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UNIDAD 1:
HISTORIA DE LA ASTRONOMÍA
La historia de la astronomía es el relato de las observaciones, descubrimientos y conocimientos
adquiridos a lo largo de la historia en materia astronómica. La astronomía surge desde que la
humanidad dejó de ser nómada y empezó a convertirse en sedentaria, después de que el ser
humano formó civilizaciones o comunidades más o menos complejas empezó su interés por los
astros. Desde tiempos inmemorables se ha interesado en los mismos, estos han mostrado ciclos
constantes e inmutabilidad durante el corto periodo de la vida del ser humano lo que fue una
herramienta útil para determinar los periodos de abundancia para la caza y la recolección o de
aquellos como el invierno en que se requería de una preparación para sobrevivir a los cambios
climáticos adversos.
La práctica de estas observaciones es tan cierta y universal que se han encontrado a lo largo y
ancho del planeta en todas aquellas partes en donde ha habitado el hombre. Se deduce entonces
que la astronomía es probablemente una de los oficios más antiguos, manifestándose en todas las
culturas humanas.
La inmutabilidad del cielo, está alterada por cambios reales que el hombre en sus observaciones y
conocimiento primitivo no podía explicar, de allí nació la idea de que en el firmamento habitaban
poderosos seres que influyen en los destinos de las comunidades y que poseían comportamientos
humanos y por tanto requerían de adoración para recibir sus favores o al menos evitar o mitigar
sus castigos. Este componente religioso estuvo estrechamente relacionado al estudio de los astros
durante siglos hasta cuando los avances científicos y tecnológicos fueron aclarando mucho de los
fenómenos que en un principio no eran comprendidos. Esta separación no ocurrió pacíficamente y
muchos de los antiguos astrónomos fueron perseguidos y juzgados al proponer una nueva
organización del universo. Actualmente estos factores religiosos superviven en la vida moderna
como supersticiones.

ASTRÓNOMOS IMPORTANTES
Galileo Galilei:
(Pisa, Toscana; 15 de febrero de 1564 -Arcetri, Toscana; 8 de enero de 1642)
Fue un astrónomo, filósofo, ingeniero, matemático y físico italiano, relacionado estrechamente
con la revolución científica.
Galileo es sin duda el astrónomo más conocido debido al amplio material que dejó sobre sus
estudios. Utilizó el telescopio, recientemente inventado, para estudiar el cielo. Fue el primero en
observar los anillos de Saturno y descubrió varias lunas de Júpiter. Su estudio más amplio fue
sobre el Sistema Solar, y al igual que Copérnico defendió el heliocentrismo, sin embargo, Galileo
tenía pruebas sobre esto y pudo demostrarlo. Con su telescopio observó que Venus atraviesa
fases, como la Luna, que demostraban que debía estar orbitando alrededor del Sol. De todas
maneras, la Iglesia no se convenció de la verdad y fue acusado de hereje.

Hiparco:
Hiparco de Nicea (Nicea, c. 190 a. C.-c. 120 a. C.) fue un astrónomo, geógrafo y matemático griego.
El descubrimiento de la precesión de los equinoccios; la distinción entre año sidéreo y año trópico,
mayor precisión en la medida de la distancia Tierra-Luna y de la oblicuidad de la eclíptica,
invención de la trigonometría (por lo cual es considerado el padre de la trigonometría) y de los
conceptos de longitud y latitud geográficas.
Hiparco es conocido como el padre de la astronomía, por ser el primero en estudiar los cuerpos
celestes. Realizó un catálogo amplio sobre ellos que luego otros astrónomos usaron en sus
trabajos. Contribuyó al conocimiento sobre la posición de la Luna y el Sol, y creó el método para
saber el brillo de una estrella, el cual todavía se utiliza.

Edwin Hubble:
Edwin Powell Hubble (Marshfield, Misuri; 20 de noviembre de 1889-San Marino, California; 28 de
septiembre de 1953) fue uno de los más importantes astrónomos estadounidenses del siglo XX,
famoso principalmente por la creencia general de que en 1929 había demostrado la expansión del
universo midiendo el corrimiento al rojo de galaxias distantes (véase más abajo). Hubble es
considerado el padre de la cosmología observacional aunque su influencia en astronomía y
astrofísica toca muchos otros campos.
Hubble es el astrónomo con más descubrimientos en su haber, luego de haber encontrado
galaxias por fuera de la Vía Láctea. En aquel momento los astrónomos sólo consideraban lo que se
encontraba dentro de nuestra galaxia, pero Hubble amplió el mapa a cientos de estrellas y
planetas en otros lugares lejanos. Además, descubrió que estas galaxias se mueven alejándose de
la Vía Láctea, y cuanto más lejana está de nosotros, más rápido se mueve.

Johannes Kepler:
Johannes Kepler (Weil der Stadt, Alemania, 27 de diciembre de 1571 - Ratisbona, Alemania, 15 de
noviembre de 1630), figura clave en la revolución científica, astrónomo y matemático alemán;
conocido fundamentalmente por sus leyes sobre el movimiento de los planetas en su órbita
alrededor del Sol. Fue colaborador de Tycho Brahe, a quien sustituyó como matemático imperial
de Rodolfo II.
Kepler fue el primer astrónomo en estudiar el movimiento de los planetas, y a diferencia de los
demás, planteó que las órbitas eran elípticas, y no en círculos. Al igual que Copérnico, defendió la
idea de un sistema heliocentrista, a pesar del poder que la Iglesia seguía teniendo. Además, fue el
primero en estudiar cómo la Luna afecta a las mareas.

William Herschel:
William Herschel, nacido Friedrich Wilhelm Herschel (Hannover, Brunswick-Luneburgo, Sacro
Imperio Romano Germánico, 15 de noviembre de 1738-Slough, Berkshire, Reino Unido de Gran
Bretaña e Irlanda, 25 de agosto de 1822), fue un astrónomo y músico germano-británico,
descubridor del planeta Urano y de otros numerosos objetos celestes, y padre del también
astrónomo John Herschel.
Herschel fue un astrónomo inglés que construyó sus propios telescopios, con los cuales estudió los
grupos pares de estrellas, que orbitan en torno a un centro de gravedad común. Descubrió 80
grupos de este tipo, muy importantes para estudiar las distancias a ellas.

Nicolás Copérnico:
Nicolás Copérnico (en polaco, Mikołaj Kopernik; en latín, Nicolaus Copernicus; Toruń, Prusia,
Polonia, 19 de febrero de 1473-Frombork, Prusia, Polonia, 24 de mayo de 1543)
Copérnico es muy importante porque fue el primero en plantear una versión heliocéntrica del
Sistema Solar. En aquel momento la creencia era que la Tierra se encontraba en el centro, y todos
los cuerpos celestes giraban en torno a ella. Su obra Sobre la Revolución de los Cuerpos Celestes
plantea que el Sol está en el centro. Esto le causó muchos problemas, porque la Iglesia todavía
jugaba un papel fundamental en la ciencia y la idea del heliocentrismo iba en contra de la Biblia y
las enseñanzas.

Arno Penzias:
Arno Allan Penzias (Múnich, Alemania, 26 de abril de 1933) es un físico alemán nacionalizado
estadounidense.
Penzias ganó en 1978 el Premio Nobel de Física, junto con Robert Woodrow Wilson, por su
descubrimiento en 1964 de la radiación cósmica de fondo de microondas o CMB (el premio de ese
año fue compartido con Pyotr Leonidovich Kapitsa por un trabajo diferente).
Mientras trabajaban en un nuevo tipo de antena en los Laboratorios Bell en Holmdel, Nueva
Jersey, encontraron una fuente de ruido en la atmósfera que no podían explicar. Después de afinar
la recepción de la antena, el ruido fue finalmente identificado como CMB, lo cual confirmaba
supuestos planteados por la teoría del Big Bang.
Penzias se graduó en el City College of New York en 1954. Tiene maestría (1958) y doctorado de la
Universidad de Columbia (1962).

