Gravitacion-Universal

Astronomía
¿Qué es la astronomía?
La astronomía (del latín astronomĭa, y este del griego ἀστρονομία) es la ciencia que se
ocupa del estudio de los cuerpos celestes del
universo, incluidos los planetas y sus satélites, los
cometas y meteoroides, las estrellas y la materia
interestelar, los sistemas de materia oscura,
estrellas, gas y polvo llamados galaxias y los
cúmulos de galaxias; por lo que estudia sus
movimientos y los fenómenos ligados a ellos. Su
registro y la investigación de su origen viene a partir
de la información que llega de ellos a través de la
radiación electromagnética o de cualquier otro
medio. La astronomía ha estado ligada al ser
humano desde la antigüedad y todas las civilizaciones han tenido contacto con esta
ciencia. Personajes como Aristóteles, Tales de Mileto, Anaxágoras, Aristarco de
Samos, Hiparco de Nicea, Claudio Ptolomeo, Hipatia de Alejandría, Nicolás Copérnico,
Tycho Brahe, Johannes Kepler, Galileo Galilei, Christiaan Huygens o Edmund Halley
han sido algunos de sus cultivadores.
Es una de las pocas ciencias en las que los aficionados aún pueden desempeñar
un papel activo, especialmente en el descubrimiento y seguimiento de fenómenos
como curvas de luz de estrellas variables, descubrimiento de asteroides y cometas,
etc.
CIENCIA: Es un sistema ordenado de conocimientos estructurados que busca la
interpretación y el porqué de los fenómenos naturales y artificiales.
RADIACIÓN ELECTROMAGNÉTICA: Es un tipo de campo electromagnético
variable, es decir, una combinación de campos eléctricos y magnéticos oscilantes,
que se propagan a través del espacio transportando energía de un lugar a otro.
HISTORIA DE LA 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.
Antigua China
Las primeras observaciones y mediciones
astronómicas son difíciles de precisar. La
astronomía en la antigua China se ha
considerado como la más antigua, al
encontrarse vestigios que se remontan al
4.000 a.C., con registros de eclipses y novas.
Registros de cometas, explosiones de
supernovas y el diseño de calendarios fueron
sus logros más importantes. Dividieron el
cielo en 284 constelaciones y consideraban
que el Universo era como una naranja que colgaba de la estrella polar en ese entonces.
A medida que progresaron sus observaciones, fueron capaces también de registrar las
lunaciones para medir el tiempo, observar manchas solares.
Astronomía babilónica
Los babilonios se especializaron en
estudiar al Sol y la Luna, específicamente
los eclipses solares, los cuales más
adelante pudieron predecir gracias a sus
avances en matemática. Lograron anticipar
las fases lunares y las posiciones
planetarias mediante tablillas cuneiformes.
Los babilonios alcanzaron su auge hacia el
600-500 a.C., logrando descubrimientos
tan interesantes como el Ciclo de Saros, y siendo capaces de hacer cálculos que hoy
en día sólo difieren por pocos decimales (ej. el mes sinódico). También se les atribuye
el concepto del zodiaco.
Los avances griegos
La antigua grecia significó muchos de los
avances más importantes en astronomía, y dio
pie a muchos descubrimientos basándose sólo
en la observación. Los griegos consideraban la
Tierra como un disco, con el Olimpo en su
centro, y en torno a él, el “Okeanos” (mar
universal). El estudio de los movimientos
planetarios fue uno de los campos más
fructíferos, así como la observación y los avances matemáticos, de la mano de
personajes como Pitágoras, Arquímedes o Aristóteles. Aristarco de Samos (310 a.C-230
a.C) calculó por primera vez la distancia de la Tierra al Sol y a la Luna. Mantuvieron
férreamente la idea de un sistema geocéntrico por más de 2.000 años.

Cambios de paradigma
El sistema geocéntrico fue
originalmente propuesto por Eudoxo,
para ser luego mejor representado por
el astrónomo Claudio Ptolomeo (85
d.C. – 165 d.C.). El sistema ptolemaico
situaba a la Tierra en el centro del
Universo con los planetas y el Sol
girando alrededor, con las estrellas
fijas de fondo. El modelo era coherente
en muchos sentidos, pero dejaba sin
explicar el movimiento aparente de los
planetas, en especial el movimiento retrógrado. No fue hasta el Renacimiento, en el siglo
XV, que esta concepción de la Tierra sería finalmente cambiada. Nicolás Copérnico
instauró el sistema Heliocéntrico en 1543, situando al Sol y no a la Tierra en el centro
del Universo. Posteriormente, Johannes Kepler enunciaría las leyes del movimiento
planetario, estableciendo las órbitas elípticas de los planetas.
Inicio de la astronomía moderna
Galileo Galilei 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.
El Universo revelado
Posterior a Galileo, sólo fue cosa de
tiempo para que los nuevos astrónomos
comenzaran a realizar descubrimientos
en un Sistema Solar establecido y un
abandono de los modelos que situaban al
Sol como centro del Universo. Entre los
más importantes figura Isaac Newton
(1643-1727), quien enunció las leyes de
la mecánica celeste, la gravedad y modificó el diseño del telescopio original (refractor)
para dar paso a un modelo con espejos (newtoniano). William Herschel (1738-1822)
estudió objetos distintos a planetas y cometas, a los cuales bautizó como “nebulosas”.
Comenzó también la medición de distancias a objetos celestes.

