191218 PDF INTRODUCCIÓN AL SISTEMA SOLAR

UNIVERSIDAD DE LEÓN
GRADO EN INGENIERÍA AEROESPACIAL
Departamento de Ingeniería Mecánica, Informática y Aeroespacial
Asignatura: Tecnología Aeroespacial
Diciembre 2019
Benito González Aller.
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TECNOLOGIA AEROESPACIAL
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CONTENIDO
XIV Introducción al sistema solar. Leyes de Képler. Entono espacial
ÍNDICE
0
1
1.1
1.2
1.3
1.4
1.5
1.6
1.7
1.8
2
3
3.1
3.2
3.3
4
INTRODUCCIÓN HISTÓRICA
EL SISTEMA SOLAR
EL SOL
MERCURIO
VENUS
TIERRA
MARTE
JUPITER
SATURNO
URANO
VEHÍCULOS ESPACIALES
LEYES DE KÉPLER
PRIMERA LEY
SEGUNDA LEY
TERCERA LEY
BIBLIOGRAFIA
5
PREGUNTAS Y EJERCICIOS DE AUTOEVALUACIÓN
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XIV Introducción al sistema solar. Leyes de Képler. Entono espacial
INTRODUCCIÓN HISTÓRICA
Los seres humanos han estudiado nuestro sistema solar durante miles de años, pero solo en los
últimos siglos, los científicos comenzaron a descubrir realmente cómo funcionan las cosas. La era de la
exploración robótica del sistema solar, y que envía naves espaciales sin tripulación más allá de la Tierra
como nuestros ojos y oídos, tiene solo un poco más de medio siglo. Actualmente, hay una flota de
vehículos y robots espaciales explorando el espacio, desde el Sol, planetas y otros planetas (exo
planetas) distantes que orbitan fuera del sistema solar en estrellas lejanas.
El vínculo del ser humano con el cielo proviene desde siempre, pues ya en el paleolítico superior (hasta
unos 10.000 años a.C.), el hombre se agrupa para vivir en sociedad y organiza su forma de vida,
creando lazos con el resto del grupo, que le diferencia claramente, en su forma de actuar de las
manadas y rebaños de animales: construye sus primeras chozas, cabañas, desarrollan armas de piedra
o de hueso para pescar y cazar, aparece la temprana agricultura, etc., pero también, es la época en la
que el hombre comienza a elevar su mirada hacia el inmenso cielo, tan hermoso, tan majestuoso, tan
grande, tan inquietante. Para el hombre de esa época el firmamento estaba lleno de interrogantes,
misterios y maravillas que intentaba comprender: porqué se cubría el cielo de nubes, porqué llovía o
nevaba, porqué se producían eclipses lunares y solares, porqué se producían inundaciones o largas
sequías, o porqué se producían tormentas con sus truenos y rayos, vientos, etc.
La observación del espacio, les permitió diferenciar, entre sucesos ocasionales como las lluvias, el
viento, tormentas, etc., y sucesos que se repetían de forma más o menos periódicas, como el día y la
noche, como el día y la noche por el movimiento del sol, y las fases lunares, la sucesión de las
estaciones. Pasaron muchos años hasta que se concluyó que las fases lunares tienen una duración de
aproximadamente treinta días, apareciendo el concepto de “mes”, y así se establecieron los primeros
calendarios, grabados en madera, hueso, colmillos, etc. El Sol, la Luna y las estrellas han servido, desde
los primeros hombres primitivos, para guiar y orientar sus desplazamientos.
Existen evidencias de que la
civilización sumeria, situada
entre los valles de los ríos Tigris
y Eúfrates de la antigua
Mesopotamia, hoy Irak) (9.000
a.C.), ya utilizó los cambios
cíclicos y regulares del cielo,
como sistema de referencia para
realizar sus tareas agrícolas y
ganaderas, establecer las épocas
de siembra y recolección, fechas
de parto del ganado, fijar las
fechas concretas de fiesta, para
agradecer a los dioses las
buenas cosechas. Establecieron
los años lunares, formados por
doce meses lunares de 30 días.
Este calendario sumerio daba un
error grande de 5 días, que de
no corregirse se iría acumulando año tras año, por lo que los “sacerdotes‐astrónomos sumerios” se
dedicaron a perfeccionarlo, llegando a obtener un calendario con menos de dos horas de error con
relación al calendario actual.
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XIV Introducción al sistema solar. Leyes de Képler. Entono espacial
Las civilizaciones asirias y babilónicas,
sucesoras
de
los
sumerios,
observando
el
firmamento
descubrieron que entre todas las
estrellas que podían ver noche tras
noche, había exactamente cinco, que
se movían de manera independiente
del resto de las estrellas que
permanecían fijas, variando su
posiciones, día tras día, con respecto
a las mismas; se trataba de los cinco
planetas del sistema solar que se
pueden observar a simple vista desde
la Tierra: Mercurio, Venus, Marte,
Júpiter y Saturno. Estos, junto con el
Sol y la Luna formarían el conjunto de
los siete dioses principales y que
dieron lugar a los siete días de la
semana. Los sabios babilónicos en el siglo V a.C. conocían la periodicidad de los eclipses de Sol y de la
Luna. Fueron realmente los fundadores de la astronomía científica, de la que se beneficiaron otras
civilizaciones como la iraní, la hindú y la china. Así mismo, estos conocimientos llegaron a la civilización
griega prehelénica (4.000‐700 a.C.), y Homero (siglo VIII a.C.) hizo suyos estos conocimientos
astronómicos, al incluirlos en numerosos episodios de sus principales obras la Ilíada y la Odisea.
Los sacerdotes egipcios, 2.700 años a.C., elaboraron un calendario solar anual de 365 días dividido en
12 meses de 30 días, más cinco días por año, con un error menor de 1 hora. Si bien este calendario era
más perfecto que el babilónico, presentaba un error de ¼ de día. Los conocimientos astronómicos de
los sacerdotes egipcios fueron frecuente manipulados para reforzar la gran influencia que los astros
tenían en los sucesos que ocurrían en la Tierra, con ello, conseguían una mayor influencia y poder,
gracias al adoctrinamiento de la prole en el poder de los astros.
El estudio racional del universo, en sustitución de
las interpretaciones divinas, podemos decir que
aparece con Tales de Mileto (624‐546 a.C.), que
vivió y murió en Mileto, ciudad griega de la costa
jonia. Fue el iniciador de la escuela de Mileto a la
que pertenecieron también Anaximandro y
Anaxímenes. En la antigüedad se le consideraba
uno de los Siete Sabios de Grecia. Fue legislador
griego, filósofo, matemático, geómetra, físico y
astrónomo que introdujo el análisis racional
deductivo
del
estudio
del
universo,
independizándolo, parcialmente, de los mitos y
fábulas que los sacerdotes‐astrónomos empleaban
para explicar los fenómenos.
Tras él, muchos continuaron estudiando el Universo. Destacamos a alguno de ellos por su importancia
en la evolución histórica de la interpretación de la estructura del universo: Anaximandro, Anaxágoras,
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Pitágoras, Heráclito, Aristarco de Samos, Platón, Aristóteles, y Ptolomeo, Copérnico, Giorgano Bruno.
Tycho Brahe, Kepler, Galileo y Newton.
El paso de la concepción divina del Universo a la concepción racional no fue fácil, sino que conto con
grandes oposiciones por parte de los jerarcas, políticos y de las religiones que costaría cárceles, y
muertes de los pensadores.
Con Anaximandro (nacido en Mileto, 609‐545 a.C.) se inicia
la concepción geocéntrica del universo, y que será el
modelo que siguieron casi todos los astrónomos griegos y
de la edad media.
Describe la formación del cosmos por un proceso de
rotación que separa lo caliente de lo frío. El fuego ocupa la
periferia del mundo y puede contemplarse por esos orificios
que llamamos estrellas. La tierra, fría y húmeda, ocupa el
centro. El mundo se formó cuando se separó lo frío de lo
caliente, se formó la Tierra (fría) rodeada por una capa ígnea y otra capa de aire interior. Esta capa se
rompió (de alguna manera) y esta desestabilización produjo el nacimiento del Sol, la Luna y las
estrellas. El Sol y la Luna son comprendidos como anillos de fuego y aire que circundan la Tierra; El Sol
es 27 o 28 veces mayor (en diámetro) que la Tierra, y la Luna 18 veces. Sin embargo, solo vemos una
parte de estos astros, mediante unos orificios en la bóveda celeste. Sobre las estrellas y los planetas no
existe claridad.
El modelo geocéntrico, básicamente, establece que la Tierra está en el centro del Universo, que
aparentemente todo hace pensar que está fija y que el Sol y los planetas giran alrededor de ella. Este
modelo, con sus variantes, duraría 23 siglos, hasta la llegada de Copérnico y los descubrimientos de
Galileo que pusieron fin a esta concepción.
Anaxágoras (500‐428 a.C), filósofo presocrático, y un cosmólogo muy
completo que propuso, sin telescopios ni ningún otro tipo de
instrumento, solo la razón, la primera hipótesis del origen del mundo,
afirmando que los cuerpos celestes, no tenían origen divino, sino que
eran fruto de la condensación de materia, y que no se creaban, ni por
milagros ni por intervención divina. Por no retractarse de sus
afirmaciones fue juzgado y condenado a muerte; fue salvado en última
sustancia de su muerte por otro sabio llamado Pericles.
Pitágoras (569‐475 a.C), filósofo y matemático griego, que con su
filosofía basada en la concepción matemática, introduciendo en su
estudio los números enteros y racionales, sostenía que “los astros, al
girar alrededor de la tierra, lo hacían siguiendo órbitas circulares
sobre esferas concéntricas, cuyas longitudes no eran arbitrarias, sino
que guardaban una determinada relación matemática simple (2/1,
3/2,…).
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XIV Introducción al sistema solar. Leyes de Képler. Entono espacial
Heráclito (535‐470 a.C), nació en una familia aristocrática, en la antigua
ciudad de Éfeso, en el Imperio Persa, hoy se llama Turquía, fue un
filósofo muy controvertido que dio un paso más en el modelo
geocéntrico, afirmando que la tierra no estaba fija, sino que rotaba
sobre si misma (sobre su eje).
Con Platón (387‐347 a.C) y Aristóteles (384‐322 a.C) surge en Grecia
una nueva manera de concebir la estructura del Universo. Vuelven a
considerar la tierra como centro del universo pero considerando
nuevamente que ésta permanece inmóvil. Este retroceso en la
explicación del universo será el que esté en vigor hasta la llegada de los
nuevos pensadores como Ptolomeo, Kepler, Galileo, Newton, etc.
No obstante hubo otras corrientes de astrónomos con otra visión del
Universo. Tal es el caso del astrónomo Aristarco de Samos (310‐230
a.C.), astrónomo y matemático griego, nacido en Samos, Grecia, y que
fue la primera persona conocida, en la historia del pensamiento
astronómico, que propuso el modelo heliocéntrico del Sistema Solar,
colocando el Sol, y no la Tierra, en el centro del universo conocido, y que
esta giraba alrededor del sol, el cual permanecía inmóvil. Su visión estaba
basada, tanto en el estudio de concepciones anteriores del universo,
como en observaciones sistemáticas, análisis de los datos, y reflexiones
para obtener una explicación racional. Demostró que el Sol estaba
mucho más lejos de la Tierra que la Luna, y que por debía tener un
tamaño mucho mayor que la Luna. Así mismo llegó a la conclusión que la
Luna era más pequeña que la Tierra, y que esta tenía un tamaño mucho
menor que el Sol, y que consideraba que era imposible que un astro de mayor tamaño gire alrededor
de otro mucho más pequeño.
A pesar de su validez, sus teorías, revolucionarias y peligrosas en aquella época por oponerse al orden
establecido, no fueron aceptadas en su época. Los que se basaban en el sentido común reaccionaron
violentamente contra él, al igual que ocurriría muchos siglos después con Galileo. Pensadores de su
época se burlaron de él, como Arquímedes. La concepción geocéntrica estaba muy asentada en la
sociedad. Tuvieron que pasar 18 siglos hasta que Nicolás Copérnico las volviese a sacar a la luz.
Ptolomeo (100‐170), en su obra “Almagesto” que
contiene 13 volúmenes, expone sus estudios y la
suma de todo el conocimiento astronómico del
mundo antiguo: defiende la concepción geocéntrica
del universo, contiene conceptos elementales de
trigonometría esférica, habla del movimiento del
sol, de la duración del año y de los meses, del
movimiento de la luna, de las distancias al Sol y la
Luna, de los eclipses solares y lunares, incluye los
movimientos de los planetas, catálogo de estrellas y
hace un estudio detallado de la teoría geocéntrica.
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XIV Introducción al sistema solar. Leyes de Képler. Entono espacial
Nicolás Copernicus (1.473‐1.543) vuelve a
introducir la teoría del heliocentrismo,
concebida en primera instancia por Aristarco
de Samos; este modelo astronómico
establece que el Sol está inmóvil en el centro
del universo conocido, con los planetas
orbitando en círculos a su alrededor.
Considera que los planetas giran alrededor
del sol en órbitas circulares; la Luna gira
alrededor de la Tierra, y que la tierra rota
sobre sí misma. Posteriormente Kepler
definió correctamente que los planetas giran
alrededor del Sol mediante órbitas elípticas, a
través de sus tres leyes que veremos
brevemente en el último apartado de este
tema.
Nicolás Copérnico, fue un monje astrónomo polaco del Renacimiento, que defendió la teoría
heliocéntrica, ya establecida en la antigüedad por Aristarco de Samos. Es famoso por su paciente labor
de justificar racionalmente y establecer hipótesis que argumentaran todas las objeciones que pudieran
surgir al publicar dicha teoría. En 1.509 puso todas estas hipótesis en un breve trabajo
“Comentarious”, donde exponía las grandes líneas del pensamiento copernicano. El manuscrito no fue
impreso y sólo lo difundió entre sus amigos, de mano en mano.
Su concepción heliocentrista del Universo, totalmente opuesto a las ideas de Ptolomeo, y con la
filosofía aristotélica, profesada oficialmente por la Iglesia católica, y el surgimiento de los movimientos
reformistas de la Iglesia (Calviño, Lutero), le producción inseguridad, y le hicieron temer y dudar de la
publicación de sus conocimientos, condensados en su libro “De las Revoluciones de las órbitas
celestes”.
Tuvieron que pasar muchos años, hasta la publicación de su obra. Su publicación se realizó en dos
fases y no la realizó directamente Copérnico. La primera publicación se realiza a través de uno de sus
seguidores, Rhaeticus, un profesor de matemáticas y astronomía de la Universidad de Wittengerg,
mediante un magnífico resumen de las ideas de su maestro, utilizando en el título de la obra un
pseudónimo de Copérnico; esta publicación causó un gran revuelo científico y se dieron dos
situaciones, por un lado, una gran acogida por una parte del mundo científico, pero por otro, una gran
oposición por parte tanto de científicos, como políticos y sobre todo de los reformadores de la iglesia,
que consideraban a la biblia como única autoridad, y que esta teoría heliocéntrica era contraria a lo
dicho en la biblia. Tras muchas polémicas por la manipulación de la introducción de su obra por parte
del cura protestante Osiander, en mayo de 1.543, pocos días antes de la muerte de Copérnico, se
procede a impresión de su obra a través de Rhaeticus y del obispo de Kulm, Tiedemannn Giese.
Comenzaba una nueva visión del Universo.
Entre 1.545 y 1.566 se llevó a cabo el congreso de la Iglesia Católica denominado “Concilio de Trento”,
en el cual se debatieron las ideas reformistas de Lutero y de Calviño y surge el movimiento
denominado “Contrarreforma” que tiene como objetivo frenar la expansión de las ideas de los
reformista y el progreso de las iglesias protestantes; para ello, persiguieron, arrestaron y condenaron
a muerte a todo aquel que fuese sospecho de herejía, y cuyas ideas y actos atentasen contra los
dogmas de la iglesia católica. Dentro del campo de la astronomía se incluía como herejía las ideas
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heliocéntricas de Copérnico, y los clérigos católicos adheridos a esta nueva astronomía,
comprendieron que su vida corría peligro, y para defenderse decidieron renunciar públicamente de sus
ideas, proclamando a los feligreses que el modelo heliocéntrico de Copérnico estaba dentro del campo
de las herejías. Al finalizar el concilio, la jerarquía de la Iglesia Católica, disputando a los protestantes
su aposición a las ideas de Copérnico, dio instrucciones a su jerarquía y lanzó una campaña sistemática
de enfrentamiento para intentar acabar con la difusión de las ideas de Copérnico.