Tycho Brahe:
Castillo de Knudstrup, Escania, 14 de diciembre de 1546 – Praga, 24 de octubre de 1601. Tycho
Brahe fue un astrónomo danés que catalogó cientos de cuerpos celestes, y es mejor conocido por
su estudio de las nuevas estrellas que en aquella época, cerca del 1570, eran una revolución
astronómica. Contradijo algunas de las ideas de la época, como que el cielo estaba creado en
forma de domo, a través de su observación de las estrellas lejanas.

Ptolomeo:
Claudio Ptolomeo Claudius Ptolemaeus, ; Ptolemaida, Tebaida, c. 100-Cánope, c. 170) fue un
astrónomo, astrólogo, químico, geógrafo y matemático greco-egipcio-.Ptolomeo fue un astrónomo
egipcio conocido por su obra máxima sobre astronomía, el Almagesto. En el incluyó un catálogo de
estrellas y una serie de tablas que ayudan a calcular la posición de los planetas, el Sol y la Luna y
los eclipses solares y lunares. Este texto fue el mayor tratado astronómico por 1500 años después
de su muerte, transformándolo en uno de los astrónomos más famosos hasta la actualidad.

Charles Messier:
Charles Messier (Badonviller, 26 de junio de 1730 - París, 12 de abril de 1817) fue un astrónomo y
caza cometas francés, conocido por ser el creador del catálogo de 110 objetos del espacio
profundo (nebulosas, galaxias y cúmulos de estrellas) que constituyen el catálogo de objetos
Messier. Este catálogo se publicó por primera vez en 1774.
Charles Messier fue un astrónomo francés que buscó incansablemente cometas para estudiar sus
órbitas. A medida que los buscaba encontró otros objetos, con los cuales realizó uno de los
catálogos más completos. Su propósito fue dar a conocer estos objetos, para que otros estudiosos
no se confundieran al estudiar el cielo. El inventario contienia galaxias y planetas, y además logró
encontrar 13 cometas.

SISTEMA GEOCÉNTRICO
En el siglo II d.C., Claudio Tolomeo planteó un modelo del Universo con la Tierra en el centro. En el
modelo, la Tierra permanece estacionaria mientras los planetas, la Luna y el Sol describen
complicadas órbitas alrededor de ella.
Aparentemente, a Tolomeo le preocupaba que el modelo funcionara desde el punto de vista
matemático, y no tanto que describiera con precisión el movimiento planetario. Aunque
posteriormente se demostró su incorrección, el modelo de Tolomeo se aceptó durante varios
siglos.
La primera y más famosa obra de Tolomeo, escrita originariamente en griego, se tradujo al árabe
como al-Majisti (Obra magna). En Europa, las traducciones latinas medievales reprodujeron el
título como Almagesti, y desde entonces se le conoce simplemente como Almagesto. En esta obra,
Tolomeo planteó una teoría geométrica para explicar matemáticamente los movimientos y
posiciones aparentes de los planetas, el Sol y la Luna contra un fondo de estrellas inmóviles. Esta
obra no incluía ninguna descripción física de los objetos del espacio.
Los elementos básicos de la astronomía de Ptolomeo, mostrando un planeta en un epiciclo con un
deferente excéntrico y un punto ecuante.

DOCTRINA DE PTOLOMEO
La doctrina de está expuesta en el libro «Sintaxis matemática» más conocido por el pomposo
nombre árabe de «Almagesto», que significa «el grande». En este libro, al principio, expone sus
hipótesis fundamentales: Los cielos son esféricos y se mueven circularmente en torno a un eje fijo.
1: «Dado que la Tierra es el elemento más pesado y todas las cosas pesadas son conducidas hacia
ella y tienden hacia su auténtico punto medio, quedando inmóviles en el centro. En consecuencia
tanto más descansará toda la Tierra en el centro y ella que recibe en si todo lo que cae,
permanecerá inmóvil por su peso.».
2: La Tierra es esférica, puesto que por cualquier parte se apoya en su centro.
3: La Tierra está exactamente en el centro del cielo como un punto geométrico, así que el
horizonte biseca el ecuador y la eclíptica en dos partes iguales.
4: Aristóteles decía que el movimiento de un cuerpo simple es simple y los clasifica en rectos
(hacia arriba y hacia abajo) y circulares que son los que asigna a los cuerpos celestes.
5: Se fija la tarea de demostrar que todos los fenómenos del firmamento son producidos por
movimientos circulares y uniformes. El problema planetario lo resuelve demostrando que «la
aparente irregularidad de los cinco planetas, el Sol y la Luna pueda representarse por medio de
movimientos circulares uniformes, porque sólo tales movimientos son apropiados para su divina
naturaleza.»

SISTEMA HELIOCÉNTRICO
En los 1800 años que siguieron a Hiparco de Nicea, no progresaron los conocimientos sobre las
dimensiones del universo. Probablemente esto fuese debido a que los griegos consideraban a la
Tierra como el centro del universo, con la Luna, los planetas y las estrellas girando alrededor de la
Tierra (sistema geocéntrico).
Fue el astrónomo polaco Nicolás Copérnico, quien sugirió que no era la Tierra, sino el Sol, lo que
constituía el centro del universo, esto es, un sistema solar.
En realidad, fue Aristarco de Samos, diecinueve siglos antes, quien sugirió esta idea, pero fue
rechazada de plano en su época.
Nació así el sistema heliocéntrico, de forma que la Tierra y el resto de los planetas giraban
alrededor del Sol, y todo esto se movía a través del espacio sin que el hombre se diese cuenta de
ello. Los planetas pasaron de ser siete a seis, ya que la Luna dejó de ser planeta y de girar
alrededor del Sol, para hacerlo alrededor de la Tierra y pasar así a llamarse satélite. El Sol también
dejó de ser planeta para constituir un centro inmóvil.
El astrónomo de Johannes Vermeer
De modo que el sistema copernicano empezó a abrirse paso en la astronomía del momento, ya
que se había comprobado que la teoría geocéntrica presentaba muchísimos defectos. El sistema
heliocéntrico dio resultados más precisos y simplificó las matemáticas, pero Copérnico pensaba
que las órbitas de los planetas eran circunferencias perfectas, por lo que los problemas
continuaban.
No fue hasta 1609 que se estableciera por fin un modelo exacto. Johannes Kepler, astrónomo
alemán, estudió las observaciones que Tycho Brahe, astrónomo danés, realizó sobre la posición de
Marte. De esta forma, Kepler descubrió que la única figura geométrica que concordaba con las
observaciones de Brahe era la elipse, demostrando que el Sol se encontraba en uno de los focos
de la órbita de Marte.

Más adelante se comprobó que este descubrimiento servía para todos los planetas, y también
para la Luna.
Los sistemas de Copérnico, Ptolomeo y Tycho Brahe
Kepler concluyó que la distancia media entre uno cualquiera de los planetas y el Sol guardaba una
relación matemática muy sencilla con el tiempo que ese planeta tardaba en dar una vuelta
completa alrededor del Sol. Calcular el tiempo que el planeta tardaba en describir una vuelta
completa alrededor del Sol no era difícil y, comparando unos con otros, era sencillo calcular la
distancia de cada planeta.
veces más lejos del Sol que la Tierra.
De esta forma se pudo hacer un modelo
muy preciso del sistema solar. Pero había
un inconveniente: de esta forma tampoco
se podía especificar a qué distancia exacta
del Sol se encontraba cada planeta.
Comparando el tiempo de revolución de
los planetas, como mucho, podría decirse
que un planeta se encontraba dos veces
más lejos del Sol que otro, por ejemplo. Se
había encontrado el modelo, pero faltaba
la escala sobre la que estaba construido
ese modelo. Aún así, el modelo dio muchas
ideas sobre el tamaño del sistema solar: ya
se sabía que Saturno, el planeta más
alejado de los conocidos por los griegos y
por Kepler mismo, se encontraba diez
Si se pudiese calcular la distancia entre la Tierra y cualquier planeta, se encontraría la escala y
podría calcularse así la distancia de todos los planetas. Era necesario, pues, calcular correctamente
una distancia planetaria.

