Astronomía

¿Cómo llegó la Tierra a estar en órbita alrededor del sol?

¿Cómo llegó la Tierra a estar en órbita alrededor del sol?


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No estoy seguro de si esta publicación debería estar en el foro de temas de física, pero esto parece encajar aquí también. He estado leyendo un libro sobre química y cómo surgió el universo con la teoría de las estrellas creando la mayoría de los elementos que conocemos. Comencé a preguntarme cómo la Tierra llegó a estar en órbita alrededor del Sol. Entiendo que estamos en una constante caída libre hacia el Sol, pero nuestro movimiento hace que "perdamos" el Sol evitando que nos quememos. Sin embargo, estoy confundido de cómo nos pusieron en movimiento en primer lugar. Mi mejor suposición es que fuimos capturados por la gravedad del Sol y nos pusieron en órbita, lo que significaría que la Tierra alguna vez fue un meteoro, ¿verdad? Si alguien pudiera explicar esto, sería muy útil porque parece que no puedo encontrar la respuesta en ninguna parte.

Gracias

PD Soy solo un estudiante de noveno grado, por lo que no tengo mucho conocimiento en astrofísica.


La Tierra solía tener muchos, muchos asteroides y meteoritos. Los asteroides más grandes arrastrarían meteoritos y asteroides más pequeños, chocarían con ellos y se agruparían en un grupo cada vez más grande, que eventualmente se volvió tan pesado, que la roca comenzó a comportarse como un líquido bajo las presiones, formando la esfera ordenada que es ahora la Tierra.

Que todos los escombros ya estaban en órbita alrededor del Sol cuando eso sucedió; parte de ella llegó desde fuera del Sistema Solar, pero la mayoría era solo una nebulosa de gases y otra materia que se fusionó en el sistema solar actual.

En cuanto a "caer y fallar" ... esa es una descripción semi-precisa de la mecánica orbital. Teniendo en cuenta las distancias, "perder" el cuerpo central es bastante fácil; Mire el cielo por la noche: algunas de las estrellas más brillantes son en realidad otros planetas de nuestro sistema. Eso es todo, estos pequeños puntos. El Sol es brillante, pero también es diminuto en el cielo. Hay mucho espacio para "fallar" y, en lugar de chocar, para volar en una trayectoria elíptica alrededor del cuerpo central: pasarlo, más rápido cuando estás cerca, y luego ser expulsado "por el otro lado" para reducir la velocidad. y volar, solo para regresar por el mismo camino (perdido).

Ahora ... cómo es que las órbitas de la Tierra y la mayoría de los planetas no son elipses alargadas, como es más común con la mayoría de los objetos que se mueven al azar en el campo gravitacional, pero círculos bastante cercanos, ese es un tema para una pregunta diferente y un debate más largo.


Los sistemas planetarios se forman a partir de nubes de gas y polvo.

La gravedad de la masa de la nube la mantiene unida; la parte más densa en el centro de la nube colapsa hasta que es lo suficientemente densa como para comenzar la fusión nuclear, convirtiéndose en una estrella.

Las cosas más alejadas chocan y se pegan al azar hasta que algunas de ellas se vuelven lo suficientemente grandes como para tener una gravedad significativa propia. Cuando esos "planetesimales" chocan entre sí, en promedio sus órbitas se vuelven más circulares. Después de miles de millones de años de esto, terminas con relativamente pocos cuerpos en órbitas casi circulares: los planetas de un sistema solar.

La captura de cuerpos que llegan desde fuera del sistema solar ocurre, pero la formación a partir de una nube de gas proto-estelar es la forma más común en que se forman los planetas.


La imagen era mucho más limpia hace 20 o 25 años. Primero presentaré esa bonita imagen limpia. Las estrellas se forman a partir del colapso gravitacional de enormes nubes de gas interestelar. Esas nubes de gas, inevitables, tienen un momento angular neto distinto de cero. Esto obliga a la nube de gas a cambiar de forma, pasando de ser más o menos esférica a tener forma de disco. (¿Por qué? Esa es una pregunta diferente. Hazla).

Si bien este disco protoplanetario continuó alimentando masa a la protoestrella en crecimiento, también sentó las bases para la formación de planetas. La nube de gas era principalmente hidrógeno y helio primordiales, pero también contenía elementos más pesados ​​gracias a la fusión estelar y las supernovas en los miles de millones de años que precedieron a la formación de nuestro sistema solar.

Esos elementos más pesados ​​se comportan de manera bastante diferente que el hidrógeno y el helio. Tienen química. Los planetas comenzaron como grupos microscópicos de masa de estos elementos más pesados, unidos químicamente. Estos grupos microscópicos chocaban ocasionalmente y finalmente formaban grupos de masa más grandes. Estos grupos más grandes, a su vez, chocaron entre sí, formando grupos de masa aún más grandes. Finalmente, los grupos se volvieron lo suficientemente grandes como para interactuar gravitacionalmente, haciéndolos crecer aún más. Este proceso continuó, formando finalmente protoplanetas, y luego embriones planetarios y finalmente planetas.

La temperatura en el disco protoplanetario era alta cerca de la protoestrella en formación, pero descendía precipitadamente al aumentar la distancia de la protoestrella. En algún momento, los volátiles como el agua, el amoníaco, el metano y el dióxido de carbono se vuelven tan sólidos como una roca. Esta es la línea de hielo, también conocida como línea de nieve o línea de escarcha. Los asteroides dentro de la órbita de Ceres tienden a ser rocosos. Los asteroides fuera de la órbita de Ceres tienden a estar helados.

