FÍSICAMENTE BELLO

HISTORIA DE L A ASTRONOMÍA
El cielo siempre ha llamado la atención de los seres humanos. Su
grandiosidad, los cuerpos celestes y diversos eventos que ocurren en el
firmamento, ha motivado a observar el cielo desde la antigüedad, y en
función de ello ordenar su percepción del mundo y del Universo. En un
comienzo, los seres humanos sólo disponían de sus ojos como
instrumento de observación, y de su imaginación para concluir por qué
los astros se movían de cierta manera. El solo hecho que después del día
viniera la noche, y luego nuevamente el día, ya era una situación
especial y ameritaba explicaciones que hoy nos sonarían a fantasía.
Pronto el hombre descubrió que muchos otros patrones -además del día
y la noche- se repetían constantemente, y esto le sirvió para fines como
la agricultura o la orientación. Cuando los eventos celestes comenzaron
a ser mejor comprendidos, surgirían los primeros astrónomos.
GALILEO GALILEI (1564 – 1642)
Nació el año de la muerte de Copérnico, y fue
el defensor más importante de la teoría
Heliocéntrica, hecho que le valió reiterados
roces con la Iglesia Católica. Construyó el
primer telescopio para uso astronómico en
1609, logrando estudiar las fases de Venus,
los cráteres de la Luna, las manchas solares
y los 4 satélites más grandes de Júpiter
(hoy llamados también galileanos). Este
último hecho sería determinante para
acabar definitivamente con el
geocentrismo, así como remarcar que no
todos los objetos giran en torno al Sol.
Todos estos descubrimientos condujeron
inevitablemente al nacimiento de la
astronomía moderna, y la desligación progresiva de
los dogmas religiosos sobre el Universo.
JOHANNES KEPLER (1571 – 1630)
Nació al sureste de Alemania, y
fue una figura clave en la
revolución científica. Dedicó la
mayor parte de su vida al intento
de comprender las leyes del
movimiento planetario. En
1600, trabajo con Tycho Brahe,
astrónomo del Emperador
Rodolfo II, el cual a la sazón
había montado el mejor centro
de observación astronómica
de esa época, en el castillo de
Benatky, cerca de Praga. El
17 de octubre de 1604,
observó una supernova en
nuestra propia Galaxia, a la
que más tarde se le llamaría
la estrella de Kepler.

ISAAC NEWTON (1642
– 1727)
Nació en Inglaterra el
mismo año en que
murió Galileo, y fue
quien estableció la
astronomía de
Copérnico y Kepler
sobre unos cimientos
matemáticos sólidos.
Desarrolló
herramientas
matemáticas aptas
para el análisis de los
movimientos
planetarios, que lo
llevaron a desarrollar la teoría de la gravitación universal. Observo que
bajo las leyes kepler sobre el movimiento planetario subyacía la
gravedad. Además, mostró cómo las leyes que rigen el universo
gobiernan también los objetos de la vida cotidiana con ligeras
modificaciones.
WILLIAM HERSCHEL (1738 – 1822)
Nació en Hannover, y fue el primero
en formular que las nebulosas estaban
compuestas de estrellas. Su mayor
proyecto fue el de estudiar la
estructura de la Vía Láctea. Realizó un
conteo de estrellas en el campo de
vista de su telescopio. Cuando terminó
el proyecto, 20 años después, había
contado más de 90.000 estrellas en
2400 áreas de muestra. Durante estas
observaciones descubrió muchos
objetos interesantes como cúmulos,
nebulosas, estrellas variables y
estrellas dobles. Concluyó que la Vía
Láctea tiene forma de disco más
grueso en su centro y colocó al sol
cerca del centro del disco.

EDWIN HUBBLE (1889 – 1953)
Nació en Missouri, y cambió
radicalmente la forma en que
vemos el universo entero. No por
nada se le reconoce como el
astrónomo más importante del
siglo XX. El comparó las distancias
que había calculado para diferentes
galaxias con los desplazamientos
hacia el rojo fijados por Slipher
para las mismas galaxias.
Descubrió que cuanto más lejos
estaba la galaxia, más alta era su
velocidad de recesión. Creo la ley
de los desplazamientos hacia el
rojo o ley de Hubble.
La astronomía ha evolucionado
enormemente hasta nuestros días. Apoyados por los grandes y
complejos instrumentos que hoy nos permiten escudriñar el cielo,
sumado a la exploración del espacio y la formulación de teorías que hoy
buscan comprender las fuerzas fundamentales que rigen el Universo.
El sistema geocéntrico de Ptolomeo