UNIDAD 2:
LAS ESTACIONES
La tierra gira alrededor del Sol, a ese recorrido se le llama movimiento de traslación y dura un año,
conocido, también, como año solar, que se divide en cuatro partes o estaciones. Las estaciones del
año son: primavera, verano, otoño e invierno.
si nos vamos a estudiar a profundidad este tema...nunca nos hemos preguntado ¿cómo se dan las
estaciones?
¿Por que se dan las estaciones?
Las estaciones se deben a la inclinación del eje giro de la tierra respecto al plano de su órbita
respecto al sol. Este eje se halla siempre orientado en la misma dirección (salvo el fenómeno de la
precesión ) y por tanto los hemisferio norte y sur son iluminados desigualmente por el sol según la
época del año, recibiendo distinta cantidad de luz solar debido a la duración del día y con distinta
intensidad según la inclinación del sol sobre el horizonte (ya que la luz debe atravesar más o
menos la atmósfera ).
Cada seis meses la situación se invierte.

En este esquema se puede apreciar la inclinación del eje terrestre a medida que la tierra gira
alrededor del sol, provocando las estaciones y los llamados solsticios y equinoccios.

*POSICIÓN TIERRA-SOL PARA CADA ESTACIÓN:
VERANO
En este momento, por ejemplo, en el hemisferio norte es
verano porque los rayos solares inciden más
perpendicularmente sobre esta parte del planeta
concentrándose más la radiación solar, lo cual produce un
aumento de las temperaturas. En cambio, en el hemisferio sur
es invierno porque la incidencia de los rayos solares sobre la
Tierra es más oblicua haciendo que se disperse más su energía
y calor , produciéndose un descenso de las temperaturas.
Cuando la Tierra se sitúe en el otro extremo de su elíptica
ocurrirá justamente lo contrario. Es decir, la mayor cantidad de
calor (verano) no se produce por una mayor proximidad al Sol
(que de hecho es poco relevante) sino por una mayor perpendicularidad en la incidencia de las
radiaciones solares (mayor concentración de calor).
INVIERNO
Cuando la incidencia es más oblicua o inclinada (invierno)(B) las radiaciones solares quedan más
dispersadas y su energía y calor más expandido sobre la superficie terrestre dando lugar a bajadas
de temperatura.

El movimiento de traslación de la Tierra alrededor del Sol dura un año y según va variando la
posición de la Tierra respecto del Sol se van sucediendo las estaciones del año cada tres meses
aproximadamente. También se producen en nuestro planeta dos movimientos más (precesión y
nutación) que influyen en este fenómeno.
En su desplazamiento alrededor del Sol ( traslación ) la Tierra queda expuesta a sus radiaciones de
forma distinta, siendo estas más intensas cuando el ángulo de incidencia es más vertical y menos
intensas cuando la incidencia se da con un ángulo más oblicuo. Observad en estas imágenes como
transcurre el año en el hemisferio norte (marzo - junio - septiembre - diciembre) (primavera -
verano - otoño - invierno) y como varía la posición de la Tierra respecto al Sol.

SOLSTICIOS Y EQUINOCCIOS
En ambos extremos se dan, entonces, simultáneamente el solsticio de verano y el de invierno.
De modo científico, podemos decir que solsticio es un término astronómico relacionado con la
posición del Sol en el ecuador celeste . El nombre proviene del latín solstitium ( sol sistere o Sol
quieto).
Como vemos, hay dos solsticios, uno coincide con el inicio del verano (solsticio de verano) en uno
de los hemisferios, mientras en el opuesto se inicia el invierno en ese mismo momento (solsticio
de invierno) y el otro solsticio coincide con el inicio del invierno (solsticio de invierno) para el
mismo hemisferio anterior, y ahora en el opuesto se inicia el verano (solsticio de verano).
El solsticio de verano también es el día que tiene la noche más corta del año (con el día más largo),
y el de invierno tiene la noche más larga del año (con el día más corto).
En rigor, deberíamos decir que cuando se da el solsticio de verano en el hemisferio norte
simultáneamente se da el solsticio de invierno en el hemisferio sur.

Como esto ocurre el 2 de junio, lo más sensato es llamarlo solsticio de junio , que marca el inicio
del verano en el hemisferio norte y el inicio del invierno en el hemisferio sur.
Cuando la Tierra llegue al otro extremo del eje mayor (el 22 de diciembre), será solsticio de
invierno para el hemisferio norte y solsticio de verano para el hemisferio sur. Por ende, lo sensato
es llamarlo solsticio de diciembre .
Para afianzar la idea, los solsticios de verano y de invierno ocurren simultáneamente (opuestos de
un hemisferio a otro) una vez en el perihelio y una vez en el afelio .

Equinoccios
Los puntos o instantes de la órbita en los que la Tierra coincide con los extremos del eje menor se
llaman equinoccios .
La palabra equinoccio proviene del latín aequinoctĭum y significa «noche igual».
También son dos, que coinciden con el inicio de la primavera (equinoccio de primavera) y el otoño
(equinoccio de otoño), y se dan simultáneamente en los dos hemisferios.
Ocurre dos veces por año: el 20 ó 21 de marzo y el 22 ó 23 de septiembre de cada año, épocas en
que los dos polos de la Tierra se encuentran a igual distancia del Sol, cayendo la luz solar por igual
en ambos hemisferios.
Esta característica da pie para que los equinoccios sean los días del año en los que el día y la noche
duran lo mismo en todos los lugares de la tierra.
Como ambos equinoccios se dan en forma simultánea en cada hemisferio es más sensato
llamarlos equinoccio de marzo y equinoccio de septiembre .
Equinoccio de marzo , el día 21 de marzo (aproximadamente):

En el Polo Norte, se pasa de una noche de seis meses de duración a un día de seis meses.
En el hemisferio norte, se pasa del invierno a la primavera ; y para ese hemisferio se llama el
equinoccio primaveral .
En el hemisferio sur, se pasa del verano al otoño ; y para ese hemisferio se llama el equinoccio
otoñal .
En el Polo Sur, se pasa de un día de seis meses de duración a una noche de seis meses.
Equinoccio de septiembre , el día 21 de septiembre (aproximadamente):
En el polo Norte, se pasa de un día de seis meses de duración a una noche de seis meses.
En el hemisferio norte, se pasa del verano al otoño; y en ese hemisferio se llama se llama el
equinoccio otoñal (autumnal) .
En el hemisferio sur, se pasa del invierno a la primavera; y en ese hemisferio se llama el equinoccio
invernal o de invierno .
En el polo Sur, se pasa de una noche de seis meses de duración a un día de seis meses.
Los equinoccios realmente son un momento particular en el calendario, un instante de tiempo que
ocurre a una hora determinada; en vez de todo un día (aunque acostumbramos llamar equinoccio
o día equinoccial a la jornada en que ocurre este instante).

A modo de corolario:
Los dos equinoccios y los dos solsticios, marcan los cuatro puntos en los que inician las estaciones
del año para cada hemisferio.
La ilustración gráfica los solsticios y equinoccios para el hemisferio sur: Solsticio de verano (22 de
diciembre), equinoccio de otoño (21 de marzo), solsticio de invierno (21 de junio) y equinoccio de
primavera (21 de septiembre). En las mismas fecha se dan los solsticios y equinoccios contrarios
en el hemisferio norte

Unidad 3
Fases de la Luna
¿Porque se dan?
A medida que la luna orbita alrededor de la Tierra, parece que continuamente cambia de forma. A
veces se observa una pequeña sección de ella, pero otras se mira completa, en todo su esplendor.
Se dice entonces que la luna tiene fases, estados transitorios que son resultado de su movimiento
y de la luz solar que refleja su superficie. Así pues, las fases de la luna no son más que los ángulos
desde los que las personas en la Tierra, ven la parte iluminada de su área.
Un ciclo lunar es el lapso de 29.5 días durante los cuales se observan todas las fases. Al término de
la última fase, el ciclo se repite y así sucesivamente, siempre en el mismo orden. Las 4 formas más
conocidas son la luna nueva, la luna llena, el cuarto menguante y el cuarto creciente, pero existen
otras intermedias.