Los planetas que se forman fuera de la línea de hielo pueden crecer muy rápidamente y luego pueden crecer muy, muy grandes. La materia que comprende el disco protoplanetario orbita la protoestrella en crecimiento a una velocidad diferente a la sugerida por las leyes de Kepler gracias a la presión de todas esas cosas en el disco. Gracias a la ley del cubo cuadrado, los objetos más grandes no están tan sujetos a esa presión. Esos objetos más grandes orbitan a una velocidad kepleriana. Los planetas que se forman fuera de la línea de hielo crecen muy rápidamente y luego barren gas y hielo porque están orbitando a una velocidad diferente a la del entorno inmediato. El resultado son gigantes gaseosos como Júpiter y Saturno y, más allá, gigantes de hielo como Urano y Neptuno. El crecimiento planetario es un proceso mucho más difícil y un proceso mucho más lento dentro de la línea de hielo. Es por eso que Mercurio, Venus, la Tierra y Marte son rocosos y mucho más pequeños que Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno.


Esa es la bonita imagen. La imagen no tan bonita:

  • ¿Por qué Mercurio y Marte son mucho más pequeños que Venus y la Tierra?
    Las simulaciones sugieren que todos los planetas rocosos deberían tener más o menos el mismo tamaño. Ese no es el caso en nuestro propio sistema solar, y mucho menos en otros lugares.

  • ¿Cómo se pudieron haber formado Urano y Neptuno?
    Las simulaciones no pueden recrear a Urano y Neptuno a sus distancias actuales del Sol. El material en el disco protoplanetario debería haber sido demasiado escaso a esas distancias para formar planetas grandes.

  • Mucho, mucho peor, ¿cuál es el problema con todos los extraños exoplanetas que los científicos han encontrado?
    Los científicos han encontrado objetos del tamaño de Júpiter orbitando muy cerca de su sol, objetos del tamaño de Neptuno orbitando donde el modelo simple solo tendría planetas rocosos formándose y planetas en órbitas muy inclinadas (y a veces retrógradas) que no tienen sentido.

Estas simulaciones (que se han vuelto muy buenas) y la plétora de exoplanetas han empujado la teoría de cómo se forman los planetas nuevamente a la etapa de “eso es gracioso”. ("La frase más emocionante para escuchar en la ciencia, la que presagia nuevos descubrimientos, no es" ¡Eureka! ", Sino" ¡Qué gracioso ... "", una cita ampliamente atribuida a Isaac Asimov).


La teoría de Niza de la formación planetaria:

Creado en Niza, Francia

También responde a la imagen no tan bonita (a excepción del Planeta 9). Al principio, el sol, como una protoestrella, absorbió masa de una nebulosa y se convirtió en una estrella que giraba rápidamente. La materia se aplanó en un disco (¿Por qué? Ver Por qué algunas galaxias son planas). La teoría de Nice explica el Bombardeo Pesado Tardío, después de que la mayor parte de la materia ya se había fusionado.

La gran táctica

Hace alrededor de 5 mil millones de años, el Bombardeo Intenso Tardío ocurrió cuando Júpiter y Saturno se bloquearon en una fuerte resonancia, lo que los acercó al Sol. Mientras esto sucedía, los escombros helados que todavía estaban presentes en el sistema solar exterior fueron arrastrados hacia el interior del sistema solar interior. Esto provocó un auténtico "Gran Ataque" en el sistema solar interior.

El gran ataque

El Gran Ataque ocurrió después de que Júpiter salió de la resonancia, arrojándolo (y Saturno) de regreso al sistema solar exterior. Los escombros que arrastró al sistema solar se encerraron en enjambres de escombros que habrían extraído suficiente energía de cualquier súper-Tierras para arrastrarlas hacia el sol. Los restos restantes se fusionaron en los cuatro planetas del sistema solar interior.

El resto de la teoría es consistente con lo que todos los demás ya afirman.

  • ¿Por qué Mercurio y Marte son mucho más pequeños que Venus y la Tierra?
  • ¿Cuál es el problema con todos los extraños exoplanetas que los científicos han encontrado?

    Si he cometido algún error en las convenciones, por favor dímelo. Nosotros, los estudiantes de sexto grado, somos muy inexpertos en StackExchange.


Ciclos de Milankovitch

Ciclos de Milankovitch describir los efectos colectivos de los cambios en los movimientos de la Tierra sobre su clima durante miles de años. El término lleva el nombre del geofísico y astrónomo serbio Milutin Milanković. En la década de 1920, planteó la hipótesis de que las variaciones en la excentricidad, la inclinación axial y la precesión producían variaciones cíclicas en la radiación solar que llegaba a la Tierra, y que este forzamiento orbital influía fuertemente en los patrones climáticos de la Tierra.

Joseph Adhemar, James Croll y otros habían propuesto hipótesis astronómicas similares en el siglo XIX, pero la verificación fue difícil porque no había evidencia fechada de manera confiable y porque no estaba claro qué períodos eran importantes.

Ahora, los materiales en la Tierra que no han cambiado durante milenios (obtenidos a través de núcleos de hielo, rocas y océanos profundos) se están estudiando para indicar la historia del clima de la Tierra. Aunque son consistentes con la hipótesis de Milankovitch, todavía hay varias observaciones que la hipótesis no explica.


¿Qué es Hill Sphere?

Cuando tres cuerpos celestes interactúan a través de la gravedad, su movimiento depende de su posición contra la Esfera de la colina de cada.

La Esfera Colina de un cuerpo es una región donde la influencia gravitacional de ese cuerpo es de mayor importancia que la influencia de otros cuerpos cercanos (a menudo más grandes). Está determinado por las masas independientes de los diferentes cuerpos, el semieje mayor y la excentricidad de la órbita (es decir, qué tan lejos está la órbita de la perfectamente circular).

La esfera Hill alrededor de la Tierra tiene un radio de aproximadamente un millón y medio de kilómetros, que es más que suficiente para encajar en la órbita de la luna.

Si la Luna estuviera más lejos, o si la Tierra y la Luna estuvieran más cerca del Sol, entonces la Luna no nos orbitaría aquí en la Tierra.

