Astronomía

¿Cuál es la velocidad relativa entre planetas en diferentes sistemas solares?

¿Cuál es la velocidad relativa entre planetas en diferentes sistemas solares?

¿Es posible estimar cuál es la diferencia de velocidad entre la Tierra y otro exoplaneta conveniente? ¿O quizás solo nuestra estrella y un vecino cercano?

Tendría curiosidad por saber dónde puedo encontrar las cifras y me pregunto cuál es exactamente la magnitud de la diferencia entre vecinos relativamente cercanos.

Contexto:

Al armar un esquema para un libro, tengo curiosidad por algo.

En el libro, los viajes más rápidos que la luz ocurren a través de viajes instantáneos entre dos puntos en el espacio. Al hacerlo, retienes toda tu energía cinética. Esto significa que emergerá a su destino con la misma velocidad que tenía antes de realizar la transición.

La mayor parte del viaje hora en el viaje interestelar sería simplemente igualar la velocidad con su destino antes de la transición: la gran mayoría de los distancia El viaje sería instantáneo, ya que por razones de control de tráfico se espera que los barcos lleguen a una velocidad razonable en comparación con su destino.


Decenas de kilómetros por segundo para las estrellas cercanas. Cientos de km / s para estrellas en partes distantes de la galaxia a miles de km / s para estrellas en galaxias cercanas. Cualquier cosa, desde "mucho más" hasta "es complicado" para las estrellas en galaxias muy distantes.

La Tierra está orbitando alrededor del Sol a 30 km / sy la velocidad orbital de los exoplanetas está en el mismo orden de magnitud. Las estrellas también se mueven en relación con el sol. Podemos medir la velocidad transversal de las estrellas cercanas al verlas cambiar lentamente de posición (en relación con las estrellas distantes del fondo) y podemos medir la velocidad radial mediante el desplazamiento de la luz al azul o al rojo.

No podemos medir directamente la velocidad transversal de estrellas distantes, pero su movimiento general es alrededor de la galaxia con una velocidad, en relación con el sol, en los cientos de km / s.

Las galaxias cercanas se mueven a velocidades similares. Nuevamente, actualmente solo podemos medir la velocidad radial, pero sus velocidades transversales serían del mismo orden de magnitud, y entre 100 y 1000 km / s.

Las galaxias distantes son parte del flujo de Hubble y la expansión del espacio, por lo que definir la velocidad relativa o la distancia relativa se vuelve complicado y debe hacerse en el contexto de la Relatividad General, momento en el que las cosas se vuelven más problemáticas y más allá de lo que se requiere para ópera espacial.

Por contexto, las naves espaciales en órbita alrededor de la Tierra viajan a menos de 8 km / sy nuestras naves espaciales más rápidas (que se necesitan para viajar cerca del sol) nunca han alcanzado los 30 km / s.


Astronomía 121 El sistema solar

La finalización con éxito del examen final y el proyecto del curso son requerido para aprobar el curso.

La asistencia a clase es obligatoria ya que los exámenes contendrán material de las conferencias y del libro de texto.

Los puntajes de los exámenes, pruebas y proyectos se publicarán en la página web con un número de identificación del curso de astronomía asignado a cada estudiante.

    Para obtener su número, vaya a esta página web


BANCO DE PRUEBAS ASTRONOMÍA DEL SIGLO XXI EL SISTEMA SOLAR 5a EDICIÓN DE KAY

Defina los términos del vocabulario en negrita dentro del capítulo.

Opción múltiple: 2, 3, 18, 22, 37, 43, 44, 46, 47, 50, 51, 52

3.1 Los movimientos de los planetas en el cielo

Distinguir los modelos geocéntrico y heliocéntrico del Sistema Solar.

Opción múltiple: 1, 4, 8, 13, 20

Respuesta corta: ilustre la causa del movimiento retrógrado en el modelo heliocéntrico.

Opción múltiple: 6, 7, 10, 11, 15

Respuesta corta: resuma cómo Copérnico determinó el orden correcto de los planetas alrededor del Sol.

Opción múltiple: 5, 9, 12, 14, 16, 17, 19

Respuesta corta: 3.2 Las leyes de Kepler describen el movimiento planetario

Opción múltiple: 21, 24, 30, 31, 32, 34

Respuesta corta Ilustre las características importantes de una elipse que se relacionan con la primera ley de Kepler.

Opción múltiple: 23, 33, 35, 36, 38, 39

Respuesta corta: explique la segunda ley de Kepler en términos de velocidades y distancias orbitales.

Opción múltiple: 25, 26, 27, 28, 29

Respuesta corta: 3.3 Las observaciones de Galileo apoyaron el modelo heliocéntrico

Explique cómo Galileo aplicó el método científico a modelos geocéntricos y heliocéntricos.

Respuesta corta: 3.4 Las tres leyes de Newton ayudan a explicar el movimiento de los cuerpos celestes

Describe la diferencia entre leyes físicas y empíricas.

Respuesta corta: ilustre la primera ley de Newton considerando cómo se mueven los objetos en diferentes situaciones físicas.

Respuesta corta: Describe la diferencia entre velocidad y aceleración.

Respuesta corta: aplique la segunda ley de Newton para establecer si los objetos se acelerarán o no en diferentes situaciones físicas.

Ilustre la tercera ley de Newton considerando pares de acción-reacción en diferentes situaciones físicas.

Respuesta corta: resolverlo 3.1

Utilice los períodos sinódico y sideral de la Tierra para calcular los períodos orbitales de los planetas.

Opción múltiple: 54, 55, 56, 58

Respuesta corta: resolverlo 3.2

Utilice la tercera ley de Kepler para calcular el período o semieje mayor de un planeta.

Opción múltiple: 59, 60, 61, 62, 63, 64, 65

Respuesta corta: resolverlo 3.3

Utilice la segunda ley de Newton para calcular la aceleración.

