Simulador de la 1ª Ley de Kepler
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Solo pedimos dos cosas básicas:
- ✅ Que cites la fuente: AulaQuest.com
- 🚫 Que no la uses con fines comerciales
Este es el código que puedes copiar:
<iframe src="https://aulaquest.com/s/fisica/kepler/1-ley.php"
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style="border: 1px solid #ccc; border-radius: 8px;"
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title="Simulador de la 1ª Ley de Kepler de Aulaquest"></iframe>🪐 ¿Por qué la órbita no es un círculo perfecto?
Durante milenios, desde la antigua Grecia hasta Copérnico, la astronomía estuvo dominada por un dogma intocable: los cielos eran el reino de la perfección y, por tanto, las órbitas debían ser círculos perfectos. Sin embargo, a principios del siglo XVII (en 1609), tras analizar obsesivamente los precisos datos de observación de Tycho Brahe, Johannes Kepler descubrió algo fascinante: los planetas no giran en círculos, sino en elipses.
Así nació la Primera Ley de Kepler (o Ley de las Órbitas), que establece exactamente eso: "Todos los planetas se mueven en órbitas elípticas, con el Sol situado en uno de los focos de la elipse". Este hallazgo revolucionario cambió la física para siempre, ya que significa que la distancia entre un planeta y el Sol no es siempre la misma, sino que va cambiando continuamente a lo largo de su "viaje" anual.
Un círculo es, en realidad, un caso muy especial de una elipse donde los dos focos están en el mismo punto: el centro. Pero en el espacio, ¡casi nada es tan perfecto!
📐 En el simulador habláis de "Excentricidad (e)". ¿Qué mide?
La excentricidad (e) es básicamente un número que nos dice cómo de "achatada" o "estirada" es una elipse. Es la métrica clave para definir la forma de una órbita.
e = 0La órbita es un círculo perfecto.0 < e < 1La órbita es una elipse (como la de los planetas).e ≥ 1El cuerpo no está "atrapado". Seguirá una trayectoria parabólica o hiperbólica y se escapará del sistema.
💡 Prueba esto en el simulador
Compara la órbita de la Tierra (e = 0.0167, casi un círculo) con la del Cometa Halley (e = 0.967, una elipse súper alargada). ¡Verás la diferencia al instante!
📏 Semieje mayor (a) y semieje menor (b)
Son las medidas que definen el tamaño de una elipse. Imagina que cortas la elipse por la mitad en dos direcciones: una a lo largo y otra a lo ancho.
- Semieje Mayor (a): La mitad del eje más largo. Va desde el centro hasta un extremo. Se usa para calcular la distancia media al Sol. Se mide en UA (1 UA = distancia Tierra-Sol).
- Semieje Menor (b): La mitad del eje más corto. Perpendicular al mayor.
Estos ejes se relacionan con la distancia focal (c) mediante:
✅ Activa en Visualización las casillas de a, b y c para verlo directamente sobre la órbita.
🎯 Focos, Perihelio y Afelio: El corazón de Kepler
La distancia focal (c) es la distancia desde el centro de la elipse hasta cualquiera de los dos focos. Kepler reveló que el Sol ocupa uno de ellos, dejando el otro vacío.
Esto provoca que el planeta cambie su distancia al Sol constantemente:
- Perihelio: Punto más cercano al Sol.
Formula: $d_p = a \cdot (1 - e)$ - Afelio: Punto más alejado del Sol.
Formula: $d_a = a \cdot (1 + e)$
✅ Activa "Marcar Focos (X)". Verás el Sol en F1 y una "X" en F2.
🆔 La fórmula "d1 + d2 = 2a": El DNI de la elipse
Es la propiedad matemática que define una elipse. Si tomas la distancia del planeta al Sol (d1) y la distancia al foco vacío (d2), su suma es siempre constante.
No importa en qué parte de la órbita esté el planeta, esta suma nunca cambia. Es lo que lo obliga a seguir esa trayectoria.
💡 ¡Compruébalo! Activa "Distancias a focos (d1, d2)" y verás que aunque d1 y d2 varíen, su suma es siempre igual a 2a.
🏹 ¿Qué representan los vectores de Fuerza y Velocidad?