Martin Lutero atacaría a Copérnico llamándole “loco y hereje”, refiriéndose a la doctrina copernicana
de la forma siguiente:
“Algunas personas han prestado atención a un nuevo astrólogo que está empeñado en demostrar que
es la Tierra la que gira y no el cielo, y el Sol…Este loco desea darle la vuelta a toda la Astronomía; pero
las Sagradas Escrituras expresan que Josué ordenó detenerse al Sol, y no a la Tierra.”
Por su Parte Calvino preguntó: “Quién osaría colocar la autoridad de Copérnico sobre la del Espíritu
Santo?”
Giordano Bruno (1.548‐ 1.600), un monje
dominico italiano, fue la primera víctima de la
contrarreforma, que prefirió la muerte antes
que renunciar a sus ideas. El se había
empapado de las ideas de Copérnico, pero las
amplió de tal forma que propuso nuevas ideas
revolucionarias; pensaba que ¿por qué el Sol
habría de ser el centro del Universo?, y ¿por
qué el universo habría de tener un centro?.
Sostuvo que el Sol no era más que una estrella
entre los miles y miles de astros que existen.
Dedujo que si las estrellas se ven como puntos es debido a que se encuentran muy lejos. Además
sostenía que alrededor de cada estrella existe su propio sistema planetario. Consideraba además que
los planetas podían estar habitados, al igual que la tierra, por seres semejantes al hombre. Todas estas
ideas para la Iglesia Católica constituían herejías.
Pudo enseñar la mayoría de sus teorías en Toulouse, Paris y Londres, fuera del alcance de la
Inquisición. Pero en 1.593, regresó a Italia, donde fue detenido y permaneció siete años en las cárceles
de la inquisición. Un tribunal Inquisidor, trató una y otra vez de que el monje se retractara de sus
herejías y reconociese sus errores, pero no se retractó; mientras esperaba el veredicto, exclamó:
“Espero vuestra sentencia con menos miedo del que sentís vosotros para dictarla. Llegará el tiempo en
que todos veáis las cosas como yo las veo…” . Murió quemado en la hoguera el 17 de febrero de 1.600
en Roma.
La muerte de Giordano Bruno conmocionó a los científicos durante casi dos siglos, desarrollándose la
astronomía y el resto de la ciencia bajo la amenaza de la Iglesia y de sus jerarcas. Galileo debió de
adjurar de sus ideas. Descartes decidió no dar a conocer sus obras, etc. Muchos científicos entre ellos
Tycho Brahe, evitaron el enfrentamiento con la Iglesia, proponiendo fórmulas de compromiso entre
las viejas ideas y las nuevas, de manera que no fueran consideradas peligrosas por la Inquisición.
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Ticho Brahe fue tal vez el mejor astrónomo de la
segunda mitad del siglo XVI. Nació en Dinamarca
en 1.546 y dedicó su vida a la observación del
firmamento y de las estrellas. Descubrió en sus
observaciones una estrella muy brillante cuya
luminosidad iba disminuyendo día tras día, y que
se encontraba en el firmamento lejano, en la
región llamada de las “estrellas fijas”,
determinando detalles de su posición y
luminosidad. Había encontrado lo que hoy
denominamos una “supernova”, y que suponía
un duro golpe para la opinión oficial, que en
base al pensamiento aristotélico consideraba
que en los cielos todo debía ser estático y
eterno.
El sistema geocéntrico de Tycho Brahe muestra la Luna y el sol girando alrededor de la Tierra, mientras
que Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno giran alrededor del sol, todos rodeados por una esfera
de estrellas fijas.
Johann Képler (1571‐1630), astrónomo alemán nació en 1.571 en una
familia pobre y desestructurada. El mismo, trabajó como lavaplatos en la
posada que cuidaba su madre; pudo estudiar gracias a unas becas que en
Alemania se daban a los niños pobres pero inteligentes. Por su procedencia
humilde, la jerarquía eclesiástica y la nobleza le impidieron culminar sus
estudios de teología y ser nombrado eclesiástico, pero, dada su inteligencia
le dieron el puesto de profesor de matemáticas en un colegio protestante
de la ciudad Gratz. Posteriormente, ante la persecución a los protestantes
por parte del emperador Fernando de Austria, se ve obligado a abandonar
Gratz y se dirigió a Praga, donde Tycho Brahe lo había solicitado como su
asistente, ya que se tenía conocimiento de la inteligencia, fuera de lo común, de Képler. De toda su
vida científica destacar sus famosas tres leyes de la astronomía.
Galileo Galilei nació en Pisa, Italia en 1.564. Su padre quería que
fuera médico, pero a él le interesaba investigar y experimentar el
mundo físico. Muchas veces contradijo las versiones oficiales de
la época. Por ejemplo, contradijo la versión aristotélica de que
“todos los cuerpos que caen tienen peso, y los que no caen, es
porque no tienen esa propiedad”. Realizo la experiencia de ver si
el aire, que no cae, tenía o no peso; para ello llenó de aire una
vejiga de vaca y la pesó; luego la pinchó hasta que saliese todo el
aire y la volvió a pesar, comprobando que su peso era menor, con
lo que comprobó que el aire si tenía peso, en contra de las ideas
aristotélicas.
Galileo no creyó en ninguna cosa que no pudiese ser comprobada
por los hechos, y este fue el inicio de un nuevo paradigma en el desarrollo de la ciencia, eliminando los
dogmas previos, las verdades por principios, e introduciendo el carácter racional de las leyes
matemáticas, que permiten interpretar la realidad.
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A través de su nuevo invento (el telescopio), el 7 de enero de 1.610 comienza a apuntar hacia el
planeta Júpiter; en sus observaciones descubrió cuatro lunas orbitando alrededor del planeta, lo que
vino a confirmar lo dicho por Copérnico, de que los planetas orbitan alrededor del Sol, y que la Tierra
no es el centro del universo.
Podemos resumir las aportaciones de Galileo a la astronomía en los siguientes aspectos:
 A través de su telescopio observa en las constelaciones muchísimas estrellas que no se ven a
simple vista. Esto le lleva a afirmar que los astros no tienen en el hombre su razón de ser, ya
que estaban ahí, existían sin que el hombre lo supiese.

Observa en la Vía Láctea, que las estrellas que la forman se distribuyen en profundidad, lo que
contradice la vieja ficción de la existencia de una esfera de estrellas solidas, cuya pared sería la
esfera celeste. Por este motivo se hace insostenible que todo el conjunto de estrellas y
planetas rote de forma unánime alrededor de la tierra cada veinticuatro horas, sino que es la
tierra la que gira alrededor de sí misma en esas veinticuatro horas.

Observa que la Luna no es un astro “liso” como sostenían los antiguos, sino que presenta suelo
rugoso similar al de la Tierra, y que solo brilla cuando es iluminado por el Sol. Determina
también que la tierra, al igual que el resto de los planetas, puede brillar cuando es iluminado
por el Sol.

Al descubrir las cuatro lunas principales de Júpiter y ver que giran de forma regular, le lleva a
concluir que hay sistemas planetarios que no tienen a la Tierra como centro.
Con el descubrimiento del telescopio se derrumbaron tantos siglos de astronomía basada en las
teorías de Ptolomeo y en las ideas filosóficas de Aristóteles.
Acabaremos este breve estudio de la evolución de las teorías astronómicas del universo, con unas
breves palabras dedicadas al científico, quizás más importante de la historia, en lo relacionado con la
mecánica clásica; se trata del científico Inglés Isaac Newton.
Isaac Newton nace en Londres en 1.642, el mismo año en que
muere Galileo. Estudió diversos temas con gran éxito:
matemáticas, óptica, etc. En lo relativo a la astronomía basándose
en las aportaciones previas de Galileo y Képler comenzó a
investigar porque los planetas y satélites se mantenían en sus
órbitas de movimiento. Consideró, que debía de haber alguna
fuerza a distancia, que los mantenía en esas trayectorias; el
resultado es resumir todas sus hipótesis y cálculos en una única
fórmula, estableciendo la famosa “Ley de la Gravitación Universal”
que sirve para dos masas cualesquiera, ya sean planetas, estrellas o
moléculas.
Esta ley establece que “la fuerza de atracción ( ) entre dos masas cualesquiera es directamente
proporcional al producto de las masas, e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que
separa sus centros”.
, donde G es la contante gravitatoria universal, que toma el valor 6,673∙10‐11 N
m2/Kg2, y
, es el vector unitario, cuyo signo menos indica, que la fuerza es radial y dirigida hacia el
centro del cuerpo que produce la fuerza.
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Los astrónomos, durante prácticamente toda la historia humana y prehistoria, en sus estudios del
universo, han tenido que basarse en la luz visible para realizar sus mediciones de largo alcance e
indirectas de sus objetos y sus observaciones. A partir del siglo XX, el desarrollo científico y tecnológico
ha permitido usar otras partes de espectro electromagnético para estudiar el universo: radiaciones
infrarrojas, ondas de radio, rayos laser, etc. para investigar objetos celestes. El lanzamiento de naves
espaciales al espacio, ha permitido el envío de rovers, sondas, los satélites operan por encima de la
atmósfera oscura de la Tierra aprovechan, no solo la luz y las frecuencias radio, sino virtualmente todo
el espectro el espectro electromagnético. Finalmente, con los viajes espaciales interplanetarios, con el
envío de cámaras, los telescopios de última generación, así como del resto de instrumentos y equipos
que se pueden transportar a muchos objetos del sistema solar, permiten medir las propiedades físicas
y dinámicas directamente y a muy corta distancia. Durante el actual siglo XXI, el conocimiento del
sistema solar avanza a un ritmo sin precedentes.
1
EL SISTEMA SOLAR
Está ubicado en un brazo espiral
exterior de la galaxia de la Vía
Láctea. Está formado por una
estrella, nuestro Sol, ocho
planetas: Mercurio, Venus, Tierra,
Marte, Júpiter, Saturno, Urano y
Neptuno, planetas enanos como
Plutón, cientos de lunas y millones
de
asteroides,
cometas
y
meteoroides. Destacar que los
planetas Urano y Neptuno, solo son visibles con ayuda telescópica, no se descubrieron hasta 1.781 y
1.846, respectivamente.
El sistema solar gira alrededor del
centro de la Galaxia denominada
“Vía Láctea” a una velocidad
promedio de 720.000 km/h. Está
situado en uno de los cuatro
brazos espirales de la galaxia,
denominado brazo de Orión. Para
hacerse una idea de los tamaños y
distancia de los que estamos
hablando, decir que nuestro
sistema solar tarda unos 230
millones de años en completar
una órbita alrededor del centro de
la galaxia. Para medir distancias en astronomía se emplean principalmente dos unidades:
 Año luz: Un año luz, es la distancia que recorre la luz en un año, moviéndose a unos 300.000 km/s,
lo que equivale a 9,5∙1012 kilómetros).
 Unidad astronómica (UA): representa la distancia entre la Tierra y el Sol. 1 UA = 150 millones de
kilómetros).
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XIV Introducción al sistema solar. Leyes de Képler. Entono espacial
Los planetas y asteroides en nuestro
sistema solar orbitan alrededor del
Sol. Las lunas, también conocidas
como satélites naturales, orbitan
alrededor de planetas y asteroides.
Hay más de 200 lunas en nuestro
sistema solar, siendo los planetas
gigantes Saturno y Júpiter la que
mayor número poseen.
Las lunas existen en muchas formas,
tamaños y tipos. La mayoría no tiene
aire, pero algunas tienen atmósfera, e
incluso océanos ocultos. En 1.801,
cuando se descubrió un objeto que
orbitaba el sol entre Marte y Júpiter,
fue anunciado como un nuevo
planeta; poco después, sin embargo,
se descubrieron muchos más objetos
de este tipo en la misma región, por lo que la clasificación de "asteroide" o "planeta menor" se hizo
apropiada.
Las galaxias se clasifican en tres tipos: elípticas, espirales e irregulares. La Vía Láctea tiene forma de
espiral con un diámetro aproximado de 100.000 años luz. Más allá de nuestro propio sistema solar, se
sabe que en la Vía Láctea hay cientos de miles de millones de estrellas, cada una de ellas con sus
planetas orbitando alrededor de la misma. La Vía Láctea no es más que una de las miles de millones de
galaxias en el universo.
Nuestro sistema solar es el único conocido que tiene vida. Hasta ahora, solo conocemos la vida en la
Tierra, pero se están buscando posibles sistemas solares en los que se den las condiciones para que
haya algún tipo de vida.
El universo es una vasta extensión de espacio que contiene todo lo que existe. El universo contiene
todas las galaxias, estrellas, planetas, y el resto de cuerpos celestes. Se desconoce el tamaño exacto
del universo. La comunidad científica, en general, considera que el universo todavía se está
expandiendo.
De entre las diversas teorías científicas sobre el origen del sistema solar, la más aceptada en la
comunidad científica es la “Teoría nebular”, desarrollada por Immanuel Kant y Laplace (1796) y que
afirma que la nebulosa primitiva se contrajo y se enfrió bajo el efecto de las fuerzas de gravitación,
formando un disco plano y dotado de una rotación rápida. El núcleo central se hizo cada vez más
grande. Posteriormente, debido al aumento de la velocidad de rotación aparecieron fuerzas
centrífugas que formaron los planetas. La baja velocidad de rotación del Sol no podía explicarse. Hay
versión moderna de esta teoría que asume que la condensación central contiene granos de polvo
sólido que crean roce en el gas al condensarse el centro. Finalmente, después de que el núcleo de la
nube ha sido frenado, su temperatura aumenta, y el polvo es evaporado. El centro que rota
lentamente se convierte en el Sol. Los planetas se forman a partir de la nube, que rota más
velozmente.
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XIV Introducción al sistema solar. Leyes de Képler. Entono espacial
De acuerdo con la moderna hipótesis nebular, la formación del Sistema Solar se produjo hace unos
4.600 millones de años, de la siguiente manera:
1.‐ El núcleo de una nebulosa giratoria comenzó a atraer partículas de polvo cósmico que fue
acumulándose y logró que aumentase la atracción gravitacional del cuerpo. Se cree que esto fue
desencadenado por la onda expansiva de alguna supernova (una estrella en declive, a punto de morir).
2.‐ Incapaz de soportarlo, la nebulosa colapsó bajo su propia atracción gravitacional.
3.‐ La nebulosa contraída comenzó a girar, primero de forma lenta, hasta que la velocidad aumentó en
tanto se volvía más pequeña y debía conservar el momento angular, que es el mismo mecanismo físico
por el cual los patinadores giran más rápido cuando colocan los brazos sobre el pecho y su figura se
contrae.
4.‐ La fuerza de rotación, la gravedad, la presión de los gases y otros factores consiguieron que la
nebulosa empezara a aplanarse y adquirir la forma de un disco con una protuberancia en el centro.
5.‐ Una gran cantidad de masa se acumuló en el centro del disco, y la temperatura aumentó
dramáticamente. A esas alturas ya había suficiente energía para que en la región se produjeran
reacciones nucleares.
6.‐ Las partículas del disco colisionaron, causaron regiones locales que comenzaron a contraerse
gravitacionalmente y después a unirse. Posteriormente formaron planetesimales que derivaron en
un protosol y unos protoplanetas.
Una vez que estaban formados el protosol y los protoplanetas se crearon campos gravitacionales que
empezaron a rodear las partículas y a barrer aquellas que estaban sueltas alrededor de los arcaicos
cuerpos, atrayéndolas hacia sí. La fusión de átomos de hidrógeno y de helio liberó enormes cantidades
de energía y así el Sol comenzó a formarse.
La unión de partículas de polvo y gas que primero fueron cúmulos. Los cúmulos ganaron mayor campo
gravitacional y así fue como se formaron los planetas, planetas enanos y grandes lunas. En el caso de
los planetas exteriores, su volumen y masa aumentaron tanto que sus campos gravitacionales
crecieron desaforadamente y atrajeron el helio y el hidrógeno que aún estaban libres. En otros casos,
los cúmulos de partículas no dieron lugar a planetas, sino que forman el denominado “cinturón de
asteroides”, que está hecho de partes del sistema solar temprano que nunca podrían unirse en un
planeta. Otras piezas sobrantes más pequeñas se convirtieron en asteroides, cometas, meteoritos y
lunas pequeñas e irregulares.
