nebulosas

Las nebulosas son regiones del medio interestelar constituídas por gases (principalmente hidrógeno y helio) ademas de elementos químicos en forma de polvo cósmico. Tienen una importancia cosmológica notable porque muchas de ellas son los lugares donde nacen las estrellas por fenómenos de condensación y agregación de la materia; en otras ocasiones se trata de los restos de estrellas ya extintas o en extinción.
Las nebulosas asociadas con estrellas jóvenes se localizan en los discos de las galaxias espirales y en cualquier zona de las galaxias irregulares, pero no se suelen encontrar en galaxias elípticas puesto que éstas apenas poseen fenómenos de formación estelar y están dominadas por estrellas muy viejas. El caso extremo de una galaxia en la que muchas nebulosas presentan intensosepisodios de formación estelar se denomina galaxia starburst.
Antes de la invención del telescopio, el término «nebulosa» se aplicaba a todos los objetos celestes de apariencia difusa. Por esta razón, a veces las galaxias (conjunto de miles de millones de estrellas, gas y polvo unidos por la gravedad) son llamadas indebidamente nebulosas; se trata de una herencia de la astronomía del siglo XIX que ha dejado su signo en el lenguaje astronómico contemporáneo.

Nebulosas oscuras

Una nebulosa oscura (también llamada nebulosa de absorción o de inspiración), es una acumulación de gas o polvo interestelar no relacionado con ninguna estrella o alejado de éstas, de tal forma que no es perturbada por su energía, por lo que su presencia sólo puede ser advertida por contraste con un fondo estelar poblado o una nebulosa de emisión más alejados.
En este caso la nebulosa no emite ni refleja ninguna luz por estar lejos de las estrellas, pero sí absorbe la luz de objetos que están detrás de ella. Por lo tanto, su existencia se deduce por la presencia de una región oscura que destaca sobre el fondo de cielo estrellado. Un ejemplo típico es la denominada Saco de Carbón en la constelación de la Cruz del Sur, y también es muy famosa la nebulosa Cabeza de Caballo, en la constelación de Orión. Numerosas nebulosas oscuras pueden asimismo observarse por sobre la franja brillante de la Vía Láctea que atraviesa el cielo.

Nebulosas de reflexión 

Estas nebulosas reflejan la luz de estrellas cercanas que no son lo suficientemente calientes como para emitir la radiación ultravioleta necesaria para excitar el gas de la nebulosa. Generalmente, estas nebulosas están formadas por los residuos del gas que dio origen a la estrella, y su espectro es similar al de las estrellas cuya luz reflejan. El caso más representativo es la nebulosa en torno de la estrella Mérope en el cúmulo abierto de las Pléyades (M45).

