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LAS TRES MEJORES FUENTES DE INFORMACION SOBRE FISICA.

2008-09-16T19:45:00.000-05:00

Desde la antigüedad los fenómenos naturales como las tormentas, los rayos y los truenos, las sequías, las inundaciones y los eclipses, han despertado el temor y la curiosidad en el hombre.

Primero se pensó que eran fenómenos sobrenaturales provocados por la ira de los dioses, a los que se intentaba calmar mediante ceremonias y sacrificios. Más tarde observaron que las estaciones, que regían su modo de vida, estaban relacionadas con los movimientos del Sol, la Luna y las estrellas, así es como nació la astronomía en las antiguas civilizaciones: babilonia, egipcia, china, hindú y maya.

Por esto, desde los albores de su existencia, el hombre se ha preguntado el porque de los fenómenos no observados en su entorno. Desde el origen de la humanidad han tenido gran importancia de los astronómicos, para poder entender las variaciones día/noche, las estaciones climatológicas, el movimiento de los átomos, etc.

Los griegos efectuaron estudios sobre modelos planetarios - y parco (siglo II a.c), Platón y Aristóteles (siglo IV)- , en los que se mezclaban observaciones astronómicas y teorías filosóficas en que se consideraba a la tierra como centro del sistema planetario, teoría denominada geocéntrica, aunque algunos, como Aristarco de Samos (siglo III a.c) defendían la teoría heliocéntrica, tomando al sol como centro del sistema. A pesar de ello, y debido a las observaciones de Ptolomeo, la mayoría de los pensadores admitían la teoría geocéntrica, hasta que en 1543 Nicolás Copérnico publico su libro de Revolutionibus, donde expuso sus ideas sobre la constitución del universo. Las ideas de Copérnico fueron revolucionarias en su tiempo defendiendo correctamente al concepto de día, año, la luna como satélite de la tierra, aunque considero circulares las trayectorias de los astros.

“En esta página mostraremos, los tres mejores informaciones acerca de diversos temas relacionados con la física, astronomía y filosofía; como: Mecánica Celeste, Surgimiento de la Astronomía, Modelo Geocéntrico, Modelo Heliocéntrico, Movimiento de La Tierra, Leyes De Kepler, Ley De Gravitación Universal, Masa Inercial y Gravitacional, y por último Constante de Cavendish. ”

MECANICA CELESTE

2008-09-16T19:23:00.000-05:00

Esta definición sobre mecánica celeste es la mas importante y significativa, ya que nos muestra en si el concepto de lo que es y cuales fueron los problemas que se presentaron en esta, por esto escogimos a mecánica celeste por wikipedia como nuestra primera fuente de información y como base para realizar nuestro resumen.

MECANICA CELESTE por Wikipedia, la enciclopedia libre

La mecánica celeste es una rama de la astronomía y la mecánica que tiene por objeto el estudio de los movimientos de los cuerpos en virtud de los efectos gravitatorios que ejercen sobre él otros cuerpos celestes. Se aplican los principios de la física conocidos como mecánica clásica (Ley de la Gravitación Universal de Isaac Newton). Estudia el movimiento de dos cuerpos, conocido como problema de Kepler, el movimiento de los planetas alrededor del Sol, de sus satélites y el cálculo de las órbitas de cometas y asteroides.

Breve historia del desarrollo de la mecánica celeste

Kepler fue el primero en desarrollar las leyes que rigen las órbitas a partir de observaciones empíricas del movimiento de Marte apoyadas, en gran parte, en observaciones astronómicas realizadas por Tycho Brahe. Años después, Newton desarrolló su ley de gravitación basándose en el trabajo de Kepler.

Isaac Newton introdujo la idea de que el movimiento de los objetos en el cielo, como los planetas, el Sol, y la Luna, y el movimiento de objetos en la Tierra, como las manzanas que caen de un árbol, podría describirse por las mismas leyes de la física. En este sentido él unificó la dinámica celeste y terrestre por eso su Ley de gravitación se llama Universal.

Usando la ley de Newton de gravitación, se pueden demostrar las leyes de Kepler para el caso de una órbita circular. Las órbitas elípticas, parabólicas e hiperbólicas involucran cálculos más complejos pero factibles. En el caso de la órbita de dos cuerpos aislados, por ejemplo el Sol y la Tierra, encontrar la situación en un momento posterior, conociendo previamente la posición y velocidad de la Tierra en un momento inicial, se conoce como el (problema de los dos cuerpos) y está totalmente resuelto, es decir, hay un conjunto de fórmulas que permiten hacer el cálculo.
Si el número de cuerpos implicados es tres o más el problema no está resuelto.

La solución del problema de los n-cuerpos (que es el problema de encontrar, dado las posiciones iniciales, masas, y velocidades de n cuerpos, sus posiciones para cualquier instante) no está resuelto por la mecánica clásica. Sólo determinadas simplificaciones del problema tienen solución general.

Los movimientos de tres cuerpos se pueden resolver en algunos casos particulares. El movimiento de la Luna influido por el Sol y la Tierra refleja la dificultad de este tipo de problemas y ocupó la mente de muchos astrónomos durante siglos.

Determinación de órbitas

La mecánica celeste se ocupa de calcular la órbita de un cuerpo recién descubierto y del que se tienen pocas observaciones; con tres observaciones ya se puede calcular los parámetros orbitales. Calcular la posición de un cuerpo en un instante dado conocida su órbita es un ejemplo directo de mecánica celeste. Calcular su órbita conocidas tres posiciones observadas es un problema mucho más complicado.

La planificación y determinación de órbitas para una misión espacial interplanetaria también es fruto de la mecánica celeste. Uno de las técnicas más usadas es utilizar el tirón gravitatorio para enviar a una nave a otro planeta cuando el combustible del cohete no hubiera permitido tal acción. Se hace pasar a la nave a una corta distancia de un planeta para provocar su aceleración.

Ejemplos de problemas

El problema de tres o más cuerpos no es un problema teórico sino que la naturaleza está llena de ellos, lo que nunca se da en la naturaleza es el problema de dos cuerpos que es una situación irreal que no se produce. Algunos ejemplos:

Movimiento de Alfa Centauri C bajo la acción de la estrella binaria, Alfa Centauri (dos componentes de aproximadamente la misma masa).

Movimiento de una sonda espacial aproximándose a un planeta doble, por ejemplo Plutón con su luna Caronte (la proporción de masa 0,147)

El movimiento de la nave Apollo 11 en su viaje a la Luna, sometida a la atracción de la Tierra y la Luna.

Órbita de un planeta, por ejemplo Mercurio, alrededor del Sol y sometido a la acción de todos los demás planetas.

Escogimos este como segunda fuente porque la información esta clara y muy explicativa pero le hace falta mas cosas importantes, como decir cuales fueron los problemas, etc. Aunque aclara muchas dudas porque esta información es muy entendible.

LA MECANICA CELESTE por es.shvoong.com

La mecánica celeste es un rama de la ciencia referida a la investigación del movimiento de los cuerpos en el espacio. Este ámbito tuvo origen hace trescientos años con Isaac Newton, y la mayoría de sus fundamentos y cálculos todavía se basan sobre la mecánica newtoniana y la ley de gravedad de Newton.

Newton sólo solucionó el problema del movimiento de dos cuerpos, y generalizó las leyes de Kepler. Cuando se consideran más de dos cuerpos, como es el caso para casi todos los problemas que se presentan en la naturaleza, no existe una solución exacta. Para estos problemas el movimiento se puede considerar a menudo en términos de modificaciones pequeñas, llamadas perturbaciones, del movimiento kepleriano.

Un rama importante de la mecánica celeste es la producción de tablas, denominadas efemérides, que proporcionan las posiciones de los cuerpos celestes para épocas específicas.
En 1905, en su teoría especial de la relatividad, Albert Einstein demostró que las presunciones de la mecánica neutoniana eran indefendibles aunque la mecánica continuaba siendo útil.

La carencia de validez de estas presunciones se hace obvia solamente cuando están implicadas velocidades comparables a la de la luz. Las modificaciones a los resultados de la mecánica celeste clásica son por lo tanto pequeñas y se pueden considerar como perturbaciones, pero llegan a ser más importantes mientras se van logrando observaciones astronómicas cada vez más precisas. Uno de los efectos más importantes que llegó a predecir la teoría sobre la relatividad general de Einstein fue que la órbita elíptica de un planeta rotará lentamente en el espacio; esto se denomina avance del perihelio. El ejemplo mayor es el de Mercurio, cuyo perihelio avanza 43 segundos por siglo. La confirmación de esto se consideraba una prueba fundamental dentro de la teoría de la relatividad.

Escogimos esta información como tercera fuente ya que nos proporciona una dificultosa información a cerca de la mecánica celeste, esto no quiere decir que sea inútil y este mala, sino que al leerla no sustenta bien ni se hace muy explicativa como las otras dos.

MECANICA CELESTE Y SATELITAL

No se puede mencionar la mecánica celeste sin tener en cuenta las leyes de Kepler (Fig. 1) y de Newton (Fig. 2).

Cuando un cuerpo se mueve en el espacio, lo hace bajo la acción de una fuerza central y conservativa, que varía con el cuadrado de la distancia al centro en acción –“llámese Sol; llámese Tierra”. Esta no es la única teoría con la que se puede establecer aproximaciones a la ecuación con la que se obtiene la trayectoria de dicho cuerpo (planeta o satélite). Existen otras aproximaciones sostenidas por varios autores como Vogt (1996) y Tier (1992), es especialmente la de Vogt, -que si bien se limita a trayectorias elípticas o (cerradas)- permite una comprobación más fácil de las leyes de Kepler.

En todo movimiento de los planetas o satélites se comprueba que el momento angular (L) del cuerpo en cuestión es el vector producto del vector de posición (r), el vector velocidad (v) y la fuerza (m), es decir (L = r x m x v ) donde:

L = momento angular
r = vector de posición
m = masa
v = velocidad

Como (L) se mantiene constante en dirección, (r) y (v) estarán en un plano perpendicular a la dirección de L (Fig. 3).

El resultado de esto es una trayectoria elíptica, vale decir una órbita cerrada.Así que una elipse se define como el tipo de cónica cuya excentricidad es menor que la unidad. Por lo tanto, un cuerpo sometido a una fuerza central atractiva e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia al centro de la fuerza, describirá dicha trayectoria, por tener una energía total negativa(E = < e =" 1).Y">1, (E = > 1).El período está dado por el tiempo que tarda el móvil en dar una vuelta completa en la órbita.

GLOSARIO:

Ápside: Cada uno de los extremos del eje > de una órbita.

Línea de los ápsides: Es la línea que une dichos puntos.

Nodo: Cada uno de los dos puntos de intersección de la línea Nodal de un planeta que atraviesa el plano de la Eclíptica.

Nodo ascendente: Es aquel donde la línea nodal pasa el plano de la eclíptica desde el hemisferio austral al boreal.

Nodo descendente: Es aquel donde la línea nodal pasa el plano de la eclíptica desde el hemisferio boreal al austral.

Solsticio: Cada uno de los puntos de tangencial de los trópicos con la eclíptica (para el hemisferio sur, es de verano el 22 de Diciembre y de Invierno el 21 de junio).

Equinoccio: Cada uno de los puntos de la esfera celeste en que la eclíptica corta el ecuador celeste. Cuando el Sol pasa por éstos puntos, el día y la noche tienen igual duración.

MECANICA CELESTE RESUMEN

Mecánica celeste:

Tiene por objeto interpretar los movimientos de la astronomía de posición, en el ámbito de la parte de la física conocida como mecánica, generalmente la newtoniana (Ley de la Gravitación Universal de Isaac Newton). Estudia el movimiento de los planetas alrededor del Sol, de sus satélites, el cálculo de las órbitas de cometas y asteroides. El estudio del movimiento de la Luna alrededor de la Tierra fue por su complejidad muy importante para el desarrollo de la ciencia. El movimiento extraño de Urano, causado por las perturbaciones de un planeta hasta entonces desconocido, permitió a Le Verrier y Adams descubrir sobre el papel al planeta Neptuno. El descubrimiento de una pequeña desviación en el avance del perihelio de Mercurio se atribuyó inicialmente a un planeta cercano al Sol hasta que Einstein la explicó con su Teoría de la Relatividad.

SURGIMIENTO DE LA ASTRONOMÍA

2008-09-16T18:41:00.000-05:00

La astronomía, es una ciencia muy importante, ya que estudia el origen y la evolución del universo, esta ciencia esta ramificada variadamente, para dar una mejor comprensión al extenso tema que es el universo. Escogimos esta información como la mejor y primera fuente porque nos muestra todo acerca de la astronomía de una manera practica y concisa, donde enseña el origen, historia, y que fue lo que sucedió en el universo, utilizando conceptos tanto de física como en química para un mayor entendimiento y ampliación.

ASTRONOMIA: por proyectosalonhogar.com

Ciencia que estudia la constitución de los astros y sus posiciones y movimientos:

Definición:

La astronomía estudia el Universo como un todo, así como los diversos entes que lo componen: estrellas de diversas clases con sus planetas y satélites que, junto con la materia interestelar, forman las galaxias, que a su vez al agruparse forman cúmulos de galaxias y super cúmulos. El astrónomo describe los cuerpos celestes, estudia su composición y analiza tanto las relaciones que mantienen entre sí como su evolución en el tiempo.

La astronomía se divide en astronomía clásica y astrofísica.

