TABLA DE CONTENIDO Introducción 2. UNIDAD 1 2.1 Historia de la astronomía 2.2 Astrónomos importantes 2.3 Sistema geocéntrico y heliocéntrico 3. UNIDAD 2 3.1 Estaciones 3.2 ¿Por qué se dan? 3.3 Posición tierra-sol para cada estación 3.4 Características de cada estación 3.5 Solsticios y equinoccios 1.
4. UNIDAD 3 4.1 Fases de la luna 4.2 ¿Por qué se dan? 4.3 Posición tierra-luna-sol para cada fase 4.4 Características de cada fase 5. UNIDAD 4 5.1 Eclipses 5.2 ¿Por qué se dan? 5.3 Eclipses de sol 5.4 Eclipses de luna 6. UNIDAD 5 6.1 Ingravidez 6.2 Efectos sobre el cuerpo humano
7. UNIDAD 6 7.1 Grafica del sistema solar (planetas y orbitas) 8. UNIDAD 7 8.1 Caracterizaci贸n de los planetas 9. UNIDAD 8 9.1 Leyes de kepler 10. UNIDAD 9 10.1 Ley de gravitaci贸n universal de newton 11. Bibliograf铆a
INTRODUCCIÓN Con ayuda de la mecánica celeste podemos estudiar con detalle el movimiento de los planetas alrededor del Sol, el de la Luna alrededor de la Tierra, el de una nave espacial a través del sistema solar, entre otros. La mecánica celeste, que ahora denominamos "clásica", desde que se creó por el físico y matemático Isaac Newton, ha sido posteriormente refinada y formalizada por muchos otros matemáticos y astrónomos notables. En el siguiente trabajo podremos observar y conocer todos los aspectos que constituyen en general, la mecánica celeste y así comprender con facilidad lo que se pretende describir de forma matemática acerca de los tipos de fuerzas que actúan sobre determinados cuerpos celestes.
UNIDAD 1
2.1 HISTORIA DE LA ASTRONOMÍA
La astronomía nació casi al mismo tiempo que la humanidad. Muchos años de observación sentaron las bases científicas de la astronomía con explicaciones mas aproximadas sobre el universo. Hoy, la evolución y difusión de las teorías científicas han llevado a la definitiva separación entre la superstición (astrología) y la ciencia (astronomía).
LA ASTRONOMIA EN LA ANTIGÜEDAD La astronomía solucionó los problemas inmediatos de las primeras civilizaciones: la necesidad de establecer con precisión las épocas adecuadas para sembrar y recoger las cosechas y para las celebraciones, y la de orientarse en los desplazamientos y viajes. Pronto, el conocimiento de los movimientos cíclicos del Sol, la Luna y las estrellas mostraron su utilidad para la predicción de fenómenos como el ciclo de las estaciones, de cuyo conocimiento dependía la supervivencia de cualquier grupo humano. Cuando la actividad principal era la caza, era trascendental predecir el instante el que se producía la migración estacional de los animales que les servían de alimento y, posteriormente, cuando nacieron las primeras comunidades agrícolas, era fundamental conocer el momento oportuno para sembrar y recoger las cosechas.
ASTRONOMIA MODERNA Utilizando los datos recopilados por Brahe, su ayudante, Johannes Kepler, formuló las leyes del movimiento planetario, afirmando que los planetas giran alrededor del Sol y no en órbitas circulares con movimiento uniforme, sino en órbitas elípticas a diferentes velocidades, y que sus distancias relativas con respecto al Sol están relacionadas con sus periodos de revolución. Kepler trabajó durante muchos años tratando de encontrar un modelo que permitiese explicar los movimientos planetarios utilizando para tal efecto los pensamientos neoplatónicos y el sistema heliocéntrico de Copérnico. Después de probar, sin éxito, con infinidad de formas geométricas "perfectas", lo intentó con variaciones del circulo: las elipses, con las cuales concordaban exactamente los datos obtenidos durante las observaciones. Esto contradecía uno de los paradigmas pitagóricos que seguían siendo considerados como ciertos después de 2000 años.