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. La
Tierra se encontraba en
el centro del Universo y,
alrededor, el resto de
astros.
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
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.
Según esto El Sol se
encontraba en el centro
del Universo y, alrededor,
la Tierra y el resto de
astros. Galileo fue, en el S.
XVII, el principal difusor
de esta teoría, basándose en trabajos realizados por Nicolás Copérnico
La historia de la astrología no ha estado exenta de complicaciones y
estancamientos, pero de una u otra manera se las ha arreglado para salir
adelante y satisfacer la curiosidad humana por el firmamento, misma
que motivó a los antiguos a observar las estrellas.

ESTACIONES
A causa de las variaciones climáticas que sufre la Tierra, las cuales se
deben a la inclinación del eje terrestre. Por tanto, no se producen al
mismo tiempo en el hemisferio Norte (Boreal) que en el hemisferio Sur
(Austral), sino que están invertidos el uno con relación al otro.
Mientras la Tierra se mueve con el eje del Polo Norte inclinado hacia el
Sol, el del Polo Sur lo está en sentido contrario y las regiones del norte
reciben más radiación solar que las del sur. Posteriormente se invierte
INICIO
H. SUR
INCLINACIÓN
H. NORTE
DÍAS DURACIÓN
20-21 Marzo Primavera Otoño 92,9 0º
21-22 Junio Verano Invierno 93,7 23,5º Norte
22-24 Septiembre Otoño Primavera 89,6 0º
21-22 Diciembre Invierno Verano 89,0 23,5º Sur
este proceso y son las zonas del hemisferio boreal las que reciben menos
calor.
El año está dividido en cuatro períodos o estaciones:

PRIMAVERA
El nombre de la primera
estación del año proviene de
las palabras prime y vera que
quieren decir "el buen tiempo"
porque llega el primer verdor.
Se caracteriza por el
florecimiento de las plantas y
árboles, aparecen las crías de
los animales, mariposas e
insectos salen de sus letargos,
aumenta la temperatura
promedio. En el hemisferio
norte dura 92,9 días (20-21
Marzo) mientras que el
hemisferio sur dura 89,6 días
(22-24 Septiembre). El eje de la tierra tiene 0° de inclinación.
VERANO
El origen de su nombre es la
palabra veranum que significa
"el tiempo en que el terreno se
mantiene siempre verde". En el
hemisferio norte dura 93,7 días
(20-21 Junio) con una
inclinación de 23,5°Norte en el
eje de la tierra mientras que el

hemisferio sur dura 89 días (22-24 Diciembre) con una inclinación de
23,5°Sur en eje de la tierra.
OTOÑO
La estación del año en la que
hay una "disminución del
verdor", tiene su origen en la
palabra autumnus. En el
hemisferio norte dura 89,6
días (22-24 Septiembre)
mientras que el hemisferio sur
dura 92,9 días (20-21 Marzo).
El eje de la tierra tiene 0° de
inclinación.
INVIERNO
Hibernum es la palabra que se
utiliza para señalar el "tiempo
frío en el cual el terreno se
mantiene sin verdor". La
temperatura baja y
normalmente se produce lluvias
o nevadas. En el hemisferio
norte dura 89 días (22-24
Diciembre) con una inclinación
de 23,5°Sur en el eje de la
tierra mientras que el
hemisferio sur dura 93,7 días

(20-21 Junio) con una inclinación de 23,5°Norte en eje de la tierra.
Las cuatro estaciones están determinadas por cuatro posiciones
principales en la órbita terrestre, opuestas dos a dos, que reciben el
nombre de solsticios y equinoccios. Equinoccio de primavera, solsticio de
verano, equinoccio de otoño y Solsticio de invierno.
En los equinoccios, el eje de rotación de la Tierra es perpendicular a los
rayos del Sol, que caen verticalmente sobre el ecuador.
En los solsticios, el eje se encuentra inclinado 23,5º, por lo que los rayos
solares caen verticalmente sobre el trópico de Cáncer (verano en el
hemisferio norte) o de Capricornio (verano en el hemisferio sur).

FASES LUNARES
La Luna es el satélite natural de la Tierra. Gira sobre sí misma, pero
también gira alrededor del planeta, lo que le toma un tiempo aproximado
de 27.3 días. Desde la Tierra, las personas la miran como uno de los
objetos más brillantes del cielo, a pesar de que este brillo es en realidad
el reflejo de la luz del Sol.
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.