Posición Tierra-Luna-Sol
Características de cada fase

Luna Nueva o Novilunio.
Se produce cuando el Sol-Tierra-Luna (en ese orden) se colocan sobre la misma línea. La luna está
visible porque sale y se pone con el sol: de dia no se puede ver porque muestra el lado no
iluminado y de noche simplemente, no está.
Luna Creciente.
La luna comienza a vislumbrarse. En el Hemisferio Norte es visible del lado derecho y del lado
izquierdo en el Hemisferio Sur. Puede observarse tras la puesta del Sol. la Luna, la Tierra y el Sol
forman un ángulo recto, por lo que se puede observar en el cielo la mitad de la Luna, en su
período de crecimiento.

Cuarto creciente.
A veces también recibe el nombre de gibosa creciente. La superficie iluminada es mayor; en el
Hemisferio Norte se mira una curva en el lado izquierdo y en el Hemisferio Norte la curva se
vislumbra en el lado derecho. Se pone antes del amanecer y alcanza su altura máxima en el cielo al
anochecer.
Está iluminada la mitad del disco lunar; el lado derecho en el Hemisferio Norte y el lado izquierdo
en el Hemisferio Sur. Es observable desde el mediodía hasta la medianoche, y ya durante la puesta
del Sol se ve alta en el cielo.
Luna Gibosa creciente.

Luna Llena o Plenilunio.
El disco lunar está completamente iluminado en la cara que muestra a la Tierra, pues esta, el Sol y
la luna están alineados de forma casi recta, con la Tierra en el centro.
Puede verse desde la puesta del Sol hasta el amanecer y a la medianoche alcanza su máxima altura
en el cielo.
Luna gibosa menguante.
La superficie iluminada comienza a mermar y por eso se observa una curva en el lado izquierdo si
se está en el Hemisferio Norte, y en el lado derecho si se ve en el Hemisferio Sur. El área brillante
está un 51-99 por ciento iluminada por la luz solar. Sale después de la puesta del Sol y se ve más
alta a la medianoche.

Cuarto menguante.
Es la fase contraria al cuarto creciente. Se ve iluminada solo la mitad de la luna; el lado izquierdo
en el Hemisferio Norte y el derecho en el Hemisferio Sur. Sale a la medianoche y se observa más
alta al amanecer.
Luna menguante.
Fase también conocida como creciente menguante y luna vieja. A estas alturas, sólo un delgado
segmento de la superficie es visible. En el Hemisferio Norte es el izquierdo, y el derecho en el
Hemisferio contrario. Sale después de la medianoche, por lo que es más notoria al final de la
madrugada y durante la mañana.
Después de la luna menguante, un ciclo lunar de fases ha sido completado y comienza la luna
nueva. Al intervalo de 29.5 días que transcurre entre dos eventos de una fase (por ejemplo, entre
una luna nueva y otra) se llama mes sinódico.

UNIDAD 4
ECLIPSES
¿Por que se dan?
Los eclipses son consecuencia de la revolución de la Luna alrededor de nuestro planeta, y
se producen cuando la Tierra, la Luna y el Sol se encuentran alineados. Existen dos tipos
de eclipses: cuando la sombra de la Tierra cubre la superficie de la Luna, se trata de un
eclipse lunar; en cambio, cuando la sombra de la Luna cubre la superficie de nuestro
planeta, se trata de un eclipse solar.

ECLIPSES SOLARES
Los eclipses solares se dan siempre durante la fase de Luna nueva, y pueden ser totales (cuando se
oculta completamente el disco del Sol), parciales (cuando se oculta apenas una porción del disco
solar) o anulares (cuando el disco lunar queda contenido dentro del disco solar, y puede verse un
“anillo” brillante a su alrededor).
Los eclipses solares totales se producen por una singular coincidencia: cuando la Luna está en su
perigeo, es decir, el punto de su órbita más cercano a nuestro planeta, el diámetro aparente de la
Luna en el cielo terrestre, que es de medio grado, es prácticamente igual al diámetro aparente del
Sol, que es cuatrocientas veces más grande que nuestra Luna, pero está cuatrocientas veces más
lejos de la Tierra.
Esto hace que durante un eclipse solar total, el cielo se oscurezca en pleno día, y sólo la débil
atmósfera del Sol resulte apreciable gracias a la ocultación completa del disco solar por parte de la
Luna. En cambio, si la Luna se encuentra en su apogeo (el punto de su órbita más alejado de la
Tierra) su diámetro aparente en nuestro cielo es menor, por lo cual no alcanza a cubrir
completamente el disco solar, y se produce entonces un eclipse anular.

ECLIPSES LUNARES
Los eclipses de Luna se dan siempre durante la fase de Luna llena, y pueden ser observados desde
cualquier lugar de la Tierra donde sea de noche.
Los eclipses lunares pueden ser penumbrales (cuando la Luna atraviesa solamente la penumbra
terrestre), parciales (cuando sólo una parte del disco lunar atraviesa la umbra terrestre) y totales
(cuando la totalidad del disco lunar atraviesa la umbra terrestre).
Un 35% de los eclipses lunares son del tipo penumbral, bastante sutiles y difíciles de observar.
Otro 30% es del tipo parcial, y puede verse a simple vista, mientras el 35% restante es del tipo
total, los más espectaculares por la gama de colores que pueden apreciarse en el disco lunar.
Durante un eclipse lunar total, la Tierra impide la llegada directa de la luz solar a la superficie de la
Luna mientras ésta se encuentra dentro del cono de sombra de la umbra. Sin embargo, las capas
superiores de la atmósfera terrestre refractan los rayos solares rasantes que delimitan la sombra
de la Tierra, filtrando la luz verde y azul. Esto hace de la fase total de un eclipse lunar un fenómeno
llamativo, ya que la luz difusa refractada por la Tierra baña la superficie lunar con intensas
tonalidades anaranjadas o rojizas.

UNIDAD 5:
INGRAVIDEZ
Astronauta en ingravidez realizando actividades extra
Vehiculares
Se define ingravidez como el estado en el que un cuerpo que tiene un cierto peso, se contrarresta
con otra fuerza o se mantiene en caída libre sin sentir los efectos de la atmósfera.
La ingravidez es la experiencia (de personas y objetos) durante la caída libre. Ésta se experimenta
comúnmente en las naves espaciales. La ingravidez representa la sensación de experimentar una
fuerza g cero, o peso aparente cero. La aceleración se debe sólo a la gravedad, en oposición a los
casos donde actúan otras fuerzas, como:
●cuando uno está de pie sobre el suelo o sentado en una silla sobre el suelo, etc. (La gravedad es
contrarrestada por la fuerza reactiva del piso.)
●volando en un avión (la gravedad es cancelada por la sustentación que proveen las alas).
●la reentrada en la atmósfera, aterrizando con un paracaídas: la gravedad es cancelada por la
densidad de la atmósfera.
●durante una maniobra orbital en una nave espacial: el cohete provee el empuje.

EFECTOS EN EL CUERPO HUMANO
Las funciones fisiológicas apenas son perturbadas por el estado de ingravidez. El sentido de la
orientación puede ser afectado, ya que en el suelo lo rige el peso de los otolitos (minúsculos
depósitos cálcicos que se hallan inmersos en el humor que llena los canales semicirculares del oído
interno). Al no pasar los otolitos, se producen vértigos, náuseas y otros trastornos que no son sino
los de un mareo común. De todos modos, los astronautas se hallan sometidos a un entrenamiento
apropiado que les preserva de tales molestias. Una consecuencia, no aparente, de la ingravidez es
una leve atrofia muscular y la desmineralización o pérdida de materia ósea por el esqueleto al
cabo de una estancia prolongada en el espacio.
En el programa de todos los vuelos del hombre en el espacio exterior figuran experimentos
biológicos que se efectúan mediante observaciones personales o con animales de laboratorio.
También existen satélites biológicos especialmente lanzados para estudiar todos los problemas
relativos al comportamiento de los organismos en estado de ingravidez y sometidos a las
radiaciones cósmicas.
Los principales efectos del cuerpo humano a la ingravidez o a la micro gravedad son:
1. Síndrome de adaptación al espacio o enfermedad del espacio. Malestar que ocurre en
diferente medida según cada organismo humano y sólo se manifiesta dentro del primer día en
ingravidez. Rara vez sucede por dos días y los casos de tres o más son nulos. Se manifiesta por
mareos y vómito así como debilitamiento general. Se usó la escopolamina con poco éxito, más
ahora se usa la prometazina con muchos mejores resultados.
2. Desplazamiento de líquidos hacia la parte superior del cuerpo. Los líquidos se desplazan
hacia el tórax y la cabeza originando hinchazón y con sensación de pulsaciones en el cuello,
obstrucción nasal y adelgazamiento de las extremidades inferiores y de la cintura. Este efecto
provoca intolerancia ortostática al regresar a la Tierra, es decir, dificultad para estar de pie. El
problema se alivia bebiendo un litro de solución salina antes de regresar a condiciones de
gravedad normal.
3. Des condicionamiento cardiovascular y pérdida de glóbulos rojos. El corazón reduce su
trabajo debido a la reducción de líquidos en el cuerpo que es de aproximadamente 10%. Así
mismo disminuyen los glóbulos rojos por causas aún no comprendidas. Este efecto no afecta en la
práctica a los astronautas y desaparece luego de varias semanas en la Tierra.

