HISTORIA DE LA ASTRONOMÍA

HISTORIA DE LA
ASTRONOMÍA
La Astronomía nació casi al mismo tiempo que la humanidad. Los
hombres primitivos ya se maravillaron con el espectáculo que
ofrecía el firmamento y los fenómenos que allí se presentaban.
Ante la imposibilidad de encontrarles una explicación, estos se
asociaron con la magia, buscando en el cielo la razón y la causa
de los fenómenos sucedidos en la Tierra. Esto, junto con la
superstición y el poder que daba el saber leer los destinos en las
estrellas, dominaron las creencias humanas por muchos siglos.
Muchos años de observación sentaron las bases científicas de la
Astronomía con explicaciones más aproximadas sobre el Universo.
Sin embargo, las creencias geocentristas, apoyadas por los
grupos religiosos y políticos con claros intereses de dominación,
impusieron durante muchos siglos un sistema erróneo, impidiendo
además el análisis y estudio de otras teorías.

La evolución y difusión de las teorías científicas han llevado a la
definitiva separación entre la superstición (astrología) y la ciencia
(Astronomía). Esta evolución no ha sido pacífica, muchos de los
primeros astrónomos "científicos" fueron perseguidos y juzgados.

Desde hace poco más de cuatro siglos la humanidad se ha "
adentrado en el Cosmos" mediante diversos tipos de instrumentos,
ópticos primero, electrónicos después, digitales ahora. En los
últimos tiempos hemos fabricado máquinas que, con o sin
tripulantes humanos, nuestras naves viajan por el espacio más
cercano, llevando incluso mensajes para alguna (de momento,
hipotética) civilización extraterrestre.
Clases de astronomía
Astronomía prehistórica
Astronomía clásica
Astronomía en otras culturas
Astronomía científica
Astronomía prehistórica

El cielo resultaba mágico e incomprensible para los
hombres primitivos.
Contemplaron el firmamento con admiración y, convencidos de su
influencia en la vida humana, constituyó la base de las primeras
creencias místicas o religiosas.
Pronto advirtieron la diferencia entre las simples estrellas (que
creyeron fijas) y los astros en movimiento visibles a simple vista,
como la Luna, el Sol, Venus, Marte, Júpiter y Saturno. Agruparon
las estrellas en constelaciones a las que impusieron nombres:
Géminis, Cáncer, etc.
La periodicidad en la sucesión de las fases de la Luna condujo a
la institución del mes lunar, que es la base del que todavía
usamos; la regularidad en la salida y la puesta del Sol, así como
su trayectoria de levante a poniente, desembocó en la noción del
día solar y condujo al establecimiento de un horario.

La observación de los movimientos solares con relación a las
estrellas fijas reveló que el Sol recorre las doce constelaciones del
Zodíaco (se dividió la esfera celeste en doce sectores de 30º cada
uno) en un largo lapso de tiempo, con lo que se obtuvo la noción
de año y la distribución de éste en doce meses. De estas
observaciones derivan las actuales divisiones sexagesimales de
los ángulos y el tiempo.
Astronomía clásica

Los griegos relacionaron los movimientos de los astros entre sí e
idearon un cosmos de forma esférica, cuyo centro ocupaba un
cuerpo ígneo y a su alrededor giraban la Tierra, la Luna, el Sol y
los cinco planetas conocidos; la esfera terminaba en el cielo de
las esferas fijas: Para completar el número de diez, que
consideraban sagrado, imaginaron un décimo cuerpo, la Anti-
Tierra.
Los cuerpos describían, según ellos, órbitas circulares, que
guardaban proporciones definidas en sus distancias. Cada
movimiento producía un sonido particular y todos juntos
originaban la música de las esferas.

También descubrieron que la Tierra, además del movimiento de
rotación, tiene un movimiento de traslación alrededor del Sol, sin
embargo esta idea no logró prosperar en el mundo antiguo,
tenazmente aferrado a la idea de que la Tierra era el centro del
Universo.
Eudoxio y su discípulo Calipo propusieron la teoría de las esferas
homocéntricas, capaz de explicar la cinemática del sistema solar.
La teoría partía del hecho de que los planetas giraban en esferas
perfectas, con los polos situados en otra

esfera que a su vez tenía sus polos en otra esfera. Cada esfera
giraba regularmente, pero la combinación de las velocidades y la
inclinación de una esfera en relación a la siguiente daba como
resultado un movimiento del planeta irregular, tal como se observa.
Para explicar los movimientos necesitaba 24 esferas.
Calipo mejoró sus cálculos con 34 esferas. Aristóteles presentó un
modelo con 54 esferas, pero las consideraba con existencia real
propia, no como elementos de cálculo como sus predecesores. Hipa
rco redujo el número de esferas a siete, una por cada planeta, y
propuso la teoría geocéntrica, según la cual la Tierra se
encontraba en el centro, mientras que los planetas, el Sol y la
Luna giraban a su alrededor.