El siglo XX
Una de las revelaciones más importantes de la
astronomía vendría en 1924, de la mano del
astrónomo Edwin Hubble: las “nebulosas” de
antaño en realidad eran galaxias, similares a la
nuestra, las cuales contenían miles de millones
de otras estrellas. Y fue asociado a este
descubrimiento cómo Hubble determinó que
dichas galaxias se estaban alejando de
nosotros, llegando a deducir la expansión del
Universo que daría pie a la teoría del Big Bang.
Albert Einstein enunció la Teoría de la Relatividad en 1915, lo que sumado al anterior
descubrimiento, sentó las bases para la cosmología moderna y la explicación de
diversos fenómenos celestes.
Hoy en día y más allá
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
exploracion del espacio y la formulación
de teorías que hoy buscan comprender las
fuerzas fundamentales que rigen el
Universo, la historia de esta ciencia 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.
Nueva Astronomía
A finales del siglo XIX se descubrió que, al descomponer la luz del Sol, se podían
observar multitud de líneas de espectro (regiones en las que había poca o ninguna luz).
Experimentos con gases calientes mostraron que las mismas líneas podían ser
observadas en el espectro de los gases, líneas específicas correspondientes a
diferentes elementos químicos. De esta manera se demostró que los elementos
químicos en el Sol (mayoritariamente hidrógeno) podían encontrarse igualmente en la
Tierra. De hecho, el helio fue descubierto primero en el espectro del Sol y solo más
tarde se encontró en la Tierra, de ahí su nombre.
Se descubrió que las estrellas eran objetos
muy lejanos y con el espectroscopio se
demostró que eran similares al Sol, pero con
una amplia gama de temperaturas, masas y
tamaños. La existencia de la Vía Láctea como
un grupo separado de estrellas no se
demostró sino hasta el siglo XX, junto con la
existencia de galaxias externas y, poco
después, la expansión del universo, observada en el efecto del corrimiento al rojo. La
astronomía moderna también ha descubierto una variedad de objetos exóticos como
los cuásares, púlsares, radiogalaxias, agujeros negros, estrellas de neutrones, y ha
utilizado estas observaciones para desarrollar teorías físicas que describen estos
objetos. La cosmología hizo grandes avances durante el siglo XX, con el modelo del
Big Bang fuertemente apoyado por la evidencia proporcionada por la astronomía y la
física, como la radiación de fondo de microondas, la Ley de Hubble y la abundancia
cosmológica de los elementos químicos.
Durante el siglo XX, la espectrometría avanzó, en particular como resultado del
nacimiento de la física cuántica, necesaria para comprender las observaciones
astronómicas y experimentales.

PLATÒN (427 a. C. al 347 a. C.)
Dedujo que la Tierra era redonda basándose en la
sombra de esta sobre la Luna durante un eclipse lunar.
ARISTÒTELES (384 a. C. - 322 a. C.)
Sostenía que la Tierra era inmóvil y, además era el
centro del Universo.
NICOLÀS COPÈRNICO (1473 - 1543).
Consideró al sol en el centro de todas las órbitas
planetarias.
GALILEO GALILEI (1564 - 1642)
*Con su telescopio observó que Júpiter tenía cuatro
lunas que lo circundaban.
*Observó las fases de Venus y montañas en la Luna.
*Apoyó la teoría de Copérnico.

JOHANNES KEPLER (1571 - 1630)
*Demostró que los planetas no siguen una órbita
circular sino elíptica respecto del Sol en un foco del
elipse derivando de esto en su primera ley.
*La segunda ley de Kepler en la cual afirma que los
planetas se mueven más rápidamente cuando se
acercan al Sol que cuando están en los extremos de
las órbitas.
*En la tercera ley de Kepler establece que los
cuadrados de los tiempos que tardan los planetas en
recorrer su órbita son proporcionales al cubo de su
distancia media al Sol.
ISAAC NEWTOON (1642 - 1727)
*Estableció la ley de la Gravitación Universal: “Las
fuerzas que mantienen a los planetas en sus órbitas
deben ser recíprocas a los cuadrados de sus distancias
a los centros respecto a los cuáles gira”. *Estableció
el estudio de la gravedad de los cuerpos.
*Probó que el Sol con su séquito de planetas viaja
hacia la constelación del Cisne.
ALBERT EINSTEIN (1879 - 1955)
Desarrolló su Teoría de la Relatividad (es una teoría de
la gravedad que reemplaza a la gravedad newtoniana,
aunque coincide numéricamente con ella para campos
gravitatorios débiles y "pequeñas" velocidades. La
teoría general se reduce a la teoría especial en
ausencia de campos gravitatorios).