Las ramas de la primera son: la astronomía de posición que se ocupa de la localización de los astros mediante el establecimiento de distintos sistemas de coordenadas de espacio y tiempo, y la mecánica celeste, que estudia el movimiento de los planetas, satélites y otros astros, y se basa fundamentalmente en la ley de la gravitación universal de Newton.

La astrofísica aplica al estudio de los astros las teorías y técnicas surgidas en la física básicamente desde principios del siglo XX, como las técnicas de la fotometría, la espectroscopia y el análisis de las ondas de radio emitidas por los cuerpos celestes o radioastronomía.Dentro de la astrofísica se distingue la física de las estrellas o estelar, que es el estudio de su estructura y composición; la cosmogonía, que trata el origen y la evolución de todos los cuerpos celestes, y la cosmología, que estudia la estructura y la evolución del Universo como un todo.Orígenes Considerada la ciencia más antigua, la astronomía ha favorecido el desarrollo de otras muchas disciplinas, tales como la matemática, la física, la geografía, etc.

Las culturas antiguas poseían conocimientos astronómicos rudimentarios, limitados a la observación a simple vista, aplicados con fines prácticos o mítico-religiosos. Las teorías astronómicas de la Antigüedad estuvieron dominadas por la autoridad de Aristóteles (s. IV a.J.C.) y la creencia en la inmovilidad de la Tierra. Los trabajos de observación más importantes de esta época se deben al astrónomo griego Hiparco (fines del s. II a.J.C.) cuya obra ha llegado hasta nuestros días, en su versión árabe o «Almagesto» (s. IX), gracias a Tolomeo (fines del s. II d.J.C.).

La observación a simple vista completada con el empleo de instrumentos rudimentarios (astrolabios, ballestillas, etc.) permitió establecer la esfericidad de la Tierra, relacionar los movimientos de la Luna con las mareas, confeccionar los primeros catálogos de estrellas y determinar la paralaje a ciertos cuerpos. Con posterioridad, los trabajos de astrónomos como Nicolás Copérnico, Tycho Brahe y Johannes Kepler permitieron el establecimiento de las bases científicas de esta disciplina, es decir, de la teoría heliocéntrica, la confección de tablas astronómicas y catálogos muy extensos, el establecimiento de los primeros observatorios astronómicos permanentes y la formulación de las leyes del movimiento de los planetas (leyes de Kepler).

¿Cómo surgió todo?

A medida que retrocedemos en el tiempo para llegar al origen del cosmos, los fenómenos y los procedimientos se hacen más inusuales, y las cifras son casi incomprensibles.
Los avances de la física de partículas han permitido retomar el rastro a partir de una fracción de segundo después de la explosión inicial. En ese momento todo el Universo tenía un tamaño equivalente a un núcleo atómico; todo estaba comprimido en un punto, sin volumen y con todo el cosmos dentro de él. Esto es lo que en física se llama una singularidad (límite temporal para todas las cosas); dentro de ella ni el espacio ni el tiempo pueden existir. Por lo tanto, el comienzo de la expansión representó la creación del Universo.

Desde épocas muy remotas, distintos pueblos han alzado sus ojos hacia el cielo tratando de descifrar los misterios que plantean los astros. Las explicaciones de los fenómenos celestes han abundado desde la Prehistoria, pasando por las culturas de la Antigüedad Clásica, hasta nuestros días. Mientras las primeras teorías se basaban en mitos y leyendas más o menos fantasiosas, las actuales se fundamentan en los resultados obtenidos por ramas de la ciencia moderna tales como la física, la astrofísica o la cosmología.

Los primeros segundos

Con los actuales conocimientos de la física no se puede estudiar el Universo en esa pequeña fracción de segundo entre el instante inicial y 10-43 segundos. Para eso se necesitaría una “teoría cuántica de la gravitación”, y nadie la conoce. Sin embargo, si tomamos un tiempo de una centésima de segundo después de la explosión, ahí sí se conoce la física y podemos deducir lo que ocurrió. Pese a la frustración de no poder investigar al Universo hasta su origen mismo, no deja de ser sorprendente que se puedan hacer modelos científicos de cuando este tenía menos de un segundo de edad. En ese momento, el Universo debe haber sido tremendamente caliente, pues un gas, al expandirse, se enfría, y eso ha venido haciendo el Universo desde la gran explosión.

Ese estado inicial del cosmos es descrito a veces como la bola de fuego primordial. A esas altísimas temperaturas no pueden haber existido moléculas ni átomos como los conocemos. Solo los constituyentes del núcleo atómico y otras partículas pueden haber estado presentes.

La era de los leptones

Empecemos nuestro recuento cronológico del Universo cuando había transcurrido una millonésima de segundo. En ese instante, la temperatura del Universo era de un billón de grados (un millón de millones). Era el comienzo de lo que se ha llamado la Era de los leptones.Las partículas más familiares que constituyen el núcleo de los átomos, los protones y los neutrones, convivían en equilibrio con los electrones (de carga eléctrica negativa) y otras partículas como los muones (de carga eléctrica positiva o negativa), neutrinos (partículas ligeras que no tienen carga eléctrica) y rayos gamma. Estas partículas tenían tanta energía que espontáneamente se transformaban en pares electrón-positrón (antipartícula del electrón, y materia y antimateria se aniquilan tan pronto se encuentran), que se aniquilaban entre sí al poco andar. A medida que la temperatura bajaba, los muones empezaron a desaparecer, y luego los positrones.

La era del plasma

Después de transcurridos diez segundos, la temperatura había descendido a unos pocos miles de millones de grados, y el interés principal se centró en lo que hacían los protones, los neutrones y los electrones, los tres constituyentes primordiales de los futuros átomos. En este instante empezaba una nueva era, llamada la Era del plasma. La temperatura descendió lo suficiente como para que los neutrones pudieran empezar a combinarse con los protones y formar átomos de helio (He), que contienen dos protones y dos neutrones. Cálculos detallados de las reacciones nucleares que ocurren en esa era muestran que todos los neutrones quedaron atrapados en átomos de helio, con unos pocos, muy pocos, combinados con un protón, formando un deuterio (núcleo pesado del hidrógeno). El 10% de los núcleos que emergieron eran de helio y el resto protones (núcleos de átomos de hidrógeno).

Como un átomo de helio pesa cuatro veces más que uno de hidrógeno, por masa el 25% del Universo quedó en forma de helio, y el 75% restante como hidrógeno. También se formó una pequeñísima cantidad de litio (Li) y de deuterio, que no alcanzó a sumar 1%. Las reacciones nucleares que formaron helio a partir de protones y neutrones ocurrieron algo después de transcurridos tres minutos en la vida del Universo. Cuando pasaron treinta minutos, la temperatura y densidad bajaron demasiado como para que continuaran los procesos nucleares, y la composición química antes señalada se congeló para siempre.El Universo continuó expandiéndose, pero su temperatura era todavía demasiado alta como para que pudieran existir átomos individuales. Cuando transcurrieron 700.000 años, recién la temperatura fue lo suficientemente baja como para que los protones se pudieran combinar con los electrones a fin de formar átomos eléctricamente neutros. Ahí terminó la era del plasma.

El Universo continuó expandiéndose y su densidad debe haber sido la misma en todas partes. A partir de ese momento, la radiación dejó de interactuar con la materia para siempre y empezó un lento enfriamiento que hoy la lleva a presentar el aspecto de radiación de fondo a 3º K de temperatura, cuando se la observa con instrumentos como los de Penzias y Wilson. Por eso, se presume que la materia debe haber estado muy bien distribuida en ese momento. Sin embargo, cualquier ligero aumento local de la densidad puede haberse multiplicado si era lo suficientemente grande. Tal como lo discutieran Isaac Newton y Richard Bentley (1662 - 1742), reverendo y teólogo inglés, hace alrededor de tres siglos, un Universo homogéneo es inestable, ya que ligeras inhomogeneidades (aumentos de densidad) pueden originar condensaciones (concentraciones de materia) en él. Estas pueden llegar a estar dominadas por la gravitación, dejando de expandirse con el resto del Universo.

Conocer y distinguir los diferentes cuerpos que pueblan el espacio, sean cercanos, como los planetas y sus satélites, o lejanos, como es el caso de las galaxias (ver glosario) o cúmulos de galaxias, es el objeto de la astronomía, considerada con justicia la ciencia más antigua.Debido a su carácter eminentemente observacional, por la imposibilidad de experimentar con los cuerpos celestes, se sirve de una serie de instrumentos, como los telescopios, para captar las diferentes radiaciones procedentes del espacio y determinar de este modo la composición, origen y el comportamiento de los cuerpos que lo pueblan.

Con la ayuda de la física, estas informaciones permiten deducir cuál es el estadio evolutivo en que se encuentran estos objetos y cuál será su previsible evolución en el futuro. La extrapolación de este panorama a gran escala permite hacer lo propio con el Universo. A esta disciplina, conocida como cosmología, dedican en la actualidad sus esfuerzos un gran número de científicos, con la esperanza de averiguar de dónde venimos y hacia dónde vamos.

Esta información la escogimos como segunda fuente ya que presenta el concepto de la astronomía, su origen, un poco de su historia, instrumentos astronómicos, y teorías distintas sobre la creación del universo. Nos parece que esta información es muy buena pero le falta un poco sobre la historia de la astronomía aunque presenta una cantidad enriquecedora de conceptos básicos prácticos de comprender, como las explicaciones de las teorías del origen del universo.

LA ASTRONOMIA por club.telepolis.com

Los orígenes de esta ciencia se remontan a la antigüedad, pues hace alrededor de 3000 a 5000 años A.C. se registraban observaciones de fenómenos astronómicos en lugares como la India, China, Egipto, Sumeria, Babilonia, etc.

DefiniciónLa astronomía como ciencia estudia la estructura, composición y proceso de los cuerpos celestes. Es decir tiene que ver con el estudio de los planetas, estrellas, galaxias, cuásares, meteoritos, nebulosas, cometas, etc.

La Astronomía se divide en diferentes ramas: La Astrofísica que es una ciencia que estudia el origen, evolución y destino final de los cuerpos celestes, de acuerdo a las leyes físicas que lo rigen.

Los astrofísicos analizan las medidas de radiación electromagnética y como se producen y son emitida por los objetos; La Astrometría que estudia las distintas posiciones y movimientos de los astros; La Mecánica celeste y la Cosmología (estudio del Universo como un todo, es decir la estructura del Universo); La Radioastronomía, es un área de la astronomía que mide y analiza la emisión de radiación electromagnética de los cuerpos celestes.

Instrumentos Astronómicos:Entre los instrumentos necesarios para los que se inician en la astronomía, están: El Planisferio celeste, instrumento que contiene el mapa del cielo durante todas las estaciones del año para una latitud terrestre específica; La Guía del cielo, que es un libro pequeño que contiene los elementos básicos de astronomía y el mapa celeste, así como comentarios sobre los planetas, meteoritos etc. El telescopio, que permite ver objetos lejanos con mucho más detalle que a simple vista. Es herramienta fundamental de la astronomía, y cada desarrollo o perfeccionamiento del telescopio ha sido seguido de avances en nuestra comprensión del Universo.

EL UNIVERSO

El Universo es una totalidad compuesta por materia, espacio-tiempo, radiación y vacío. Se considera, hoy en día, que esos elementos fundamentales señalados, constituyen todo lo que nos rodea, es decir el Universo con todos sus Galaxias, Planetas, Cuásares, Estrellas etc. En este encadenamiento de hechos y sucesos, vemos que la materia está compuesta, en lo esencial, por Quarks y Leptones. Los Quarks se desglosan a su vez en seis tipos y nos explican el surgimiento de los protones y neutrones, mientras los leptones, que también son seis, se expresan en electrones (que giran alrededor del núcleo atómico) el Muón, el Tao y los Neutrinos.

La radiación, otro componente fundamental, es resultante de las cuatros fuerzas principales: La Fuerza Fuerte, La Fuerza débil, La Fuerza Electromagnética, La Fuerza de Gravedad, es una fuerza débil pero muy importante y es responsable de una gran variedad de fenómenos: De que los planetas giren alrededor del sol, del comportamiento de la galaxia, del equilibrio de los cuerpos, de la evolución del universo y de la presencia de la atmósfera terrestre.

TEORÍAS SOBRE EL ORIGEN DEL UNIVERSO

Hay varias teorías que tratan de explicar el origen del universo, entre ellas:
La teoría del Big Bang, la más aceptada en el mundo científico. La teoría del universo Cíclico. la del universo estacionario. La teoría de la inflación cosmológica.

1. BIG BANG

Es la teoría que plantea que una gran explosión dio origen a nuestro universo hace aproximadamente entre 13 y 15 mil millones de años, según la tesis de la ciencia oficial. De acuerdo a esta tesis, la densidad del universo primitivo era muy elevada y el total de materia y energía estaba concentrado en un pequeño punto, la unidad de volumen era de 10 kilogramos por centímetro cúbico.La temperatura del universo al segundo de su evolución era de 10 mil millones de grados, temperatura a la que se desintegran los núcleos atómicos. En el proceso de expansión del espacio y de enfriamiento de la temperatura se comenzaron a unirse las partículas y a crearse estructuras por medio de plasmas calientes.

