Geocentrismo, Heliocentrismo y Ley de gravitación universal

Germán Ciliurczu
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Germán Ciliurczuk - Tercero B - Física- Paola Pajares
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El geocentrismo o teoría geocéntrica, es una antigua teoría astronómica, la cual establece que la Tierra es el centro del Universo y que todos los astros giran alrededor de esta. Esta teoría fue la más aceptada en las antiguas civilizaciones; formulada por Aristóteles en el siglo IV a.C., se mantuvo vigente (con algunos cambios) hasta el siglo XVI d.C.
El sistema aristotélico dividía el cosmos en dos partes: un mundo celeste y otro terrestre. El celeste era perfecto, por ello, solo podía tener un movimiento de tipo circular.Para justificar los movimientos de los planetas se asignaba a cada una de las esferas un conjunto de rotaciones simultáneas. De este modo, era posible obtener un modelo que explicara los recorridos observados. Aun así , quedaban sin aclarar observaciones tan notables como que el Sol, la Luna, Venus, Marte y Júpiter aparecieran unas veces más brillantes y más próximos a la Tierra, y otras, más alejados de esta.
En el siglo II d.C., Ptolomeo resolvió algunas de las dificultades que planteaba el sistema geocéntrico de esferas concéntricas. En su obra, conocida como “Almagesto”, estableció las siguientes hipótesis: -El cielo es de forma esférica y tiene un movimiento giratorio. -La Tierra, es también de forma esférica y está situada en el centro del cielo. -A causa de sus dimensiones y de su distancia a las estrellas fijas, la Tierra se comporta frente a esta esfera como si fuese un punto. -La Tierra no participa en ningún movimiento. -Los planetas se desplazan en pequeños círculos cuyo centro se mueve, a su vez, en una órbita circular alrededor de la Tierra. Para explicar los movimientos de avance y retroceso de los planetas, imaginó que cada astro realizaba dos movimientos circulares. Por un lado, el epiciclo, cuyo centro estaba situado en la trayectoria de otro círculo mayor, o deferente, con centro en la Tierra. El principal inconveniente radicaba en su complejidad, ya que, se precisaban más de 80 epiciclos, y en la ausencia de un procedimiento común que explicara los fenómenos observados, ya que el movimiento de cada astro requería aclaraciones individuales. Esta teoría tuvo tanto éxito que se mantuvo vigente hasta el siglo XVI d.C.
Ya en el siglo III a.C., Aristarco de Samos sugirió un esquema más simple del universo. En él, el Sol se situaba en el centro del mismo, y la Luna, la Tierra y los cinco planetas giraban alrededor de él. La teoría heliocéntrica de Aristarco tuvo muy poca relevancia en su época. Varios siglos después, en 1512, Nicolás Copérnico, postuló en su manuscrito “Comentariolus” que la Tierra giraba alrededor de su eje y que esta y los planetas se movían alrededor del Sol. En el mismo año de su muerte (1543) vio la luz de su obra principal, “De revolutionibus”. Basándose en la rotación terrestre descubrió que las complejas órbitas de los planetas descritas por Ptolomeo podían simplificarse si se elegía el Sol, y no la Tierra, como centro del sistema planetario. El modelo copernicano establecía las siguientes conclusiones: -La Tierra no ocupa el centro del Universo. -El único cuerpo que gira alrededor de la Tierra es la Luna. -Los planetas giran alrededor del Sol. -La Tierra no está en reposo, sino que gira sobre sí misma, lo que produce el día y la noche.
Copérnico tuvo el acierto de determinar la posición correcta de los planetas y asignarles una velocidad bastante exacta. Estas conclusiones explicaban el movimiento de retroceso de los planetas exteriores, ya que la Tierra, al describir una órbita menor, giraba más rápido que ellos alrededor del Sol, por lo que parecían desplazarse. Sin embargo, aunque su modelo era más simple y sistemático, seguía considerando que los planetas describían órbitas circulares lo que hacía necesario seguir utilizando epiciclos para explicar las desviaciones de las trayectorias de los planetas. En el siglo siguiente, Johannes Kepler extendió este modelo para incluir órbitas elípticas. Su trabajo se apoyó en observaciones hechas con un telescopio que fueron presentadas por Galileo Galilei.