Sistema geocéntrico
La teoría geocéntrica es una antigua teoría que pone a la Tierra en el centro del
universo, y los astros, incluido el Sol, girando alrededor de la Tierra (geo: Tierra;
centrismo: agrupado o de centro). El geocentrismo estuvo vigente en las más remotas
civilizaciones. Por ejemplo, en Babilonia era ésta la visión del universo y en su versión
completada por Claudio Ptolomeo en el siglo II en su obra El Almagesto, en la que
introdujo los llamados epiciclos, ecuantes y deferentes, estuvo en vigor hasta el siglo
XVI cuando fue reemplazada por la teoría heliocéntrica.
En el siglo II d.C., Claudio Ptolomeo 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 Ptolomeo 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 Ptolomeo se aceptó
durante varios siglos.
La primera y más famosa obra de Ptolomeo, escrita originariamente en griego, se
tradujo al árabe como al-Majisti (Obra magna). En Europa, las traducciones latinas
medievales reprodujeron el título como Almagesti, y desde entonces se le conoce
simplemente como Almagesto. En esta obra, Ptolomeo planteó una teoría geométrica
para explicar matemáticamente los movimientos y posiciones aparentes de los
planetas, el Sol y la Luna contra un fondo de estrellas inmóviles. Esta obra no incluía
ninguna descripción física de los objetos del espacio.
EPICICLO: Fue la base de un modelo geométrico ideado por los antiguos griegos
para explicar las variaciones en la velocidad y la dirección del movimiento
aparente de la Luna, el Sol y los planetas.
ECUANTE: Término utilizado en astronomía para designar el centro de rotación
de la órbita circular de un astro cuando no se encuentra en el centro geométrico
de rotación, sino a una cierta distancia de dicho centro.

Sistema heliocéntrico
El heliocentrismo (del griego: ἥλιος-helios «Sol» y κέντρον-kentron «centro») 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. Históricamente, el
heliocentrismo se oponía al geocentrismo, que colocaba en el centro a la Tierra. La idea
de que la Tierra gira alrededor del Sol fue propuesta desde el siglo III a. C. por Aristarco
de Samos, aunque no recibió apoyo de otros astrónomos de la antigüedad, sí fué citado
por Arquímedes en el contador de arena.
No fue sino hasta el siglo XVI, durante el Renacimiento, cuando un modelo matemático
completamente predictivo de un sistema heliocéntrico fue presentado por el
matemático, astrónomo y clérigo católico polaco Nicolás Copérnico, con la publicación
póstuma en 1543 del libro De “Revolutionibus Orbium Coelestium”. Esto marcó el inicio
de lo que se conoce en Historia de la ciencia como «revolución copernicana». En el
siglo siguiente, Johannes Kepler extendió este modelo para incluir órbitas elípticas. Su
trabajo se apoyó en observaciones hechas con un telescopio que fueron presentadas
por Galileo Galilei.
Con las observaciones de William Herschel, Bessel y otros, los astrónomos terminaron
por aceptar que el Sol no se encuentra en el centro del universo; en la década de 1920,
Edwin Hubble demostró que formaba parte de un complejo aún mucho mayor: la galaxia
(la Vía Láctea), y que esta era tan solo una entre miles de millones de galaxias más.
REVOLUCIÓN DE COPÉRNICO: Es el nombre con el que suele conocerse a la
revolución científica que se produce en Europa Occidental, representada en la
astronomía por el paso del tradicional sistema ptolemaico geocéntrico (herencia
clásica adaptada y conservada por el pensamiento cristiano medieval) al
innovador sistema copernicano heliocéntrico, iniciada en el siglo XVI por Nicolás
Copérnico (cuya obra De revolutionibus, no alude al tradicional concepto de
revolución, sino al de ciclo o trayectoria circular de los cuerpos celestes) y
culminada en el siglo XVII por Isaac Newton.
TELESCOPIO: El instrumento óptico que permite observar objetos lejanos con
mucho más detalle que a simple vista al captar radiación electromagnética, tal
como la luz.
ESTACIONES

¿Por qué se dan?
El eje de la Tierra es un polo imaginario que atraviesa el centro de la Tierra de "punta"
a "cabo". La Tierra gira
alrededor de este polo, y
completa un giro completo por
día. Ese es el motivo por el cual
tenemos día y noche, y por el
cual cada parte de la Tierra tiene
una parte de cada uno de ellos.
La Tierra tiene estaciones
porque su eje no está en línea
recta. Hace mucho, mucho
tiempo, cuando la Tierra era
joven, se cree que algo grande chocó con la Tierra y la corrió del centro. Entonces, en
lugar de rotar con el eje derecho, se inclina un poco.
Como la Tierra órbita alrededor del Sol, su eje inclinado siempre señala en la misma
dirección. Por ese motivo, durante el año, diferentes partes de la Tierra reciben los
rayos directos del Sol.
POSICION TIERRA-SOL
A veces es el Polo Norte el que se inclina respecto del Sol (alrededor de junio) y a veces
es el Polo Sur el que está
inclinado respecto del Sol
(alrededor de diciembre).
Es verano en junio en el
hemisferio norte porque los rayos
del Sol llegan a esa parte de la
Tierra de manera más directa que
en otras épocas del año. Es
invierno en diciembre en el
hemisferio norte, porque ese es el
momento en que el Polo Sur gira
para inclinarse hacia el Sol.