Opción múltiple: 57, 66, 67, 68, 69, 70

Respuesta corta: OPCIÓN MÚLTIPLE

  1. En el centro del modelo geocéntrico del Sistema Solar está el
  2. Un planeta inferior es aquel que está
    1. más pequeño que la Tierra.
    2. más grande que la Tierra.
    3. más cerca del Sol que de la Tierra.
    4. más lejos del Sol que de la Tierra.
    5. hecho de materiales más ligeros que la Tierra.
    1. más pequeño que la Tierra.
    2. más grande que la Tierra.
    3. más cerca del Sol que de la Tierra.
    4. más lejos del Sol que de la Tierra.
    5. hecho de materiales más pesados ​​que la Tierra.
    1. Galileo
    2. Copérnico
    3. Newton
    4. Ptolomeo
    5. Aristarco
    1. sinódico
    2. sideral
    3. progrado
    4. retrógrado
    5. geocéntrico
    1. exhibe movimiento retrógrado.
    2. se ralentiza porque siente la atracción gravitacional de la Tierra.
    3. disminuye su brillo a medida que pasa a través de la sombra de la Tierra.
    4. se mueve hacia una órbita más elíptica
    5. exhibe movimiento progrado.
    1. ¿Las observaciones de qué eventos astronómicos permitieron a los astrónomos determinar definitivamente que el modelo heliocéntrico del sistema solar era correcto?
      1. eclipses totales de sol
      2. los movimientos precisos de los planetas a través de la esfera celeste
      3. movimiento de estrellas brillantes en la esfera celeste
      4. el momento de los equinoccios
      5. el tiempo de los solsticios
      1. la observación de que los planetas no se mueven en relación con las estrellas de fondo.
      2. el hecho de que la Luna orbita la Tierra.
      3. el hecho de que el Sol es más masivo que la Tierra.
      4. los movimientos retrógrados observados de los planetas.
      5. el momento observado de los eclipses lunares y solares.
      1. sinódico
      2. sideral
      3. heliocéntrico
      4. geocéntrico
      5. progrado
      1. las estrellas cambian su posición en el cielo con respecto a las estrellas de fondo
      2. las estrellas se elevan en el oeste y se ponen en el este
      3. los planetas se elevan en el oeste y se establecen en el este
      4. los planetas cambian la dirección en la que se mueven a través del cielo nocturno
      5. los planetas orbitan alrededor del Sol en la dirección opuesta
      1. Introdujo el movimiento retrógrado.
      2. Introdujo el movimiento progrado.
      3. Movió el Sol al centro.
      4. Introdujo los epiciclos.
      5. Introdujo el movimiento de la Tierra.
      1. 10 veces más grande.
      2. exactamente correcto.
      3. cerca de los valores correctos, con errores menores a 0.5 unidad astronómica (AU).
      4. exacto, pero no tan exacto como los valores de Ptolomeo.
      5. dos veces demasiado pequeño.
      1. Solo mercurio
      2. Mercurio y Marte
      3. Mercurio y Venus
      4. Marte
      5. Mercurio, Marte y Plutón
      1. Marte
      2. Tierra y Venus
      3. Venus, Marte, Júpiter y Saturno
      4. Tierra, Júpiter y Saturno
      5. Marte, Júpiter y Saturno
      1. Tycho Brahe hizo mediciones de mayor precisión y demostró que el modelo geocéntrico era correcto.
      2. Ptolomeo agregó epiciclos al modelo geocéntrico para que coincida con los datos observados.
      3. Galileo argumentó que el Sol giraba alrededor de la Tierra.
      4. Kepler se inspiró para crear la teoría de la gravedad.
      5. Copérnico propuso el modo heliocéntrico.
      1. cuando en oposición.
      2. cuando en cuadratura este.
      3. cuando en conjunción.
      4. cuando en cuadratura occidental.
      5. a lo largo de su órbita.
      1. se levantaría al mediodía y se pondría a la medianoche.
      2. se levantaría a medianoche y se pondría al mediodía.
      3. se levantaría al atardecer y se pondría al amanecer.
      4. se levantaría al amanecer y se pondría al amanecer.
      5. aumentaría a las 8 y se fijaría en las 8.
      1. conjunción inferior.
      2. conjunción superior.
      3. única mayor elongación oriental.
      4. único alargamiento occidental más grande.
      5. en el mayor alargamiento oriental u occidental.
      1. único alargamiento mayor.
      2. solo conjunción.
      3. ya sea oposición o conjunción.
      1. retrógrado geocéntrico
      2. heliocéntrico retrógrado
      3. progrado geocéntrico
      4. progrado heliocéntrico
      5. Progrado galileo
      1. Nicolás Copérnico
      2. Tycho Brahe
      3. Johannes Kepler
      4. Galileo Galilei
      5. Isaac Newton
      1. leyes físicas
      2. Leyes del movimiento planetario de Galileo
      3. Leyes del movimiento de Newton
      4. leyes deductivas
      5. leyes empíricas
      1. dominio orbital.
      1. tierra
      2. la luna
      3. otro planeta
      4. nada
      5. Júpiter
      1. A & gt B & gt C
      2. C & gt B & gt A
      3. A & gt C & gt B
      4. B & gt A y gt C
      5. A, B y C tienen el mismo tamaño.
      1. A
      2. B
      3. C
      4. La velocidad promedio es la misma para las secciones A, B y C.
      5. La información proporcionada es insuficiente para responder a esta pregunta.
      1. La segunda ley de Kepler dice que si un planeta está en una órbita elíptica alrededor de una estrella, entonces el planeta se mueve más rápido cuando el planeta está
        1. más lejos de la estrella.
        2. más cercano a la estrella.
        3. superando la velocidad de escape.
        4. experimentando aceleración cero.
        5. ubicado en uno de los focos.
        1. La velocidad del cometa es mayor cuando está más lejos del Sol.
        2. La velocidad del cometa es mayor cuando está más cerca del Sol.
        3. La velocidad de este cometa es cero.
        4. La velocidad del cometa es constante porque su masa y la masa del Sol permanecen aproximadamente iguales.
        5. La excentricidad es muy baja.
        1. 35 AU
        2. 8 AU
        3. 2 AU
        4. 6 AU
        5. La velocidad del cometa es constante sin importar cuál sea su distancia.
        1. PAG
        2. PAG 2 ∝ A 2 .
        3. PAG 2 ∝ A 3 .
        4. PAG 3 ∝ A 2 .
        5. PAGA 2 .
        1. fuerza gravitacional y masa.
        2. aceleración y masa.
        3. velocidad y período.
        4. período y semieje mayor.
        5. semieje mayor y velocidad.
        1. PAGA
        2. PAG 2 ∝ A 2
        3. PAG 3 ∝ A 2
        4. PAG 2 ∝ A 3
        5. PAGA 3
        1. igual al semieje mayor.
        2. igual al semieje menor.
        3. la mitad del semieje mayor.
        1. pasa la mayor parte de su tiempo cerca del sol.
        2. pasa la mayor parte del tiempo lejos del sol.
        3. estar siempre a la misma distancia del sol.
        4. pasar la misma cantidad de tiempo en todas partes.
        1. radio
        2. eje semiminor
        3. excentricidad
        4. semieje mayor
        5. distancia entre los focos
        1. 5.
        2. 2.
        1. modelos de computadora.
        2. datos observados.
        1. eclipses solares
        2. eclipses lunares
        3. movimiento retrógrado de los planetas
        4. movimiento progrado de los planetas
        5. la duración de las estaciones
        1. 1 0
        2. 1 1
        3. 0 infinito
        4. 0 1
        5. infinito 0
        1. Las observaciones telescópicas de Galileo del _________ lo llevaron a concluir que el modelo heliocéntrico del Sistema Solar era correcto.
          1. movimiento de Júpiter y Saturno
          2. movimiento de Venus
          3. lunas de Júpiter y fases de Venus
          4. fases de la luna
          5. epiciclos de Marte
          1. La Luna tenía cráteres.
          2. manchas solares
          3. las lunas de Júpiter
          4. Fases de Venus
          5. las lunas de Saturno
          1. Se necesita más información.
          2. 1 m / s 2
          3. Cero
          4. 01 m / s 2
          1. eventualmente llegará a descansar.
          2. experimentar una fuerza desequilibrada.
          3. experimentar una aceleración distinta de cero.
          4. permanecer en movimiento a menos que actúe una fuerza desequilibrada.
          5. debe estar sujeto a cero fricción.
          1. 2 horas
          2. 2 horas
          3. 5 horas
          4. 5 horas
          5. 750 horas
          1. leyes físicas
          2. leyes deductivas
          3. leyes empíricas
          1. la masa de un objeto.
          2. cualquier marco de referencia en movimiento.
          3. cualquier marco de referencia que se mueva en línea recta a una velocidad constante.
          4. tanto B como C
          1. Cuando un automóvil dobla una esquina a velocidad constante, el automóvil se
            1. no acelerando.
            2. acelerando porque la velocidad está disminuyendo.
            3. acelerando porque la velocidad está aumentando.
            4. acelerando porque la dirección está cambiando.
            1. 1 kilogramo
            2. 2 kilogramos
            3. 10 kilogramos
            4. 20 kilogramos
            5. 50 kilogramos
            1. 1 kilogramo
            2. 2 kilogramos
            3. 10 kilogramos
            4. 20 kilogramos
            5. 50 kilogramos
            1. 300 millas
            2. 120 millas
            3. 12 millas
            4. 4 millas
            5. 240 mph
            1. 20 mph
            2. 40 mph
            3. 7 mph
            4. 5 mph
            5. 600 mph
            1. fuerza del peso empujando una silla hacia abajo, y la fuerza normal de la silla empujando hacia arriba
            2. fuerza de peso sobre un objeto que cae, y la fuerza de arrastre tirando hacia arriba
            3. La Tierra tirando de la Luna y la Luna tirando de la Tierra
            4. empujas una caja y la caja se mueve
            1. Si se observa que un planeta superior desde la Tierra tiene un período sinódico de 1,2 años, ¿cuál es su período sideral?
              1. 54 años
              2. 8 años
              3. 3 años
              4. 0 años
              5. 0 años
              1. Si se observa que el período sinódico de Venus desde la Tierra es de 1,6 años, el período sideral de Venus es de _____ años.
                1. 9
                2. 45
                3. 28
                4. 6
                5. 62
                1. 3 años
                2. 47 años
                3. 9 años
                4. 4 años
                5. 69 años
                1. 75 mph
                2. 45 mph
                3. 3 mph
                4. 12 mph
                5. 20 mph
                1. 3 años
                2. 84 años
                3. 92 años
                4. 09 años
                5. 5 años
                1. 76 años
                2. 45 años
                3. 8 años
                4. 16 años
                5. 2 años
                1. Si Júpiter tiene un período orbital de 12 años, ¿qué valor se acerca más a su distancia promedio del Sol?
                  1. 2 AU
                  2. 25 AU
                  3. 10 AU
                  4. 5 AU
                  5. 144 AU
                  1. 26 años.
                  2. 130 años.
                  3. 72 años.
                  4. 240 años.
                  5. 560 años.
                  1. La tercera ley de Kepler dice que un cometa con un período de 160 años tendrá un semieje mayor de
                    1. 30 AU.
                    2. 50 AU.
                    3. 90 AU.
                    4. 140 AU.
                    5. 210 AU.
                    1. 850 años.
                    2. 630 años.
                    3. 410 años.
                    4. 180 años.
                    5. 90 años.
                    1. Si Neptuno tiene un semieje mayor de 19 AU, su período orbital es
                      1. 45 años.
                      2. 83 años.
                      3. 130 años.
                      4. 220 años.
                      5. 380 años.
                      1. 2 AU
                      2. 01 AU
                      3. 05 AU
                      4. 4 AU
                      5. 7 AU
                      1. ¿Cuál es su aceleración si pasa de 0 a 60 mph en 4 segundos?
                        1. 60 mph / s
                        2. 30 mph / s
                        3. 15 mph / s
                        4. 5 mph / s
                        5. 240 mph / s
                        1. 5 kg.
                        2. 05 kg.
                        3. 20 kg.
                        4. 50 kg.
                        5. 20 kg.
                        1. 5 m / s 2
                        2. 10 m / s 2
                        3. 50 m / s 2
                        4. 1 m / s 2
                        5. 1000 m / s 2
                        1. 1 segundo
                        2. 6 segundos
                        3. 600 segundos
                        4. 6 segundos
                        5. 200 segundos
                        1. 10 m / s 2.
                        2. 1 m / s 2.
                        3. 5 m / s 2.
                        4. 25 m / s 2.
                        5. 20 m / s 2.
                        1. Cuando un planeta inferior ha alcanzado su mayor separación angular del Sol en el cielo, ¿cómo se llama?
                        2. ¿Qué significa el término conjunción en órbitas planetarias?
                        3. Si Venus está en conjunción inferior, ¿qué fase observaríamos desde la Tierra?
                        4. Explique qué se entiende por movimiento retrógrado como un "artefacto de observación" en el sistema heliocéntrico.
                        1. ¿Por qué se utilizaron epiciclos en el sistema geocéntrico? ¿Quién introdujo los epiciclos por primera vez?
                        2. ¿Quién fue la primera figura histórica notable que argumentó que la Tierra orbita alrededor del Sol? Nombra a otras dos personas que contribuyeron decisivamente a defender el modelo heliocéntrico.
                        3. Con base en la siguiente figura, explique por qué es más probable que se vea un planeta inferior cuando se encuentra en una de sus mayores elongaciones.
                        4. Con base en la figura a continuación, explique por qué, cuando un planeta superior está en oposición, será visible desde la Tierra durante toda la noche.
                        5. Con base en la figura siguiente, explique por qué un planeta superior, cuando está en conjunción, no se verá en absoluto desde la Tierra durante la noche.
                        6. Con base en la figura siguiente, explique por qué un planeta inferior no podría verse en absoluto desde la Tierra cuando está en conjunción.
                        7. En el modelo heliocéntrico del Sistema Solar, ¿se produce un movimiento retrógrado en los planetas superiores o inferiores? (Puede ser útil dibujar algunas ilustraciones para responder a esta pregunta).
                        8. ¿Cómo se explicó el movimiento retrógrado en el sistema geocéntrico?
                        9. Explica cómo el argumento de la navaja de Occam influyó en si la gente creía en el modelo heliocéntrico o geocéntrico del Sistema Solar.
                        10. En un período de tres meses, un planeta viaja 30.000 km con una velocidad media de 10,5 km / s. Algún tiempo después, el mismo planeta viaja 65.000 km en tres meses. ¿Qué tan rápido viaja el planeta en este momento posterior? ¿Durante qué período está el planeta más cerca del Sol?
                        11. ¿Cómo llamamos habitualmente al semieje mayor de una órbita circular? ¿Cuál es el valor de la excentricidad de un círculo? ¿Cuál podría ser el valor de la excentricidad para un cometa en una órbita muy elíptica alrededor del Sol?
                        12. Explica dónde y por qué un planeta en una órbita elíptica tiene las velocidades orbitales más alta y más baja.
                        13. ¿Cuál de las leyes de Kepler a veces se denomina ley de áreas iguales? ¿Cuál de las leyes de Kepler se refiere a veces a la ley armónica?
                        14. Dibuja un diagrama que muestre las posiciones relativas de la Tierra, Venus y el Sol que producen una "nueva" fase de Venus.
                        15. Dado que el sistema solar es heliocéntrico, ¿espera que cualquier planeta además de Venus tenga una "nueva" fase? Si es así, ¿por qué?
                        16. Galileo observó que Venus tiene fases y que el tamaño angular de Venus cambia con la fase. ¿Por qué esto apoya un sistema solar heliocéntrico?
                        17. Según Aristóteles, ¿cuál es el estado natural de todos los objetos? En términos prácticos, ¿qué significa esto para los objetos en movimiento? ¿En qué discrepaba Galileo de la teoría de Aristóteles?
                        18. Nombra las dos formas en que el movimiento de un objeto (es decir, su velocidad) puede experimentar una aceleración distinta de cero.
                        19. En términos de marcos de referencia, explique por qué un objeto que se mueve en línea recta a velocidad constante permanece en movimiento.
                        20. Está siguiendo a un vehículo de construcción en la carretera en su automóvil. Un objeto grande se cae del vehículo de construcción. Qué le sucede a este objeto mientras aún está en el aire, despreciando la resistencia del aire.
                        21. Si un asteroide de 100 kg choca con la Tierra, lo que hace que el asteroide se desacelere en un segundo de 1000 m / sa 0 m / s, ¿qué aceleración experimentará la Tierra de acuerdo con la tercera ley de Newton? (Como referencia, la Tierra tiene una masa de aproximadamente 6 × 10 24)
                        22. Explique por qué su fuerza de peso hacia abajo (la gravedad tira de usted) y la fuerza normal hacia arriba de la silla no son un par de fuerza de acción-reacción.
                        23. Explica cómo se definen los períodos sinódico y sideral de un planeta. ¿Por qué no son iguales? Explique cómo se relacionan entre sí.
                        24. Suponga que hoy al atardecer, Júpiter parece estar a 20 grados del Sol. Si el período sideral de Júpiter es de 12 años, ¿cuándo volverá a aparecer exactamente en esta misma posición con respecto al Sol?
                        25. Saturno tiene un semieje mayor de 9,6 UA. ¿Cuánto tiempo tarda Saturno en orbitar una vez alrededor del Sol?
                        1. ¿Qué aceleración resultaría de una fuerza de 5 N actuando sobre un objeto de 3 kg? (Recuerde que 1 N = 1 kg m / s 2.)

