Gravitación Universal

GRAVITACIÓN UNIVERSAL
Paula Gutiérrez,
Ana Navarro,
Tatiana Paredes,
Yury Peña
10-6

Historia de la
Astronomía
La astronomía es
aquella ciencia
que estudia la
estructura, la
composición, la
localización y las
leyes
de
movimiento de los astros.
¡Nuevas teorías en el universo!
La observación astronómica cada vez
más detallada nos permitió el
descubrimiento de objetos celestes
diferentes a las estrellas fijas, los
planetas y cometas. Estos nuevos objetos
observados eran como parches de luz que
por su aspecto se les dio el nombre de
nebulosas.
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Astrónomos Importantes
Isaac Newton
(1642 – 1727)
Apoyándose en las leyes de
Kepler, Newton consigue dar una
expresión matemática a la fuerza
de gravedad, y pudo enunciar la
ley de la gravitación universal: la
intensidad de la fuerza de
atracción entre dos cuerpos es
proporcional al producto de sus masas e inversamente
proporcional al cuadrado de su distancia mutua.
(1571 – 1630)
Aportó las conocidas Leyes de Kepler
sobre el movimiento planetario.
Elaboró una hipótesis geométrica
compleja para explicar las distancias
entre las órbitas planetarias, que se
consideraban circulares erróneamente.
Johannes Kepler
Planteó que el Sol ejerce una fuerza que disminuye de forma
inversamente proporcional a la distancia e impulsa a los
planetas alrededor de sus órbitas.
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Galileo Galilei
(1564 – 1642)
Construyó el primer telescopio de uso
astronómico.
En 1610 descubrió las primeras cuatro
lunas de Júpiter.
Fue el primero en observar
detenidamente la luna y especular
sobre el origen de los cráteres.
También observó los cúmulos de estrellas en la constelación
Orión, y se dio cuenta de que la mancha blanquecina Vía
Láctea es un conjunto de estrellas.
(1473 – 1543)
Autor de la revolución científica en la
época del renacimiento.
Afirmó que la tierra y los planetas, giran
alrededor de un sol estacionario que está
en el centro del sistema solar. Y de aquí es
de donde viene la teoría heliocéntrica.
Nicolás Copérnico
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Albert Einstein
(1879 – 1955)
Desarrollo la Teoría de la Relatividad, en
la cual planteo que el tiempo y el espacio
se curvan ante la presencia de la materia.
Einstein llegó a resolver la ecuación
creada por Newton aplicando esta teoría.
Si para Newton la gravedad era la fuerza
que se generaba entre los cuerpos, para Einstein la gravedad
es geometría.
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Sistema Geocéntrico
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El Sistema Geocéntrico se
basa en una antigua teoría
elaborada por el hombre en
respuesta a una de las
interrogantes
más
significativas de nuestra
existencia: ¿Cuál es la
ubicación de nuestro
planeta en el universo?
En respuesta a ella y por producto de la influencias religiosas
de la época y de las primitivas observaciones astronómicas
de aquel entonces, se pone a la tierra en el centro del
universo, y a los astros, incluido el Sol, girando alrededor de
ella, concepto que claramente tiene fallas que hasta el día del
hoy resultan algo cómicas.
Creer que la tierra es el centro
del universo es la opinión obvia
de quien no se plantea hallar
una solución a los problemas
que presentan los movimientos
de los cuerpos celestes.
Esta perspectiva se mantuvo
vigente por varios siglos y pese a las dificultades que
implicaba, logró sostenerse hasta el siglo XVI.
Con el paso del tiempo y los avances en las distintas ramas
de la ciencia, las teorías fueron evolucionando, y se encontró
evidencia que hizo peligrar su viabilidad y finalmente fue
desplazada gracias a la Teoría Heliocéntrica esgrimida
por Nicolás Copérnico, así como por el trabajo de varios otros
astrónomos.

