Leyes de Kepler

Ley de gravitación

Ley de gravitación universal

Es una ley física clásica que describe la interacción gravitatoria entre distintos cuerpos con masa. Ésta fue presentada por Isaac Newton en su libro Philosophiae Naturalis Principia Mathematica, publicado en 1687, donde establece por primera vez una relación cuantitativa de la fuerza con que se atraen dos objetos con masa. 

Así, Newton dedujo que la fuerza con que se atraen dos cuerpos de diferente masa únicamente depende del valor de sus masas y del cuadrado de la distancia que los separa. También se observa que dicha fuerza actúa de tal forma que es como si toda la masa de cada uno de los cuerpos estuviese concentrada únicamente en su centro, es decir, es como si dichos objetos fuesen únicamente un punto, lo cual permite reducir enormemente la complejidad de las interacciones entre cuerpos complejos.
Así, con todo esto resulta que la ley de la Gravitación Universal predice que la fuerza ejercida entre dos cuerpos de masas  y  separados una distancia  es proporcional al producto de sus masas e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia, es decir:

 es el módulo de la fuerza ejercida entre ambos cuerpos, y su dirección se encuentra en el eje que une ambos cuerpos.

 es la constante de la Gravitación Universal.

Es decir, cuanto más masivos sean los cuerpos y más cercanos se encuentren, con mayor fuerza se atraerán. El valor de esta constante de Gravitación Universal no pudo ser establecido por Newton, que únicamente dedujo la forma de la interacción gravitatoria, pero no tenía suficientes datos como para establecer cuantitativamente su valor. Únicamente dedujo que su valor debería ser muy pequeño. Sólo mucho tiempo después se desarrollaron las técnicas necesarias para calcular su valor, y aún hoy es una de las constantes universales conocidas con menor precisión.

Relación con las Leyes de Kepler[editar]

Las Leyes de Kepler eran una serie de tres leyes empíricas que describían el movimiento de los planetas a través de las observaciones existentes. Aunque éstas describían dichos movimientos, los motivos de por qué éstos eran así o qué los causaban permanecían desconocidas tanto para Kepler como para sus coetáneos. Sin embargo, éstas supusieron un punto de partida para Newton, quien pudo dar una formulación matemática a dichas leyes, lo cual junto con sus propios logros condujeron a la formulación de la ley de la Gravitación Universal. En especial, a través de dicha ley Newton pudo dar la forma completa a la Tercera ley de Kepler, que describe que los cuadrados de los periodos de las órbitas de los planetas son proporcionales a los cubos de sus distancias al Sol. Es decir, que los planetas más alejados del Sol tardan más tiempo en dar una vuelta alrededor de éste. 

Forma vectorial[editar]

Aunque en la ecuación (1) se ha detallado la dependencia del valor de la fuerza gravitatoria para dos cuerpos cualesquiera, existe una forma más general con la que poder describir completamente dicha fuerza, ya que en lugar de darnos únicamente su valor, también podemos encontrar directamente su dirección. Para ello, se convierte dicha ecuación en forma vectorial, para lo cual únicamente hay que tener en cuenta las posiciones donde se localizan ambos cuerpos, referencia dos a un sistema de referencia cualquiera. De esta forma, suponiendo que ambos cuerpos se encuentran en las posiciones , la fuerza (que será un vector ahora) vendrá dada por

Masa inercial y masa gravitatoria: principio de equivalencia[editar]

Otro gran problema que traía consigo esta teoría (y que sirve como uno de los postulados desde los que se desarrolla la Relatividad General) es el conocido como principio de equivalencia. Éste aboga por el hecho de que en la Teoría de la Gravitación Universal se utiliza una cantidad propia de cada cuerpo que es la que origina la fuerza de la gravedad, su masa. Aunque aquí se ha relacionado directamente con la masa propia de cada cuerpo, ésta realmente podría ser definida como una masa gravitacional, en contraposición con la masa utilizada en la segunda ley de Newton, que habla sobre la inercia de los cuerpos, , y que podría ser llamada masa inercial. En la práctica, no existe ninguna ley, principio o hecho que establezca que ambas masas son, en efecto, la misma masa, como se ha supuesto en toda la descripción realizada (únicamente se conoce que ambas son prácticamente iguales con una gran precisión). Este hecho que traería una gran importancia, puesto que de no ser las mismas, la aceleración que experimenta un cuerpo dejaría de ser independiente de su masa por ejemplo, no ha podido ser resuelto de una manera efectiva, dando lugar al mencionado principio de equivalencia.