El orden y la disposición de los planetas y otros cuerpos en nuestro sistema solar, se debe a la forma
en que se formó el sistema solar. Más cerca del Sol, solo el material rocoso podía soportar el calor
cuando el sistema solar era joven. Por esta razón, los primeros cuatro planetas: Mercurio, Venus,
Tierra y Marte, son los denominados planetas terrestres. Son pequeños con superficies sólidas y
rocosas.
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XIV Introducción al sistema solar. Leyes de Képler. Entono espacial
El cinturón de asteroides, ubicado
entre Marte y Júpiter, es similar a los
planetas terrestres ya que está
constituido principalmente por roca y
metal.
Más alejados del Sol, los materiales que
estamos acostumbrados a ver como
hielo, líquido o gas se asentaron en las
regiones exteriores del joven sistema
solar. La gravedad juntó estos
materiales, dieron origen a los gigantes
gaseosos Júpiter y Saturno y los
gigantes de hielo Urano y Neptuno.
En 1.930, se descubrió un objeto
orbitando el sol más allá del planeta
Neptuno; se llamaba Plutón. Se descubrió que su órbita altamente elíptica estaba inclinada a 17 grados
sin precedentes de la eclíptica. En un principio fue considerado como un nuevo planeta, pero los
avances en los nuevos y potentes telescopios, permitieron saber que Plutón no es más que uno de los
muchos objetos de este tipo que se descubrieron en esa región del espacio. El año 2.006, la Unión
Astronómica Internacional redefinió el término “planeta”.
Plutón fue redefinido como uno de los
cinco planetas enanos conocidos (Plutón,
Ceres, Haumea, Makemake e Iris); estos
planetas enanos y otro muchos cuerpos se
encuentran en el denominado Cinturón de
Kuiper, y están constituidos por material
sobrante después de la formación de los
planetas, que nunca estuvieron expuestos
a las temperaturas más altas y a los
niveles de radiación solar del sistema solar
interno. Permanecen como una muestra
del material primordial que preparó el
escenario para la evolución del sistema
solar tal como existe hoy, incluida la vida.
Dentro del Cinturón de Kuiper puede
haber cientos de miles de cuerpos helados
de más de 100 km de diámetro y miles de
millones de cometas. Los cometas de
período corto (que tardan menos de 200
años en orbitar el Sol) se originan en este
cinturón. El borde interno del Cinturón de Kuiper comienza en la órbita de Neptuno, y se extiende
hasta aproximadamente 50 UA del Sol. Traspasando el borde exterior de la parte principal del Cinturón
de Kuiper hay una segunda región llamada disco disperso, que continúa hacia afuera hasta cerca de
1.000 UA, con algunos cuerpos en órbitas que van más allá.
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Más allá de las franjas del cinturón de Kuiper está
la Nube de Oort. Esta concha esférica gigante
rodea nuestro sistema solar. Nunca se ha
observado directamente, pero su existencia se
predice en base a modelos matemáticos y
observaciones de cometas que probablemente se
originan allí.
La nube de Oort es la región más distante de
nuestro sistema solar. Fue predicha su existencia
en 1.950 por el astrónomo holandés Jan Oort. Se
cree que incluso los objetos más cercanos en la
Nube de Oort están muchas veces más lejos del
Sol que los confines del Cinturón de Kuiper. A
diferencia de las órbitas de los planetas y el
Cinturón de Kuiper, que se encuentran
principalmente en el mismo disco plano alrededor del Sol, se cree que la Nube de Oort es una concha
esférica gigante que rodea al resto del sistema solar. Es como una gran burbuja de paredes gruesas
hecha de pedazos de escombros espaciales del tamaño de montañas y, a veces, más grandes. La Nube
de Oort podría contener miles de millones, o incluso billones, de objetos. La Nube de Oort está hecha
de fragmentos helados de desechos espaciales del tamaño de montañas y, a veces, más grandes,
orbitando nuestro Sol a una distancia de hasta 1,6 años luz. Esta capa de material es gruesa,
extendiéndose desde 5.000 UA hasta 100.000 UA. La Nube de Oort es el límite de la influencia
gravitacional del Sol.
Los científicos sostienen, como explicación teórica más acertada, que esta nube es la fuente de los
cometas de periodo largo que ingresan al interior del sistema solar cuando se perturban sus órbitas,
aunque hasta la fecha no se ha observado ningún objeto en la misma.
Todavía no se han enviado misiones para explorar la Nube de Oort, pero finalmente llegarán cinco
naves espaciales: Voyager 1, Voyager 2, New Horizons, y Pioneer 10 y Pioner 11. La Nube de Oort está
tan distante, que las fuentes de energía para las cinco naves espaciales estarán muertas siglos antes de
que lleguen a su borde interior. Aunque la Voyager 1 viaja aproximadamente un millón y medio de km
por día, tardará unos 300 años en alcanzar el límite interior de la Nube de Oort y probablemente otros
30.000 años para salir del otro lado exterior, abandonando el sistema solar.
1.1
EL SOL
El Sol, es el centro de nuestro sistema solar y
constituye el 99,8 por ciento de la masa de todo el
sistema solar. Es una estrella enana amarilla, una bola
caliente de gases brillantes (92,1 por ciento de
hidrógeno y 7,8 por ciento de helio) unida por su
propia gravedad. En términos del número de átomos,
está hecho de 91.% de hidrógeno y 8.9% de helio; en
masa, el Sol tiene aproximadamente 70.6% de
hidrógeno y 27.4% de helio.
El Sol, visto desde su interior se puede decir que consta
de seis regiones: el núcleo, la zona radiactiva y la zona
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convectiva en el interior; la superficie visible, llamada fotosfera; la cromosfera y la región más externa,
la corona.
La superficie del Sol, la fotosfera, es una región de
500 kilómetros de espesor, desde la cual la mayor
parte de la radiación del Sol escapa hacia afuera.
Esta superficie es gaseosa y al contrario de la
superficie de los planetas que normalmente es
sólida.
Vemos la radiación de la fotosfera como luz solar
cuando llega a la Tierra unos ocho minutos después
de que sale del Sol. La temperatura de la fotosfera es
de aproximadamente 5.500 ºC.
El Sol gira sobre sí mismo mientras se desplaza orbitando alrededor del centro de la Vía Láctea. Su giro
tiene una inclinación axial de 7,25 grados con respecto al plano de las órbitas de los planetas. Debido a
las altísimas temperaturas que hay en su interior, sus componentes no están en estado sólido, por lo
que no forma un cuerpo sólido, lo que hace que diferentes partes del Sol giren a diferentes
velocidades. En el ecuador, el Sol gira una vez cada 25 días, pero en sus polos el Sol gira una vez sobre
su eje cada 36 días terrestres.
La energía producida en el núcleo alimenta al Sol y produce todo el calor y la luz que emite el Sol. La
energía del núcleo es llevada hacia afuera por la radiación, que rebota alrededor de la zona radiactiva,
tardando aproximadamente 170.000 años en llegar desde el núcleo hasta la parte superior de la zona
convectiva. La temperatura cae por debajo de 2 millones de ºC en la zona convectiva, donde grandes
burbujas de plasma caliente (una sopa de átomos ionizados) se mueven hacia arriba. La superficie del
Sol, la parte que podemos ver, donde la temperatura es de aproximadamente 5.500 ºC. Eso es mucho
más frío que el núcleo ardiente, pero todavía está lo suficientemente caliente como para hacer que
tanto el carbono, como los diamantes y el grafito, no solo se derritan, sino que hiervan. Sin la energía
intensa del Sol, no habría vida en la Tierra. La superficie visible del Sol a veces tiene manchas solares
oscuras, que son áreas de intensa actividad magnética que pueden conducir a explosiones solares.
La intensidad de su campo gravitatoria mantiene unido al sistema solar, haciendo que todo los cuerpos
presentes, desde los planetas más grandes hasta las partículas más pequeñas de escombros, se
mantengan girando en sus respectivas órbitas. Las corrientes eléctricas en el Sol generan un campo
magnético que es transportado a través del sistema solar por “el viento solar”, corriente de gas
cargado eléctricamente (flujo de iones y electrones que en conjunto forman un plasma) que sale del
Sol en todas las direcciones a velocidades de aproximadamente 400 km por segundo.
El viento solar infla la heliosfera del Sol como si fuera una burbuja, estableciendo su límite exterior
entre los 80 y100 UA. La heliosfera es la región espacial que se encuentra bajo la influencia del viento
solar y su campo magnético, que se compone de iones procedentes de la atmósfera solar y se extiende
más allá de la órbita de Plutón.
El "vacío" del espacio interplanetario incluye grandes cantidades de energía irradiada desde el sol,
algo de polvo interplanetario e interestelar (partículas sólidas microscópicas), gas, y el viento solar.
La conexión y las interacciones entre el Sol y la Tierra impulsan las estaciones, las corrientes oceánicas,
el clima, el clima, los cinturones de radiación y las auroras.
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Con un radio de 695.508 kilómetros, nuestro Sol no es una estrella especialmente grande, pero es
mucho más masiva que nuestro planeta: la masa del sol equivale a la masa de 332.946 Tierras, y su
volumen es tal, que se necesitaría 1,3 millones de Tierras para llenarlo.
El Sol y el resto del sistema solar se formaron a partir de una gigantesca nube giratoria de gas y polvo
llamada nebulosa solar hace unos 4.500 millones de años. A medida que la nebulosa colapsó debido a
su abrumadora gravedad, giró más rápido y se aplastó en un disco. La mayor parte del material fue
arrastrado hacia el centro para formar nuestro Sol.
Como todas las estrellas, el Sol algún día se quedará sin energía. Cuando el Sol comience a morir, se
hinchará tanto que envolverá a Mercurio y Venus y tal vez incluso a la Tierra. Los científicos predicen
que el Sol está a menos de la mitad de su vida útil y durará otros 6.500 millones de años antes de que
se reduzca a una enana blanca.
La gravedad del sol crea presiones y temperaturas extremas
dentro de su núcleo, manteniendo una reacción termonuclear
que fusiona los núcleos de hidrógeno y produce núcleos de
helio. Esta reacción convierte aproximadamente 4 mil millones
de kilogramos de masa en energía por segundo. Esto produce
enormes cantidades de energía, haciendo que el estado de todo
el material del sol sea plasma y gas. Estas reacciones
termonucleares comenzaron hace unos cuatro mil quinientos
millones de años en el sol, y probablemente continuarán
durante otros 5 mil millones de años en el futuro. La energía
producida en el núcleo tarda más de un millón de años en llegar
a la superficie y ser irradiada como luz y calor.
Pasa por fases de su propio ciclo solar. Aproximadamente cada 11 años, los polos geográficos del Sol
cambian su polaridad magnética. Cuando esto sucede, la fotosfera, la cromosfera y la corona del Sol
experimentan cambios de silencio y calma a actividad violenta. La altura de la actividad del Sol,
conocida como máximo solar, es un tiempo de tormentas solares: manchas solares, erupciones solares
y eyecciones de masa coronal. Estos son causados por irregularidades en el campo magnético del Sol y
pueden liberar enormes cantidades de energía y partículas, algunas de las cuales nos alcanzan aquí en
la Tierra. Este clima espacial puede dañar los satélites, corroer las tuberías y afectar las redes
eléctricas.
En el Sol se produce magnetismo debido al elevado flujo de partículas cargadas eléctricamente: iones y
electrones. Las manchas solares son lugares algo más fríos que se ven en la fotosfera (la superficie
brillante del sol) donde penetran líneas de fuerza magnéticas muy intensas. Las prominencias que
parecen flotar sobre la fotosfera están respaldadas por campos magnéticos y atravesadas por ellas.
Todos las serpentinas y bucles vistos en la corona (la atmósfera superior extendida del sol) están
formados por campos magnéticos. Los campos magnéticos están en la raíz de prácticamente todas las
características observadas en y sobre el sol. El campo magnético del sol impregna el espacio
interplanetario, e influye en la forma en que las partículas cargadas (rayos cósmicos, partículas
energéticas solares e incluso granos de polvo interestelar) se mueven a través de la heliosfera.
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Las eyecciones en masa coronal (CME),
son enormes burbujas magnéticas de
plasma que se expanden lejos del sol a
velocidades de hasta 2.000 km por
segundo. Una sola CME puede
transportar hasta diez mil millones de
toneladas (1013 kilogramos) de plasma
lejos del sol. Cuando un CME llega a la
Tierra, puede causar fluctuaciones en el
campo magnético de la Tierra que
pueden
causar
estragos
en
la
infraestructura de distribución de energía eléctrica civil, al inducir voltajes no deseados.
1.2
MERCURIO
Es el planeta más pequeño de nuestro sistema solar y el más cercano al Sol (58 millones de kilómetros,
0,4 UA). Con un radio de 2.440 Km, es sólo un poco más grande que la luna de la tierra. Es el planeta
más rápido en su órbita elíptica alrededor del Sol, ya
que tiene un periodo de 88 días terrestres y se acelera
alrededor del Sol cada viajando a través del espacio a
casi 47 kilómetros por segundo. Su nombre coincide
con el más rápido de los antiguos dioses romanos.
Desde la superficie de Mercurio, el Sol aparecería más
de tres veces más grande que cuando se ve desde la
Tierra, y la luz solar sería hasta siete veces más
brillante. A pesar de su proximidad al Sol, Mercurio no
es el planeta más cálido de nuestro sistema solar; ese
título lo ostenta el cercano Venus, debido a su densa
atmósfera. La luz solar tarda 3,2 minutos en viajar
desde el Sol a Mercurio.
Mercurio gira lentamente sobre su eje. Un día solar de Mercurio (un ciclo completo de día y noche)
equivale a 176 días terrestres, un poco más de dos años en Mercurio.
El eje de rotación de Mercurio está inclinado solo 2 grados con respecto al plano de su órbita
alrededor del Sol. Eso significa que gira casi perfectamente en posición vertical y, por lo tanto, no
experimenta estaciones como muchos otros planetas.
Mercurio, al igual que el resto de los planetas del sistema solar, se cree que se formó hace unos 4.500
millones de años cuando la gravedad juntó remolinos de gas y polvo para formar este pequeño planeta
más cercano al Sol. Mercurio tiene un núcleo central, un manto rocoso y una corteza sólida.
La delgada atmósfera de Mercurio, o exosfera, está compuesta principalmente de oxígeno (O2), sodio
(Na), hidrógeno (H2), helio (He) y potasio (K); átomos que han sido expulsados de la superficie por el
viento solar y los impactos de pequeños de restos de la desintegración de meteoros.
Las temperaturas diurnas pueden alcanzar 430 ºC y ‐180 ºC por la noche. Este rango de temperaturas,
hace que sea poco probable que la vida (como la conocemos) pueda sobrevivir en este planeta.
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VENUS
Venus es el segundo planeta desde el Sol y nuestro
vecino planetario más cercano. Parece un planeta muy
activo. Los destellos debajo de las nubes revelan la
existencia volcanes y montañas deformadas. Con un
radio de 6.052 kilómetros, tiene un tamaño poquito
menor que el de la Tierra.
Lleva el nombre de la antigua diosa romana del amor y la
belleza, conocida como Afrodita por los antiguos griegos.
Su distancia media al sol es de 108 millones de
kilómetros, 0.7 UA. La luz solar tarda 6 minutos en viajar
del Sol a Venus. Desde el espacio, se ve de color blanco
brillante, debido que su atmósfera espesa, ya que está llena de gases de efecto invernadero, como
dióxido de carbono y nubes con gotas de ácido sulfúrico, que forman nubes que reflejan y dispersan la
luz solar. En la superficie, las rocas son de diferentes tonos grisáceos, como las rocas en la Tierra, pero
su espesa atmósfera filtra la luz del sol y un observador situado en la superficie del planeta vería todo
de color naranja. Su atmósfera es tan pesada que se sentiría una presión equivalente a la que se
sentiría a una profundidad de 1,6 kilómetros bajo el agua aquí en la Tierra.
La atmósfera de Venus atrapa el calor y lo mantiene muy caliente, alcanzando temperaturas
superficiales de 470 ºC. Hace tanto calor que los metales como el plomo serían charcos de líquido
derretido.