Sistema Heliocéntrico
Por lo anterior, la Teoría
Heliocéntrica sostiene que la
tierra gira sobre sí misma una
vez al día, y que una vez al año
da una vuelta completa
alrededor del Sol.
El Heliocentrismo fue
propuesto en la antigüedad
por el griego Aristarco de
Samos (310 a. C. – 230 a.
C.), quien se basó en
medidas sencillas de la
distancia entre la tierra y el
sol, determinando un
tamaño mucho mayor para
el sol que para la tierra.
Más de un milenio más tarde
esta teoría volvió a ser
formulada por Nicolás
Copérnico durante la época del
Renacimiento y sustentándose
en cálculos matemáticos, para
así derrocar la teoría
geocéntrica del momento.
Además se afirmó que la tierra,
en su movimiento rotatorio, se
inclina sobre su eje (como un
trompo).
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Estaciones
¡Otoño, invierno, verano y
primavera!
Las estaciones del año se mantienen en una
determinada región, dentro de un cierto rango.
Estos periodos son normalmente cuatro y duran
aproximadamente tres meses.
¿Por qué se dan las
estaciones?
Las estaciones se deben a la inclinación del eje de giro de
la Tierra con el plano de su órbita respecto al sol, que hace
que algunas regiones reciban distinta cantidad de luz
solar según la época del año, debido a la duración del día y
con distinta intensidad según la inclinación del sol sobre el
horizonte.
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Solsticios
Son los momentos del año en los que el Sol alcanza su
mayor o menor altura aparente en el cielo, y la duración del
día o de la noche son las máximas del año, respectivamente.
Anualmente, se producen dos solsticios: el solsticio de
verano y el solsticio de invierno.
En los días de solsticio, la duración del día y la altitud del
Sol al mediodía son máximas (en el solsticio de verano) y
mínimas (en el solsticio de invierno) comparadas con
cualquier otro día del año.
En zonas templadas, las fechas de los solsticios son idénticas
a las del paso astronómico de la primavera al verano y
del otoño al invierno. Las fechas del solsticio de invierno y
del solsticio de verano están invertidas en ambos
hemisferios.
En la mayoría de las culturas antiguas se celebraban
festivales conmemorativos de los solsticios.
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Equinoccios
El Equinoccio es ese momento del año en que el día y la
noche tienen igual duración en todos los puntos del planeta
excepto en los polos. Sucede el cambio de estación anual
contraria en cada hemisferio de la Tierra, o sea, se inicia la
primavera en el norte, y el otoño en el sur.
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En los equinoccios, el
eje de rotación de la
Tierra es perpendicular
a los rayos del Sol, que
caen verticalmente
sobre el ecuador.
Ocurren dos veces por año: el 20 o 21 de marzo y el 22 o 23
de septiembre de cada año,
lo que coincide con el inicio
del verano y el otoño en
algunas regiones.
Durante los equinoccios el
Sol se ubica en uno de los
dos puntos de la esfera o bóveda celeste donde el ecuador
celeste (un círculo en el mismo plano que el ecuador, es decir,
la proyección del ecuador terrestre en la esfera celeste) y la
eclíptica se cruzan.
El equinoccio de marzo se llama equinoccio de primavera y
sucede cuando el Sol se mueve hacia el norte en el plano de
la eclíptica, cruzando el ecuador celeste. En el hemisferio
norte, un equinoccio de primavera marca el inicio de esta
estación. Por su parte, el equinoccio de septiembre es el
denominado equinoccio de otoño, sucedido cuando el Sol se
mueve cruzando el ecuador celeste hacia el sur, y marca el
inicio del otoño.