Lo importante a considerar es que dentro de la esfera Hill, la gravedad de la Tierra domina y
el Sol atrae a la Tierra y a la Luna juntas (casi como una sola entidad).

Entonces, en realidad, la luna orbita al Sol indirectamente, simplemente orbita más a la Tierra.


La Tierra se está alejando del Sol en espiral por ahora, pero eventualmente chocará contra él

La Tierra, moviéndose en su órbita alrededor del Sol y girando sobre su eje, parece hacer un cerrado. [+] órbita elíptica inmutable. Sin embargo, si miramos con una precisión lo suficientemente alta, encontraremos que nuestro planeta en realidad se está alejando del Sol en espiral.

Larry McNish, RASC Calgary

Si pudieras medir la distancia promedio de la Tierra al Sol en el transcurso de un año entero, descubrirías algo inquietante. Con cada año que pasa en el que realiza esa medición, encontrará que la Tierra está un poco más lejos del Sol, aproximadamente 1,5 centímetros (0,6 pulgadas) más distante, que el año anterior. Durante miles de millones de años, la Tierra ha estado migrando hacia afuera en su órbita, una tendencia que debería continuar durante miles de millones de años.

Pero esta es solo una situación temporal. Eventualmente, la Tierra perderá su energía orbital y entrará en espiral hacia el Sol, incluso en el caso de que el Sol no engulle a la Tierra en su fase de gigante roja. Una gran cantidad de factores entrarán en juego en el futuro lejano del Sistema Solar, pero al final, el propio Einstein tendrá la última palabra. Así es como evolucionará la órbita de la Tierra, hasta el amargo final.

Impresión artística de HD 189733 b, un planeta devorado por su estrella madre. Cuando el sol . [+] comienza a hincharse hasta convertirse en una gigante roja, es casi seguro que se tragará a Mercurio y luego a Venus, pero el destino de la Tierra está lejos de ser seguro.

Para la mayoría de la gente, la idea de que la Tierra cambiaría su órbita con el tiempo es extraña y confusa. Después de todo, el movimiento planetario se ha entendido muy bien desde la época de Kepler, hace más de 400 años. Su primera ley del movimiento planetario, que los planetas se mueven en órbitas elípticas con el Sol en un foco, es exactamente cierta en la gravedad newtoniana.

Esto es aún más impresionante si se tiene en cuenta que la propia ley de gravitación de Newton ni siquiera se derivó hasta más de 60 años después de que Kepler estableciera sus leyes. Y, sin embargo, tanto las leyes de Kepler como las de Newton son sólo aproximadamente verdaderas en la realidad, con seis efectos separados, todos potencialmente jugando el papel de "spoiler" de lo que de otro modo sería una solución exacta y perfectamente estable. Aquí hay un resumen de cada uno, junto con los efectos que inducen.

Este corte muestra las diversas regiones de la superficie y el interior del Sol, incluido el. [+] núcleo, que es donde se produce la fusión nuclear. A medida que pasa el tiempo, la región que contiene helio en el núcleo se expande y la temperatura máxima aumenta, lo que hace que aumente la producción de energía del Sol. Cuando nuestro Sol se quede sin combustible de hidrógeno en el núcleo, se contraerá y se calentará hasta un grado suficiente para que pueda comenzar la fusión del helio.

Usuario de Wikimedia Commons Kelvinsong

1.) Fusión nuclear en el Sol. Con cada segundo que pasa, una cantidad significativa de núcleos atómicos ligeros dentro del Sol se transforman en elementos e isótopos más pesados ​​a través del proceso de fusión nuclear. Cuando fusiona elementos ligeros en otros más pesados, los núcleos más pesados ​​terminan unidos más estrechamente, lo que requiere la emisión de energía. El producto final de la fusión del Sol, el helio-4, es en realidad un 0,7% más ligero que los cuatro protones que se unieron mediante una reacción en cadena para producirlo.

En total, el Sol pierde un total de 4 millones de toneladas de masa a través de Einstein E = mc² con cada nuevo segundo que pasa. Esta pérdida de masa, por pequeña que sea, se acumula con el tiempo. Con cada año que pasa, la pérdida de esta masa debido a la fusión nuclear hace que la órbita de la Tierra supere la espiral en 1,5 cm (0,6 pulgadas) por año. A lo largo de su vida hasta ahora, el Sol ha perdido el equivalente a la masa de Saturno debido a la fusión nuclear.

La protoestrella IM Lup tiene un disco protoplanetario a su alrededor que exhibe no solo anillos, sino una espiral. [+] característica hacia el centro. Es probable que haya un planeta muy masivo que cause estas características espirales, pero eso aún no se ha confirmado definitivamente. En las primeras etapas de la formación de un sistema solar, estos discos protoplanetarios causan fricción dinámica, lo que hace que los planetas jóvenes giren en espiral hacia adentro en lugar de completar elipses cerradas y perfectas.

S. M. Andrews y col. y la colaboración DSHARP, arXiv: 1812.04040

2.) La Tierra se estrella en partículas mientras orbita alrededor del Sol.. Este fue un efecto enorme en los primeros días del Sistema Solar: cuando todavía teníamos un disco protoplanetario de material alrededor de nuestro Sol. Será un efecto enorme una vez más cuando el Sol entre en la fase de gigante roja de su vida, ya que grandes cantidades de materia, aproximadamente el 33% de la masa total del Sol, serán expulsadas dentro de unos 7.600 millones de años.

En ambos casos, a medida que este material colisiona con la Tierra, nuestra órbita cambiará, y los cambios exactos dependerán de la velocidad del material en relación con la Tierra: una migración hacia adentro cuando se forma el Sistema Solar y una migración hacia afuera en el extremo del Sol. la vida. Pero en este momento, la mayoría de las veces solo nos golpean las partículas de viento solar: en el ínfimo nivel de unas 18.000 toneladas por año. Esto es completamente insignificante en este momento, cambiando la órbita de la Tierra en solo aproximadamente un protón de ancho cada millón de años más o menos.