SOLSTICIOS Y EQUINOCCIOS
Solsticio
Es un concepto astronómico
que se refiere a la época en
que el sol se encuentra en
uno de los trópicos. El
solsticio de invierno es
conocido como solsticio
hiemal y supone el día más
corto y la noche más larga
del año en el hemisferio boreal (en el austral, ocurre exactamente lo contrario).
El solsticio de verano o solsticio vernal produce el día más largo y la noche más corta
del año en el hemisferio boreal (sucediendo en el hemisferio austral)
Equinoccio
Es el momento del año en que el día y la noche tienen la misma duración debido a que
el Sol se encuentra sobre el Ecuador del planeta Tierra.
El equinoccio tiene lugar dos veces
al año, entre el 20 y 21 de marzo y
el 22 y 23 de septiembre. Como tal,
es el evento astronómico que
marca el inicio de la primavera y del
otoño, dependiendo del hemisferio
en que nos encontremos.
El equinoccio de la primavera es
relacionado con el renacimiento.
Marca el inicio de la temporada de
crecimiento y reverdecer de la naturaleza. De allí la fiesta de la Pascua, los huevos y los
conejos, símbolos de fertilidad por excelencia.
El equinoccio de otoño, por su parte, marca el retiro del Sol, la caída de las hojas, el
inicio de la temporada más fría del año, el fin de las cosechas, y la migración de las
aves.

FACES DE LA LUNA
¿Por qué se dan?
La luna tiene fases porque orbita alrededor de la Tierra, lo cual hace que la la parte que
vemos iluminada cambie. La luna tarda 27.3 días en dar una vuelta alrededor de la
Tierra, pero el ciclo de fases lunares (de Luna nueva a Luna nueva) es 29.5 días. La
Luna pasa los 2.2 días extra "persiguiendo" a la Tierra porque ésta se desplaza unos 30
millones de kilómetros alrededor del Sol durante el tiempo que la Luna necesita para
completar una órbita alrededor de la Tierra.
En la fase de Luna nueva, la Luna esta tan cerca del Sol en el cielo que ninguna parte
de la cara que muestra a la Tierra está iluminada. En otras palabras, la Luna está entre
la Tierra y el Sol. En cuarto creciente la Luna medio iluminada está en el punto más alto
del cielo a la puesta de Sol, y se pone unas seis horas más tarde. En Luna llena, la Luna
está detrás de la Tierra respecto al Sol. A medida que el Sol se pone, la Luna sale con
la cara que apunta a la Tierra completamente expuesta a la luz del Sol.
Características de cada fase
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.

Eclipses
LUNAR
SOLAR
Los eclipses son consecuencia de la revolución de la Luna alrededor de nuestro planeta,
y se producen cuando
la Tierra, la Luna y el Sol se encuentran alineados. Existen dos tipos de eclipses: cuando
la sombra de la Tierra cubre la superficie de la Luna, se trata de un eclipse lunar; en
cambio, cuando la sombra de la Luna cubre la superficie de nuestro planeta, se trata de
un eclipse solar.
Durante la mayor parte de las ocasiones en que la Luna se encuentra entre el Sol y la
Tierra durante la fase de Luna nueva, o nuestro planeta se encuentra entre la Luna y el
Sol durante la fase de Luna llena, nuestro satélite natural está por encima o por debajo
del plano orbital terrestre, lo que evita la perfecta alineación de los tres cuerpos para
que pueda producirse un eclipse lunar o solar. La sombra proyectada por la Tierra sobre
la Luna, o viceversa, se divide en dos zonas: una central más oscura, llamada umbra,
y una periférica, más clara, llamada penumbra.
Eclipses solares
Los eclipses solares se dan siempre durante la
fase de Luna nueva, y pueden ser totales
(cuando se oculta completamente el disco del
Sol), parciales (cuando se oculta apenas una
porción del disco solar) o anulares (cuando el
disco lunar queda contenido dentro del disco
solar, y puede verse un “anillo” brillante a su
alrededor).
Los eclipses solares totales se producen por
una singular coincidencia: cuando la Luna está
en su perigeo, es decir, el punto de su órbita
más cercano a nuestro planeta, el diámetro
aparente de la Luna en el cielo terrestre, que
es de medio grado, es prácticamente igual al diámetro aparente del Sol, que es
cuatrocientas veces más grande que nuestra Luna, pero está cuatrocientas veces más
lejos de la Tierra.

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.
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.
Efectos sobre el cuerpo
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 En los individuos bien dotados para los vuelos espaciales, el
entrenamiento metódico y prolongado elimina o, por lo menos, aminora los citados
problemas.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
En los individuos bien dotados para los vuelos espaciales, el entrenamiento metódico
y prolongado elimina o, por lo menos, aminora los citados problemas.