FASES DE LA LUNA
¿Por qué se dan?
La Luna al es un cuerpo opaco, que brilla al reflejar la luz del
Sol., también mantiene una rotación sobre sí misma y
alrededor de la tierra y así las posiciones relativas de la
Tierra, la Luna y el Sol (su movimiento) y la luz solar forme
Las fases lunares que tiene un ciclo que se repite
periódicamente cada 29,5 días Conocido como mes sinódico.
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1° Fase: Luna Nueva o Novilunio
• La órbita de la tierra forma un ángulo de 5º con la órbita
de la luna (la luna se encuentra entre el sol y la tierra).
• Tanto en el norte como en el sur no es visible, es decir
0-2% de visibilidad.
2° Fase: Luna Creciente o Luna
Nueva Visible
• Es la primera aparición de la Luna en el cielo, 18 o 30
horas después de haberse producido la posición de
Luna Nueva.
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• Esta fase de la Luna es la que se utiliza para dar
comienzo al primer día de cada mes lunar en hechicería
y artes tradicionales.
• Su porcentaje de visibilidad es de :
Norte: 3-34% (derecha)
Sur: 3-34% (izquierda)
3° Fase: Cuarto Creciente
• La Luna, la Tierra y el Sol forman un ángulo recto, por
lo que se puede observar en el cielo aproximadamente
la mitad la Luna, en su período de crecimiento.
• Su porcentaje de visibilidad en los hemisferios es de:
Norte: 35-65% (derecha)
Sur: 35-65% (izquierda)
• Se puede observar por la tarde y en la primera mitad de
la noche.
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4° Fase: Luna Gibosa Creciente
• Se pone antes del amanecer y alcanza su altura máxima
en el cielo al anochecer.
• la Luna va tomando progresivamente día tras día, una
forma convexa por ambos lados en su parte luminosa,
perdiendo ese lado recto que poseía durante la fase
anterior
• Su porcentaje de visibilidad en los hemisferios es de:
Norte: 66-96% (derecha)
Sur: 66-96% (izquierda)
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5° Fase: Luna Llena o Plenilunio
• Puede verse desde la puesta del Sol hasta el amanecer
y a la medianoche alcanza su máxima altura en el
cielo.
• la Luna ocupa una posición alineada con el Sol y la
Tierra, por lo cual desde la Tierra se aprecia toda la
cara iluminada
• Su porcentaje de visibilidad en los dos hemisferios es
de: 97-100%
• La luna llena es posible verla toda la noche.
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6° Fase: 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.
• Su porcentaje de visibilidad en los hemisferios es de:
Norte: 96-66% (izquierda)
Sur: 96-66% (derecha)
• Sale después de la puesta del Sol y se ve más alta a la
medianoche.
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7° Fase: 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.
• Su porcentaje de visibilidad en los hemisferios es de:
Norte: 65-35% (izquierda)
Sur: 65-35% (derecha)
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8° Fase: Luna menguante
• Fase también conocida como creciente menguante y
luna vieja.
• solo 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.
• Su porcentaje de visibilidad en los hemisferios es de:
Norte: 34-3% (izquierda)
Sur: 34-3% (derecha)
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Fases Lunares más
conocidas
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Eclipses
• Un eclipse es el oscurecimiento de un cuerpo celeste
producido por otro cuerpo celeste.
• En un año puede haber un máximo de 7 eclipses y un
mínimo de 2.
Eclipse Solar
• Una condición indispensable para que tenga lugar un
eclipse de Sol es que este astro, junto con la Luna y la
Tierra (en ese orden), se encuentren ubicados en una
misma línea del espacio; en esas condiciones la sombra
de la Luna se proyectará sobre una limitada región de
la superficie terrestre centrada en esa línea.
• Todos los habitantes que se encuentran en esa zona de
la Tierra, sumergidos dentro del cono de sombra lunar,
verán al Sol ocultarse detrás de la Luna durante
algunos minutos (el tiempo que dura el pasaje de la
Luna frente al disco solar).
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• Eclipse solar total (el sol queda completamente tapado
por la luna.):
o se verá en pleno día un cielo
típicamente nocturno(tan
oscuro como el de una noche
de Luna Llena) en el cual
brillarán algunas estrellas
o se oscurecerá el disco solar y
sólo la débil atmósfera del Sol
será apreciable.
o La fase total de un eclipse solar es muy breve. Rara
vez dura más de algunos minutos.
o El recorrido de la sombra de la luna a través de la
superficie de la Tierra se denomina "camino de la
totalidad".(se debe estar en este camino para poder
observarla)
• Eclipse solar parcial:
o se oculta una porción del disco
o Este tipo de eclipse ocurre cuando
sólo una parte del sol y de la luna se
superponen.
o Según la NASA, el fenómeno pasa
cuando la sombra parcial o penumbra de
la luna toca la Tierra, entonces vemos un
eclipse parcial del sol.
o cuando la Luna pasa entre la Tierra y el Sol, su
sombra no alcanza la Tierra, durante el que aparece
un anillo brillante del disco solar alrededor del disco
negro de la Luna.
o Estos son los más peligrosos de mirar directamente,
ya que parte importante del sol todavía puede
apreciarse de manera muy brillante.
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• Eclipse solar anular:
o el disco de la Luna queda contenido dentro del disco
solar y se ve un anillo brillante
o en este tipo de eclipse un anillo del sol
puede todavía verse alrededor de la
luna que tapa el resto del astro.
o Está causado por la sombra total o
umbra de la Luna que no llega a la
superficie de la Tierra.
o Según la NASA, estos eclipses suelen
ser los más largos, ya que el anillo
puede incluso vislumbrarse por más de diez minutos,
pero en general no duran más de unos 5 o 6.
o Como en estos casos el sol no está completamente
cubierto por la luna, su corona se oculta a la vista.
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Eclipse lunar
