planetas y exoplanetas.pdf - sac.csic.es
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Publicacion<strong>es</strong> de NASE<br />
Planetas y exo<strong>planetas</strong><br />
2<br />
v G M m<br />
m<br />
2<br />
a a<br />
Para <strong>es</strong>te movimiento circular, la velocidad v verifica, v 2 = G M /a. El periodo P, para un<br />
movimiento circular, <strong>es</strong> P= 2 a/v, donde al introducir el valor de la velocidad v anterior, se<br />
deduce:<br />
2 3<br />
2 4 a<br />
P<br />
G M<br />
Y, para cada exoplaneta, usando la tercera ley de Kepler se d<strong>es</strong>peja,<br />
3<br />
a G M<br />
2 2<br />
P 4<br />
Escribiendo la relación anterior para la Tierra que gira en torno al Sol, usando P=1 año y a=1<br />
ua, deducimos la siguiente relación<br />
G Ms<br />
1<br />
2<br />
4<br />
Si dividimos las dos últimas igualdad<strong>es</strong>, y usando la masa del Sol como unidad, obtenemos<br />
3<br />
a<br />
M<br />
2<br />
P<br />
donde sabemos que a <strong>es</strong> el radio de la órbita (en ua), P el período de revolución (en años) y<br />
podemos determinar la masa de la <strong>es</strong>trella central dada en masas solar<strong>es</strong>).<br />
Usando los valor<strong>es</strong> de la tabla 9 para el radio de la órbita a y el periodo P para cualquiera de<br />
los exo<strong>planetas</strong> se puede calcular la masa de la <strong>es</strong>trella madre (en masas solar<strong>es</strong>). Se utiliza<br />
fórmula anterior pero cambiaremos las unidad<strong>es</strong> a utilizar en sus miembros. En primer lugar,<br />
tenemos en cuenta que 1 ua <strong>es</strong> equivalente a 150 millon<strong>es</strong> de km y además expr<strong>es</strong>aremos el<br />
período en días,<br />
3<br />
18 a<br />
M 0,0395 10<br />
2<br />
P<br />
donde a <strong>es</strong> el radio de la órbita del exoplaneta (en km), P <strong>es</strong> el período de revolución del<br />
exoplaneta (en días) y M <strong>es</strong> la masa de la <strong>es</strong>trella central (en masas solar<strong>es</strong>).<br />
Por ejemplo, calcular la masa de la <strong>es</strong>trella de Ups And y Gl 581 en masas solar<strong>es</strong> (el<br />
r<strong>es</strong>ultado debe ser 1,03 y 0,03 masas solar<strong>es</strong>).<br />
Modelo a <strong>es</strong>cala de un sistema exoplanetario<br />
En primer lugar, vamos a elegir la <strong>es</strong>cala del modelo. Para las distancias, la <strong>es</strong>cala apropiada<br />
<strong>es</strong>: 1 ua = 1 m. En <strong>es</strong>te caso todos los exo<strong>planetas</strong> se pueden poner en una clase de tamaño<br />
normal, así como los cinco primeros <strong>planetas</strong> de nu<strong>es</strong>tro Sistema Solar. Si la actividad se<br />
realiza al aire libre (por ejemplo, en el patio de la <strong>es</strong>cuela) puede construirse un modelo<br />
completo. En lo que r<strong>es</strong>pecta al tamaño del planeta, debe ser utilizada una <strong>es</strong>cala diferente,<br />
por ejemplo: 10 000 km = 0.5 cm. En <strong>es</strong>te caso, el planeta más grande de nu<strong>es</strong>tro sistema,<br />
Júpiter, tendrá 7 cm de diámetro y el más pequeño, Mercurio, tendrá 0,2 cm de diámetro.<br />
Ahora podemos construir el Sistema Solar, el sistema de Upsilon Andromedae, (el primer<br />
sistema extrasolar d<strong>es</strong>cubierto con más de un planeta) y el sistema Gli<strong>es</strong>e 581 (donde parece