Grafico del sistema solar
Características de los planetas
Mercurio
Debido a que la atmósfera de Mercurio es tan delgada,
la superficie no puede retener el calor, por lo que la órbita
elíptica de Mercurio, sitúa el pequeño planeta a una
distancia de entre 47 y 70 millones de kilómetros del Sol.
Si uno pudiera estar en la superficie ardiente de Mercurio
cuando está en su punto más cercano al sol, nuestra
estrella aparecería tres veces más grande de como se
ve desde la Tierra. Debido a que Mercurio está tan cerca
del sol, es difícil de observar directamente
desde la Tierra, excepto durante el crepúsculo o
atardecer. Las temperaturas en la superficie de Mercurio pueden alcanzar los 800
grados Fahrenheit (427 grados Celsius). temperaturas nocturnas pueden bajar hasta
-290 grados Fahrenheit.

Superficie de Mercurio
La superficie del planeta se parece a la de
la Luna, claramente marcado por cráteres
de impacto como resultado de muchas
colisiones con meteoritos y cometas.
Aunque hay áreas de terreno liso, también
hay formas de lóbulo, escarpes o
acantilados, algunos de cientos de
kilómetros de largo y de hasta un kilómetro
de altura, formados por la contracción de la
corteza.
La Cuenca Caloris, una de las más características de Mercurio, tiene 1.550 kilómetros
de diámetro. Fue el resultado de un impacto de un asteroide sobre la superficie del
planeta en la historia temprana del Sistema Solar.
En los siguientes miles de millones de años, el planeta Mercurio se encogió en un radio
de 1 a 2 km hasta que se enfrió después de su formación. La corteza externa creció lo
suficientemente fuerte como para evitar que el magma alcanzara la superficie, poniendo
fin así, al período de actividad volcánica
La densidad de Mercurio
Mercurio es el segundo planeta más denso del Sistema Solar después de la Tierra, con
un gran núcleo metálico que tiene un radio de 1.800 a 1.900 km, aproximadamente el 75
por ciento del radio del planeta. En 2007, los investigadores que utilizan los radares
terrestres para estudiar el núcleo, encontraron evidencias de que está fundido o en
estado líquido. La Capa exterior de Mercurio, comparable a la capa exterior de la Tierra
llamada manto, tiene sólo entre 500 a 600 kilómetros de espesor.
Venus
Venus y la Tierra se ornaron en la misma
época, a partir de la misma nebulosa. Sin
embargo, son muy diferentes. Venus no
tiene océanos y su densa atmósfera
provoca un efecto invernadero que eleva
la temperatura hasta los 480 ºC. Es
abrasador.
Los primeros astrónomos pensaban que
Venus eran dos cuerpos diferentes,
porque unas veces se ve un poco antes de salir el Sol y, otras, justo después de la
puesta.
Venus gira sobre su eje muy lentamente y en sentido contrario al de los otros planetas.
El Sol sale por el oeste y se pone por el este, al revés de lo que ocurre en La Tierra.
Además, el día en Venus dura más que el año. Las órbitas de Venus son inferiores a
las de la Tierra; por eso podemos observar el paso de estos dos planetas por delante
del Sol.

Sin embargo, el tránsito de
Venus es un evento
astronómico
raro que ocurre en junio o
diciembre en pares
separados por ocho años, y
separados del siguiente par
de tránsitos por más de un
siglo.
La superficie de Venus es relativamente joven, ya que tiene entre 300 y 500 millones
de años. Está formada por amplísimas llanuras, atravesadas por enormes ríos de
lava, y algunas montañas.
En Venus también hay cráteres de los impactos de los meteoritos. Sólo de los
grandes, porque los pequeños se deshacen en la espesa atmósfera.
Venus tiene muchos volcanes, el más alto de los cuales se llama Maat
Mons. El 85% del planeta está cubierto por roca volcánica. La lava ha creado surcos,
algunos muy largos. Hay uno de 7.000 km.
Tierra
La Tierra es el hogar de los seres vivos y se
formó hace más de 4,500 millones de años.
Es el quinto planeta más grande del Sistema
Solar y el tercero más cercano al Sol; su
distancia promedio a éste es de unos
149’597,890 kilómetros o prácticamente 150
millones de kilómetros. Como otros planetas,
presenta una forma esférica y ligeramente
achatada en los polos. Su diámetro es
apenas un poco más grande que el de
Venus. Es un planeta sin anillos, pero con un
satélite natural, la Luna.
Aunque normalmente se le representa como
una esfera en posición vertical, su eje está
ligeramente inclinado a unos 23.45°. La
consecuencia de esta inclinación son las estaciones: primavera, verano, otoño e
invierno pues durante una parte del año el hemisferio norte se inclina hacia el Sol por
lo que en el norte es verano y en el sur es invierno. Durante la otra mitad del año esta
situación se invierte.
La Tierra orbita alrededor del Sol, la estrella que provee el nivel de luz y calor ideales
para la vida el planeta experimenta dos movimientos: rotación y traslación El
movimiento de traslación es el que realiza alrededor del Sol en una órbita casi
circular.
Un día en la Tierra tiene una duración de 24 horas, pero si se trata de ser muy
específicos, la NASA estima esta duración en 23.934 horas o 0.99726968 días
terrestres. Esto es el período de rotación sideral. Ahora bien, 1 año terrestre dura
365.26 días, el tiempo que tarda en recorrer una órbita completa alrededor del Sol.
Los movimientos de la Tierra y las condiciones en que se encuentra en el Sistema
Solar inciden en una serie de fenómenos increíbles y naturales: erupciones
volcánicas, tormentas, terremotos, estaciones, eclipses, mareas y muchas más.
Es un planeta tremendamente activo y en constante cambio. Características
generales de la Tierra

