GRAVITACION UNIVERSAL
UNIDAD 1 HISTORIA DE LA ASTRONOmíA
ASTRóNOmOS ImpORTANTES
Tycho Brahe (1546-1601) El descubrimiento más importante que dejó Brahe a la posteridad fue constatar que la astronomía necesitaba datos de observación muy precisos y constantes, algo trivial para la ciencia moderna, pero radical en su época. En 1572 tuvo su visión más importante, la nova de la constelación de Casiopea, una nueva estrella cuyo brillo duró 18 meses y que le encumbró como un gran astrónomo en toda Europa.
Isaac Newton (1643-1727) Newton descubrió las leyes de la gravitación culminando la revolución científica que comenzó Copérnico. En su obra “Principia Mathematica” expuso las leyes que rigen la gravitación. De estas leyes dedujo la órbita de los cometas y explicó las mareas, además de establecer las bases de la física nuclear por la interacción de las fuerzas de atracción de las partículas.
Galileo Galilei (1564-1642) Considerado como el "padre de la astronomía moderna", Galileo fue conocido en toda Europa cuando construyó su primer telescopio en 1609. La descripción precisa de la Luna, el descubrimiento de las lunas de Júpiter, la existencia de la Vía Láctea, las fases de Venus, los cúmulos de estrellas, los anillos de Saturno y las manchas solares fueron algunos de sus logros.
Nicolás Copérnico (1477 - 1543) Fue el primero en plantear una versión heliocéntrica del Sistema Solar. Su concepción heliocéntrica supuso una revolución del conocimiento en todo el mundo. Su teoría demostraba que el Sol es el centro alrededor del cual giraban los planetas entonces conocidos: Mercurio, Venus, la Tierra y la Luna, Marte, Júpiter y Saturno. Pero no las estrellas, que eran objetos fijos y distantes.
Johannes Kepler (1571-1630) La ciencia contemporánea no hubiera sido posible sin sus tres leyes sobre el movimiento de los planetas alrededor del Sol. Fue el primer astrónomo en estudiar el movimiento de los planetas, demostró que las órbitas eran elípticas, y no en círculos. Defendió la idea de un sistema heliocentrista, a pesar del poder que la Iglesia seguía teniendo. Además, fue el primero en estudiar cómo la Luna afecta a las mareas.
SISTEmA GEOCéNTRICO y HELIOCéNTRICO
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. 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. La primera y más famosa obra de Tolomeo fue “Almagesto”. En esta obra, Tolomeo 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.
Sistema Heliocéntrico Fue el astrónomo polaco Nicolás Copérnico, quien sugirió que no era la Tierra, sino el Sol, lo que constituía el centro del universo, esto es, un sistema solar. Nació así el sistema heliocéntrico, de forma que la Tierra y el resto de los planetas giraban alrededor del Sol, y todo esto se movía a través del espacio sin que el hombre se diese cuenta de ello. Los planetas pasaron de ser siete a seis, ya que la Luna dejó de ser planeta y de girar alrededor del Sol, para hacerlo alrededor de la Tierra y pasar así a llamarse satélite. El Sol también dejó de ser planeta para constituir un centro inmóvil. Dato Curioso: En realidad, fue Aristarco de Samos, diecinueve siglos antes, quien sugirió esta idea, pero fue rechazada de plano en su época.
UNIDAD 2 ESTACIONES
¿pOR qUé SE DAN? Las diferentes estaciones se producen como consecuencia de que el eje imaginario de rotación del planeta Tierra tiene una inclinación que se orienta siempre en la misma orientación y de la traslación alrededor del Sol. Es por ello también que el Sol ilumina de diferente forma a los dos hemisferios (Sur y Norte). Por ende, no existirían las estaciones si el eje de la Tierra no estuviera inclinado respecto a la eclíptica, es decir, a la línea curva por donde transcurre el Sol alrededor de la Tierra.
pOSICIóN TIERRA-SOL pARA CADA ESTACIóN El eje de rotación terrestre tiene una inclinación de 23° sobre el cual gira la tierra en un movimiento de rotación sobre sí misma dando lugar al día y la noche según las partes expuestas al sol. Al mismo tiempo la tierra gira alrededor del sol y dentro de una órbita elíptica dando lugar a las estaciones del año según la forma de incidir las raciones solares en la superficie terrestre que varían en función de la oblicuidad con que se producen dada la inclinación del eje de rotación terrestre y la situación del planeta a lo largo de su traslación alrededor del Sol. El movimiento de traslación de la Tierra alrededor del Sol dura un año y según va variando la posición de la Tierra respecto del Sol se van sucediendo las estaciones del año cada tres meses aproximadamente.
