Astronomía

¿Cómo se miden varios períodos orbitales?

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¿Cómo se miden los períodos siderales y los períodos sinódicos de los cuerpos celestes? de la tierra? La definición habitual del período sideral de un cuerpo celeste es el tiempo que tarda en completar una revolución alrededor del sol, en relación con algún otro punto fijo fuera del sistema solar. yo asumo eso relativo a un punto fijo aquí significa el marco de referencias de ese punto.

¿Hay alguna manera de medir este período sideral sin dejar de estar en el marco de referencia de la tierra? Por ejemplo, un día sidéreo se puede medir anotando el tiempo entre la primera aparición de una estrella distante en dos noches consecutivas.

Del mismo modo, ¿cuáles son las formas de medir los períodos sinódicos?


La velocidad orbital se puede encontrar usando v = SQRT (G * M / R). El valor R (radio de órbita) es la tierra & # 8217s radio más la altura sobre la tierra & # 8211 en este caso, 6,59 x 106 m. Sustituir y resolver produce una velocidad de 7780 m / s.

En realidad, hay tres leyes de Kepler, es decir, del movimiento planetario: 1) cada planeta y su órbita es una elipse con el Sol en un foco 2) una línea que une al Sol y un planeta barre áreas iguales en tiempos iguales y 3) el cuadrado de un planeta & # 8217s período orbital es proporcional al cubo del eje semi-mayor de su & # 8230


¿Cómo se forman los planetas del tamaño de la Tierra y de período corto?

Por: AAS Nova 10 de agosto de 2017 0

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Hacer coincidir la teoría con la observación a menudo requiere un trabajo de detective creativo. En un nuevo estudio, los científicos han utilizado una prueba inteligente para revelar pistas sobre el nacimiento de planetas rápidos del tamaño de la Tierra.

Impresión artística de COROT-7b, un planeta de período ultracorto.
ESO / L. Calçada

¿Antiguos Júpiter calientes?

Impresión artística de un Júpiter caliente con una atmósfera en evaporación.
NASA / Ames / JPL-Caltech

Entre los muchos tipos diferentes de exoplanetas que hemos observado, una categoría inusual es la de planetas de período ultracorto. Estos planetas del tamaño aproximado de la Tierra giran alrededor de sus estrellas anfitrionas a velocidades increíbles, con períodos de menos de un día.

¿Cómo se forman los planetas de esta extraña categoría? Una teoría popular es que anteriormente eran Júpiter calientes, especialmente gigantes gaseosos masivos que orbitan muy cerca de sus estrellas anfitrionas. La órbita cercana hizo que las atmósferas de los planetas se eliminaran, dejando atrás solo sus densos núcleos.

En un nuevo estudio, un equipo de astrónomos dirigido por Joshua Winn (Universidad de Princeton) ha encontrado una forma inteligente de probar esta teoría.

Prueba de la metalicidad

Radio planetario versus período orbital para las tres muestras estadísticas de los autores (marcadores de colores) y la muestra más amplia de estrellas en la Encuesta Kepler de California.
Winn y col. 2017

Las estrellas que albergan Júpiter calientes tienen una peculiaridad interesante: por lo general tienen una metalicidad que es significativamente más alta que una estrella promedio que alberga planetas. Se especula que esto se debe a que los planetas nacen de los mismos materiales que sus estrellas anfitrionas, y los Júpiter calientes requieren la presencia de más metales para poder formarse.

Independientemente de la causa de esta tendencia, si los planetas de período ultracorto son de hecho los núcleos sólidos de los antiguos Júpiter calientes, entonces las dos categorías de planetas deberían tener anfitriones con las mismas distribuciones de metalicidad. Por lo tanto, los huéspedes de planetas de período ultracorto también deberían tener un peso más alto que las estrellas promedio que albergan planetas.

Para probar esto, los autores realizan mediciones espectroscópicas y recopilan datos para una muestra de anfitriones estelares divididos en tres categorías:

  1. 64 planetas de período ultracorto (período orbital más corto que un día)
  2. 23 Júpiter calientes (más de 4 veces el radio de la Tierra y el período orbital de menos de 10 días)
  3. 243 pequeños planetas calientes (menos de 4 veces el radio de la Tierra y el período orbital entre 1 y 10 días)

Luego comparan las distribuciones de metalicidad de estos tres grupos.