Luego, en un largo proceso de miles de millones de años surgieron las aglomeraciones de galaxias, estrellas, los planetas y las diferentes formas de vida. El universo está en constante expansión como demostró Hubble en 1929.La radiación cósmica de fondo que fue descubierta en 1964 por A. Penzia y Robert Wilson de la Bell Telephone Laboratory, le dio un fuerte apoyo a la teoría de la gran explosión. Varias conclusiones llegaron a que el Universo es plano lo que significa que puede vivir eternamente, en el punto crítico de densidad sin cambio de estructura.

2. UNIVERSO CÍCLICO

La teoría del universo cíclico, no predice un inicio o final de los tiempos. Esta plantea que el universo desarrolla una serie continua e infinita de grandes explosiones y de grandes concentraciones de materia, las cuales están separadas por grandes etapas de expansión y contracción. En pocas palabras, lo que sostienen es que se han dando varios “Big Bang” y varios “Big Crunch”en la dilatada historia de los mundos.Varios investigadores han profundizado sobre la teoría del “universo cíclico” y consideran que estaríamos a 14 mil millones de año del presente ciclo de expansión cósmica. Ellos consideran según la “teoría - M” que sostiene que el espacio tiempo tiene 11 dimensiones, percibiendo nosotros solo cuatro, tres en el espacio y una en el Tiempo y por eso el universo no necesita pasar por una singularidad entre Big Bang y Big Crunch.

3. UNIVERSO ESTACIONARIO

Los representantes de esta teoría afirman que el Universo no tiene principio (pues no comenzó con una explosión) ni tampoco fin (ya que no se destruirá en un futuro para volver a nacer). Ellos se oponen a la teoría del Big Bang en el sentido que sostienen que no hubo un principio sino una creación continua y que el universo presenta los mismos rasgos desde cualquier posición que se le observe. En 1948 los científicos Gold Bondi y Hoyle, impulsaron esta teoría y agregaron nuevas aportaciones, no solo sostuvieron que la materia interestelar siempre ha existido, sino que el aspecto general del Universo es idéntico en el espacio y en el tiempo.

LA TEORÍA DE LA INFLACION COSMOLOGÍCA:

Está teoría del Universo inflacionario formulada por Alan Guth expresa que el universo manifestó un crecimiento súper explosivo y rapidísimo en fracción de segundo, que acarreó la expansión de las dimensiones subatómicas. De igual modo está tesis fue apoyada y ampliada por otros investigadores.Sustentada por Andrei Linde y su grupo de investigación de la Universidad de Stanford, plantea que el Cosmo creció exponencialmente en una fracción infinitesimal de segundo que al final de este período, continuó su evolución de acuerdo con el modelo del Big Bang. Esta teoría aclara muchas de las preguntas y paradojas que el Big Bang no respondía.

Esta información la escogimos como tercera fuente, en la pagina presentaba cantidad de información sobre la astronomía, pero si tenemos en cuenta, lo requerido es el origen, por lo tanto escogimos la parte que es breve historia de la astronomía, que nos sirve como complemento detallado de la otra información, mostrando como se desarrollo esta ciencia desde lo mas antiguo.

ASTRONOMÍA!!! Wikipedia.

· En casi todas las religiones antiguas existía la cosmogonía, que intentaba explicar el origen del universo ligado a elementos mitológicos.

· La historia de la astronomía es tan antigua como la historia del ser humano.

· Antiguamente se ocupaba únicamente de la observación y predicciones de los movimientos de los objetos visibles a simple vista, quedando separada durante mucho tiempo de la Física.

· Quizá fueran los astrónomos chinos quienes dividieron por primera vez el cielo en constelaciones.

· En Europa, las doce constelaciones que marcan el movimiento anual del Sol fueron denominadas constelaciones zodiacales.

· Los antiguos griegos hicieron importantes contribuciones a la astronomía, entre ellas, la definición de magnitud.

· La astronomía precolombina poseía calendarios muy exactos y parece ser que las pirámides de Egipto están construidas sobre patrones astronómicos muy precisos.

· La cultura griega clásica primigenia postulaba que la Tierra era plana.

· En el modelo aristotélico lo celestial pertenecía a la perfección -"cuerpos celestes perfectamente esféricos moviéndose en órbitas circulares perfectas"-, mientras que lo terrestre era imperfecto; estos dos reinos se consideraban como opuestos.

· Aristóteles defendía la teoría geocéntrica para desarrollar sus postulados.

· Fue probablemente Eratóstenes quien diseñara la esfera armilar que es un astrolabio para mostrar el movimiento aparente de las estrellas alrededor de la tierra.
La astronomía observacional estuvo casi totalmente estancada en Europa durante la Edad Media, a excepción de algunas aportaciones como la de Alfonso X el Sabio con sus tablas alfonsíes, o los tratados de Alcabitius, pero floreció en el mundo con el Imperio Persa y la cultura árabe. Al final del siglo X, un gran observatorio fue construido cerca de Teherán (Irán), por el astrónomo persa Al-Khujandi, quien observó una serie de pasos meridianos del Sol, lo que le permitió calcular la oblicuidad de la eclíptica. A finales del siglo IX, el astrónomo persa Al-Farghani escribió ampliamente acerca del movimiento de los cuerpos celestes. Su trabajo fue traducido al latín en el siglo XII. Abraham Zacuto fue el responsable en el siglo XV de adaptar las teorías astronómicas conocidas hasta el momento para aplicarlas a la navegación de la marina portuguesa. Ésta aplicación permitió a Portugal ser puntera en el mundo en descubrimientos de nuevas tierras fuera de Europa.

ASTRONOMIA RESUMEN

· La astronomía es la ciencia que estudia el universo y los distintos cuerpos celestes, sus posiciones, movimientos, etc., como las estrellas, los planetas, las galaxias, los sistemas, los astros, y más.

· El astrónomo describe los cuerpos celestes, estudia su composición y analiza tanto las relaciones que mantienen entre sí como su evolución en el tiempo.

· Se divide en diferentes ramas como la astrofísica, la astrometría, la mecánica celeste, la cosmología y la radioastronomía.

· Puede lograr su propósito ya que utiliza ciertos inventos y elementos para el estudio profundo de lo que pasa en el universo.

· La astronomía es considerada la ciencia mas antigua, la cual ha contribuido al desarrollo de otras disciplinas; esta ciencia surge con las culturas antiguas, quienes observaban el cielo y universo a simple vista , para tratar de explicar el origen del universo ligando elementos mitológicos como los chinos; luego llegaron los filósofos que determinaron teorías ya que buscaban respuestas a muchas preguntas sobre el universo, luego llegaron los científicos como Copérnico, Kepler, Galileo que permitieron el abastecimiento de bases científicas para dar una razón a todo lo que ocurría en el universo mediante la experimentación.

· Surgieron teorías que trataban de explicar el origen del universo, como: la del Big Bang; la del universo cíclico; la del universo estacionario y la de la inflación cosmológica.

· La teoría del Big Bang, que trata de una explosión que dio origen al universo ya que partículas se recalentaron y como consecuencia la explosión, y el universo esta en constante movimiento.

· La teoría del universo Cíclico, el cual no predice ni inicio ni final, donde se dieron muchas explosiones de concentraciones de materia y dando lugar a la formación constante del universo, donde el espacio tiene 11 dimensiones, y percibimos solo 4, tres en el espacio y una en el tiempo.

· La teoría del universo estacionario, el universo no tiene principio ni fin, se oponen al Big Bang, diciendo que la materia interestelar siempre ha existido.

· La teoría de inflación cosmológica, el universo creció y se expandió en una fracción de segundo, y continúo su evolución con el modelo del Big Bang.

· La física y astronomía están muy enlazadas, ya que en el origen del universo, todo comenzó con la explosión inicial, donde el universo tenia un tamaño como de núcleo atómico y se presentaba una singularidad, y de allí todo se expandió; la temperatura del universo desde el origen era caliente (allí solo habían constituyentes del núcleo y partículas) pero a través del tiempo, desde la gran explosión el universo se ha ido enfriando, así dando paso a los átomos, y moléculas (era de plasma), un ejemplo es la formación de átomos de He que contienen protones y neutrones, luego el universo se siguió enfriando y expandiéndose. Con la ayuda de la física, todo estas informaciones permiten deducir el estado evolutivo en que se encontraban las partículas desde el origen; y también con la ayuda de la cosmología, profundizar el estudio del hombre para demostrar así cual teoría es la real y cual no.

MAPA CONCEPTUAL UNIVERSO

Teoria del Big Bang

2008-09-16T18:40:00.000-05:00

TEORIA GEOCENTRICA

2008-09-16T18:25:00.000-05:00

Escogimos esta información como fuente principal ya que nos muestra todos los conceptos acerca de la teoría geocéntrica, también profundizando un poco sobre el origen de esta y su historia.

TEORIA GEOCENTRICA por Wikipedia, Enciclopedia Libre

La Teoría geocéntrica es una antigua teoría de ubicación de la Tierra en el Universo. Coloca la Tierra en el centro del Universo y los astros, incluido el Sol, girando alrededor de ella (geo: Tierra; centrismo: centro). Fue formulada por Aristóteles y estuvo en vigor hasta el siglo XVI, en su versión completada por Claudio Ptolomeo en el siglo II a. C., en su obra El Almagesto, en la que introdujo los llamados epiciclos, ecuantes y deferentes. Fue reemplazada por la teoría heliocéntrica.

Teorías griegas

1. El modelo geocéntrico entró en la astronomía y filosofía griega, desde sus inicios, en la filosofía pre-socrática.
2. En el siglo IV a. C., se propuso una cosmología en la que la tierra estaba formada como si fuera la sección en lo alto por encima de todo.
3. El Sol, la Luna y los planetas eran agujeros en ruedas invisibles que rodeaban la Tierra; a través de los agujeros, los seres humanos podrían ver el fuego encubierto.
4. Al mismo tiempo, los pitagóricos mostraron que la Tierra era esférica pero no el centro del Universo; postulaban que la Tierra estaba en movimiento alrededor del fuego no visible.
5. Con el tiempo, estas versiones se combinaron; entonces los griegos más educados del siglo IV a. C. pensaron que la Tierra era una esfera en el centro del Universo. Fueron Platón y su discípulo Aristóteles.
6. Según Platón, la Tierra era una esfera que descansaba en el centro del Universo. Las estrellas y planetas giraban alrededor de la Tierra en círculos celestiales, ordenados en el siguiente orden (hacia el exterior del centro): Luna, Sol, Venus, Mercurio, Marte, Júpiter, Saturno, demás estrellas. En el "Myth of Er," una sección de La República, Platón describe el cosmos como el Huso de la Necesidad, asistió por el Sirenas y cambió de dirección por los tres Gracias.
7. Eudoxus of Cnidus, quien trabajó atraigan con engaño a Platón, desarrolló una explicación menos mítica, y más matemática del movimiento de los planetas basados en dictum de Platón manifestando que todos los fenómenos en los cielos puede explicarse con el movimiento circular uniforme.
8. Aristóteles explicó en detalle el sistema de Eudoxus. En el sistema con creces aristotélico desarrollado, la Tierra esférica está en el centro del universo.

Sistema Ptolemaico
En el sistema Ptolomeico, cada planeta es movido por dos o más esferas: una esfera es su deferente que se centra en la tierra, y la otra esfera es el epiciclo que se encaja en el deferente. El planeta se encaja en la esfera del epiciclo. El deferente rota alrededor de la tierra mientras que el epiciclo rota dentro del deferente, haciendo que el planeta se acerque y se aleje de la tierra en diversos puntos en su órbita, inclusive haciendo que disminuya su velocidad, se detenga, y se mueva en el sentido contrario (en movimiento retrógrado). Los epiciclos de Venus y de Mercurio están centrados siempre en una línea entre la Tierra y el Sol (Mercurio más cercano a la Tierra), lo que explica porqué siempre se encuentran cerca de él en el cielo. El orden de las esferas Ptolemaicas a partir de la Tierra es:

Luna
Mercurio
Venus
Sol
Marte
Júpiter
Saturno
Estrellas fijas

El modelo del deferente-y-epiciclo había sido utilizado por los astrónomos griegos por siglos, como lo había sido la idea del excéntrico (un deferente levemente desviado del centro de la Tierra). En la ilustración, el centro del deferente no es la Tierra sino la X, haciéndolo excéntrico (del Latín ex- o e- que significa "de," y centrum que significa "centro").

Escogimos esta información como segunda fuente porque nos muestra conceptos básicos acerca de la teoría geocéntrica y nos explica lo sucedido de una forma resumida y sencilla, aunque le falto un poco para mejor comprensión.

Teoría Geocéntrica por Monografías.

La estructura del Universo elaborada en el siglo II d.C. por el astrónomo griego Claudio Tolomeo. La teoría de Tolomeo mantenía que la Tierra está inmóvil y se encuentra en el centro del Universo; el astro más cercano a la Tierra es la Luna y según nos vamos alejando, están Mercurio, Venus y el Sol casi en línea recta, seguidos sucesivamente por Marte, Júpiter, Saturno y las llamadas estrellas inmóviles.Posteriormente, los astrónomos enriquecieron este sistema con una novena esfera, cuyo movimiento se supone que lo causa la presesión de los equinoccios.