• Cuando el Sol, la Tierra y la Luna (ahora en este orden),
se ubican sobre una misma línea del espacio, sucede
que la sombra de la Tierra cubre la superficie de la
Luna. Entonces vemos el oscurecimiento del disco
lunar.
• Estos eclipses serán visibles para todos los habitantes
de la Tierra que, en ese momento, tengan la Luna por
encima de sus respectivos horizontes.
• El oscurecimiento de la Luna durante el eclipse total
(cuando la Luna se encuentra por completo dentro del
cono de sombra de la Tierra) no siempre es igual; en
algunos eclipses es muy pronunciado y en otros no
tanto.
• Esta curiosa situación depende de las condiciones
reinantes en la alta atmósfera terrestre, si hay mucho
polvo en la atmósfera, por ejemplo por erupciones
volcánicas recientes o nubes muy densas, el eclipse
resultará más oscuro.
• La máxima duración de un eclipse lunar es de 104
minutos.
• un eclipse de Luna coincide siempre con la fase de Luna
Llena y se lo observará sólo de noche.
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• Eclipse lunar Total:
o Un eclipse lunar total
ocurre cuando la luna
entera pasa a través de
la sombra umbral de la
Tierra.es decir la tierra
queda en medio entre
la luna y el sol.
o Este eclipse es el que
produce el fenómeno
conocido como "luna
roja" o "luna de
sangre".
• Eclipse lunar Parcial (sólo se introduce parcialmente
en la sombra):
o Este tipo de eclipse se
puede apreciar cuando
una porción de la luna
pasa a través de la sombra
umbral o total de la Tierra.
o Dependiendo del tamaño
del eclipse, un color rojo
oscuro, oxidado, o
simplemente un gris
carbón puede aparecer en
la parte sombreada de la superficie lunar. Esto es
debido al contraste entre esta parte y la otra
brillante de la luna que permanece fuera de la
sombra.
•
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• Eclipse lunar penumbra:
o Este ocurre cuando la luna
pasa a través de la sombra
penumbra o parcial de la
Tierra.
o La sombra penumbra
causa un sutil
oscurecimiento en la
superficie lunar. De hecho,
su percepción al ojo
humano depende de la
porción lunar que entra en la región penumbra.
o Mientras más pequeña, más difícil su observación.
o Sólo cuando al menos la mitad de la Luna entra en
la penumbra, entonces podemos ver el eclipse
lunar penumbra.
¿Por qué se dan los eclipses?
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Debido a que los cuerpos celestes no están quietos en el
firmamento, a veces la sombra que uno proyecta tapa al otro,
por lo que éste último se ve oscuro. En el planeta tierra
un eclipse se produce cuando la tierra o la luna se
interponen en el camino de la luz del sol.
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Ingravidez
La ingravidez es el
estado por el que un
cuerpo pesado no
siente la atracción de
la gravedad, sea por
estar a gran distancia
de cualquier astro
capaz de ejercerla, o
por haber sido puesto en condiciones
especiales para que no la sienta. El
fenómeno de "ingravidez" ocurre cuando
no hay fuerza que soporte su cuerpo.
Cuando su cuerpo está
efectivamente en "caída
libre" acelerando hacia
abajo a la tasa de la
aceleración de la
gravedad, es cuando
usted no está siendo
soportado.
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Efectos de la ingravidez
sobre el cuerpo humano
En estado de ingravidez,
las personas pierden el
sentido del equilibrio y la
orientación sufriendo una
sensación de caída
permanente, como es el caso de los
astronautas cuando se hallan en el interior de
su cohete en el espacio a velocidad constante.
La ingravidez provoca problemas
fisiopatológicos relacionados con el equilibrio
y la orientación, con la circulación de la
sangre y las funciones superiores del sistema
nervioso central, con la termorregulación, con
la función renal y, naturalmente, con las
posibilidades de trabajo y cambio de posición
La ausencia de peso causa ciertas
modificaciones del aparato cardiovascular,
una propensión al estado de relajación
muscular con una progresiva hipo dinamia
cardiocirculatoria y un aumento de fatiga, así
como también más posibilidades de sufrir un
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mal similar a la osteoporosis, es decir, la
debilidad de los huesos.
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Caracterización de los
Planetas
MERCURIO
Descubrimiento
Fecha
Conocido desde la
antigüedad
Categoría
Planeta
Magnitud aparente -1,9
Elementos orbitales
Longitud del nodo
ascendente
48,331°
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Inclinación 7,004 °
Argumento del
periastro
29,124°
Semieje mayor
0,387 098 UA
Excentricidad 0,20563069
Anomalía media 174,796°
Elementos orbitales derivados
Época
J2000
Periastro o perihelio
0,307 499 UA
Apoastro o afelio
0,466 697 UA
Período
orbital sideral
87d 23,23h
orbital sinódico
115,88 días
orbital media
47,8725 km/s
Radio orbital medio
0,387 UA
57.894.376 km
Satélites 0
Características físicas
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Masa
3,302×10 23 kg
0,055 Tierras
Volumen
6,083×10 10 km³
0,056 Tierras
Densidad
5,43 g/cm³
Área de superficie
7,5 × 10 7 km²
Diámetro
4879,4 km
Diámetro angular 4,5–13″
Gravedad 3,7 m/s² 1
Velocidad de escape
4,25 km/s
Inclinación axial 0 °
Albedo 0,10-0,12
Características atmosféricas
Presión
vestigios
Temperatura
Día
623 K
(350 °C)
Noche 103 K (-
170 °C)
Mínima 90 K (-
183 °C)
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Media
440 K
(166 °C)
Máxima 700 K
(427 °C)
Composición
Potasio 31,7 %
Sodio 24,9 %
Oxígeno
atómico
9,5 %
Argón 7,0 %
Helio 5,9 %
Oxígeno
molecular
5,6 %
Nitrógeno 5,2 %
Dióxido
de
carbono
3,6 %
Agua 3,4 %
Hidrógeno 3,2 %
Cuerpo celeste
Anterior
Sol
Siguiente
Venus
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VENUS
Descubrimiento
Fecha
Conocido desde la
antigüedad
Categoría
Planeta
Magnitud
aparente
–4,4
Elementos orbitales
Longitud del
nodo ascendente
76,678°
Inclinación 3,39471°
Argumento del
periastro
55,186°
Semieje mayor
0,723327 una
Página 36 de 73