SOLSTICIOS y EqUINOCCIOS Solsticios Es el punto o instante de la órbita de la Tierra que coincide con cada uno de los dos extremos del eje mayor. Este puede ser solsticio de verano en un hemisferio y simultáneamente solsticio de invierno en el otro hemisferio. Dato Científico: A el término “solsticio” se le conoce como un término astronómico que relaciona la posición del Sol en el ecuador celeste.
Equinoccios
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.
UNIDAD 3 FASES DE LA LUNA
¿pOR qUé SE DAN? Se producen por la interacción entre los movimientos de la Luna, la Tierra y el Sol. En un año, la Luna realiza trece giros en torno a la Tierra (13 lunaciones) con una duración de 28 días cada ciclo. Normalmente se conocen cuatro fases lunares, Luna nueva, Cuarto creciente, Luna llena y cuarto menguante. Pero debido a que dura 28 días en el ciclo completo, no pasa solo por estas fases sino por infinitas fases intermedias que no se tienen en cuenta. Los astrónomos suelen referirse a las fases de la luna en porcentaje de luz, de modo que la Luna nueva es 0% y la luna llena es 100%.
pOSICIóN TIERRA-LUNA-SOL pARA CADA FASE La Tierra y la Luna se mueven siguiendo órbitas elípticas que no están en el mismo plano. La órbita de la Luna esta inclinada 5º respecto al plano de la eclíptica (plano de la órbita de la Tierra entorno al Sol). Ambos planos se interceptan en una recta llamada la Línea de los Nodos. Los eclipses tienen lugar cuando la Luna esta próxima a la Línea de los Nodos. Si ambos planos no formaran un ángulo, los eclipses serían mucho más frecuentes.
CARACTERíSTICAS DE CADA FASE
Luna nueva: La Luna se encuentra alineada entre la Tierra y el Sol. (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).
Cuarto creciente: La Tierra forma un ángulo de 90º entre la Luna y el Sol. (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 llena: La Tierra se encuentra alineada entre la Luna y el Sol. (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). Cuarto Menguante: La Tierra forma un ángulo de 90º entre la Luna y el Sol. (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).
UNIDAD 4 ECLIpSES
¿pOR qUé SE DAN? 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. Los puntos en los que la órbita de la Luna intersecta el plano orbital de la Tierra se denominan nodos, y son dos: el ascendente y el descendente. Precisamente debido a que el plano orbital de la Luna no es paralelo a la eclíptica, los eclipses no son un fenómeno frecuente. Sólo cuatro veces al año se da una configuración en la que los tres astros se encuentran sobre una misma línea recta, que intersecta ambos nodos.
ECLIpSES DE SOL y ECLIpSES DE LUNA
Eclipses de sol 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). Anulares (cuando el disco lunar queda contenido dentro del disco solar, y puede verse un “anillo” brillante a su alrededor). Eclipses de luna Los eclipses de Luna se dan siempre durante la fase de Luna llena, y pueden ser observados desde cualquier lugar de la Tierra donde sea de noche. Los eclipses lunares pueden ser: Penumbrales (cuando la Luna atraviesa solamente la penumbra terrestre) Parciales (cuando sólo una parte del disco lunar atraviesa la umbra terrestre) Totales (cuando la totalidad del disco lunar atraviesa la umbra terrestre).
ETApAS DE LOS ECLIpSES DE SOL y LOS ECLIpSES DE LUNA
UNIDAD 5 INGRAVIDEz
¿qUé ES? La ingravidez es el estado por el que un cuerpo pesado no siente la atracción de la gravedad, sea por estar a gran distancia de cualquier astro capaz de ejercerla, o por haber sido puesto en condiciones especiales para que no la sienta.
EFECTOS SObRE EL CUERpO HUmANO En estado de ingravidez, las personas pierden el sentido del equilibrio y la orientación sufriendo una sensación de caída permanente, como es el caso de los astronautas cuando se hallan en el interior de su cohete en el espacio a velocidad constante. La ingravidez provoca problemas fisiopatológicos relacionados con el equilibrio y la orientación, con la circulación de la sangre y las funciones superiores del sistema nervioso central, con la termorregulación, con la función renal y, naturalmente, con las posibilidades de trabajo y cambio de posición.
Por esta razón, no cualquiera puede viajar al espacio, se debe tener un entrenamiento físico y psicológico para que estos efectos no se presenten en el individuo. Para ello se someten a pruebas ejercidas por los mismos programas de aviación espacial. La ausencia de peso causa ciertas modificaciones del aparato cardiovascular, una propensión al estado de relajación muscular con una progresiva hipodinamia cardiocirculatoria y un aumento de fatiga, así como también más posibilidades de sufrir un mal similar a la osteoporosis, es decir, la debilidad de los huesos.