¿Cuáles son las fases de la luna?
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.
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.
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.
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.
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, 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.

¿Por qué se dan?
Se producen porque al girar alrededor de la tierra, cada vez el sol ilumina
una cara distinta de la Luna. No se mueve en rotación respecto a la
tierra, pero sí en traslación. Da vueltas alrededor nuestro, no sólo porque
nosotros giremos, sino porque ella da una vuelta sobre la tierra cada 29
días. Si te pones frente a una luz sentado, y a alguien dando vueltas
alrededor tuyo, cuando esté delante, no verás la parte que le ilumina la
luz, lo verás totalmente iluminado cuando esté detrás de ti, y cuando
esté a los lados lo verás en uno iluminado por la derecha y en el otro por
la izquierda. En el centro está la tierra, la luz del sol viene de la
izquierda. Alrededor de la tierra ves cómo ilumina el sol a la luna, y más
alejado cómo se ve desde la tierra a la luna en ese punto. Esas son las
fases lunares.
Posición de sol,luna,tierra
Dado que la Luna gira alrededor de la Tierra (es su único satélite), la luz
del Sol le llega desde posiciones diferentes, que se repiten en cada
vuelta. Cuando ilumina toda la cara que vemos se llama luna llena.
Cuando no la vemos en el cielo es la fase de luna nueva. Entre estas dos
fases sólo se ve un trozo de la luna, un cuarto creciente o un cuarto
menguante.
Las primeras civilizaciones ya medían el tiempo contando las fases de la
Luna. Una semana es lo que dura cada fase, y un mes, aproximadamente,
todo el ciclo.

CARACTERÍSTICAS DE CADA FASE LUNAR

ECLIPSES
Un eclipse es el oscurecimiento de un cuerpo
celeste por otro. Como 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.
Cuando la luna se interpone entre la
tierra y el sol, el cono de su sombra se
proyecta sobre una zona de la tierra, y
las personas que habitan en esa zona
quedan en la oscuridad, como si fuese
de noche, porque la luna eclipsa, tapa
al sol. Este astro se ve como cubierto,
que no es otra cosa sino la luna. Esto
es un eclipse de sol.
¿Por qué se dan?
En el caso de la Tierra, la Luna y el Sol tenemos dos modalidades:
eclipses de Sol, que consisten en el oscurecimiento del Sol visto desde la
Tierra, debido a la sombra que la Luna proyecta; y eclipses de Luna, que
son el oscurecimiento de la Luna vista desde la Tierra, debido que ésta se
sitúa en la zona de sombra que proyecta la Tierra. Si colocamos una
pelota entre la luz y la pared se observará sobre la pared una sombra
circular intensa y otra mayor, pero más débil. De igual manera, la luna y
la tierra proyectan en el espacio gigantescos conos de sombra
producidos por la iluminación del sol

ECLIPSE DE SOL
El eclipse de sol se produce solamente sobre una pequeña faja de la
tierra, porque la luna, por su menor tamaño, no oculta completamente al
sol para la totalidad de la tierra.
Por su parte, los eclipses de
sol pueden ser de tres tipos:
Totales: Cuando la luna se
interpone entre el sol y la
tierra, Y los habitantes no
ven la luz solar durante
algunos minutos.
Parciales: Cuando la
penumbra abarca una
extensión de tierra y los
habitantes que están en ella
sólo ven una porción de sol.
Anulares: Cuando el cono de sombra de la luna no llega hasta la tierra
porque se encuentra demasiado lejos del planeta para ocultar el disco
solar.
El cono de sombra se divide en dos partes: umbra o sombra total, y
penumbra o sombra parcial. Para las personas que se encuentran en la
zona de la umbra, el eclipse será total, mientras que para las personas
que se encuentran en la penumbra el eclipse será parcial. La faja de
sombra o umbra es de 270 Km. Y la penumbra alcanza hasta 6400 Km de
anchura. En un año puede haber un máximo de 7 eclipses y un mínimo
de 2.