Los planetas se mueven en las órbitas que lo hacen, de manera estable, debido a la conservación de los angulares. [+] impulso. Sin forma de ganar o perder momento angular, permanecen en sus órbitas elípticas arbitrariamente en el futuro. Sin embargo, si ejercen fuerzas mutuas entre sí y el Sol ocupa un volumen finito, las fuerzas gravitacionales y de marea ejercidas podrían conducir a escenarios evolutivos tan caóticos que uno o más de estos planetas pueden eventualmente ser expulsados.

3.) Los efectos gravitacionales de los otros objetos masivos de nuestro Sistema Solar.. Este podría importar, y también puede que no. En nuestro Sistema Solar, tenemos muchos objetos que orbitan alrededor del Sol u otros cuerpos. Todos tienen tamaños y masas finitos, no despreciables, y ejercen fuerzas gravitacionales mutuamente. Siempre que esto ocurra, existe la posibilidad de que estas órbitas se vuelvan caóticas y evolucionen con el tiempo.

Según las últimas investigaciones, hay aproximadamente un 1% de posibilidades de que uno o más de los cuatro planetas interiores de nuestro Sistema Solar en la actualidad (Mercurio, Venus, Tierra y Marte) se vuelvan inestables orbitalmente durante los próximos miles de millones de años. Si eso ocurre, la órbita de la Tierra podría cambiar significativamente, posiblemente incluso arrojando nuestro planeta al Sol o expulsándolo del Sistema Solar por completo. Este es el componente más impredecible de nuestra órbita planetaria.

A medida que el Sol se convierte en un verdadero gigante rojo, la Tierra misma puede ser tragada o engullida, pero lo hará. [+] definitivamente se asará como nunca antes. Las capas externas del Sol aumentarán a más de 100 veces su diámetro actual, pero los detalles exactos de su evolución, y cómo esos cambios afectarán las órbitas de los planetas, todavía tienen grandes incertidumbres en ellos.

4.) El Sol se convierte en una estrella gigante roja.. Sabemos que esto se avecina, y también sabemos aproximadamente cómo se verá. El núcleo interno se contraerá y calentará, las capas externas se inflarán hacia afuera y crecerán tremendamente. La fusión de helio se encenderá en el núcleo de la estrella, una gran fracción de la masa total terminará expulsada. Pero lo más importante, especialmente para nuestros propósitos, los planetas interiores serán consumidos por la estrella gigante roja ahora expandida en la que evoluciona nuestro Sol.

Mercurio desaparecerá. Venus también será tragado. Y la Tierra, a menos que pueda girar en espiral hacia afuera a más del 15% de su radio actual, algo que es muy probable que suceda y que posiblemente requiera una inestabilidad orbital entre ahora y entonces, también desaparecerá. Suponiendo que la Tierra sobreviva, sin embargo, y puede que lo haga, sobrevivir a la fase de gigante roja implica que la fase en espiral ahora terminará.

Un gráfico de la frecuencia con la que es probable que pasen las estrellas dentro de la Vía Láctea a una cierta distancia de. [+] nuestro sol. Esta es una gráfica logarítmica, con la distancia en el eje y y el tiempo que normalmente debe esperar para que suceda un evento de este tipo en el eje x.

5.) Otros objetos en la galaxia. De vez en cuando, una gran masa, como una estrella, una enana marrón o un planeta rebelde, pasará cerca de nuestro Sistema Solar. Aunque es muy poco probable que un objeto así pase lo suficientemente cerca como para perturbar la órbita de la Tierra antes de que el Sol se convierta en una gigante roja, queda mucho tiempo por delante una vez que pase esa fase. Para cuando el Universo tenga unas 100.000 veces su edad actual, es probable que se produzca un encuentro gravitacional cercano.

Con Mercurio y Venus desaparecidos, la Tierra será el planeta más interno de nuestro Sol. Cuando ocurre ese encuentro inevitable, es probable que suceda una de dos cosas. O la masa entrelazada perturbará severamente la Tierra, haciendo que su órbita se vuelva inestable, o el sistema Sol-Tierra (posiblemente con Marte, Júpiter y potencialmente otros planetas restantes) será expulsado por completo de nuestra galaxia anfitriona. Este es un proceso caótico e impredecible, y literalmente cualquier cosa puede ocurrir si esperamos lo suficiente.

Una mirada animada a cómo responde el espacio-tiempo cuando una masa se mueve a través de él ayuda a mostrar exactamente cómo,. [+] cualitativamente, no es simplemente una hoja de tela. En cambio, todo el espacio 3D en sí se curva por la presencia y las propiedades de la materia y la energía dentro del Universo. Múltiples masas en órbita una alrededor de la otra causarán la emisión de ondas gravitacionales.

6.) Radiación gravitacional. Pero si la Tierra permanece unida al Sol, algo muy probable que ocurra si el remanente de nuestro Sistema Solar es expulsado de la galaxia, la radiación gravitacional hará que la Tierra se mueva lentamente en espiral hacia el Sol. Siempre que dos masas orbitan entre sí en la teoría de la gravedad de Einstein, la relatividad general, se emiten ondas gravitacionales.

Dadas las masas y posiciones actuales del Sol y la Tierra, esto solo equivale a un cambio orbital de 1,5 attómetros por año, lo que significa que la Tierra tarda aproximadamente un milenio en inspirar el ancho de un solo protón. Pero si no hay otros efectos restantes en juego, este se convertirá en el único que importará en escalas de tiempo cósmicas. Si nada más interfiere con esto, la Tierra entrará en espiral hacia el Sol después de que pasen la friolera de 10 26 años: 10 cuatrillones de veces la edad actual del Universo.