Venus tiene montañas, decenas de miles de volcanes, valles y extensas llanuras y vastas mesetas
onduladas y su paisaje es polvoriento y caluroso. Muchos científicos creen que alguna vez existió agua
en la superficie. Los futuros exploradores de Venus buscarán evidencia de un antiguo océano.
A medida que Venus avanza en su órbita solar mientras gira lentamente hacia atrás sobre su eje, el
nivel superior de las nubes se desliza alrededor del planeta cada cuatro días terrestres, impulsado por
vientos huracanados que viajan a velocidades de 360 km/h. Las velocidades dentro de las nubes
disminuyen con la caída de la altura de las mismas, siendo de unos pocos km/h en la superficie.
Venus hace una órbita completa alrededor del Sol (un año en tiempo de Venus) en 225 días terrestres
o un poco menos de dos ciclos de día y noche de Venus. Su órbita alrededor del Sol es casi circular, a
diferencia de las órbitas del resto de planetas, cuyas órbitas son más elípticas u ovaladas.
Venus es uno de los dos planetas que rotan sobre sí mismo de este a oeste. Solo Venus y Urano tienen
esta rotación "hacia atrás". Completa una rotación en 243 días terrestres, el día más largo de cualquier
planeta en nuestro sistema solar (un día es mayor que un año entero). Su rotación en dirección
opuesta a su revolución orbital alrededor del sol, hace que un ciclo día‐noche dure 117 días terrestres.
El eje de rotación de Venus está inclinado solo 3 grados con respecto al plano de su órbita alrededor
del Sol. Eso significa que gira casi perfectamente en posición vertical y, por lo tanto, no experimenta
estaciones como muchos otros planetas.
Más de 40 naves espaciales que han sido enviadas a la superficie de Venus para su exploración, pero
no duran mucho tiempo allí. Las altas temperaturas de la superficie de Venus sobrecalientan la
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electrónica en las naves espaciales en poco tiempo, por lo que parece poco probable que una persona
pueda sobrevivir por mucho tiempo en la superficie de Venus.
A pesar de tener su tamaño similar al de la Tierra, y poseer un núcleo de hierro de tamaño similar al
terrestre, debido a su lenta rotación, el campo magnético de Venus es mucho más débil que el de la
Tierra. Las temperaturas extremas de Venus y las nubes ácidas lo convierten en un lugar poco probable
para la vida tal como la conocemos.
1.4
TIERRA
Con un radio de 6.371 kilómetros, la Tierra es el más grande de los planetas terrestres y el quinto
planeta más grande del sistema solar, y el único lugar que conocemos hasta ahora que está habitado
por seres vivos.
La tierra, al igual que Marte y Venus es planeta rocoso y terrestre, que se formó cuando el resto del
sistema solar, y se situó en su disposición actual hace unos 4.500 millones de años; la Tierra se formó
cuando la gravedad atrajo remolinos de gas y polvo para convertirse en el tercer planeta del Sol. Tiene
una superficie sólida y activa con volcanes, montañas, valles, ríos, cañones, llanuras y mucho más. La
Tierra es especial porque es un planeta oceánico. Los océanos cubren el 70% de la superficie de la
Tierra. La Tierra está exactamente a una distancia de 150 millones de Km del Sol. La luz del Sol tarda
unos ocho minutos en llegar a nuestro planeta.
La atmósfera terrestre es la parte gaseosa de la
Tierra, siendo por esto la capa más externa y menos
densa del planeta, y su densidad va disminuyendo
con el aumento de altura desde la superficie hasta el
final de la misma. El 75 % de masa atmosférica se
encuentra en los primeros 11 km de altura. Está
constituida por una mezcla de gases principalmente
por: el oxígeno (21 %) y el nitrógeno (78 %), seguidos
del argón, el dióxido de carbono y el vapor de agua.
Su riqueza en oxígeno se debe a las plantas, que e
mediante la fotosíntesis que convierten el dióxido
de carbono en oxígeno, el cual es lo necesitan los
seres humanos y en general los animales para
respirar.
Nuestra atmósfera nos protege de los meteoritos entrantes, la mayoría de los cuales se rompen en
nuestra atmósfera antes de que puedan golpear la superficie. Numerosas naves espaciales y satélites
están orbitando nuestro planeta, estudiando distintos aspectos del planeta, tales como el clima, el
comportamiento de los océanos, los glaciares, la tierra sólida; así mismo facilitar las comunicaciones, la
observación estratégica y de inteligencia, etc.
La atmósfera afecta, al clima a largo plazo de la Tierra y al clima local a corto plazo, y nos protege de
gran parte de la radiación dañina que proviene del Sol. También nos protege de los meteoritos, la
mayoría de los cuales se queman en la atmósfera, vistos como meteoritos en el cielo nocturno, antes
de que puedan golpear la superficie como meteoritos.
La Tierra tiene una temperatura muy hospitalaria y una mezcla de productos químicos que han hecho
posible la vida en la misma. La Tierra es el único planeta del sistema solar que está cubierto de agua,
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ya que la temperatura permite que exista agua líquida durante largos períodos de tiempo. Los vastos
océanos de la Tierra proporcionaron un lugar conveniente para que la vida comenzara hace unos 3.800
millones de años.
Algunas de las características de nuestro planeta que lo hacen ideal para mantener la vida están
cambiando debido a los efectos continuos del cambio climático. La atmósfera, y la hidrosfera
constituyen el sistema de capas fluidas superficiales del planeta, cuyos movimientos dinámicos, están
estrechamente relacionados. Las corrientes de aire reducen drásticamente las diferencias de
temperatura entre el día y la noche, distribuyendo el calor por toda la superficie del planeta. Este
sistema cerrado evita que las noches sean gélidas o que los días sean extremadamente calientes.
La atmósfera protege la vida sobre la Tierra, absorbiendo gran parte de la radiación solar ultravioleta
en la capa de ozono. Además, actúa como escudo protector contra los meteoritos, los cuales se
desintegran en polvo a causa de la fricción que sufren al hacer contacto con el aire.
La temperatura, densidad y presión de la atmósfera terrestre varía con la altitud. Como se puede
observar en la siguiente imagen, la atmósfera se divide en las siguientes capas:
 Troposfera
Su espesor va desde la superficie terrestre (tanto terrestre como acuática o marina) hasta una altitud
que puede variar entre los 6 km en las zonas polares y los 18 o 20 km en la zona intertropical. La
temperatura mínima que se alcanza al final de la troposfera es de –50 °C aproximadamente
A medida que se sube, disminuye la temperatura en la troposfera, salvo algunos casos de inversión
térmica que siempre se deben a causas locales o regionalmente determinadas. En la troposfera
suceden los fenómenos que dan origen al “tiempo meteorológico”.
 Estratosfera
Se extiende desde los 9/18 km hasta los 50 km de altitud. La estratosfera es la segunda capa de la
atmósfera de la Tierra. A medida que se sube, la temperatura en la estratosfera aumenta. Este
aumento de la temperatura se debe a que los rayos ultravioleta transforman al oxígeno en ozono,
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proceso que involucra calor: al ionizarse el aire, se convierte en un buen conductor de la electricidad
y, por ende, del calor. Es por ello que a cierta altura existe una relativa abundancia de ozono
(ozonosfera) lo que implica también que la temperatura se eleve a unos –3 °C o más. Sin embargo, se
trata de una capa muy enrarecida, muy tenue. Dentro de esta capa se incluye la Ozonosfera, que se
extiende aproximadamente desde los 15 km hasta los 40 km de altitud. Se denomina capa de ozono,
u ozonosfera, porque contiene una concentración relativamente alta de ozono, reúne el 90% del
ozono presente en la atmósfera y absorbe del 97% al 99% de la radiación ultravioleta de alta
frecuencia.
 Mesosfera
Es la tercera capa de la atmósfera de la Tierra. Se extiende desde los 50 Km hasta 80 km de altura.
Contiene solo el 0,1% de la masa total del aire. Es la zona más fría de la atmósfera, pudiendo alcanzar
los –80 °C. Es importante por la ionización y las reacciones químicas que ocurren en ella. La baja
densidad del aire en la mesosfera determina la formación de turbulencias y ondas atmosféricas que
actúan a escalas espaciales y temporales muy grandes.
 Termosfera o ionosfera
Esta capa se extiende aproximadamente desde los 69/90 Km hasta los 600/800 km). La temperatura
aumenta con la altitud, de ahí su nombre. La ionosfera es la cuarta capa de la atmósfera de la Tierra.
Se encuentra encima de la mesosfera. A esta altura, el aire es muy tenue y la temperatura cambia
con la mayor o menor radiación solar tanto durante el día como a lo largo del año. Si el sol está
activo, las temperaturas en la termosfera pueden llegar a 1.500 °C e incluso más altas. La termosfera
de la Tierra también incluye la región llamada ionosfera. En ella se encuentra el 0.1% de los gases.
 Exosfera
Es la última capa de la atmósfera terrestre. Se extiende desde los 600/800 Km hasta los 2.000/10.000
km. Esta es el área donde los átomos se escapan hacia el espacio. Es la zona de tránsito entre la
atmósfera terrestre y el espacio interplanetario.
Una definición aceptada por la Federación
Aeronáutica Internacional, y
que viene a
separar la línea de la aviación y de la
astronáutica es la “línea de Kármán”, que
se define como “la línea límite entre la
atmosfera y el espacio interior”. Su altura
está en torno a 100 km sobre el nivel del
mar. A esa altura, la densidad de la
atmósfera se vuelve tan baja que la
velocidad de una aeronave, para conseguir
sustentación aerodinámica mediante la alas
y las hélices convencionales, ha de tomar
valores equiparables a la velocidad de
órbita, para esa misma altura; por lo tanto,
una vez alcanzada esa altura, las alas ya no
son válidas para mantener la aeronave en
vuelo por medios aerodinámicos.; entonces para poder seguir volando es necesario que el objeto lleve
suficiente velocidad horizontal para mantenerse en órbita gracias a la fuerza centrífuga que compense
la fuerza de atracción gravitatoria. Si la velocidad de desplazamiento horizontal disminuye, su
componente centrífuga también lo hace, y la gravedad va a hacer que su altitud disminuya.
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XIV Introducción al sistema solar. Leyes de Képler. Entono espacial
La Tierra, a grandes rasgos, está compuesta
de cuatro capas principales, comenzando con
un núcleo interno en el centro del planeta,
envuelto por el núcleo externo, el manto y la
corteza.
El núcleo interno es una esfera sólida hecha
de metales de hierro y níquel de
aproximadamente 1.291 kilómetros de radio.
Allí la temperatura alcanza los 5.400 ºC.
Rodeando el núcleo interno está el núcleo
externo. Esta capa tiene un espesor de
aproximadamente 2.300 kilómetros, y está
formada por fluidos de hierro y níquel.
Entre el núcleo externo y la corteza está el manto, que es la capa más gruesa; es una mezcla caliente y
viscosa de roca fundida que tiene un espesor de aproximadamente 2.900. La capa más externa, la
corteza terrestre, tiene una profundidad promedio de 30 kilómetros En el fondo del océano, la corteza
es más delgada con un espesor de unos 5 kilómetros.
La Tierra es el único planeta que tiene una sola
luna. Nuestra Luna (a una distancia promedio
de la Tierra de 384.000 Km) es el objeto más
brillante y familiar en el cielo nocturno. En
muchos sentidos, la Luna es responsable de
hacer de la Tierra un gran hogar. Estabiliza la
oscilación de nuestro planeta, lo que ha hecho
que el clima sea menos variable durante miles
de años.
La rápida rotación de nuestro planeta y el
núcleo fundido de níquel‐hierro crean un
campo magnético, que el viento solar
distorsiona en forma de lágrima en el espacio;
El viento solar es una corriente de partículas
cargadas expulsadas continuamente por el Sol.
Cuando las partículas cargadas del viento solar
quedan atrapadas en el campo magnético de la
Tierra, colisionan con las moléculas de aire
sobre los polos magnéticos de nuestro planeta.
Estas moléculas de aire comienzan a brillar y
causar auroras.
La polaridad magnética de la Tierra puede cambiar, cambiando la dirección del campo magnético. Los
científicos sostienen que se produce una inversión magnética aproximadamente cada 400.000 años en
promedio, pero el momento es muy irregular, y que tal inversión magnética no causa ningún daño a la
vida en la Tierra, y que es muy poco probable que ocurra una inversión durante al menos otros mil
años.
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La magnetosfera terrestre tiene dos zonas denominadas cinturones de Van Allen (llamados así en honor
de su descubridor, James Van Allen), donde se concentran grandes cantidades de partículas cargadas
de alta energía, originadas en su mayor parte por el viento solar capturado por el campo magnético
terrestre.
El cinturón interior, está centrado a unos 3.000 km sobre la superficie de la Tierra, y está formado
principalmente flujo protones con una energía superior a 30 millones de eV. El cinturón exterior está
centrado entre 15.000 km y 20.000 km, y contiene principalmente flujo de electrones con energías de
cientos de millones de eV. y también tiene un alto flujo de protones, aunque de energías más bajas
que las del cinturón interno.
El vuelo dentro de estos cinturones puede ser peligroso para los equipos electrónicos e informáticos y
para las personas, debido a los efectos destructivos que tienen las partículas al penetrar en los
circuitos microelectrónicos o las células vivas. La mayoría de las naves espaciales en órbita terrestre se
operan lo suficientemente alto o bajo como para evitar los cinturones.
La Tierra completa una rotación sobre si misma (un día) cada 23,9 horas. Da una vuelta alrededor del
sol (año terrestre) cada 365.25 días. Ese cuarto extra de día presenta un desafío para nuestro sistema
de calendario anual que tiene 365 días. Cada cuatro años se agrega un día (año bisiesto), para corregir
esta desviación.
El eje de rotación de la Tierra está inclinado 23,4 grados con respecto al plano de la órbita de la Tierra
alrededor del Sol. Esta inclinación causa nuestro ciclo anual de estaciones. Durante parte del año, el
hemisferio norte está inclinado hacia el Sol produciendo el verano allí; el menos calentamiento del
polo sur produce el invierno en dicho polo. Seis meses después, la situación se invierte. Cuando
comienzan la primavera y el otoño, ambos hemisferios reciben cantidades aproximadamente iguales
de calor del Sol.
1.5
MARTE
Es un mundo polvoriento, frio y desértico con una atmósfera muy delgada. Hay una fuerte evidencia
de que Marte era, hace miles de millones de años, más
húmedo y cálido con
Marte, al igual que el resto del sistema solar se formó
hace unos 4.500 millones de años, cuando la gravedad
atrajo remolinos de gas y polvo para convertirse en el
cuarto planeta del Sol. Marte tiene aproximadamente
la mitad del tamaño de la Tierra.(3.390 kilómetros de
radio), y está a una distancia promedio de 228
millones de kilómetros (1,5 UA) del Sol. La luz solar
tarda 13 minutos en llegar a la superficie de Marte.
Marte tiene un núcleo denso en su centro con un radio
comprendido entre 1.500 y 2.100 kilómetros. Está
hecho de hierro, níquel y azufre. Alrededor del núcleo hay un manto rocoso de entre 1.240 y 1.880
kilómetros de espesor, y sobre el mismo se encuentra la corteza hecha de hierro, magnesio, aluminio,
calcio y potasio, y que tiene un espesor comprendido entre 10 y 50 kilómetros según las zonas.
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Completa una órbita alrededor del Sol (año marciano) cada 669,6 días de Marte, que equivalen a 687
días terrestres. Hace una rotación sobre sí mismo (día marciano). cada 24,6 horas, que es muy similar a
un día en la Tierra (23,9 horas).
Marte lleva el nombre del dios de la guerra de los antiguos romanos porque su color rojizo recordaba a
la sangre. Incluso hoy día, con frecuencia se le llama el "Planeta Rojo" . Su color es debido a los
minerales de hierro existentes en la superficie marciana que se oxidan y oxidan a otros materiales, y la
presencia de estos óxidos en forma de polvo que ser levan y desde la distancia el planeta parece rojo,
aunque en realidad, su superficie es de muchos colores, como el marrón, dorado y tostado.
Ningún planeta más allá de la Tierra ha sido estudiado tan intensamente como Marte. Las
observaciones registradas de Marte datan de la era del antiguo Egipto hace más de 4.000 años, cuando
trazaron los movimientos del planeta en el cielo. Hoy día varias naves espaciales están en órbita en
Marte. Dos naves espaciales robóticas están trabajando en su superficie. El rover Curiosity de la NASA
está explorando su superficie. El InSight de la NASA, un módulo de aterrizaje estacionario, está
sondeando el interior de Marte.