Claudio Tolomeo adoptó y desarrolló el sistema de Hiparco. El
número de movimientos periódicos conocidos en aquel momento
era ya enorme: hacían falta unos ochenta círculos para explicar
los movimientos aparentes de los cielos. El

propio Tolomeo llegó a la conclusión de que tal sistema no podía
tener realidad física, considerándolo una conveniencia matemática.
Sin embargo, fue el que se adoptó hasta el Renacimiento.
Astronomía en otras culturas
No solo occidente miraba al cielo. En la antigüedad, la
astronomía también se desarrolló en otras latitudes, tanto en
oriente como en el continente americano.
Estudios realizados por paleontólogos y antropólogos en
diferentes tribus parecen demostrar la necesidad de las
sociedades primitivas por guardar un registro de los sucesos del

firmamento, a fín de obtener conocimiento acerca de sucesos
tales como las estaciones de migración de las aves, la recursión de
los períodos menstruales, la necesidad de orientación o la
influencia sobre animales y plantas.
Se han encontrado cientos de rudimentarios calendarios, con una a
ntiguedad de unos 30.000 años, en lugares tan distantes como
América, África, Europa o el extremo oriente.

Mientras las astronomías europeas y árabes evolucionaban léntame
nte, en otros remotos lugares lo hacia de diversas formas. Sin
conocimiento mútuo y, por lo tanto, sin comunicación, la
astronomía de esas culturas tuvo un desarrollo distinto del
occidental, en la mayoria de los casos totalmente ligada a la
religión y puesta al servicio de reyes, emperadores, magos y
sacerdotes.
Astronomía científica
A partir del siglo XV Europa despierta de su letargo medieval.

Empieza la época que conocemos como "El Renacimiento".
En astronomía, Nicolás Copérnico rechazó el universo geocéntrico y
propuso la teoría heliocéntrica, con el Sol en el centro del

Sistema Solar y la Tierra, al igual que el resto de los planetas, girando
en torno a él. Seguía utilizando circunferencias y simplificaba los
cálculos de las anteriores teorías.
Por su parte, Tycho Brahe pasó su vida recopilando datos
referentes al movimiento de los planetas en el mayor laboratorio
astronómico de aquel tiempo. Sus medidas eran de una precisión
extraordinaria a pesar de no contar con la ayuda del telescopio.
Johannes Kepler fue ayudante de Brahe y utilizó sus datos, junto
con la teoría de Copérnico, para enunciar las leyes que llevan su
nombre y que describen cinemáticamente el movimiento de los
planetas.
Galileo Galilei, al mismo tiempo que Kepler desarrollaba sus leyes,
estudió los astros con telescopio. Descubrió los cráteres y
montañas de la Luna, los cuatro grandes satélites de Júpiter y

defendió el sistema copernicano. Había comenzado la astronomía
científica.

A partir de entonces, los descubrimientos se han ido sucediendo
de manera continuada y a un ritmo cada vez mayor. Cuatro siglos
después, con la llegada de los ordenadores, los viajes espaciales,
Internet y las nuevas tecnologías, se ha logrado un conocimiento
profundo sobre el Universo que crece día a día.

Astrónomos importantes
Nicolás Copérnico
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 Revoluc
ión 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 ib

a en contra de la Biblia y las enseñanzas.

Johannes Kepler
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.

Galileo Galilei
Galileo es sin dudas 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.