Volver al tablero de dibujo

Distribuciones de metalicidad de las tres muestras estadísticas. Los anfitriones de Júpiter caliente (naranja) tienen una distribución diferente a los demás, está más inclinado hacia metalicidades más altas.
Winn y col. 2017

Winn y sus colaboradores descubren que huestes de planetas de período ultracorto no hacer tienen la misma distribución de metalicidad que los huéspedes de Júpiter calientes, las metalicidades de los huéspedes de Júpiter calientes son significativamente más altas. Sin embargo, las distribuciones de metalicidad para huéspedes de planetas de período ultracorto y huéspedes de pequeños planetas calientes eran estadísticamente indistinguibles.

Estos resultados sugieren fuertemente que la mayoría de los planetas de período ultracorto no son los núcleos de antiguos Júpiter calientes. Las opciones alternativas incluyen la posibilidad de que sean núcleos de planetas más pequeños, como subneptuno, o que sean la extensión de período corto de la distribución de pequeños planetas rocosos cercanos que se formaron por acreción del núcleo.

Este estrechamiento de las opciones para la formación de planetas de período ultracorto es ciertamente intrigante. Podemos esperar explorar más las posibilidades en el futuro después de que los satélites de exploración de exoplanetas en tránsito (TESS) estén en línea el próximo año. Se espera que TESS descubra muchos más planetas de período ultracorto que son demasiado débiles para que Kepler los detecte.

Citación

Joshua N. Winn y otros 2017 AJ 154 60. doi: 10.3847 / 1538-3881 / aa7b7c


Período orbital en función de la densidad del cuerpo central [editar | editar fuente]

Cuando un cuerpo muy pequeño se encuentra en una órbita circular apenas por encima de la superficie de una esfera de cualquier radio y densidad media. ρ (en kg / m 3), la ecuación anterior se simplifica a (ya que METRO = & # 160 = Plantilla: Sfrac Plantilla: Pia 3 ρ): [ cita necesaria ]

Entonces, para la Tierra como cuerpo central (o cualquier otro cuerpo simétrico esféricamente con la misma densidad media, alrededor de 5,515 & # 160 kg / m 3) & # 911 & # 93 obtenemos:

y para un cuerpo hecho de agua (ρ& # 160≈ & # 1601,000 & # 160kg / m 3) & # 912 & # 93

Por lo tanto, como alternativa para usar un número muy pequeño como GRAMO, la fuerza de la gravedad universal se puede describir utilizando algún material de referencia, como el agua: el período orbital para una órbita justo por encima de la superficie de una masa esférica de agua es de 3 horas y 18 minutos. A la inversa, esto puede usarse como una especie de unidad de tiempo "universal" si tenemos una unidad de masa, una unidad de longitud y una unidad de densidad.


Otras instalaciones de astronomía de BYU

Además de nuestro tiempo de telescopio del consorcio ARC, operamos varias de nuestras propias instalaciones astronómicas.

Observatorio de la Montaña Oeste (Montaña Oeste)

Este es nuestro observatorio de montaña a unos 6600 pies sobre el nivel del mar. Este consta de tres telescopios: 0,9 m, 0,5 my uno de 0,32 m. Es un viaje de 40 minutos que termina en un viaje de 5 millas por un camino de tierra. La montaña en sí se puede ver desde el campus.

Observatorio Orson Pratt

El Observatorio Orson Pratt lleva el nombre de uno de los primeros apóstoles de la Iglesia de Jesucristo de los Santos de los Últimos Días. Es la instalación de telescopios de nuestro campus y contiene una amplia variedad de telescopios para la investigación de los estudiantes y la divulgación pública. Operamos un telescopio PlaneWave de 24 '' en la cúpula del campus principal, además de un telescopio de 16 '', dos de 12 '', uno de 8 '' y uno de 6 '' en nuestra plataforma de observación. Los telescopios son todos completamente robóticos. Más allá de esto, tenemos una gran sección de telescopios públicos.

Planetario Royden G. Derrick (Planetario)

Este es un planetario de 119 asientos y cúpula de 39 pulgadas con paredes tratadas acústicamente para permitir su uso como sala de conferencias. En breve actualizaremos a un sistema operativo E & ampS Digistar7 con proyectores 4K. El planetario se utiliza para impartir clases, divulgación pública y proyectos de investigación de educación astronómica.