Cuando tienes dos fuentes gravitacionales (es decir, masas) orbitando entre sí, el movimiento de cada masa. [+] a través del espaciotiempo curvo provocado por el otro conduce a la emisión de ondas gravitacionales. Debido a que estas ondas transportan energía, todas las órbitas eventualmente se descompondrán.

NASA, ESA y A. Feild (STScI)

Los seis efectos son muy reales y todos contribuyen al cambio de órbita de la Tierra. Cada uno de ellos, individualmente, tiene la oportunidad de ser el más importante en diferentes épocas.

  1. En las primeras etapas del Sistema Solar, cuando los planetas y las lunas aún se están formando, las colisiones de los primeros planetas y planetesimales dominan cómo cambia la órbita de la Tierra / proto-Tierra.
  2. Hoy en día, la pérdida de masa debido a la fusión nuclear domina la actual espiral de la Tierra.
  3. Si se producen inestabilidades gravitacionales, la influencia de los otros planetas podría alterar o incluso arruinar la órbita de la Tierra antes de convertirnos en una gigante roja.
  4. Durante la transformación del Sol en un gigante rojo, todo depende de si la Tierra se traga o no, si lo es, ese es el final de la línea para nuestro planeta.
  5. Después de que el Sol se convierta en una enana blanca, se producirá un juego cósmico de pinball gravitacional, ya sea que la Tierra se desate del Sol o todo el Sistema Solar restante, con la Tierra intacta, será expulsado.
  6. Pero si la Tierra sobrevive durante tanto tiempo, seguirá siendo gravitacionalmente inspiradora hasta que, por fin, sea finalmente consumida por la enana negra en la que finalmente se convertirá nuestra estrella.

Después de que el Sol se convierta en una enana negra, si nada se expulsa o choca con los restos de la Tierra,. [+] eventualmente la radiación gravitacional hará que entremos en espiral y seamos tragados por el remanente de nuestro Sol.

Imagen cortesía de Jeff Bryant

En este momento, la Tierra se está alejando lentamente del Sol, impulsada por el implacable efecto de la fusión nuclear en el Sol. A medida que pasa el tiempo, el Sol quema cada vez más su combustible, perdiendo masa en el proceso y aflojando su agarre gravitacional sobre la Tierra. Suponiendo que esto continúe hasta que llegue la fase de gigante roja, nuestro planeta será consumido por el Sol en este momento o sobrevivirá para ver al Sol convertirse en una enana blanca.

En ese punto, la radiación gravitacional hará que la órbita de nuestro planeta decaiga lentamente, después de lo cual comenzará a inspirarse en el Sol. A menos que un objeto deshonesto pase a través de nuestro Sistema Solar y expulse la Tierra, esta inspiración continuará, lo que eventualmente llevará a la Tierra a caer en el cadáver estelar de nuestro Sol cuando el Universo tenga unos diez cuatrillones de veces su edad actual. La Tierra puede estar alejándose del Sol por ahora, pero si permanecemos atados a nuestra estrella madre, la caída gravitacional sigue siendo nuestro inevitable destino a largo plazo.


La ciencia: mecánica orbital

Leyes de movimiento planetario de Kepler & rsquos

Si bien Copérnico observó correctamente que los planetas giran alrededor del Sol, fue Kepler quien definió correctamente sus órbitas. A la edad de 27 años, Kepler se convirtió en asistente de un rico astrónomo, Tycho Brahe, quien le pidió que definiera la órbita de Marte. Brahe había recopilado toda una vida de observaciones astronómicas que, a su muerte, pasaron a manos de Kepler & rsquos. (Brahe, que tenía su propio modelo del Universo centrado en la Tierra, retuvo la mayor parte de sus observaciones de Kepler al menos en parte porque no quería que Kepler las usara para probar que la teoría copernicana era correcta). Usando estas observaciones, Kepler encontró que las órbitas de los planetas seguían tres leyes.

Como muchos filósofos de su época, Kepler tenía la creencia mística de que el círculo era la forma perfecta del Universo y rsquos, y que, como manifestación del orden Divino, las órbitas de los planetas y rsquo deben ser circulares. Durante muchos años, luchó para que las observaciones de Brahe & rsquos de los movimientos de Marte coincidieran con una órbita circular.

Eventualmente, sin embargo, Kepler notó que una línea imaginaria trazada desde un planeta al Sol barría un área igual del espacio en tiempos iguales, sin importar dónde estaba el planeta en su órbita. Si dibuja un triángulo desde el Sol hasta un planeta y su posición en un momento determinado y su posición en un momento fijo más tarde, 5 horas o 2 días, el área de ese triángulo es siempre la misma, en cualquier lugar de la órbita. Para que todos estos triángulos tengan la misma área, el planeta debe moverse más rápidamente cuando está cerca del Sol, pero más lentamente cuando está más lejos del Sol.

Este descubrimiento (que se convirtió en la segunda ley del movimiento orbital de Kepler & rsquos) llevó a la realización de lo que se convirtió en la primera ley de Kepler & rsquos: que los planetas se mueven en una elipse (un círculo aplastado) con el Sol en un punto de enfoque, desplazado del centro.

La tercera ley de Kepler & rsquos muestra que existe una relación matemática precisa entre la distancia de un planeta & rsquos al Sol y la cantidad de tiempo que tarda en girar alrededor del Sol. Fue esta ley la que inspiró a Newton, quien ideó tres leyes propias para explicar por qué los planetas se mueven como lo hacen.