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                        PLANETPLANET

                        El Sistema Solar del Millón de Tierras

                        Bienvenido a lo que muy bien podría ser la culminación de la serie Building the Ultimate Solar System. Avance: el sistema construido en esta publicación también podría llamarse el Sistema Solar del Mundo del Anillo del Globo Ocular del Agujero Negro Diseñado Último (si realmente no te gusta la brevedad).

                        Nuestro Sistema Solar tiene un planeta habitable. Algunas docenas de sistemas de exoplanetas conocidos (como Kepler-186) albergan un candidato planeta habitable. El sistema Trappist-1 tiene tres planetas del tamaño de la Tierra en la zona habitable (no está nada mal, aunque no sabemos si tienen vida, por supuesto).

                        ¿Cuántos mundos potencialmente habitables podría tener un sistema? Esa pregunta está en el corazón del proyecto Ultimate Solar System en el que he estado trabajando durante los últimos años. Primero construí Ultimate Solar Systems con 24 y 36 planetas habitables. Me actualicé a lo grande con el Sistema Solar de última generación y empaqué 416 planetas habitables en la zona habitable de una estrella. En Black Hole Ultimate Solar System, utilicé un agujero negro supermasivo para apiñar planetas 100 veces más cerca de lo que podría alrededor del Sol, y conseguí hasta 550 Tierras orbitando en una sola zona habitable.

                        Hoy construiré lo que creo que es el Ultimate Ultimate System de este tipo. No creo que sea posible superar a este último.

                        Comencemos con un agujero negro supermasivo, como en el Black Hole Ultimate Solar System. Es 1 millón de veces la masa del Sol. ¡Un gigante!

                        Ahora veamos qué anillos de planetas podemos hacer. Como vimos en Ultimate Engineered Solar System, un anillo de 42 Tierras que orbita una estrella similar al Sol es estable.

                        Los requisitos para un anillo de planetas estable son simples (detalles técnicos aquí y aquí):

                        1. Todos los planetas de un anillo dado deben tener la misma masa,
                        2. Debe haber al menos 7 de ellos, y
                        3. Deben estar espaciados uniformemente a lo largo de una órbita circular y separados por al menos 12 radios de Hill. (El radio de Hill es la distancia dentro de la cual un planeta & # 8217s la gravedad domina sobre su estrella & # 8217s.)

                        Alrededor de un agujero negro supermasivo (de 1 millón de masas solares), el radio de Hill se reduce a 1/100 de su valor alrededor del Sol. ¡Eso significa que 100 veces más planetas pueden caber en el mismo anillo alrededor de un agujero negro! Se parece a esto:

                        Simplemente porque la masa central es 1 millón de veces más grande, un anillo de planetas alrededor de un agujero negro supermasivo puede contener 100 veces más planetas que un anillo de planetas que orbitan alrededor del Sol. Nota al margen: me tomó horas hacer esta imagen.

                        ¿Ves cómo los planetas están tan cerca que los símbolos se superponen en el gráfico de la izquierda? Bueno, ¡esa trama todavía muestra solo un planeta de cada 50! (Y sus tamaños son enormemente exagerados para que puedas verlos). El zoom de la derecha muestra qué tan cerca están los planetas (los tamaños aún son exagerados, pero mucho menos).

                        Hay otra gran consecuencia de la reducción del radio de Hill. Alrededor del Sol, seis planetas de masa terrestre pueden caber en órbitas estables dentro de la zona habitable. Empaquételos más apretados y serán inestables (más detalles en esta publicación).

                        Bueno, alrededor de un agujero negro supermasivo pueden caber muchos más planetas dentro de una región determinada. Demasiados para visualizarlos fácilmente. Echemos un vistazo a una pequeña porción de la zona habitable:

                        Tamaños orbitales de los planetas que giran alrededor del Sol (negro) frente a un agujero negro supermasivo (verde). Estas órbitas no pueden acercarse entre sí sin volverse inestables. Explicado con más detalle en la publicación Black Hole Ultimate Solar System.

                        Las líneas negras son órbitas de planetas de masa terrestre alrededor del Sol con el máximo de empaquetamiento. Las líneas verdes están alrededor de un agujero negro supermasivo. En esta pequeña porción, dos Tierras pueden caber alrededor del Sol. ¡O 145 caben alrededor del agujero negro!

                        Ahora podemos usar dos trucos que conocemos y amamos (detalles aquí y aquí). Primero, cada órbita puede contener un anillo completo de hasta 4000+ planetas. Llegaremos a los números más tarde, pero ya puedes decir que esto va a sumar muchos * planetas (de ahí el título de esta publicación). En segundo lugar, si cada anillo vecino de planetas orbita en la dirección opuesta & # 8212 de manera que los anillos 1, 3, 5 y # 8230 orbitan en el sentido de las agujas del reloj y los anillos 2, 4, 6 y # 8230 orbitan en sentido contrario a las agujas del reloj & # 8212 estar más compactado sin dejar de ser estable.

                        ¿Qué debemos hacer con la iluminación? Necesitamos luz solar para mantener habitables estos planetas. No puedo elegir, así que voy a construir tres sistemas separados.

                        Empecemos de forma sencilla. En el Sistema Solar de Agujeros Negros reemplacé el Sol con un sistema de Agujeros Negros + Sol. Dejemos que & # 8217s vuelva a hacer lo mismo. Por supuesto, en el Sistema Solar del Agujero Negro utilicé un agujero negro de masa solar y aquí usaremos un agujero negro de un millón de masas solares. Pero no hace tanta diferencia.

                        Un agujero negro supermasivo no es muy grande. Su horizonte de eventos (o radio de Schwartzschild) & # 8212 la distancia dentro de la cual la luz puede & # 8217t escapar & # 8212 es solo el 2% de la distancia Tierra-Sol (es decir, 0.02 AU, o 3 millones de km). Eso & # 8217 es aproximadamente 4 veces más grande que el Sol. La órbita circular estable más interna alrededor del agujero negro es tres veces esa distancia, aproximadamente 0.06 AU. Para evitar algo demasiado loco, voy a poner un solo Sol tres veces más lejos, a 0,2 AU.

                        En este sistema, el agujero negro central + la estrella pesan 1 millón de soles (bueno, 1.000.001 para ser molestamente precisos). Pero producen la misma cantidad de energía que un sol. Eso significa que la zona habitable está en el mismo lugar que el Sol.