4. Descondicionamiento muscular. Debido a la falta de gravedad los músculos tienden a
perder masa ya que ni las piernas tienen que cargar el peso del cuerpo como comúnmente lo
hace, además la mayoría de los demás músculos requieren sólo una ínfima parte de su energía
para mover el cuerpo humano, ya que el peso de las extremidades y cabeza desaparece quedando
sólo la inercia. Este efecto se remedia con la realización de ejercicio durante todo el tiempo de
ingravidez. Los rusos han acoplado en sus trajes espaciales para misiones prolongadas unos
tirantes que comprimen el cuerpo de los hombros a los pies originando a los músculos del cuerpo
una fuerza contra la que deben oponerse.
5. Deterioro óseo. En estancias largas los huesos se descalcifican. Este efecto no es
reversible y es uno de los más serios. El ejercicio no ha reflejado mejoría en este problema.

ENTRENAMIENTO PARA ASTRONAUTAS
Para que puedan viajar por el espacio, los astronautas tienen que pasar por cientos de horas de
entrenamiento. Este entrenamiento se divide en tres secciones principales.
Primero, los novatos que desean reunir las condiciones para ser astronautas tienen que aprobar
un curso de entrenamiento básico de un año de duración. En ese año, los aspirantes a astronautas
aprenden materias como ciencia y tecnología espaciales, adquieren conocimientos médicos
básicos y conocen el funcionamiento de la Estación Espacial Internacional (ISS, por sus siglas en
inglés) Asimismo, se familiarizan con las técnicas de
submarinismo.
Después de esta primera parte, cursan otro año de
entrenamiento avanzado, para conocer más
detalladamente los diversos componentes de la ISS,
los experimentos y los vehículos de transporte y la
participación del centro de control terrestre en las
misiones.
Entonces se les podrá asignar a una misión.
Cooperando en la mayor medida posible con los
demás miembros de la tripulación, aprenden las
tareas especiales relacionadas con su misión y se familiarizan con la ingravidez participando en
vuelos parabólicos.
A lo largo de varios años, los astronautas llegan a conocer muy bien a sus colegas puesto que
visitan centros de entrenamiento en Estados Unidos, Rusia, Japón, Canadá y Europa. Este
entrenamiento puede incluir el aprendizaje de un idioma extranjero, el ruso, por ejemplo, dado

que el inglés ya es obligatorio, así como la adquisición de conocimientos sobre los experimentos
científicos y las actividades especiales de cada misión.

UNIDAD 6:
GRÁFICO DEL SISTEMA SOLAR

UNIDAD 7:
CARACTERÍSTICAS DE LOS PLANETAS
MERCURIO
Mercurio, mensajero de los dioses, representado con un casco alado.
– Diámetro ecuatorial: 4.878 Km.
– Elementos constituyentes: hierro, oxígeno, silicio, magnesio, aluminio, calcio, níquel
– Temperatura superficial: 327 a -183 grados Celsius
– Gravedad superficial: 0,38
– Velocidad de escape: 4,3 km./s
– Distancia media al Sol: 0,387 unidades astronómicas
– Período de rotación: 58,65 días terrestres
– Satélites: ninguno

Por su proximidad al sol, Mercurio es visible bajo la luz tenue del amanecer y del crepúsculo. Los
astrónomos griegos lo denominaron Apolo cuando aparecía como estrella de la mañana y Hermes
en sus apariciones vespertinas.
Mercurio, dios de las sandalias aladas y mensajero del Olimpo (Hermes) ha perpetuado su nombre
en el planeta como referencia a la rapidez de su movimiento sobre el firmamento.
Mercurio es el primer planeta del Sistema Solar, por su proximidad a la estrella y el de menor
tamaño.
Conocido por los antiguos astrónomos sumerios y griegos, Mercurio representó para la física uno
de los más grandes enigmas. La determinación de su órbita desafió trabajos tan eminentes como
los de Johannes Kepler e Isaac Newton que no lograron explicar completamente.
Correspondió a Albert Einstein en 1915 explicar con su teoría de la relatividad general el
movimiento completo de Mercurio lo que constituyó uno de sus más tempranos y espectaculares
éxitos.
Mercurio tiene una atmósfera extremadamente delgada la cual está hecha de átomos
desprendidos de su superficie por el viento solar, una constante corriente de partículas que viene
desde la capa más externa del Sol. Como Mercurio es tan caliente, estos átomos rápidamente
escapan al espacio.
En mercurio no podemos encontrar lunas.

VENUS
Los científicos barajan tres posibles explicaciones de por qué los planetas tienen lunas. La primera
es que estos satélites naturales fueron capturados por la gravedad del planeta cuando pasaron
cerca de ellos. Este sería el caso de las pequeñas lunas marcianas Fobos y Deimos. Otro escenario
sería el de que el planeta sufriera un gran impacto que eyectara parte de su material al espacio.
Este material formaría posteriormente un satélite. Este es el caso de nuestra Luna. Y la tercera
teoría sugiere que las lunas se formaron junto al planeta por acreción general del material
sobrante en la formación de éste.
Venus, para los romanos y Afrodita para los griegos, diosa del amor y la belleza símbolo de la
femineidad y sensualidad.
– Diámetro ecuatorial: 12.104 km.
– Elementos constituyentes: hierro, oxígeno, níquel, magnesio, silicio, aluminio, calcio, uranio,
potasio, titanio, manganeso, torio.
– Temperatura superficial: 482 grados Celsius
– Gravedad superficial: 0,90
– Velocidad de escape: 10,3 km./s
– Distancia media al Sol: 0,723 unidades astronómicas
– Período de rotación: -243,01 días terrestres (movimiento retrógrado)
– Satélites: ninguno
La primera observación telescópica de Venus, realizada por Galileo Galilei en el siglo XVII,
descubrió en el planeta fases de luminosidad similares a las de la Luna. La evidencia de este

hallazgo se contraponía a la teoría geocéntrica del universo, muy en boga por esos días y daba su
apoyo a la teoría heliocéntrica de Nicolás Copérnico, que situaba el Sol en el centro del sistema.
Por eso, el descubrimiento fue publicado en forma encubierta limitándose a decir que Venus
giraba en torno al Sol.
Venus es el segundo planeta del Sistema Solar en relación de distancias del Sol. Por su posición,
Venus se ve al atardecer y al amanecer.
El nombre de Venus divinidad romana del amor, no puede ser más contradictorio con las
características del planeta, porque aunque Venus es del mismo tamaño que la Tierra, las
condiciones de su entorno son muy parecidas a las que imaginamos en un infierno.
Venus está cubierto por nubes de vapor de agua y ácido sulfúrico tan densas que no podemos ver
su superficie sin sofisticados sistemas de radar. Las temperaturas en la superficie del planeta
sobrepasan los 460 grados Celsius y la lectura de un barómetro alcanzaría una cifra cien veces más
alta que en la Tierra.
Dado que la atmósfera es casi completamente de dióxido de carbono podemos concluir que Venus
padece de un fuerte efecto invernadero. La radiación del sol calienta la superficie igual que la de la
Tierra, pero el calor no puede disiparse a través del espeso capullo de dióxido de carbono y nubes.
Incluso por la noche la temperatura apenas disminuye.
igual que mercurio no podemos encontrar luna pero aquí los científicos nos dan las explicaciones
correctas.
Los científicos barajan tres posibles explicaciones de por qué los planetas tienen lunas. La primera
es que estos satélites naturales fueron capturados por la gravedad del planeta cuando pasaron
cerca de ellos. Este sería el caso de las pequeñas lunas marcianas Fobos y Deimos. Otro escenario
sería el de que el planeta sufriera un gran impacto que eyectó parte de su material al espacio. Este
material formaría posteriormente un satélite. Este es el caso de nuestra Luna. Y la tercera teoría
sugiere que las lunas se formaron junto al planeta por acreción general del material sobrante en la
formación de éste.
su atmósfera
La atmósfera de venus está compuesta principalmente de Dióxido de Carbono, y gruesas nubes de
ácido sulfúrico que cubren completamente al planeta. La atmósfera atrapa la poca cantidad de
energía del Sol que llega a la superficie así como también al calor que libera el planeta