Excentricidad 0,00677323
Anomalía media 50,115°
Elementos orbitales derivados
Época
J2000
Periastro perihelio
0,718440 una
Apoastro afelio
0,728213 una
orbital sideral
224,701 días
orbital sinódico
583,92 días
Velocidad
orbital media
35,0214 km/s
Radio orbital
medio
0,72333199 una
108.208.930 km
Satélites 0
Características físicas
Masa
4,869 × 10 24 kg
0,815 Tierras
Volumen 9,28x10 11 km 3
0,866 Tierras
Densidad
5,24 g/cm³
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Área de
superficie
4,60 × 10 8 km²
Radio
6 051,8 km
Diámetro
12 103,6 km
Gravedad
8,87 m/s²
Velocidad de
escape
10,36 km/s
Periodo de
rotación
243,0187 días
[movimiento retrógrado
(en sentido de las agujas
del reloj visto desde el
polo norte)].
Inclinación axial 177,36°
Albedo 0,65
Características atmosféricas
Presión
Temperatura
9321,9 kipá (92 atm)
Mínima * 228 K -45,15 °C
Media 737 K 463,85 °C
Máxima 773 K 499,85 °C
* Referente a la
temperatura sobre nubes.
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Composición
Dióxido de
carbono
96 %
Nitrógeno 3 %
Dióxido de
azufre
Vapor
de Agua
Monóxido de
carbono
0,015 %
0,002 %
0,0017 %
Argón 0,007 %
Helio 0,0012 %
Neón 0,0007 %
Sulfuro de
carbono
Cloruro de
hidrógeno
Fluoruro de
hidrógeno
Trazas
Trazas
Trazas
Cuerpo celeste
Anterior
Mercurio
Siguiente
Tierra
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TIERRA
Descubrimiento
Categoría
Planeta
Elementos orbitales
Longitud del
nodo ascendente
348,73936° 1 nota 1
Inclinación
7,155° con el ecuador del Sol
1,57869° 2
respecto al plano invariable
Argumento del
periastro
114,20783° 1 nota 2
Semieje mayor
149 598 261 km
1,00000261 AU 3
Excentricidad 0,01671123 3
Anomalía media 357,51716° 1
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Elementos orbitales derivados
Época J2000,0 nota 3
Periastro perihelio 147 098 290 km
0,98329134 U Anota
Apoastro afelio
152 098 232 km
1,01671388 U Anota
Período
orbital sideral
365,256363004 días 4
1,000017421 AJ
Velocidad
orbital media
29,78 km/s 1
107 200 km/h
Radio orbital
medio
0,999855 una
149 597 870,691 km
Satélites
1 natural (la Luna)
Más de 8300 artificiales (para
el primero de marzo de
2001) 5
Características físicas
Masa 5,9736×10 24 kg 1
Volumen 1,08321×10 12 km³ 1
Densidad 5,515 g/cm³ 1
Área de
superficie
510 072 000 km² 6 7 nota 5 148
940 000 km² tierra (29,2 %)
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361 132 000 km² agua
(70,8 %)
Radio Ecuatorial 6378,1 km 8 9
Polar 6356,8 km 10
Medio 6371,0 km 11
Gravedad
Velocidad de
escape
Periodo de
rotación
9,780327 m/s²
11,186 km/s 1
0,99726968 d 12
23 h 56 m 4.100 s
Inclinación axial 23°26'21" 0,4119 4
Albedo 0,367 (geométrico) 1
0,306 (de Bond) 1
Características atmosféricas
Presión
101,325 kipá (msnm)
Temperatura Mínima 184 k, 13 -89,15 °C
Media 287,2 K, 14 14,05 °C
Máxima 331 K, 15 56,7 °C
Composición Nitrógeno 78,08 % (N2) 1
Oxígeno
Argón
20,95 % (O2)
0,93 % v/v
CO2 400 ppm (2015) 16
Neón
18,2 ppm
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Hidrógeno 5 ppm
Helio
Metano
Kriptón
Óxido
nitroso
Xenón
CO
Ozono
5,24 ppm
1,72 ppm
1 ppm
0,31 ppm
0,08 ppm
0,05 ppm
0,03 – 0,02 ppm
(variable)
CFC 0,3 –
0,2 dpb(variable)
Vapor de
agua
1 % (variable)
No computable
para el aire seco.
Cuerpo celeste
Anterior
Siguiente
Venus
Marte
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MARTE
Descubrimiento
Fecha
Conocido desde la
antigüedad
Categoría
Planeta
Magnitud
aparente
5,9
Elementos orbitales
Longitud del
nodo ascendente
49,562°
Inclinación 1,850°
Argumento del
periastro
286,537°
Página 44 de 73