UNIDAD 6 GRAFICO DEL SISTEmA SOLAR (pLANETAS y ORbITAS)
UNIDAD 7 CARACTERIzACION DE LOS pLANETAS
mERCURIO: Mercurio es el primer planeta del Sistema Solar, por su proximidad a la estrella y el de menor tamaño.
Conocido por los antiguos astrónomos sumerios y griegos, Mercurio representó para la física uno de los más grandes enigmas. La determinación de su órbita desafió trabajos tan eminentes como los de Johannes Kepler e Isaac Newton que no lograron explicarla completamente. Diámetro ecuatorial: 4.878 Km. Período de rotación: 58,65 días terrestres Gravedad superficial: 0,38
VENUS: Venus es el segundo planeta del Sistema Solar en relación de distancias del Sol. Por su posición, Venus se ve al atardecer y al amanecer. Venus está cubierto por nubes de vapor de agua y ácido sulfúrico tan densas que no podemos ver su superficie sin sofisticados sistemas de radar. Las temperaturas en la superficie del planeta sobrepasan los 460 grados Celsius y la lectura de un barómetro alcanzaría una cifra cien veces más alta que en la Tierra. Dado que la atmósfera es casi completamente de dióxido de carbono podemos concluir que Venus padece de un fuerte efecto invernadero. La radiación del sol calienta la superficie igual que la de la Tierra, pero el calor no puede disiparse a través del espeso capullo de dióxido de carbono y nubes. Incluso por la noche la temperatura apenas disminuye. Diámetro ecuatorial: 12.104 km. Período de rotación: 243,01 días terrestres (movimiento retrógrado). Gravedad superficial: 0,90
TIERRA: La Tierra es el tercer planeta más cercano al Sol, a una distancia de alrededor de 150 millones de kilómetros (93.2 millones de millas). A la Tierra le toma 365.256 días viajar alrededor del Sol y 23.9345 horas para que la Tierra rote una revolución completa. Tiene un diámetro de 12,756 kilómetros (7,973 millas), solamente unos cuantos kilómetros más grandes que el diámetro de Venus. Nuestra atmósfera está compuesta de un 78% de nitrógeno, 21 por ciento de oxígeno y 1% de otros constituyentes. La Tierra es el único planeta en el sistema solar que se sabe que mantiene vida. El rápido movimiento giratorio y el núcleo de hierro y níquel de nuestro planeta generan un campo magnético extenso, que, junto con la atmósfera, nos protege de casi todas las radiaciones nocivas provenientes del Sol y de otras estrellas. La atmósfera de la Tierra nos protege de meteoritos, la mayoría de los cuales se desintegran antes de que puedan llegar a la superficie.
Diámetro ecuatorial: 12.756 km. Período de rotación: 365.256 días terrestres Gravedad superficial: 9,78 Satélites: 1
mARTE: Marte es el cuarto planeta del sistema solar por su distancia al Sol y el séptimo en orden de tamaño. Visto desde la Tierra, Marte asombra a los astrónomos porque en determinadas épocas su órbita observa un movimiento retrógrado, o inverso a la evolución usual del sistema solar.
Con ellas demostró que el supuesto transcurrir inverso de la trayectoria de Marte es en realidad un efecto óptico motivado por el movimiento conjunto y relativo del planeta y de la Tierra. En su interior, Marte se considera dividido en tres zonas bien diferenciadas: el núcleo, probablemente sólido, de alta densidad y unos 1700 kilómetros de radio; el manto de menos acumulación de materia y una estrecha corteza.
Diámetro ecuatorial: 6.794 km. Período de rotación: 24, 62 horas Gravedad superficial: 0,38 Satélites: 2
JúpITER: Júpiter constituye el quinto planeta del sistema solar por su proximidad al sol y el primero en orden de tamaños. Júpiter es un gigante gaseoso mucho más macizo y mucho menos denso que el más pequeño y rocoso planeta del sistema solar interno. Su atmósfera es una amalgama de hidrógeno, helio, metano y amoniaco. Bajo la parte superior de las nubes hay ciertos estratos de gases densos con un núcleo pequeño y rocoso situado en el medio. Esto aplana el disco del planeta en los polos y fuerza las dinámicas formas meteorológicas de las nubes que envuelven el planeta, lo que provoca rápidos cambios en sus elementos. Su nebuloso disco tiene unas bandas con unas zonas brillantes pero variables.