Sin dudas, hay un número mayor de astrónomos importantes que
trabajaron en el descubrimiento de cuerpos celestes y el
funcionamiento del universo, pero entre ellos, los anteriormente
nombrados son quienes aportaron mayor conocimiento para
fundar las bases de la astronomía moderna.
Albert Einstein
En el siglo XVII, la sencillez y elegancia con que Isaac Newton habí
a logrado explicar las leyes que rigen el movimiento de los
cuerpos y el de los astros, unificando la física terrestre y la celeste,
deslumbró hasta tal punto a sus contemporáneos que llegó a

considerarse completada la mecánica. A finales del siglo XIX, sin
embargo, era ya insoslayable la relevancia de algunos fenómenos
que la física clásica no podía explicar. Correspondió a Albert
Einstein superar tales carencias con la creación de un nuevo
paradigma: la teoría de la relatividad, punto de partida de la física
moderna.
En tanto que modelo explicativo completamente alejado del
sentido común, la relatividad se cuenta entre aquellos avances
que, en los albores del siglo XX, conducirían al divorcio entre la
gente corriente y una ciencia cada vez más especializada e
ininteligible. No obstante, ya en vida del físico o póstumamente,

incluso los más sorprendentes e incomprensibles aspectos de la
relatividad acabarían siendo confirmados. No debe extrañar, pues,
que Albert Einstein sea uno de los personajes más célebres y
admirados de la historia de la ciencia: saber que son ciertas tantas
ideas apenas concebibles (por ejemplo, que la masa de un cuerpo
aumenta con la velocidad) no deja más opción que rendirse a su
genialidad.
Isaac Newton
La revolución científica iniciada en el Renacimiento por Copérnico y
continuada en el siglo XVII por Galileo y Kepler tuvo su

culminación en la obra del científico británico Isaac Newton (1642-
1727), a quien no cabe juzgar sino como uno de los más grandes
genios de la historia de la ciencia. Sin olvidar sus importantes
aportaciones a las matemáticas, la astronomía y la óptica, lo más
brillante de su contribución pertenece al campo de la física, hasta
el punto de que física clásica y física newtoniana son hoy
expresiones sinónimas.
Conocedor de los estudios sobre el movimiento de Galileo y de
las leyes de Keplersobre las órbitas de los planetas, Newton
estableció las leyes fundamentales de la dinámica (ley de inercia,

proporcionalidad de fuerza y aceleración y principio de acción y
reacción) y dedujo de ellas la ley de gravitación universal. Los
hallazgos de Newton deslumbraron a la comunidad científica: la
clarificación y formulación matemática de la relación entre fuerza y
movimiento permitía explicar y predecir tanto la trayectoria de un fle
cha como la órbita de Marte, unificando la mecánica terrestre y la
celeste. Con su magistral sistematización de las leyes del
movimiento, Newton liquidó el aristotelismo, imperante durante casi
dos mil años, y creó un nuevo paradigma (la física clásica) que se
mantendría vigente hasta principios del siglo XX, cuando otro genio
de su misma magnitud, Albert Einstein, formuló la teoría de la
relatividad.

Sistema geocéntrico y
heliocéntrico
Sistema geocéntrico
Es una antigua teoría que pone a la tierra en el centro del universo,
el sol y los demás astros girando alrededor de ella.
GEO: tierra
CENTRISMO: agrupado o de centro
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.
Sistema heliocéntrico
Es un modelo astronómico según el cual la Tierra y los planetas
se mueven alrededor del Sol relativamente estacionario y que
está en el centro del Universo.
En el siglo XVI, Nicolás Copérnico publicó un modelo del Universo
en el que el Sol (y no la Tierra) estaba en el centro. Las anteriores
hipótesis se mantenían desde el siglo II, cuando Tolomeo había

planteado un modelo geocéntrico que fue utilizado por astrónomos
y pensadores religiosos durante muchos siglos.
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.

ESTACIONES
Se le llaman estaciones a los cambios de clima en diferentes
épocas del año. Estas son: primavera, verano, otoño e invierno.
Las estaciones existen debido a la inclinación del eje de la tierra
respecto a el plano de su órbita respecto al sol, 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 (ya que la luz debe atravesar
más o menos la atmósfera).

Diciembre: Es verano al sur del ecuador e invierno al norte
del ecuador. El sol brilla directamente directamente en el
hemisferio sur e indirectamente en el hemisferio norte.
Marzo: Es otoño al sur del ecuador y primavera al norte del
ecuador. El sol brilla de la misma manera en los hemisferios norte
y sur.
Junio: Es invierno al sur del ecuador y verano al norte del
ecuador. El sol brilla directamente en el hemisferio norte e
indirectamente en el hemisferio sur.