Semieje mayor
227 939 100 km
(1,523679 una)
Excentricidad 0,093315
Anomalía media 19,3564°
Elementos orbitales derivados
Época
J2000
Periastro perihelio 206 669 000 km
(1,381497 una)
Apoastro o afelio 249 209 300 km
(1,665861 una)
orbital sideral
686,971 días
orbital sinódico
779,96 días
orbital media
24,077 km/s
Radio orbital
medio
227 936 640
km(1,523662 una)
Satélites 2
Características físicas
Masa
6,4185 × 10 23 kg
Volumen
1,6318 × 10 11 km³
Página 45 de 73

Densidad
3,9335 ± 0,0004 g/cm³
Área de
superficie
144 798 500 km²
Diámetro
6794,4 km
Diámetro angular 3,5–25,1"
Gravedad
3,711 m/s²
Velocidad de
escape
5,027 km/s
Periodo de
rotación
24,6229 horas
Inclinación axial 25,19°
Albedo 0,15
Características atmosféricas
Presión
Temperatura
0,636 (0,4–0,87) kipá
Mínima 186 K, -
87 °C
Media 227 K, -
46 °C
Máxima 293 K,
20 °C 1
Composición
CO2 95,32 %
Página 46 de 73

Nitrógeno 2,7 %
Argón 1,6 %
Oxígeno 0,13 %
CO 0,08 %
Vapor de
agua
0,021 %
Óxido nitroso 0,01 %
Neón
Agua pesada
Criptón
2,5 ppm
0,85 ppm
0,3 ppm
Formaldehído 0,13 ppm
Xenón
Ozono
Peróxido de
hidrógeno
Metano
0,08 ppm
0,03 ppm
0,018 ppm
0,01 ppm
Cuerpo celeste
Anterior
Tierra
Siguiente
Júpiter
Página 47 de 73

JUPITER
Descubrimiento
Fecha
Conocido desde la
antigüedad
Categoría
Planeta
Magnitud aparente –2,9
Elementos orbitales
Longitud del nodo
ascendente
100,492°
Inclinación 1,30530°
Argumento del
periastro
275,066°
Semieje mayor
5,204267 UA
Página 48 de 73

Excentricidad 0,04839266
Anomalía media 18,818°
Elementos orbitales derivados
Época
J2000
Periastro o perihelio 4,950429 UA
Apoastro o afelio
5,458104 UA
orbital sideral
11 a 315 d 1,1 h
orbital sinódico
398,9 días
orbital media
13,0697 km/s
Radio orbital medio 778 412 026 km
5,20336301 UA
Satélites 67 conocidos 1
Características físicas
Masa
1,899×10 27 kg
Densidad
1,33 g/cm³
Área de superficie
6,41×10 10 km²
Diámetro
142 984 km
Página 49 de 73

Gravedad 24,79 m/s² 2
Velocidad de escape
59,54 km/s
Periodo de rotación
9 h 55,5 min
Inclinación axial 3,12°
Albedo 0,52
Características atmosféricas
Temperatura
Mínima 110 K
-
163,15 °C
Media
152 K
-
121,15 °C
Máxima 198 K
-75,15 °C
Composición
Hidrógeno >81 %
Helio >17 %
Metano 0,1 %
Vapor de
Agua
0,1 %
Amoníaco 0,02 %
Etano 0,0002 %
Fosfina 0,0001 %
Página 50 de 73

Sulfuro
de
hidrógeno

SATURNO
Descubrimiento
Fecha
Conocido desde la
antigüedad.
Categoría
Planeta
Magnitud
aparente
-0,24
Elementos orbitales
Longitud del
nodo ascendente
113,642811°
Inclinación 2,48446°
Argumento del
periastro
336,013862°
Página 52 de 73

Semieje mayor
9,5820172 UA
Excentricidad 0,05415060
Anomalía media 320,346750°
Elementos orbitales derivados
Época
J2000
Periastro perihelio 9,04807635 UA
Apoastro o afelio
10,11595804 UA
orbital sideral
29 a 167 d 6,7 h
(~9,3·10 8 s)
orbital sinódico 378,1 días (~3,27·10 7 s)
orbital media
Radio orbital
medio
Satélites
9672,4 m/s
9,53707032 UA
1,4267254·10 12 m
~200 observados (62 con
órbitas seguras)
Características físicas
Masa
5,688·10 26 kg
Volumen 8,27·10 23 m³
Densidad
690 kg/m³
Página 53 de 73