Diámetro ecuatorial: 142.800 Km. Período de rotación: 9,8 horas Gravedad superficial: 2,69 Satélites: 16
SATURNO: Por su distancia del Sol, este es el sexto planeta del Sistema Solar y segundo por su dimensión y masa. Aunque su destacado brillo lo hizo conocido desde la antigüedad fue Galileo quien tuvo el privilegio de observarlo por primera vez a través del telescopio y detectar algunas de sus satélites. También anotó otra peculiaridad que, cincuenta años después, confirmó el holandés Cristián Huygers: la existencia de los anillos que circundan el planeta. Saturno tiene una masa 95 veces más grande que la de la Tierra y su volumen es 750 veces mayor que el de nuestro planeta.
Diámetro ecuatorial: 120. 660 Km. Período de rotación: 10,2 días terrestres Gravedad superficial: 1,19 Satélites: 22
URANO: Por su similitud con las características de Neptuno, Urano está considerado como gemelo de este aunque en su posición respecto al Sol está más cerca y ocupa el séptimo lugar planetario. Cuando la visibilidad es buena, este planeta puede avistarse sin instrumentos pues aparece como una débil estrella en el firmamento.
El aspecto de este planeta en el cielo es el de una luminaria de débil magnitud ligeramente azulada. Este color supone la existencia de gas metano, debido a que este elemento absorbe fuertemente la radiación roja que debería emerger del planeta. Dos de los satélites de Urano fueron descubiertos también por Herschel a fines del siglo XVIII.
Diámetro ecuatorial: 51.800 Km. Período de rotación: 15,5 horas Gravedad superficial: 0,93 Satélites: 15
NEpTUNO: Antes de ser visto en el cielo Neptuno fue intuido. El comportamiento de otros cuerpos celestes les indicaba a los astrónomos que existía una masa de atracción que, sin embargo, no habían visto nunca. Fueron los cálculos matemáticos, a partir de la doctrina astronómica mecanicista de Kepler y Newton, los que condujeron a la confirmación de la existencia de este planeta. El astrónomo alemán Johna Gottfried Galle y el francés Urbain Jean Joseph Leverrier llevaron a cabo los trabajos. Al descubrir Urano, el inglés Herschel formuló todos los cálculos orbitales que guiaban su comportamiento. Sin embargo, al hacerse la observación astronómica, dichos cálculos no funcionaban. Leverrier, primero, y Galle después se dedicaron a demostrar que Urano no cumplía las rutas y los tiempos trazados porque la atracción de otro planeta se lo impedía. Así, en un trabajo perseverante se descubrió Neptuno. Este planeta, octavo en distancia al Sol está rodeado de una espesa atmósfera que dificulta la observación de su superficie, y por eso su composición sólo puede suponerse.
Diámetro ecuatorial: 49.500 Km. Período de rotación: 16 horas Gravedad superficial: 1,22 Satélites: 8
UNIDAD 8 LEyES DE KEpLER
Las leyes de Kepler fueron enunciadas por Johannes Kepler para describir matemáticamente el movimiento de los planetas en sus órbitas alrededor del Sol. Aunque él no las describió así, en la actualidad se enuncian como sigue: Primera ley (1609): "Todos los planetas se desplazan alrededor del Sol describiendo órbitas elípticas. El Sol se encuentra en uno de los focos de la elipse".
Segunda ley (1609): "El radio vector que une un planeta y el Sol barre áreas iguales en tiempos iguales". La ley de las áreas es equivalente a la constancia del momento angular, es decir, cuando el planeta está más alejado del Sol su velocidad es menor que cuando está más cercano al Sol. En el afelio y en el perihelio, el momento angular L es el producto de la masa del planeta, su velocidad y su distancia al centro del Sol.
Tercera ley (1618): "Para cualquier planeta, el cuadrado de su período orbital es directamente proporcional al cubo de la longitud del semieje mayor de su órbita elíptica".
UNIDAD 9 LEy DE GRAVITACION UNIVERSAL DE NEWTON
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:
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.
WEbGRAFIA Los siguientes son los enlaces de las páginas web las cuales se usaron con el fin de completar y adquirir la información para el desarrollo de esta revista: https://www.nasa.gov/ https://www.wikipedia.org/ https://www.fisicalab.com/ http://www.si-educa.net/ https://www.saberespractico.com/ Este trabajo fue organizado, construido y publicado por los siguientes estudiantes del grado 10-6 de la Escuela Normal Superior de Bucaramanga (Sede C): Jullieth Gabriela Ardila Arenas Nicolas Fonseca Rueda (líder tecnológico) Gresly Yarhit Moreno Jaimes (líder pedagógica) Paula Andrea Pedraza Amado