2.2 ASTRONOMOS IMPORTANTES THALES DE MILETO: Fue observador de la osa menor. Predijo el eclipse solar del año 585 a.c. fue el primero en sostener que la luna brillaba por el reflejo del sol y además determino el numero exacto de días que tiene el año.
PITAGORAS: Planteo tres paradigmas: 1.Los planetas, el sol, la luna y las estrellas se mueven en orbitas circulares perfectas. 2.La velocidad de los astros es uniforme. 3.La tierra se encuentra en el centro exacto de los cuerpos celestes. También reconoció que la orbita de la luna estaba inclinada.
ISAAC NEWTON: imaginó que la gravedad de la tierra influenciaba la Luna y contrabalanceaba la fuerza centrífuga. Con su ley sobre la fuerza centrífuga y utilizando la tercera ley de Kepler, dedujo las tres LEYES FUNDAMENTALES DE LA MECÁNICA CELESTE: Ley de la inercia: Todo cuerpo tiene a mantener su estado de movimiento mientras no actúe sobre él otra fuerza externa. Ley fundamental de la dinámica: La fuerza es igual a la masa por aceleración. Ley de la acción y la reacción: A toda fuerza siempre se le opone una reacción de la misma magnitud pero de sentido contrario.
EDMUND HALLEY: Es considerado el padre de la Geofísica. Estudió el magnetismo de la Tierra y desarrolló una teoría acerca de él; determinó la ley de los polos magnéticos, la relación entre la presión barométrica y el clima, publicó ensayos sobre óptica y navegación, fue uno de los pioneros en la realización de estadísticas sociales y publicó en 1693 los cálculos anuales de mortalidad en Breslau.
ARISTOTELES: Adelanto los primeros argumentos s贸lidos contra la tradicional teor铆a de la tierra plana, haciendo notar que las estrellas parecen cambiar su altura en el horizonte seg煤n la posici贸n del observador en la tierra.
2.3 SISTEMA GEOCENTRICO Y HELIOCENTRICO S. GEOCENTRICO: en el siglo II D.C , Claudio Tolomeo planteo un modelo del universo con la tierra en el centro. En este, la tierra permanece estacionaria mientras los planetas, la luna y el sol describen complicadas orbitas alrededor de ella. Aunque posteriormente se demostr贸 su incorrecci贸n, el modelo de Tolomeo se acepto durante varios siglos.
S. HELIOCENTRICO: En el siglo XVI, Nicolás Copérnico publico 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 herrado. La teoría de Copérnico establecía que la tierra giraba sobre si misma una vez al día, y que una vez al año daba una vuelta completa alrededor del sol.
UNIDAD 2
3. ESTACIONES Las estaciones son los periodos del año en los que las condiciones climáticas imperantes se mantienen, en una determinada región, dentro de un cierto rango. Estos periodos duran aproximadamente tres meses y se denominan: invierno, primavera, verano y otoño, aunque en las regiones de la tierra cercanas al ecuador las estaciones son solo dos, la estación seca y la lluviosa.
3.1 ¿POR QUÉ SE DAN? La causa de estas estaciones es la inclinación del eje de giro del globo terrestre. Este eje se halla siempre orientado en la misma dirección (salvo fenómeno de la precesión) y por tanto los hemisferios boreal y austral son desigualmente iluminados por el sol. Pero cada seis meses esta situación se invierte.
3.2 POSICION TIERRA-SOL PARA CADA ESTACION
3.3 CARACTERISTICAS DE CADA ESTACION PRIMAVERA: Durante la primavera los días se van alargando, el sol sale cada día un poco antes y se pone un poco después, siendo la noche mas corta y el día mas largo.
OTOÑO: Esta estación comienza en el hemisferio sur con el equinoccio de otoño, a su vez se produce el equinoccio de primavera. En esta época las plantas se secan y las hojas se caen para darle paso al invierno.