Origen y evolución del sistema solar

Telescopios

Se denomina telescopio al instrumento óptico que permite ver objetos lejanos con mucho más detalle que a simple vista al captar radiación electromagnética, tal como la luz.  Es una herramienta fundamental de la astronomía, y cada desarrollo o perfeccionamiento del telescopio ha sido seguido de avances en nuestra comprensión del Universo.

La apertura de un telescopio es el diámetro del haz de luz que entra en él, que

eventualmente llega al punto de observación (foco). La apertura es normalmente del

mismo diámetro que el objetivo o espejo primario del telescopio. La distancia entre el

objetivo o el espejo primario y su foco es conocida como la distancia focal. La forma

curva de las superficies ópticas determina la distancia focal. Una notación

compacta y muy recurrente para describir la distancia focal de un telescopio es la razón

que existe entre la distancia focal y el diámetro del telescopio, que se expresa como

f/(número de la razón). Por ejemplo un telescopio de 15 cm de apertura y una distancia

focal de 120 cm, tiene una razón focal de 8 y su espejo es f/8.

Tipos de telescopios:

Telescopio refractor: Este tipo de telescopio tiene un tubo largo, relativamente delgado con el lente principal (objetivo) en el frente, el cual recolecta y enfoca la luz. El tipo de telescopio astronómico más sencillo tiene dos lentes  ambas son convexas; es decir, más gruesas en el centro que en los extremos.

Telescopio reflector: Utiliza un espejo cóncavo grande y pesado, en vez de lentes, para recolectar y enfocar la luz. Se mira a través del ocular situado a un lado del tubo, cerca del extremo superior.

Los telescopios reflectores pueden ser mayores que los refractores porque el espejo curvo se puede apoyar en toda su superficie, mientras que una lente grande sólo se puede apoyar en sus extremos.

Telescopio catadióptrico: También se les llama telescopios complejos.

Utilizan lentes y espejos. El objetivo es un espejo cóncavo pero en la abertura hay una lente correctora que sostiene además un espejo secundario.El tubo es ancho y corto, el ocular va situado en el extremo posterior a la lente. Los catadióptricos generalmente son instrumentos potentes y de alta calidad que gracias a un diseño más complejo gozan de un tamaño compacto y por tanto más fácil de transportar y manejar.

Radio telescopios: El radio telescopio es un conjunto de aparatos utilizados para el estudio del universo por medio de la captación de radiaciones electromagnéticas provenientes de cuerpos celestes como el Sol, las estrellas, y otros fenómenos estelares.

Acromatismo, en óptica, propiedad de un sistema de lentes que desvía un haz de luz blanca de forma que todos los colores que lo componen se enfocan en un mismo punto, con lo que se obtiene una imagen bien definida.

5-  El ocular es básicamente una lupa que aumenta la imagen formada por el objetivo. El ocular más común y a la vez menos costoso. El ocular de Huygens funciona bien con los sistemas de campo plano y con los objetivos acromáticos de bajos aumentos, pero presenta problemas de aberración cromática de aumento cuando se usa en combinación con objetivos acromáticos de grandes aumentos o con objetivos apocromáticos. Por otro lado, el tamaño de campo que proporciona es pequeño y la distancia focal es corta.

6-  Antes de calcular el aumento de un telescopio debemos saber:

• El diámetro del telescopio
• La distancia focal del telescopio
• La medida del ocular

Lo podemos realizar a través de la siguiente fórmula:  Aumentos = Distancia Focal / Medida ocular.

Aumentos máximos

Estos son los aumentos que puedes usar sin que la imagen se vea borrosa

Estos se calculan así:

    Aumento Max = Diámetro*2

La distancia focal o longitud focal de una lente es la distancia entre el centro óptico de la lente o plano nodal posterior y el foco cuando enfocamos al infinito. La inversa de la distancia focal de una lente es la potencia.

Para una lente positiva la distancia focal es positiva. Se define como la distancia desde el eje central de la lente hasta donde un haz de luz de rayos paralelos colimado que atraviesa la lente se enfoca en un único punto. Para una lente negativa (divergente), la distancia focal es negativa. Se define como la distancia que hay desde el eje central de la lente a un punto imaginario del cual parece emerger el haz de luz colimado que pasa a través de la lente.

Montaje de un telescopio: es una especie de montaje usado para mover un telescopio una cámara fotográfica a lo largo de dos ejes perpendiculares de movimiento. Estos dos ejes se conoce como ascensión recta y declinación. El eje del montaje del telescopio de la ascensión recta se debe señalar directamente hacia cualquier poste celestial que está sobre el horizonte para trabajar correctamente. Fijar el eje del montaje al eje polar termina la alineación. Esta alineación polar es dependiente en la localización del observador y corresponde con la latitud de la localización del observador.