Cómo medir la velocidad de la luz con linternas, ruedas y planetas

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La luz viaja muy rápido. Es tan rápido que es bastante difícil determinar un valor para la velocidad de la luz. Pero no solo la velocidad de la luz es importante: este valor también aparece en otros lugares como el principio de equivalencia de energía a masa ( mi = * mc 2 *). Aquí hay tres métodos diferentes que se han utilizado para calcular esta constante.

Cuando aparece el nombre de Galileo, la mayoría de la gente piensa en sus contribuciones a la astronomía observacional. Sin embargo, hizo muchas otras cosas, incluida la investigación de la velocidad de la luz. Durante su tiempo, mucha gente consideraba que la luz era algo instantáneo que no tenía velocidad.

Aquí está el método de Galileo para medir la velocidad de la luz. Tome dos linternas por la noche y sepárelas a una gran distancia, pero no tan lejos que no pueda verlas. Las dos linternas están sostenidas por dos personas diferentes y tienen un obturador para que puedas encenderlas y apagarlas.

Por supuesto, este no es un método muy útil para medir la velocidad de la luz. Digamos que puedo poner una linterna a 1 kilómetro del observador y todavía se puede ver. El tiempo que tarda la luz en viajar de ida y vuelta es insignificante en comparación con el tiempo de reacción humano en el otro extremo. Oh, agregue a esto el problema de mantener la hora exacta. Este método puede funcionar para medir la velocidad del sonido, pero no para la luz. Al final, el valor de Galileo para la velocidad de la luz fue "al menos realmente rápido".

De las muchas lunas de Júpiter, tiene cuatro grandes que puedes ver con un buen par de binoculares. Aún mejor es el hecho de que estas lunas tienen órbitas muy regulares y predecibles. De hecho, puedes usar el movimiento de las lunas de Júpiter para medir la velocidad de la luz.

Esto es exactamente lo que hizo Ole Roemer en 1676. En particular, miró a la luna Io en un esfuerzo por utilizar posiblemente la órbita lunar y # x27s como una especie de reloj de navegación (los relojes precisos no eran tan fáciles de construir). Roemer midió la órbita observando el tiempo que transcurre entre un eclipse de Júpiter y el siguiente. Descubrió que la órbita de Io alrededor de Júpiter tomaba menos tiempo cuando la Tierra estaba más cerca de Júpiter.

Si observa la diferencia de distancia entre la Tierra cuando está más cerca de Júpiter y cuando está más lejos, la distancia es igual al diámetro de la órbita de la Tierra. Cuando la Tierra está más lejos, la luz de Io tarda más en llegar a la Tierra, lo que resulta en un período orbital aparente más largo de Io. Entonces, simplemente midiendo el cambio en el período aparente y el cambio en la distancia da una estimación de la velocidad de la luz. Así es exactamente como Roemer estimó la velocidad de la luz.

Júpiter es mucho más lejos que dos colinas con linternas, de modo que puede obtener una diferencia horaria notable. Aún así, esto depende de un valor exacto de la órbita de la Tierra y de un buen reloj. El valor de Roemer & # x27s para la velocidad de la luz todavía estaba un poco fuera del valor aceptado.

¿Qué diablos es una rueda dentada? Es una rueda con pequeños cuadrados que parecen dientes. Aquí & # x27s cómo funciona. Configura la rueda de modo que esté vertical y girando. A continuación, ilumine un lado de la rueda y apunte a un espejo distante. La luz se refleja en este espejo y vuelve al lado opuesto de la rueda, donde puedes mirar el reflejo.

La idea es ajustar la velocidad de la rueca hasta que no pueda ver la luz reflejada en absoluto. Quizás esto sea más fácil de ver si reemplazo la rueda con una larga franja lineal de dientes.

Ahora imagina que los dientes dejan pasar un breve pulso de luz antes de bloquearlo nuevamente. Esta luz viaja hasta el espejo y regresa a los dientes. ¿Qué pasa si en ese tiempo, los dientes se han movido hacia abajo lo suficiente como para bloquear el ojo? Entonces, cuando el diente ya no bloquea el ojo, bloquea la luz. Entonces, al conocer la velocidad de los dientes y el tamaño de los dientes, puede obtener un valor para el tiempo de bloqueo. Con la distancia al espejo y la espalda se puede calcular la velocidad de la luz.