También se añadió una décima esfera que se pensaba que era la que conducía a los demás cuerpos celestes. Para explicar los diversos movimientos de los planetas, el sistema de Tolomeo los describía formando pequeñas órbitas circulares llamadas epiciclos, los centros de los cuales giraban alrededor de la Tierra en órbitas circulares llamadas deferentes. El movimiento de todas las esferas se produce de oeste a este.Tras el declive de la cultura griega clásica, los astrónomos árabes intentaron perfeccionar el sistema añadiendo nuevos epiciclos para explicar las variaciones imprevistas en los movimientos y las posiciones de los planetas. No obstante, estos esfuerzos fracasaron en la solución de muchas incoherencias del sistema de Tolomeo.

Escogimos esta fuente como tercera información ya que no presenta mucho la explicación del tema si no mas bien lo que hizo cada personaje histórico y que opiniones dieron de la teoría geocéntrica.

TEORIA GEOCENTRICA por geocities

Rompiendo con las explicaciones míticas de las civilizaciones anteriores, los filósofos y astrónomos griegos elaboraron las primeras teorías racionales sobre la forma de la Tierra. y su posición en el Universo. para explicar el movimiento del Sol, la Luna y los planetas mezclaban ideas filosóficas con observaciones astronómicas.

Anaximando (s. VII a.C.): Supone que la Tierra tiene forma cilíndrica y que esta rodeada por una neblina, en la que de forma ocasional se abren agujeros de diversos tamaños por los que se ve el fuego y la luz del Sol., la Luna, y las estrellas.

Platón (s. IV a.C.): Difundió la teoría geocéntrica del Universo, según la cual la Tierra tiene la forma de una esfera y ocupa el centro del Universo. Esta teoría fue admitida de forma general, por la astronomía griega y la de la edad media. El modelo geocéntrico no explica la trayectoria aparente que siguen los planetas.

Euxodo de Cnido (s. IV a.C.): Para explicar estas observaciones este amplia el modelo de Platón introduciendo la teoría de las esferas. Según esta teoría, cada astro es arrastrado por una esfera concéntrica en la Tierra, de forma que cada uno de ellos describe un circulo situado en el plano perpendicular al eje de rotación de las esferas.

Modelo de Tolomeo: En el s. II a.C. Hiparco de Nicea, estudió el movimiento del Sol, y constató que tarda mas tiempo en pasar desde el equinoccio de primavera, al de otoño, que en ir desde el de otoño al de primavera, es decir su velocidad no es constante. Para justificar estas observaciones propuso un modelo según el cual el Sol se mueve siguiendo una circunferencia, a la que llamo epiciclo. El centro del epiciclo se mueve, a su vez, en torno a la Tierra, describiendo otra trayectoria circular llamada deferente. Claudio Tolomeo (s. II), asentó el modelo geocéntrico, al aplicar las construcciones de epiciclo y deferente al movimiento de los planetas y dotarlas del aparato matemático necesario para predecir las posiciones astronómicas. El propio Tolomeo llegó a la conclusión de que su modelo no era real y que simplemente se debía aceptar como una representación matemática de una realidad.

TEORIA GEOCENTRICA Resumen

TEORIA HELIOCENTRICA

2008-09-16T18:04:00.000-05:00

Escogimos esta información acerca de la teoría heliocéntrica como primera fuente porque presenta una excelente definición y también presenta las hipótesis que Copernico dio para digamos reforzar su teoría.

TEORIA HELIOCENTRICA por Wikipedia, la enciclopedia libre.

La Teoría heliocéntrica fue propuesta por Nicolás Copérnico uno de los astrónomos más importantes de la Historia, con la publicación en 1543 del libro De_Revolutionibus_Orbium_Coelestium, en el cual afirmó que la Tierra y los demás planetas giraban en torno a un Sol estacionario. Esta publicación marcó el comienzo de una revolución en astronomía, al indicar la falsedad de la teoría geocéntrica de Claudio Ptolomeo que consiste en que el Sol, las estrellas y los demás planetas orbitaban a la Tierra.

Sin embargo, fue realmente

Aristarco de Samos quien primero propuso esta teoría heliocéntrica.
Copérnico adoptó la idea de una Tierra en movimiento para resolver el problema planetario que, según opinaba, no estaba satisfactoriamente resuelto. En el sistema heliocéntrico resultaba mucho más sencillo realizar el cálculo correcto de las posiciones planetarias, y por ello Copérnico no dudó en romper con una tradición de más de 2000 años de una Tierra en reposo. El heliocentrismo ya había sido descrito en la antigüedad por Aristarco de Samos, quien se había basado en medidas sencillas de la distancia de la Tierra al Sol, que determinaban un tamaño del Sol mucho mayor que el de nuestro planeta. Por esta razón, Aristarco propuso que era la Tierra la que giraba alrededor del Sol y no a la inversa, siendo el primer proponente del modelo heliocéntrico.

Hipótesis fundamentales

Las hipótesis fundamentales de la Teoría Copernicana son:
1.- El mundo (universo) es esférico.
2.- La Tierra también es esférica.
3.- El movimiento de los cuerpos celestes es regular, circular y perpetuo o compuesto por movimientos circulares.

Se distinguen varios tipos de movimientos:
3.1.- Movimiento diurno: Causado por la rotación de la Tierra en 24 horas y no de todo el universo.
3.2.- Movimiento anual del Sol: Causado por la traslación de la Tierra alrededor del Sol en un

año.
3.3.- Movimiento mensual de la Luna alrededor de la Tierra.
3.4.- Movimiento planetario: Causado por la composición del movimiento propio y el de la Tierra.

La retrogradación del movimiento de los planetas no es más que aparente y no un movimiento verdadero, y es debido al movimiento de traslación de la Tierra alrededor del Sol.
4.- El cielo es inmenso respecto a la magnitud de la Tierra.
5.- El orden de las órbitas celestes. Tras criticar el orden que la astronomía ptolemaica asignaba a los planetas, da el orden correcto de su alejamiento del Sol.
Es indudable que los 2000 años de teoría geocéntrica no acabaron repentinamente tras la publicación del libro de Copérnico, sino que la transición entre ambos sistemas fue gradual, gobernada por una necesidad social inspirada en los nuevos aires renacentistas y del Neoplatonismo que se respiraban.

Escogimos esta información como segunda fuente ya que nos presenta datos interesantes sobre la teoría aparte de los conocimientos básicos sobre esta.

La Teoria Heliocentrica De Copérnico por centros5

Copérnico (1473-1543) fue un astrónomo polaco, conocido por su teoría heliocéntrica, según la cual el Sol se encuentra inmóvil en el centro del Universo y la Tierra gira alrededor de él. La teoría fue desarrollada en los primeros años de la década de 1500, pero se publicó años después. Se oponía a la teoría de Ptolomeo, entonces vigente, según la cual el Sol y los planetas giran alrededor de una Tierra fija. Al principio, Copérnico dudó en publicar sus hallazgos porque temía las críticas de la comunidad científica y religiosa. A pesar de la incredulidad y rechazo iniciales, el sistema de Copérnico pasó a ser el modelo del Universo más ampliamente aceptado a finales del siglo XVII.

La teoría copernicana, pese a la oposición de la Iglesia Católica, fue imponiéndose paulatinamente debido a las observaciones científicas y a los apoyos de ilustres astrónomos como Kepler y Galileo.
Copérnico se planteó que, en vez de ser las esferas las que giraban alrededor de la Tierra, podría ocurrir que la Tierra girara alrededor de su eje una vez al día. Idea que no era demasiado original porque se les había ocurrido antes a otros. Sin embargo, la verdadera aportación de Copérnico fue la de proponer que la Tierra no era el centro del mundo, sino que la Tierra y todos los demás planetas se movían describiendo círculos alrededor del Sol. Este nuevo modelo permitía explicar fácilmente el aparente movimiento de avance y retroceso que describen los planetas en el firmamento. De esta manera pudo desecharse la teoría de Ptolomeo con toda su carga de complicación y los reajustes que había sufrido. A partir de ese momento, los navegantes y los astrónomos disponían de un método mucho más sencillo para realizar sus cálculos. Bastaba suponer que la Tierra y los demás planetas giraban alrededor del Sol.

Escogimos esta información como tercera fuente porque nos repite lo de las otras informaciones, solo reforzando un poco acerca de otros personajes y lo que hizo Copérnico.

Teoría Heliocéntrica de Nicolás Copérnico por Monografías.

En 1543 d. C. el astrónomo Nicolás Copérnico publicó un libro llamado "La Revolución de las Esferas Celestes", donde da a conocer su teoría. Esta determinaba que el sol estaba colocado en el centro y todos los planetas se ubicaban a su alrededor. También afirmaba que los planetas tenían movimientos circulares uniformes.La teoría de Copérnico postulaba un universo geocéntrico en el que la Tierra se encontraba estática en el centro del mismo, rodeada de esferas que giraban a su alrededor. Dentro de estas esferas se encontraban (ordenados de dentro hacia afuera): la Luna, Mercurio, Venus, el Sol, Marte, Júpiter, Saturno y, finalmente, la esfera exterior en la que estaban las llamadas estrellas fijas. Se pensaba que esta esfera exterior fluctuaba lentamente y producía el efecto de los equinoccios.

En la antigüedad era difícil de explicar por cosmólogos y

filósofos el movimiento aparentemente retrógrado de Marte, Júpiter y Saturno. En ocasiones, el movimiento de estos planetas en el cielo parecía detenerse, comenzando a moverse después en sentido contrario. Para poder explicar este fenómeno, los cosmólogos medievales pensaron que los planetas giraban en un círculo que llamaban epiciclo, y el centro de cada epiciclo giraba alrededor de la Tierra, trazando lo que denominaban una trayectoria deferente. El alemán Johannes Kepler descubrió que las órbitas de los planetas eran elipses observando el planeta Marte, y comparando estas observaciones con anteriores realizadas por el astrónomo dinamarqués Ticho Brahe. Este alemán también descubrió las leyes del movimiento planetario.

El italiano

Galileo Galilei observó por primera vez, manchas en el sol, cráteres en la luna, los grandes satélites de Júpiter y los anillos de Saturno, que no llegó a distinguir con precisión. Al descubrir las fases del planeta Venus, descubrió experimentalmente que éste giraba alrededor del sol. Este fue el argumento decisivo para confirmar la teoría de Copérnico.

TEORIA HELIOCENTRICA por Resumen.

LEYES DE KEPLER

2008-09-16T17:20:00.000-05:00

Escogimos esta información como primera fuente porque no parece que tiene una gran variedad de información muy fácil de entender, y que nos muestra ilustraciones claras, también porque nos dan bases como comprobación de las leyes de kepler.

LEYES DE KEPLER por Nauta Programa Educativo Temático Tomo Física Ed. Zamora

Se deben destacar las precisas medidas realizadas por el astrónomo Tycho Brahe (1546-1601), teniendo presente que fue el último que hizo observaciones sin utilizar un telescopio y que elaboró un catálogo con la posición de unas 700 estrellas. Su colección de datos sirvió para que Johannes Kepler (1571-1630) enunciara sus tres leyes, que resumen las irregularidades observadas en el movimiento de los planetas:

Primera Ley: todos los planetas describen orbitas planas y elípticas que tienen al sol en uno de sus focos.

Segunda ley: los segmentos que unen al sol y a los planetas, barren áreas iguales en tiempos iguales

Tercera ley: los cuadrados de los tiempos empleados por los planetas en describir sus orbitas son directamente proporcionales a los cubos de los semiejes mayores.

Las tres leyes de Kepler constituyen la cinemática del movimiento planetario y, aunque reforzaron grandemente las teorías de Copernico, no se ocuparon de porque el movimiento era así y no de otro modo, ni la causa que lo provocaba.

RELACION ENTRE LEY DE GARAVITACION UNIVERSAL DE NEWTON Y LEYESDE KEPLER por Nauta Programa Educativo Temático Tomo Física Ed. Zamora

Isaac Newton mediante una sola hipótesis logró explicar las tres leyes de kepler y además demostró que los movimientos de los planetas y de los cuerpos que caían sobre la superficie de la tierra eran debidos al mismo tipo de causa. Anteriormente se consideraba que la tendencia de los cuerpos a caer sobre la tierra era una propiedad inherente a los cuerpos cercanos a su superficie. A partir de Newton, ya no se hablará más de mecánica celeste y terrestre, sino de una sola mecánica.

Comprobación de las leyes de Kepler:

Comos e ha dicho, la ley de la gravitación justifica las tres leyes de Kepler:Primera Ley: el hecho de que la fuerza gravitatoria que ejerce el sol sobre un planeta tenga la dirección del vector los une, demuestra que la órbita es plana.

En efecto, al tener r y f la misma dirección, M = r y f = 0, luego M = dJ / dt = 0 y por tanto el momento cinético J, del planeta con respecto al Sol es constante: J = r y p. como es perpendicular en cada punto durante toda la trayectoria, esta trayectoria debe estar siempre en el mismo plano. Se puede demostrar que la orbita es elíptica, pero se omite porque es una demostración puramente matemática.
Segunda ley: en efecto, el área barrida en cierto intervalo de tiempo es constante.

El área triangulo A, barrida por la masa m2 en un pequeño desplazamiento r será:

Tercera Ley: esta ley se va a demostrar suponiendo trayectorias circulares, pues se simplifica el problema matemático. Sea un planeta de masa m, que se desplaza a una velocidad fija v, con lo que su aceleración centrípeta en un órbita de radio r será v²/r. Por tanto:

En concordancia con la tercera ley de Kepler. En resumen, se ha comprobado que las leyes de Kepler son válidas para sistemas de partículas en órbitas sometidas a fuerzas centrales, es decir, aquellas que tienen la misma dirección que la recta que une a las partículas.