ECLIPSE LUNAR
Un Eclipse Lunar, sucede cuando la Tierra se interpone entre el Sol y la
Luna, generando un cono de sombra, que oscurece a la Luna.
Para que este tipo de Eclipse suceda, los 3 Cuerpos Celestes: Tierra, Sol,
Y Luna, deben estar
alineados, o muy cerca de
estarlo, de tal modo que, la
Tierra bloqueé los Rayos
Solares que llegan al
Satélite Luna. Por ello, los
Eclipses Lunares, solo
pueden ocurrir en fases de
Luna Llena.
Damos a conocer también
que, la Tierra y la Luna, se distancian cada año unos 2 o 3 centímetros.
Esto es debido a la atracción gravitatoria entre nuestro Planeta y el
Satélite Luna, ya que produce un efecto de "tirar" de los
océanos, provocando las mareas.
Esto a su vez, produce
que la acción de
Rotación de la Tierra
(El planeta gira sobre
si mismo, y tarda 24
horas en dar una
vuelta completa. El
movimiento de
Traslación de la
Tierra, es el que hace
que la Tierra tarde 365 días en dar una vuelta elíptica, alrededor del sol)
, se frene un poco.
Sin embargo, como "La Energía ni se crea ni se destruye", la que pierde
nuestro planeta, la gana el Satélite Luna, lo que a su vez, es lo que
provoca que cada año, entre ambos se produzca un mínimo
distanciamiento de unos 2 o 3 centímetros.

Debido a esto, con el
paso del tiempo (se
estima unos 1.400
años), se dará lugar a
que dejen de
producirse Eclipses
Solares Totales, y
que únicamente se
produzcan Anulares.
Tipos de Eclipses
Lunares:
TOTAL: Toda la
superficie de la Luna,
entra en el cono de
sombra terrestre,
llamado Umbra. La
Luna se verá con una
tonalidad de color
Rojizo, debido a que
cuando la Luz del Sol
atraviesa la
atmosfera de la
Tierra, el espectro
azul de color es
absorbido por la
propia Atmósfera,
quedando tan solo la Luz de color rojo, que es refractada por las
partículas de polvo presentes en la atmosfera, hacia la superficie Lunar.
PARCIAL: Solo una parte de la Luna, es ocultada de los rayos Solares por
la Tierra.
PENUMBRAL. La Luna entra en el cono de la penumbra de la Tierra.
Únicamente ocasiona sobre su superficie, un ligero oscurecimiento de
tonalidad grisáceo.

LA INGRAVIDEZ
¿Qué es?
Cuando hablamos del estado de
ingravidez generalmente lo
relacionamos con astronautas flotando
en el espacio. El estado de ingravidez
consiste en la ausencia de gravedad,
aunque esto no significa que no exista
gravedad, sino que sus efectos son
neutralizados.
Un objeto no tiene que estar en el
espacio para experimentar el estado
de ingravidez. De hecho, estar en el
espacio no siempre significa que una
nave espacial o sus ocupantes
experimenten la ingravidez.
Intentaremos explicar por qué.
El peso de un objeto depende de su masa y de cuán lejos esté de centro
de la tierra, entendiendo que hablamos de objetos terrestres. De la
misma manera, el peso de cualquier objeto aumentará a medida que se
acerca al centro de la Tierra.
Aun así, los astronautas experimentan el estado de gravidez, pero no por
la ausencia de gravedad sino porque la nave está en caída libre. Cuando
un objeto cae libremente atraído por la gravedad, se produce el estado
de ingravidez dentro del objeto, no importa si está en el espacio exterior
o si cae desde la azotea de un edificio