Galileo pudo probar la veracidad de la teoría de Copérnico al dirigir hacia el cielo un pequeño telescopio que construyó en 1609 y descubrir las fases de Venus, lo que indicaba que este planeta giraba alrededor del Sol. También detecto cuatro de los satélites de Júpiter, hecho que demostraba que no todos los cuerpos celestes orbitaban alrededor de la Tierra. En 1610, Galileo recoge sus descubrimientos en su obra “El mensajero de los astros” y en 1632 publica “Dialogo sobre los dos grandes sistemas del mundo”, en el que analizaba las hipótesis de Ptolomeo y Copérnico y aportaba razonamientos a favor de esta última. En 1633 se vio forzado a retractarse de sus ideas y los ejemplares del “Dialogo” fueron quemados públicamente. Con las observaciones de William Herschel, Bessel y otros, los astrónomos terminaron por aceptar que el Sol no se encuentra en el centro del universo; en la década de 1920, Edwin Hubble demostró que formaba parte de un complejo aún mucho mayor: la galaxia (la Vía Láctea), y que esta era tan solo una entre miles de millones de galaxias más.
Las tres leyes de Kepler (comienzos de 1600) describen matemáticamente el movimiento de los planetas en sus órbitas alrededor del Sol. Tres pruebas aparentes de la hipótesis heliocéntrica fueron dadas, en 1727 por Bradley, en 1838 por Friedrich Wilhelm Bessel y en 1851 por Foucault. Bessel probó que el paralaje estelar era mayor que cero al medir un paralaje de 0.314 minutos de arco de la estrella 61 Cygni. El mismo año, Friedrich Georg Wilhelm Struve y Thomas Henderson midieron los paralajes de otras dos estrellas, Vega (estrella) y Alpha Centauri. La idea de que el heliocentrismo tampoco resultaba verdadero en un sentido estricto, fue adquirida paulatinamente. Que el Sol no era el centro del universo sino una entre innumerables estrellas, fue sostenido vehementemente por el místico Giordano Bruno. En el curso de los siglos XVIII y XIX, el estatus del Sol meramente como una estrella más entre muchas se volvió cada vez más obvio. Para el siglo XX, aún antes del descubrimiento de que hay muchas galaxias, ya no era tema de debate.
La gravitación es la fuerza de atracción mutua que experimentan los cuerpos por el hecho de tener una masa determinada. La existencia de dicha fuerza fue establecida por el matemático y físico inglés Isaac Newton en el s. XVII, quien, además, desarrolló para su formulación el llamado cálculo de fluxiones (lo que en la actualidad se conoce como cálculo integral). La ley formulada por Newton y que recibe el nombre de ley de la gravitación universal, afirma que la fuerza de atracción que experimentan dos cuerpos dotados de masa es directamente proporcional al producto de sus masas e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que los separa (ley de la inversa del cuadrado de la distancia). La ley incluye una constante de proporcionalidad (G) que recibe el nombre de constante de la gravitación universal y cuyo valor, determinado mediante experimentos muy precisos, es de: 6,670. 10-11 Nm²/kg².
Para determinar la intensidad del campo gravitatorio asociado a un cuerpo con un radio y una masa determinados, se establece la aceleración con la que cae un cuerpo de prueba (de radio y masa unidad) en el seno de dicho campo. Mediante la aplicación de la segunda ley de Newton tomando los valores de la fuerza de la gravedad y una masa conocida, se puede obtener la aceleración de la gravedad. Dicha aceleración tiene valores diferentes dependiendo del cuerpo sobre el que se mida; así, para la Tierra se considera un valor de 9,81 m/s², mientras que el valor que se obtiene para la superficie de la Luna es de tan sólo 1,6 m/s², para Júpiter, este valor sería de unos 24,9 m/s².
En un sistema aislado formado por dos cuerpos, uno de los cuales gira alrededor del otro, teniendo el primero una masa mucho menor que el segundo y describiendo una órbita estable y circular en torno al cuerpo que ocupa el centro, la fuerza centrífuga tiene un valor igual al de la centrípeta debido a la existencia de la gravitación universal. A partir de consideraciones como ésta es posible deducir una de las leyes de Kepler (la tercera), que relaciona el radio de la órbita que describe un cuerpo alrededor de otro central, con el tiempo que tarda en barrer el área que dicha órbita encierra, y que afirma que el tiempo es proporcional a 3/2 del radio. Este resultado es de aplicación universal y se cumple asimismo para las órbitas elípticas, de las cuales la órbita circular es un caso particular en el que los semiejes mayor y menor son iguales.
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