                        Dejemos que & # 8217s estallen los planetas. Si hacemos un megaempaquetado de anillos, con anillos alternos en órbitas retrógradas, podemos encajar hasta 689 anillos en la zona habitable. Cada anillo puede contener hasta 4154 planetas. ¡Eso hace un máximo de 2,86 millones de planetas! Voy a ser cauteloso (lo sé, ese no es mi m.o. habitual) y espaciar más las cosas. Usemos & # 8217s 400 anillos con 2500 planetas cada uno. ¡Eso es un millón de Tierras en la zona habitable!

                        Nuestro primer sistema con 1 millón de Tierras en la zona habitable. El panel de la izquierda solo muestra uno de cada 25 anillos de planetas y solo uno de cada 25 planetas en cada anillo. El zoom de la derecha incluye todos los planetas dentro de un pequeño parche de la zona habitable.

                        ACTUALIZAR: Phil Armitage, astrofísico (y fotógrafo) extraordinario, me señaló que el Sol interrumpiría las mareas en cualquier lugar dentro de aproximadamente la mitad de una UA del agujero negro. (Debería haberme dado cuenta de esto ya que él y yo habíamos trabajado juntos recientemente en la interrupción de las mareas de & # 8216Oumuamua). El sistema 1 de un millón de tierras no sobreviviría con el Sol en una órbita de 0,2 UA de ancho. En cambio, el Sol se rompería en pedazos y en espiral hacia el agujero negro en un disco de acreción. Dejemos que & # 8217s transforme el Sol en ese disco, y por ahora regule su tasa de caída para que emita la misma cantidad de luz que el Sol normal. Ahora se ve así:

                        En Million Solar System 2 simplemente cambiaremos las cosas un poquito. Al igual que en el Black Hole Ultimate Solar System, agregaremos un anillo estable con 9 estrellas similares al Sol espaciadas uniformemente a lo largo de la misma órbita a 0.5 AU. Dado que la "estrella" central es 9 veces más brillante que el Sol, la zona habitable está tres veces más lejos que la del Sol. Aparte de eso, tenemos la misma configuración de planetas que antes. Se parece a esto:

                        Deje que & # 8217s vuelva a encender la iluminación. Esta vez pondré un anillo de estrellas en una órbita exterior. Pondré 36 soles en una órbita de 6 unidades astronómicas de ancho. Eso significa que un planeta en una órbita de 1 UA de ancho seguirá recibiendo la misma cantidad de iluminación total que la Tierra. Ahora se ve así:

                        Con un anillo exterior de soles, la fuente de iluminación está separada del objeto central alrededor del cual orbitan los planetas. Cada planeta está bañado por la luz del sol por todos lados. ¡Los planetas no tienen lado nocturno! ¡Es como Asimov y el planeta de día permanente Kalgash!

                        La vista más magnífica de este sistema vendría del polo norte (o sur). Las 36 estrellas estarían en el horizonte en un amanecer / atardecer permanente. Solo podrías ver las estrellas desde los polos si pudieras bloquear todas las estrellas.

                        Nunca te sentirías solo en estos sistemas. ¡Los otros planetas aparecerían enormes en el cielo! Los planetas vecinos están unas diez veces más cerca que la Luna (en una órbita similar a la de la Tierra en los sistemas 1 y 3). La Tierra es aproximadamente 4 veces más grande que la Luna, por lo que los planetas vecinos serían unas 40 veces más grandes en el cielo que la Luna llena. Eso & # 8217s 20 grados en el cielo. Eso es aproximadamente del tamaño de una computadora portátil sostenida en el brazo y el alcance # 8217, ¡solo en el cielo!

                        Mientras tanto, los planetas en anillos de órbitas adyacentes atravesarían el cielo, haciéndose más grandes que la Luna llena antes de encogerse y desvanecerse en cuestión de minutos, solo para dejar espacio para el próximo planeta. Expliqué cómo se vería esto para el Black Hole Ultimate Solar System & # 8212 ahora sería amplificado por anillos de planetas.

                        Hay grandes diferencias entre estos sistemas de un millón de Tierras y el Sistema Solar.

                        Todo se mueve ridículamente rápido. En lugar de tomar 365 días para orbitar el Sol, un planeta en la órbita de la Tierra y # 8217 tomaría solo 9 horas para completar una órbita alrededor del agujero negro supermasivo. El planeta está orbitando aproximadamente a un 10% de la velocidad de la luz. A estas velocidades súper altas, la relatividad comienza a importar. La luz de las estrellas también sería estirada por el agujero negro y la gravedad # 8217. Las estrellas más cercanas al agujero negro aparecerían más rojas y las más alejadas del agujero negro aparecerían más azules. El tiempo se movería más lentamente para los planetas en diferentes anillos alrededor del agujero negro. Dos bebés nacidos en el mismo instante en diferentes anillos envejecerían a ritmos ligeramente diferentes. El bebé del anillo interior envejecería un poco más lentamente. Este efecto es pequeño en este sistema, pero es enorme en el entorno súper extremo del planeta Miller & # 8217 en la (asombrosa) película Interstellar.

                        También habría un efecto de lente gravitacional cada vez que una estrella pasara por detrás del agujero negro. Como se ve desde los planetas, las estrellas se distorsionan en arcos y luego en anillos cuando la estrella se alinea justo detrás del agujero negro. Aquí hay una animación de cómo se vería esto específicamente para la configuración del anillo de 9 estrellas del Black Hole Ultimate Solar System (hecho por @GregroxMun usando Space Engine):

                        En todos estos sistemas, los planetas están bloqueados por mareas en el agujero negro central.

                        En los sistemas 1 y 2 de Million-Earth, todos los planetas pueden ser planetas del globo ocular. La iluminación proviene de la misma dirección que el agujero negro, por lo que un lado de cada planeta está en permanente día mientras que el lado opuesto está en permanente oscuridad. ¡Una configuración perfecta para los mundos Eyeball! (Por supuesto, si se vuelven o no como un globo ocular depende de detalles como su grosor atmosférico y el contenido total de agua).

                        En el sistema 3 Million-Earth, los planetas no serán mundos Eyeball porque su fuente de iluminación está separada de la fuerte gravedad que sienten. Dado que el anillo de los soles es externo, estos planetas están a la luz del día de forma permanente. No hay un lado frío / caliente del planeta.

                        Los planetas de los tres sistemas no serían esferas. El agujero negro y la gravedad # 8217 los aplastaría. El lado más cercano a la estrella sería jalado con más fuerza que el lado opuesto al agujero negro. Ésta es la fuerza de la marea y estiraría los planetas. (Es el mismo tipo de fuerza que hace que los planetas siempre muestren al agujero negro la misma cara).

                        Es hora de dar un giro.

                        Imagínese vivir en el Sistema Solar 1 o 3 de un millón de Tierras. El tamaño de su planeta y la órbita # 8217 es el mismo que la Tierra y # 8217 alrededor del Sol. Hay muchos otros planetas en el cielo. Pero la velocidad relativa de los diferentes planetas es enorme. No puede viajar a otro planeta porque las velocidades involucradas están más allá de las capacidades de cualquier tecnología actual (o incluso imaginada).

                        Pero miles de planetas comparten tu anillo orbital. Los más cercanos son enormes en el cielo, 40 veces más grandes que la Luna llena. Dado que todos los planetas están bloqueados en el agujero negro, estos gigantes mundos vecinos nunca se mueven en el cielo.

                        Esto presenta una oportunidad. Los lados de cada planeta podrían unirse. A pesar de las enormes velocidades orbitales relativas al agujero negro y a los anillos de planetas vecinos, las velocidades relativas entre vecinos son casi nulas. Si pudieran unirse, podría viajar entre los planetas. Un elevador espacial podría conectar planetas en los puntos del ojo del toro, donde los mundos están más cerca el uno del otro. Es algo así como la configuración del libro Hothouse de Brian Aldiss, en el que la Luna y la Tierra (bloqueada por las mareas) están conectadas, aunque en ese caso es por ramas de un planeta y una telaraña.

                        Imagina que cada par de planetas vecinos a lo largo de un anillo dado estuviera conectado. Casi haría un Mundo Anillo:

                        La diferencia entre esta configuración y el Ringworld del libro de Larry Niven & # 8216 es que en este caso no hay una superficie habitable entre los planetas. Los ascensores espaciales solo sirven para conectar los diferentes mundos.

                        Las personas que viven en todos los planetas de un anillo determinado pueden mezclarse. Pero las enormes velocidades relativas entre anillos significan que todos los demás anillos de planetas están fuera de los límites. Sería prohibitivamente caro (en términos de energía) aterrizar en un planeta desde un anillo separado. Por otra parte, no sería difícil comunicarse con ellos (o, para el caso, lanzarles bombas bastante devastadoras).

                        Esto podría ser un gran escenario para las historias de ciencia ficción, una mezcla entre el Sistema Solar Ultimate Engineered, Hothouse y Ringworld (¡y con planetas Eyeball!). Por eso también incluyo esta publicación en la serie de mundos de ciencia ficción de la vida real.

                        Una gran pregunta final: ¿de dónde vendría un sistema así?

                        En Ultimate Engineered Solar System, expuse que no es probable que los sistemas con anillos de planetas se formen de forma natural. También hay & # 8220just-so & # 8221. En cambio, deben ser diseñados por civilizaciones súper avanzadas que pueden crear sus propios planetas y sistemas (como Slartibartfast de Hitchhiker & # 8217s Guide to the Galaxy).

                        Por supuesto, podría preguntarse: si los extraterrestres superinteligentes pueden crear sus propios sistemas solares, ¿no podrían simplemente hacer habitable cualquier planeta que quieran? A lo que respondo una vez más (muy alto): ¡Dios mío, deja de llover en mi desfile!

                        Puedo imaginar extraterrestres súper avanzados creando un sistema como el Sistema Solar de un millón de Tierras como una obra de arte cósmica. Algo así como el arte de los rascacielos o los icebergs pintados. Una forma de decir & # 8220 mira lo elegantes que somos & # 8221 en la escala más grandiosa.