El eje de rotación de Marte está inclinado 25 grados con respecto al plano de su órbita alrededor del
Sol. Esta es otra similitud con la Tierra, que tiene una inclinación axial de 23,4 grados. Al igual que la
Tierra, Marte tiene estaciones distintas, pero duran más que las estaciones aquí en la Tierra, ya que
Marte tarda más en dar una vuelta alrededor del Sol (porque está más lejos), y mientras que aquí en la
Tierra las estaciones se extienden de manera uniforme a lo largo del año, durando 3 meses (o un
cuarto de año), en Marte las estaciones varían en longitud debido a la órbita elíptica en forma de
huevo que sigue Marte alrededor del Sol. La primavera en el hemisferio norte (otoño en el sur) es la
temporada más larga con 194 días de Marte. El otoño en el hemisferio norte (primavera en el sur) es el
más corto en 142 días. El invierno del norte / verano del sur es de 154 días marcianos, y el verano del
norte / invierno del sur es de 178 días de marcianos
Marte parece haber tenido un pasado acuoso, con antiguas redes de valles fluviales, deltas y lechos de
lagos, así como rocas y minerales en la superficie que solo podrían haberse formado en agua líquida.
Algunas características sugieren que Marte experimentó grandes inundaciones hace unos 3.500
millones de años. Hoy día se sabe que hay agua en forma hielo debajo de su superficie en las regiones
polares, así como agua salada, que fluye estacionalmente por algunas laderas y paredes de cráteres de
Marte tiene una atmósfera delgada compuesta principalmente de dióxido de carbono, nitrógeno y
gases de argón, así como una pequeña cantidad de oxígenos y vapor de agua. La escasa atmósfera de
Marte no ofrece mucha protección contra los impactos de objetos tales como meteoritos, asteroides y
cometas.
La temperatura en Marte puede ser tan alta como 20 grados ºC, o tan baja como aproximadamente ‐
153 grados ºC. Debido a que la atmósfera es tan delgada, el calor del Sol escapa fácilmente de este
planeta.
Ocasionalmente, los vientos en Marte son lo suficientemente fuertes como para crear tormentas de
polvo que cubren gran parte del planeta. Después de tales tormentas, pueden pasar meses antes de
que todo el polvo se asiente.
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Los científicos consideran que no se dan las condiciones para encontrar seres vivos que en Marte. En
cambio, están buscando evidencias de existencia de vida hace mucho tiempo, cuando Marte estaba
más cálido y cubierto de agua.
Marte tiene dos lunas pequeñas, Phobos y
Deimos, que pueden ser asteroides
capturados. Tienen forma de patata porque
tienen muy poca masa para que la gravedad
los haga esféricos. Las lunas obtienen sus
nombres de los caballos que tiraron del carro
del dios griego de la guerra, Ares. En griego
antiguo, Phobos significa "vuelo", y Deimos
significa "miedo".
Marte no tiene un campo magnético global
de hoy, pero las áreas de la corteza marciana en el hemisferio sur son altamente magnetizada,
indicando los rastros de un campo magnético desde hace 4.000 millones de años.
1.6
JUPITER
Su masa es superior al doble de la masa del resto de los planetas del sistema solar. Su gran mancha
roja es una tormenta gigante que lleva activa más de cuatrocientos años y cuyo tamaño es mayor que
la tierra.
Con un radio medio de 69.911 kilómetros,
Júpiter es 11 veces más ancho que la Tierra.
Es el quinto planeta desde nuestro Sol y es,
con mucho, el planeta más grande del
sistema solar, más del doble de masivo que
todos los demás planetas juntos. Las rayas y
remolinos de Júpiter son en realidad nubes
frías y ventosas de amoníaco y agua, flotando
en una atmósfera de hidrógeno y helio. La
temperatura en la superficie está entono a los
‐110 ºC
Está a una distancia promedio del sol de 778
millones de kilómetros (5,2 UA). La luz solar
tarda 43 minutos en llegar a Júpiter.
Júpiter tiene el día más corto en el sistema
solar (unas 10 horas) (el tiempo que le toma a
Júpiter rotar o girar una vez), y realiza una
órbita completa alrededor del Sol en aproximadamente 12 años terrestres (4.333 días terrestres) .
Júpiter ocupa un lugar único en la historia de la exploración espacial. En 1610, el astrónomo Galileo
Galilei usó un nuevo invento llamado telescopio para mirar a Júpiter y descubrió las primeras lunas que
se sabe que existen más allá de la Tierra. El descubrimiento terminó con la creencia antigua e
incorrecta de que todo, incluido el Sol y otros planetas, orbitaban la Tierra.
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Su ecuador está inclinado con respecto a su trayectoria orbital alrededor del Sol en solo 3 grados. Esto
significa que Júpiter gira casi verticalmente y no tiene estaciones tan extremas como otros planetas.
Las condiciones ambientales de no es el propicio para la vida tal como la conocemos. Las
temperaturas, presiones y materiales que caracterizan a este planeta probablemente sean demasiado
extremos y volátiles para que los organismos se adapten. Sin embargo, su luna Europa es uno de los
lugares más probables para encontrar vida, ya que hay evidencia de un océano justo debajo de su
corteza helada, donde la vida podría existir.
Con cuatro lunas grandes y muchas
lunas más pequeñas, Júpiter forma
una especie de sistema solar en
miniatura. Júpiter tiene 53 lunas
confirmadas y 26 lunas provisionales
en espera de confirmación de
descubrimiento. Las
lunas
se
nombran después de que se
confirman.
Júpiter está rodeado de docenas de
lunas y también tiene varios anillos,
pero a diferencia de los famosos
anillos de Saturno, los anillos de
Júpiter son muy débiles y están
hechos de polvo, no de hielo.
Júpiter está rodeado de docenas de
lunas y también tiene varios anillos,
pero a diferencia de los famosos
anillos de Saturno, los anillos de Júpiter son muy débiles y están hechos de polvo, no de hielo. Las
cuatro lunas más grandes de Júpiter: Io, Europa, Ganímedes y Calisto, fueron observadas por primera
vez por el astrónomo Galileo Galilei en 1.610 utilizando una versión inicial del telescopio. Estas cuatro
lunas se conocen hoy como los satélites galileanos, y son algunos de los destinos más fascinantes de
nuestro sistema solar.
Io es el cuerpo con mayor actividad
volcánica del sistema solar. La superficie
de Io está cubierta por azufre en diferentes
formas coloridas. Su órbita es ligeramente
elíptica; la inmensa gravedad de Júpiter
provoca "mareas" en la superficie sólida
que se elevan 100 metros de altura sobre
la superficie de Io, generando suficiente
calor para la actividad volcánica y para
expulsar el agua. Los volcanes de Io son
impulsados por el magma de silicatos
caliente.
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La superficie de Europa es principalmente hielo
de agua, y hay evidencia de que puede estar
cubriendo un océano de agua o hielo fangoso
debajo. Se cree que Europa tiene el doble de
agua que la Tierra. Esta luna intriga a los
astrobiólogos por su potencialidad de tener una
"zona habitable". Se han encontrado formas de
vida
prosperando
cerca
de
volcanes
subterráneos en la Tierra y en otros lugares
extremos que pueden ser análogos a los que
pueden existir en la esta luna
Ganímedes es la luna más grande del sistema
solar (más grande que el planeta Mercurio), y es
la única luna conocida por tener su propio
campo magnético generado internamente.
Tiene un núcleo; una envoltura de roca
alrededor del núcleo; una gruesa capa de hielo
blando; y una fina corteza de agua helada
impura.
Calisto, tiene una superficie que está
extremadamente llena de cráteres y es antigua.
Los pocos cráteres pequeños en Calisto indican
un pequeño grado de actividad superficial
actual. Las capas en Calisto están menos
definidas y parecen ser principalmente una
mezcla de hielo y roca.
En 1.979 la nave espacial Voyager 1 de la NASA,
descubrió los anillos de Júpiter. Fueron una
sorpresa, ya que están compuestos de
pequeñas partículas oscuras y son difíciles de
ver, excepto cuando el Sol los ilumina. Los datos
de la nave espacial Galileo indican que los anillos de Júpiter pueden estar formados por el polvo
levantado cuando los meteoritos interplanetarios chocan contra las pequeñas lunas más recónditas del
planeta gigante.
Júpiter, al igual que el resto de planetas del sistema solar, se formó cuando el resto del sistema solar
hace unos 4.500 millones de años, cuando la gravedad atrajo remolinos de gas y polvo para
convertirse en este gigante gaseoso. Júpiter tomó la mayor parte de la masa que quedó después de la
formación del Sol, y terminó con más del doble del material combinado de los otros cuerpos en el
sistema solar. De hecho, Júpiter tiene los mismos ingredientes que una estrella, pero no creció lo
suficiente como para encenderse. Hace unos 4 mil millones de años, Júpiter se instaló en su posición
actual en el sistema solar exterior, donde es el quinto planeta desde el Sol.
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Júpiter es un gigante gaseoso, cuya composición es similar a la del Sol, principalmente hidrógeno y
helio. En lo profundo de la atmósfera, la presión y la temperatura aumentan, comprimiendo el gas de
hidrógeno en un líquido. Esto hace que Júpiter tenga el océano más grande del sistema solar; es un
océano de hidrógeno en vez de agua. Todavía no está claro si Júpiter tiene un núcleo central de
material sólido o si puede ser una sopa espesa, súper caliente y densa, que podría alcanzar
temperaturas de 50.000 ºC.
La magnetosfera de Júpiter es la región del
espacio influenciada por el poderoso campo
magnético de Júpiter. Se cree que la
rotación rápida de Júpiter impulsa las
corrientes eléctricas en esta región,
generando el poderoso campo magnético
del planeta. Se hincha entre 1 y 3 millones
de kilómetros hacia el Sol y se estrecha en
una cola que se extiende más de mil
millones de kilómetros detrás de Júpiter,
alcanzando incluso la órbita de Saturno. El
enorme campo magnético de Júpiter es de
16 a 54 veces más poderoso que el de la
Tierra. Gira con el planeta y barre las partículas que tienen una carga eléctrica cerca del planeta, el
campo magnético atrapa enjambres de partículas cargadas y las acelera a energías muy altas, creando
una radiación intensa que bombardea las lunas más internas, crea las auroras más espectaculares del
planeta solar y puede provocar daños, por impactos, en las naves espaciales. Las auroras ocurren
cuando las partículas cargadas del viento solar, caen en espiral en la atmósfera de un planeta a lo
largo de las líneas de campo magnético
Nueve naves espaciales han estudiado a Júpiter de cerca. La nave espacial Juno de la NASA está
estudiando el planeta gigante gaseoso desde la órbita. La nave espacial, que llegó a Júpiter en julio de
2016, es la primera en estudiar el misterioso interior cubierto de nubes del planeta. Los científicos
también usan el telescopio espacial Hable en órbita terrestre y los telescopios terrestres para controlar
regularmente Júpiter. Una imagen de Jupiter tomada con el telescopio Hubble el 27 de junio de 2019,
revela la gran Mancha Roja del planeta gigante, y una paleta de colores más intensa en las nubes que
se arremolinan en la turbulenta atmósfera de Júpiter. Los colores y sus cambios proporcionan pistas
importantes para los procesos en curso en la
atmósfera de Júpiter.
Las bandas se crean por diferencias en el
grosor y la altura de las nubes de hielo de
amoníaco. Las coloridas bandas, que fluyen en
direcciones opuestas en varias latitudes, son el
resultado
de
diferentes
presiones
atmosféricas. Las bandas más claras se elevan
más alto y tienen nubes más gruesas que las
bandas más oscuras. Los colores intensos de
las nubes que se mueven hacia la Gran Mancha
Roja, es una tormenta que rueda en sentido
antihorario entre dos bandas de nubes. Estas
dos bandas de nubes, arriba y abajo de la Gran
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Mancha Roja, se mueven en direcciones opuestas.La banda roja arriba y a la derecha (noreste) de la
Gran Mancha Roja contiene nubes que se mueven hacia el oeste y alrededor del norte de la tempestad
gigante. Las nubes blancas a la izquierda (suroeste) de la tormenta se mueven hacia el este, al sur del
lugar. Todas las bandas están separadas por vientos que pueden alcanzar velocidades de hasta 644
km/h.
1.7
SATURNO
Está adonado con un deslumbrante
y complejo sistema de anillos de
hielo.
Saturno es el sexto planeta desde el
Sol y el segundo planeta más grande
de nuestro sistema solar. Adornado
con un deslumbrante sistema de
anillos de hielo, Saturno es único
entre los planetas. No es el único
planeta
que tiene anillos,
pero
ninguno es tan espectacular o
complejo como el de Saturno. Al
igual que su compañero gigante de
gas Júpiter, Saturno es una bola
masiva hecha principalmente de
hidrógeno y helio.
Rodeado por más de 60 lunas conocidas, Saturno es el hogar de algunos de los paisajes más
fascinantes de nuestro sistema solar. Desde los chorros de agua que rocían de Encelado a los lagos de
metano en el Titán lleno de humo, el sistema de Saturno es una rica fuente de descubrimiento
científico y aún tiene muchos misterios.
Saturno, el planeta más alejado de la Tierra descubierto por el ojo humano sin ayuda, se conoce desde
la antigüedad. El planeta lleva el nombre del dios romano de la agricultura y la riqueza, que también
fue el padre de Júpiter.
Con un radio de 58.232 kilómetros, Saturno es 9 veces más ancho que la Tierra. Tiene una distancia
promedio al sol de 1.400 millones de kilómetros (9,5 UA). La luz solar tarda 80 minutos en viajar hasta
Saturno.
Un día en Saturno toma dura 10,7 horas (el tiempo que le toma a Saturno rotar una vez sobre sí
mismo). Realiza una órbita completa alrededor del Sol (un año en tiempo de Saturno) en
aproximadamente 29,4 años terrestres (10.756 días terrestres).
Su eje está inclinado 26,73 grados con respecto a su órbita alrededor del Sol, que es similar a la
inclinación de 23,5 grados de la Tierra; por lo que existen estaciones al igual que ocurre en la tierra.
Saturno, al igual que el resto de planetas del sistema solar, se formó hace unos 4.500 millones de años,
cuando la gravedad atrajo remolinos de gas y polvo para convertirse en este gigante gaseoso. Hace
unos 4 mil millones de años, Saturno se instaló en su posición actual en el sistema solar exterior.
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Al igual que Júpiter, Saturno es un gigante gaseoso, y está formado principalmente de hidrógeno y
helio. En el centro de Saturno hay un núcleo denso de metales como el hierro y el níquel rodeado de
material rocoso y otros compuestos solidificados por la intensa presión y el calor. Está envuelto por
una capa de hidrógeno líquido, similar al núcleo de Júpiter pero considerablemente más pequeño.
Es difícil de imaginar, pero Saturno es el único planeta en nuestro sistema solar cuya densidad
promedio es menor que el agua. El planeta gaseoso gigante podría flotar en una bañera si existiera
algo tan colosal.
Como gigante gaseoso, Saturno no tiene una verdadera superficie. El planeta está girando
principalmente gases y líquidos más profundos. Si bien una nave espacial no tendría ningún lugar para
aterrizar en Saturno, tampoco podría volar ilesa. Las presiones y temperaturas extremas en el interior
del planeta aplastan, derriten y vaporizan las naves espaciales que intentan volar hacia el planeta.
La atmósfera de Saturno está cubierta de nubes que aparecen como rayas tenues, corrientes de chorro
y tormentas. El planeta tiene muchos tonos diferentes de amarillo, marrón y gris.
Los vientos en la atmósfera superior alcanzan velocidades de 500 m/s en la región ecuatorial. En
contraste, los vientos huracanados más fuertes en la Tierra alcanzan los 110 m/s. La presión, del
mismo tipo que se siente cuando buceas bajo el agua, es tan poderosa que exprime el gas en líquido.
El polo norte de Saturno tiene una característica atmosférica interesante: una corriente en chorro de
seis lados. Este patrón en forma de hexágono se notó por primera vez en las imágenes de la nave
espacial Voyager I y desde entonces ha sido observado más de cerca por la nave espacial Cassini. Con
una extensión de aproximadamente 30.000 kilómetros, el hexágono es un chorro ondulado de vientos
de velocidades de hasta 322 km/h con una tormenta masiva y giratoria en el centro. No hay una
característica climática como esta en ningún otro lugar del sistema solar.