Septiembre: Es primavera al sur del ecuador y otoño al norte
del ecuador. El sol brilla de la misma manera en los hemisferios
norte y sur.
SOLSTICIOS Y EQUINOCCIOS
Solsticios: Los solsticios (del latín solstitium (sol sistere), "
Sol quieto") 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.
Astronómicamente, los solsticios son los momentos en los que el
Sol alcanza la máxima declinación norte (+23º 27’) o sur (−23º 27’)
con respecto al ecuador terrestre.
En el solsticio de verano del hemisferio norte el Sol alcanza el cenit
al mediodía sobre el trópico de Cáncer y en el solsticio de invierno
alcanza el cenit al mediodía sobre el trópico de Capricornio. Ocurre
dos veces por año: el 20 o el 21 de junio y el 21 o el 22 de
diciembre de cada año.

A lo largo del año la posición del Sol vista desde la Tierra se
mueve hacia el Norte y hacia el Sur. La existencia de los solsticios
está provocada por la inclinación del eje de la Tierra sobre el plano
de su órbita.
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 la mayoría de las culturas antiguas se celebraban festivales
conmemorativos de los solsticios.
En zonas templadas, las fechas de los solsticios son idénticas a las
del paso astronómico de la primavera al verano y del otoño al invier
no. Las fechas del solsticio de invierno y del solsticio de verano está
n invertidas en ambos hemisferios. Solsticio es un término astronóm
ico relacionado con la posición del Sol en el ecuador celeste.

Equinoccios: Son los momentos del año en los que el Sol
está situado en el plano del ecuador celeste. Ese día y para un
observador en el ecuador terrestre, el Sol alcanza el cenit (el
punto más alto en el cielo con relación al observador, que se
encuentra justo sobre su cabeza, vale decir, a 90°). El paralelo de
declinación del Sol y el ecuador celeste entonces coinciden.
Ocurre dos veces por año: el 20 o 21 de marzo y el 22 o 23 de
septiembre de cada año.
En las fechas en que se producen los equinoccios, el día tiene
una duración igual a la de la noche en todos los lugares de la Tierra
. En el equinoccio sucede el cambio de estación anual contraria en
cada hemisferio de la Tierra.

Fases de la luna
La Luna gira alrededor de la Tierra a una distancia promedio de
384,400 km. Ambos cuerpos giran alrededor de su centro de masa
común, localizado en lo profundo de la Tierra. Con cada orbita de
27.3 días, la Luna gira una vez exacta sobre su propio eje, y como
resultado siempre presenta el mismo lado hacia la Tierra, llamado
el lado cercano; y el lado que nunca se ve desde la Tierra es el
lado lejano. Durante cada orbita, el ángulo entre la Tierra, la Luna
y el Sol cambia continuamente, lo que da lugar a las fases lunares
que varían de la luna llena (la Tierra está entre la Luna y el Sol) a
la luna nueva (la Luna esta entre la Tierra y el Sol).

Posición tierra-luna-sol para
cada fase

1. Luna Nueva o Novilunio: En esta etapa el satélite natural de
la Tierra está muy oscuro y es difícil vislumbrarlo, porque
prácticamente toda la superficie que se ve desde el planeta está en
las sombras, iluminada del otro lado que no es visible para los
humanos.
2. 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.

3. Cuarto Creciente: 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.

4. Luna Gibosa 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.
5. 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.
6. 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.
7. 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.

8. Luna menguante: Fase también conocida como creciente
menguante y luna vieja. A estas alturas, 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.
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.

Eclipses
El eclipse es un fenómeno en el que la luz procedente de un
cuerpo celeste es bloqueada por otro, normalmente llamado cuerpo
eclipsante. 1 Existen eclipses del Sol y de la Luna , que ocurren solamente cuando el Sol y la Luna se
Tierra de una manera determinada. Esto sucede durante algunas lunas nuevas y lunas llenas.
alinean con la
Eclipses de sol: Un eclipse solar es el fenómeno que se
produce cuando la Luna oculta al Sol, desde la perspectiva de la Ti
erra. Esto solo puede pasar durante la luna nueva (Sol y Luna en co
njunción).
Para que se produzca un eclipse solar, la Luna ha de estar en o
próxima a uno de sus nodos, y tener la misma longitud celeste que
el Sol.
Parcial: La Luna no cubre por completo el disco solar, que
aparece como una menguante
Total: Desde una franja (banda de totalidad) en la superficie de la
Tierra, la Luna cubre totalmente el Sol.