Leyes del movimiento de Newton y rsquos

Si las leyes de Kepler & rsquos definen el movimiento de los planetas, las leyes de Newton & rsquos definen el movimiento. Pensando en las leyes de Kepler & rsquos, Newton se dio cuenta de que todo movimiento, ya fuera la órbita de la Luna alrededor de la Tierra o la caída de una manzana de un árbol, seguía los mismos principios básicos. "A los mismos efectos naturales", escribió, "debemos, en la medida de lo posible, asignar las mismas causas". El pensamiento aristotélico anterior, escribió el físico Stephen Hawking, asignaba diferentes causas a diferentes tipos de movimiento. Al unificar todo el movimiento, Newton cambió la perspectiva científica hacia la búsqueda de patrones grandes y unificadores en la naturaleza. Newton describió sus leyes en Philosophiae Naturalis Principia Mathematica (& ldquoMathematical Principles of Natural Philosophy & rdquo) publicado en 1687.

Ley I. Todo cuerpo persevera en su estado de reposo, o de movimiento uniforme en línea recta, a menos que se vea obligado a cambiar ese estado por fuerzas impuestas por él.

En esencia, un objeto en movimiento no cambiará de velocidad o dirección, ni tampoco un objeto inmóvil comenzará a moverse, a menos que alguna fuerza externa actúe sobre él. La ley se resume regularmente en una palabra: inercia.

Ley II. La alteración del movimiento es siempre proporcional a la fuerza motriz impresa y se realiza en la dirección de la línea derecha en la que se imprime esa fuerza.

La segunda ley de Newton es más reconocible en su forma matemática, la ecuación icónica: F = ma. La fuerza de la fuerza (F) se define por cuánto cambia el movimiento (aceleración, a) de un objeto con cierta masa (m).

Ley III. A toda acción se opone siempre una reacción igual: o las acciones mutuas de dos cuerpos son siempre iguales y se dirigen a partes contrarias.

Como describió el propio Newton: "Si presiona una piedra con el dedo, el dedo también es presionado por la piedra".

Gravedad

En las páginas de Principia, Newton también presentó su ley de gravitación universal como un estudio de caso de sus leyes del movimiento. Toda la materia ejerce una fuerza, a la que llamó gravedad, que empuja a todas las demás materias hacia su centro. La fuerza de la fuerza depende de la masa del objeto: el Sol tiene más gravedad que la Tierra, que a su vez tiene más gravedad que una manzana. Además, la fuerza se debilita con la distancia. Los objetos alejados del Sol no se verán influenciados por su gravedad.

Las leyes del movimiento y la gravedad de Newton y rsquos explicaron el viaje anual de la Tierra y los rsquos alrededor del Sol. La Tierra se movería directamente a través del universo, pero el Sol ejerce un tirón constante sobre nuestro planeta. Esta fuerza dobla la trayectoria de la Tierra y el rsquos hacia el Sol, llevando al planeta a una órbita elíptica (casi circular). Sus teorías también permitieron explicar y predecir las mareas. El aumento y la caída de los niveles de agua del océano son creados por la atracción gravitacional de la Luna mientras orbita la Tierra.

Einstein y la relatividad

Las ideas esbozadas en las leyes del movimiento y la gravitación universal de Newton & rsquos permanecieron sin respuesta durante casi 220 años hasta que Albert Einstein presentó su teoría de la relatividad especial en 1905. La teoría de Newton & rsquos dependía del supuesto de que la masa, el tiempo y la distancia son constantes independientemente de dónde se midan. .

La teoría de la relatividad trata el tiempo, el espacio y la masa como cosas fluidas, definidas por un marco de referencia del observador. Todos los que nos movemos a través del universo en la Tierra estamos en un solo marco de referencia, pero un astronauta en una nave espacial en rápido movimiento estaría en un marco de referencia diferente.

Dentro de un único marco de referencia, las leyes de la física clásica, incluidas las leyes de Newton y rsquos, son verdaderas. Pero las leyes de Newton no pueden explicar las diferencias en movimiento, masa, distancia y tiempo que resultan cuando los objetos se observan desde dos marcos de referencia muy diferentes. Para describir el movimiento en estas situaciones, los científicos deben basarse en la teoría de la relatividad de Einstein y rsquos.

Sin embargo, a velocidades lentas y a grandes escalas, las diferencias de tiempo, longitud y masa predichas por la relatividad son lo suficientemente pequeñas como para parecer constantes, y las leyes de Newton todavía funcionan. En general, pocas cosas se mueven a velocidades lo suficientemente rápidas como para que notemos la relatividad. Para satélites grandes y de movimiento lento, las leyes de Newton y rsquos aún definen las órbitas. Todavía podemos usarlos para lanzar satélites de observación de la Tierra y predecir su movimiento. Podemos usarlos para llegar a la Luna, Marte y otros lugares más allá de la Tierra. Por esta razón, muchos científicos ven las leyes de Einstein & rsquos de la relatividad general y especial no como un reemplazo de las leyes de Newton & rsquos sobre el movimiento y la gravitación universal, sino como la culminación total de su idea.


Tercera ley de Kepler

La tercera ley de Kepler se llama ley de los períodos. Esta ley relaciona el tiempo requerido para que un planeta haga un viaje completo alrededor del Sol con su distancia media del Sol. La ley establece que "para cualquier planeta, el cuadrado de su período de revolución es directamente proporcional al cubo de su distancia media al Sol". Aplicada a los satélites de la Tierra, la tercera ley de Kepler explica que cuanto más lejos esté un satélite de la Tierra, más tardará en completar una órbita, mayor será la distancia que viajará para completar una órbita y más lenta será su velocidad promedio. Otra forma de pensar en esto es que el satélite se mueve más rápido cuando está más cerca de la Tierra y más lento cuando está más lejos.


The James Webb Space Telescope will not be in orbit around the Earth, like the Hubble Space Telescope is - it will actually orbit the Sun, 1.5 million kilometers (1 million miles) away from the Earth at what is called the second Lagrange point or L2. What is special about this orbit is that it lets the telescope stay in line with the Earth as it moves around the Sun. This allows the satellite's large sunshield to protect the telescope from the light and heat of the Sun and Earth (and Moon).