Esto es esencialmente lo que hizo Hippolyte Fizeau en 1848. Su valor para la velocidad de la luz era sólo un 5 por ciento más alto (en comparación con el valor aceptado actual de 3,0 x 10 8 m / s). Leon Foucault luego hizo una mejor versión de esto que usaba un espejo giratorio, pero creo que el aparato de Fizeau & # x27s es un poco más fácil de entender.

Por supuesto, todavía hay otros métodos para medir la velocidad de la luz, pero estos son mis tres favoritos.


¿Cómo se miden varios períodos orbitales? - Astronomía

INVESTIGACIÓN DE CLIVE ROSS

El codo real y la medida del codo.

Contenido

1. El codo real y el codo comparados con la pulgada inglesa.

Introducción al misterioso diseño del codo y codo reales.

2. Triángulo de ángulo recto formado por el codo real y el codo.

Ambos codos con estilo se colocan para formar un triángulo en ángulo recto y se mide la hipotenusa.

3. Comparar la formación del triángulo con los planetas Tierra y Marte.

El triángulo se coloca en las trayectorias orbitales ilustradas para la Tierra y Marte.

4. La ubicación calculada donde se alinearían Marte y la Tierra.

La relación de alineación planetaria para Marte y la Tierra dicta su ubicación de alineación.

5. La introducción a Venus y los números 28 y 62.

Midiendo desde la primera ubicación de la Tierra hasta la alineación de Marte, se traza una línea tangencial a la órbita de Venus.

6. Un examen final de las medidas de dos codos.

Los antiguos construyeron, dentro de las medidas de dos codos, los períodos orbitales de Marte, la Tierra y la Luna.

7. Conclusión.

8. Referencias.

1 El codo real y el codo comparados con la pulgada inglesa.

El Museo de Londres en Inglaterra tiene en su poder varias muestras del antiguo dispositivo de medición egipcio, conocido por los egiptólogos y arqueólogos como el "codo real". La diferencia entre la medida del codo real y su contraparte el codo es el número de divisiones de cada instrumento.

El codo real tiene veintiocho segmentos, denominados "dedos", mientras que el codo tiene veinticuatro segmentos. La razón de estas dos medidas distintas sigue siendo un misterio, pero los egiptólogos se dan cuenta de que su diferencia de longitud es de cuatro dedos, lo que representa una medida de los antiguos. Al dividir ambos estilos por cuatro, el codo real se compone de siete palmas y el codo tiene seis.

El uso diario del codo real fue perdiendo terreno lentamente frente al codo, hasta que finalmente sucumbió a la obsolescencia durante la era precristiana. Irónicamente, esto coincide con la introducción de los romanos de su sistema de medición de millas / yardas / pies / pulgadas.

Siempre que el Imperio Romano se expandió a territorios aclamados, se construyeron carreteras y estructuras utilizando su medida recién adquirida. El ejército romano se dirigió al norte hacia las áreas europea y báltica, cruzando finalmente el Mar del Norte hacia Gran Bretaña, y con ellos la introducción al "pie".

Después de que los romanos partieron de Gran Bretaña, la medida del pie / pulgada se convirtió en estándar en toda la tierra. Sin embargo, a lo largo de muchos siglos, se desarrolló una discrepancia de estándares, no solo dentro de Gran Bretaña, sino también entre sus vecinos comerciales europeos. El comercio mundial era lo más importante y se debía establecer un estándar "vinculante" dentro del país.

En el año 1758, el rey de Inglaterra ordenó una comisión para investigar y adoctrinar una medida definida titulada "Estándares imperiales". Desde entonces hasta el presente (246 años), el pie de medida inglés se ha mantenido constante.

Aunque el desarrollo histórico del pie inglés puede implicar una relación con el codo, no podemos ignorar el simple hecho de que los romanos introdujeron la medida original, y las muestras del pie romano antiguo difieren del pie inglés actual. Por lo tanto, No existen asociaciones matemáticas entre el pie inglés y cualquier otro sistema de medición antiguo. (Ilustración 1).

Ilustración 1.

El codo real y el codo comparados con los ingleses miden en pulgadas. El codo real (20,603 pulgadas inglesas) se compone de veintiocho dedos y se divide en siete "palmas". El codo (17,66 pulgadas inglesas) consta de veinticuatro dedos divididos en seis palmas.

Hay dos referencias documentadas bien conocidas al codo real desde la antigüedad, la primera de las cuales son los escritos del historiador griego Herodoto (fl. 440 a. C.) y las escrituras de papiro recientemente traducidas del `` Libro de los Muertos '' egipcio (est. 1450 a. C.) .

