Astronomía

¿Es el movimiento del Sol alrededor de la Galaxia un resultado de la atracción gravitacional?

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¿La órbita del sol (y otras estrellas dentro de la Vía Láctea) alrededor de la galaxia resulta directamente de la fuerza gravitacional radial hacia los objetos en el centro de la galaxia, o hay fuerzas adicionales en juego?


Las estrellas de la Vía Láctea orbitan la Vía Láctea debido a toda la masa que comprende la Vía Láctea. Ese otro material incluye estrellas, otra materia ordinaria como nubes de gas y quizás materia oscura. Usé "quizás" porque la materia oscura aún no ha sido confirmada.

La relatividad general no explica las órbitas de las estrellas alrededor de una galaxia con el supuesto de que la única forma de masa es la materia ordinaria. Esto conduce a dos posibilidades: o la relatividad general (y, por extensión, la gravedad newtoniana) es de alguna manera incorrecta a escalas galácticas, o la masa viene en sabores distintos a la materia ordinaria. El primero conduce a formulaciones alternativas de gravitación como MOND. Esto último conduce a formas alternativas de masa como la materia oscura. A pesar de que la existencia de materia oscura aún no se ha confirmado, la gran mayoría de los astrofísicos se inclina hacia la última suposición de que la materia ordinaria no es la única forma de materia.


Yo diría que la respuesta a tu pregunta es sí y no. Sí, que la órbita de nuestro Sol en la Vía Láctea se debe únicamente a las fuerzas gravitacionales como sugieres, pero no porque no todas son radiales hacia el centro de la galaxia.

El movimiento del Sol alrededor del centro de nuestra galaxia se puede dividir en dos movimientos. El primero es un movimiento orbital "azimutal" alrededor del centro de la galaxia debido a las fuerzas gravitacionales radiales desde el interior de la masa hasta nuestra órbita (ya sean estrellas, gas / polvo, materia oscura, dragones, etc.). El otro tipo de movimiento es una oscilación dentro y fuera del plano de la vía láctea. Esto también es causado por fuerzas gravitacionales, aunque no por fuerzas radiales del centro de la vía láctea. A medida que el sol se mueve "por encima" del plano de la Vía Láctea, hay más masa debajo que arriba y se tira "hacia abajo". Cuando está en el plano, tiene energía residual de "caer" y continúa cayendo "por debajo" del plano donde luego se tira hacia atrás "hacia arriba". Este tipo de movimiento oscilatorio es constante y análogo a una masa en un resorte.


Universidad de California, San Diego Centro de Astrofísica y Ciencias Espaciales

El Halo consta de las estrellas más antiguas conocidas, incluidos unos 146 cúmulos globulares, que se cree que se formaron durante la formación temprana de la galaxia con edades de 10 a 15 mil millones de años a partir de sus diagramas H-R. El halo también está lleno de un gas muy difuso, caliente y altamente ionizado. El gas muy caliente en el halo produce un halo de rayos gamma.

No se conocen bien la extensión total ni la masa del halo. Las investigaciones de los halos gaseosos de otras galaxias espirales muestran que el gas en el halo se extiende mucho más lejos de lo que se pensaba anteriormente, hasta cientos de miles de años luz. Los estudios de la rotación de la Vía Láctea muestran que el halo domina la masa de la galaxia, pero el material no es visible, ahora llamado materia oscura.

El disco de la Galaxia es un sistema rotatorio aplanado que contiene el Sol y otras estrellas intermedias a jóvenes. El sol se encuentra aproximadamente a 2/3 del camino desde el centro hasta el borde del disco (alrededor de 25.000 l.a. según las estimaciones más modernas). El sol gira alrededor del centro de la galaxia aproximadamente una vez cada 250 millones de años. El disco también contiene la galaxia atómica (HI) y molecular (H2) gas y polvo.

Aquí hay un excelente tutorial sobre la forma de la Vía Láctea por Rick Arendt.
Crédito y Copyright: John P. Gleason, Imágenes celestiales

La vista óptica (arriba) está dominada por la emisión de las estrellas y la extinción por el polvo que podemos ver solo a mil años luz en el avión. Las vistas infrarrojas del IRAS, que se muestran a continuación, demuestran que la forma de la Vía Láctea es más regular.

Dado que la Tierra se encuentra en el disco de la Vía Láctea, el polvo nos impide determinar la estructura a gran escala del patrón en espiral de la Galaxia más allá de unos pocos miles de años luz. Las observaciones de radio han detallado la estructura del gas en los brazos espirales, pero aún no se sabe si nuestra galaxia es una espiral normal como nuestra vecina Andrómeda, o una espiral barrada como la que se muestra a la izquierda. El abultamiento de la galaxia está ligeramente alargado en la dirección del Sol, lo que puede deberse a una barra.

¿Qué hay en el centro de nuestra galaxia? Una vez más, el polvo nos oscurece la luz visible y debemos utilizar observaciones de radio e infrarrojos para obtener las propiedades nucleares de la galaxia. Un censo nos muestra que la región del Centro Galáctico es un lugar inusualmente concurrido, incluso en este Mapa de luz visible de la región Central. En las longitudes de onda de radio, donde podemos mirar hacia el centro mismo, vemos las estructuras complejas que se muestran en el mapa de radio de 1 metro de longitud de onda realizado por los astrónomos de NRL que se muestra a continuación. El mapa muestra una región de unos 2000 años luz en un lado en el que el centro de la Vía Láctea coincide con la fuente marcada como Sag A (o Sagitario A), que en realidad son tres fuentes, un remanente de supernova joven en el lado este, un ionizado inusual región de hidrógeno en el lado oeste, y una fuente muy compacta llamada Sagitario A * en el mismo centro.

  • Se extiende desde unos 5 l.y. a 25 l.y. desde el centro.
  • Muestra evidencia de ondas de choque debido a eventos explosivos en el pasado reciente.
  • & quot; Fuga & quot; materia hacia el centro
  • 60 l.y. largas estructuras lineales que trazan líneas de campo magnético galáctico.
  • regiones aisladas de formación de estrellas y remanentes de supernovas.
  • Rayos X de sistemas estelares binarios de agujeros negros y supernovas cerca del centro galáctico.
  • Rayos gamma de 0,5 MeV de una "fuente" de positrones de antimateria de la región del Centro Galáctico, quizás el resultado de muchas supernovas en las regiones centrales de la Vía Láctea.

Aunque no faltan preguntas fascinantes sobre el Centro Galáctico, el interés reciente se ha centrado en la cuestión de la posibilidad de que exista un agujero negro masivo en el centro del cúmulo estelar central. La presencia de velocidades muy altas en las estrellas y el gas cerca del centro de la galaxia ha sugerido a los astrónomos durante mucho tiempo que podría estar presente un agujero negro masivo, proporcionando una atracción gravitacional lo suficientemente fuerte como para mantener las estrellas y el gas en órbita. Andrea Ghez, profesora de UCLA, usó el telescopio Keck de 10 metros en longitudes de onda infrarrojas para medir las velocidades de 20 estrellas que se encuentran cerca del centro galáctico durante un período de tres años. Descubrió que las estrellas orbitan a velocidades de hasta 1000 km / s (3 millones de millas por hora)! Las observaciones realizadas por científicos del Instituto Max-Planck en Alemania han confirmado estos resultados. Esta gran aceleración gravitacional requiere un objeto con una masa 2,5 millones de veces mayor que la de nuestro Sol.

Las estrellas están ubicadas cerca de Sagitario A *, la fuente de radio que se encuentra cerca del centro de la galaxia. Solo de su señal de radio, Sgr A * no tenía que ser particularmente masivo, ya que su emisión no es muy potente. Usando el radiotelescopio VLBA (Very Long Baseline Array), los astrónomos estudiaron el movimiento de Sgr A * y encontraron una velocidad de menos de 20 km / seg para Sgr A *. Esto significa que es muy poco probable que Sgr A * sea una sola estrella o un grupo de estrellas. Solo un objeto muy masivo podría permanecer estacionario en las condiciones que existen en el centro de la galaxia. Cada vez hay más pruebas de que Sag A * es de hecho un agujero negro de 2-3 millones de veces la masa del sol. Los astrónomos especulan que el Agujero Negro está siendo "alimentado" por gas del anillo molecular, o remanente de supernova. Al consumir menos de aproximadamente el 1% de la masa de una estrella cada año, liberando energía potencial gravitacional, Sag A * puede explicar fácilmente los fenómenos de alta energía cerca del centro galáctico.

Prof. H. E. (Gene) Smith
CASS 0424 UCSD
9500 Gilman Drive
La Jolla, CA 92093-0424


Última actualización: 28 de abril de 1999


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Por primera vez, los astrónomos captan al Sistema Solar moviéndose a través del espacio.

La nave espacial Gaia se cierne en el espacio, a 1,5 millones de kilómetros de la Tierra. En su lugar solitario, gira sobre sí mismo para escanear el cosmos y trazar un mapa de las estrellas circundantes.

El jueves, un equipo internacional de astrónomos publicó los datos más precisos de Gaia sobre casi 2 mil millones de estos orbes ardientes, ofreciendo una visión sin precedentes de cómo las estrellas, incluido nuestro Sol, se mueven a través del tiempo a través de la Vía Láctea.

Sus hallazgos marcan la primera vez que los científicos ven este tipo de transición en acción y hacen una actualización importante del mapa de la Vía Láctea.

La Agencia Espacial Europea (ESA) lanzó el observatorio espacial Gaia en 2013 para estudiar las estrellas de la Vía Láctea. Desde entonces, la nave espacial ha medido la posición y el movimiento de las estrellas en nuestra galaxia y algunas estrellas en pequeñas galaxias vecinas varias veces. Tiene combustible suficiente para continuar con su misión hasta 2025.

"Las estrellas son una de esas cosas que han fascinado a la gente desde el comienzo de la inteligencia humana", dice Gerry Gilmore, profesor del Instituto de Astronomía de la Universidad de Cambridge y miembro del equipo de científicos detrás del nuevo trabajo. Inverso.

"La gente se ha preguntado: '¿Qué son esas luces brillantes que salen de noche, dónde están en el universo y de dónde vienen?'".

Esta es la tercera versión del conjunto de datos de Gaia, las dos versiones anteriores se emitieron en los años 2016 y 2018. Esta es la más precisa hasta ahora, compilada durante tres años y que consta de 1.3 terabytes de datos, unas 2.4 veces el tamaño del último conjunto de datos.

Los datos fueron presentados el jueves en una reunión especial de la Royal Astronomical Society.

El nuevo conjunto de datos incluye las mediciones más precisas de 300.000 estrellas ubicadas a 326 años luz del Sol jamás realizadas, así como las estrellas en los dos vecinos más cercanos de la Vía Láctea: las Nubes de Magallanes Pequeñas y Grandes.

La medición de Gaia de las distancias entre estrellas es un 50 por ciento más precisa que en los conjuntos de datos anteriores, y las mediciones de la velocidad de cada estrella son un 100 por ciento mejores, según los investigadores.

Movimiento estelar - Sin embargo, una de las cosas que revela Gaia no está contenida en ningún conjunto de datos. Más bien, a través de esta nueva versión y conjuntos de datos anteriores, los científicos pueden rastrear el movimiento de las estrellas a través de la Vía Láctea.

Las estrellas y otros objetos del universo están en constante movimiento debido a la gravedad, que los empuja alrededor del centro de su galaxia.

Nuestro propio Sistema Solar se ha estado moviendo alrededor de la Vía Láctea durante miles de millones de años, cambiando su posición en la galaxia. Como resultado de la atracción gravitacional de la Vía Láctea, el Sistema Solar acelera 7 milímetros por segundo cada año en su órbita alrededor de la galaxia.

Pero esta es la primera vez que los científicos han visto el movimiento del Sistema Solar en acción.

"Sabíamos que se estaba moviendo, pero no esperábamos verlo ya", dice Gilmore.

"Nos desplazamos desde las regiones interiores a los suburbios de la galaxia", dice.

Nuestros cielos cambiantes Gaia también mide el brillo cambiante y las posiciones de las estrellas a lo largo del tiempo, y qué tan rápido se mueven hacia el Sol o se alejan del mismo.

A partir de estos datos, los investigadores pueden comenzar a predecir cómo se verá el cielo nocturno de la Tierra durante los próximos 1,6 millones de años.

A medida que las estrellas continúen moviéndose alrededor de la galaxia, todas las constelaciones con las que nos hemos familiarizado en el cielo nocturno eventualmente desaparecerán y nuestra visión del cosmos cambiará. Sin embargo, se necesita más investigación para determinar cuándo y cómo cambiará cada constelación.

Más información al respecto podría venir en el próximo lanzamiento de Gaia. El equipo detrás del observatorio planea publicar un conjunto de datos más actualizado en el año 2022. Los nuevos datos podrían revelar exoplanetas orbitando alrededor de estrellas en la Vía Láctea.

Para este conjunto de datos, los científicos medirán el efecto gravitacional causado por los planetas en sus estrellas anfitrionas, como el impuesto por los gigantes de nuestro Sistema Solar, Júpiter y Neptuno, que hace que el Sol se tambalee ligeramente.

Estos pequeños efectos pueden revelar otras estrellas con cuerpos planetarios orbitando a su alrededor. En última instancia, los científicos quieren descubrir por qué algunas estrellas tienen planetas y otras no.


Introducción a ESS1.B

El sistema solar está formado por el sol y una colección de objetos de diferentes tamaños y condiciones, incluidos los planetas y sus lunas, que se mantienen en órbita alrededor del sol por su atracción gravitacional sobre ellos. Este sistema parece haberse formado a partir de un disco de polvo y gas, unidos por la gravedad.

La Tierra y la luna, el sol y los planetas tienen patrones de movimiento predecibles. Estos patrones, que son explicables por las fuerzas gravitacionales y las leyes de conservación, explican a su vez muchos fenómenos a gran escala observados en la Tierra. Los movimientos planetarios alrededor del sol se pueden predecir utilizando las tres leyes empíricas de Kepler, que se pueden explicar con base en la teoría de la gravedad de Newton. Estas órbitas también pueden cambiar algo debido a los efectos gravitacionales o colisiones con otros cuerpos. Los cambios graduales en la forma de la órbita de la Tierra alrededor del sol (durante cientos de miles de años), junto con la inclinación del eje de rotación del planeta (o eje de rotación), han alterado la intensidad y distribución de la luz solar que cae sobre la Tierra. Estos fenómenos provocan ciclos de cambio climático, incluidos los ciclos relativamente recientes de glaciaciones.

La gravedad mantiene a la Tierra en órbita alrededor del sol y mantiene a la luna en órbita alrededor de la Tierra. Los tirones de la gravedad del sol y la luna provocan los patrones de las mareas oceánicas. Las posiciones de la luna y el sol en relación con la Tierra provocan que se produzcan eclipses lunares y solares. La órbita mensual de la luna alrededor de la Tierra, las posiciones relativas del sol, la luna y el observador y el hecho de que brilla por la luz solar reflejada explican las fases observadas de la luna.

Aunque la órbita de la Tierra es casi circular, la intensidad de la luz solar que cae en un lugar determinado de la superficie del planeta cambia a medida que orbita alrededor del sol. El eje de rotación de la Tierra está inclinado en relación con el plano de su órbita, y las estaciones son el resultado de esa inclinación. La intensidad de la luz solar que golpea la superficie de la Tierra es mayor en el ecuador. Las variaciones estacionales de esa intensidad son mayores en los polos.


4 respuestas 4

Estás en lo correcto, el centro del Sol no es el centro de gravedad del Sistema Solar.

Un diagrama (cortesía de Wikimedia Commons), que muestra cómo el baricentro del Sistema Solar ha cambiado con el tiempo.

El Sol se ve afectado por la gravedad de todos los planetas del Sistema Solar, pero tienes razón, es el más afectado por los dos más masivos, Júpiter y Saturno. Puedes ver en esta animación (una representación, no una simulación), cómo dos cuerpos se afectan entre sí en una órbita normal como la que hay entre la Tierra y el Sol:

Aplique esta relación a todos los cuerpos del Sistema Solar (ajustando la masa y la distancia, por supuesto) y obtendrá una idea aproximada de cómo el Sol se ve afectado por el resto del Sistema Solar.

Debido a esta danza un tanto caótica, el centro de masa del Sistema Solar se mueve continuamente, a veces debajo de la superficie del Sol y a veces fuera de ella. Cuanto más lejos del centro del Sol está este baricentro, más parece oscilar el Sol.

Otro ejemplo de este fenómeno es el sistema Plutón-Caronte:

Caronte tiene aproximadamente una décima parte de la masa de Plutón (gracias por la corrección @ Hobbes) y, sin embargo, ejerce una atracción gravitacional significativa sobre Plutón. Por lo tanto, ambos orbitan alrededor del centro de gravedad de su sistema, muy por fuera de la superficie de Plutón.

Prima: ¡Usamos este fenómeno para encontrar planetas fuera del Sistema Solar! Si se observa que una estrella distante 'se tambalea' u oscila alrededor de su posición media, podemos usar esos datos para inferir la presencia de uno o más exoplanetas y calcular su masa.


¿Es el movimiento del Sol alrededor de la Galaxia un resultado de la atracción gravitacional? - Astronomía

Las tres leyes de Kepler, que simplificaron tanto el sistema solar, fueron descubiertas. empíricamente. En otras palabras, resultaron únicamente del análisis de datos de observación y no se derivaron de ninguna teoría o modelo matemático. De hecho, Kepler no tenía ningún aprecio por la física subyacente a sus leyes. Copérnico tampoco entendió las razones básicas por qué su modelo heliocéntrico del sistema solar funcionó. Incluso Galileo, a menudo llamado el padre de la física moderna, no entendió por qué los planetas orbitan alrededor del Sol.

¿Qué impide que los planetas vuelen al espacio o caigan al Sol? ¿Qué hace que giren alrededor del Sol, aparentemente sin fin? Sin duda, los movimientos de los planetas obedecen a las tres leyes de Kepler, pero solo si consideramos algo más fundamental que esas leyes podemos realmente comprender estos movimientos. El sistema heliocéntrico se aseguró cuando, en el siglo XVII, el matemático británico Isaac Newton (Figura 2.17) desarrolló una comprensión más profunda de la forma en que todas los objetos se mueven e interactúan entre sí a medida que lo hacen.

Figura 2.17 Sir Isaac Newton (1642)1727).

LAS LEYES DEL MOVIMIENTO

Isaac Newton nació en Lincolnshire, Inglaterra, el día de Navidad de 1642, el año en que murió Galileo. Newton estudió en el Trinity College de la Universidad de Cambridge, pero cuando la peste bubónica llegó a Cambridge en 1665, regresó a la relativa seguridad de su hogar durante 2 años. Durante ese tiempo hizo probablemente el más famoso de sus descubrimientos, la ley de la gravedad (aunque es uno de los muchos avances científicos importantes de los que Newton es responsable). Sin embargo, ya sea porque consideraba que la teoría estaba incompleta o posiblemente porque temía ser atacado o plagiado por sus colegas, no le contó a nadie sobre su monumental logro durante casi 20 años. No fue hasta 1684, cuando Newton estaba discutiendo con Edmund Halley (de la fama del cometa Halley) el principal problema astronómico del día & # 151Por qué ¿Se mueven los planetas de acuerdo con las leyes de Kepler? & # 151¡que asombró a su compañero al revelar que había resuelto el problema en su totalidad casi dos décadas antes!

Impulsado por Halley, Newton publicó sus teorías en quizás el libro de física más influyente jamás escrito: Philosophiae Naturalis Principia Mathematica (Los principios matemáticos de la filosofía natural& # 151lo que hoy llamaríamos & quotscience & quot), generalmente conocido simplemente como Newton Principia. Las ideas expresadas en ese trabajo forman la base de lo que ahora se conoce como Mecánica newtoniana. Tres leyes básicas del movimiento, la ley de la gravedad y un poco de cálculo (que también inventó Newton) son suficientes para explicar y cuantificar prácticamente todo el comportamiento dinámico complejo que vemos en la Tierra y en todo el universo. Las leyes de Newton se enumeran en Más precisamente 2-2.

La figura 2.18 ilustra Primera ley de movimiento de Newton. La primera ley simplemente establece que un objeto en movimiento se moverá para siempre en línea recta a menos que alguna fuerza cambia su dirección de movimiento. Por ejemplo, el objeto puede rebotar en una pared de ladrillos o ser golpeado con un bate de béisbol en cualquier caso, una fuerza cambia el movimiento original del objeto. La tendencia de un objeto a seguir moviéndose a la misma velocidad y en la misma dirección a menos que actúe sobre él una fuerza se conoce como inercia. Una medida familiar de la inercia de un objeto es su masa& # 151 en términos generales, la cantidad total de materia que contiene. Cuanto mayor es la masa de un objeto, más inercia tiene y mayor es la fuerza necesaria para cambiar su estado de movimiento.

Figura 2.18 Un objeto en reposo permanecerá en reposo (a) hasta que alguna fuerza actúe sobre él (b). Entonces permanecerá en ese estado de movimiento uniforme hasta que otra fuerza actúe sobre él. La flecha en (c) muestra una segunda fuerza que actúa en una dirección diferente a la primera, lo que hace que el objeto cambie su dirección de movimiento.

La primera ley de Newton contrasta marcadamente con la visión de Aristóteles, quien sostenía (incorrectamente) que el estado natural de un objeto debía ser en reposoLo más probable es que sea una opinión basada en las observaciones de Aristóteles sobre el efecto de la fricción. En nuestra discusión descuidaremos la fricción, la fuerza que hace que las pelotas rueden por el suelo, los bloques se deslizan sobre las mesas y las pelotas de béisbol que se mueven por el aire. En cualquier caso, no es un problema para los planetas porque no hay una fricción apreciable en el espacio exterior. La falacia en el argumento de Aristóteles fue comprendida y expuesta por primera vez por Galileo, quien concibió la noción de inercia mucho antes de que Newton la formalizara en una ley.

La tasa de cambio de la velocidad de un objeto (acelerando, desacelerando o simplemente cambiando de dirección) se llama su aceleración. Segunda ley de Newton establece que la aceleración de un objeto es directamente proporcional a la fuerza aplicada e inversamente proporcional a su masa, es decir, cuanto mayor es la fuerza que actúa sobre el objeto, o menor es la masa del objeto, mayor es su aceleración. Por lo tanto, si dos objetos son tirados con la misma fuerza, el más masivo acelerará menos si dos objetos idénticos son tirados con diferentes fuerzas, el que experimenta la mayor fuerza acelerará más.

Finalmente, Tercera ley de Newton simplemente nos dice que las fuerzas no pueden ocurrir de forma aislada: si el cuerpo A ejerce una fuerza sobre el cuerpo B, entonces el cuerpo B necesariamente ejerce una fuerza sobre el cuerpo A que es igual en magnitud, pero de dirección opuesta.

Sólo en circunstancias extremas se rompen las leyes de Newton, y este hecho no se comprendió hasta el siglo XX, cuando las teorías de la relatividad de Albert Einstein revolucionaron una vez más nuestra visión del universo (véase el capítulo 22). La mayor parte del tiempo, sin embargo, la mecánica newtoniana proporciona una descripción excelente del movimiento de planetas, estrellas y galaxias a través del cosmos.

GRAVEDAD

Las fuerzas pueden actuar instantáneamente o continuamente. Para una buena aproximación, la fuerza de un bate de béisbol que golpea un jonrón puede considerarse instantánea por naturaleza. Un buen ejemplo de una fuerza continua es la que evita que la pelota de béisbol se desplace hacia el espacio & # 151 gravedad, el fenómeno que inició a Newton en el camino hacia el descubrimiento de sus leyes. Newton planteó la hipótesis de que cualquier objeto que tenga masa siempre ejerce un atractivo fuerza gravitacional en todos los demás objetos masivos. Cuanto más masivo es un objeto, más fuerte es su atracción gravitacional.

Considere una pelota de béisbol lanzada hacia arriba desde la superficie de la Tierra, como se ilustra en la Figura 2.19. De acuerdo con la primera ley de Newton, la fuerza descendente de la gravedad de la Tierra modifica continuamente la velocidad de la pelota de béisbol, ralentizando el movimiento ascendente inicial y, finalmente, haciendo que la pelota caiga al suelo. Por supuesto, la pelota de béisbol, que tiene algo de masa propia, también ejerce una atracción gravitacional sobre la Tierra. Según la tercera ley de Newton, esta fuerza es igual y opuesta al peso de la pelota (la fuerza con la que la Tierra la atrae). Pero, según la segunda ley de Newton, la Tierra tiene un efecto mucho mayor en la pelota de béisbol ligera que la pelota en la Tierra mucho más masiva. La bola y la Tierra sienten la misma fuerza gravitacional, pero la Tierra aceleración es mucho más pequeño.

Figura 2.19 Una bola lanzada desde la superficie de un objeto masivo como un planeta es jalada continuamente por la gravedad de ese planeta (y, a la inversa, la gravedad de la bola tira continuamente del planeta).

Ahora considere la trayectoria de la misma pelota de béisbol bateada desde la superficie de la Luna. La atracción de la gravedad es aproximadamente una sexta parte de la grande en la Luna que en la Tierra, por lo que la velocidad de la pelota de béisbol cambia más lentamente: un jonrón típico en un estadio de béisbol en la Tierra viajaría casi media milla en la Luna. La Luna, menos masiva que la Tierra, tiene menos influencia gravitacional en el béisbol. La magnitud de la fuerza gravitacional, entonces, depende de la masas de los cuerpos atrayentes. El conocimiento teórico, así como los delicados experimentos de laboratorio, nos dicen que la fuerza es de hecho directamente proporcional al producto de las dos masas.

El estudio de los movimientos de los planetas revela un segundo aspecto de la fuerza gravitacional. En lugares equidistantes del centro del Sol, la fuerza gravitacional tiene la misma fuerza y ​​siempre se dirige hacia el Sol. Además, el cálculo detallado de las aceleraciones de los planetas mientras orbitan alrededor del Sol revela que la fuerza de la atracción gravitacional del Sol disminuye en proporción a la cuadrado de la distancia del sol. (Se dice que el propio Newton se dio cuenta por primera vez de este hecho al comparar las aceleraciones, no de los planetas, sino de la Luna y una manzana que cae al suelo, el razonamiento básico es el mismo en ambos casos). un ley del cuadrado inverso. Como se muestra en la figura 2.20, las fuerzas del cuadrado inverso disminuyen rápidamente con la distancia desde su fuente. Por ejemplo, triplicar la distancia hace que la fuerza 3 2 = 9 veces más débil, mientras que multiplicar la distancia por 5 da como resultado una fuerza que es 5 2 = 25 veces más débil. A pesar de esta rápida disminución, la fuerza nunca llega a cero. La atracción gravitacional de un objeto que tiene cierta masa nunca puede extinguirse por completo.

Figura 2.20 Las fuerzas del cuadrado inverso se debilitan rápidamente con la distancia de su fuente. La fuerza de la fuerza gravitacional disminuye con el cuadrado de la distancia al Sol. Sin embargo, la fuerza nunca disminuye del todo a cero, no importa qué tan lejos del Sol nos vayamos.

Podemos combinar los enunciados anteriores sobre masa y distancia para formar una ley de gravedad que dicta la forma en que todas los objetos materiales se atraen entre sí. Como proporcionalidad, la ley de gravedad de Newton es

(El símbolo aquí significa & quot es proporcional a & quot. Consulte Más precisamente 2-2 para un enunciado más completo de esta ley.) Esta relación es una forma compacta de afirmar que la atracción gravitacional entre dos objetos es directamente proporcional al producto de sus masas e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que los separa.

Para Newton, la gravedad era una fuerza que actuaba a distancia, sin una forma obvia de transmisión de un lugar a otro. Newton no estaba satisfecho con esta explicación, pero no tenía ninguna mejor. Para apreciar la visión moderna de la gravedad, considere cualquier pieza de materia que tenga algo de masa: podría ser más pequeña que un átomo o más grande que una galaxia. Extenderse hacia afuera desde este objeto en todas las direcciones es un campo gravitacional producido por la materia. Ahora consideramos ese campo como una propiedad del propio espacio, una propiedad que determina la influencia de un objeto masivo sobre otro. Todas las demás materias "sienten" el campo como una fuerza gravitacional.

MOVIMIENTO PLANETARIO

La atracción gravitacional mutua del Sol y los planetas, expresada por la ley de gravedad de Newton, es responsable de las órbitas planetarias observadas. Como se muestra en la Figura 2.21, esta fuerza gravitacional empuja continuamente a cada planeta hacia el Sol, desviando su movimiento hacia adelante en una trayectoria orbital curvada. Debido a que el Sol es mucho más masivo que cualquiera de los planetas, domina la interacción. Podríamos decir que el Sol "controla" los planetas, no al revés.

Figura 2.21 La atracción de la gravedad del Sol hacia el interior de un planeta compite con la tendencia del planeta a continuar moviéndose en línea recta. Estos dos efectos se combinan, haciendo que el planeta se mueva suavemente a lo largo de un camino intermedio, que continuamente "cae alrededor" del Sol. Este interminable tira y afloja entre la gravedad del Sol y la inercia del planeta da como resultado una órbita estable.

La interacción entre el Sol y el planeta que se esboza aquí es análoga a lo que ocurre cuando haces girar una piedra al final de una cuerda por encima de tu cabeza. El campo gravitacional del Sol es tu mano y la cuerda, y el planeta es la roca al final de esa cuerda. La tensión en la cuerda proporciona la fuerza necesaria para que la roca se mueva en una trayectoria circular. Si de repente soltaras la cuerda, lo que sería como eliminar la gravedad del Sol, la roca volaría a lo largo de una tangente al círculo, de acuerdo con la primera ley de Newton.

En el sistema solar, en este mismo momento, la Tierra se mueve bajo la influencia combinada de estos dos efectos: la competencia entre la gravedad y la inercia. El resultado neto es una órbita estable, a pesar de nuestro continuo movimiento rápido a través del espacio. De hecho, la Tierra orbita alrededor del Sol a una velocidad de unos 30 km / s, o unas 70.000 mph. (Compruébelo usted mismo calculando qué tan rápido debe moverse la Tierra para completar un círculo de radio 1 AU & # 151 y, por lo tanto, de circunferencia 2 AU, o 940 millones de km & # 151 en 1 año, o 3,2 10 7 segundos. La respuesta es 9,4 10 8 km / 3,1 10 7 s, o 30,3 km / s.) Más precisamente 2-3 describes how astronomers can use Newtonian mechanics and the law of gravity to measure the masses of Earth, the Sun, and many other astronomical objects by studying the orbits of objects near them.

KEPLER'S LAWS RECONSIDERED

Newton's laws of motion and the law of universal gravitation provided a theoretical explanation for Kepler's empirical laws of planetary motion. Just as Kepler modified Copernicus's model by introducing ellipses rather than circles, so too did Newton make corrections to Kepler's first and third laws. It turns out that a planet does not orbit the exact center of the Sun. Instead, both the planet and the Sun orbit their common center of mass. Because the Sun and the planet feel equal and opposite gravitational forces (by Newton's third law), the Sun must also move (by Newton's first law), driven by the gravitational influence of the planet. The Sun is so much more massive than any planet that the center of mass of the planet—Sun system is very close to the center of the Sun, which is why Kepler's laws are so accurate. Thus, Kepler's first law becomes

The orbit of a planet around the Sun is an ellipse, with the center of mass of the planet—Sun system at one focus.

As shown in Figure 2.22, however, the center of mass for two objects of comparable mass does not lie within either object. For identical masses (Figure 2.22a), the orbits are identical ellipses, with a common focus located midway between the two objects. For unequal masses (as in Figure 2.22b), the elliptical orbits still share a focus and both have the same eccentricity, but the more massive object moves more slowly and on a tighter orbit. (Note that Kepler's second law, as stated earlier, continues to apply without modification to each orbit separately, but the rates at which the two orbits sweep out area are different.) In the extreme case of a planet orbiting the much more massive Sun (Figure 2.22c), the path traced out by the Sun's center lies entirely within the Sun itself.

Figure 2.22 (a) The orbits of two bodies (stars, for example) with equal masses, under the influence of their mutual gravity, are identical ellipses with a common focus. That focus is not at the center of either star but instead is located at the center of mass of the pair, midway between them. The positions of the two bodies at three different times are indicated by the pairs of numbers. (Notice that a line joining the bodies always passes through the common focus.) (b) The orbits of two bodies, one of which is twice as massive as the other. Again, the elliptical orbits have a common focus, and the two ellipses have the same eccentricity. However, in accordance with Newton's laws of motion, the more massive body moves more slowly, and in a smaller orbit, staying closer to the center of mass (at the common focus). In this particular case, the larger ellipse is twice the size of the smaller one. (c) In this extreme case of a hypothetical planet orbiting the Sun, the common focus of the two orbits lies inside the Sun.

The change to Kepler's third law is also small in the case of a planet orbiting the Sun but very important in other circumstances, such as the orbital motion of two stars that are gravitationally bound to each other. Following through the mathematics of Newton's theory, we find that the true relationship between the semi-major axis a (measured in astronomical units) of the planet's orbit relative to the Sun and its orbital period P (in Earth years) is

where METRO total is the combined mass of the two objects. Notice that Newton's restatement of Kepler's third law preserves the proportionality between P 2 and a 3 , but now the proportionality includes METROtotal, so it is no quite the same for all the planets. The Sun's mass is so great, however, that the differences in METROtotal among the various combinations of the Sun and the other planets are almost unnoticeable, and so Kepler's third law, as originally stated, is a very good approximation. This modified form of Kepler's third law is true in all circumstances, inside or outside the solar system.

ESCAPING FOREVER

The law of gravity that describes the orbits of planets around the Sun applies equally well to natural moons and artificial satellites orbiting any planet. All our Earth-orbiting, human-made satellites move along paths governed by a combination of the inward pull of Earth's gravity and the forward motion gained during the rocket launch. If the rocket initially imparts enough speed to the satellite, it can go into orbit. Satellites not given enough speed at launch (such as intercontinental ballistic missiles, ICBMs) fail to achieve orbit and fall back to Earth (Figure 2.23). (Technically, ICBMs actually do orbit Earth's attracting center, but their orbits intersect Earth's surface.)

Figure 2.23 The effect of launch speed on the trajectory of a satellite. With too low a speed at point A the satellite will simply fall back to Earth. Given enough speed, however, the satellite will go into orbitit "falls around Earth." As the initial speed at point A is increased, the orbit will become more and more elongated. When the initial speed exceeds the escape speed, the satellite will become unbound from Earth and will escape along a hyperbolic trajectory.

Some space vehicles, such as the robot probes that visit the other planets, attain enough speed to escape our planet's gravitational field and move away from Earth forever. This speed, known as the escape speed, is about 41 percent greater (actually, (check)2 = 1.414. times greater) than the speed of a circular orbit at any given radius.*

*In terms of the formula presented earlier (see More Precisely 2-3), the escape speed is given by

At less than escape speed, the adage "what goes up must come down" (or at least stay in orbit) still applies. At more than the escape speed, however, a spacecraft will leave Earth for good (neglecting the effect of air resistance on its way through Earth's atmosphere and assuming that we don't turn the craft around using an on-board rocket motor). Planets, stars, galaxies—all gravitating bodies—have escape speeds. No matter how massive the body, gravity decreases with distance. As a result, the escape speed diminishes with increasing separation. The farther we go from Earth (or any gravitating body), the easier it becomes to escape.

The speed of a satellite in a circular orbit just above Earth's atmosphere is 7.9 km/s (roughly 18,000 mph). The satellite would have to travel at 11.2 km/s (about 25,000 mph) to escape from Earth altogether. If an object exceeds the escape speed, its motion is said to be unbound, and the orbit is no longer an ellipse. In fact, the path of the spacecraft relative to Earth is a related geometric figure called a hyperbola. If we simply change the word ellipse a hyperbola, the modified version of Kepler's first law still applies, as does Kepler's second law. (Kepler's third law does not extend to unbound orbits because it doesn't make sense to talk about a period in those cases.)

Newton's laws explain the paths of objects moving at any point in space near any gravitating body. These laws provide a firm physical and mathematical foundation for Copernicus's heliocentric model of the solar system and for Kepler's laws of planetary motions. But they do much more than that. Newtonian gravitation governs not only the planets, moons, and satellites in their elliptical orbits but also the stars and galaxies in their motion throughout our universe—as well as apples falling to the ground.


  1. The gravitational force is a long-range force, which exists between two particles, regardless of the medium that separates them.
  2. The gravitational force is directly proportional to the product of the mass of the two bodies $(m_1 imes m_2)$. This means a larger mass will yield a larger force.
  3. The force obeys the inverse square law. The force is inversely proportional to the square of the distance between them. The smaller the distance between two objects greater is the gravitational force.
  4. The gravitational force produces a constant acceleration $(g = 9.8 m/s^2)$ on the surface of the earth.
  5. Gravitational force always acts as a force of attraction. It tries to pull masses together, it never pushes them apart unlike electrostatic and magnetic forces.
  6. Gravitational force is the weakest of the four fundamental forces.
  7. Gravitational force is a non-contact force that is it acts even when the objects are not in touch.
  8. The gravitational force is a central force that acts along the line joining the centers of two bodies.
  9. Gravitational force is a conservative force. This implies that the work done by the gravitational force in displacing a body from one point to another is only dependent on the initial and final positions of the body regardless of the path followed.

Basic Properties of Gravitational Force

Einstein’s distorted spacetime

In the words of the eminent relativist John Wheeler, Einstein’s theory of general relativity can be summarized in two statements: Matter tells space and time how to curve. And (curved) space and time tell matter how to move. (Here is a slightly longer version on Einstein Online.)

Einstein published the final form of his theory in November 1915. By spring 1916, he had realized another consequence of distorting space and time: general relativity allows for gravitational waves, rhythmic distortions which propagate through space at the speed of light.

For quite some time, physicists weren’t sure whether these gravitational waves were real or a mathematical artifact within Einstein’s theory. (For more about this controversy, see Daniel Kennefick’s book “Traveling at the Speed of Thought and this article.) But since the 1980s, there has been indirect evidence for these waves (which earned its discoverers a Nobel prize, no less, in 1993).

Gravitational waves are emitted by orbiting bodies and certain other accelerated masses. Right now, major international efforts are underway to detect gravitational waves directly. Once detection is possible, the scientists hope to use gravitational waves to “listen” to some of the most violent processes in the universe: merging black holes and/or neutron stars, or the core region of supernova explosions.

Just as regular astronomy uses light and other forms of electromagnetic radiation to learn about distant objects, gravitational wave astronomy will decipher the information contained within gravitational waves. And if you go by recent rumors, gravitational wave astronomy might already have kicked off in mid-September 2015.


Mmm. I see that as a different situation than the OP's question.

If the orbit were perfectly circular, there would still be an acceleration, and it would feel normal to us (does exist and does feel normal to us) as some decrease in our weight since it accelerates against gravity. If the earth stopped orbiting, we would be heavier (not massier of course) and maybe we would feel that, I don't know.

You are talking about a delta to this baseline always present centrifigal force that occurs because the orbit is elliptical not circular, and asking why we don't feel it. The answer must be because it is too minor a weight change for a human to notice. I have never calculated it. If it turns out to be something we should notice, I would be surpised, because your reasoning seems sound to me.

Bandersnatche's response makes me wonder if I am incorrect, though.

It is not like the gravitational pull of the sun, accelerates the ground or the buildings, and then the ground or the building has to accelerate us, no it doesn't work like this.

The gravitational acceleration due to the gravity of the sun is the same for each object here on earth, it is ##g_=Gfrac<>>## where d is the distance between sun and earth..

Inside an elevator that accelerates upwards we feel acceleration because the motor accelerates the floor and then the floor pushes us upwards, but that is not how the gravity of the sun works, gravity of the sun directly pulls each and every object here on earth

No, @Grinkle - there is no acceleration experienced at all*. The two scenarios are indeed equivalent, as you can't feel any acceleration in a circular orbit, not any more than you can in an elevator whose cable snapped.

The trick here is to think about what it means to 'feel acceleration' (or a force). What does it take for a human body, or an instrument, to register acceleration, and what is special about being in free fall (or to give a more direct clue, what is special about gravity as a force).


*there's actually something to be said about tidal forces here, but we can disregard it for now, as I don't want to go on a tangent.

Earth moves around the sun in an elliptical path. When it comes close to the sun it speeds up. When it goes far, it slows down.

This is acceleration and deacceleration. Why don't we feel both of these?

I have read about it but haven't got satisfactory explanation.

The Earth speeds up and slows down in its orbit in response to the Sun's gravity, and that gravity effects all things on Earth, including us equally.

Let's use an example. Suppose you have a string of model cars attached together by rubber bands. You begin to pull on the first car to accelerate it. the rubber band between it and the second car stretches until the tension is enough to start accelerating the second car. This in turns stretches the rubber band until the third car starts to move, etc. The tension on the first rubber band has to be enough to accelerate all the cars behind it, so it stretches the most, and each band after that stretches a little less. This is like when we feel an acceleration if we push the accelerator in a car. the seat pushes on the points of your back where they are touching and this push propagates through your body, with the greatest force at the point of contact with the seat. This differential in force acting across your body is what leads to the "feeling of acceleration" you get.

Now imagine with our string of cars, that instead of just pulling the lead car, all the cars are being pulled equally by some outside force. The rubber bands do not have to transfer the motion from car to car and they all remain in their relaxed state. This is what is happening to the Earth and us when we orbit the Sun. The Earth, and all part of our bodies are responding to the gravity of the Sun and accelerating in response to it equally, so like the rubber bands in the last example, there is no differential in force acting across us to give us that feeling of acceleration.


Ver el vídeo: How do the Planets Stay in Orbit Around the Sun? (Diciembre 2022).