Área de
superficie
Diámetro
Gravedad
Velocidad de
escape
Periodo de
rotación
4,38·10 16 m²
120 536 km
10,44 m/s²
35 490 m/s
Ecuatorial 10 h 13 m 59 s
Interno 10 h 39 m 25 s
Inclinación axial 26,73°
Albedo 0,47
Características atmosféricas
Presión
Temperatura
1,4·10 5 P.a.
Mínima 82 K
-191,15 °C
Media
143K
-130,15 °C
Máxima ?
Nubes
93 K
-180,15 °C
Composición Hidrógeno >93 %
Helio >5 %
Metano 0,2 %
Vapor
de agua
0,1 %
Página 54 de 73

Amoníaco 0,01 %
Etano 0,0005 %
Fosfina 0,0001 %
Cuerpo celeste
Anterior
Siguiente
Júpiter
Urano
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URANO
Descubrimiento
Descubridor
William Herschel
Fecha 13 de marzo de 1781
Designaciones
Urano
Categoría
Planeta
Magnitud
aparente
5,9 1 a 5,32 2
Elementos orbitales
Longitud del
nodo ascendente
73,989 821°
Página 56 de 73

Inclinación
0,772 556° a la Eclíptica
6,48° al ecuador del Sol
1,02° al Plano invariable 3
Argumento del
periastro
96,541 318°
Semieje mayor
2.876.679.082 km
19,229 411 95 UA
Excentricidad 0,044 405 586
Anomalía media 142,955 717°
Elementos orbitales derivados
Época J2000 4 nota 1
Periastro perihelio 2.748.938.461 km
18,375 518 63 UA
Apoastro afelio
3.004.419.704 km
20,083 305 26 UA
Período
orbital sideral
30.799,095 días
84,323 326 años
42.718 días solares 5
Con un día sideral de –
0,718 33 días
17 h 14 min 24 s 6
orbital sinódico 369,66 días 2
Página 57 de 73

Velocidad
orbital media
6,81 km/s 2
Radio orbital
medio
19,19126393UA
2,8709722·10 12 m
Con un radio ecuatorial de
25.559 ± 4 km
4,007 Tierras 6
Satélites
27 conocidos
Características físicas
Masa
8,686×10 25 kg
14,5406455069 Tierras.
Volumen 6,833×10 13 km³ 2 nota 2
63,086 Tierras. Destaca su
achatamiento de
0,022 9 ± 0,000 8 nota 3
Densidad 1,27 g/cm³ 2
Área de
superficie
8,115 6×10 9 km² 7
15.91 Tierras
Diámetro
51.118 km
Diámetro angular 3,4 y 3,7 arco segundos 1
Gravedad 8,69 m/s² 2
0,886 g
Página 58 de 73

Velocidad de
escape
21,3 km/s 2
Periodo de
rotación
-17h 14m
(movimiento retrógrado)
Inclinación axial 97,77° 6
Albedo
0,300 (Bond)
0,51 (geo) 2
Composición
corteza
Véanse datos como el
radio polar de
24.973 ± 20 km
3,929 Tierras 6
Características atmosféricas
Presión 120 kPa8 9 10 11
Temperatura Mínima 59 K (-
214,2 °C)
Media 68 K (-
205,2 °C)
Máxima N/A K
Nubes 55 K (-
218,2 °C) 9
Composición Hidrógeno 83 %
Helio 15 %
Metano 1,99 %
Amoníaco 0,01 %
Página 59 de 73

Etano 0,00025 %
Acetileno 0,00001 %
Monóxido de
carbono
Sulfuro de
hidrógeno
Trazas
Trazas
Hidrógeno
deuterio (HD) 12
Cuerpo celeste
Anterior
Siguiente
Saturno
Neptuno
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NEPTUNO
Descubrimiento
Descubridor
Urbain Le Verrier
John Couch Adams
Johann Galle
Fecha
23 de
septiembre de 1846 1
2
Categoría
Magnitud
aparente
Planeta
8,02 a 7,78 3 4
Elementos orbitales
Longitud del nodo
ascendente
131,794310°
Página 61 de 73

Inclinación
Argumento del
periastro
Semieje mayor
1,767975° a
la Eclíptica
6,43° al Ecuador del
Sol
0,72° al Plano
invariable 5
265,646853°
4 503 443 661 km
30,103 661 51 UA
Excentricidad 0,00858587
Anomalía media 267.767281°
Elementos orbitales derivados
Época
J2000
Periastro perihelio 4 452 940 833 km
29,76607095 UA
Apoastro o afelio
4 553 946 490 km
30,44125206 UA
orbital sideral 60190 días 3
164a 288d 13h 6
orbital sinódico 367,5 días 3
orbital media 5,4778 km/s 3
Radio orbital
medio
Satélites
4 498 252 900 km
14 conocidos
Página 62 de 73