Ambas fuentes describen que el codo real fue producido o transmitido a los antiguos egipcios por una divinidad o un dios visitante, pero no hay información que describa por qué los instrumentos fueron diseñados de esta manera, ni hay ningún elemento "natural" que pueda asociarse con sus longitudes. Aunque se ha sugerido que el codo o el codo real son en realidad parte de una medida mayor, no hay evidencia de que exista esta medida mayor.

Ahora el desafío es buscar un posible vínculo con estas medidas y cómo los antiguos calcularon sus longitudes individuales.

2. Triángulo de ángulo recto formado por el codo real y el codo.

Es muy lamentable que muchos egiptólogos y arqueólogos no se den cuenta de que las estructuras piramidales de Giza se construyeron sobre un terreno accidentado, y su base mide más de 215 metros de longitud, una distancia asombrosa, sin embargo, su precisión se mantiene dentro de varios centímetros de la medida real.

Para lograr esta hazaña, los antiguos tenían que saber cómo formar un triángulo en ángulo recto. Aún no se ha aprendido cómo se logró, pero el conocimiento de esta notable hazaña instigó la comparación entre las dos longitudes de codos cuando se colocan en ángulo recto entre sí (Fig. 2).

Formar un triángulo en ángulo recto usando el codo real y el codo para formar los dos lados.

Se anticipó que el ángulo formado por este triángulo se relacionaría con una de las muchas pirámides construidas por los antiguos, pero no hay estructuras que exhiban la medida angular como se muestra. Esto nos lleva a otra alternativa matemática: comparar las proporciones de los tres lados (gráfico 1).


¿Qué tan comunes son los sistemas planetarios?

Mi grupo de investigación está interesado en la prevalencia de sistemas planetarios que orbitan otras estrellas y cómo las propiedades de esos planetas dependen de las características de la estrella anfitriona. Tendemos a concentrarnos en estrellas conocidas como "M Dwarfs". Estas estrellas, también denominadas "Enanas rojas", son significativamente más pequeñas que el Sol y son el tipo de estrella más común en la galaxia. Explorar las propiedades de los sistemas planetarios que orbitan alrededor de las enanas M nos permite estimar la frecuencia general de los sistemas planetarios y probar modelos de formación de planetas.


Técnicas practicas

Reglas de juego

Las siguientes reglas generales son útiles para situaciones aproximadas por la mecánica clásica bajo los supuestos estándar de la astrodinámica descritos debajo de las reglas. El ejemplo específico discutido es el de un satélite que orbita un planeta, pero las reglas generales también podrían aplicarse a otras situaciones, como las órbitas de cuerpos pequeños alrededor de una estrella como el Sol.

    :
    • Las órbitas son elípticas, con el cuerpo más pesado en un foco de la elipse. Un caso especial de esto es una órbita circular (un círculo es un caso especial de elipse) con el planeta en el centro.
    • Una línea trazada desde el planeta hasta el satélite barre áreas iguales en tiempos iguales no importa qué parte de la órbita se mida.
    • El cuadrado del período orbital de un satélite es proporcional al cubo de su distancia promedio al planeta.

    Las consecuencias de las reglas de la mecánica orbital a veces son contrarias a la intuición. Por ejemplo, si dos naves espaciales están en la misma órbita circular y desean atracar, a menos que estén muy cerca, la nave que se arrastra no puede simplemente encender sus motores para ir más rápido. Esto cambiará la forma de su órbita, lo que hará que gane altitud y, de hecho, disminuya la velocidad en relación con la nave líder, sin alcanzar el objetivo. El encuentro espacial antes de atracar normalmente requiere múltiples disparos de motor calculados con precisión en múltiples períodos orbitales que requieren horas o incluso días para completarse.

    En la medida en que no se cumplan las suposiciones estándar de la astrodinámica, las trayectorias reales variarán de las calculadas. Por ejemplo, la simple resistencia atmosférica es otro factor de complicación para los objetos en órbita terrestre baja. Estas reglas generales son decididamente inexactas cuando se describen dos o más cuerpos de masa similar, como un sistema estelar binario (ver problema de n cuerpos). La mecánica celeste utiliza reglas más generales aplicables a una variedad más amplia de situaciones. Las leyes del movimiento planetario de Kepler, que pueden derivarse matemáticamente de las leyes de Newton, se mantienen estrictamente solo para describir el movimiento de dos cuerpos gravitacionales en ausencia de fuerzas no gravitacionales; también describen trayectorias parabólicas e hiperbólicas. En la proximidad cercana de objetos grandes como las estrellas, las diferencias entre la mecánica clásica y la relatividad general también se vuelven importantes.