TIERRA
Desde la perspectiva que tenemos en la Tierra, nuestro planeta parece ser grande y fuerte con un
océano de aire interminable. Desde el espacio, los astronautas frecuentemente tienen la
impresión de que la Tierra es pequeña, con una delgada y frágil capa de atmósfera.
– Diámetro ecuatorial: 12.756 km.
– Temperatura superficial: 150 grados Celsius
– Gravedad superficial: 9,78
– Velocidad de escape: 11,18 km./s
– Distancia media al Sol: 149,600,000
– Período de rotación: 365.256
– Satélites: Uno
La Tierra es el tercer planeta más cercano al Sol, a una distancia de alrededor de 150 millones de
kilómetros (93.2 millones de millas). A la Tierra le toma 365.256 días viajar alrededor del Sol y
23.9345 horas para que la Tierra rote una revolución completa. Tiene un diámetro de 12,756
kilómetros (7,973 millas), solamente unos cuantos kilómetros más grande que el diámetro de
Venus. Nuestra atmósfera está compuesta de un 78 por ciento de nitrógeno, 21 por ciento de
oxígeno y 1 por ciento de otros constituyentes.
La Tierra es el único planeta en el sistema solar que se sabe que mantiene vida. El rápido
movimiento giratorio y el núcleo de hierro y níquel de nuestro planeta generan un campo
magnético extenso, que, junto con la atmósfera, nos protege de casi todas las radiaciones nocivas
provenientes del Sol y de otras estrellas. La atmósfera de la Tierra nos protege de meteoritos, la
mayoría de los cuales se desintegran antes de que puedan llegar a la superficie. .

La Luna es el único satélite natural de la Tierra. Con un diámetro ecuatorial de 3474 km1 es el
quinto satélite más grande del Sistema Solar, mientras que en cuanto al tamaño proporcional
respecto de su planeta es el satélite más grande: un cuarto del diámetro de la Tierra y 1/81 de su
masa. Después de Ío, es además el segundo satélite más denso. Se encuentra en relación síncrona
con la Tierra, siempre mostrando la misma cara hacia el planeta
Marte
Marte, dios romano de la guerra, símbolo de la fuerza y la energía. Su figura está asociada con la
valentía y la masculinidad .
– Diámetro ecuatorial: 6.794 km.
– Elementos constituyentes: hierro, silicio, magnesio, azufre, aluminio, oxígeno, potasio,
hidrógeno, níquel
– Temperatura superficial: -23 grados Celsius
– Gravedad superficial: 0,38
– Velocidad de escape: 5,02 km./s
– Distancia media al Sol: 1,52 unidades astronómicas
– Período de rotación: 24, 62 horas
– Satélites: dos

El planeta Marte se ha asociado desde la antigüedad con las fuerzas destructivas del hombre y la
naturaleza.
El pueblo babilónico lo identificó con su deidad de la muerte Nergal y para la cultura grecolatina
fue el dios Ares o Marte el que gobernaba y decidía la suerte de las batallas.
Marte es el cuarto planeta del sistema solar por su distancia al Sol y el séptimo en orden de
tamaño.
Visto desde la Tierra, Marte asombra a los astrónomos porque en determinadas épocas su órbita
observa un movimiento retrógrado, o inverso a la evolución usual del sistema solar.
Kepler explicó en 1609 estas anomalías al enunciar sus tres famosas leyes del movimiento
planetario. Con ellas demostró que el supuesto transcurrir inverso de la trayectoria de Marte es en
realidad un efecto óptico motivado por el movimiento conjunto y relativo del planeta y de la
Tierra.
En su interior, Marte se considera dividido en tres zonas bien diferenciadas: el núcleo,
probablemente sólido, de alta densidad y unos 1700 kilómetros de radio; el manto de menos
acumulación de materia y una estrecha corteza.
Marte posee dos satélites naturales: Fobos y Deimos. Los dos son irregulares y se cree que fueron
capturados del cercano cinturón de asteroides (región del sistema solar comprendida
aproximadamente entre las órbitas de Marte y Júpiter).

JÚPITER
Júpiter, dios de dioses y Zeus para los griegos, fue el soberano del Olimpo y el más poderoso de
todos.
– Diámetro ecuatorial: 142.800 Km.
– Elementos constituyentes: hidrógeno, helio, oxígeno, hierro, magnesio, silicio, nitrógeno, neón,
argón, oxígeno, carbono, sodio, fósforo, azufre.
– Temperatura superficial: -150 grados Celsius
– Gravedad superficial: 2,69
– Velocidad de escape: 59, 5 Km./s
– Distancia media al Sol: 5,20 unidades astronómicas
– Período de rotación: 9,8 horas
– Satélites: 16
Su masa 300 veces mayor a la de la Tierra y unas 2,5 veces la masa de todos los planetas juntos,
Júpiter domina el Sistema Solar. Fue el primer planeta que estudió Galileo a través de su
telescopio.
Los sistemas de estrellas múltiples, ligadas entre sí por fuerzas de atracción gravitatoria, son muy
abundantes en el universo. Por eso ciertas teorías señalan que el sistema solar no es sino un
esbozo de conjunto estelar binario en el que el planeta Júpiter no llegó a alcanzar el estado de
estrella por no poseer suficiente acumulación de masa.

Júpiter constituye el quinto planeta del sistema solar por su proximidad al sol y el primero en
orden de tamaños.Su nombre evoca al principal de los dioses de la mitología grecolatina.
El aspecto dramático de Júpiter proviene, en parte, de la composición de su atmósfera, la cual
incluye moléculas complejas tales como amoníaco y metano, y también moléculas simples como
helio, hidrógeno y sulfuro.
Los satélites de Júpiter descubiertos hasta ahora son 67.1 Esto le da el séquito de lunas con órbitas
"razonablemente seguras" más grande de todos los planetas del sistema solar.2 Las más grandes
de ellas, los cuatro satélites galileanos, fueron descubiertos en 1610 por Galileo Galilei y fueron los
primeros objetos encontrados en orbitar un cuerpo diferente a la Tierra o al Sol. A partir de finales
del siglo XIX, decenas de lunas jovianas mucho más pequeñas se han ido descubriendo y han
recibido los nombres de las amantes, conquistas e hijas del dios romano Júpiter o su predecesor
griego, Zeus. Las lunas galileanas son por mucho los objetos más grandes en órbita alrededor de
Júpiter, cuando las restantes 63 y los anillos comprenden solo el 0,003 por ciento de la masa
orbital total.