Son la clave para entender la "física" del movimiento:
- Fuerza (Gravedad): Siempre apunta al Sol. Es más grande (flecha larga) cerca del Sol y pequeña lejos.
- Velocidad: Siempre tangente a la órbita. El planeta corre más en el perihelio y frena en el afelio (2ª Ley de Kepler).
✅ Activa estos vectores y observa cómo cambian de tamaño a lo largo del viaje.
⏰ Efemérides, Tiempo y el Eclipse de 2026
El modo Sistema Solar usa datos reales. Puedes viajar a cualquier fecha y ver la posición exacta de los planetas.
¿Por qué no hay eclipses todos los meses? La órbita de la Luna está inclinada 5.14°. Casi siempre su sombra pasa por arriba o por abajo de la Tierra.
🌑 Reto de Observación
Pon la fecha 12 de agosto de 2026 a las 20:25 (Hora España). Quita la casilla "Exagerar Inclinación" y verás el eclipse total real proyectado sobre la península.
⚡ El misterio de la Energía Mecánica
Al activar el Modo Avanzado, verás barras de Energía Cinética y Potencial. Cuando el planeta acelera (Cinética sube), se aleja de la gravedad (Potencial baja).
Lo increíble es que la Energía Mecánica (suma de ambas) permanece inalterable. Es la demostración visual de que en el espacio, la energía se transforma pero no se pierde.
Guía Docente Avanzada
Laboratorio de la 1ª Ley de Kepler y Efemérides JPL
Las Matemáticas bajo el Capó
Para que proyectes con total confianza, este es el corazón físico y algebraico que convierte a AulaQuest en un verdadero laboratorio astrofísico. Procesamos estas variables a 60 FPS:
Las bases que definen la forma de la elipse y la posición del Sol en el foco.
Distancias: $d_1 + d_2 = 2a$
Cálculo dinámico de la velocidad ($v$) en cualquier punto $r$ de la órbita.
La Energía Mecánica específica se mantiene constante durante todo el viaje.
Potencial: $E_p = -\frac{GM}{r}$
Integración con librerías astronómicas reales para posicionamiento 3D.
Ideal para 3º y 4º de la ESO. Aquí introducimos la forma real de las órbitas, desmintiendo el mito de los círculos perfectos mediante pura exploración visual.
La Actividad:
Demuestra a tus alumnos que una elipse no es solo un "huevo", sino una figura definida por una regla geométrica inquebrantable que liga al planeta con el Sol.
El Escenario:
Los libros de texto exageran las órbitas para que se entiendan, pero generan la falsa creencia de que la Tierra se acerca y se aleja drásticamente del Sol.
Dinámica y Cinemática pura. Exclusivo para Bachillerato. Activando el "Modo Avanzado" desbloqueamos los cálculos en vivo de vectores y energías.
La Actividad:
Visualizar el Principio de Conservación de la Energía Mecánica. Las matemáticas cobran vida mientras el planeta "cae" hacia el Sol y luego es lanzado hacia afuera.
El Escenario:
Entender la diferencia entre la velocidad que mantiene la órbita estable (tangencial) y la que acerca o aleja al planeta del Sol (radial).
Con el Modo Avanzado activo, la velocidad (verde) se divide en amarilla ($V_t$) y magenta ($V_r$). Observa con la clase qué ocurre justo cuando el planeta cruza los puntos blancos (Perihelio y Afelio): ¡El vector radial desaparece! En esos precisos instantes, toda la velocidad del planeta es pura velocidad tangencial.
El plato fuerte de la astronomía. Aquí dejamos las teorías aisladas y ponemos a prueba los modelos matemáticos en un entorno 3D con fechas y astros reales.
El Escenario:
Utilizar el selector de "Fecha y Hora" para demostrar que el sistema solar es un reloj perfecto, predecible gracias a las ecuaciones que acabamos de estudiar.
El Escenario:
Una de las preguntas más comunes en el aula: "Si la Luna da una vuelta a la Tierra cada mes, ¿por qué no hay eclipses solares todos los meses?".
El control del universo es tuyo
Configura los planetas ficticios, los vectores o la fecha del eclipse una sola vez. Guarda tu escenario ideal usando un "Preset", obtén tu URL única y lánzalo en la pantalla digital de tu aula al instante. Sin preparaciones previas.
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