INVIERNO: Es una de las cuatro estaciones de las zonas templadas. Esta estaciĂłn se caracteriza por dĂas mas cortos, noches mas largas y temperaturas mas bajas.
VERANO: Comienza con el solsticio de verano y termina con el equinoccio de otoĂąo. Sin embargo, a veces es considerado como los meses enteros de diciembre, enero y febrero en el hemisferio sur, y junio, julio y agosto en el hemisferio norte.
3.4 SOLSTICIOS Y EQUINOCCIOS SOLSTICIOS: Los solsticios son aquellos momentos del año en los que el sol alcanza su máxima posición meridional o boreal. 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 y del solsticio de verano están cambiadas para ambos hemisferios. A lo largo del año la posición del sol visto desde la tierra se mueve hacia el norte y el sur. La existencia de los solsticios esta provocada por la inclinación axial del eje de la tierra.
EQUINOCCIOS: Se da esta denominación a cada uno de los dos puntos de la esfera celeste en los que la eclíptica acorta al ecuador celeste. Equinoccio son así mismo cada una de las fechas en que esto ocurre. Durante los equinoccios el sol esta situado en el plano del ecuador terrestre, donde alcanza el cenit. El paralelo de declinación del sol y el ecuador celeste coinciden, por lo que la noche y el día tienen la misma duración en todo el mundo.
UNIDAD 3
4. FASES DE LA LUNA Seg煤n la disposici贸n de la luna, la tierra y el sol, se ve iluminada una mayor o una menor porci贸n de la cara visible de la luna. Las fases de la luna son las diferentes iluminaciones que presenta nuestro sat茅lite en el curso de un mes.
4.1 ¿POR QUE SE DAN? Las fases lunares se producen por la interacción entre los movimientos del sol, la luna y la tierra. En un año la luna realiza trece recorridos entorno a la tierra, es decir trece lunaciones. Cada lunación tiene una duración de 28 días aproximadamente. Normalmente, conocemos cuatro tipos de fase lunar, que son la luna nueva, cuarto creciente, luna llena y cuarto menguante.
4.2 POSICION TIERRA-LUNA-SOL PARA CADA FASE
4.3 CARACTERISTICAS DE CADA FASE
LUNA NUEVA: Es cuando la luna esta entre la tierra y el sol y por lo tanto no la vemos.
CUARTO CRECIENTE: La luna, la tierra y el sol forman un รกngulo recto, por lo que se puede observar el cielo, la mitad de la luna, en su periodo de crecimiento.
LUNA LLENA: ocurre cuando la tierra se ubica entre el sol y la luna; eta recibe ls rayos del sol en su cara visible, por lo tanto, se ve completa.
CUARTO MENGUANTE: los tres cuerpos vuelven a formar un รกngulo recto, por lo que se puede observar en el cielo la otra mitad de la cara lunar.
UNIDAD 4
5.1 ECLIPSES Un eclipse es un suceso en el que la luz procedente de un cuerpo celeste es bloqueada por otro, normalmente llamado cuerpo eclipsante. Normalmente se habla de eclipses de sol y luna.
5.2 多POR QUE SE DAN? Cuando se habla de eclipses de sol y de luna es porque el sol y la luna se alinean con la tierra de una manera determinada. Estos ocurren durante algunas lunas nuevas y lunas llenas.
5.3 ECLIPSES DE SOL Cada vez que la Luna nueva pasa entre el Sol y la Tierra se produce un eclipse solar. Cuando esto sucede no siempre ocurre este fenómeno porque la órbita lunar tiene una inclinación de unos 5 grados respecto a la Eclíptica y la mayoría de los meses nuestro satélite pasa muy cerca del disco solar sin llegar a ocultarlo. Los eclipses solares pueden ser totales, parciales o anulares, según la proporción del Sol cubierta por el disco lunar. Es una casualidad que el tamaño relativo de la Luna y del Sol sean aproximadamente el mismo. El Sol es 400 veces más grande que la Luna, pero resulta que ésta, está 400 veces más cerca de la Tierra que nuestra estrella.