Nebulosas de emisión

En este caso, el más común, el gas que compone la nebulosa brilla como consecuencia de la transformación que sufre por la intensa radiación ultravioleta de estrellas vecinas calientes. En astrofísica estos objetos se denominan regiones H II y son fundamentales a la hora de analizar la composición química y las propiedades físicas de las nebulosas (y de las galaxias en las que se encuentran) gracias al análisis de su espectro, compuesto por multitud de líneas de emisión de los elementos químicos que albergan. La línea de emisión más brillante e importante es H-alfa (de la serie de Balmer del hidrógeno), localizada en la zona roja del espectro (a 6562,82 Å), siendo éste el motivo por el que dicho color domine en las imágenes tradicionales de nebulosas de emisión. Pero también se detectan líneas de emisión de helio, oxígeno, nitrógeno, azufre, neón o hierro. Dependiendo de la naturaleza de la nebulosa de emisión, se subdividen en dos grupos totalmente distintos.
1) Las nebulosas de emisión asociadas a regiones de formación estelar, es decir, en presencia de estrellas muy jóvenes, masivas y calientes, incluso en proceso de formación (plópidos y objetos Herbig-Haro) y a nubes moleculares. El caso más famoso es la Nebulosa de Orión (M42), la más cercana a la Tierra, pero otros ejemplos destacables son la Nebulosa del Águila (M16, en la constelación de la Serpiente), la Nebulosa Trífida (M20, en Sagitario) o la Nebulosa de la Laguna (M8, también en Sagitario).
2) Las nebulosas de emisión asociadas a estrellas moribundas o ya extintas se denominan nebulosas planetarias y restos de supernova. Las primeras no tienen nada que ver con los planetas: son las envolturas de estrellas de masa baja o intermedia expulsadas al espacio al final de sus ciclos evolutivos. En ellas, el gas es excitado por un objeto muy pequeño y caliente, una enana blanca, que es el núcleo expuesto de la estrella muerta. Ejemplos conocidos de este tipo de nebulosa son la Nebulosa del Anillo (M57, en la Lira) y la Nebulosa de la Hélice (NGC 7293, en Acuario).
El resto (o «remanente») de supernova es el material liberado en la titánica explosión que pone fin a las estrellas masivas. El gas de este tipo de nebulosas puede ser afectado tanto por la propia energía entregada por la supernova, como por la emisión de una posible estrella de neutrones (un púlsar) en su seno. Tal vez ejemplo más famoso de resto de supernova sea la Nebulosa del Cangrejo (M1, en la constelación de Tauro).

Nebulosa azul


















 Nebulosa Planetaria 

 














 
Nebulosa Oscura

Venus

Venus es el segundo planeta más cercano al Sol. No tiene lunas. Con un diámetro de 12.104 Kilómetros es, en tamaño, el más parecido a la Tierra. Su órbita alrededor del Sol toma 224,7 días, su distancia promedio al Sol es de casi tres cuartos la de la Tierra. El planeta rota en forma retrógrada en 243 días con respecto a las estrellas (117 días con respecto al Sol, el día Venusino).
Desde la Tierra, la superficie del planeta no es visible, pues está siempre cubierta por muy densas capas de nubes. Las nubes más altas rotan con un período de cuatro días, a velocidades de 350 Km/hr.
Debido a que el tamaño y masa de Venus son cercanos a los de la Tierra, muchos suponían que Venus podría ser parecido a la Tierra, y podría hasta tener formas de vida en su superficie. La verdad es que Venus es muy diferente de la Tierra, y es extremadamente poco probable que haya alguna posibilidad de que se haya formado vida en Venus.
Venus tiene una atmósfera que, en la superficie, tiene una presión 90 veces la de la Tierra. A diferencia de la atmósfera de la Tierra, que está mayormente compuesta de nitrógeno y oxígeno, la atmósfera de Venus está compuesta de 97% dióxido de carbono, con la mayoría del resto siendo nitrógeno y argón. 
 
Una consecuencia de la preponderancia del dióxido de carbono en la atmósfera, es que Venus sufre de los severos efectos del 'efecto invernadero'. Esto significa, que el dióxido de carbono en la atmósfera es transparente al calor y a la luz proveniente del Sol, pero es opaco a la radiación infrarroja de gran longitud de onda proveniente del caliente planeta. Así, la superficie de Venus se calienta a una temperatura de 470° C.
Las nubes en la atmósfera de Venus, que impiden nuestra visión de la superficie, no están compuestas de pequeñas gotas de agua, como en la Tierra, sino que se piensa que están compuestas de pequeñas gotas de ácido sulfúrico y partículas de azufre.
La superficie de Venus sólo puede ser vista por sondas espaciales que hayan descendido en paracaídas a través de la atmósfera hasta la superficie. Estas no pueden sobrevivir al ambiente hostil por mucho tiempo, pero nos han dado una visión de un terreno pedregoso sin mucha erosión y un moderado rango de alturas.
La más moderna información sobre la superficie proviene del Orbitador Venusino Magallanes. Este usa radar para hacer un mapa de la superficie. Ha revelado montañas, valles, acantilados, cráteres e inmensos volcanes, uno de los cuales se piensa que está activo.
El interior de Venus se piensa que sea similar al de la Tierra, con un núcleo metálico y una corteza de silicatos. A diferencia de la Tierra, Venus tiene un muy pequeño campo magnético, aparte del inducido por el efecto del Viento Solar.
Venus puede fácilmente ser visto desde la Tierra. Con frecuencia se lo llama la Estrella de la Noche o de la Mañana o lucero del alba, y frecuentemente es el objeto más brillante visible en el cielo, con excepción del Sol y la Luna. 
 
Debido a que su órbita está dentro de la de la Tierra, Venus parece alejarse del Sol hasta una distancia máxima, llamada la máxima elongación, y entonces ir de vuelta hacia el Sol. Luego de pasar detrás (o en frente) del Sol, se aleja nuevamente de él en el otro lado. Los momentos en que Venus está detrás o en frente del Sol, se llaman conjunciones inferior y superior.
Si las órbitas de la Tierra y Venus estuvieran en el mismo plano, entonces en cada conjunción Venus pasaría directamente detrás o en frente del Sol. Las órbitas están sin embargo inclinadas una con respecto a la otra, de modo que vemos a Venus pasar delante del disco del Sol, lo que se llama un tránsito, sólo rara vez.
Si sabe a donde mirar, Venus puede verse incluso durante el día, siempre que esté suficientemente lejos del Sol.
 
A través de un pequeño telescopio, puede verse con facilidad que Venus tiene fases, como las de la Luna. Es muy inusual que algún detalle sea visible en la estructura de las nubes, excepto para los más experimentados observadores.
Venus se ve mejor al atardecer cuando está al Este del Sol, y en la mañana cuando está al Oeste del Sol. Es difícil confundirlo con cualquier otro objeto, puesto que es tan brillante.
Cuando está cerca del horizonte, los efectos de 'centelleo' pueden causar impresionantes efectos de color destellantes, que son con frecuencia reportados como objetos peculiares, algunas veces como OVNIS.
Un volcán activo, Maat Mons, fue descubierto en Venus por la nave Magallanes. Se sabe que existen volcanes activos en sólo dos planetas del Sistema Solar; Venus y la Tierra. Se han visto volcanes extintos en Marte. Se sabe que dos satélites tienen volcanes activos, pero estos son muy diferentes de los de la Tierra y Venus. En Ia luna de Júpiter, hay volcanes de azufre activos, y en Tritón, una luna de Neptuno, hay volcanes activos cuyas temperaturas están muy por debajo de cero grados Celsius.
 

los planetas rocosos

Los planetas rocosos son los cuatro más interiores en el Sistema Solar: Mercurio, Venus, la Tierra y Marte. Se les llama rocosos o terrestres porque tienen una superficie rocosa compacta, como la de la Tierra. Venus, Tierra, y Marte tienen atmósferas más o menos significativas, mientras que Mercurio casi no tiene.
Se ha producido una selección muy alta de la materia, dando lugar a productos como uranio, torio, y potasio, con núcleos inestables que acompañan fenómenos de fisión radiactiva. Estos elementos han desarrollado el suficiente calor como para generar vulcanismo y procesos tectónicos importantes. Algunos son todavía activos y han borrado los rasgos de su superficie original.
Más allá de Marte se extiende una enorme distancia hasta Júpiter, ocupada por miles de fragmentos rocosos (asteroides) que forman una especie de cinturón, como si se tratase de un planeta fragmentado o los trozos que nunca se llegaron a unir para formarlo.

Mercurio
 Es el planeta más cercano al Sol y el segundo más pequeño del Sistema Solar. Mercurio es menor que la Tierra, pero más grande que la Luna.

Si nos situásemos sobre Mercurio, el Sol nos parecería dos veces y media más grande. El cielo, sin embargo, lo veríamos siempre negro, porque no tiene atmósfera que pueda dispersar la luz.
Los romanos le pusieron el nombre del mensajero de los dioses porque se movía más rápido que los demás planetas. Da la vuelta al Sol en menos de tres meses. En cambio, Mercurio gira lentamente sobre su eje, una vez cada 58 días y medio. Antes lo hacía más rápido, pero la influencia del Sol le ha ido frenando.

Venus
Es el segundo planeta del Sistema Solar y el más semejante a La Tierra por su tamaño, masa, densidad y volumen. Los dos se formaron en la misma época, a partir de la misma nebulosa.
Sin embargo, es diferente de la Tierra. No tiene océanos y su densa atmósfera provoca un efecto invernadero que eleva la temperatura hasta los 480 ºC. Es abrasador.
Los primeros astrónomos pensaban que Venus eran dos cuerpos diferentes porque, unas veces se ve un poco antes de salir el Sol y, otras, justo después de la puesta.
Venus gira sobre su eje muy lentamente y en sentido contrario al de los otros planetas. El Sol sale por el oeste y se pone por el este, al revés de lo que ocurre en La Tierra. Además, el día en Venus dura más que el año.



 La Tierra
Es nuestro planeta y el único habitado. Está en la ecosfera, un espacio que rodea al Sol y que tiene las condiciones necesarias para que exista vida.
La Tierra es el mayor de los planetas rocosos. Eso hace que pueda retener una capa de gases, la atmósfera, que dispersa la luz y absorbe calor. De día evita que la Tierra se caliente demasiado y, de noche, que se enfríe.
Siete de cada diez partes de la superficie terrestre están cubiertas de agua. Los mares y océanos también ayudan a regular la temperatura. El agua que se evapora forma nubes y cae en forma de lluvia o nieve, formando rios y lagos. En los polos, que reciben poca energía solar, el agua se hiela y forma los casquetes polares. El del sur és más grande y concentra la mayor reserva de agua dulce.
La Tierra no es una esfera perfecta, sino que tiene forma de pera. Cálculos basados en las perturbaciones de las órbitas de los satélites artificiales revelan que el ecuador se engrosa 21 km; el polo norte está dilatado 10 m y el polo sur está hundido unos 31 metros.

los eclipses y la luna

Los eclipses

Un eclipse es el oscurecimiento de un cuerpo celeste por otro. Como los cuerpos celestes no están quietos en el firmamento, a veces la sombra que uno proyecta tapa al otro, por lo que éste último se ve oscuro.

En el caso de la Tierra, la Luna y el Sol tenemos dos modalidades: eclipses de Sol, que consisten en el oscurecimiento del Sol visto desde la Tierra, debido a la sombra que la Luna proyecta; y eclipses de Luna, que son el oscurecimiento de la Luna vista desde la Tierra, debido que ésta se situa en la zona de sombra que proyecta la Tierra.

Si colocamos una pelota entre la luz y la pared se observará sobre la pared una sombra circular intensa y otra mayor, pero más débil. De igual manera, la luna y la tierra proyectan en el espacio gigantescos conos de sombra producidos por la iluminación del sol.

Cuando la luna se interpone entre la tierra y el sol, el cono de su sombra se proyecta sobre una zona de la tierra, y las personas que habitan en esa zona quedan en la oscuridad, como si fuese de noche, porque la luna eclipsa, tapa al sol. Este astro se ve como cubierto, que no es otra cosa sino la luna. Esto es un eclipse de sol.

Del mismo modo, cuando la luna cruza el cono de sombra de la tierra, desaparece a la vista de los habitantes del hemisferio no iluminado (noche) los cuales pueden presenciar, en su totalidad, el eclipse de luna.

El eclipse de sol se produce solamente sobre una pequeña faja de la tierra, porque la luna, por su menor tamaño, no oculta completamente al sol para la totalidad de la tierra.

Los eclipses de luna pueden ser de dos tipos: Totales: cuando están en el cono de sombra de la tierra, y parciales: cuando sólo se introduce parcialmente en la sombra.

Por su parte, los eclipses de sol pueden ser de tres tipos:

Totales: Cuando la luna se interpone entre el sol y la tierra, Y los habitantes no ven la luz solar durante algunos minutos.

Parciales: Cuando la penumbra abarca una extensión de tierra y los habitantes que están en ella sólo ven una porción de sol.

Anulares: Cuando el cono de sombra de la luna no llega hasta la tierra porque se encuentra demasiado lejos del planeta para ocultar el disco solar.

El cono de sombra se divide en dos partes: umbra o sombra total, y penumbra o sombra parcial. Para las personas que se encuentran en la zona de la umbra, el eclipse será total, mientras que para las personas que se encuentran en la penumbra el eclipse será parcial. La faja de sombra o umbra es de 270 Km. Y la penumbra alcanza hasta 6400 Km de anchura. En un año puede haber un máximo de 7 eclipses y un mínimo de 2.

La Luna

La Luna es el único satélite natural de la Tierra. Su diámetro es de unos 3.476 km, aproximadamente una cuarta parte del de la Tierra. La masa de la Tierra es 81 veces mayor que la de la Luna. La densidad media de la Luna es de sólo las tres quintas partes de la densidad de la Tierra, y la gravedad en la superficie es un sexto de la de la Tierra.

La Luna orbita la Tierra a una distancia media de 384.403 km y a una velocidad media de 3.700 km/h. Completa su vuelta alrededor de la Tierra, siguiendo una órbita elíptica, en 27 días, 7 horas, 43 minutos y 11,5 segundos. Para cambiar de una fase a otra similar, o mes lunar, la Luna necesita 29 días, 12 horas, 44 minutos y 2,8 segundos.

Como tarda en dar una vuelta sobre su eje el mismo tiempo que en dar una vuelta alrededor de la Tierra, siempre nos muestra la misma cara. Aunque parece brillante, sólo refleja en el espacio el 7% de la luz que recibe del Sol.

Después de la Tierra, la Luna es el cuerpo espacial más estudiado.

Fases de la Luna

Según la disposición de la Luna, la Tierra y el Sol, se ve iluminada una mayor o menor porción de la cara visible de la luna.

La Luna Nueva o novilunio es cuando la Luna está entre la Tierra y el Sol y por lo tanto no la vemos.

En el Cuarto Creciente, la Luna, la Tierra y el Sol forman un ángulo recto, por lo que se puede observar en el cielo la mitad de la Luna, en su período de crecimiento.

La Luna Llena o plenilunio ocurre cuando La Tierra se ubica entre el Sol y la Luna; ésta recibe los rayos del sol en su cara visible, por lo tanto, se ve completa.

Finalmente, en el Cuarto Menguante los tres cuerpos vuelven a formar ángulo recto, por lo que se puede observar en el cielo la otra mitad de la cara lunar.

Las fases de la luna son las diferentes iluminaciones que presenta nuestro satélite en el curso de un mes.

La órbita de la tierra forma un ángulo de 5º con la órbita de la luna, de manera que cuando la luna se encuentra entre el sol y la tierra, uno de sus hemisferios, el que nosotros vemos, queda en la zona oscura, y por lo tanto, queda invisible a nuestra vista: a esto le llamamos luna nueva o novilunio.

A medida que la luna sigue su movimiento de traslación, va creciendo la superficie iluminada visible desde la tierra, hasta que una semana más tarde llega a mostrarnos la mitad de su hemisferio iluminado; es el llamado cuarto creciente.

Una semana más tarde percibimos todo el hemisferio iluminado: es la llamada luna llena o plenilunio.

A la semana siguiente, la superficie iluminada empieza a decrecer o menguar, hasta llegar a la mitad: es el cuarto menguante.

Al final de la cuarta semana llega a su posición inicial y desaparece completamente de nuestra vista, para recomenzar un nuevo ciclo.

El Tiempo Sidéreo

Para calcular las coordenadas del centro de un astro sólo hay que tomar como referencia el Sur y el cenit, dos puntos fijos para un observador en una posición determinada en la Tierra. Sin embargo para la ascensión recta y la declinación no es tan sencillo. Si bien el polo norte está fijo para una localidad determinada en la Tierra y sólo depende de la latitud, no ocurre lo mismo con el punto vernal u origen de ascensión recta que siempre está girando. Para entender cómo se puede determinar la posición de cualquier objeto deben introducirse el tiempo sidéreo y el ángulo horario. 


Según nuestros relojes, el día dura 24 horas, y el Sol tarda en pasar dos veces seguidas por el meridiano, cualquier astro alcanza su punto más alto en la bóveda celeste al pasar por el meridiano, 24 horas. Esto no es cierto, ya que el tiempo que tarda en pasar dos veces por el meridiano depende de la combinación de los movimientos de rotación y traslación de la Tierra alrededor del Sol. Dicho intervalo corresponde a algo más de una rotación terrestre. 

Como el movimiento de la Tierra alrededor del Sol no es completamente regular, los pasos sucesivos del Sol no se producen siempre al mismo tiempo. A veces el Sol tarda un poco más si la Tierra circula más lentamente por su órbita, y aveces un poco menos si va más deprisa. Como sincronizar los relojes con todos los pasos sucesivos del Sol por el meridiano, supondría dar una duración ligeramente distinta a cada día del año, tarea que es improbable y poco práctica, se ha adoptado como duración del día el promedio del tiempo, a lo largo de un año, que el Sol tarda en pasar dos veces por el meridiano, y se ha dividido en 24 horas, que es el tiempo marca nuestros relojes. 

Sin embargo, en realidad el período de revolución real es más corto, en concreto la Tierra tarda en dar una vuelta alrededor de su eje 23h 56m 4s. De hecho, este es el período de rotación respecto de las estrellas fijas, es decir, que cualquier estrella tarda 23h 56m y 4s en pasar dos veces por el meridiano. Por tanto podríamos utilizar como reloj las estrellas fijas, solo que nuestro reloj "estelar" adelantaría algo menos de cuatro minutos por día con respecto a nuestro reloj. Este adelanto es tal que al cabo de un año llega a ser de un día completo. Al tiempo medido tomando como referencia las estrellas se le denomina tiempo sidéreo. Podemos construir un reloj sidéreo muy fácilmente sin más que tomar un reloj convencional y haciendo que se adelante algo menos de cuatro minutos al día. 

Para poner en hora un reloj sidereo hay que fijar en algún instante de tiempo la hora cero del reloj sidéreo. Una forma arbitraria de ponerlo en hora sería hacer que marcase las 00:00 horas cuando el punto vernal pase por el meridiano. Como el punto vernal gira con las estrellas, si lo hacemos así siempre sabremos dónde está el punto vernal, origen de coordenadas. Por ejemplo, si el reloj sidéreo marca 00:00 horas, entonces sabremos que el punto vernal está pasando por el meridiano, lo que permitirá situar cualquier objeto por su ascensión recta.

 
Supongamos que el reloj sidéreo marca las 6:00 horas, entonces nos indica que el punto vernal hace seis horas que pasó por el meridiano (un cuarto de día o vuelta), y que por tanto se encuentra 90º hacia el Oeste respecto del meridiano. Vemos que con un reloj sidéreo ya podemos utilizar las coordenadas ecuatoriales para buscar cualquier estrella. De hecho el tiempo sidéreo nos marca la ascensión recta de las estrellas que están pasando en ese momento por el meridiano. 