Escogimos esta como segunda fuente ya que nos muestran como son las leyes de kepler sencillamente, nos justifican los pensamientos de Kepler y además nos muestra algunos errores, sin embargo, no hay ilustraciones como en la primera fuente y no nos dan una comprobación.

LAS LEYES DE KEPLER por redescolar.ilce.edu.mx

A la muerte de Tycho Brahe, Kepler trabajó con el problema de la "determinación de la órbita de Marte". En un principio asumió que su órbita era circular, sin embargo, los parámetros que determinó, no coincidían con las posiciones de Marte en latitud, sobre todo cuando el planeta se encontraba más lejos del Sol, su conjetura de que la órbita de Marte era circular tampoco coincidía con las posiciones que se observaban cuando el planeta estaba en otros puntos del cielo, obteniendo discrepancias de hasta 8 grado cuando la precisión de las medidas de Tycho tenía un error de 1 grado. Estos errores implicaban que la órbita de Marte no era circular. Sus intentos por resolver el problema le llevaron entonces al estudio del movimiento de la Tierra. Como ya sospechaba, encontró que tampoco era uniforme respecto al centro de la órbita ni respecto al Sol.
En consecuencia a este descubrimiento introdujo la ley de las áreas.

2ª Ley de Kepler

La línea que une al Sol con el planeta, barre áreas iguales en tiempos iguales.
De este hecho se deducía que los planetas no viajaban siempre a la misma velocidad.

La permanencia de los errores en las posiciones de Marte, incluso después de introducir la velocidad variable, le llevó, finalmente, a no hacer ninguna suposición sobre la forma de la órbita. Después de la determinación de la distancia Sol-Marte en diversas posiciones, concluyó que la forma de la órbita era una elipse, uno de cuyos focos está ocupado por el Sol. Esto constituye la que después ha sido llamada su primera ley.

1º Ley de Kepler

Los planetas describen una orbita elíptica y el Sol está sobre uno de los focos de la elipse
Debe tenerse en cuenta que las elipses planetarias son muy poco excéntricas (es decir, la figura se parece mucho a una circunferencia) y la diferencia entre las posiciones extremas de un planeta son mínimas (a la máxima distancia de un planeta al Sol se denomina afelio y la mínima perihelio). La Tierra, por ejemplo, en su mínima distancia al Sol se halla a 147 millones de km, mientras que en su máxima lejanía no supera los 152 millones de km.

Errores de la segunda ley de Kepler:
· Considerar la velocidad del planeta en la órbita como inversamente proporcional a la distancia al Sol, en lugar de, como en realidad ocurre, como inversamente proporcional a la perpendicular desde el foco a la tangente a la órbita en el punto ocupado por el planeta.
· Kepler considera el área barrida por el radio vector como una medida válida de la suma de las distancias desde el foco a los sucesivos segmentos (360, en total) en que dividió la órbita, El propio Kepler era consciente de que tomar el área en lugar de la suma de las distancias era sólo una aproximación que hizo para facilitar los enormemente tediosos cálculos que se veía obligado a realizar para cada determinación de la posición del planeta.

Y por ultimo, la 3ª Ley

El cuadrado del período de revolución de cada planeta es proporcional al cubo de la distancia media del planeta al Sol.
La tercera ley permite deducir que los planetas más lejanos al Sol orbitan a menor velocidad que los cercanos; dice que el período de revolución depende de la distancia al Sol.
Es importante señalar que las leyes de Kepler no explican únicamente el movimiento de los planetas alrededor del Sol, sino que explican el movimiento de todos los astros y cuerpos del Universo.

Escogimos esta información como tercera fuente ya que nos enseña las leyes de Kepler de una manera impractica y confusa, no hay ilustraciones sencillas y es más que todo muy monótono.

LEYES DE KEPLER por Wikipedia

Las leyes de Kepler fueron enunciadas por Johannes Kepler para explicar el movimiento de los planetas en sus órbitas alrededor del Sol. Aunque él no las enunció en el mismo orden, en la actualidad las leyes se numeran como sigue:

Primera Ley (1609): Todos los planetas se desplazan alrededor del Sol describiendo órbitas elípticas, estando el Sol situado en uno de los fo cos.

Segunda Ley (1609): El radio vector que une el planeta y el Sol barre áreas iguales en tiempos iguales

La ley de las áreas es equivalente a la constan cia del momento angular, es decir, cuando el planeta está más alejado del Sol (afelio) su velocidad es menor que cuando está más cercano al Sol (perihelio). En el afelio y en el perihelio, el momento angular L es el producto de la masa del planeta, por su velocidad y por su distancia al centro del Sol.

Tercera Ley (1618): Para cualquier planeta, el cuadrado de su período orbital (tiempo que tarda en dar una vuelta alrededor del Sol) es directamente proporcional al cubo de la distancia media con el Sol.

donde, P es el periodo orbital, r la distancia media del planeta con el Sol y K la constante de proporcionalidad.
Estas leyes se aplican a otros cuerpos astronómicos que se encuentran en mutua influencia gravitatoria como el sistema formado por la Tierra y la Luna.

Formulación de Newton de la 3ª ley de Kepler
Kepler dedujo sus leyes a partir de observaciones astronómicas precisas obtenidas por Tycho Brahe y, aunque sabía que explicaban el movimiento planetario observado, no entendía las razones de este comportamiento. La presentación de Kepler incorporaba una gran cantidad de detalles e incluso especulaciones metafísicas. Fue Isaac Newton quien extrajo de los escritos de Kepler la formulación matemática precisa de las leyes. Newton fue capaz de relacionar estas leyes con sus propios descubrimientos, dando un sentido físico preciso a leyes empíricas. El estudio de Newton de las leyes de Kepler condujo a su formulación de la ley de la gravitación universal.

La formulación matemática de Newton de la tercera ley de Kepler es:
donde, P es el periodo orbital, a el semieje mayor de la órbita, m1 y m2 las masas del cuerpo central y el cuerpo orbitante respectivamente y G una constante denominada Constante de gravitación universal cuyo valor marca la intensidad de la interacción gravitatoria y el sistema de unidades a utilizar para las otras variables de esta expresión.

LEYES DE KEPLER RESUMEN:

LEYES DE KEPLER
¿Cuáles son las leyes de kepler?Las leyes de kepler son producto de una buena tarea de ordenamiento matemático por parte de Johanes Kepler de los datos recogidos por Tycho Brahe.

Primera ley: todos los planetas describen órbitas planas y elípticas que tienen al Sol en uno de sus focos.

Segunda ley: los segmentos que unen al Sol y a los planetas, barren áreas iguales en tiempos iguales.

A1 = A2 en igual tiempo

Tercera ley: los cuadrados de los tiempos empleados por los planetas en describir sus órbitas son directamente proporcionales a los cubos de los semiejes mayores.

T = período de la orbita T² = kr²Donde k es una constante

Las leyes de Kepler dieron una descripción del movimiento de los planetas alrededor del Sol pero no dieron una interpretación de las causas, interpretación que se daría años después
Isaac Newton logro explicar y comprobar las leyes de kepler tan solo con una hipótesis; y demostró que los movimientos de los planetas y de los cuerpos que caían sobre la superficie de la tierra eran debidos al mismo tipo de causa.

Las Leyes de Kepler video

2008-09-16T17:19:00.000-05:00

MOVIMIETOS DE LA TIERRA

2008-09-15T23:48:00.000-05:00

Escogimos a esta información como primera fuente ya que nos presenta una sencilla e importante explicación acerca de los movimientos de la tierra, las causas, consecuencias y nos habla sobre las estaciones.

LOS MOVIMIENTOS DE LA TIERRA por Libro Travesía – geografía de Colombia Ed. Voluntad.

La Rotación.

La tierra gira sobre si misma en torno a un eje cuyos extremos son los polos. Este movimiento se llama rotación y su dirección es de Oeste a Este. Cada 24 horas aproximadamente, la tierra completa una vuelta sobre su eje, este es el periodo que llamamos día.

Si la tierra estuviera parada, el Sol siempre iluminaría un hemisferio y el otro siempre estaría oscuro. El movimiento de rotación de la tierra provoca la sucesión de los días y las noches.

Hasta hace poco más de 500 años los seres humanos creían que la tierra se mantenía inmóvil en el universo y que los demás astros se movían a su alrededor. Esta creencia se basaba en lo que podemos observar a simple vista vemos que el sol se mueve sobre el horizonte. Sin embargo, el sol está fijo respecto a la tierra y es nuestro planeta el que da las vueltas por sí mismo. Puedes comparar este hecho con la impresión que tienes cuando vas por automóvil y miras los árboles o los avisos de la carretera; parece que son éstos los que se desplazan y que nosotros estamos inmóviles.

La rotación a velocidad constante hace que el hemisferio iluminado y el hemisferio oscurecido vayan desplazándose progresivamente por toda la tierra, sucediéndose constantemente el día y la noche.

La rotación de la tierra se realiza a una velocidad de 1669 km/h en el ecuador. Esta velocidad va disminuyendo a medida que nos alejamos del ecuador y se reduce a 0 en los polos.

Consecuencias de la Rotación de la tierra.

El día y la noche.

Debido a la forma esférica de la tierra los rayos de luz solar solo iluminan una mitad de la tierra o hemisferio, mientras que la otra mitad se encuentra de noche. Si la tierra fuera una esfera inmóvil siempre seria de día en el hemisferio situado frente al sol, y de noche en el opuesto. La sucesión de los días y las noches influye decisivamente los hábitos de vida del ser humano, pues influye en los periodos de trabajo, estudio, recreación y descanso.

Desviación de los vientos y corrientes marinas.

La rotación terrestre modifica la circulación de los vientos planetarios y de las corrientes marinas. En el hemisferio norte, los vientos y las corrientes marinas tiende a moverse en dirección contraria a las manecillas del reloj y en el hemisferio sur a la dirección de las manecillas.

El Movimiento De Traslación:

Al mismo tiempo que gira sobre si misma, la tierra se mueve alrededor del sol. Este movimiento de traslación lo completa nuestro planeta cada 665 día y seis horas y lo hace a la increíble velocidad de 107 mil km/h.

La inclinación del eje terrestre y las estaciones.

Debido a la inclinación de eje terrestre los hemisferios, norte y sur, reciben mayor cantidad de luz y calor durante unos meses y menor durante otros. Estas variaciones en la cantidad de luz y calor que reciben las distintas partes de la tierra es en el transcurso del año da lugar a las estaciones.

Las estaciones

Los cambios que se producen en la temperatura y la duración del día según la época del año, dan lugar a las estaciones. Las estaciones son cuatro: verano otoño, invierno y primavera.
En la zona tropical, donde se localiza Colombia, la duración de los días y la noche es similar y las temperaturas son contantes por lo que se presentan las estaciones. Pero en las zonas templadas los cambios en la temperatura y en la duración de los días y las noches son muy marcados durante las distintas estaciones.

Cuando el hemisferio norte se encuentra inclinado hacia el sol de marzo a septiembre tenemos la primavera y el verano, en estos meses el hemisferio norte recibe más calor y luz que en el hemisferio sur. De septiembre a marzo la situación cambia, y es entonces, el hemisferio sur el que recibe mayor cantidad de calor y luz solar.

Verano e invierno

El verano y el invierno se producen al existir una diferencia importante entre la cantidad de rayos solares que llegan al hemisferio norte o al hemisferio sur.

El verano corresponde al hemisferio donde existe mayor insolación y los rayos son mas verticales, por tantos, las temperaturas son más elevadas y predomina la claridad, el máximos de horas de luz corresponde al solsticio de verano.

El invierno corresponde al hemisferio opuesto; allí inciden menos rayos solares y estos son mas inclinados, las temperaturas son frías y predomina la oscuridad, el mínimo de horas de luz corresponde al solsticio de invierno. Pero esta situación se invierte a medida que la tierra realiza su recorrido alrededor del sol.

Primavera y otoño

La primavera se presenta después de un largo periodo frío y el otoño luego de una intensa temporada de calor, lo cual hace que las diferencias entre ambas estaciones sean notorias.

El aumento de la temperatura que trae consigo la primavera hace revivir la naturaleza y permite la fecundación particularmente el reino vegetal y hace su vez el incremento de las plantas y hierbas propicias a la reproducción de los animales.

El otoño en cambio, no tiene significado si no mas bien es concluyente, pues se presenta cuando el ciclo vital esta llegando a su final.

Escogimos esta información como segunda fuente ya que nos presenta una explicación acerca de los movimientos de la tierra brindándonos datos asertivos acercadle tema, y posee gran comprensión.

LOS MOVIMIENTOS DE LA TIERRA por Enciclopedia Temática Autoevaluativa.

Al igual que todos los demás planetas, la tierra lleva a cabo dos movimientos al mismo tiempo, uno de rotación sobre su propio eje y otro de traslación alrededor del sol.
Ambos movimientos tienen una importancia considerable, ya que sirven para medir el tiempo en nuestro planeta (el movimiento de traslación establece la duración de los años y el de rotación de los días), además de originar las estaciones del año y las diferencias existentes a este respecto entre ambos hemisferios.