Diámetro: 12,756 km.
Masa: 5.9722 x 10 24 kg.
Densidad: 5.513 g/cm 3 .
Volumen: 1,083,206,916,846 km 3 .
Temperatura mínima/máxima: -88°/58°
centígrados.
Estructura geológica de la Tierra
Es un planeta rocoso con una superficie
sólida que a su vez está caracterizada por la
presencia de numerosas formaciones
geológicas: montañas, mesetas, cañones,
llanuras, valles, etcétera. La zona inferior de
la Tierra se compone de varias capas de roca
y metal; mientras mayor es la profundidad,
mayores son las temperaturas. Atmósfera de
la Tierra
La atmósfera es una mezcla de gases: 78 por ciento de nitrógeno, 21 por ciento de
oxígeno y 1 por ciento de otros. Del mismo modo que la Tierra tiene una estructura
geológica, la atmósfera consiste en varias capas: troposfera, estratosfera, mesosfera,
ionosfera y exosfera. La troposfera es la capa más cercana al suelo y la más densa.
Es cierto que otros planetas también tienen atmósferas, pero la terrestre es la única
transpirable y gracias a ella los seres vivos mantienen la vida. Protege de la radiación
nociva del Sol y del impacto de meteoritos y a la vez ejerce influencia en el clima.
Marte
El planeta Marte es el cuatro del
sistema solar en distancia a nuestra
estrella, el sol. Uno de los fenómenos
más singulares que se producen en
Marte, son las tormentas de arena que
se forman en el inicio de la primavera
marciana. Estas tormentas se suelen
localizar en las regiones del polo norte
de Marte. Como la capa de hielo de
agua del polo norte comienza a
deshelarse en esta época del año, la diferencia de temperaturas existente entre la
región helada y la región que está más expuesta al Sol y que ha sido recientemente
deshelada, provoca en la superficie de Marte unos vientos que se arremolinan y
originan las tormentas.
Marte ocupa sólo el 15% del volumen que ocupa la tierra, y su masa es de un 10% la
masa de la tierra. La gravedad dentro de la superficie marciana es alrededor del 37%
de la gravedad terrestre. Lo que significa que en Marte, en teoría,
podríamos saltar tres veces más alto de lo que lo hacemos en la tierra.
Desde la superficie de Marte, el sol se visualiza con la mitad del tamaño visto
desde la tierra. Cuando la órbita permite a Marte estar más cerca del sol, los rayos
calientan ferozmente la parte sur del planeta, por lo que el hemisferio norte experimenta
un corto pero frío invierno. Al contrario, cuando el planeta está más alejados del sol, el
hemisferio norte recibe los rayos del sol directamente, obteniendo de esta manera un
largo período de calor, y en el polo sur un largo período de frío. Estas características
climáticas hacen creer a los científicos, que la vida en Marte podría no ser tan hostil.
Marte tiene dos lunas, Fobos y Deimos. Lo más curioso sobre estos dos satélites, es
que fueron descritos en el libro “Los viajes de Gulliver” por Jonathan Swift , 151 años
antes de que fueran oficialmente descubiertos Atmosfera una atmósfera tan delgada,
la presión atmosférica resultante equivale aproximadamente al 1% de la presión
atmosférica que podemos encontrar al nivel del mar en el planeta tierra. Equivale