Anular: Ocurre cuando la Luna se encuentra cerca del apogeo y
su diámetro angular es menor que el solar, de manera que en la
fase máxima permanece visible un anillo del disco del Sol. Esto
ocurre en la banda de anularidad.
Eclipses de luna: Un eclipse lunar es un evento astronómi
co que sucede cuando la Tierra se interpone entre el Sol y la Luna,
generando un cono de sombra que oscurece a la luna. Para que
suceda un eclipse, los tres cuerpos celestes, la Tierra, el Sol y la
Luna, deben estar exactamente alineados o muy cerca de estarlo,
de tal modo que la Tierra bloquee los rayos solares que llegan al
satélite; por eso, los eclipses lunares solo pueden ocurrir en la
fase de luna llena.
Parcial: Solo una parte de la Luna es ocultada.

Total: Toda la superficie lunar entra en el cono de sombra terrestre
Penumbral: La Luna entra en el cono de penumbra de la Tierra.

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.
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 mal

similar a la osteoporosis, es decir, la debilidad de los huesos.

Gráfico del sistema solar

Caracterización de los
planetas
Características generales:
Hay diversas características de los planetas del sistema solar que
coinciden:
1. Todos los planetas giran sobre el sol, que es el centro del
sistema.
2. No tienen luz propia, si no que reflejan la luz del sol.
3. Todos los planetas tienen el mismo movimiento: traslación(es el
movimiento que describen cuando dan la vuelta al sol) y rotación
(es el giro que hacen alrededor de su eje, con este movimiento se
dan los días y las noches)
4. También todos tienes la misma forma, que es casi esférica,
pero achatado por los polos.
5. Todos están formados por un núcleo, compuesto de materiales
compactos, y de gases que forman la atmósfera encima de la
superficie.
Características de cada planeta
1. Mercurio
- 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
2. Venus
- 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
3. Tierra:

- 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
4. Marte:
- 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
5. Júpiter:
- 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
6. Saturno:
- 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
7. Urano:
- 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

8. Neptuno:
- 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
LEYES DE KEPLER
LEYES DE KEPLER
Las leyes de Kepler fueron enunciadas por Johannes Kepler para
describir matemáticamente el movimiento de los planetas en sus ór
bitas alrededor del Sol. Las leyes de Kepler representan una
descripción cinemática del sistema solar.
1. Primera ley: (1609) Las órbitas son elípticas

"Todos los planetas se desplazan alrededor del Sol describiendo
órbitas elípticas. El Sol se encuentra en uno de los focos de la
elipse".

Con las observaciones de Tycho Brahe, Kepler se decidió en
determinar si las trayectorias de los planetas se podrían describir
con una curva. Por ensayo y error, descubrió que una elipse con
el Sol en un foco podría describir acertadamente la órbita de un
planeta sobre el Sol.
Los planetas se mueven en elipses, pero son casi circulares. Los
cometas son un buen ejemplo de objetos en nuestro Sistema
Solar que pueden tener órbitas muy elípticas. Compare las
excentricidades y las órbitas de los objetos que aparecen en el
diagrama.
Una vez que Kepler determinó que los planetas se mueven
alrededor del Sol en elipses, entonces descubrió otro hecho
interesante sobre las velocidades de planetas a medida que
circundan al Sol.
2. Segunda ley: (1609) La velocidad de los planetas
"El radio vector que une un planeta y el Sol barre áreas iguales en
tiempos iguales".

Kepler descubrió su segunda ley por ensayo y error. Kepler se dió
cuenta de que la línea que conecta a los planetas y al Sol abarca
igual área en igual lapso de tiempo. Mire el diagrama que aparece
a la izquierda. Lo que Kepler encontró es que lleva la misma
cantidad de tiempo para el planeta azul vaya de A a B mientras al
igual que para ir de C a D. Pero la distancia de C a D es mucho
más grande que la de A a B. Tiene que ser de modo que las
regiones verdes tengan la misma área. De manera que el planeta
debe moverse más rápidamente entre C y D que entre A y B. Esto
significa que cuando los planetas están cerca del Sol en su órbita,
se mueven más rápidamente que cuando están más lejos.
El trabajo de Kepler lo llevó a un importante descubrimiento sobre
las distancias de planetas.
3. Tercera ley: (1618) P 2 = a3
"Para cualquier planeta, el cuadrado de su período orbital es
directamente proporcional al cubo de la longitud del semieje mayor
de su órbita elíptica".