Movimiento de rotación:

La tierra lleva a cabo su movimiento de rotación de oeste a este en un tiempo de 23 horas, 56 minutos y 4 segundos. La consecuencia más importante de este movimiento es que las distintas zonas de nuestro planeta quedan expuestas alternativamente a la luz del sol, lo que origina la sucesión de los días y las noches. Así, mientras algunos lugares de la tierra, por ejemplo en España, es de día, otros como Estados Unidos, es de noche.

Esta sucesión de horas de luz y oscuridad lleva consigo un movimiento que aparente del sol, que sale por un lugar determinado, alcanza su cenit al medio día y desciende progresivamente hasta desaparecer por el extremo opuesto.

Gracias a este movimiento aparente del sol se han podido establecer cuatro puntos cardinales que nos permiten orientarnos sobre la superficie terrestre. Así, el este señala el lugar de salida del sol; el oeste el lugar donde se oculta el astro, y el norte y el sur son respectivamente los puntos que quedan delante y detrás de un observador que tenga al este su derecha.

La rotación de la tierra la demostró con carácter definitivo el físico francés León Foucault, cuando colgó de la cúpula del Panteón de Paris, una bola de hacer sostenida por un alambre de 60 m de longitud. Al hacer balancearse la bola de un lado a otro, la punta colocada en el extremo del dispositivo empezó a trazar sucesivas marcas hacia la derecha, hasta que al final dibujó un círculo.

Movimiento de Traslación:

En su recorrido alrededor del sol, la Tierra describe una órbita elíptica, que cierra en un período de 365 días, 5 horas, 48minutos y 46 segundos. Es una trayectoria mucho mas larga que la de Mercurio, que necesita 88 días para dar vuelta alrededor del sol, pero muchísimo más corta que la de Plutón, el cual demora 247 años en completar su orbita solar.
La tierra lleva a cabo su translación en sentido contrario a las agujas del reloj y a una velocidad media de 29,76 km/s. cada giro completo constituye una unidad de tiempo que llamamos año, pero como en cada revolución de la tierra sobran 4 horas, 48 minutos y 46 segundos, cada cuatro años, en los llamados años bisiestos, se añade un día al mes de febrero para hacer coincidir el año sideral con el año oficial.

Escogimos a esta información como tercera fuente ya que nos da una buena explicación, pero no tan sencilla y concreta como las otras dos anteriores.

Movimientos de la Tierra por Wikipedia, la enciclopedia libre

La Tierra, como cualquier cuerpo celeste, no se encuentra en reposo sino que está sometida a movimientos de diversa índole. Los principales movimientos de la Tierra son los movimientos de rotación, traslación, precesión y nutación.
Movimiento de rotación

Movimiento de rotación

Es un movimiento que efectúa la Tierra girando sobre sí misma a lo largo de un eje ideal denominado Eje terrestre que pasa por sus polos. Una vuelta completa, tomando como referencia a las estrellas, dura 23 horas con 56 minutos y 4 segundos y se denomina día sidéreo. Si tomamos como referencia al Sol, el mismo meridiano pasa frente a nuestra estrella cada 24 horas, llamado día solar, los 3 minutos y 56 segundos de diferencia se deben a que en ese plazo de tiempo la Tierra ha avanzado en su órbita y la Tierra debe de girar algo más que un día sideral para quedar frente al Sol.
La primera referencia tomada por el hombre fue el Sol, cuyo movimiento aparente, originado en la rotación de la Tierra, determina el día y la noche, dando la impresión que el cielo gira alrededor del planeta.
Como se observa en el gráfico, el eje terrestre forma un ángulo de 23,5 grados respecto a la normal de la eclíptica, fenómeno denominado oblicuidad de la eclíptica. Esta inclinación produce largos meses de luz y oscuridad en los polos geográficos, además de ser la causa de las estaciones del año, causadas por el cambio del ángulo de incidencia de la radiación solar.
Grafica:

Movimiento de traslación
Es un movimiento por el cual la Tierra se mueve alrededor del Sol. La causa de este movimiento es la acción de la gravedad, originándose cambios que, al igual que el día, permiten la medición del tiempo. Tomando como referencia el Sol, resulta lo que se denomina año tropical, lapso necesario para que se repitan las estaciones del año; dura 365 días, 5 horas y 47 minutos. El movimiento que describe es una trayectoria elíptica de 930 millones de kilómetros a una distancia media del Sol de prácticamente 150 millones de kilómetros o 1 U.A. (Unidad Astronómica 149.675.000 km). De esto se deduce que el planeta se desplaza con una rapidez media de 106.000 kilómetros por hora o, lo que es lo mismo, 29,5 kilómetros por segundo.

Movimiento de precesión

El movimiento de precesión, también denominado precesión de los equinoccios, es debido a que la Tierra no es esférica sino un elipsoide achatado por los polos. Si la Tierra fuera totalmente esférica sólo realizaría los movimientos anteriormente descritos.
Una vuelta completa de precesión dura 25.767 años, ciclo que se denomina año platónico y cuya duración había sido estimada por los Antiguos mayas.

Movimiento de nutación
Este movimiento también es debido al achatamiento de los polos y a la atracción de la Luna sobre el eje ecuatorial. También en un movimiento de vaivén y se produce durante el movimiento de precesión, digamos que este recorre a su vez una pequeña elipse (como si fuese una pequeña vibración). Una vuelta completa a la elipse suponen 18,6 años, lo que supone que en una vuelta completa de precesión la Tierra habrá realizado 1.385 bucles.

Bamboleo de Chandler
Se trata de una pequeña oscilación del eje de rotación de la tierra que añade 0,7 segundos de arco en un período de 433 días a la precesión de los equinoccios. Fue descubierto por el astrónomo norteamericano Seth Carlo Chandler en 1891, y actualmente no se conocen las causas que lo producen, aunque se han propuesto varias teorías.

MOVIMIENTOS DE LA TIERRA resumen.

Nuestro Planeta:
Es uno de los nueve planetas del sistema solar.
Constituye una esfera ligeramente achatada, con un diámetro ecuatorial de 12.756,78 Km. y un diámetro polar de 12.713,82 Km.
Es el único planeta en el que existe agua y una atmósfera rica en oxígeno, hechos que determinan la existencia de vida.
Tiene un satélite, la Luna, que describe a su alrededor un movimiento orbital.

Los movimientos de la tierra:
Como los demás planetas, la tierra realiza al mismo tiempo dos movimientos, uno de rotación sobre su propio eje y otro de traslación alrededor del sol.
El movimiento de rotación tiene lugar de oeste a este y se completa en un tiempo de 23 horas del reloj, formando los días y las noches según el tiempo en que gire, su dirección es de Oeste a Este, y se realiza a una velocidad de 1669 km/h en el ecuador
En su movimiento de traslación, la Tierra describe una órbita elíptica en sentido contrario a las agujas del reloj, y lo hace con una velocidad de 107 mil km/h. este movimiento es causado por la acción de gravedad.
El movimiento de traslación se completa en un período de 365 días, 5 horas, 48 minutos y 46 segundos. Un giro completo constituye una unidad de tiempo que llamamos año.
Otros movimientos son, el movimiento de precesión, que se da por que la tierra no es totalmente redonda sino achatada en los polos; el movimiento de nutación, debido al achatamiento de los polos y a la atracción de la Luna sobre el eje ecuatorial; y el movimiento de Chandler.
Como consecuencia de los movimientos de la tierra, los dos hemisferios quedan expuestos alternativamente una mayor cantidad de luz solar y ésta es la causa de que distingamos en el año cuatro estaciones.
Las estaciones son el verano, invierno, primavera y otoño.
Al describir su órbita alrededor del sol, la Tierra se sitúa en cuatro puntos fundamentales que señalan el comienzo de las cuatro estaciones: los solsticios y los equinoccios.
Los solsticios son los dos días del año en que los rayos del sol inciden en ángulo recto sobre el trópico de Cáncer y el trópico de Capricornio.
Los equinoccios son las posiciones intermedias entre cada solsticio, marcan los dos días del año en los que el rayo del sol inciden en el ángulo recto sobre el ecuador.

La Luna:

El único satélite de la tierra.
Lleva a cabo dos movimientos, uno alrededor de su eje y otro alrededor de nuestro planeta.
Realiza ambos movimientos en 27,32 días, lo que hace que siempre presente a la tierra la misma cara.

Rotacion de la tierra y las estaciones video

2008-09-15T23:47:00.000-05:00

LEY DE LA GRAVITACION UNIVERSAL

2008-09-15T23:30:00.000-05:00

Escogimos esta definición como primera fuente, ya que es mas propicia para el entendimiento de que es la ley de la gravitación universal y cuando como y en que actúa esta ley; sugiriéndonos una forma matemática como representación a la explicación de esta ley.

LEY DE GRAVITACION UNIVERSAL DE NEWTON. EL PESO. Enciclopedia Temática Autoevaluativa.
La explicación a un fenómeno tan fácilmente observable como es el de la caída de los cuerpos la dio el físico matemático y astrónomo británico Isaac Newton (1642-1727). Si los cuerpos caen, se debe a que la Tierra los trae, es decir, reciben una fuerza de atracción. Esta se llama fuerza de gravedad o fuerza gravitatoria.

La fuerza gravitatoria es la responsable de que los cuerpos se mantengan en contacto con la tierra o que caigan sobre ella cuando se dejan en libertad a cierta altura. Esta fuerza actúa sobre cualquier cuerpo del universo; por esta razón decimos que la gravitación es universal.

La fuerza gravitatoria se debe a la masa de los cuerpos y es una fuerza de acción a distancia. El enunciado de esta ley y su expresión matemática queda de la siguiente forma:
“Dos cuerpos cualquiera se atraen con una fuerza que es directamente proporcional al producto de sus masas e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que los separa. De forma matemática puede expresarse como:

F = G( m1 . m2)
d 2
Donde G representa la constante de gravitación universal; m1 y m2 son las masas de cada uno de los cuerpos y d es la distancia que los separa.

Resaltaremos que , si los cuerpos son pequeños, la fuerza de atracción no se nota porque es muy débil, en cambio si uno de ellos es muy grande, como por ejemplo la Tierra, la fuerza de atracción queda plenamente de manifiesto.

La fuerza gravitatoria con la que la tierra atrae un cuerpo, es denominado peso. El peso es una fuerza, y por tanto, puede representarse mediante un vector. La intensidad del peso la mediremos con un dinamómetro y la expresamos en unidades de fuerza. La dirección es vertical y su sentido hacia abajo.

La región del espacio donde se percibe la fuerza de atracción de la tierra se llama campo gravitatorio terrestre. El valor del campo gravitatorio es el cociente entre la fuerza gravitatoria y la unidad de masa. Su valor se define a partir de la unidad de newton:

F = G . MT
M R 2

Donde MT es la masa de la Tierra y R la distancia del punto a su centro. Como la masa de la tierra es de 5,98 x 10 a la 24 kg, y el radio de 6370 kg igual a 6,37 x10 a la seis metros el valor obtenido es de 9,8 m/s al cuadrado, que coincide con el valor de la aceleración de la gravedad g. A medida que un cuerpo se aleja de la tierra el valor de la distancia aumenta y por tanto el valor de g va disminuyendo. La gravedad en la superficie de la luna gL = G.ML/RL donde ML es la masa de la luna y RL su radio. El valor de la gravedad lunar es de 1,6m x seg. al cuadrado.

Escogimos esta fuente como segunda elección ya que solo nos muestra la teoría de lo que es la ley de gravitación universal, aunque nos da una aclaración de su procedencia, una buena definición y la forma experimental que justifica la teoría.

La ley de la gravitación universal da la fuerza de atracción entre dos objetos debido a la gravedad. Por tech-faq.
Definición: Para cualquier par de objetos, que atraen mutuamente con una fuerza que es directamente proporcional al producto de las masas de los objetos e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia entre sus centros de masa.

Constante gravitacional (G): la constante de proporcionalidad es conocida como constante gravitacional, es un número positivo y su valor es de aproximadamente 6,67 x 10 -11 N m 2 kg -2.
Centro de Masa: Para una esfera homogénea el centro de masa es sólo en el medio. Para los organismos de las formas más complicadas y / o densidades del centro de masa se obtiene integrando el producto de la densidad y la posición sobre el cuerpo (si es posible), dividido por la masa total.

Procedencia: La Ley de Gravitación Universal fue postulada por Newton en 1687 y es parte de la mecánica newtoniana. Como tal su aplicabilidad está limitada a bajas velocidades y distancias ojo desnudo.

Gravitación: La Ley de Gravitación Universal intenta explicar el fenómeno de la gravitación.

Gravitación es la razón por la cual los cuerpos caen, ¿por qué la Tierra y otros planetas en órbita alrededor del Sol, es la razón detrás de los vínculos y muy bien documentado fenómenos. Se observa inmediatamente que la gravedad se produce por la simple agregación de la masa, cuanto mayor sea la masa más fuerte será el campo, cuanto más pequeño es el más fácil la masa a mover bajo el efecto de la mayor cuerpo. Algo muy particular acerca de la gravitación es que siempre es atractivo. La otra observación empírica es que la atracción disminuye cuando aumenta la distancia. La ley de la gravitación universal no es más que una formalización de la observación.

Observaciones Experimental
La ley de la gravitación universal explica la mayor parte de fenómenos cotidianos como la caída de los cuerpos. Su principal éxito fue la predicción de la presencia de Neptuno sobre la base de la órbita de Urano. El uso de la gravitación universal, la posición aproximada del planeta y se predijo que con la información que podría ser observado.
Mercurio es el planeta más cercano al Sol y el que sufre más su presencia. La órbita muestra algunas anomalías que no pueden ser explicados por la teoría de Newton. Esta anomalía inspiró la generalización de la teoría de Albert Einstein en 1915. Usando su relatividad general (una generalización de la relatividad especial para hacer frente a la gravedad) Einstein fue capaz de explicar la órbita de Mercurio.