SATURNO
Saturno, dios romano de la cosecha y la agricultura, para los griegos era Crono, padre de Zeus .
– Diámetro ecuatorial: 120. 660 Km.
– Elementos constituyentes: hidrógeno, helio, oxígeno, carbono, azufre, nitrógeno
– Temperatura superficial: 160 grados Celsius
– Gravedad superficial: 1,19
– Velocidad de escape: 35,6/s
– Distancia media al Sol: 9.539 unidades astronómicas
– Período de rotación: 10,2 días terrestres
– Satélites: veintidós
Por su distancia del Sol, este es el sexto planeta del Sistema Solar y segundo por su dimensión y
masa. Aunque su destacado brillo lo hizo conocido desde la antigüedad fue Galileo quien tuvo el
privilegio de observar por primera vez a través del telescopio y detectar algunas de sus satélites.
También anotó otra peculiaridad que, cincuenta años después, confirmó el holandés Christian
Huygens: la existencia de los anillos que circundan el planeta.
En el siglo XVIII sus lunas ya eran identificadas. Pero la mayoría de sus otros satélites no fueron
descubiertos sino hasta el siglo pasado, cuando se desarrollaron potentes instrumentos ópticos.
Saturno tiene una masa 95 veces más grande que la de la Tierra y su volumen es 750 veces mayor
que el de nuestro planeta.

El planeta Saturno tiene un gran número de satélites (62 con órbitas seguras), el mayor de los
cuales, Titán, es el único satélite del sistema solar con una atmósfera importante. El sistema de
satélites de Saturno ofrece varios ejemplos interesantes de dinámica orbital, tales como satélites
coorbitales, satélites troyanos y satélites pastores. Algunos satélites también se encuentran en
resonancia entre sí.
Los satélites que se conocen desde antes del inicio de la investigación espacial son: Mimas,
Encélado, Tetis, Dione, Rea, Titán, Hiperión, Jápeto y Febe.

URANO
Urano, dios romano del cielo, padre de Saturno.
– Diámetro ecuatorial: 51.800 Km.
Elementos constituyentes: oxígeno, nitrógeno, carbono silicio, hierro, agua, metano, amoniaco,
hidrógeno, helio.
– Temperatura superficial: 190 grados Celsius
– Gravedad superficial: 0,93
– Velocidad de escape: 21,22 km./s
– Distancia media al Sol: 19,18 unidades astronómicas
– Período de rotación: 15,5 horas
– Satélites: 15
Con un telescopio de su invención, el británico William Herschel detectó en 1781 el planeta que
luego fue bautizado como Urano. Su nombre alude al padre de Saturno o Cronos en la mitología
grecolatina. Por su similitud con las características de Neptuno, Urano está considerado como
gemelo de este aunque en su posición respecto al Sol está más cerca y ocupa el séptimo lugar
planetario. Cuando la visibilidad es buena, este planeta puede avistarse sin instrumentos pues
aparece como una débil estrella en el firmamento.
El aspecto de este planeta en el cielo es el de una luminaria de débil magnitud ligeramente
azulada. Este color supone la existencia de gas metano, debido a que este elemento absorbe
fuertemente la radiación roja que debería emerger del planeta. Dos de los satélites de Urano
fueron descubiertos también por Herschel a fines del siglo XVIII.

La atmósfera de Urano, aunque es similar a la deJúpiter y Saturno por estar compuesta
principalmente de hidrógeno y helio, contiene una proporción superior tanto de «hielos» como de
agua, amoníaco y metano, junto con trazas de hidrocarburos.
Urano tiene 27 satélites conocidos y todos tienen nombre definitivo. Los más importantes son (del
más grande al más pequeño): Titania, Oberón, Umbriel, Ariel y Miranda. Estas son las llamadas
«lunas clásicas» y eran las únicas conocidas antes de la Era espacial. Ninguno de los satélites de
Urano tiene atmósfera.
A diferencia de la mayoría de cuerpos del sistema solar, que toman sus nombres de la mitología
greco-romana, los nombres de los satélites de Urano proceden de los personajes de las obras de
William Shakespeare y Alexander Pope, especialmente de sus protagonistas femeninas.
Titania y Oberón son los dos satélites más grandes y los primeros que fueron descubiertos, en el
año 1787 por William Herschel. Sus nombres son los de la reina y el rey de las hadas
(respectivamente) en la obra El sueño de una noche de verano de Shakespeare. Son bastante
similares en tamaño y albedo, presentando Titania una mayor actividad geológica.
NEPTUNO
Neptuno, dios romano del mar, hijo de Saturno y hermano de Júpiter y de Plutón. Para los griegos
se llamaba Poseidón.
– Diámetro ecuatorial: 49.500 Km.
– Elementos constituyentes: oxígeno, nitrógeno, silicio, hierro, hidrógeno, carbono.
– Temperatura superficial: 220 grados Celsius
– Gravedad superficial: 1,22
– Velocidad de escape: 23,6 km./s
– Distancia media al sol: 30,06 unidades astronómicas
– Período de rotación: 16 horas

– Satélites: ocho
Antes de ser visto en el cielo Neptuno fue intuido. El comportamiento de otros cuerpos celestes le
indicaba a los astrónomos que existía una masa de atracción que, sin embargo, no habían visto
nunca. Fueron los cálculos matemáticos, a partir de la doctrina astronómica mecanicista de Kepler
y Newton, los que condujeron a la confirmación de la existencia de este planeta. El astrónomo
alemán Johann Gottfried Galle y el francés Urbain Jean Joseph Leverrier llevaron a cabo los
trabajos.
Al descubrir Urano, el inglés Herschel formuló todos los cálculos orbitales que guiaban su
comportamiento. Sin embargo, al hacerse la observación astronómica, dichos cálculos no
funcionaban. Leverrier, primero, y Galle después se dedicaron a demostrar que Urano no cumplía
las rutas y los tiempos trazados porque la atracción de otro planeta se lo impedía. Así, en un
trabajo perseverante se descubrió Neptuno. Este planeta, octavo en distancia al Sol está rodeado
de una espesa atmósfera que dificulta la observación de su superficie, y por eso su composición
sólo puede suponerse.

En Júpiter y Saturno, la atmósfera está mayormente compuesta de moléculas simples de
hidrógeno y helio. La atmósfera de Neptuno contiene una cantidad mayor de moléculas más
complejas tales como gas metano, gas etano, acetileno, y acetileno. Estos constituyentes son
colectivamente conocidos como "hidrocarburos"
El planeta Neptuno tiene 14 satélites conocidos. El más grande es Tritón con mucha diferencia: Su
diámetro es 6,5 veces superior al del segundo satélite de Neptuno por tamaño, Proteo. Sus 2707
km de diámetro son comparables pero inferiores al de nuestra Luna (3474 km). Proteo, el segundo
satélite por tamaño, tan solo mide 420 km de diámetro medio y no fue descubierto hasta la visita
de la sonda Voyager 2 en 1989. El tercero en volumen es Nereida (340 km), descubierto en 1949.
Este satélite destaca por tener una órbita muy excéntrica.
PLUTÓN (PLANETA ENANO)
Plutón, también llamado Hades, era el rey del mundo subterráneo con la reina Perséfone.
– Diámetro ecuatorial: 2,285 Km.
– Elementos constituyentes: carbono, hidrógeno
– Temperatura superficial: -238 grados Celsius
– Gravedad superficial: 0,20
– Velocidad de escape: 7,7 km./s
– Distancia media al Sol: 39,44 unidades astronómicas
– Período de rotación: 6,3 dias terrestres
– Satélites conocidos: uno

Plutón es en la mitología grecolatina, el dios de las profundidades y los infiernos. En astronomía,
ha dejado de ser un planeta del Sistema Solar para convertirse en un planeta enano. Su
descubrimiento se efectuó en este siglo, aunque tenían presunciones de su existencia desde antes.
El astrónomo Percival Lowell y su equipo en el observatorio de Arizona, trabajaron sobre la
hipótesis de su existencia, la que fue comprobada en 1930, cuando Lowell ya había fallecido.
Plutón tarda 248 años terrestres en recorrer toda su órbita y en algunos períodos se acerca tanto a
la órbita de Neptuno que deja a este último planeta en la parte más externa del sistema. Por esta
relación de atracción y por otras observaciones de los especialistas, aún muchos estiman que
Plutón fue alguna vez satélite de Ne
El compuesto más volátil de la atmósfera de Plutón es el nitrógeno, el segundo es el monóxido de
carbono y el tercero es el metano. En el sistema del planeta enano Plutón se conocen un total de
seis cuerpos, incluyendo al planeta enano, habitualmente considerados la mayoría satélites;
aunque, en realidad, se trata un sistema binario, formado por Plutón y Caronte,1 el segundo
satélite más grande del sistema, aproximadamente con el 11,65 % de la masa de Plutón.2 Caronte
es el más grande de todos los satélites del Sistema Solar en comparación con su planeta, es decir,
ningún otro satélite es de un tamaño tan aproximado al del planeta que orbita.