                        O tal vez los extraterrestres crearían este tipo de sistema como un zoológico. Podrían tener un gradiente en los climas desde el más cálido al más frío, y llenar los planetas con todo tipo de criaturas que recolectan en todo el Universo. Por supuesto, deben tener cuidado de no poner las combinaciones incorrectas de criaturas espaciales en el mismo anillo de planetas, ¡porque eso no terminaría bien!

                        Ahí lo tienes: los sistemas solares de un millón de Tierras. ¡AUGE!

                        ¿Preguntas? Comentarios ¿Palabras de la sabiduría?

                        Problemas técnicos. No quiero ocultar nada debajo de la alfombra, por lo que mencionaré que hay un par de pequeños problemas potenciales con este sistema. El primero está relacionado con la estabilidad de los sistemas planetarios compactos frente a fuertes mareas. Los planetas se estiran simultáneamente por el agujero negro y la gravedad # 8217 (que es súper fuerte), así como por sus planetas vecinos más cercanos (que están muy cerca). Esto puede hacer que los planetas quieran apuntar sus protuberancias en dos lugares a la vez, y la flexión repetida de las mareas puede causar pérdidas de energía que se traducen en cambios orbitales que en escalas de tiempo largas a veces pueden desestabilizar los sistemas planetarios (detalles aquí). En un entorno tan extremo, no estoy convencido de que este sea un problema real, ya que es posible que los planetas se estiren no en forma de cigarro sino en forma de estrella ninja, con partes más largas apuntando hacia sus vecinos hacia y lejos del agujero negro.

                        Por supuesto, existe una forma sencilla de sortear este problema. Las mareas son más fuertes para los planetas que están muy cerca de sus estrellas (o la masa más grande, aquí el agujero negro). Como en el sistema 2 de un millón de Tierras, podríamos simplemente poner un anillo que contenga tantas estrellas brillantes como sea posible para mover la zona habitable hacia afuera. Por ejemplo, con un anillo de 64 estrellas, cada una con el doble de la masa del Sol y su brillo (y 16 veces su brillo), la zona habitable se movería más allá de la órbita de Neptuno. Un millón de Tierras todavía cabrían en la zona habitable, solo estarían algo más separadas. Por ejemplo, los vecinos del mismo anillo estarían ahora un poco más lejos que la Tierra y la Luna.

                        También vale la pena mencionar que el concepto de anillos planetarios estables se desarrolló en la gravedad newtoniana, sin tener en cuenta los efectos adicionales que surgen de la relatividad general. Si bien, en principio, estos no deberían tener un efecto fuerte en las órbitas circulares, este entorno es tan extremo que es posible que efectos adicionales puedan marcar la diferencia.


                        Respuestas y respuestas

                        Debe tener cuidado con los marcos de referencia giratorios.Si un objeto gira alrededor del origen de un marco de referencia inercial, entonces su distancia al origen es constante y, en un sentido, el objeto y el origen están en reposo uno con respecto al otro. Pero no comparten un marco de reposo, porque el punto en el centro no está acelerando. Y, en general, los puntos más alejados del origen tienen una mayor aceleración.

                        Y, claramente, la velocidad de un punto en reposo en el marco inercial en relación con un objeto en rotación depende de la distancia del objeto desde el centro de la rotación.

                        Un marco de referencia giratorio, por lo tanto, no es un marco de reposo para todos los objetos que están girando. Hay más aquí:

                        Gracias por la aclaración, puedo visualizar ahora dos puntos que giran uno sobre el otro (como un sistema estelar binario) que podrían ocupar el mismo marco de reposo (girando a cierta velocidad), sin embargo, sus velocidades relativas a un punto fijo en algún lugar serán evidentemente diferente dependiendo de la fase de la órbita!

                        Cuando decimos que hacemos una medición relativa en el marco de 'X', ¡no es una declaración completamente inequívoca debido a que colocamos el sistema de coordenadas dentro del marco! Es como que el vector de posición relativa entre las partículas A y B siempre está bien definido, sin embargo, esto no necesariamente denota la posición relativa de B en el marco de A, ¡ya que podríamos establecer que el origen de A esté a mil millones de kilómetros de A mismo!

                        Me pregunto si siempre está implícito que los sistemas de coordenadas en el marco de cada partícula están centrados en la partícula.

                        Si va a analizar estas cosas, necesita ajustar su terminología.

                        Un sistema estelar binario tiene un marco de referencia de centro de masa. Que sera un inercial marco en el que el centro de masa está en reposo. Como no hay fuerzas externas, la segunda ley de Newton garantiza que el centro de masa se mueva inercialmente.

                        Cada estrella sigue una elipse con el centro de masa en un foco. El marco de referencia de cada estrella es, por lo tanto, no inercial y las dos estrellas no comparten un marco de reposo común.

                        No hay ninguna complejidad aquí, aparte de que las estrellas están en movimiento relativo (acelerado, no inercial) entre sí.

                        Cambiar el origen de un sistema de coordenadas da como resultado simplemente cambiar cada medición en una cantidad fija. Si no es así, ha hecho más que cambiar el origen.

                        Aquí es donde debe tener cuidado con un marco de referencia giratorio, que no es el marco de descanso para un solo observador. Puede ver esto al notar que los puntos a diferentes distancias del centro de rotación tienen diferentes fuerzas sobre ellos y diferente aceleración (real). Un sistema de referencia giratorio puede tener una velocidad angular uniforme, pero no tiene una aceleración real uniforme.

                        Puede ver esto en la superficie de la Tierra donde los efectos de Coriolis dependen de la latitud. Entonces, aunque un observador en la superficie de la Tierra podría sumar o restar números de las mediciones de posición (cambio de origen), eso es diferente de realizar mediciones en una ubicación diferente donde la aceleración local es diferente.

                        Este definitivamente no es el caso. Si tiene varias partículas, todas en movimiento uniforme, entonces comparten un marco de reposo y el origen tiene que estar en algún lugar.

                        La dificultad surge cuando se considera el movimiento no uniforme. Si esto es lineal, entonces es obvio que las partículas no comparten un marco de reposo, porque la distancia entre ellas está cambiando. Pero, en el movimiento de rotación, las partículas pueden no compartir un marco de reposo aunque la distancia entre ellas permanezca constante.

                        Considere el siguiente ejemplo. Estás en reposo en algún marco de referencia inercial. Un objeto te está orbitando. Tiene una velocidad relativa a la tuya. Ahora, comienza a girar para vigilar el objeto. No tiene velocidad lineal en el marco de referencia inercial o, al menos, puede hacer que cualquier velocidad sea arbitrariamente pequeña. Pero ahora el objeto está estacionario en su marco de referencia.

                        Esto muestra la complejidad de utilizar un marco de referencia giratorio. Usted y el objeto no comparten un marco de reposo, pero tiene velocidad cero en su marco de referencia.

                        Si imagina que tiene una cuadrícula cartesiana, la sostiene de modo que el objeto se encuentre a lo largo del eje x. Digamos que el objeto está ahora en una coordenada de ## x = 100m ##. Sin embargo, podría mover el origen de su cuadrícula ## 100m ## hacia afuera. El objeto ahora está en la coordenada ## x = 0m ## y usted está en la coordenada ## x = -100m ##. Esto no cambia nada significativo.

                        La razón de la complejidad no fue dónde eligió poner el origen. La complejidad surgió del uso de un marco de referencia giratorio.

                        Si en un marco inercial existe un sistema de partículas de la A a la Z que no están realizando un movimiento uniforme, cuyas posiciones se miden todas en relación con un sistema de coordenadas en este marco. Cuando denotamos la velocidad de una partícula con respecto a otra, p. Ej. ## v_##, entonces pensé que interpretábamos esto como la velocidad de B medida en el marco de referencia de A. En ese sentido, ¿no necesita A un sistema de coordenadas en su propio marco de reposo?

                        La dificultad surge cuando se considera el movimiento no uniforme. Si esto es lineal, entonces es obvio que las partículas no comparten un marco de reposo, porque la distancia entre ellas está cambiando. Pero, en el movimiento de rotación, es posible que las partículas no compartan un marco de reposo aunque la distancia entre ellas permanezca constante.

                        Considere el siguiente ejemplo. Estás en reposo en algún marco de referencia inercial. Un objeto te está orbitando. Tiene una velocidad relativa a la tuya. Ahora, comienza a girar para vigilar el objeto. No tiene velocidad lineal en el marco de referencia inercial o, al menos, puede hacer que cualquier velocidad sea arbitrariamente pequeña. Pero ahora el objeto está estacionario en su marco de referencia.

                        Esto muestra la complejidad de utilizar un marco de referencia giratorio. Usted y el objeto no comparten un marco de reposo, pero tiene velocidad cero en su marco de referencia.

                        Si imagina que tiene una cuadrícula cartesiana, que sostiene de modo que el objeto se encuentre a lo largo del eje x. Digamos que el objeto está ahora en una coordenada de ## x = 100m ##. Sin embargo, podría mover el origen de su cuadrícula ## 100m ## hacia afuera. El objeto ahora está en la coordenada ## x = 0m ## y usted está en la coordenada ## x = -100m ##. Esto no cambia nada significativo.

                        La razón de la complejidad no fue dónde eligió poner el origen. La complejidad surgió del uso de un marco de referencia giratorio.

                        Esta es una buena explicación en su ejemplo final, supongo que el sistema de coordenadas todavía está girando con el observador girando en el marco inercial, aunque ahora los ejes de coordenadas giran alrededor de ## x = -100 ##.

                        ¡Gracias por tomarse el tiempo para escribir una respuesta tan detallada!

                        La suposición subyacente es que cada sistema de coordenadas comparte una definición común de las direcciones ## x, y ## y ## z ##. O, al menos, la relación entre ejes de coordenadas no cambia con el tiempo.

                        Sin embargo, si los ejes de coordenadas cambian de orientación con el tiempo, se pierde la relación simple entre las velocidades relativas. Esto es lo que sucede en un marco de referencia giratorio. Compare su conjunto de ejes en la superficie giratoria de la Tierra con, digamos, un conjunto hipotético de ejes que definen un marco de referencia inercial. O, un conjunto fijo de ejes en el suelo, con un conjunto de ejes transportados en un paseo circular de feria.

                        Una idea es usar giroscopios para definir sus ejes de coordenadas, ya que estos seguirán apuntando en la misma dirección física (en relación con un marco de referencia inercial). Si tomó un giroscopio en el paseo del recinto ferial, entonces debe continuar apuntando en la misma dirección física. El uso de estas coordenadas, definidas por su giroscopio, mantendrá la relación entre las velocidades relativas.

                        Las "estrellas distantes" vistas desde la Tierra proporcionan una referencia similar. Están tan lejos que su dirección física permanece casi constante durante la órbita y las rotaciones de la Tierra.

                        Debe haber algo en línea sobre esto. La página de Wikipedia que miró evita estas complejidades de cómo un observador acelerado define su sistema de coordenadas. O, incluso si el observador no está acelerando, ¿qué sucede si mueven sus ejes de coordenadas con el tiempo?

                        ¿Hay alguna forma de definir qué es realmente un marco de referencia? Creo que ahora tengo una mejor comprensión de la distinción entre eso y un sistema de coordenadas, pero estoy luchando por encontrar una manera de pensar en el marco de referencia en sí.

                        Wikipedia parece implicar que el marco en sí mismo consta de un origen y un sistema de coordenadas, de modo que ni un marco ni un sistema de coordenadas pueden existir sin el otro. Sin embargo, no veo ninguna razón de por qué un marco de referencia no puede tener más de un sistema de coordenadas asociado (por ejemplo, resolver una pregunta de polea con dos sistemas de coordenadas diferentes en cada lado, ¡con los ejes y apuntando en direcciones opuestas!). Ya hemos establecido que hay infinitas formas de configurar un sistema de ejes de coordenadas una vez que se define un marco.

                        Lo que estoy sucediendo en este momento es que el marco define un conjunto de puntos de descanso / referencia, y un observador cuyo marco de descanso es un marco particular no se está trasladando ni girando en relación con estos puntos de referencia (es decir, las esquinas de una habitación) .

                        Estoy pensando en el ejemplo de un tiovivo, posicionado en el origen de un sistema de coordenadas en un marco inercial. Cuando el tiovivo comienza a rotar, un observador parado en el borde de un tiovivo definirá cada punto en el tiovivo para estar en reposo en relación con ellos, y por lo tanto, el marco de reposo de este observador constituye un marco giratorio en relación con el marco inercial.

                        Sin embargo, es en este punto donde me doy cuenta de que mi comprensión debe ser incorrecta. Suponiendo que hay otro objeto más cerca del centro del tiovivo, como dijiste,

                        Un marco de referencia es algo definido físicamente. Una persona en el centro de un tiovivo tiene una opción. Si permanecen frente a un objeto fijo. Quizás ocupan un agujero en el centro y no están girando, entonces eso define un marco de referencia inercial. Si giran en el centro, eso define un marco de referencia no inercial.

                        Deciden cuál basándose en consideraciones físicas: ¿experimentan una fuerza real? ¿Se aplica la primera ley de Newton? Tenga en cuenta que para determinar si un objeto está en reposo y si experimenta una fuerza no se requieren coordenadas, como tal. Puede requerir una medición y, a efectos prácticos, algún tipo de sistema de coordenadas de longitudes y tiempos.

                        Correcto, entonces la noción de un marco de referencia siempre está ligada a un observador. ¿Es una buena idea pensar en el observador como un par de ojos? Un observador en un marco inercial todavía puede mirar a su alrededor en cualquier dirección en particular, aunque si el observador está "girando", entonces sus ojos siempre están fijos hacia tal vez un objeto en rotación. Hay un sentido definido de direccionalidad, ¡aunque no es fácil de definir!

                        ¡Intentaré ver si puedo encontrar buenos recursos en línea para familiarizarme con todo esto!

                        Realmente no. Un marco de referencia se define por algo físico: el marco en reposo de un cable con carga infinita, el marco en reposo del (centro de masa del) sistema solar. Un marco de referencia que se mueve con respecto a otro.

                        La física no depende de la radiación electromagnética para realizar mediciones. De hecho, la mejor manera de pensar en un sistema de referencia es una línea, un plano o una cuadrícula 3D de observadores locales. Cada uno está en una ubicación predefinida. Cada observador conoce sus coordenadas cartesianas o polares y todos tienen relojes sincronizados.

                        Aquí es donde los marcos de referencia inerciales son importantes. En la física newtoniana, si todos estos observadores locales son inerciales, entonces tiene un marco de referencia inercial y se aplican las leyes de Newton.

                        Y, nuevamente, un sistema de referencia giratorio implica la complicación de que los observadores locales en diferentes puntos tienen una aceleración real diferente. Imagínese un gran carrusel con observadores locales en puntos estratégicos. Cuando el tiovivo está en reposo, tenemos un marco de referencia inercial. Pero, una vez que está rotando, los observadores locales experimentan diferentes fuerzas para mantenerlos en posición. Pero aún pueden registrar cualquier cosa que suceda localmente y la hora a la que sucede. Entonces, esa información es una medida que utiliza ese marco de referencia. El sistema de coordenadas determina la etiqueta de posición que tiene cada observador. Si es cartesiano, entonces alguien podría estar en ## x = 4m, y = 3m ## y, si es polar, entonces estará en ## r = 5m, theta = arctan ( frac 3 4) ## .

                        Tal vez piénselo de esa manera: el marco de referencia son todos los observadores locales que necesita, una matriz física de ellos. El sistema de coordenadas es la etiqueta que le da a cada observador para determinar dónde están.

                        Me gusta mucho esta idea, una especie de mar de observadores puntiagudos con relojes. Volviendo al pasado, con el objeto realizando un movimiento circular, podríamos imaginar una estación espacial en el espacio profundo observando un planeta orbitando una estrella. El ejército de observadores permanece en reposo en relación con la estación espacial, y quizás también con la estrella (¡si es arbitrariamente grande!), Y cada uno está de acuerdo con el sistema de coordenadas que se está utilizando.

                        Para un marco giratorio, imagino un equipo de observadores que están girando alrededor del eje de rotación, no muy diferente a la imagen visual de un tornado. Cada miembro está acelerando wrt. un marco inercial arbitrario para realizar el movimiento de rotación, y el marco de referencia rotacional resultante no es inercial.

                        Lo más importante es que todos los miembros del ejército de observadores tienen la restricción de que están en reposo en relación con el sistema de coordenadas (es decir, si estamos usando un sistema de coordenadas polares, debemos fijar la horizontal de acuerdo con alguna característica física, por ejemplo, la línea desde el centro de un reloj al número 12.). Si el marco está girando, entonces la posición de cualquier observador en relación con el eje ## x ## no cambiará, simplemente se moverá con los ejes. Sé que probablemente no sea una definición matemáticamente rigurosa, sin embargo, ¡esto hace que la idea de un marco de referencia sea mucho más fácil de entender!

                        ¡Gracias @PeroK por tu paciencia!

                        Dejé esto solo por un día más o menos porque pensé que estaba desarrollando un bloqueo mental por detalles insignificantes, y solo para resumir esto con una perspectiva un poco más fresca hoy, esto es lo que me decidí:

                        "Un marco de referencia consiste en una cuadrícula n-dimensional de observadores que comparten el mismo movimiento rígido del cuerpo como un conjunto de puntos de referencia físicos. Cada ubicación en el marco se puede definir de forma única mediante uno o más sistemas de coordenadas ".

                        De hecho, lo he reconsiderado, prometo que esta será mi última publicación.

                        He editado la definición para que los dos conceptos sean distintos. Aunque la definición de Wikipedia establece que un marco de referencia consiste de un sistema de coordenadas, es como decir que las manzanas están formadas por naranjas, por lo que no puede ser correcto.

                        Un marco de referencia no tiene un origen, ¡aunque un sistema de coordenadas definido en un marco de referencia sí lo tiene!

                        De hecho, lo he reconsiderado, ¡prometo que esta será mi última publicación!

                        He editado la definición para que los dos conceptos sean distintos. Aunque la definición de Wikipedia establece que un marco de referencia consiste de un sistema de coordenadas, es como decir que las manzanas están formadas por naranjas, por lo que no puede ser correcto.

                        Un marco de referencia no tiene un origen, ¡aunque un sistema de coordenadas definido en un marco de referencia sí lo tiene!

                        Dejé esto solo por un día más o menos porque pensé que estaba desarrollando un bloqueo mental por detalles insignificantes, y solo para resumir esto con una perspectiva un poco más fresca hoy, esto es lo que me decidí:

                        “Un marco de referencia consiste en una cuadrícula n-dimensional de observadores que comparten el mismo movimiento rígido del cuerpo como un conjunto de puntos de referencia físicos. Cada ubicación en el marco se puede definir de forma única mediante uno o más sistemas de coordenadas ".

                        Esto no tiene sentido dentro de la relatividad, porque no hay cuerpos rígidos (al menos no en el sentido de que hay cuerpos rígidos en la física newtoniana).

                        Sin embargo, en SR puede definir fotogramas inerciales globales, y estos consisten en una congruencia de líneas rectas paralelas en forma de tiempo y las correspondientes hipersuperficies 3D (este es un tipo especial de & quot; corte de tiempo & quot que solo es posible en SR).

                        En GR, todo está definido para los observadores locales, es decir, tiene una congruencia arbitraria de líneas de mundo similares al tiempo (que cubren una parte del espacio-tiempo) y las correspondientes hiperesuperficies normales 3D. Puede considerar estas líneas de mundo similares al tiempo como un conjunto de observadores en forma de puntos, cada uno de los cuales lleva su reloj consigo, que mide su tiempo adecuado y puede usarse como una medida de tiempo en el punto del observador. La mejor aproximación de los "marcos inerciales" (marcos inerciales locales que definen las coordenadas galileanas) la dan los observadores en caída libre, que definen una congruencia de geodésicas temporales, pero tenga en cuenta que estos son, de hecho, solo marcos inerciales locales, y a distancias "suficientemente grandes" hay "fuerzas quottidales".

                        Estoy tratando de digerir esto, pero me resulta un poco difícil de entender. Entiendo que una línea temporal representa un cuerpo que se mueve solo en el espacio (es decir, vertical en un diagrama de espacio-tiempo), mientras que no estoy seguro de qué es una hipersuperficie. ¿Quizás una congruencia de líneas temporales implica un conjunto de objetos que no se mueven en el marco?

                        ¿Tiene esta definición mejorada alguna similitud conceptual con la que escribí para la mecánica clásica?

                        Estoy tratando de digerir esto, pero me resulta un poco difícil de entender. Entiendo que una línea temporal representa un cuerpo que se mueve solo en el espacio (es decir, vertical en un diagrama de espacio-tiempo), mientras que no estoy seguro de qué es una hipersuperficie. ¿Quizás una congruencia de líneas temporales implica un conjunto de objetos que no se mueven en el marco?

                        ¿Tiene esta definición mejorada alguna similitud conceptual con la que escribí para la mecánica clásica?

                        Un camino similar al tiempo es aquel que siempre permanece dentro de los conos de luz pasados ​​y futuros de cada evento en el camino. O, quizás más simplemente, es un camino que podría tomar una partícula masiva. [Es posible que se sigan permitiendo caminos con esquinas pronunciadas, aunque eso requeriría una aceleración infinita]

                        Parecido al espacio: está fuera del cono de luz.
                        Como el tiempo, está adentro.
                        Parecido a la luz: está en el cono de luz.

                        Hiperesuperficie: en tres dimensiones, una superficie es una forma bidimensional. En cuatro dimensiones, una & quothyper-surface & quot es una forma tridimensional. Puedes visualizarlo borrando una de las dimensiones de tu mente.

                        Editar: Llegar fuera de mi área de competencia y posiblemente buscar a tientas el mismo entendimiento que tú.

                        La página Wiki sobre & quot congruencia & quot es abrumadora. Pero la idea aquí parece ser que tienes una familia de objetos que caen libremente. Así que sus líneas de mundo no solo son temporales, también son geodésicas. La idea de una congruencia parece ser, en términos generales, que estas geodésicas son todas paralelas.

                        Entonces podemos configurar una & quothypersurface & quot que sea perpendicular a todos ellos. El hecho de que la congruencia de las líneas de mundo llene una región significa que el ángulo de la hipersuperficie se conoce en toda la región. Elija un evento en una hipersuperficie y los puntos restantes se determinarán de forma única.Luego podemos asignar un sistema de coordenadas para que cada evento en la hipersuperficie obtenga la misma coordenada de tiempo. Esto equivale a una "foliación" de la región.

                        Gracias a todos por sus ideas. No voy a fingir que he hecho relatividad general (no lo he hecho) y, de hecho, esta es la parte clásica del foro (no sé cuál es el protocolo si el tema cambia a la mitad del hilo!), sin embargo, esto es lo que he captado de lo que has dicho:

                        Considerando un espacio dimensional 2 + 1, para que pueda imaginarlo, dibujé la hiper-superficie como horizontal y puse que las líneas de mundo de los observadores son perpendiculares a esta superficie. Me imagino que luego podríamos definir un sistema de coordenadas en la hipersuperficie (he dibujado algunos ejes arbitrarios ## x ## y ## y ##).

                        Lo siguiente está tomado de Astronomy and Astrophysics, Recent Developments, José Lemos:

                        En nuestra discusión, consideramos necesario hacer una distinción entre & quot marcos de referencia & quot y & quot; sistemas de coordenadas & quot. Por marco de referencia se entenderá un conjunto de observadores mediante el cual se realizan directamente las mediciones. Por ejemplo, un conjunto de observadores geodésicos en movimiento radial comprendería un marco de referencia. Por otro lado, un sistema de coordenadas se refiere a un conjunto de números asignados a cada punto en la variedad espacio-tiempo. En la física newtoniana, un marco de referencia es una extensión imaginada de un cuerpo rígido y un reloj. Luego podemos elegir diferentes sistemas de coordenadas geométricas o gráficos (cartesianos, esféricos, etc.) para el mismo marco.

                        Pero, ¿qué es precisamente un marco de referencia en la relatividad general? Construir un marco de referencia físico en relatividad general. es necesario reemplazar el cuerpo rígido por un fluido o una nube de partículas puntuales que se mueven sin colisiones pero de otra manera arbitrariamente. Se puede definir un marco de referencia como una congruencia temporal que apunta al futuro, es decir, una familia de curvas de tres parámetros ## x_ (A, y ^) ##, donde A es un parámetro a lo largo de la curva y ## y ^## es un conjunto de parámetros que 'etiqueta' las curvas, de modo que una y solo una curva de la familia pasa por cada punto. Si los parámetros específicos A y ## y ^## se eligen sobre la congruencia, definimos un sistema de coordenadas. Por supuesto, esta elección no es única. En general, un marco de referencia dado puede dar lugar a más de una

                        Si entiendo correctamente, un "fluido" de observadores no necesita mantener posiciones relativas fijas. En consecuencia, ¿qué papel juega la estipulación de que las líneas de mundo de los observadores son paralelas? ¿O el caso de la línea de mundo paralela está restringido solo a SR? De hecho, he hojeado algunos textos introductorios de SR que hacen referencia a un entramado rígido de varillas de medición y relojes, lo que implica que quizás la noción de que los observadores (en SR) retengan posiciones relativas fijas no sea una mala idea.

                        Un aspecto positivo es que la constante entre todas estas diferentes definiciones es la noción de que el marco de referencia consiste en una red de observadores. La diferencia entre newtoniano, SR y GR parece ser la relación entre estos observadores.

                        Sí, GR en este momento está demasiado avanzado para mí. Sin embargo, hay un módulo SR en mi esquema de trabajo actual, ¡así que no está totalmente descartado!

                        Leí que no hay cuerpos rígidos en SR. Sin embargo, en las preguntas (concedidas, bastante básicas) que he hecho hasta ahora en SR, no puedo ver una diferencia notable entre los marcos físicos reales que se usan allí en comparación con la física clásica (las transformaciones son una historia diferente), en que, por ejemplo, el marco de referencia de un tren en SR parece como si también pudiera definirse como una extensión imaginada de observadores puntuales pegados al tren, que podríamos llamar ## S '##.

                        La única diferencia parece ser que mientras que en la física clásica los observadores en todos los marcos de referencia estarían de acuerdo en las distancias entre los `` observadores adyacentes '' en otro marco particular, en SR la cuadrícula de observadores y luego también el sistema de coordenadas asociado aparecerían contraídos de otro marco. En este sentido, el marco SR no es rígido, ¡se puede "aplastar"! Sin embargo, el sistema de cuadrícula permanece intacto, lo que parece fundamentalmente diferente al fluido de los observadores en GR.

                        Disculpas si estoy divagando, ¡hay muchas cosas para tratar de internalizar!

                        Sí, GR en este momento está demasiado avanzado para mí. Sin embargo, hay un módulo SR en mi esquema de trabajo actual, ¡así que no está totalmente descartado!

                        Leí que no hay cuerpos rígidos en SR. Sin embargo, en las preguntas (concedidas, bastante básicas) que he hecho hasta ahora en SR, no puedo ver una diferencia notable entre los marcos físicos reales utilizados allí en comparación con la física clásica (las transformaciones son una historia diferente), en que, por ejemplo, el marco de referencia de un tren en SR parece como si también pudiera definirse como una extensión imaginada de observadores puntuales pegados al tren, que podríamos llamar ## S '##.

                        La única diferencia parece ser que mientras en la física clásica los observadores en todos los marcos de referencia estarían de acuerdo en las distancias entre los `` observadores adyacentes '' en otro marco particular, en SR la cuadrícula de observadores y luego también el sistema de coordenadas asociado aparecerían contraídos de otro marco. En este sentido, el marco SR no es rígido, ¡se puede "aplastar"! Sin embargo, el sistema de cuadrícula permanece intacto, lo que parece fundamentalmente diferente al fluido de los observadores en GR.

                        Disculpas si estoy divagando, ¡hay muchas cosas que intentar e interiorizar!

                        Para SR, definitivamente desea pensar en un marco de referencia inercial como una cuadrícula de observadores locales, todos en coordenadas conocidas y con relojes sincronizados. Ese es mi consejo de todos modos. Varios de los principales libros de texto enfatizan este punto. La alternativa, que está muy extendida (desafortunadamente en mi humilde opinión) es el programa & quotBob and Alice & quot, que enfatiza a los observadores individuales.

                        Y sí, hay tres diferencias entre la SR y la física newtoniana. Supongamos que el marco ## S '## está & quot moviéndose & quot con el marco ## S ##. La cuadrícula de observadores en el cuadro ## S '## cuando se mide en el cuadro ## S ## difiere en:

                        1) Los observadores en la dirección del movimiento relativo están más juntos (contracción de la longitud). Las otras dimensiones, perpendiculares al movimiento relativo, no se ven afectadas.

                        2) Todos los relojes corren lento, por el mismo factor que la contracción de la longitud.

                        3) Los relojes no están sincronizados (de nuevo en la dirección del movimiento): & quot; Los relojes principales se retrasan & quot. Si imaginamos que ## S '## se mueve en la dirección x positiva, entonces los relojes muestran tiempos progresivamente más tempranos cuanto más se encuentran en la dirección x positiva. Tenga en cuenta que esto no tiene nada que ver con la transmisión de señales luminosas. Estos tiempos son medidos y registrados por los observadores locales en ## S ##.