    Súper pelea de movimiento planetario: Kepler v. Newton

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    La teoría universal de la gravedad de Isaac Newton ofreció un mejor modelo de cómo los planetas orbitan alrededor del sol. Fotografía: Getty Images

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    La ciencia es siempre un proyecto inconcluso. Eso es lo que lo hace tan divertido. El proceso (recopilar datos, construir modelos para explicar cómo funciona el mundo y luego destronarlos con nuevos modelos) está lleno de emociones y emociones. Pero quizás las mejores historias provienen de la astronomía. Así que veamos parte de esa historia, el capítulo en el que Isaac Newton superó a Johannes Kepler.

    Por supuesto, primero necesitas la historia de fondo. Los antiguos griegos estudiaron la tierra y el cielo, pero su modelo básico tenía todos los objetos (sol, luna y planetas) moviéndose en círculos a nuestro alrededor. Más tarde, Nicolás Copérnico dijo: "Oye, si pones el sol en el centro, entonces puedes explicar este extraño movimiento de Marte". Después de eso, a principios del siglo XVII, Kepler ideó su modelo para el movimiento planetario. Hubo muchas peleas y llantos en medio de esto, pero dejaré eso a tu imaginación.

    El modelo de Kepler & # x27s tiene tres ideas principales. (Por lo general, se presentan como las "tres leyes del movimiento planetario de Kepler", pero si se las considera juntas, en realidad es solo un modelo).

    • Los planetas orbitan alrededor del sol en trayectorias elípticas (no circulares).
    • A medida que un planeta se acerca al sol, se mueve más rápido.
    • El período orbital (T ) está relacionado con la distancia orbital (a) por la expresión T 2 = a 3 (donde T se mide en años y a se mide en unidades de la distancia Tierra-Sol).

    Un par de comentarios: Primero, este modelo se basa simplemente en la evidencia observacional disponible en ese momento, pero se ajusta bastante bien a los datos. No fue una tarea fácil. Imagínese tratando de trazar las órbitas de los planetas. Lo haría observando su ubicación en el cielo a lo largo de los años. Pero luego tenía que tener en cuenta el hecho de que el punto desde el que estaba midiendo también giraba a través del espacio.

    Hay otra cosa importante a tener en cuenta. La relación entre el período y la distancia orbital da una ecuación & quot1 = 1 & quot para la Tierra. La Tierra tarda un año en orbitar el sol y tiene una distancia orbital de 1 AU (unidad astronómica: distancia de la Tierra al sol). No fue hasta mucho más tarde que alguien pudo determinar realmente la distancia de la Tierra al sol. Esto es una locura si lo piensas.

    Para que todos estemos en la misma página, aquí hay un modelo numérico que utiliza las leyes de Kepler & # x27 para algún planeta aleatorio que orbita alrededor del sol. Es solo un gif a continuación, pero aquí está el código si quieres verlo.

    Este es el mejor modelo de movimiento planetario que teníamos antes de Newton. Y, realmente, es un buen modelo. Incluso podría usarlo para encontrar algún objeto nuevo en órbita alrededor del sol o para modelar el movimiento de un cometa. ¿Pero podría ser más general? ¿Existe un modelo más fundamental que pueda explicar tanto el movimiento de un planeta en órbita alrededor del sol como el movimiento de la luna en órbita alrededor de la Tierra? ¿Quizás incluso uno que también podría explicar el movimiento de una manzana que cae de un árbol?

    Bien, la leyenda del incidente de la manzana de Newton puede ser cierta o no, pero eso no importa. Básicamente, se preguntó si la misma fuerza que hace las cosas como las manzanas que caen en lugar de subir también podrían ser lo que provocó que la luna orbitara la Tierra. Podría haber parecido una pregunta loca, ya que una manzana que cae no tiene similitudes obvias con una luna. Pero Newton logró crear un modelo de gravedad que funciona prácticamente en todas partes. Esa es la razón por la que comúnmente se la llama Ley Universal de la Gravedad. Aquí & # x27s cómo funciona: