Personajes modelos planetarios NEWTON PTOLOMEO ARISTARCO BRAHE COPÉRNICO GALILEO KEPLER

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 (1571-1630), 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.