5.4 ECLIPSES DE LUNA Un eclipse de Luna se produce cuando en un día de Luna Llena, ésta entra en la sombra que produce la Tierra. Como sólo podemos ver la Luna cuando está iluminada por el Sol, veremos que se oscurece gradualmente a medida que va entrando en la sombra. En la sombra que produce la Tierra se pueden distinguir dos partes. La umbra que es la región de sombra total, y la penumbra, mucho más atenuada. Si la Luna entra por completo en la umbra se produce un eclipse total de Luna, por el contrario si se adentra en la penumbra se producirá un eclipse penumbrall de Luna; mientras que si llega a adentrase parcialmente en la zona umbral, se produce un eclipse parcial de Luna.
UNIDAD 5
6.1 INGRAVIDEZ La ingravidez es el estado por el que un cuerpo pesado no siente la atracci贸n 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 orientaci贸n sufriendo una sensaci贸n de ca铆da permanente, como es el caso de los astronautas cuando se hallan en el interior de su cohete en el espacio a velocidad constante.
6.2 EFECTOS SOBRE EL CUERPO HUMANO 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.
UNIDAD 6
7.1 SISTEMA SOLAR
UNIDAD 7
8.1 CARACTERIZACION DE LOS PLANETAS MERCURIO PERIDO SIDEREO: 88 días terrestres TEMPERATURA DE SUPERFICIE: -180º C a +430º C PERIODO DE ROTACION: 58.6 días terrestres DISTANCIA AL SOL: 57.9 millones de Km VOLUMEN: (tierra=1) 0.056 MASA: (tierra=1) 0.056 DENSIDAD: (agua=1) 5.43 DIAMETRO ECUATORIAL: 4.879 Km NUMERO DE SATELITES: 0
VENUS PERIDO SIDEREO: 224.7 días terrestres TEMPERATURA DE SUPERFICIE: 465º C PERIODO DE ROTACION: 243.2 días terrestres DISTANCIA AL SOL: 108 millones de Km VOLUMEN: (tierra=1) 0.86 MASA: (tierra=1) 0.815 DENSIDAD: (agua=1) 5.25 DIAMETRO ECUATORIAL: 12.100 Km NUMERO DE SATELITES: 0
TIERRA PERIDO SIDEREO: 365.26 días TEMPERATURA: de -70º C a +55º C PERIODO DE ROTACION: 23:56 Hrs. DISTANCIA AL SOL: 149.6 millones de Km VOLUMEN: 1 MASA: 1 DENSIDAD: (agua=1) 5.52 DIAMETRO ECUATORIAL: 12.760 Km NUMERO DE SATELITES: 1
MARTE PERIDO SIDEREO: 687 días TEMPERATURA DE SUPERFICIE: -120º C a +25º C PERIODO DE ROTACION: 24:37 Hrs. DISTANCIA AL SOL: 230 millones de Km VOLUMEN: (tierra=1) 0.15 MASA: (tierra=1) 0.11 DENSIDAD: (agua=1) 3.95 DIAMETRO ECUATORIAL: 6.790 Km NUMERO DE SATELITES: 2
JUPITER PERIDO SIDEREO: 399 a単os PERIODO DE ROTACION: 11.86 a単os DISTANCIA AL SOL: 778.300.000 Km VOLUMEN: (tierra=1) 1.300 MASA: (tierra=1) 318 DENSIDAD: (agua=1) 1.3 DIAMETRO ECUATORIAL: 143.000 Km
SATURNO PERIDO SIDEREO: 29.5 años TEMPERATURA DE SUPERFICIE: -180º C PERIODO DE ROTACION: 10:40 Hrs. DISTANCIA AL SOL: 1.430 millones de Km VOLUMEN: (tierra=1) 744 MASA: (tierra=1) 95.18 DENSIDAD: (agua=1) 0.69 DIAMETRO ECUATORIAL: 120.540 Km NUMERO DE SATELITES: 18
URANO PERIDO SIDEREO: 84 años TEMPERATURA ALTO NUBES: -210º C PERIODO DE ROTACION: 17:14 Hrs. DISTANCIA AL SOL: 2.870 millones de Km VOLUMEN: (tierra=1) 67 MASA: (tierra=1) 14.5 DENSIDAD: (agua=1) 1.29 DIAMETRO ECUATORIAL: 51.120 Km NUMERO DE SATELITES: 15