Hay un último concepto para la utilización de coordenadas ecuatoriales, es el llamdo ángulo horario. Supongamos que tenemos una estrella cuya A.R. es de 18 h 00m 00s, pero que nuestro reloj sidéreo marca la 10h 00m 00s. Esto significa dos cosas. Uno, que la estrella se encuentra a 18h = 270º hacia el este del punto vernal. Dos, como el reloj sidéreo marca las 10h, ello implica que el punto vernal, ya hace 10 horas que pasó por el meridiano, es decir, que se encuentra 150º hacia el oeste. Por tanto, a la estrella le faltan todavía 8h para llegar al meridiano, es decir, se encuentra a 120º hacia el este. A esta diferencia entre la ascensión recta de la estrella y la hora sidérea se le denomina ángulo horario. Si el ángulo horario es positivo, significa que la estrella no ha llegado todavía al meridiano y se encuentra hacia el Este. Si es negativo, la estrella ya ha rebasado el meridiano y se encuentra hacia el Oeste. En ambos casos, tantos grados como indique el ángulo horario.    
 

Ley de la gravitacion

En la teoría de la gravitación universal Isaac Newton explicó las leyes de Kepler y los movimientos celestes a partir de la fuerza de la gravedad, que actuando a distancia produce una atracción entre masas. Esta fuerza de gravedad demostró que es la misma fuerza que en la superficie de la Tierra denominamos peso.

Newton demostró que la fuerza de la gravedad tiene la dirección de la recta que une los centros de los astros y el sentido corresponde a una atracción. Es una fuerza directamente proporcional al producto de las masas que interactúan e inversamente proporcional a la distancia que las separa. La constante de proporcionalidad, G, se denomina constante de gravitación universal.
 

Newton consiguió explicar con su fuerza de la gravedad el movimiento elíptico de los planetas. La fuerza de la gravedad sobre el planeta de masa m va dirigida al foco, donde se halla el Sol, de masa M, y puede descomponerse en dos componentes:

• existe una componente tangencial (dirección tangente a la curva elíptica) que produce el efecto de aceleración y desaceleración de los planetas en su órbita (variación del módulo del vector velocidad);
  
• la componente normal, perpendicular a la anterior, explica el cambio de dirección del vector velocidad, por tanto la trayectoria elíptica. En la figura adjunta se representa el movimiento de un planeta desde el afelio (B) al perihelio (A), es decir, la mitad de la trayectoria dónde se acelera. Se observa que existe una componente de la fuerza, la tangencial que tiene el mismo sentido que la velocidad, produciendo su variación.
  
  
  

Se estudia la gravedad, a partir de la teoría de Newton, suponiendo que la estrella se halla en reposo y los planetas giran a su alrededor con movimiento circular uniforme. Se indica que en realidad la trayectoria es elíptica aunque en el sistema solar las órbitas son casi circulares. Sin embargo no se comenta, generalmente, que también se realiza otra aproximación: se supone que la masa del Sol es mucho mayor que las de los planetas, que se cumple en nuestro sistema solar. Pero si orbitan dos cuerpos masivos, o sea, dos estrellas (estrellas binarias) o una estrella y un planeta masivo, se describe mejor su movimiento tomando como referencia el centro de masas de ambos cuerpos. En este caso, estrella y planeta, orbitan alrededor del centro de masas.

La 1ª ley de la dinámica de Newton indica que un sistema sobre el que no actúen fuerzas externas se moverá con movimiento rectilíneo y uniforme (o estará en reposo) respecto de un sistema inercial. Por ello el sistema estrella-planeta debe cumplir esta ley ya que las fuerzas que actúan son internas (la gravedad). Y será el centro de masas del sistema que deberá moverse con movimiento rectilíneo y uniforme.
Las velocidades angulares de ambos cuerpos respecto del centro de masas deben ser iguales para que se conserve su posición relativa, de donde deducimos que también serán iguales los periodos.

plutón

En astronomía, Plutón, es un planeta enano del Sistema Solar, situado a continuación de la órbita de Neptuno. En la Asamblea General de la Unión Astronómica Internacional (UAI) celebrada en Praga e l24 de agosto de 2006 se creó una nueva categoría llamada plutoide, en la que se incluye a Plutón. Es también el prototipo de una categoría de objetos transneptunianos denominada plutinos. Posee una órbita excéntrica y altamente inclinada con respecto a la eclíptica, que recorre acercándose en su perihelio hasta el interior de la órbita de Neptuno. Plutón posee cinco satélites: Caronte, Nix, Hidra, Cerbero y Estigia. Estos son cuerpos celestes que comparten la misma categoría. Hasta el momento no ha sido visitado por ninguna sonda espacial, aunque se espera que la misión New Horizons de la NASA lo sobrevuele en 2015.