Webb will orbit the sun 1.5 million kilometers (1 million miles) away from the Earth at what is called the second Lagrange point or L2. (Note that these graphics are not to scale.)

Animation of Webb's Orbit

Why Does the Direction of the Earth and Sun Matter?

Webb primarily observes infrared light, which can sometimes be felt as heat. Because the telescope will be observing the very faint infrared signals of very distant objects, it needs to be shielded from any bright, hot sources. This also includes the satellite itself! The sunshield serves to separate the sensitive mirrors and instruments from not only the Sun and Earth/Moon, but also the spacecraft bus.

The temperature difference between the hot and cold sides of the telescope is huge - you could almost boil water on the hot side, and freeze nitrogen on the cold side!

The telescope itself will be operating at about 225 degrees below zero Celsius (minus 370 Fahrenheit). The temperature difference between the hot and cold sides of the telescope is huge - you could almost boil water on the hot side, and freeze nitrogen on the cold side!

To have the sunshield be effective protection (it gives the telescope the equivalent of SPF one million sunscreen) against the light and heat of the Sun/Earth/Moon, these bodies all have to be located in the same direction.

This is why the telescope will be out at the second Lagrange point.

What is L2?

Joseph-Louis Lagrange was an 18th century mathematician who found the solution to what is called the &ldquothree-body problem.&rdquo That is, is there any stable configuration, in which three bodies could orbit each other, yet stay in the same position relative to each other? As it turns out, there are five solutions to this problem - and they are called the five Lagrange points, after their discoverer. At Lagrange points, the gravitational pull of two large masses precisely equals the centripetal force required for a small object to move with them. The L1, L2, and L3 points are all in line with each other - and L4 and L5 are at the points of equilateral triangles.

Lagrange Points.

The first Sun-Earth Lagrange point, L1, is 1.5 million km from the Earth towards the Sun, and there have been many solar observatories located here, including DSCOVR, WIND, SOHO, and ACE.

There have been other satellites out at Sun-Earth L2, where Webb will be, including WMAP, Herschel, and Planck.

Some Technical Details: It is easy for an object (like a spacecraft) at one of these five points to stay in place relative to the other two bodies (e.g., the Sun and the Earth). In fact, L4 and L5 are stable in that objects there will orbit L4 and L5 with no assistance. Some small asteroids are known to be orbiting the Sun-Earth L4 and L5 points. However, L1, L2, and L3 are metastable so objects around these points slowly drift away into their own orbits around the Sun unless they maintain their positions, for example by using small periodic rocket thrust. This is why L1, L2, and L3 don't "collect" objects like L4 and L5 do.

Webb at L2

If Webb is orbiting the Sun further out than Earth, shouldn't it take more than a year to orbit the Sun? Normally yes, but the balance of the combined gravitational pull of the Sun and the Earth at the L2 point means that Webb will keep up with the Earth as it goes around the Sun. The gravitational forces of the Sun and the Earth can nearly hold a spacecraft at this point, so that it takes relatively little rocket thrust to keep the spacecraft in orbit around L2.

Webb will orbit around L2, not sit stationary precisely at L2. Webb's orbit is represented in this screenshot from our deployment video (below), roughly to scale.

And Webb will orbit around L2, not sit stationary precisely at L2. Webb's orbit is represented in this screenshot from our deployment video (below), roughly to scale it is actually similar in size to the Moon's orbit around the Earth! This orbit (which takes Webb about 6 months to complete once) keeps the telescope out of the shadows of both the Earth and Moon. Unlike Hubble, which goes in and out of Earth shadow every 90 minutes, Webb will have an unimpeded view that will allow science operations 24/7.

Communicating with Webb

Webb's position out at L2 also makes it easy for us to talk to it. Since it will always be at the same location relative to Earth-in the midnight sky about 1.5 million km away - we can have continuous communications with it as the Earth rotates through the Deep Space Network (DSN), using three large antennas on the ground located in Australia, Spain and California. During routine operations, Webb will uplink command sequences and downlink data up to twice per day, through the DSN. The observatory can perform a sequence of commands (pointing and observations) autonomously. Typically, the Space Telescope Science Institute will upload a full week's worth of commands at a time, and make updates daily as needed.

How long will it take Webb to get to L2?

It will take roughly 30 days for Webb to reach the start of its orbit at L2, but it will take less than a day to get far away from Earth and much of the way there. Getting Webb to its orbit around L2 is like reaching the top of a hill by pedaling a bicycle vigorously only at the very beginning of the climb, generating enough energy and speed to spend most of the way coasting up the hill so as to slow to a stop and barely arrive at the top.


All you need to know: June solstice 2021

The June solstice – your signal to celebrate summer in the Northern Hemisphere and winter in the Southern Hemisphere – will happen on June 21, 2021, at 03:32 UTC. That’s June 20 at 10:32 p.m. CDT in North America. Translate UTC to your time. For us in the Northern Hemisphere, this solstice will mark the beginning of summer and the longest day of the year. Early dawns. Long days. Late sunsets. Short nights. The sun will be at its height each day, as it crosses the sky. Meanwhile, south of the equator, winter will begin.

What is a solstice?

Ancient cultures knew that the sun’s path across the sky, the length of daylight, and the location of the sunrise and sunset all shifted in a regular way throughout the year.

They built monuments, such as Stonehenge, to follow the sun’s yearly progress.

Today, we know that the solstice is an astronomical event, caused by Earth’s tilt on its axis and its motion in orbit around the sun.

It’s because Earth doesn’t orbit upright. Instead, our world is tilted on its axis by 23 1/2 degrees. Earth’s Northern and Southern Hemispheres trade places in receiving the sun’s light and warmth most directly.