Características físicas
Masa 1,024×10 26 kg 3
17,147 Tierras
Volumen 6,254×10 13 km³ 3
57,74 Tierras
Densidad 1,64 g/cm³ 3
Área de superficie 7,65×10 9 km²
Diámetro
49.572 km
Diámetro angular 2,2-2,4″ 3 4
Gravedad 11,15 m/s² 3
1,14 g
Velocidad de
escape
Periodo de
rotación
23,71 km/s; 3 junto con
un día sideral de
0,6713 3
16 h 6 min 36 s
0,671 dais (16h 6min
14s) (2,68 km/s
9.660 km/h)
Inclinación axial 28,32°; 3
Albedo 0,41
Características atmosféricas
Presión
>100 Mapa
Temperatura Mínima 50K -
223 °C 3
Página 63 de 73

Media 53K -
220 °C 3
Máxima ? K ?°C
Composición Hidrógeno >84%
Helio >12%
Metano 2%
Amoníaco 0,01%
Etano 0,00025%
Acetileno 0,00001%
Cuerpo celeste
Anterior
Urano
Página 64 de 73

Leyes de Kepler
Johannes Kepler, trabajando con datos
cuidadosamente recogidos por Tycho Brahe
sin la ayuda de un telescopio, desarrolló tres
leyes que describen el movimiento de los
planetas en el cielo.
1. La ley de la órbita
Todos los planetas se mueven en órbitas
elípticas, con el Sol en uno de los focos.
2. La ley de las áreas
La línea que une un planeta al Sol, barre
áreas iguales en tiempos iguales.
3. La ley de los periodos
El cuadrado del periodo de cualquier planeta,
es proporcional al cubo del semieje mayor de
su órbita.
Las leyes de Kepler fueron derivadas de las
órbitas alrededor del Sol, pero de igual
manera se aplican a las órbitas de los
satélites.
Página 65 de 73

Ley de las Órbitas
Todos los planetas se mueven en órbitas
elípticas, con el Sol en uno de los focos.
Esta es una de las leyes de Kepler. La
forma elíptica de la órbita, es el resultado
de la fuerza del inverso del cuadrado de
la gravedad. Aquí está bastante
exagerada la excentricidad de la elipse.
Página 66 de 73

Excentricidad de la Órbita
respecto al eje mayor de
la elipse. La
excentricidad es cero
para un círculo. En las
órbitas planetarias, solo
Plutón tiene una
excentricidad grande.
La excentricidad de
una elipse se puede
definir como la
proporción entre las
medidas de la
distancia entre focos
Ejemplos de Excentricidad de
Elipses
Mercurio ,206
Venus ,0068
Tierra ,0167
Marte ,0934
Júpiter ,0485
Saturno ,0556
Urano ,0472
Neptuno ,0086
Página 67 de 73

Ley de las Áreas
La línea que une un planeta al Sol, barre
áreas iguales en tiempos iguales.
Esta es una de
las leyes de Kepler.
Esta ley empírica
descubierta por
Kepler, surge de
la conservación del
momento angular.
Cuando el planeta
está más cerca del
Sol, se mueve más
rápido, barriendo,
la misma área sobre
un camino más
largo en un
determinado
tiempo.
Página 68 de 73

Ley de los Periodos
El cuadrado del periodo de cualquier planeta, es
proporcional al cubo del semieje mayor de su
órbita.
Esta es una de las leyes
de Kepler. Esta ley surge
de la ley de la
gravitación. Newton
formuló primero la ley de
la gravitación a partir de
la tercera ley de Kepler.
Página 69 de 73

La ley de los periodos de Kepler en la forma de
arriba, es una aproximación, que sirve bien para
las órbitas de los planetas, porque la masa del Sol
es bastante dominante. Pero la ley se debería
escribir más precisamente
Esta forma más rigurosa, es útil para el cálculo del
periodo orbital de la Luna u otras órbitas
binarias como las de las estrellas binarias.
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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
Página 71 de 73

enormemente la complejidad de las
interacciones entre cuerpos complejos.
Así, con todo esto resulta que la ley de la
gravitación universal predice que la fuerza
ejercida entre dos cuerpos de
masas y separados una distancia es
proporcional al producto de sus masas e
inversamente proporcional al cuadrado de la
distancia, es decir:
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Donde F es el módulo de la fuerza ejercida
entre ambos cuerpos, y su dirección se
encuentra en el eje que une ambos cuerpos.
G es la constante de gravitación universal.
Es decir, cuanto más masivos sean los
cuerpos y más cercanos se encuentren, con
mayor fuerza se atraerán.
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