aproximadamente a la presión atmosférica que se alcanza a unos 35 km de distancia
de la superficie terrestre
Júpiter
El primer planeta gaseoso se encuentra
después del cinturón de asteroides y es
Júpiter. Es el planeta más grande del
Sistema Solar y el quinto en distancia al
Sol. Se formó a partir del material que
quedó después de la formación del
“astro rey”.
Es una gigantesca bola de gas
achatada sin superficie sólida pero
probablemente con un núcleo interno
sólido. Algunos científicos se refieren a
este planeta como una estrella fallida, que no creció lo suficiente para ser catalogada
como tal. Pese a su tamaño, es
menos denso que el Sol y casi 4 veces menos denso que los planetas
Visto desde un telescopio parece papel jaspeado, con múltiples bandas paralelas
oscuras sobre un fondo amarillento, nubes irregulares y manchas claras y oscuras que
interrumpen la continuidad de las bandas. Estas características sugieren una gran
agitación atmosférica. Una de estas turbulencias es la Gran Mancha Roja, una tormenta
que forma parte de la envoltura gaseosa del planeta cuyo diámetro mide el doble del
de la Tierra.
Júpiter tiene unos 50 satélites conocidos pero otros 17 cuerpos celestes están en
espera de ser confirmados como satélites. Sus satélites más grandes son Ío, Europa,
Ganímedes y Calisto, también llamados satélites galileanos en honor a su descubridor,
Galileo Galilei.
Tiene un período de rotación sideral (duración de 1 día) muy rápido: 9.92496 horas o
0.41354 días. En términos terrestres, por supuesto. Realiza una órbita completa
alrededor del Sol en unos 12 años terrestres, es decir, en 4,333 días.
Estructura de Júpiter
Su masa está constituida en un 76 por ciento de hidrógeno. Júpiter no tiene una
superficie sólida bien definida, pero se cree que cuenta con un núcleo interno
pequeño, sólido y muy caliente conformado por metales pesados como el hierro y
cubierto por una capa de materiales ligeros, como hielo y agua comprimida. Otros
científicos todavía no están seguros de la existencia de un núcleo sólido.
Saturno
puede parecer verde cerca de los polos.
Uno de los planetas más distintivos del
Sistema Solar. Es una gran bola de gas
con una masa casi 95.1 veces la de la
Tierra y un volumen 755 veces mayor,
famosa por sus numerosos anillos.
Pertenece al grupo de los planetas
gaseosos. Es el sexto planeta más
alejado del Sol (a unos 1,400 millones de
kilómetros) y el segundo planeta situado
después del cinturón de asteroides. Al
igual que Júpiter, bajo el telescopio se ve
caracterizado por franjas oscuras
paralelas sobre un fondo amarillo que

Tiene 53 satélites y otros 9 están por confirmarse. El más grande de estos satélites es
Titán, que es el segundo más grande del Sistema Solar. Otros satélites son Jano, Atlas,
Epimeteo, Prometeo, Pandora, Calipso, Dione, Helena y Febe.
Características generales de Saturno
Masa: 5.6832 x 10 26 kg.
Volumen: 8.2713 x 10 14 km 3 .
Densidad: 0.687 g/cm 3 .
Diámetro: 120, 660 km.
Temperatura efectiva: -178° Celsius.
Estructura de Saturno
Carece de superficie sólida. Está compuesto
principalmente por hidrógeno y helio y su
interior es posiblemente similar al de Júpiter,
con un núcleo denso de roca, hielo, agua y
otros compuestos sólidos. Está rodeado de
hidrógeno metálico líquido dentro de otra capa de hidrógeno líquido. Su campo
magnético es 578 veces más potente que el de la Tierra.
La atmósfera de Saturno
Está compuesta por un 97 por ciento de hidrógeno, un 3 por ciento de helio y un 0.05
por ciento de metano. Se presentan fuertes vientos en la alta atmósfera que alcanzan
hasta 500 m/s en la región ecuatorial. En conjunción con el calor que sube desde el
interior del planeta, causan que las franjas amarillas del planeta sean visibles en la
atmósfera.
Saturno, sus anillos y varios de sus satélites se circunscriben dentro de una
magnetosfera.
Urano
Hace apenas unos años se reclasificó a Plutón
como un planeta enano, por lo que Neptuno
pasó a ser el último de los planetas gaseosos
del Sistema Solar. Es además el planeta más
alejado del Sol pues se encuentra a una
distancia de éste equivalente a 4,500 millones
de kilómetros o 4.5 billones de kilómetros.
Fue el primer planeta cuya presencia fue
predicha antes que descubierta, cuando en
1845 el matemático Joseph Urbain Le Verrier
consideró la posición y masa de otro planeta
que afectaría el cambio de posición de Urano.
Efectivamente, Johann Gottfried Galle
encontró
Neptuno en 1846 y 16 días después William Lassell descubrió Tritón, el satélite más
grande del recién conocido planeta.
Satélites y anillos de Neptuno
Hasta ahora, Neptuno posee 13 lunas o satélites y una más está en espera de ser
confirmada; su descubrimiento ocurrió en el año 2013. Estas lunas recibieron los
nombres de dioses y ninfas de la mitología griega: Galatea, Larisa, Proteo, Tritón,
Nereida, Despina, Thalassa, Náyade, Halímedes, Sao, Psámate, Neso y Laomedeia.
El satélite más grande es Tritón, que orbita Neptuno en la dirección contraria a la de
la rotación del planeta. Es una una muy fría, de delgada atmósfera y con géiseres que
lanzan material helado.
Aunque no son vistos fácilmente, 6 tenues anillos rodean a Neptuno. No son
uniformes, pero tienen 4 arcos constituidos por aglutinamiento de polvo. Los tres
anillos principales son el anillo Adams, el anillo Le Verrier y el Anillo Galle.