La 3 ra. 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.
No dejes de ver la tabla de datos originales de los planetas. Notará
s que el período orbital de los planetas (P) se hace más de largo a
medida que va de Mercurio a Plutón.

LEY DE GRAVITACIÓN UNIVERSAL
DE NEWTON
En su teoría de la gravitación universal Isaac Newton (1642-
1727) explicó las leyes de Kepler y, por tanto, los movimientos
celestes, a partir de la existencia de una fuerza, la fuerza de la
gravedad, que actuando a distancia produce una atracción entre

masas. Esta fuerza de gravedad demostró que es la misma fuerza
que en la superficie de la Tierra denominamos peso.
Newton demostró que la fuerza de la gravedad tiene la dirección
de la recta que une los centros de los astros y el sentido
corresponde a una atracción. Es una fuerza directamente
proporcional al producto de las masas que interactúan e
inversamente proporcional a la distancia que las separa. La
constante de proporcionalidad, G, se denomina constante de
gravitación universal.

Newton consiguió explicar con su fuerza de la gravedad el
movimiento elíptico de los planetas. La fuerza de la gravedad
sobre el planeta de masa m va dirigida al foco, donde se halla el
Sol, de masa M, y puede descomponerse en dos componentes:
existe una componente tangencial (dirección tangente a
la curva elíptica) que produce el efecto de aceleración y
desaceleración de los planetas en su órbita (variación del módulo
del vector velocidad);
la componente normal, perpendicular a la anterior, explica
el cambio de dirección del vector velocidad, por tanto la trayectoria
elíptica. En la figura adjunta se representa el movimiento de un
planeta desde el afelio (B) al perihelio (A), es decir, la mitad de la
trayectoria dónde se acelera. Se observa que existe una
componente de la fuerza, la tangencial que tiene el mismo sentido
que la velocidad, produciendo su variación.

En los cursos elementales de física se estudia la gravedad, a
partir de la teoría de Newton, suponiendo que la estrella se halla
en reposo y los planetas giran a su alrededor con movimiento
circular uniforme. Se indica que en realidad la trayectoria es
elíptica aunque en el sistema solar las órbitas son casi circulares.
Sin embargo no se comenta, generalmente, que también se
realiza otra aproximación: se supone que la masa del Sol es
mucho mayor que las de los planetas, que se cumple en nuestro
sistema solar. Pero si orbitan dos cuerpos masivos, o sea, dos
estrellas (estrellas binarias) o una estrella y un planeta

masivo, se describe mejor su movimiento tomando como
referencia el centro de masas de ambos cuerpos. En este caso,
estrella y planeta, orbitan alrededor del centro de masas.
Supongamos el sistema de la figura formado por una estrella de
y un planeta de masa m. Consideremos, para simplificar, movimientos circulares y uniformes.
*
masa M
Nombremos la distancia que separan el planeta del centro de masas (CM) como a
y la distancia que separa la
estrella del centro de masas (CM) como r*. Ambos cuerpos se mueven con velocidades lineales constantes
, v el
planeta y v * la estrella.
Definamos ahora el centro de masas: En general para un conjunto
viene dado por
CM, YCM, ZCM)
de n cuerpos la posición del centro de masas (X
la expresión, en coordenadas rectangulares o cartesianas (x, y, z):
Como nuestro problema se limita a movimientos en un plano (el
de la órbita) y con trayectoria circular usaremos un sistema de

coordenadas polares (r, q) con origen en la misma posición del
= 0, y tomando el eje polar hacia el planeta en la posición actual.
CM
centro de masas, o sea r
Calculemos, a partir de la figura, rCM, tendremos:

La 1ª ley de la dinámica de Newton indica que un sistema sobre
el que no actúen fuerzas externas se moverá con movimiento
rectilíneo y uniforme (o estará en reposo) respecto de un sistema
inercial. Por ello el sistema estrella-planeta debe cumplir esta ley
ya que las fuerzas que actúan son internas (la gravedad). Y será
el centro de masas del sistema que deberá moverse con
movimiento rectilíneo y uniforme.
Las velocidades angulares de ambos cuerpos respecto del centro
de masas deben ser iguales para que se conserve su posición
relativa, de donde deducimos que también serán iguales los
* periodo de la estrella y T periodo del planeta):
periodos (T