El entorno de Saturno no es el adecuado para que exista vida tal como la conocemos. Las
temperaturas, presiones y materiales que caracterizan a este planeta probablemente sean demasiado
extremos y volátiles para que los organismos se adapten; sin embargo, si podría haberla en alguna de
sus lunas, como es el caso de Titán, que contiene gran cantidad de agua en océanos.
Saturno tiene 82 lunas. Se confirman y nombran 53 y otras 29 lunas están esperando la confirmación
del descubrimiento y el nombramiento oficial. Las lunas de Saturno varían en tamaño desde más
grande como la luna Titán, más grande que Mercurio, hasta de tamaño tan pequeño de unos pocos
km. Las lunas dan forma, contribuyen y también recolectan material de los anillos y la magnetosfera de
Saturno.
Se cree que los anillos de Saturno son fragmentos de cometas, asteroides o lunas destrozadas que se
rompieron antes de llegar al planeta, destrozados por la poderosa gravedad de Saturno. Están hechos
de miles de millones de pequeños trozos de hielo y roca recubiertos con otro material como el polvo.
Las partículas del anillo en su mayoría van desde pequeños granos de hielo del tamaño de polvo hasta
trozos tan grandes como una casa. Algunas partículas son tan grandes como las montañas. Los anillos
se verían en su mayoría blancos si se miraran desde las nubes de Saturno, y curiosamente, cada anillo
orbita a una velocidad diferente alrededor del planeta.
El sistema de anillos de Saturno se extiende hasta 282.000 kilómetros del planeta, aunque la altura
vertical es típicamente de unos 10 metros en los anillos principales.
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El campo magnético de Saturno es más pequeño que el de Júpiter, pero sigue siendo 578 veces más
poderoso que el de la Tierra. Saturno, los anillos y muchos de los satélites se encuentran totalmente
dentro de la enorme magnetosfera de Saturno, la región del espacio en la que el comportamiento de
las partículas cargadas eléctricamente está más influenciado por el campo magnético de Saturno que
por el viento solar.
1.8
URANO
El séptimo planeta desde el Sol con el tercer diámetro más
grande en nuestro sistema solar, Urano es muy frío y
ventoso. El gigante de hielo está rodeado por 13 anillos
débiles y 27 lunas pequeñas a medida que gira en un
ángulo de casi 90 grados desde el plano de su órbita. Esta
inclinación única hace que Urano parezca girar sobre un
costado, orbitando al Sol como una bola rodante.
El primer planeta encontrado con la ayuda de un
telescopio, Urano fue descubierto en 1.781 por el
astrónomo William Herschel, aunque originalmente pensó
que era un cometa o una estrella. Dos años después, el
objeto fue aceptado universalmente como un nuevo
planeta. El planeta recibió el nombre de Urano, el dios
griego del cielo.
Tiene un radio de 25.362 kilómetros. Se encuentra a una distancia promedio de 2.900 millones de
kilómetros del Sol (19,8 UA). La luz solar tarda 2 horas y 40 minutos en viajar a Urano.
Un día en Urano dura unas 17 horas y realiza una órbita completa alrededor del Sol (un año en Urano)
en 84 años terrestres (30.687 días terrestres).
Urano es el único planeta tumbado, dado que su ecuador está casi en ángulo recto con su órbita, con
una inclinación de 97,77 grados, posiblemente el resultado de una colisión con un objeto del tamaño
de la Tierra hace mucho tiempo. Esta inclinación única, produce las estaciones más extremas en el
sistema solar. El polo norte del planeta experimenta 21 años de noche en invierno, 21 años de día en
verano y 42 años de día y noche en primavera y otoño.
Urano, al igual que Venus, es uno de los dos planetas que giran en la dirección opuesta a la mayoría de
los planetas, yendo de este a oeste.
Urano, al igual que el resto de los planetas del sistema solar, se formó cuando el resto del sistema
solar, hace unos 4.500 millones de años, cuando la gravedad atrajo remolinos de gas y polvo para
convertirse en este gigante de hielo. Al igual que su vecino Neptuno, Urano probablemente se formó
más cerca del Sol y se trasladó al sistema solar exterior hace unos 4 mil millones de años, donde es el
séptimo planeta desde el Sol.
Urano es uno de los dos gigantes de hielo en el sistema solar exterior (el otro es Neptuno).La mayor
parte de la masa del planeta (80 % o más) está compuesta de un fluido denso y caliente de materiales
"helados" (agua, metano y amoníaco) sobre un pequeño núcleo rocoso. Urano es un poco más grande
en diámetro que su vecino Neptuno, pero más pequeño en masa. Es el segundo planeta menos denso,
después de Saturno que es el menos denso de todos.
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Urano obtiene su color azul verdoso del gas metano que se encuentra en su atmósfera. La luz del sol
atraviesa la atmósfera y se refleja en las nubes de Urano. El gas metano absorbe la porción roja de la
luz, dando como resultado un color azul verdoso.
Como gigante de hielo, Urano no tiene una superficie verdadera. El planeta es principalmente fluidos
en remolino. Si bien una nave espacial no tendría ningún lugar para aterrizar en Urano, tampoco
podría volar a través de su atmósfera ileso. Las presiones y temperaturas extremas destruirían una
nave espacial de metal.
La atmósfera de Urano es principalmente hidrógeno y helio, con una pequeña cantidad de metano y
trazas de agua y amoníaco y sulfuro de hidrógeno en la cima de las nubes de Urano. El metano le da a
Urano su característico color azul. La atmósfera planetaria de Urano, con una temperatura mínima de ‐
224.2 ºC lo hace aún más frío que Neptuno en algunos lugares.
La velocidad del viento puede alcanzar hasta 900 km/h en Urano. Los vientos son retrógrados en el
ecuador, soplando en la dirección inversa de la rotación del planeta. Pero más cerca de los polos, los
vientos cambian a una dirección programada, fluyendo con la rotación de Urano.
La nave espacial Voyager 2 es la única nave espacial que ha volado junto a Urano. Ninguna nave
espacial ha orbitado este planeta distante para estudiarlo detenidamente y de cerca.
El entorno de Urano no es idóneo para la existencia de vida tal como la conocemos. Las temperaturas,
presiones y materiales que caracterizan a este planeta probablemente sean demasiado extremos y
volátiles para que los organismos se adapten.
Urano tiene 27 lunas conocidas. Si bien la mayoría de los satélites que orbitan alrededor de otros
planetas toman su nombre de la mitología griega o romana, las lunas de Urano son únicas en el
nombre de personajes de las obras de William Shakespeare y Alexander Pope.
Todas las lunas internas de Urano parecen ser aproximadamente mitad de hielo de agua y mitad de
roca. La composición de las lunas exteriores sigue siendo desconocida, pero probablemente son
asteroides capturados.
Urano tiene dos juegos de anillos. El sistema interno de nueve anillos consiste principalmente en
anillos estrechos de color gris oscuro. Hay dos anillos externos: el más interno es rojizo como los
anillos polvorientos en otras partes del sistema solar, y el anillo externo es azul.
Urano tiene una magnetosfera inusual de forma irregular. Los campos magnéticos están típicamente
alineados con la rotación de un planeta, pero el campo magnético de Urano está volcado: el eje
magnético está inclinado casi 60 grados desde el eje de rotación del planeta, y también está
desplazado del centro del planeta en un tercio del radio del planeta. Las auroras en Urano no están en
línea con los polos debido al campo magnético asimétrico.
1.9
NEPTUNO
Galileo registró a Neptuno como una estrella fija durante las observaciones con su pequeño telescopio
en 1.612 y 1.613. Más de 200 años después, el gigante de hielo Neptuno se convirtió en el primer
planeta ubicado a través de predicciones matemáticas en lugar de observaciones regulares del cielo.
Debido a que Urano no se desplazaba como los astrónomos lo esperaban, el matemático francés
Urbain Joseph Le Verrier propuso la posición y la masa de un planeta entonces desconocido que podría
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causar los cambios observados en la órbita de Urano. Le Verrier envió sus predicciones a Johann
Gottfried Galle en el Observatorio de Berlín, quien encontró a Neptuno en su primera noche de
búsqueda en 1.846. Diecisiete días después, también se descubrió la luna más grande de Neptuno,
Tritón.
Más de 140 años después, en 1.989, la Voyager 2 de la NASA se convirtió en la primera y única nave
espacial en estudiar Neptuno de cerca; envió una gran cantidad de información sobre Neptuno y sus
lunas, y confirmó la evidencia de que Neptuno tenía anillos débiles como los otros planetas gaseosos.
Los científicos también usan el telescopio espacial Hubble y potentes telescopios terrestres para
recopilar información.
Neptuno es Oscuro, frío y azotado por vientos supersónicos, y es el más distante de nuestro sistema
solar. Tiene un radio de 24.622 kilómetros, y se encuentra del Sol a una distancia promedio de 4.500
millones de kilómetros (30 UA). La luz solar tarda 4 horas en viajar desde el Sol hasta Neptuno. Es el
único planeta de nuestro sistema solar que no es visible a simple vista. Un día en Neptuno dura
aproximadamente 16 horas y realiza una órbita completa alrededor del Sol (un año en tiempo
neptuniano) en aproximadamente 165 años terrestres (60.190 días terrestres).
El eje de rotación de Neptuno está inclinado 28 grados con respecto al plano de su órbita alrededor del
Sol, que es similar a las inclinaciones axiales de Marte y la Tierra. Esto significa que Neptuno
experimenta tiene estaciones meteorológicas al igual que en la Tierra; sin embargo, dado que su año
es tan largo, cada una de las cuatro estaciones dura más de 40 años.
Neptuno, al igual que el resto de planetas del sistema solar, se formó cuando el resto del sistema solar,
hace unos 4.500 millones de años, cuando la gravedad atrajo remolinos de gas y polvo para
convertirse en este gigante de hielo. Al igual que su vecino Urano, Neptuno probablemente se formó
más cerca del Sol y se trasladó al sistema solar exterior hace unos 4.000 millones de años.
Neptuno es uno de los dos gigantes de hielo en el sistema solar exterior (el otro es Urano). La mayor
parte (80 %) de la masa del planeta está compuesta de un fluido denso y caliente de materiales
"helados" (agua, metano y amoníaco) sobre un pequeño núcleo rocoso. De los planetas gigantes,
Neptuno es el más denso.
Los científicos piensan que podría haber un océano de agua súper caliente bajo las frías nubes de
Neptuno. No se evapora porque la presión increíblemente alta lo mantiene encerrado dentro.
Neptuno no tiene una superficie sólida. Su atmósfera (compuesta principalmente de hidrógeno, helio y
metano) se extiende a grandes profundidades, fusionándose gradualmente en agua y otros hielos
derretidos sobre un núcleo sólido más pesado con aproximadamente la misma masa que la Tierra.
La atmósfera de Neptuno está compuesta principalmente de hidrógeno y helio con solo un poco de
metano. El vecino de Neptuno, Urano, es de un color verde azulado debido a ese metano atmosférico,
pero Neptuno es un azul más vivo y brillante, por lo que debe haber un componente desconocido que
cause el color más intenso.
Neptuno es el mundo más ventoso de nuestro sistema solar. A pesar de su gran distancia y baja
entrada de energía del Sol, los vientos de Neptuno pueden ser tres veces más fuertes que los de
Júpiter y nueve veces más fuertes que los de la Tierra. Estos vientos azotan las nubes de metano
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congelado en todo el planeta a velocidades de más de 2.000 km/h (los vientos más poderosos de la
Tierra no alcanzan los 400 km/h).
El entorno de Neptuno no es propicio para la vida tal como la conocemos. Las temperaturas, presiones
y materiales que caracterizan a este planeta probablemente sean demasiado extremos y volátiles para
que la vida pueda tener lugar.
Neptuno tiene 14 lunas conocidas. La luna más grande es
Tritón, y fue descubierta el 10 de octubre de 1.846 por
William Lassell, solo 17 días después de que Johann Gottfried
Galle descubriera el planeta. Dado que Neptuno recibió el
nombre del dios romano del mar, sus lunas llevan el nombre
de varios dioses marinos menores y ninfas en la mitología
griega.
Tritón es la única luna grande en el sistema solar que gira
alrededor de su planeta en una dirección opuesta a la
rotación del planeta. Tritón es extremadamente frío, con
temperaturas superficiales alrededor de ‐235 ºC.
Neptuno tiene al menos cinco anillos principales y cuatro
arcos de anillo prominentes que conocemos hasta ahora.
El eje principal del campo magnético de Neptuno se vuelca unos 47 grados en comparación con el eje
de rotación del planeta. Al igual que Urano, cuyo eje magnético está inclinado unos 60 grados desde el
eje de rotación, la magnetosfera de Neptuno sufre variaciones salvajes durante cada rotación debido a
esta desalineación. El campo magnético de Neptuno es aproximadamente 27 veces más potente que la
de la Tierra.
2
VEHÍCULOS ESPACIALES
Una vehículo espacial (en adelante V/E), astronave o cosmonave es un sistema especialmente
diseñado y construido para funcionar en ambientes hostiles específicos. Los V/E pueden de dos tipos:
 Robóticos (no tripulados); se incluyen los satélites artificiales y las sondas espaciales.
 Tripulados: se incluyen las estaciones espaciales, transbordadores y módulos.
Un satélite artificial es cualquier objeto que se mueve en una trayectoria curva alrededor de un
planeta. En el contexto del vuelo espacial, un satélite espacial, es un objeto artificial que ha sido
intencionalmente puesto en órbita. Desde 1957, se han lanzado unos 6.600 satélites de más de 40
países. Según una estimación de 2013, 3.600 satélites artificiales se mantienen en órbita. De ellos,
cerca de 1.000 estaban operativos en esa época, mientras que el resto han vivido sus vidas útiles y se
han convertido en desechos espaciales. Aproximadamente 500 satélites operacionales están en órbita
terrestre baja, 50 están en órbita terrestre media (a 20.000 km) y el resto está en órbita
geoestacionaria (36.000 km).
Una sonda espacial es V/E robótico que no gira en órbita alrededor de la Tierra, sino que, en su lugar,
explora el espacio exterior. Una sonda espacial puede aproximarse a la Luna; viajar a través del espacio
interplanetario; sobrevolar, orbitar, o aterrizar en otros cuerpos planetarios; o bien termina con una
ruta de escape hacia el exterior del sistema solar.
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Un vehículo espacial consta dos partes principales:
1. La Carga Útil o de Pago parar realizar la misión. (Mission Payload), que es el subsistema de la nave
espacial que lleva a cabo la misión real (comunicaciones, teledetección, control. etc.). Se
compone del hardware, software, las comunicaciones de los datos de la carga de pago y/o la
telemetría y comandos de control de la carga de pago. Hay que tener en cuenta, que puede haber
naves que tengan cargas útiles secundarias.
Subsistemas de un vehículo espacial
2. Module Bus o Contenedor o Módulo de servicio, que incluye subsistemas y estructura del V/E
para apoyar la Misión de la carga útil. Funciones:







Potencia o energía eléctrica
Propulsión
Control de temperatura
Control de altura
Apoyo estructural
Guiado, Navegación y Control
Apoyo logístico al personal (Life support) (para vehículos habitados o tripulados)
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La NASA, en función de la misión que se le asigne a un V/E los agrupa en los siguientes tipos:
Flyby spacecraft (Sobrevuelo): Habitualmente son sondas espaciales. Son vehículos que siguen
una órbita solar continua o una trayectoria de escape, nunca van a ser capturados en una órbita
planetaria.
Orbiter spacecraft (Orbitador): vehículo que viaja a un planeta distante y entran en su órbita.
Atmospheric spacecraft (atmosférico): vehículo diseñado para una misión relativamente corta
para recopilar datos sobre la atmósfera de un planeta, satélite o asteroide.
Lander spacecraft (Aterrizador): vehículo diseñado para alcanzar la superficie de un planeta y
sobrevivir el tiempo suficiente para transmitir los datos a la Tierra.
Surface Penetrator spacecraft: Vehículo que ha sido diseñado para entrar en la superficie de un
cuerpo, tal como un cometa, midiendo las propiedades de la superficie penetrada.
Rover spacecraft: vehículo con cierta capacidad de movilidad para estudiar la superficie de un
planeta o satélite.