Características generales de Neptuno
Masa: 1.0241 x 10 26 kg.
Volumen: 6.25257 x 10 13 km 3 .
Densidad: 1.638 g/cm 3 .
Diámetro: 49,528 km.
Temperatura efectiva: -214 °C.
Estructura de Neptuno
La estructura interna de Neptuno está compuesta mayormente por hielo y roca.
Probablemente tiene un núcleo pesado y sólido de tamaño similar al de la Tierra, con
temperaturas de miles de grados centígrados.
No posee una superficie sólida. Es el más denso de todos los planetas gaseosos,
pero es menos denso que la Tierra. Su campo magnético es unas 27 veces más
potente que el de nuestro planeta.
La atmósfera de Neptuno
Neptuno tiene una atmósfera compuesta por un 74 por ciento de hidrógeno, 25 por
ciento de helio y 1 por ciento de metano. Su atmósfera se extiende a grandes
profundidades y dado su contenido en metano, el planeta es llamado “gigante de
hielo”, al igual que Urano. No obstante, el color azulado de Neptuno es aún más
intenso y brillante.
Leyes de KEPLER
1ra ley - Órbitas elípticas
“Las órbitas de los planetas son elipses que presentan una pequeña excentricidad y en
donde el Sol se localiza en uno de sus focos.”
Una elipse es básicamente un círculo ligeramente aplastado. Técnicamente se
denomina elipse a una curva plana y cerrada en donde la suma de la distancia a los
focos (puntos fijos, F1 y F2) desde uno cualquiera de los puntos M que la forman es
constante e igual a la longitud del eje mayor de la elipse (segmento AB). El eje menor
de la elipse es el segmento CD, es perpendicular al segmento AB y corta a este por el
medio.
La excentricidad es el grado de aplastamiento de la elipse. Una excentricidad igual a
cero representa un círculo perfecto. Cuanto más grande la excentricidad, mayor el
aplastamiento de la elipse. Órbitas con excentricidades iguales a uno se denominan
parabólicas, y mayores a uno hiperbólicas.
La excentricidad de la elipse puede calcularse de la siguiente manera:
e = F1F2 / AB

Donde e es la excentricidad, F1F2 es a distancia entre los focos y AB es el eje mayor
de la elipse. Si la distancia entre los focos F1F2 es cero, como en el caso del círculo,
la excentricidad da como resultado cero.
Las órbitas de los planetas son elípticas, presentando una pequeña excentricidad. En
el caso de la Tierra el valor de la excentricidad es de 0.017, el planeta de mayor
excentricidad es Plutón con 0.248, y le sigue de cerca Mercurio con 0.206.
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.
En el gráfico superior: 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 armónica
“Los cuadrados de los períodos orbitales sidéreos de los planetas son proporcionales a
los cubos de sus distancias medias al Sol.”
El período sidéreo se mide desde el planeta y respecto de las estrellas: está referido al
tiempo transcurrido entre dos pasajes sucesivos del Sol por el meridiano de una
estrella.
Donde T1 y T2 son los períodos orbitales y d1 y d2 las distancias a las cuales orbitan
del cuerpo central. La fórmula es válida mientras las masas de los objetos sean
despreciables en comparación con la del cuerpo central al cual orbitan.

Para dos cuerpos con masas m1 y m2 y una masa central M puede usarse la siguiente
fórmula:
Esta ley fue publicada en 1614 en la más importante obra de Kepler, "Harmonici Mundi",
solucionando el problema de la determinación de las distancias de los planetas al Sol.
Posteriormente Newton explicaría, con su ley de gravitación universal, las causas de
esta relación entre el período y la distancia.
Ley de la gravitación universal
de newton
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.
El valor de esta constante de Gravitación Universal no pudo ser establecido por Newton,
que únicamente dedujo la forma de la interacción gravitatoria, pero no tenía suficientes
datos como para establecer cuantitativamente su valor. Únicamente dedujo que su
valor debería ser muy pequeño. Sólo mucho tiempo después se desarrollaron las
técnicas necesarias para calcular su valor, y aún hoy es una de las constantes
universales conocidas con menor precisión.

Con la segunda ley de newton se puede determinar que la aceleración de la gravedad
que produce un cuerpo cualquiera situado a una distancia dada. Por ejemplo, se deduce
que la aceleración de la gravedad que nos encontramos en la superficie terrestre debido
a la masa de la Tierra es de, que es la aceleración sufrida por un objeto al caer. Y que
esta aceleración es prácticamente la misma en el espacio, a la distancia donde se
encuentra la Estación Espacial Internacional.
En física, el campo gravitatorio o campo gravitacional es un campo de fuerzas que
representa la gravedad. Si se dispone en cierta región del espacio una masa M, el
espacio alrededor de M adquiere ciertas características que no disponía cuando no
estaba M. Este hecho se puede comprobar acercando otra masa m y constatando que
se produce la interacción. A la situación física que produce la masa M se la denomina
campo gravitatorio. Afirmar que existe algo alrededor de M es puramente especulativo,
ya que sólo se nota el campo cuando se coloca la otra masa m, a la que se llama masa
testigo. El tratamiento que recibe este campo es diferente según las necesidades del
problema:
• En física newtoniana o física no-relativista el campo gravitatorio viene dado por un
campo vectorial.
• En física relativista, el campo gravitatorio viene dado por un campo tensorial de
segundo orden.