Transcript Diapositiva 1

Personajes modelos planetarios
NEWTON
PTOLOMEO
BRAHE
KEPLER
GALILEO
ARISTARCO
COPÉRNICO
Aristarco de Samos,
(310 AC - 230 DC)
• Midió las distancias de la
Tierra a la Luna y al Sol,
y expuso un modelo
heliocéntrico del
Sistema Solar en el que
afirmaba que el Sol era el
centro del universo
alrededor del cual giraban
los demás planetas
incluyendo la Tierra. Este
modelo imperfecto en su
momento, pero que hoy
sabemos correcto, no fue
desarrollado ya que
pocos creyeron en esta
revolucionaria idea.
Ptolomeo
•
• La astronomía antigua
culmina con el
desarrollo de la teoría
geocéntrica expuesta
en las obras de
Ptolomeo, resumidas
en el Almagesto. El
modelo geocéntrico fue
idea de Eudoxo y años
después encontró
apoyo en Aristóteles.
Nicolás Copérnico
(1473-1543)
• Inició una importante
revolución astronómica
influenciado por los filósofos
neoplatónicos. Dedujo que el
Sol al aportar luz, calor y vida,
era un análogo material de
Dios, y propuso un sistema
heliocéntrico. Johannes
Kepler, tras las precisas
observaciones de Tycho
Brahe, permitieron que (15711630), quien trabajó con él
antes de su muerte, enunciara
sus trascendentales leyes del
movimiento planetario.
Galileo Galilei
(1564-1642)
• construyó un telescopio a
partir de un invento del
holandés Hans
Lippershey y fue el
primero en utilizarlo en el
estudio astronómico
descubriendo los cráteres
de la Luna, las lunas de
Júpiter, las manchas
solares y las fases de
Venus. Sus
observaciones tan sólo
eran compatibles con el
modelo copernicano
Modelo geocéntrico y heliocéntrico.
"Diferencia entre modelo universal de Ptolomeo
y Copérnico
¿Que modelo se Acepta actualmente?"
•
El modelo de Ptolomeo (griego del siglo II d.c.) suponía que los planetas se
movían en círculos y giraban alrededor de la tierra, es decir, la tierra era el
centro del universo. Este modelo se adaptan muy bien a las creencias
religiosas de siglos posteriores, o sea en la Edad Media.
A Diferencia del modelo heliocéntrico de Copérnico (polaco del siglo XVII )
el cual fue mas sencillo para sustituir el sistema de Ptolomeo . Este Modelo
consiste en que el Sol esta en reposo, y los planetas, incluyendo la tierra,
giran alrededor de el en orbitas circulares .Esta teoría iba en contra de la
filosofía aristotélica y las convicciones religiosas de la época.
Actualmente, se acepta el modelo universal de Copérnico. Sin embargo,
estudios científicos posteriores han hecho notar errores en algunas
suposiciones de este. Pues los planetas realmente giran en orbitas
elípticas, y el Sol se encuentra en movimiento.
Tycho Brahe
Modificaciones al sistema heliocéntrico:
Gracias al trabajo llevado a cabo por el
astrónomo danés, quien obtuvo
mediciones muy precisas de las
posiciones de los cuerpos celestes, fue
cuando Johannes Kepler continuó su
trabajo como discípulo. Entusiasmado
por la sencillez del sistema de Copérnico,
Kepler creía en la posibilidad de hacer
ciertas correcciones a dicho modelo, la
principal de esta fue que los planetas
realmente describen una órbita elíptica y
no circular, reflejada en su primera ley.
Sin embargo, estas órbitas difieren muy
poco de una circunferencia, por lo que
Tycho Brahe en su época debió haber
hecho un preciso trabajo para determinar
que las órbitas realmente son elípticas.
Leyes de Kepler
La Tierra como todos los
planetas, gira alrededor del Sol
siguiendo las leyes de Kepler a
una distancia media aproximada
de 149,5 millones de kilómetros.
Esta orbita es una elipse de muy
poca excentricidad,
aproximadamente 1/60 inclinada
respecto al Ecuador un ángulo
próximo a 23º 27'
Primera Ley (1609):
• Todos los planetas se
desplazan alrededor
del Sol describiendo
órbitas elípticas,
estando el Sol situado
en uno de los focos.
• Perihelio. Afelio, foco,
excentricidad,
equinoccio, solsticio.
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 constancia 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.
•
• Ley de las Areas
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.
Modelos de Sistema Solar
Modelos de Sistema Solar
Modelos de Sistema Solar
Órbitas Planetarias
Órbitas Planetarias
Órbitas Planetarias
Ley de Gravitación Universal
Ley de Gravitación Universal
Ley de Gravitación Universal
Ley de Gravitación Universal
Los Cometas
Cambios en el sistema por
Isaac Newton:
• Al estudiar el movimiento de los planetas con base
en las leyes de Kepler, Newton observó que como
describen órbitas alrededor del Sol, deben estar
sujetos a una fuerza centrípeta, pues de lo
contrario sus órbitas no serían curvas. De esta
manera, Isaac Newton descubrió la fundamental
Ley de Gravitación Universal, la cual describe que
“Dos cuerpos cualesquiera se atraen con una
fuerza proporcional al producto de sus masas, e
inversamente proporcional al cuadrado de la
distancia entre ellos”. Con esta ley se observa un
importante cambio a los sistemas anteriores, pues
el Sol esta en movimiento y no en reposo como se
había establecido en anteriores sistemas.
Relación Fuerza versus Distancia
La gravitación universal y la tercera ley de Newton
•
Teniendo en cuenta la tercera ley de Newton, la masa m1 también será
atraída por la masa m2 con una fuerza del mismo valor, aplicada en la
misma dirección y con sentido opuesto. Aunque las fuerzas tienen el mismo
módulo y dirección, y sentidos opuestos, no se compensan entre sí porque
están aplicadas sobre cuerpos distintos.
La intensidad de la fuerza gravitatoria depende linealmente de la masa de
cada uno de los cuerpos: si duplicamos la masa de uno de los cuerpos, el
valor de la fuerza gravitatoria se multiplica por dos; si triplicamos la masa,
la fuerza se multiplica por tres; etc.
Por eso es necesario que al menos la masa de uno de los dos cuerpos que
interaccionan sea enorme para que al menos podamos observar sus
efectos.
Solamente la Tierra, sobre la que vivimos, tiene una masa suficientemente
grande como para que percibamos en nuestro entorno los efectos de la
gravitación. Todos los objetos a su alrededor, mucho menos masivos que
ella, caen hacia la superficie de la Tierra, atraídos por nuestro planeta.