astronomia é uma ciência que estuda os corpos celestes, como estrelas, planetas, cometas, nebulosas e galáxias. Fonte: 

A história da astronomia remonta à antiguidade, com registros de observações astronômicas em várias culturas, como a egípcia, a babilônica e a grega.

No século XVI, o astrônomo polonês Nicolau Copérnico propôs a teoria heliocêntrica, que colocava o Sol como centro do sistema solar, em contraposição à teoria geocêntrica, que colocava a Terra como centro. Essa ideia foi desenvolvida por outros cientistas, como o alemão Johannes Kepler.

Kepler descobriu três leis fundamentais que governam o movimento dos planetas ao redor do Sol, conhecidas como as Leis de Kepler. Essas leis revolucionaram a compreensão do sistema solar e foram fundamentais para o desenvolvimento da astronomia moderna.

O estudo das leis de Kepler é essencial para a compreensão da dinâmica do sistema solar e da astronomia como um todo, sendo frequentemente cobrado em provas e vestibulares.

Diferença entre os modelos helio e geocêntricos. Fonte na própria imagem.

Durante a Antiguidade, acreditava-se que a Terra era o centro do universo e que os corpos celestes, incluindo o Sol, a Lua e os planetas, giravam em torno dela. Esse modelo era conhecido como o modelo geocêntrico e foi proposto pelos antigos gregos, principalmente por Ptolomeu. No entanto, no século XVI, o astrônomo polonês Nicolaus Copérnico propôs uma teoria diferente, conhecida como modelo heliocêntrico, onde o Sol ocupava o centro do universo e os planetas giravam em torno dele.

A teoria de Copérnico foi revolucionária e gerou muita controvérsia na época. Foi somente no século XVII, com o trabalho do astrônomo alemão Johannes Kepler, que se estabeleceu um novo modelo que conciliava os movimentos planetários observados com as leis físicas conhecidas.

Kepler estudou os dados coletados por seu mentor, Tycho Brahe, e descobriu que os planetas se moviam em órbitas elípticas ao redor do Sol, ao invés de círculos perfeitos como se acreditava antes

A primeira lei de Kepler, também conhecida como a Lei das Órbitas, é uma das três leis que o astrônomo alemão Johannes Kepler desenvolveu para descrever o movimento dos planetas ao redor do Sol. Essa lei estabelece que os planetas descrevem órbitas elípticas ao redor do Sol, que ocupa um dos focos da elipse. Em outras palavras, os planetas não se movem em círculos perfeitos, mas sim em órbitas elípticas.

A excentricidade é uma medida que indica o quão "achatada" ou "alongada" é a órbita de um planeta, em relação a uma órbita circular perfeita. Ela é representada por um número entre 0 e 1, sendo que quanto mais próximo de 0, mais circular é a órbita, e quanto mais próximo de 1, mais alongada é a órbita.

O periélio é o ponto da órbita de um planeta em que ele está mais próximo do Sol. É o ponto em que a velocidade do planeta é a maior, e por isso a atração gravitacional do Sol é mais forte. Esse ponto é importante para entender o clima e as estações do planeta, uma vez que é nesse ponto que o planeta recebe a maior quantidade de energia solar.

O afélio, por sua vez, é o ponto mais distante da órbita de um planeta em relação ao Sol. Nesse ponto, a velocidade do planeta é menor e a atração gravitacional do Sol é mais fraca. Isso também afeta o clima e as estações do planeta, uma vez que é nesse ponto que o planeta recebe a menor quantidade de energia solar.

Representação da primeira Lei de Kepler. Fonte: 

A importância da primeira lei de Kepler reside no fato de que ela foi a primeira a desafiar a teoria geocêntrica, que era amplamente aceita na época. Segundo essa teoria, a Terra era considerada o centro do universo, e todos os corpos celestes, incluindo o Sol e os planetas, giravam em torno dela em órbitas circulares perfeitas. Kepler foi o primeiro a propor que os planetas não se moviam em órbitas circulares perfeitas ao redor da Terra, mas sim em órbitas elípticas ao redor do Sol.