Plutón fue descubierto el 18 de febrero de 1930 por el astrónomo estadounidense Clyde William Tombaugh (1906-1997) desde el Observatorio Lowell en Flagstaff, Arizona, y fue considerado el noveno y más pequeño planeta del Sistema Solar por la Unión Astronómica Internacional y por la opinión pública desde entonces hasta 2006, aunque su pertenencia al grupo de planetas del Sistema Solar fue siempre objeto de controversia entre los astrónomos. Tras un intenso debate, la UAI decidió el 24 de agosto de 2006, por unanimidad, reclasificar Plutón como planeta enano, requiriendo que un planeta debe tener Dominancia orbital. Se propuso su clasificación como planeta en el borrador de resolución, pero desapareció de la resolución final, aprobada por la Asamblea General de la UAI. Desde el 7 de septiembre de 2006 tiene el número 134340, otorgado por el Minor Planet Center.

Su gran distancia al Sol y a la Tierra, unida a su reducido tamaño, impide que brille por encima de la magnitud 13,8 en sus mejores momentos (perihelio orbital y oposición), por lo cual sólo puede ser apreciado con telescopios a partir de los 200 mm de abertura, fotográficamente o con cámara CCD. Incluso en sus mejores momentos aparece como astro puntual de aspecto estelar, amarillento, sin rasgos distintivos (diámetro aparente inferior a 0,1 segundos de arco).

Fue considerado hasta 2006 el noveno planeta del Sistema Solar. El 24 de agosto de2006, tras la propuesta del astrónomo uruguayo Gonzalo Tancredi ante la Asamblea General de la Unión Astronómica Internacional en Praga se clasificó a Plutón como planeta enano. Incluso, durante muchos años existió la creencia de que Plutón era un satélite de Neptuno que dejó de ser satélite por el hecho de alcanzar una segunda velocidad cósmica. Sin embargo, esta teoría fue rechazada en la década de 1970.

Órbita

La órbita de Plutón es muy excéntrica y, durante 20 de los 248 años que tarda en recorrerla, se encuentra más cerca del Sol que Neptuno.

Es también la más inclinada con respecto al plano de la eclíptica, en el que orbitan los demás planetas del Sistema Solar, siendo su inclinación de 16º. Por eso no hay peligro alguno de que se encuentre con Neptuno. Cuando las órbitas se cruzan lo hacen cerca de los extremos de manera que, en sentido perpendicular a la eclíptica, les separa una enorme distancia.

Plutón llegó por última vez a su perihelio en septiembre de 1989 y continuó desplazándose por el interior de la órbita de Neptuno hasta marzo de 1999. Actualmente se aleja del Sol y no volverá a estar a menor distancia del Sol que Neptuno hasta septiembre de 2226.

Sátelites

Existen cinco satélites conocidos de Plutón. El satélite más grande de Plutón es Caronte. Caronte, de todas las lunas del sistema solar, es la más grande en comparación con su planeta anfitrión, es decir, ninguna otra luna es de un tamaño tan próximo al del planeta que orbita. El tamaño tan parecido que tienen Plutón y Caronte hace que aparezca el efecto planeta doble. El otro sistema "satélite-planeta" que tiene un efecto similar al de Plutón y Caronte es el caso de la Tierra y la Luna. El sistema planeta-satélite Tierra y Luna ocupa el segundo lugar en cuanto a proximidad de tamaño entre un planeta y su satélite.

Hidra, Nix, Cerbero y Estigia son los otros cuatro satélites de Plutón, pero no son tan grandes como Caronte

Animación que muestra la inclinación respecto a la eclíptica y la excentricidad de la órbita de Plutón.

Rotación de Plutón.