Generalización de la Ley de Gravitación Universal

La generalización de la ley de la gravitación universal se encuentra bajo el dominio de la relatividad general creada por el esfuerzo de Albert Einstein a principios del siglo XX. La teoría es una consecuencia de la adición de la gravitación para la Relatividad Especial también desarrollada por Albert Einstein.
Relatividad General utiliza un enfoque diferente para explicar la atracción masiva de órganos: la gravitación no se debe a una fuerza, la presencia de una masa en movimiento curvas el espacio. La relatividad general utiliza una métrica bastante compleja y el espacio, siguiendo los principios de la relatividad especial, no es tridimensional pero tetra-dimensional incluido el tiempo como cuarta dimensión.
La ley de Newton de la gravitación universal puede ser recuperada en el límite de bajas velocidades.

Escogimos esta información como tercera fuente ya que es como una leve introducción e historia de cómo, cuando y porque el hombre descubrió que es la ley de gravitación universal, pero no nos muestra una amplia aclaración de esta ley como en las otras fuentes de información.

LEY DE LA GRAVITACIÓN UNIVERSAL por rincón del vago.

A través de la historia de la humanidad, el avance en las diferentes áreas del conocimiento se debe a la contribución de numerosas personas que se han dedicado a observar, comparar, buscar relaciones básicas, las causas de determinados fenómenos, y proponer hipótesis para explicarlos.
Las leyes que se han considerado verdaderas durante un largo periodo de tiempo han tenido que dar paso a otras propuestas que se han generado a partir de nuevas observaciones.
Los conceptos que en la actualidad se tienen como obvios y verdaderos le ha tomado muchos siglos a la humanidad construirlos y en años venideros podrán modificarse debido a las nuevas aportaciones que harán los hombres y mujeres que incursionen en los diferentes campos del conocimiento.
La investigación del universo ha rebasado las fronteras de la Tierra, para ir más allá del espacio inmediato que la rodea. Con el creciente avance tecnológico, el hombre es capaz de explorar y descubrir cuerpos que se encuentran a distancias tales que ningún hombre hubiese podido alcanzar, aun viajando a la velocidad de la luz.

Seguramente el hombre primitivo se dio cuenta de un suceso muy común: todas las cosas caen al suelo si se les quita el apoyo o si se les suelta de donde están sujetas. A pesar de ser un hecho cotidiano, el hombre tardó mucho tiempo en plantearse las preguntas de cómo y por qué sucede esto y en encontrar las respuestas para explicarlo. Gracias al trabajo de numerosos investigadores a través del tiempo, se sabe que hechos tan simples como la caída de una piedra lanzada por la mano y fenómenos tan complejos como la distribución de las galaxias en el universo obedecen a la ley de la gravitación universal.

MASA INERCIAL Y GRAVITACIONAL

2008-09-15T23:06:00.001-05:00

Escogimos esta información como primera fuente ya que presenta una amplia definición acerca de lo que es masa inercial y gravitacional, sustentándolo, y definiéndolo entendiblemente. Diciendo diferencias y semejanzas entre cada una.

MASA INERCIAL Y GRAVITACIONAL por Nauta Programa Educativo Temático Tomo Física Ed. Zamora

Según la tercera ley de newton, la masa de un cuerpo m se puede calcular determinando m = F/a siendo F una fuerza cualquiera. A esta masa, así obtenida, se la denomina masa inercial.
Por otra parte, como consecuencia de la ley gravitatoria los cuerpos pesan y se puede medir su masa midiendo su peso, como por ejemplo, mediante una balanza de resorte. A esta masa se le denomina masa gravitacional.

Aparentemente no tienen ninguna conexión entre si, pues la masa inercial es una medida de la resistencia del cuerpo al alterar su movimiento, mientras que la masa gravitacional es debida a la atracción gravitatoria. Estas dos ideas tan distintas, no pudieron ser interpretadas por la física clásica de forma adecuada y normalmente la palabra masa se refería a las dos.
Intentemos aclarar este problema.
La fuerza de atracción gravitatoria depende de una característica inherente a la materia a la que se ha denominado masa. Esta propiedad de crear fuerzas de atracción nada tiene que ver con la de ser constante de proporcionalidad entre las fuerzas aplicadas y las aceleraciones sufridas.

Hemos visto que para distinguirlas se ha denominado la propiedad de la materia por la cual se crea fuerza de atracción masa gravitatoria y a la propiedad por la cual se constituye en coeficiente de proporcionalidad entre fuerza aplicada y aceleración obtenida, masa inercial.

Conceptualmente son dos propiedades bien distintas de la presentación del universo bajo la forma de materia, pero mantienen entre si proporcionalidad y por ello se las denomina indistintamente masa, suponiendo que según sea el caso se sobreentenderá una de otra.

Hemos visto también que la proporcionalidad entre estas dos masas ha sido un gran problema de la física teórica hasta muy recientemente. Si ambas masas- inercial y gravitacional – fueran iguales, en un sistema homogéneo de unidades, puesto que la unidad de fuerza se ha tomado a partir de la masa inercial, la constante de gravitación universal G debería ser la unidad, y ya sabemos que no es así, y que por tanto, hay proporcionalidad y no igualdad entre ambas masas.

Sea K el coeficiente de proporcionalidad entre la masa inercial y gravitatoria; podría ponerse la expresión de la fuerza de gravitación como; f = (k m) (k m´) / d²; en donde m y m´ son las masas inerciales, y k m y k m´, son las masas gravitatorias. Esta expresión se podría escribir como: f = k² (m m´ / d²); en donde se aprecia, por analogía, que el valor de G es precisamente k².
Del valor experimental de G puede obtenerse el valor de k:
k = ÖG = Ö 6,667 x 10 ^ -11 = 8,17 x 10 ^ -6

Así pues, la masa gravitatoria de un cuerpo es proporcional a su masa inercial según la relación: mgrav = 8,17 x 10 ^ -6 Minerc.

Escogimos esta definición como segunda fuente ya que no nos explica excelente mente que es masa inercial y gravitacional pero si nos muestra formulas aplicadas en la física para comprobar lo que es y cual es la diferencia y equivalencia entre las dos.

MASA INERCIAL Y GRAVITACIONAL por Wikipedia, La Enciclopedia Libre.

Masa inercial

La masa BB inercial viene determinada por la Segunda y Tercera Ley de Newton. Dados dos cuerpos, A y B, con masas inerciales mA (conocida) y mB (que se desea determinar), en la hipótesis dice que las masas son constantes y que ambos cuerpos están aislados de otras influencias físicas, de forma que la única fuerza presente sobre A es la que ejerce B, denominada FAB, y la única fuerza presente sobre B es la que ejerce A, denominada FBA, de acuerdo con la Segunda Ley de Newton:

donde aA y aB son las aceleraciones de A y B, respectivamente. Es necesario que estas aceleraciones no sean nulas, es decir, que las fuerzas entre los dos objetos no sean iguales a cero. Una forma de lograrlo es, por ejemplo, hacer colisionar los dos cuerpos y efectuar las mediciones durante el choque.
La Tercera Ley de Newton afirma que las dos fuerzas son iguales y opuestas:

Sustituyendo en las ecuaciones anteriores, se obtiene la masa de B como

Así, el medir aA y aB permite determinar mB en relación con mA, que era lo buscado. El requisito de que aB sea distinto de cero hace que esta ecuación quede bien definida.
En el razonamiento anterior se ha supuesto que las masas de A y B son constantes. Se trata de una suposición fundamental, conocida como la conservación de la masa, y se basa en la hipótesis de que la materia no puede ser creada ni destruida, sólo transformada (dividida o recombinada). Sin embargo, a veces es útil considerar la variación de la masa del cuerpo en el tiempo; por ejemplo, la masa de un cohete decrece durante su lanzamiento. Esta aproximación se hace ignorando la materia que entra y sale del sistema. En el caso del cohete, esta materia se corresponde con el combustible que es expulsado; la masa conjunta del cohete y del combustible es constante.

Masa gravitacional

Considérense dos cuerpos A y B con masas gravitacionales MA y MB, separados por una distancia rAB. La Ley de la Gravitación de Newton dice que la magnitud de la fuerza gravit atoria que cada cuerpo ejerce sobre el otro es

donde G es la constante de gravitación universal. La sentencia anterior se puede reformular de la siguiente manera: dada la aceleración g de una masa de referencia en un campo gravitacional (como el campo gravitatorio de la Tierra), la fuerza de la gravedad en un objeto con masa gravitacional M es de la magnitud

Esta es la base según la cual las masas se determinan en las balanzas. En las balanzas de baño, por ejemplo, la fuerza F es proporcional al desplazamiento del muelle debajo de la plataforma de pesado (véase Ley de Hooke), y la escala está calibrada para tener en cuenta g de forma que se pueda leer la masa M.
Equivalencia de la masa inercial y la masa gravitatoria]
Se demuestra experimentalmente que la masa inercial y la masa gravitacional son iguales —con un grado de precisión muy alto—. Estos experimentos son esencialmente pruebas del fenómeno ya observado por Galileo de que los objetos caen con una aceleración independiente de sus masas (en ausencia de factores externos como el rozamiento).
Supóngase un objeto con masas inercial y gravitacional m y M, respectivamente. Si la gravedad es la única fuerza que actúa sobre el cuerpo, la combinación de la segunda ley de Newton y la ley de la gravedad proporciona su aceleración como
Por tanto, todos los objetos situados en el mismo campo gravitatorio caen con la misma aceleración si y sólo si la proporción entre masa gravitacional e inercial es igual a una constante. Por definición, se puede tomar esta proporción como 1.

Escogimos esta información como tercera fuente ya que nos plantea y nos explica las diferencias entre las dos masas y como hallarlas, pero falta compresión de cada una de estas masas. Esta información justificaría las dos anteriores (informaciones).

MASA INERCIAL Y GRAVITACIONAL por Física, de Jerry D. Wilson.

Para determinar la masa de un objeto, usted encontrará que es más fácil medir su peso si se usa una escala adecuada. Entonces en términos de peso en la superficie de la tierra, W = mg, o m = w/g, en donde la fuerza gravitacional se expresa utilizando la aceleración debida a la gravedad. Pero ¿se puede determinar la masa de un objeto sin referencia a, o en ausencia de la grav edad? La respuesta es sí.

La segunda ley de newton es F = ma. Por consiguiente aplicando una fuerza para medir la aceleración resultante, usted puede determinar la masa de un objeto. (Esto se puede hacer aun en presencia de la gravedad, aplicando una fuerza horizontal a un objeto o una superficie horizontal casi sin fricción.) este tipo de medición comprende la propiedad de la inercia. Así, usted puede medir la masa inercial mediante este procedimiento y la masa gravitacional pesando el objeto.

¿Son iguales las masas determinadas por estos dos métodos o hay tipos diferentes de masa? Se han hecho comparaciones y no se ha encontrado diferencia significativa. Experimentalmente, los dos tipos de mediciones dan resultado que difieren, por no mucho más que una parte de un billón.

MASA INERCIAL Y MASA GRAVITACIONAL resumen diferencias.

CONSTANTE DE CAVENDISH

2008-09-15T22:02:00.000-05:00

Escogimos esta fuente como principal y primera ya que nos muestra minuciosamente el porque Cavendish le dio un valor a G (gravedad), como lo hizo, cual fue el procedimiento, etc.

LA EXPERIENCIA DE CAVENDISH por www.sc.ehu.es
La masa de la Tierra se puede determinar una vez que se conoce el valor de la constante G.

Aplicamos la segunda ley de Newton a un cuerpo de masa m que cae libremente, sabiendo que su aceleración de caída, en las proximidades de la superficie de la Tierra es g.
Como el radio R de la Tierra es conocido y g también puede ser medido mediante varias experiencias, una de las más simples es la medida del tiempo t que tarda en caer un cuerpo una determinada altura h, h=gt2/2.
Si la aceleración de la gravedad medida es g=9.8 m/s2 y el radio de la Tierra, supuesta esférica es R =6.37·106 m tenemos que la masa de la Tierra es

Podemos calcular también la densidad media de la Tierra dividiendo la masa M entre el volumen de una esfera de radio R, resultando ρ=5506.5 kg/m3=5.5 g/cm3.

Para “pesar la Tierra” necesitamos determinar el valor de G, mediante una experiencia similar a la efectuada por Cavendish.

La balanza de gravitación es un instrumento muy sensible que permite demostrar la atracción entre dos masas y determinar el valor de la constante G.

El péndulo oscila con un periodo de aproximadamente, 10 minutos.
Estas pequeñas esferas son atraídas por dos esferas fijas de M=1.5 kg de masa y de 32 mm de radio.
Para determinar la constante G, mediante la balanza de gravitación es necesario medir la posición inicial y la final de equilibrio y el movimiento oscilatorio amortiguado entre estas dos posiciones. El ángulo entre estas posiciones de equilibrio es una medida de la fuerza de atracción. Para medir el ángulo, se dispone de un haz LASER que incide sobre un espejo cóncavo. La oscilación del péndulo, se observa indirectamente mediante el movimiento de la marca luminosa producida por el rayo reflejado en una regla graduada situada a L=4.425 m de distancia.