Observatory spacecraft: vehículo que ocupa una órbita terrestre, o una órbita solar, desde donde
puede observar blancos distantes.
Communications & Navigation spacecraft: son vehículos muy abundantes, que orbitan alrededor
de la tierra con misiones de comunicaciones, navegación, etc.
En el diseño y desarrollo de vehículos espaciales hay que tener en cuenta los siguientes aspectos
condicionantes:







Erosión estructural y superficial del vehículo.
Degradación de equipos: electrónicos, comunicaciones, propulsivos, etc.
Interferencias con la carga útil y las comunicaciones.
Erosión y degradación paneles Solares y otros componentes.
Carga electroestática y corrientes parásitas.
Erosión química de superficies.
Radiación dañina para las misiones tripuladas.
Más de 250 naves espaciales robóticas, y 24 humanos, se han lanzado al espacio desde que se
comenzó a explorar más allá de la atmósfera de la Tierra en 1.958. A continuación se exponen algunas
de las más famosas misiones con objetivos científicos para estudiar planetas, lunas, asteroides y
cometas más allá de la órbita terrestre.
Misión Cheops
Es un satélite de la ESA, que fue lanzado en un
lanzador Soyuz‐Fregat desde el puerto espacial
de Europa en Kourou, Guayana Francesa, el 18
de diciembre en su emocionante misión para
caracterizar planetas que orbitan estrellas
(exoplanetas) que no sean el Sol.
Durante el último cuarto de siglo, los
astrónomos que usan telescopios en la Tierra y
en el espacio han descubierto más de 4.000
exoplanetas alrededor de estrellas cercanas y
lejanas de nuestro Sistema Solar. Hay una
variedad de tipos con características muy
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distintas de los planetas de nuestro sistema, teniendo la mayoría de ellos tamaños comprendidos
entre los tamaños de la Tierra y Neptuno.
Se encargará de seguir cientos de exoplanetas conocidos que se han descubierto a través de otros
métodos. La misión observará estos planetas exactamente mientras transitan frente a su estrella
madre y bloquean una fracción de su luz, para medir su tamaño con una precisión y exactitud sin
precedentes.
Telescopio espacial HERSCHEL
El telescopio espacial Herschel, de la Agencia Espacial
Europea (ESA), fue lanzado el pasado 14 de Mayo de 2919.
Se trata del mayor telescopio jamás puesto en órbita, con
un espejo de 3,5 metros de diámetro. Herschel ya ha
empezado a observar a pleno rendimiento, y sus
científicos disponen ya de resultados científicos
preliminares que, aseguran, mejoran todas las
expectativas
y
demuestran
las
extraordinarias
posibilidades científicas de Herschel. Es el primer
telescopio capaz de detectar luz de infrarrojo lejano y
ondas submilimétricas, el tipo de radiación que emiten los
objetos muy polvorientos del cosmos y también los más
fríos. Esta capacidad, permite estudiar fenómenos astronómicos que permanecen del todo ocultos a
otros telescopios, como el nacimiento de las estrellas, la formación de las primeras galaxias hace más
de 10.000 millones de años o la formación de planetas.
Además ha sido diseñado para analizar con gran detalle la astroquímica, es decir, los procesos
químicos que dan lugar a la síntesis de nuevas moléculas en el espacio entre las estrellas o alrededor
de estrellas moribundas. Con estas moléculas se acabarán formando los planetas y, eventualmente, los
organismos vivos.
BepiColombo
Es una misión internacional compuesta por dos
naves espaciales que viajan juntas a Mercurio
para orbitar y estudiar el planeta desde puntos
de vista únicos. La Agencia Espacial Europea (ESA)
proporcionó un orbitador “Mercuri Planetary
Orbiter (MPO)” que estudiará la superficie y el
interior del planeta. La Agencia de Exploración
Aeroespacial de Japón (JAXA) suministró un
segundo “orbitador magnetosférico de Mercurio
(MMO)” que estudiará el campo magnético del
planeta. Fue lanzado el día 20 de octubre, y está
previsto que comience a orbitar el año 2025.
Estudiará la superficie y el interior del planeta.
Hasta la fecha, solamente otras dos naves espaciales de la NASA han visitado Mercurio: MARINER 10 y
MESSENGER.
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Sonda solar Parquer
La sonda solar Parker de la NASA fue lanzada el 12
de agosto de 2018 y está en una misión para "tocar
el sol". La nave espacial está volando más cerca de
la superficie del Sol que cualquier nave espacial
anterior. La
misión revolucionará
nuestra
comprensión del Sol. Volará más de siete veces
más cerca del Sol de lo que lo haya hecho otra
nave espacial; su máxima aproximación al Sol, será
de aproximadamente 6.2 millones de kilómetros. Está programada para que durante siete años,
completa 24 órbitas alrededor del Sol.
InSight
La nave espacial InSight de la NASA, fue lanzada el 5 de
mayo de 2018 para estudiar el interior profundo de
Marte, utilizando investigaciones sísmicas, geodesia y
transporte de calor. Está estudiando la actividad
tectónica de Marte, así como los impactos de
meteoritos que sufre. El objetivo es buscar evidencias
que aporten datos a los científicos que les den luz
acerca de cómo se formaron los planetas terrestres.
Dos naves espaciales, del tamaño de una maleta llamadas CubeSats, se separaron de la nave espacial
InSight principal y la siguieron hasta Marte.
OSIRIS‐REx
La misión OSIRIS‐REx de la NASA fue lanzada el 8 de septiembre de 2016, y será la primera misión de
Estados Unidos en traer una muestra de asteroide a la Tierra. La nave espacial está actualmente
orbitando el asteroide Bennu y pasará dos años mapeándola antes de recolectar una muestra y
regresar a la Tierra. Este asteroide es potencialmente peligroso, ya que algún día podría amenazar a la
Tierra. Se persigue que la muestra pese al menos unos 60 gramos; está previsto que regrese a la tierra
en septiembre de 2023.
DSCOVR
La estación metereológica espacial DSCOVR (Deep
Space Climate Observatory) fue lanzada el 11 de
febrero de 2015, y monitorea los cambios en el
viento solar, proporcionando alertas de clima
espacial y pronósticos de tormentas geomagnéticas
que podrían interrumpir las redes eléctricas,
satélites, telecomunicaciones, aviación y GPS. Se
encuentra orbitando alrededor de la Tierra a una
distancia de 1,6 millones de kilómetros de la Tierra
en una ubicación única llamada “punto 1 de
Lagrange”, que básicamente le permite flotar entre
el Sol y nuestro planeta. La estación incorpora una
cámara que toma una nueva imagen de la Tierra
cada dos horas. Así mismo, captura imágenes de
eclipses solares e imágenes de la Luna a medida que pasa entre DSCOVR y la Tierra.
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NOTA: Los puntos de Lagrange, también denominados puntos L o puntos de libración, son las cinco
posiciones en un sistema orbital donde un objeto pequeño, solo afectado por la gravedad, puede estar
teóricamente estacionario respecto a dos objetos más grandes, como es el caso de un satélite artificial
con respecto a la Tierra. Los puntos de Lagrange marcan las posiciones donde la atracción gravitatoria
combinada de las dos masas grandes proporciona la fuerza centrípeta necesaria para rotar
sincrónicamente con la menor de ellas.
Mars MAVEN
Nave espacial de la NASA, que lanzada el 18 de
noviembre de 2013, que se encuentra orbitando
Marte estudiando la estructura y composición de
la atmósfera superior del Planeta Rojo. A
principios de 2019, MAVEN se desplazó a una
órbita más baja para prepararlo para asumir una
responsabilidad adicional como satélite de
transmisión de datos para el rover Mars 2020 de
la NASA. Esta misión se diseñó para que durase
dos años, pero la nave espacial tiene suficiente
combustible para operar hasta 2030.
KÈPLER
El V/E Kepler, fue lanzado el día 7 de marzo de
2009. Esta nave dejó un legado de más de 2.600
descubrimientos planetarios desde fuera de
nuestro sistema solar, incluidos muchos que son
lugares prometedores para la vida.
En diciembre de 2.011 la NASA anuncia que el
V/E Kepler ha encontrado el primer planeta,
Kepler‐22b, en la zona habitable de una estrella
fuera de nuestro sistema solar
El 30 de octubre de 2018, la NASA anuncia que
Kepler se quedó sin combustible y se retirará en
su órbita actual.
Kepler estaba equipado para buscar planetas con un tamaño de entre la mitad y el doble del tamaño
de la Tierra (planetas terrestres) en la zona habitable de sus estrellas donde podría existir agua líquida
en estado natural en la superficie del planeta.
Sus objetivos científicos incluían determinar la abundancia de estos planetas y la distribución de
tamaños y formas de sus órbitas, estimar el número de planetas en sistemas de estrellas múltiples y
determinar las propiedades de las estrellas que tienen sistemas planetarios. Kepler detectó planetas
observando tránsitos, o pequeñas caídas en el brillo de una estrella que ocurren cuando un planeta
cruza frente a la estrella.
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La nave espacial era básicamente un solo instrumento, un telescopio de apertura de 1 metro de
diámetro especialmente diseñado y una matriz de sensores de imagen, con una nave espacial
construida a su alrededor. El diámetro del espejo del telescopio era de 1,4 metros, uno de los espejos
más grandes más allá de la órbita de la Tierra.
Phoenix
Es una nave espacial de la NASA, que fue
enviada el día 4 de agosto de 2007, y que
posteriormente aterrizó en el norte en Marte. El
módulo de aterrizaje verificó la presencia de
hielo de agua en el subsuelo marciano, que el
orbitador Mars Odyssey de la NASA detectó por
primera vez de manera remota en 2002. La
nave Phoenix envió más de 25.000 fotos de la
superficie de Marte.
New Horizons
Es una nave espacial de la NASA, que fue
lanzada el 19 de enero de 2006, con la misión de
explorar Plutón de cerca. Comienza su
exploración el 14 de julio de 2015 volando cerca
del Plutón y sus lunas.
El sobrevuelo devolvió con éxito datos a través
de los 4.800 millones de kilómetros a la Tierra,
revelando la naturaleza extraordinaria del
sistema de Plutón, y está en camino de explorar
otras partes del Cinturón de Kuiper.
A principios de 2019, New Horizons sobrevoló su segundo objetivo científico más importante: MU69
2014, el objeto más distante explorado de cerca, que se encuentra situado en el cinturón de Kuiper.
Telescopio espacial Spitzer
El telescopio Spitzer de la NASA, fue
lanzado el día 25 de agosto de 2003. Es el
primer telescopio en detectar la luz de un
exoplaneta, o de un planeta fuera de
nuestro sistema solar. Spitzer utiliza un
telescopio infrarrojo ultrasensible para
estudiar asteroides, cometas, planetas y
galaxias distantes. En 2009, el telescopio
Spitzer encontró un anillo de Saturno, que
tiene una estructura tenue y fina con un
diámetro de 300 veces el diámetro del
planeta gigante gaseoso. Así mismo
realizó el primer mapa meteorológico de
las variaciones de temperatura sobre la superficie Saturno.
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Voyager 1
Nave espacial de la NASA, lanzada el día 5 de septiembre
de 1977, con el objetivo de volar por Júpiter y Saturno. Al
igual que su hermana, la Voyager 2 también fue diseñada
para encontrar y estudiar el borde de nuestro sistema
solar. Ninguna nave espacial ha volado tan lejos como
esta, que en agosto del 2012, cruzó el espacio interestelar
y continúa recolectando datos.
Voyager 2
Esta nave de la NASA Fue enviada al espacio el día 20 de
agosto de 1977. Fue diseñada para encontrar y estudiar el
borde de nuestro sistema solar. Al igual que su hermana,
la Voyager 2 también fue diseñada para encontrar y
estudiar el borde de nuestro sistema solar.
El 10 de diciembre de 2018, se unió a hermana, la Voyager
1, como los únicos objetos hechos por el hombre que
ingresaron en el espacio entre lainterestelar.
Las Voyager 1 y 2 fueron diseñadas para aprovechar una
rara alineación planetaria para estudiar de cerca el sistema solar exterior. La Voyager 2 apuntó a
Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. Estas dos naves espaciales han estado volando más tiempo que
cualquier otra nave espacial en la historia.
Las misiones Voyager no solo brindan a la humanidad observaciones de territorios verdaderamente
desconocidos, sino que también ayudan a los científicos a comprender la naturaleza misma de la
energía y la radiación en el espacio, información clave para proteger futuras misiones y astronautas.
Apolo 17
Esta expedición fue lanzada el 7 de diciembre de 1972, y
hasta ahora, fue la última expedición humana a la Luna.
La tripulación recolectó la roca lunar sin chocar más
antigua conocida, obtuvieron muestras de "suelo
anaranjado" que contenía vidrio volcánico de una
erupción explosiva, y desplegaron experimentos
científicos. Los astronautas dejaron una placa que
dice: "Aquí el hombre completó su primera exploración de la Luna, en diciembre de 1972 d.C.
Que el espíritu de paz en el que vino se refleje en la vida de toda la humanidad".
Apolo 16
Esta expedición fue lanzada el 16 de abril de 1972. Fue el
primer aterrizaje tripulado en las tierras altas lunares
centrales. La tripulación realizó la primera caminata
espacial durante el viaje de regreso a la Tierra.
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HUBBLE
Hubble es el primer observatorio
astronómico de la NASA colocado
en órbita alrededor de la tierra, el
24 de abril de 1.990 El Hubble está
orbitando alrededor de la superficie
de la tierra en un órbita de de 560
kilómetros .Realiza 15 órbitas por
día. Tiene capacidad de grabar
imágenes en longitudes de onda de
luz que abarcan desde ultravioleta
hasta infrarrojo cercano. El Hubble
continúa operando muy por encima
de los efectos borrosos de la
atmósfera
de
la
Tierra,
proporcionando
imágenes
de
resolución sin precedentes a partir
de las cuales se han realizado
muchos descubrimientos nuevos y emocionantes.
3
LEYES DE KÉPLER
Antes de que se redactaran las leyes de Kepler hubo otros científicos como Claudio Ptolomeo, Nicolás
Copérnico y Tycho Brahe cuyas principales contribuciones al avance de la ciencia estuvieron en haber
conseguido medidas muy precisas de las posiciones de los planetas y de las estrellas. Kepler, que fue
discípulo de Tycho Brahe, aprovechó todas estas mediciones para poder formular su tercera ley.
Kepler logró describir el movimiento de los planetas. Utilizó los conocimientos matemáticos de su
época para encontrar relaciones entre los datos de las observaciones astronómicas obtenidas por
Tycho Brahe y con ellos logró componer un modelo heliocéntrico del universo. Comenzó trabajando
con el modelo tradicional del cosmos, planteando trayectorias excéntricas y movimientos en epiciclos,
pero encontró que los datos de las observaciones lo situaban fuera del esquema que había establecido
Copérnico, lo que lo llevó a concluir que los planetas no describían una órbita circular alrededor del
Sol. Ensayó otras formas para las órbitas y encontró que los planetas describen órbitas elípticas, las
cuales tienen al Sol en uno de sus focos. Analizando los datos de Brahe, Kepler también descubrió que
la velocidad de los planetas no es constante, sino que el radio vector que une al Sol (situado en uno de
los focos de la trayectoria elíptica) con un planeta determinado, describe áreas iguales en tiempos
iguales. En consecuencia, la velocidad de los planetas es mayor cuando están próximos al Sol
(perihelio) que cuando se mueven por las zonas más alejadas (afelio). Esto da origen a las tres Leyes de
Kepler sobre el movimiento planetario.
Las leyes de Johannnes Kepler describen la cinemática del movimiento de los planetas en torno al Sol,
y fueron enunciadas por 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:
3.1
PRIMERA LEY
“Todos los planetas se desplazan alrededor del Sol describiendo órbitas elípticas. El Sol se
encuentra en uno de los focos de la elipse”.
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 r1 es la distancia más cercana al foco (cuando θ=0).
 r2 es la distancia más alejada del foco (cuando θ =π).
 Una elipse es una figura geométrica que tiene las siguientes características:
 Semieje mayor a; a=(r2+r1)/2

Semieje menor b.

Semidistancia focal c; c=(r2‐r1)/2

La relación entre los semiejes es a2=b2+c2

La excentricidad se define como el cociente e=c/a=(r2‐r1)/(r2+r1)

La excentricidad ”e” de una elipse es una medida de lo alejado que se encuentran los focos
del centro. Su valor viene dado por:
e
Pues bien, la mayoría de las órbitas planetarias tienen un valor muy pequeño de excentricidad, es
decir”e“≈ 0. Esto significa que, a nivel práctico, pueden considerarse círculos descentrados.
Así, una elipse se define en geometría como el tipo de cónica cuya excentricidad es menor que la
unidad. Para que una partícula, sometida a una fuerza central, atractiva, inversamente proporcional al
cuadrado de las distancias al centro de fuerzas, describa dicha trayectoria tiene que tener una energía
total negativa (e<0)
3.2
SEGUNDA LEY
“El radio vector (vector posición) que une un planeta y el Sol, barre áreas iguales de la elipse en
tiempos iguales”.
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Esta ley es equivalente a decir, que en el movimiento orbital de los planetas se la conservación del
momento angular L: L= m∙r1∙v1= m∙r2∙v2
Para que se conserve el momento angular, el planeta debe aumentar su velocidad a medida que se
acerqua al Sol. Esto sugiere que debe existir de una fuerza que permita al Sol atraer los planetas, para
que estas sigan tal trayectoria; años más tarde fue Newton quien la descubrió (fuerza gravitatoria).
“La conservación del momento angular L, equivale a que cuando el planeta está más alejado del Sol
(afelio) lleva una velocidad menor que cuando está más cercano al Sol (perihelio)”.
El Perihelio es el punto de la órbita del planeta más próximo al Sol. La velocidad en las proximidades
del perihelio es la máxima.
Afelio: Es el punto de la órbita del planeta más lejano al Sol. La velocidad en las proximidades del afelio
es la mínima.
El afelio y el perihelio son los únicos puntos de la órbita en los
que el radio vector r y la velocidad v son perpendiculares; por
ello, sólo en esos dos puntos, el módulo del momento angular
L se puede calcular directamente como el producto escalar de
la masa del planeta (m) por su velocidad (v) y por su distancia
al centro del sol (r)
Lafelio = m∙rafelio∙vafelio
Lperihelio = m∙rperihelio∙vperihlio
En cualquier otro punto de la órbita distinto del afelio o del perihelio el cálculo del momento angular L
es más complicado, pues como la velocidad no es perpendicular al radio vector, hay que utilizar el
producto vectorial: L = m∙r x v
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Que se conserve el momento angular L permite afirmar que:



Las órbitas son planas y estables.
Se recorren siempre en el mismo sentido.
La fuerza que mueve los planetas es central (Una fuerza central es una fuerza que está dirigida a lo
largo de una recta radial a un centro fijo y cuya magnitud sólo depende de la coordenada radial:
∙
; hemos supuesto que se toman coordenadas esféricas, no dependiendo F de las
otras coordenadas (θ, ϕ). El signo – indica que la fuerza es de atracción hacia el centro del sistema
de referencia, con sentido contrario al vector unitario r
Veamos una explicación del cumplimiento de esta Ley:
Definimos la variación del torque τ como la variación del momento angular L con respecto a tiempo:
∑
(1)
El torque se define como:
τ rxF
(2)
Si la única fuerza que está actuando entre un planeta y el sol es la fuerza gravitatoria de Newton,
podemos expresar el torque como:
∙
(3)
El vector unitario r lo podemos expresar como el cociente entre el vector
sustituyendo en la ecuación anterior queda:
∙
y su módulo:
que
∙
.
El producto vectorial r x r es igual a cero, ya que al ser el mismo vector el seno del ángulo que
forman (0º) vale cero. Por ello, se puede afirmar que: τ 0
Sustituyendo el resultado en la ecuación (1) se tiene que:
∑
⇒
constante.
Que el vector momento angular sea constante significa que la órbita que sigue el planeta alrededor
del sol forma un plano, que es perpendicular a la dirección del vector L. El hacer ese movimiento en un
plano simplifica el estudio del movimiento del planeta, pudiendo estudiarlo en coordenadas polares,
en vez de tener que hacerlo en coordenadas esféricas, que es mucho más complejo.
El vector
y como en el movimiento que estamos estudiando se supone que el
vector r y el vector v son perpendiculares, y suponiendo constante la masa m del objeto en estudio (en
nuestro caso la masa del planeta), podemos poner la expresión anterior como:
y teniendo en cuenta la relación entre la velocidad lineal y la velocidad
angular en un punto de distancia r al centro de giro (en nuestro estudio el centro del sol) tenemos que
el módulo del vector momento angular queda:
(4)
El área barrida Ai por el planeta en un determinado tiempo lo podemos expresar como el área de un
triángulo de base el módulo del radio r y altura el arco recorrido Si que para ángulos pequeños θ,
podemos hacer la aproximación de Si= ri ∙ θ; por lo tanto se tiene que:
∙
∙
∙
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Si consideramos una pequeña variación del área de forma que el radio entre la posición inicial y la
final, apenas varía (lo consideramos constante), entonces la variación del área solamente depende del
tiempo y tenemos pues que:
∙
∙
(5)
Si se relacionan las ecuaciones (4) y (5) se tiene que:
⇒
∙
⇒
= Constante
Esto nos indica que la razón del cambio del área en la unidad de tiempo es constante ya que, tanto L
como m permanecen constantes como ya se explicó. Por lo tanto para que esta razón de variación de
área con respecto al tiempo permanezca constante se tienen que cumplir que se “barren áreas iguales
en tiempos iguales” justificando la segunda ley de Kepler.
3.3
TERCERA LEY
“Para cualquier planeta, el cuadrado de su período orbital “T” es directamente proporcional al cubo
de la longitud del semieje mayor “a” de su órbita elíptica”
∙
⟹
,
donde, T es el período orbital (tiempo que tarda en dar una vuelta alrededor del Sol), a es el semieje
mayor, y que consideraremos que es la distancia media entre los centros del planeta y el Sol y C la
constante de proporcionalidad. Las leyes de Kepler se aplican a otros muchos cuerpos astronómicos
que se encuentran en mutua influencia gravitatoria, como el sistema formado por la Tierra y el Sol. Sin
embargo, gracias a ellas podemos estudiar también el movimiento de cualquier cuerpo
que orbite alrededor del Sol: planetas, asteroides, cometas. Así mismo se pueden aplicar al
movimiento de satélites orbitando alrededor de planetas, sean estos satélites naturales (la Luna, por
ejemplo), o artificiales.
El valor concreto de la constante C no se obtuvo sino unos años después, cuando Isaac Newton
estudió y obtuvo la ley de la gravitación universal. El estudio de Newton de las leyes de Kepler condujo
a la formulación de su famosa ley de la gravitación universal y a la obtención del valor de la constante
de proporcionalidad que Képler establecía en su 3ª Ley.
La ley de gravitación universal, es una ley física clásica, que describe la interacción gravitatoria entre
distintos cuerpos con masa. Fue formulada por Isaac Newton el 5 de julio de 1687, donde establece
por primera vez una relación proporcional (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 tenía que ser proporcional al producto de sus masas dividido por la distancia entre ellos al
cuadrado. Para grandes distancias de separación entre cuerpos se observa que dicha fuerza actúa de
manera muy aproximada como si toda la masa de cada uno de los cuerpos estuviese concentrada
únicamente en su centro de gravedad, es decir, es como si dichos objetos fuesen únicamente un
punto, lo cual permite reducir enormemente la complejidad de las interacciones entre cuerpos
complejos.
La ley de la gravitación universal predice que la fuerza ejercida entre dos cuerpos de masas m1 y m2 y
separados una distancia r es directamente proporcional al producto de sus masas e inversamente
proporcional al cuadrado de la distancia que hay entre sus centros:
∙
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Es decir, cuanto más masivos sean los cuerpos y más cercanos se encuentren, con mayor fuerza se
atraerán. Esta expresión es válida tanto para órbitas circulares como elípticas.
G es la constante de gravitación universal, que es una constante física obtenida de forma empírica, y
que determina la intensidad de la fuerza de atracción gravitatoria entre los cuerpos.
Esta constante aparece tanto en la ley de gravitación universal de Newton como en la teoría general
de la relatividad de Einstein. La medida de G fue obtenida implícitamente por primera vez por Henry
Cavendish en 1.798. Esta medición ha sido repetida por otros experimentadores aportando mayor
precisión. Aunque G fue una de las primeras constantes físicas universales determinadas, debido a la
extremada pequeñez de la atracción gravitatoria, el valor de G se conoce solo con una precisión de 10‐
4
, siendo una de las constantes conocidas con menor exactitud. Su valor aproximado es:
,
∙
∙
Se puede afirmar que G toma el mismo valor, para todos aquellos cuerpos que giran en torno a uno
determinado. Así, por ejemplo, los planetas del Sistema Solar comparten el valor de G al girar todos
ellos alrededor del Sol. También los satélites de un planeta compartirán un valor de G entre ellos.
En general esta constante se puede generalizar con la expresión siguiente:
donde C es la
constante de la 3ª ley de Kepler, M es la masa del cuerpo central y G es la ya estudiada “Constante de
gravitación universal”.
En base a la ley de la gravitación universal de Newton, se puede
justificar la 3ª ley de Kepler. Para ello, se va a considerar el
movimiento de un planeta de masa m que se mueve en una órbita
elíptica a velocidad v con respecto al sol. Para facilitar el estudio,
dado que la excentricidad de la trayectoria elíptica del planeta al
alrededor del sol es pequeña, se puede hacer la aproximación de
que el movimiento orbital se corresponde con un movimiento
circular. Por ello, podemos afirmar que la suma de todas las fuerzas
radiales que actúan sobre el planeta son:
∑
∙
∙
∙ ∙
(1)
La única fuerza radial que existe entre el sol y el planeta que hace que el planeta mantenga su
trayectoria elíptica (prácticamente circular en nuestro estudio) es la fuerza de atracción gravitatoria
que ejerce el sol sobre el planeta, y que fue:
∙
;
(2)
El signo menos del vector unitario indica que la fuerza que el sol ejerce sobre el planeta se dirige
hacia el centro del sol. Las ecuaciones (1) y (2) nos permiten comparar la fuerza de atracción
gravitatoria con la fuerza centrípeta del movimiento circular entre dos objetos:
∙
∙
∙
∙ ∙
(3)
Considerando que la velocidad angular ω es igual a 2π/T, donde T es el periodo, y haciendo el cambio
en la ecuación anterior (3) se tiene que:
G
∙
∙ ∙
∙ ∙
Simplificando y reordenando podemos tener la expresión:
Despejando el periodo se obtiene la expresión:
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Con lo que se obtiene la relación de proporcionalidad de la 3ª Ley de Kepler donde la constante de
proporcionalidad C viene dada por la expresión:
C = 3∙10
‐19 2
.Para el sistema solar, la constante de Kepler
3
s /m .
De la 3ª ley de Kepler se concluye que cuanto mayor sea la órbita de un planeta (mayor sea r), mayor
será su periodo, lo que implica que se moverá a menor velocidad.
4
BIBLIOGRAFIA
 “La Astronomía a través de la Historia. Eduardo Averbuj. Grupo Cultural Zero. ISBN 84‐317‐0590‐6
 TECNOLOGÍA AEROESPACIAL ‐ ENTORNO AEROESPACIAL . Apuntes de Tecnología Aeroespacial E.U.I.T.A. U‐P‐
M; Alarcón Martínez, G., Hernando Guadaño L., Miguel Ángel Sanz Gómez
 Beatty, J. K.; Collins Petersen, C., y Chaikin, A. (1999). The New Solar System. Cambridge University Press. Sky
Publishing Corporation. ISBN 0‐933346‐86‐7.
Webs consultadas:
Se han visitado numerosas páginas; destacar principalmente:
o
o
o
https://www.esa.int/
https://solarsystem.nasa.gov/solar‐system/our‐solar‐system/overview/
https://solarsystem.nasa.gov/basics/
NOTA: Las imágenes incluidas en este archivo se han extraído de internet a efectos didácticos. Muchas
de ellas podrían estar a derecho de autor, por lo que no se podrán emplear ni distribuir con
fines comerciales.
5
PREGUNTAS Y EJERCICIOS DE AUTOEVALUACIÓN
1ª ¿A qué astrónomo de la Edad Media, se le considera el introductor del modelo heliocéntrico del
Sistema Solar?
a) Ptolomeo
b) Copérnico
c) Aristarco de Samos
d) Képler
2ª ¿Cuántos planetas hay en el Sistema Solar?
a) 7
b) 8
c) 9
d) Se desconoce.
3ª Júpiter es:
a) El quinto planeta más cercano al Sol
b) Cuarto planeta más cercano al Sol.
c) Sexto planeta más cercano al Sol.
d) El segundo planeta más cercano al Sol.
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4ª ¿Cuántas lunas conocidas hay aproximadamente en el sistema solar?
a) 120
b) 65
c) 200
d) Mas de 500
5ª ¿Qué planetas del sistema solar carecen de lunas?:
a) Mercurio y Venus
b) Mercurio y Saturno
c) Venus y Saturno
d) Júpiter y Saturno
Ejercicio 1
Dos planetas de masas iguales orbitan alrededor de una
estrella de masa mucho mayor. El planeta 1 describe una
órbita circular de radio r1 = 108 km con un periodo de
rotaciónT1=2 años, mientras que el planeta 2 describe una
órbita elíptica cuya distancia más próxima es r1=108 km y la
más alejada es r2 = 1,8 ∙ 108 km, tal y como muestra la
figura. ¿Cuál es el periodo de rotación del planeta 2?
Ejercicio 2
La Tierra está orbitando alrededor del Sol con un periodo Tt de 365,25 días. ¿Cuál es la distancia media
entre la tierra y el Sol?
Ejercicio 3:
Marte se encuentra situado a una distancia media del Sol de 1,52 UA. ¿Cuál es el periodo orbital del
planeta alrededor del sol?
Ejercicio 4.
Una luna de un planeta tiene un periodo orbital de 3 días, 5 horas y 8 minutos. ¿Cuál es la distancia
media entre la luna y el planeta, sabiendo que la masa del planeta es de 2∙1021 Toneladas.
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SOLUCIONES:
1ª)
b
2ª)
b
3ª)
a
4ª)
c
5ª)
a
SOLUCIÓN Ejercicio 1:
NOTA: Cuando un planeta, un satélite, etc. recorre una órbita elíptica, para realizar los cálculos de la
tercera ley de Kepler, se toma como distancia del planeta al astro central (sol, un planeta, etc.) el valor
del semieje mayor a de la elipse que se obtiene hallando la semisuma de las distancias r1 y r2.
Por lo tanto y a la vista de la figura adjunta se deduce:
Para el planeta 1, como describe una órbita circular a1= r1 = 108 km que la
Para el planeta 2, con órbita elíptica , hay que calcular su distancia media del a la estrella:
, ∙
̅
, ∙
Aplicando la 3ª ley de Kepler tenemos que:
⇒
, ∙
Despejando y operando se obtiene T2, que es el valor del periodo de rotación del planeta 2 es: 3,3
años.
SOLUCIÓN EJERCICIO 2
Aplicamos la tercera ley de Kepler, sabiendo que para el sistema solar C=3∙10‐19 s2/m3
,
⇒
∙
/ í
∙
∙
NOTA: La distancia media entre el Sol y la Tierra es de unos 150 millones de km (149. 597. 870 km) y es
usada en astronomía como unidad para medir distancias. Se le da el nombre de unidad astronómica
(UA). Por lo tanto 1 UA = 150∙106 Km = 1,5∙1011 m.
SOLUCIÓN EJERCICIO 3
Sabemos que para el sistema solar, la constante de Kepler para su 3ª ley es C= 3∙10‐19 s2/m3 .
Entonces
aplicando
esta
3ª
ley
o
despejando
el
periodo
se
tiene:
⇒
√
∙
∙
,
∙ , ∙
/
,
∙
,
SOLUCIÓN EJERCICIO 4:
Partiendo de la tercera ley de Kepler, se puede obtener la distancia media entre ambos cuerpos:
T
4π
r ⇒r
GM
T GM
4π
6.239.280 s ∙ 6,67 ∙ 10
4π
N
m
∙ 2 ∙ 10
∙ kg
, ∙
El periodo T = 3 días x 86.400 s/día + 5 horas x 3600s/hora + 8 minutos x 60 s/minuto = 6.239.280 s.
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