EFECTOS SOBRE EL CUERPO HUMANO
Pulmones
Uno de los efectos más peligrosos ocurre sobre los pulmones, los
cuales pueden llenarse de líquido disminuyendo sensiblemente su
función y pudiendo provocar la asfixia. La ingravidez puede provocar
también la deshidratación del cuerpo al inhibir la sensación de sed del
astronauta, por lo que este no tomaría agua si no tuviera consigo un plan
estricto que indica que lo debe hacer cada cierto tiempo. También se
ralentizan los movimientos intestinales y disminuye sensiblemente la
frecuencia de la defecación.
Corazón
Otra sensible consecuencia es el incremento del tamaño del corazón
debido al aumento del volumen sanguíneo en cada latido, incrementando
de esta manera la presión cardíaca que conlleva a una hipertrofia de los
músculos de este órgano. Por suerte este efecto no es ilimitado, es decir,
el corazón no crece y crece imparablemente, sino que pasado un tiempo
se estabiliza en un tamaño máximo.
Sentidos
La ingravidez puede provocar a su vez aumento en la presión ocular,
cambios en la sensibilidad olfativa y el tono de voz, pérdida del gusto y
de la precisión al intentar coger objetos pequeños, así como sensación
de mareo y confusión. Por otro lado, en las misiones espaciales de larga
duración puede experimentarse además una pérdida de masa ósea y
muscular debido a la falta de uso de los mismos.
Si a todo esto le sumamos los posibles efectos psicológicos como la
sensación de soledad, aislamiento, lejanía de los seres queridos, euforia,
entre otros, comprenderemos sin dudas y valoraremos muchísimo más el
arriesgado trabajo de los astronautas que ahora mismo nos observan
desde allá arriba.
Los principales efectos del cuerpo humano a la ingravidez o a la
microgravedad 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. )Efectos de la microgravedad en la distribución de fluidos en el
cuerpo humano.
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. ) Descondicionamiento 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
Enfermedades
El problema más común experimentado por humanos en las horas
iniciales de ingravidez es conocido como el Síndrome de adaptación
espacial o SAS, comúnmente referido como enfermedad espacial. Está
relacionado con la Cinetosis, y surge mientras el sistema vestibular se
adapta a la ingravidez. Algunos síntomas del SAS con:
náuseas, vómito, vértigo y dolor de cabeza. El primer caso de SAS fue
reportado por el cosmonauta Gherman Titov en 1961. Desde ese
entonces, el 45% de las personas que han ido al espacio han sufrido esta
enfermedad. La duración varía, pero raramente ha durado más de 72
horas, después de las cuales el cuerpo se ajusta al nuevo ambiente.

CARACTERÍSTICAS DE LOS PLANETAS
1. Mercurio
Mercurio es el planeta más pequeño de nuestro sistema solar.
Simplemente es un poco más grande que la luna de la Tierra. Es el
planeta más cercano al sol pero no es realmente el más caliente. Venus
es el más caliente.
Junto con Venus, la Tierra y Marte, Mercurio es uno de los planetas
rocosos. Tiene una superficie sólida que está cubierta de cráteres. Tiene
una atmósfera delgada y no tiene ninguna luna. A Mercurio le gusta
simplificar las cosas.
Este planeta pequeño da vueltas lentamente comparado con la Tierra,
por lo tanto, un día dura un largo tiempo. A Mercurio le lleva 59 días de
la Tierra hacer una rotación completa. Un año en Mercurio pasa rápido.
Debido a que es el planeta más cercano al sol, no le lleva mucho tiempo
cubrir toda la circunferencia. Completa una revolución alrededor del sol
en solo 88 días de la Tierra. Si vivieras en Mercurio, tendrías un
cumpleaños cada tres meses.
Un día en Mercurio no es como un día aquí en la Tierra. Para nosotros, el
sol sale y se pone todos los días. Debido a que Mercurio tiene un giro
lento y un año corto, le lleva mucho tiempo al sol salir y ponerse allí.
Mercurio solo tiene un amanecer cada 180 días de la Tierra.
Distancia desde el Sol: 57,91 millones km
Radio: 2.440 km
Masa: 3,285 × 10^23 kg (0,055 M⊕)
Gravedad: 3,7 m/s²
Duración del día: 58d 15h 30m
Periodo Orbital: 88días

2. Venus
Aunque Venus no es el planeta más cercano al Sol, es el más caliente.
Tiene una atmósfera densa, llena de dióxido de carbono que provoca el
efecto invernadero y de nubes compuestas de ácido sulfúrico. Los gases
atrapan el calor y mantienen a Venus bien calentito. De hecho, hace
tanto calor en Venus que metales como el plomo serían charcos de metal
fundido.
Venus se ve como un planeta muy activo. Tiene montañas y volcanes.
Venus es similar a la Tierra en tamaño. La Tierra es solo un poco más
grande.
Venus es poco común porque gira en dirección contraria a la de la Tierra
y la mayoría de los otros planetas. Y su rotación es muy lenta. Tarda
alrededor de 243 días terrestres en girar solo una vez. Debido a que está
tan cerca del Sol, un año pasa muy rápido. Venus tarda 225 días
terrestres en dar toda la vuelta alrededor del Sol. Esto significa que en
Venus, un día es un poco más largo que un año.
Debido a que las longitudes del día y del año son similares, un día en
Venus no es como un día en la Tierra. Aquí, en la Tierra, el Sol sale y se
pone una vez por día. En Venus, el Sol sale cada 117 días terrestres. Esto
significa que el Sol sale dos veces por año, ¡aunque todavía sea el mismo
día! Y dado que Venus rota hacia atrás, el Sol sale por el oeste y se pone
en el este.
Al igual que Mercurio, Venus no tiene ninguna luna.
Distancia desde el Sol: 108,2 millones km
Radio: 6.052 km
Duración del día: 116d 18h 0m
Período orbital: 225 días
Gravedad: 8,87 m/s²
Masa: 4,867 × 10^24 kg (0,815 M⊕)

3.Tierra
Nuestro hogar, el planeta Tierra, es un planeta terrestre y rocoso. Tiene
una superficie sólida y activa con montañas, valles, cañones, llanuras y
mucho más. La Tierra es especial porque es un planeta océano. El 70%
de la superficie de la Tierra está cubierto por agua.
Nuestra atmósfera está compuesta en su mayoría de nitrógeno y tiene
mucho oxígeno para que podamos respirar. La atmósfera también nos
protege de los meteoroides que entran, muchos de los cuales se rompen
en la atmósfera antes de que puedan chocar contra la superficie como
los meteoritos.
Dado que vivimos aquí, seguramente estarás pensando que sabemos
todo acerca de la Tierra. En realidad, no es así. Es mucho lo que podemos
aprender sobre el planeta en el que vivimos. En este momento, hay
muchos satélites orbitando la Tierra y tomando fotografías y mediciones.
De esta manera, podemos aprender más sobre el clima, los océanos, el
suelo, los cambios climáticos y muchos otros temas importantes.
Radio: 6.371 km
Edad: 4,543 miles de millones años
Masa: 5,972 × 10^24 kg
Distancia desde el Sol: 149,6 millones km
Gravedad: 9,807 m/s²
Luna: Luna

4.Marte
Marte es un planeta desértico y frío. Es la mitad del tamaño de la Tierra.
A veces, a Marte se lo llama el Planeta Rojo. Es rojo por el hierro oxidado
en el suelo.
Como la Tierra, Marte tiene estaciones, casquetes polares, volcanes,
cañones y clima. Tiene una atmósfera muy delgada hecha de dióxido de
carbono, nitrógeno y argón.
Hay signos de antiguas inundaciones en Marte pero ahora el agua existe
principalmente en la suciedad helada y en nubes delgadas. En algunas
laderas marcianas, existe evidencia de agua líquida salada en el suelo.
Los científicos quieren saber si Marte puede haber tenido seres vivos en
el pasado. Además, quieren saber si Marte podría albergar la vida ahora
o en el futuro.
Gravedad: 3,711 m/s²
Distancia desde el Sol: 227,9 millones km
Radio: 3.390 km
Duración del día: 1d 0h 40m
Periodo de rotación: 24,6229 horas
Lunas: Fobos, Deimos

5.Júpiter
Júpiter es el planeta más grande de nuestro sistema solar. Es parecido a
una estrella pero nunca lo suficientemente grande como para empezar a
arder. Está cubierto de rayas de nubes arremolinadas. Tiene fuertes
tormentas como la Gran Mancha Roja que ya ha durado cientos de años.
Júpiter es un gigante gaseoso y no tiene una superficie sólida pero puede
tener un núcleo interno sólido de aproximadamente el tamaño de la
Tierra. Júpiter también tiene anillos pero son demasiado tenues para
verlos muy bien.
Radio: 69.911 km
Distancia desde el Sol: 778,5 millones km
Gravedad: 24,79 m/s²
Período orbital: 12 años
Masa: 1,898 × 10^27 kg (317,8 M⊕)
Lunas: Amaltea,Io,Europa,Ganimedes,Calisto

6.Saturno
Saturno no es el único planeta que tiene anillos pero definitivamente
tiene los más bellos. Los anillos que vemos están compuestos por grupos
de pequeños aros que rodean a Saturno. Están hechos de pedazos de
hielo y roca. Como Júpiter, Saturno es una pelota de hidrógeno y helio en
gran parte.
Cuando Galileo Galilei vio a Saturno a través de un telescopio en el siglo
XVII, no estaba seguro de lo que estaba viendo. Al principio, creyó que
estaba mirando tres planetas, o un planeta con asas. Ahora, sabemos
que esas "asas" resultaron ser los anillos de Saturno.
Distancia desde el Sol: 1,429 miles de millones km
Radio: 58.232 km
Gravedad: 10,44 m/s²
Masa: 5,683 × 10^26 kg (95,16 M⊕)
Período orbital: 29 años
Lunas: Titán, Encélado, Mimas, Jápeto, Dione, Rea, Tetis, Pandora

7. Urano
Urano está compuesto de agua, metano y amoniaco sobre un pequeño
centro rocoso. Su atmósfera está compuesta de hidrógeno y helio como
Júpiter y Saturno pero además contiene metano. El metano es lo que le
da a Urano el color azul.
Urano también tiene unos tenues anillos. Los anillos internos son
angostos y oscuros. Los anillos externos tienen colores vivos y son más
fáciles de ver. Como Venus, Urano rota en dirección opuesta a la de la
mayoría de los otros planetas. Y, a diferencia de cualquier otro planeta,
Urano rota de lado.
Distancia desde el Sol: 2,871 miles de millones km
Radio: 25.362 km
Gravedad: 8,69 m/s²
Masa: 8,681 × 10^25 kg (14,54 M⊕)
Período orbital: 84 años
Lunas: Titania, Miranda, Umbriel, Ariel, Trínculo, Oberón, Puck

8. Neptuno
Neptuno es oscuro, frío y muy ventoso. Es el último de los planetas de
nuestro sistema solar. Está más de 30 veces tan lejos del Sol como de la
Tierra. Neptuno es muy parecido a Urano. Está compuesto de una espesa
mezcla de agua, amoniaco y metano sobre un centro sólido del tamaño
de la Tierra. Su atmósfera se compone de hidrógeno, helio y metano. El
metano le da a Neptuno el mismo color azul de Urano. Neptuno tiene seis
anillos que no se ven fácilmente.
Distancia desde el Sol: 4,498 miles de millones km
Radio: 24.622 km
Período orbital: 165 años
Gravedad: 11,15 m/s²
Masa: 1,024 × 10^26 kg (17,15 M⊕)
Lunas: Tritón, S/2004 N
1, Laomedeia, Nereida, Halimede, Proteo, Galatea, Larisa, Sao, Psámate,
Neso, Despina, Náyade, Talasa

LEYES DE KEPLER
Las leyes de Kepler describen la cinemática del movimiento de los
planetas en torno al Sol.
1RA LEY: ÓRBITAS ELÍPTICAS
Enuncia que todos los planetas se mueven en órbitas elípticas, con el Sol
en uno de los focos, dicho de otro modo, establece que todos los
planetas se mueven alrededor del Sol describiendo una trayectoria
elíptica.
.De este modo las órbitas de los planetas son elipses que presentan una
pequeña excentricidad y en donde el Sol se localiza en uno de sus focos.
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.
Fundamentalmente, las elipses son descritas por la longitud de sus dos
ejes. Un círculo tiene el mismo diámetro si se le mide a lo ancho, hacia
arriba y hacia abajo. Pero una elipse tiene diámetros de diversas
longitudes. El más largo se llama el eje mayor, y el más corto es el eje
menor. El radio de estas dos longitudes determina la excentricidad (e) de
la elipse; mide cuán elíptica es. Los círculos tienen e=0, y las elipses muy
estiradas hacia fuera tienen una excentricidad casi igual a 1.
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.

2DA LEY
LEY DE LAS ÁREAS
Las áreas barridas por el radio
vector que une a los planetas al
centro del Sol son iguales a
tiempos iguales. La velocidad
orbital de un planeta (velocidad a
la que se desplaza por su órbita)
es variable, de forma inversa a la
distancia al Sol: a mayor distancia
la velocidad orbital será menor, a
distancias menores la velocidad
orbital será mayor.
La velocidad es máxima en el punto más cercano
al Sol (perihelio) y mínima en su punto más lejano
(afelio). El radio vector de un planeta es la línea
que une los centros del planeta y el Sol en un
instante dado. El área que describen en cierto
intervalo de tiempo formado entre un primer radio
vector y un segundo radio vector mientras el
planeta se desplaza por su órbita es igual al área
formada por otro par de radio vectores en igual
intervalo de tiempo orbital.
El tiempo que le toma al planeta recorrer del punto A al punto B de su
órbita es igual al tiempo que le toma para ir del punto C al D, por tanto,
las áreas marcadas OAB y OCD son iguales. Para que esto suceda, el
planeta debe desplazarse más rápidamente en las cercanías del Sol (en
el foco de la elipse, punto O del gráfico)

3RA LEY
LEY DE LOS PERIODOS
Los cuadrados de los períodos orbitales sidéreos
de los planetas son proporcionales a los cubos de
sus distancias medias al Sol.
Es decir el cuadrado de el periodo del planeta es
proporcional a el cubo de la distancia promedio 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.
A partir de la tercera ley, puede calcularse la distancia de un planeta al
Sol una vez que se conoce su período.
La Ley de la Gravitación Universal permite explicar las leyes de Kepler
sobre las órbitas planetarias:
Para un planeta de masa m a una distancia r del Sol, la
atracción gravitatoria será la que obliga al planeta a
describir su órbita, por lo que ha de ser la fuerza
centrípeta que actúa sobre el planeta. Igualando
ambas fuerzas, la masa del planeta puede simplificarse
y podemos obtener el cuadrado de la velocidad angular
del planeta, lo que nos indica que cuanto mayor sea la
distancia al Sol (r), menor será la velocidad del
planeta. La velocidad angular del planeta se puede
escribir en función del periodo de su órbita. Si ahora
realizamos el cuadrado y agrupamos periodo y radio
en un miembro de la ecuación lo que aparece en el
segundo miembro de la igualdad es una constante, que es justamente la
tercera ley de Kepler.

LEY DE GAVITACIÓN UNIVERSAL DE
La ley de gravitación universal de Newton
dice que un objeto atrae a los demás con
una fuerza que es directamente proporcional
a las masas.
La gravedad se ejerce entre dos objetos y
depende de la distancia que separa sus
centros de masa.
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.
La ley de gravitación universal es una
ley física clásica que describe la
interacción gravitatoria entre
distintos cuerpos con masa. Ésta fue
presentada 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. También se observa
que dicha fuerza actúa de tal forma que es como si toda la masa de cada
uno de los cuerpos estuviese concentrada únicamente en su centro, es
decir, es como si dichos objetos fuesen únicamente un punto, lo cual
permite reducir 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 M1 y M2 separados
una distancia es proporcional al producto de sus masas e inversamente
proporcional al cuadrado de la distancia, es decir:
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 la Gravitación Universal.
Es decir, cuanto más masivos sean los cuerpos y más cercanos se
encuentren, con mayor fuerza se atraerán.
La fuerza de atracción gravitacional es la fuerza con que la Tierra nos
atrae hacia el suelo, es la culpable de que, al perder el equilibrio, nos
vayamos de bruces al piso. Podemos medirla sencillamente al pararnos
en una balanza.Esa extraña fuerza que retiene nuestros pies sobre la
superficie no es otra
cosa que el peso.
Hasta el siglo XVII la
tendencia de un cuerpo
a caer al suelo era
considerada como una
propiedad inherente a
todo cuerpo por lo que
no necesitaba mayor
explicación.
A primera vista
parecería que el girar de
los planetas alrededor
del Sol y la caída de una
manzana de un árbol
poco tienen en común,
sin embargo Isaac
Newton intuyó que se
trataba de dos
manifestaciones de un mismo fenómeno físico. A la edad de 23 años, en
un receso escolar debido a una epidemia desatada donde él estudiaba, se

inspiró al ver caer una manzana desde un árbol a la tierra. Se le ocurrió
comparar la fuerza que atraía a la manzana y la que debía atraer a la
luna hacia la tierra; consideró que las aceleraciones producidas por
dichas fuerzas deberían tener un mismo origen. La simple idea de que los
movimientos celestes y terrestres estuvieran sujetos a leyes semejantes
era un reto temerario a romper la tradición Aristotélica que imperaba en
aquella época.
La aceleración de la manzana al caer ya la sabemos, es la aceleración de
la gravedad. Así que ac (m) = g = 9,8 m/seg2
Si la misma fuerza de atracción que hace caer la manzana actúa sobre la
luna ¿por qué no cae? Simplemente porque la luna gira produciendo una
fuerza centrífuga que equipara a la fuerza de atracción gravitacional.
Newton fue más allá y propuso que la gravedad es una fuerza "universal"
y que la gravedad del Sol mantenía a los planetas en sus órbitas.
Además la fuerza gravitacional sobre un cuerpo es proporcional a su
masa, una consecuencia importante de esta proporcionalidad es que
podemos medir una masa midiendo la fuerza gravitacional ejercida sobre
ella, o sea pesándola.

Diana Alexandra Nitola Gomez
Valeria Bellon Monsalve
Diego Andres Ramirez
Juan David Solano Herrera