Além disso, a primeira lei de Kepler foi fundamental para o desenvolvimento da física moderna, pois estabeleceu que os corpos celestes, assim como os objetos na Terra, são governados pelas mesmas leis físicas. Isso permitiu que cientistas, como Isaac Newton, desenvolvessem leis para descrever o movimento dos objetos na Terra e no espaço.

Em resumo, a primeira lei de Kepler foi crucial para a revolução científica, pois derrubou a teoria geocêntrica e estabeleceu as bases para a física moderna.

A segunda lei de Kepler, também conhecida como a lei das áreas, estabelece que o raio vetor que liga um planeta ao sol varre áreas iguais em tempos iguais. Isso significa que um planeta se move mais rapidamente quando está mais próximo do sol e mais lentamente quando está mais distante. Essa lei também implica que os planetas têm velocidades maiores quando estão próximos ao periélio (ponto mais próximo do sol em sua órbita) e velocidades menores quando estão próximos ao afélio (ponto mais distante do sol em sua órbita).

Em outras palavras, devido a interação gravitacional entre os corpos, a velocidade orbital é afetada, variando conforme a distância do corpo em relação ao Sol. Quando mais próximo do Sol, no periélio, a velocidade será maior, e quando mais distante, no afélio, a velocidade será menor. As leis de Kepler não são aplicáveis apenas para planetas em órbita ao redor do Sol, mas também para qualquer corpo que orbite em torno de outro que esteja em repouso, seguindo as mesmas regras. Por exemplo, as luas de Saturno e a Lua que orbita a Terra seguem as leis de Kepler, considerando Saturno e a Terra como referências em repouso, respectivamente. A segunda lei de Kepler afirma que a área varrida pelo raio vetor que liga o planeta ao Sol é proporcional ao tempo decorrido, sendo assim, a velocidade de um planeta em órbita é constante se a área percorrida em um intervalo de tempo também for constante.

Essa lei é importante porque permite entender a natureza elíptica das órbitas planetárias. Antes de Kepler, acreditava-se que as órbitas dos planetas eram circulares, mas a segunda lei de Kepler mostrou que elas são elípticas. Isso foi um passo importante na compreensão da mecânica celeste e ajudou a preparar o terreno para a lei da gravitação universal de Newton.

 são as regiões que correspondem ao movimento, que são medidas em unidades de área. Δt1 e Δt2 são as mudanças de tempo que ocorrem no deslocamento, que são medidas em segundos.

A terceira lei de Kepler, também conhecida como a lei dos períodos, estabelece uma relação entre o período de um planeta em sua órbita e a distância média ao sol. A lei afirma que o quadrado do período de um planeta em sua órbita é proporcional ao cubo da distância média do planeta ao sol.

A fórmula matemática para expressar a terceira lei de Kepler é:

Onde T representa o período orbital do planeta, a representa a distância média do planeta ao sol e k é uma constante de proporcionalidade.

Essa lei é útil para determinar a distância média de um planeta ao sol, quando o período orbital é conhecido, ou para calcular o período orbital de um planeta quando a distância média ao sol é conhecida.

Além disso, a terceira lei de Kepler também pode ser aplicada a outros sistemas orbitais, como satélites naturais que orbitam planetas ou asteroides que orbitam o sol.

Porém, ela também pode ser expressa por:

A unidade astronômica (UA) é uma unidade de medida utilizada em astronomia para representar distâncias dentro do Sistema Solar. Ela é definida como a distância média entre a Terra e o Sol, ou seja, a distância percorrida pela luz do Sol até chegar à Terra.

A UA é útil porque permite uma comparação mais simples entre as distâncias no Sistema Solar, evitando o uso de números muito grandes. Ela é frequentemente usada para expressar a distância dos planetas ao Sol, bem como a distância de objetos além do Sistema Solar.

Em termos de valor, a unidade astronômica tem cerca de 149,6 milhões de quilômetros, ou aproximadamente 93 milhões de milhas. Esta é uma distância muito grande, mas é relativamente pequena em comparação com as escalas astronômicas maiores, como as distâncias entre estrelas e galáxias.