Posición inicial de equilibrio

Oscilaciones del péndulo
Una vez que el péndulo se mantiene estable en la posición inicial de equilibrio, las esferas grandes se mueven rápidamente a la posición diametralmente opuesta. El péndulo empieza a oscilar con un periodo.

donde 2md2 es el momento de inercia de la varilla de masas despreciable y de las dos esferas consideradas como masas puntuales, y K es la constante de torsión del hilo.

Se mide el periodo P de las oscilaciones tal como se muestra en la figura, el tiempo que trascurre entre dos máximos de la amplitud.
La constante de amortiguamiento es pequeña, de modo que el péndulo oscila durante bastante tiempo antes de alcanzar la posición final de equilibrio

Posición final de equilibrio

El momento del par de fuerzas debido a la atracción entre las esferas, respecto del eje de oscilación, hace que el péndulo gire un ángulo α/2. El ángulo que forma el rayo incidente y reflejado es α. La regla marca la posición xf.
2Fd=Kα/2

La posición xf de la marca luminosa sobre la regla distante L del espejo cóncavo es

ya que α es un ángulo pequeño

Despejamos la constante G

Ejemplo:
El periodo del péndulo es el intervalo de tiempo entre dos máximos, en la gráfica x-t de la oscilación, P=10.8 min=648 s
Posición final de equilibrio en la regla, xf=17.3 cm
Distancia del espejo de la balanza de torsión a la regla, L=4.425 m
Masa de la esfera grande, M=1.5 kg
Distancia entre los centros de la esfera grande y de la esfera peqeña en la posición de equilibrio es b=0.047 m
Distancia de la pequeña esfera al eje de oscilación d=0.05 m

Escogimos esta como segunda fuente ya que nos muestra en concreto que hizo Cavendish y con que pero todavía le falta un poco de información para saciar la curiosidad de cómo lo hizo y con que objetivo.

CONSTANTE DE CAVENDISH por Enciclopedia Temática Autoevaluativa

Experimento de Cavendish:

La primera medida de la constante de gravitación G fue realizada por Henry Cavendish en 1798, utilizo un dispositivo conocido como balanza de torsión especialmente sensible, que había sido inventada en el siglo XVII por John Michell. Coloco dos masas grandes próximas a dos masas mucho mas pequeñas en la balanza de torsión y espero a que el aparato alcanzara el equilibrio. A partir de la medida del ángulo de torsión de la balanza dedujo un valor para G dentro de un porciento del valor aceptado en el momento actual:
G = 6,67 x 10 a la -11 N . m²/ kg².

Esta información nos enseña como la historia de Henry Cavendish y su experimento, lo escogimos como tercera fuente ya que nos muestra muy poco sobre el porque de la medida de la gravitación.

Henry Cavendish por Wikipedia, la enciclopedia libre

Henry Cavendish, quién con su experimento de la balanza de torsión fue el primer hombre que pesó la Tierra.
Henry Cavendish, físico y químico británico, Cavendish es especialmente conocido por sus investigaciones en la química del agua y del aire, y por el cálculo de la densidad de la Tierra.
Creó lo que se conoce como ‘experimento Cavendish’, que describió en su trabajo Experiences to determine the density of the Earth (1789), determinó que la densidad de la Tierra era 5,45 veces mayor que la densidad del agua, un cálculo muy cercano a la relación establecida por las técnicas modernas (5,5268 veces). Cavendish también determinó la densidad de la atmósfera y realizó importantes investigaciones sobre las corrientes eléctricas.
Cavendish demostró experimentalmente que la ley de la gravedad de Newton se cumplía igualmente para cualquier par de cuerpos. Para ello utilizó una balanza de torsión en un famoso experimento, conocido como el experimento de Cavendish o experimento de la balanza de torsión, en el que determinó el valor de la constante de gravitación universal, (G = 6.67 * 10 − 11), haciendo posible el cálculo de la masa de la Tierra y otros cuerpos del Sistema Solar.
El experimento de Cavendish o de la balanza de torsión constituyó la primera medida de la constante de gravitación universal y, por ende, a partir de la Ley de gravitación universal de Newton y las características orbítales de los cuerpos del Sistema Solar, la primera determinación de la masa de los planetas y del Sol.
Una versión inicial del experimento fue propuesta por John Michell, quien llegó a construir una balanza de torsión para estimar el valor de la constante de gravedad. Sin embargo, murió en 1783 sin poder completar su experimento y el instrumento que había construido fue heredado por Francis John Hyde Wollaston, quien se lo entregó a Henry Cavendish.

CONSTANTE DE CAVENDISH resumen

Henry Cavendish creo la medida de constante de gravitación G utilizando la balanza de torsión, y por ende a partir de la ley gravitacional universal de newton y características orbítales de astros se dio masa a los planetas.
Esto se dio gracias a una serie de pasos y experimentaciones, comenzando con la segunda ley de newton, desarrollando cálculos matemáticos e Interpretaciones de físicas, luego utilizando la balanza y el péndulo, y otras cosas mas; para que finalmente nos de cómo constante de gravitación :
G = 6,67 x 10 a la -11 N . m²/ kg².

ASTRONOMOS MÁS IMPORTANTES EN LA HISTORIA.

2008-09-15T21:28:00.000-05:00

Tales de Mileto (Siglo VII a. C.)
Concibió la redondez de la tierra. Teorizó que la Tierra era una esfera cubierta por una superficie redonda que giraba alrededor de esta (así explicaba la noche) y que tenía algunos agujeros por los cuales se observaba, aun en la oscuridad nocturna, un poco de la luz exterior a la tierra; la que él llamo "fuego eterno".

Anaximandro (550 a.C.).
Fue el primer astrónomo de quien se tiene noticia. Observó que el cielo parecía girar alrededor de la estrella polar y lo explicaba diciendo que las estrellas se movían como si estuvieran fijas en una gran semiesfera que giraba alrededor de la Tierra.

Pitágoras (530 a.C.)
Descubrió el universo con la Tierra, redonda, en el centro, rodeada de una serie de esferas transparentes y concéntricas que giraban y en las cuales estaban incrustados los cuerpos celestes. Este modelo del universo se fue haciendo más complicado, al tener la necesidad de imaginar más esferas para explicar las nuevas observaciones sobre el movimiento de los planetas y las estrellas.

Platón (427 a. C. al 347 a. C.)
Dedujo que la Tierra era redonda basándose en la sombra de esta sobre la Luna durante un eclipse lunar. Concibió a la Tierra inmóvil y como centro del Universo.

Aristóteles (384 a. C. - 322 a. C.)
Sostenía que la Tierra era inmóvil y, además era el centro del Universo.

Aristarco de Samos (310 a. C. al 230 a. C.)
Hizo dos grandes contribuciones. La primera, que el movimiento aparente de las estrellas cada noche indicaba que la Tierra giraba. La segunda, al observar el movimiento aparente del Sol y los planetas respecto al movimiento de las estrellas, dedujo que la Tierra y los otros planetas giraban alrededor del Sol.

Eratóstenes (276 a. C. al 194 a. C.)
Calculó la circunferencia terrestre considerando que la Tierra es esférica y los rayos del Sol son paralelos cuando llegan a la Tierra.

Hiparco de Nicea (150 a. C.)
Observó que el Sol, la Luna y los planetas parecían ser más brillantes en unas épocas que en otras; por tanto, concluyó que su distancia a la Tierra debía variar en forma cíclica, por lo que utilizó el concepto de epiciclo para explicar este fenómeno. Los epiciclos complicaron aún más el modelo del universo formado por esferas transparentes y concéntricas.

Posidonio de Apamea (135 a. C. al 31 a. C.)
Observó que las mareas se relacionaban con las fases de la Luna.

Claudio Ptolomeo (140.)

Fueron varios los sistemas desarrollados para simplificar el complicado modelo griego del universo, pero el que tuvo más éxito fue el de Ptolomeo, un astrónomo griego que vivió en Alejandría hacia el siglo II de la era cristiana. Organizó los trabajos de Hiparco, les agregó los datos de las observaciones más recientes de su época, realizó los cálculos que incluían a los epiciclos y otros conceptos nuevos, incluyó tablas de datos y publicó su teoría del universo en un libro conocido como el Almagesto.
Según esta teoría, la Tierra se encontraba en reposo en el centro del universo y a su alrededor giraban los cuerpos celestes, moviéndose a su vez en su epiciclo. Este sistema, por tener como centro de la Tierra, se conoce como modelo geocéntrico del universo.
El sistema ptolemeico perduró durante casi 13 siglos, por diferentes razones:
·Porque mediante las tablas del Almagesto era fácil determinar por anticipado la posición y el movimiento de los cuerpos celestes, por lo que fueron particularmente útiles en la navegación.
· Porque en esa época se presentaban grandes dificultades técnicas de medición, pues no había un modo preciso de medir el tiempo, se utilizaba el sistema romano de numeración y no existían patrones de medida.
· Porque la teoría ptolomeica coincidía con los dogmas religiosos de la Iglesia cristiana que afirmaban que Dios había creado a la Tierra como un planeta privilegiado alrededor del cual se movían los cuerpos celestes.

Nicolás Copérnico (1477 - 1543)

Consideró al sol en el centro de todas las órbitas planetarias. Nació en Polonia. Fue contemporáneo de Leonardo Da Vinci, Alberto Durero, Miguel Ángel, Juan Gutenberg, Nicolás Maquiavelo, Erasmo de Rotterdam y Martín Lutero. Observó que la teoría de Ptolomeo se podía explicar de una forma más sencilla tomando en cuenta las observaciones de Aristarco respecto a que el Sol era el centro del universo. Así nació la teoría heliocéntrica.
En el sistema de Copérnico el Sol estaba en el centro, después -en ese orden- los planetas Mercurio y Venus, la Tierra, con la Luna girando alrededor de ella, y finalmente Marte, Júpiter y Saturno (en tiempos de Copérnico aún no se conocían los planetas Urano, Neptuno y Plutón). Esto trajo como consecuencia una revolución en la concepción del universo.
Este sistema encontró gran oposición en ese tiempo, puesto que los hombres pensaban que vivían en el centro del universo y no sentían que la Tierra se moviera.

Ticho Brahe (1546-1601)

Astrónomo danés. Rechazó el sistema de Copérnico porque algunas de sus observaciones no coincidían con el sistema heliocéntrico. Diseñó algunos de los mejores instrumentos de su época para la observación astronómica a simple vista y trabajó en un castillo especialmente construido para realizar sus tareas. Pasó gran parte de su vida haciendo numerosas y cuidadosas observaciones y anotando todos los datos en tablas.

Galileo Galilei (1564 - 1642) hizo muchas aportaciones a la ciencia, entre ellas la descripción del movimiento oscilatorio, la caída libre de los cuerpos y la aceleración uniforme. También se interesó por la astronomía, sobre todo al enterarse del invento del telescopio en Holanda, que perfeccionó con lentes talladas por él mismo.Con su telescopio (el mismo lo inventó) observó que Júpiter tenía cuatro lunas que lo circundaban. Observó las fases de Venus y montañas en la Luna. Apoyó la teoría de Copérnico.

Johannes Kepler (1571 - 1630)

Demostró que los planetas no siguen una órbita circular sino elíptica respecto del Sol en un foco del elipse derivando de esto en su primera ley.La segunda ley de Kepler en la cual afirma que los planetas se mueven más rápidamente cuando se acercan al Sol que cuando están en los extremos de las órbitas.En la tercera ley de Kepler establece que los cuadrados de los tiempos que tardan los planetas en recorrer su órbita son proporcionales al cubo de su distancia media al Sol.

Isaac Newton (1642 - 1727)

Estableció la ley de la Gravitación Universal: “Las fuerzas que mantienen a los planetas en sus órbitas deben ser recíprocas a los cuadrados de sus distancias a los centros respecto a los cuáles gira”.Estableció el estudio de la gravedad de los cuerpos.Probó que el Sol con su séquito de planetas viaja hacia la constelación del Cisne.

Albert Einstein (1879 - 1955)

Desarrolló su Teoría de la Relatividad General y Especial.

Edwin Powell Hubble (1889 - 1953)

Demostro la expansión del universo midiendo el desplazamiento al rojo de galaxias distantes. Hubble es considerado el padre de la cosmología observacional aunque su influencia en astronomía y astrofísica toca muchos otros campos.

Gerard Peter Kuiper (1905 - 1973)

Desarrolló una fructífera carrera en el campo de la astronomía del Sistema Solar siendo de hecho considerado como el padre las ciencias planetarias modernas.Desarrolló numerosos aspectos de la teoría de formación del sistema solar, tales como la formación de planetesimales y el papel desempeñado por las colisiones en la historia primitiva del Sistema Solar, siendo el impulsor de la idea de que los cráteres terrestres provenían de impactos con cuerpos exteriores a la TierraKuiper sugirio la existencia de un cinturón de material cometario remanente de la formación del Sistema Solar, confirmado desde 1991 y conocido en la actualidad como cinturón de Kuiper.

Carl Sagan (1934 - 1996)

Fue coautor de unos 200 trabajos científicos.Fue promotor del proyecto SETI.Escribió 10 libros de divulgación astronómica entre ellos "Cosmos", muy aclamado.Logro llevar los conceptos astronomicos al hogar.

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2008-09-09T00:09:00.000-05:00