NEPTUNO PERIDO SIDEREO: 164.79 años TEMPERATURA ALTO NUBES: -210º C PERIODO DE ROTACION: 16:07 Hrs. DISTANCIA AL SOL: 4.450.000 de Km VOLUMEN: (tierra=1) 57 MASA: (tierra=1) 17.14 DENSIDAD: (agua=1) 1.64 DIAMETRO ECUATORIAL: 49.530 Km NUMERO DE SATELITES: 8
PLUTON PERIDO SIDEREO: 248.54 años TEMPERATURA ALTO NUBES: -220º C PERIODO DE ROTACION: 6 días 9 Hrs. DISTANCIA AL SOL: 5.900 millones de Km VOLUMEN: (tierra=1) 0.006 MASA: (tierra=1) 0.022 DENSIDAD: (agua=1) 2.03 DIAMETRO ECUATORIAL: 2.280 Km NUMERO DE SATELITES: 1
UNIDAD 8
9.1 LEYES DE KEPLER FUERON ENUNCIADAS POR JOHANNES KEPLER PARA EXPLICAR EL MOVIMIENTO DE LOS PLANETAS EN SUS ORBITAS ALREDEDOR DEL SOL. AUNQUE EL NO LAS ENUNCIO EN EL MISMO ORDEN, EN LA ACTUALIDAD LAS LEYES SE ENUMERAN ASI: PRIMERA LEY (1609): todos los planetas se desplazan alrededor del sol describiendo orbitas elípticas, estando el sol situado en uno de los focos.
SEGUNDA LEY (1609): el radio vector que une el planeta y el sol barre aĂŠreas iguales en tiempos iguales. L= m*r1*v1= m*r2*v2 La ley de las aĂŠreas es equivalente a la constancia del momento angular, es decir, cuando el planeta esta mas alejado del so (afelio) su velocidad es menor que cuando esta mas cercano al sol (perihelio). En el afelio y en el perihelio, el momento angular es el producto de la masa del planeta, por su velocidad y por su distancia al centro del sol.
TERCERA LEY (1618): para cualquier planeta, el cuadrado de su periodo orbital (tiempo que tarda en dar una vuelta alrededor del sol) es directamente proporcional al cubo de la distancia media con el sol. P2/r3= K= constante Donde P es el periodo orbital, r la distancia media del planeta con el sol, y K la constante de proporcionalidad. Estas leyes se aplican a otros cuerpos astron贸micos que se encuentran en mutua influencia gravitatoria como el sistema formado por la tierra y la luna.
UNIDAD 9
10.1 LEY DE GRAVITACION UNIVERSAL DE NEWTON Basándose en los trabajos realizados por Kepler sobre los movimientos planetarios, Isaac Newton expresó la naturaleza de las interacciones gravitatorias en una fórmula que indica el valor de la fuerza que engendran dichas interacciones: En esta expresión, conocida como ley de la gravitación universal, F
es la fuerza gravitatoria, m1 y m2 las masas que intervienen en la interacción gravitatoria, r la distancia que las separa y G un factor de proporcionalidad conocido como constante de gravitación universal y cuyo valor en el Sistema Internacional es 6,67 · 10 -11 N·m2/kg2. Esta ley puede expresarse también en formato vectorial, del modo siguiente:
11. BIBLIOGRAFIA
http://www.astromia.com/historia/astromoderna. http://eclipse.astroeduca.com/eclipsol.html http://eclipse.astroeduca.com/eclipluna.html http://www.astromia.com/index.htm http://riie.com.ar/?a=28800 http://es.wikipedia.org/wiki/Ingravidez http://www.luventicus.org/articulos/03C002/index