Telescopio reflector: Consisten en un tubo que en un extremo tiene un espejo primario cóncavo y el otro extremo permanece completamente abierto para recolectar la luz. La luz se refleja en el espejo primario del fondo del tubo y es recolectado por un pequeño espejo secundario inclinado a 45 grados para dirigir la luz hacia nuestro ojo observador.

La apertura es que tan grande es el diámetro del espejo primario, entre mayor sea, más luz va a captar, por lo tanto podremos distinguir objetos a mayor distancia.

Telescopio  refractor: Se caracterizan por ser un tubo que en un extremo tienen un lente (llamado también objetivo) que refracta la luz y la concentra en el otro extremo, donde se ubican los oculares y nosotros observamos. Con un telescopio así, Galileo descubrió las montañas en la Luna, las 4 lunas + grandes de Júpiter, Io, Europa, Calisto y Ganímedes.  

Planetario de la ciudad de Buenos Aires. Asociación Entrerriana de astronomia

Las obras de construcción del Planetario Galileo Galilei comenzaron, bajo dirección del arquitecto argentino Enrique Jan, de la Dirección General de Arquitectura de la otrora Municipalidad, en 1962. El por entonces intendente Eugenio Schettini lo inauguró el 20 de diciembre de 1966. El día de la apertura, el primer director del Planetario, el profesor de geografía matemática Antonio Cornejo, fue el primero en encender las estrellas. La primera función se realizó el 13 de junio de 1967.

El planetario posee un instrumental de excelentes prestaciones compuesto por un proyector planetario que brinda una representación al cielo a lo largo de la línea temporal que posee, también puede dar una representación al cielo desde cualquier punto de referencia del planeta, tiene un mapa completo de las principales constelaciones y brinda el análisis de los movimientos del planeta alrededor del sol, nos da también los movimientos lunares y nos permitirá ver simulaciones como eclipses, conjunciones planetarias pasadas y nos da una visión del espacio profundo. El planetario con su proyector ZEISS tiene la capacidad de representar más de 8900 estrellas, también nos dará una visión espectacular de parte de nuestra galaxia la vía Láctea entre otras.

Se realizan funciones actividades y cursos:

- Un collar de estrellas. Relato en vivo

- Detectives del espacio

- Ecología del universo

- Nacimiento y muerte del sol. Locución

También podemos encontrar: MUSEO DEL PLANETARIO, CARPA SOLAR, TELESCOPIOS EN LA PLAZA DEL PLANETARIO, INFORMES SOBRE CIELO, UN MUNDO POSIBLE.

Asociación Entrerriana:

Se lleva a cabo mediante la recepción de numerosas delegaciones de escolares y publico en general a los que se les ofrece la posibilidad de contemplar mediante el telescopio los distintos cuerpos celestes presentes en nuestros cielos australes como las afamadas Alfa y Beta Centaurus, que señalan la dirección hacia la cual se encuentra la famosa Cruz del Sur junto al Saco de Carbón. También podrá observar muchos cúmulos globulares como el Joyero, la nebulosa Eta Carina, los grupos de galaxias de Fornax y Escultor, como así también las nubes de Magallanes únicas galaxias visibles a simple vista, es decir, sistemas que no tienen equivalentes en el Hemisferio Norte. Por otro lado se realizan demostraciones del movimiento de los planetas, los eclipses, las fases lunares, las constelaciones y todo lo relacionado con la observación astronómica, gracias a distintos software especializados en el tema.

Calendarios

Calendario es una cuenta sistematizada del transcurso del tiempo, utilizado para la organización cronológica de las actividades humanas. se trata de reglas o normas que tratan de hacer coincidir el año civil con el año trópico.
Calendario inca: En américa los incas conocían la revolución sinódica de los planetas. construyeron un calendario lunar para las fiestas religiosas y uno solar para la agricultura.


Calendario griego: Las observaciones astronómicas tenían como fin servir como guia para los agricultores por lo que se trabajó intensamente en el diseño de un calendario que fuera útil para estas actividades.
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Calendario juliano: Se basa en el movimiento aparente del sol para medir el tiempo. se adoptó en los países europeos y sus colonias hasta la implantación de la reforma gregoriana.
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Calendario gregoriano: Es un calendario originario de Europa, utilizado en todo el mundo. así denominado por ser su promotor el papa gregoriano XIII.