At the June solstice, Earth is positioned in its orbit so that our world’s North Pole is leaning most toward the sun. As seen from Earth, the sun is directly overhead at noon 23 1/2 degrees north of the equator, at an imaginary line encircling the globe known as the Tropic of Cancer, named after the constellation Cancer the Crab. This is as far north as the sun ever gets.

All locations north of the equator have days longer than 12 hours at the June solstice. Meanwhile, all locations south of the equator have days shorter than 12 hours.

Waiting for dawn to arrive at Stonehenge, summer solstice 2005. Image via Wikimedia Commons/ Andrew Dunn. Read more about summer solstice at Stonehenge in 2021. The red line shows the Tropic of Cancer. As seen from this line of latitude, the sun appears overhead at noon on the June solstice. Image via Wikimedia Commons.

When is the June solstice where I live?

The solstice takes place place on June 21, 2021, at 03:32 UTC. That’s June 20 10:32 p.m. CDT in North America.

A solstice happens at the same instant for all of us, everywhere on Earth. To find the time of the solstice in your location, you have to translate to your time zone.

Here’s an example of how to do that. In the central United States, for those of us using Central Daylight Time, we subtract five hours from Universal Time. Subtracting 5 hours from 03:32 gives us a negative number, because the solstice happens on the previous calendar date relative to UTC. Whenever you face this dilemma, you can always add 24 hours to UTC to get 27:32 (03:32 + 24 = 27:32), and then subtract 5 hours to get 22:32 (10:32 p.m.) the previous date.

Want to know the time in your location? Check out EarthSky’s article How to translate UTC to your time. And just remember: you’re translating from 03:32 UTC, June 21.

Sunset via EarthSky Facebook friend Lucy Bee in Dallas, Texas.

Where should I look to see signs of the solstice in nature?

En todas partes. For all of Earth’s creatures, nothing is so fundamental as the length of the day. After all, the sun is the ultimate source of almost all light and warmth on Earth’s surface.

If you live in the Northern Hemisphere, you might notice the early dawns and late sunsets, and the high arc of the sun across the sky each day. You might see how high the sun appears in the sky at local noon. And be sure to look at your noontime shadow. Around the time of the solstice, it’s your shortest noontime shadow of the year.

If you’re a person who’s tuned in to the out-of-doors, you know the peaceful, comforting feeling that accompanies these signs and signals of the year’s longest day.

Watching the solstice sunrise. Photo via Sarah Little-Knitwitz, Glastonbury Tor, Somerset, U.K.

Is the solstice the first day of summer?

No world body has designated an official day to start each new season, and different schools of thought or traditions define the seasons in different ways.

In meteorology, for example, summer begins on June 1. And every schoolchild knows that summer starts when the last school bell of the year rings.

Yet June 21 is perhaps the most widely recognized day upon which summer begins in the Northern Hemisphere and upon which winter begins on the southern half of Earth’s globe. There’s nothing official about it, but it’s such a long-held tradition that we all recognize it to be so.

It has been universal among humans to treasure this time of warmth and light.

For us in the modern world, the solstice is a time to recall the reverence and understanding that early people had for the sky. Some 5,000 years ago, people placed huge stones in a circle on a broad plain in what’s now England and aligned them with the June solstice sunrise.

We may never comprehend the full significance of Stonehenge. But we do know that knowledge of this sort wasn’t limited to just one part of the world. Around the same time Stonehenge was being constructed in England, two great pyramids and then the Sphinx were built on Egyptian sands. If you stood at the Sphinx on the summer solstice and gazed toward the two pyramids, you’d see the sun set exactly between them.

Summer heat in the Philippines. Image via Flickr user Ludwig Simbajon.

How does it end up hotter later in the summer, if June has the longest day?

If the June solstice brings the longest day, why do we experience the hottest weather in late July and August?

This effect is called the lag of the seasons. It’s the same reason it’s hotter in mid-afternoon than at noontime. Earth just takes a while to warm up after a long winter. Even in June, ice and snow still blanket the ground in some places. The sun has to melt the ice – and warm the oceans – and then we feel the most sweltering summer heat.

Ice and snow have been melting since spring began. Meltwater and rainwater have been percolating down through snow on tops of glaciers.

But the runoff from glaciers isn’t as great now as it’ll be in another month, even though sunlight is striking the Northern Hemisphere most directly around now.

So wait another month for the hottest weather. It’ll come when the days are already beginning to shorten again, as Earth continues to move in orbit around the sun, bringing us closer to another winter.

And so the cycle continues.


Where Did The Planets That Orbit Our Sun Come From?

Way back before the solar system was formed it was just a huge cloud of dust and gas floating in space.

Whirling Lump

The natural attraction of gravity caused the dust to start whirling around a central lump.

This lump collected more and more matter until it became so large that the force of its own gravity crushing down on its middle caused the center to ignite in a nuclear fire. Our sun was being born!

Gravedad

The remaining cloud of dust was now spinning around the sun. But gravity was still in operation inside the dust cloud. Over time the tiny flecks of cloud began to clump together once more, making marble-size lumps, then basketball-sized lumps. all the way up to planet-sized lumps.

Over a certain size the biggest lumps had enough gravitational attraction on their own to mop up the remaining dust and gas by adding it to themselves. One of those lumps, still spinning around the sun, is where you are now standing. We call it Earth!

So why did the planets form exactly where they are in relation to the sun, instead of somewhere else?


Ver el vídeo: Cómo nació el primer humano? Origen del ser humano (Julio 2022).


Comentarios:

  1. Alain

    Estoy muy obligado a ti.

  2. Kerwyn

    Este mensaje es incomparable))), es muy interesante para mí :)

  3. Wyman

    Gracias por la ayuda en esta pregunta. No lo sabía.

  4. Thoma

    Informativo, sigan con el buen trabajo.



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