UNIDAD 8:
LEYES DE KEPLER
Las leyes de Kepler fueron enunciadas por Johannes Kepler para describir matemáticamente el
movimiento de los planetas en sus órbitas alrededor del Sol.
1RA. LEY: LAS DE LAS ÓRBITAS:
¿Cuál es la forma de las órbitas de los planetas? Los astrónomos, desde Ptolomeo hasta Copérnico,
tenían una clara (pero equivocada) respuesta a esta pregunta: Un planeta se mueve en un círculo
o por lo menos en una órbita que puede ser explicada como superposición de movimientos
circulares. Fue Johannes Kepler quien terminó con esta idea errónea en 1609. Después de analizar
los numerosos y precisos datos de observaciones realizadas por Tycho Brahe, encontró que los
planetas orbitan según elipses. Los puntos de una elipse se caracterizan por la propiedad de que la
suma de sus distancias a los llamados focos es constante.
2DA. LEY: LA VELOCIDAD DE LOS PLANETAS:
La línea que une el planeta al Sol barre áreas iguales en intervalos iguales de tiempo.
La elipse trazada por un planeta alrededor del Sol tiene una forma simétrica, pero el movimiento
no es simétrico.

Piense en una piedra lanzada hacia arriba: cuando sube pierde velocidad, durante un instante, en
la cima de su trayectoria, se mueve muy despacio y finalmente cae, aumentando su velocidad de
nuevo. El movimiento de un planeta alrededor del Sol o el de un satélite científico alrededor de la
Tierra, siguen ecuaciones diferentes (aunque existe alguna unión), pero en muchos aspectos se
parecen al de la piedra.
Esto es mucho más evidente si su órbita es alargada, o sea, si su excentricidad es casi. Cuando el
planeta o el satélite se eleva en su órbita, su velocidad disminuye y cuando retorna, se acelera de
nuevo, moviéndose a su mayor velocidad cuando está más cercano.
Este punto de la órbita se llama perihelio para un planeta ("helios" es el Sol) y perigeo para un
satélite terrestre ( "geo", es relacionado con la Tierra).
Después de estudiar observaciones reales, principalmente de Marte, Kepler propuso la siguiente
regla para predecir la aceleración y la deceleración.
3RA. LEY DE KEPLER: Ley de los periodos: también conocida como armónica, relaciona los periodos
de los planetas, es decir, lo que tardan en completar una vuelta alrededor del Sol, con sus radios
medios.

La 3ra. ley de Kepler es una fórmula matemática. Significa que si usted sabe cuánto tiempo toma
un planeta en circundar el Sol (p), después usted puede determinar a cuál distancia s e encuentra
el planeta del Sol (a = eje semimayor de la órbita del planeta).
Esta fórmula también nos dice que los planetas lejanos del Sol tardan más tiempo en circundar al
Sol que los que se encuentran cercanos al Sol. Se mueven más lentamente alrededor del Sol.
Para un planeta dado, el cuadrado de su periodo orbital es proporcional al cubo de su distancia
media al Sol. Esto es,
T2=k⋅r3
Donde:
● T : Periodo del planeta. Su unidad de medida en el Sistema Internacional es el segundo ( s )
● k : Constante de proporcionalidad. Su unidad de medida en el Sistema Internacional es el
segundo al cuadrado partido metro cúbico ( s2/m3 )
● r : Distancia media al Sol. Por las propiedades de la elipse se cumple que su valor coincide
con el del semieje mayor de la elipse, a. Su unidad de medida en el Sistema Internacional es el
metro ( m )
Observa que como consecuencia de esta ley, los planetas se mueven tanto más despacio cuanto
mayor es su órbita.

UNIDAD 9:
LEY DE GRAVITACIÓN UNIVERSAL DE NEWTON
La ley de gravitación universal es una ley física clásica que describe la interacción gravitatoria entre
distintos cuerpos con masa. Fue formulada por Isaac Newton en su libro Philosophiae Naturalis
Principia Mathematica, publicado en 1687, donde establece por primera vez una relación
cuantitativa (deducida empíricamente de la observación) de la fuerza con que se atraen dos
objetos con masa. Así, Newton dedujo que la fuerza con que se atraen dos cuerpos de diferente
masa únicamente depende del valor de sus masas y del cuadrado de la distancia que los separa.
Para grandes distancias de separación entre cuerpos se observa que dicha fuerza actúa de manera
muy aproximada como si toda la masa de cada uno de los cuerpos estuviese concentrada
únicamente en su centro de gravedad, es decir, es como si dichos objetos fuesen únicamente un
punto, lo cual permite reducir enormemente la complejidad de las interacciones entre cuerpos
complejos.
Esta ley recuerda mucho a la forma de la ley de Coulomb para las fuerzas electrostáticas, ya que
ambas leyes siguen una ley de la inversa del cuadrado (es decir, la fuerza decae con el cuadrado de
la distancia) y ambas son proporcionales al producto de magnitudes propias de los cuerpos (en el
caso gravitatorio de sus masas y en el caso electrostático de su carga eléctrica).
Aunque actualmente se conocen los límites en los que dicha ley deja de tener validez (lo cual
ocurre básicamente cuando nos encontramos cerca de cuerpos extremadamente masivos), en
cuyo caso es necesario realizar una descripción a través de la Relatividad General enunciada por
Albert Einstein en 1915, dicha ley sigue siendo ampliamente utilizada y permite describir con una
extraordinaria precisión los movimientos de los cuerpos (como planetas, lunas o asteroides) del
Sistema Solar, por lo que a grandes rasgos, para la mayor parte de las aplicaciones cotidianas sigue
siendo la utilizada, debido a su mayor simplicidad frente a la Relatividad General, y a que está en
estas situaciones no predice variaciones detectables respecto a la Gravitación Universal.

Forma vectorial
Aunque en la ecuación se ha detallado la dependencia del valor de la fuerza gravitatoria para dos
cuerpos cualesquiera, existe una forma más general con la que poder describir completamente
dicha fuerza, ya que en lugar de darnos únicamente su valor, también podemos encontrar
directamente su dirección. Para ello, se convierte dicha ecuación en forma vectorial, para lo cual
únicamente hay que tener en cuenta las posiciones donde se localizan ambos cuerpos,
referenciados a un sistema de referencia cualquiera.
Cuerpos extensos
Se ha mencionado anteriormente que dichos cuerpos se pueden tratar como cuerpos puntuales,
localizados en el centro de gravedad del cuerpo real, de tal forma que la descripción de esta fuerza
se realiza trabajando únicamente con cuerpos puntuales (toda su masa se encuentra concentrada
en su centro). Sin embargo, para algunos casos se puede hacer necesario tratar dichos cuerpos
como lo que son, cuerpos con una extensión dada, es decir no puntuales. Un ejemplo donde este
tratamiento es obligatorio es cuando se desea determinar cómo varía la fuerza de la gravedad a
medida que nos situamos en el interior de un objeto, por ejemplo qué gravedad existe en el
interior de la Tierra (en la región del manto terrestre o del núcleo).
Preeminencia del cuerpo más masivo
Continuando con lo que se acaba de mencionar acerca de la aceleración que sufre un cuerpo como
consecuencia de la presencia de otro objeto masivo, el hecho de que esta aceleración únicamente
dependa de la masa de este objeto masivo muestra que, para dos cuerpos dados de diferente
masa, el cuerpo menos masivo será el que sufre una aceleración mayor, y por tanto un cambio de
movimiento más pronunciado. Con esto se observa directamente una respuesta a por qué es la
Tierra la que orbita en torno al Sol y no al revés, puesto que este último tiene una masa

increíblemente superior a la de la Tierra (unas 330.000 veces superior), haciendo en cambio que el
movimiento experimentado por el Sol como consecuencia de la atracción que ejerce la Tierra
sobre él sea insignificante. Y de igual modo, es la Luna (cuerpo menos masivo) la que orbita en
torno a la Tierra.