                        Métodos de detección

                        Andrew Cameron, Martin Dominik y Keith Horne

                        En St Andrews, actualmente estamos llevando a cabo experimentos para detectar planetas extrasolares basados ​​en dos técnicas diferentes (tránsitos # 8211 y microlente), mientras también estudiamos discos de escombros alrededor de estrellas cercanas, que constituyen sistemas candidatos para la presencia de planetas. Nuestra investigación aparece en una exhibición & # 8220¿Hay alguien ahí fuera? Buscando nuevos mundos & # 8221, que fue concebido para la Exposición Científica de Verano de la Royal Society 2008.

                        Tránsitos

                        Los estudios Doppler muestran que 1 & # 037 de las estrellas cercanas de la secuencia principal albergan & # 8220 Júpiter calientes & # 8221 en órbitas de 1 a 4 días con radios inferiores a 0,05 AU. 10 & # 037 de ellos deberían tener órbitas lo suficientemente cerca como para que el planeta transite frente a la estrella. Los planetas en tránsito son especialmente útiles porque la caída del nivel de luz cuando el planeta cruza la estrella nos da medidas precisas del radio del planeta y # 8217s. Como miembro líder del proyecto SuperWASP del Reino Unido, estamos llevando a cabo un estudio de gran angular de estrellas brillantes para tránsitos de planetas grandes y de período corto con dos observatorios robóticos idénticos que dan acceso tanto al cielo del norte como al sur. Trabajando en colaboración con el equipo de búsqueda de planetas de Ginebra en el hemisferio sur y el equipo de espectrómetro de velocidad radial SOPHIE en el norte, el equipo SuperWASP ha descubierto 60 planetas en tránsito entre septiembre de 2006 y agosto de 2011. Se nos ha asignado tiempo en el telescopio espacial Hubble y el telescopio espacial infrarrojo Spitzer para realizar mediciones precisas de los tamaños y temperaturas atmosféricas de muchos de estos planetas. Utilizando el espectrómetro HARPS en el telescopio ESO de 3,6 m, hemos descubierto que las órbitas de muchos de estos planetas están fuertemente inclinadas o incluso retrógradas en relación con el eje de giro estelar, lo que proporciona importantes pistas dinámicas sobre sus orígenes. A través de SUPA-2, la Universidad de St Andrews ha contribuido a la construcción del espectrómetro de velocidad radial HARPS-North liderado por Ginebra, que se encargó en el Telescopio Nazionale Galileo (TNG) de 3,5 m en La Palma a principios de 2012. Su El objetivo principal es medir las masas de planetas candidatos de baja masa descubiertos por la misión Kepler de la NASA, logrando una precisión de velocidad radial media de 1 metro por segundo a largo plazo en estrellas V & lt de 11 magnitudes. Durante los próximos cinco años (2017-2022), el programa se renovará y ampliará para caracterizar los planetas que transitan por estrellas más brillantes de la misión TESS de la NASA y el satélite CHEOPS de la ESA, dirigido por Suiza, tras sus respectivos lanzamientos en 2018.

                        Microlente

                        En un momento dado, solo una entre un millón de estrellas en el bulbo galáctico se ilumina significativamente debido a la curvatura de su luz causada por el campo gravitacional de una estrella en primer plano que interviene, un fenómeno conocido como microlente gravitacional (galáctico). Sin embargo, el monitoreo diario de cientos de millones de estrellas por equipos de encuesta (como OGLE o MOA) da como resultado aproximadamente 1000 alertas en línea de eventos de microlentes en curso por año. Un planeta que orbita la estrella & # 8216lens & # 8217 en primer plano puede revelar su existencia al producir una breve desviación en la curva de luz observada, que dura desde días para un Júpiter hasta horas para una Tierra. Desde 1997, los miembros de nuestro grupo han estado involucrados en la colaboración PLANET (Probing Lensing Anomalies NETwork), que fue el primer esfuerzo sistemático para buscar planetas extrasolares mediante observaciones de seguimiento de alta cadencia las 24 horas del día en Eventos de microlentes en curso. Si bien PLANET usó una red de telescopios ópticos de clase 1m con personal, fuimos pioneros en el uso de telescopios robóticos de 2.0m con RoboNet-1.0 y ahora RoboNet-II, así como en el despliegue de esquemas algorítmicos para la selección óptima de objetivos y la detección de anomalías que dieron como resultado el Sistema ARTEMiS (búsqueda robótica automatizada de microlentes de exoplanetas terrestres). Una campaña de microlentes totalmente determinista con RoboNet-II y MiNDSTEp (Red de microlentes para la detección de pequeños exoplanetas terrestres) conducirá a un censo de planetas fríos hasta la masa de la Tierra e incluso por debajo de la órbita del disco galáctico y las estrellas abultadas, y por lo tanto, sondear modelos. de la formación de planetas y la evolución orbital en una región que no es razonablemente accesible por ningún otro medio.

                        Método de velocidad radial

                        Los científicos de St Andrews pasaron la última década liderando el descubrimiento terrestre de Júpiter calientes con WASP. Desde entonces, el Kepler / K2 de la NASA ha entregado un gran número de planetas más pequeños con radios conocidos. Ahora pasamos de la era del descubrimiento a una de caracterización y tratamos de comprender qué tipo de planetas emergen del proceso de formación en diferentes entornos. HARPS-N nos permite medir sus masas y, por tanto, sus densidades aparentes. Está surgiendo una imagen en la que los planetas de menos de 1,6 radios terrestres son predominantemente rocosos, mientras que los más grandes tienen densidades más bajas, lo que indica mantos de agua profunda / hielo y atmósferas gaseosas extendidas. NASA & # 8217s Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) es similar en concepto a WASP, utilizando pequeños telescopios de campo amplio, pero en el espacio. Encontrará muchos planetas pequeños transitando estrellas brillantes. Los pesaremos con HARPS-N y aprenderemos lo fácil que es para los planetas de diferentes tamaños retener océanos y atmósferas bajo la irradiación de sus estrellas anfitrionas. El satélite de caracterización de ExOPlanets de la ESA medirá los radios de los planetas pequeños y las curvas de fase de los gigantes gaseosos. Tales observaciones de la curva de fase informarán y desafiarán el trabajo realizado por nuestros astrofísicos teóricos sobre la estructura atmosférica de los exoplanetas.

                        Los miembros del grupo están involucrados en WASP, HARPS-N y CHEOPS.


                        ¿Cuál es la velocidad relativa entre planetas en diferentes sistemas solares? - Astronomía

                        Las estrellas y los planetas se diferencian tradicionalmente en función de dos propiedades:

                        (i) Si experimentan o no reacciones nucleares que queman hidrógeno en sus núcleos. Las estrellas hacen lo mismo que los planetas. Para tener temperaturas lo suficientemente altas en el núcleo para quemar hidrógeno, un objeto debe tener una masa de al menos 75 veces la de Júpiter. Cualquier cosa más masiva que eso se considera automáticamente una estrella.

                        (ii) La forma en que se forman. Las estrellas se forman cuando una nube de gas, en una nebulosa u otra región del espacio interestelar, colapsa bajo la influencia de la gravedad. Los planetas, por otro lado, se forman cuando el material en el disco alrededor de una estrella preexistente comienza a condensarse alrededor de núcleos de roca / hielo. Puede tener situaciones en las que todo el planeta sea casi completamente roca / hielo / agua (como la Tierra), o situaciones en las que una gran cantidad de gas se atraiga posteriormente al núcleo de roca / hielo (como Júpiter, Saturno, etc.) .

                        En realidad, existe cierta ambigüedad en las definiciones anteriores, principalmente debido a la existencia de objetos llamados "enanas marrones". Las enanas marrones son demasiado pequeñas para quemar hidrógeno, por lo que no pueden considerarse estrellas, pero la mayoría de ellas parecen formarse de la misma manera que las estrellas, a menudo solas en una nube de gas interestelar, por lo que no pueden realmente tampoco se considerarán planetas. La pregunta entonces es, ¿dónde está el límite entre un planeta y una enana marrón? ¿Qué pasa si tienes un objeto que es, digamos, treinta veces la masa de Júpiter pero está ubicado cerca de una estrella? ¿Es un planeta o una enana marrón? Los astrónomos generalmente no conocen el mecanismo de formación en ese caso, si el objeto se formó junto con la estrella a partir de la condensación de gas o si tiene un núcleo de roca / hielo en su centro como un planeta.

                        Debido a este problema, muchas personas en los últimos años han abogado por una distinción nueva y más simple entre planetas, enanas marrones y estrellas que no incluye el proceso de formación en ella. Bajo este escenario, el límite entre las enanas marrones y las estrellas sigue siendo alrededor de 75 veces la masa de Júpiter, como arriba, pero el límite entre las enanas marrones y los planetas se establece en alrededor de 13 veces la masa de Júpiter, ya que esa es la masa a la que los objetos alcanzan temperaturas centrales lo suficientemente altas como para quemar deuterio (un isótopo de hidrógeno que sufre una combustión nuclear a temperaturas más bajas que el hidrógeno normal).

                        Esta página se actualizó el 18 de julio de 2015.

                        Sobre el Autor

                        Dave Rothstein

                        Dave es un ex estudiante de posgrado e investigador postdoctoral en Cornell que utilizó observaciones de rayos X e infrarrojos y modelos informáticos teóricos para estudiar la acumulación de agujeros negros en nuestra galaxia. También hizo la mayor parte del desarrollo de la versión anterior del sitio.


                        Mercurio

                        Mercurio es el más pequeño y más cercano al Sol de los ocho planetas del Sistema Solar, con un período orbital de aproximadamente 88 días terrestres. Visto desde la Tierra, parece moverse alrededor de su órbita en unos 116 días, lo que es mucho más rápido que cualquier otro planeta. Este movimiento rápido puede haber llevado a que se le diera el nombre de la deidad romana Mercurio, el mensajero de los dioses que vuela rápido. Debido a que casi no tiene atmósfera para retener el calor, la superficie de Mercurio y # 8217 experimenta la mayor variación de temperatura de todos los planetas, que van desde 100 K (−173 ° C −280 ° F) por la noche a 700 K (427 ° C 800 ° F ) durante el día en algunas regiones ecuatoriales. Los polos están constantemente por debajo de 180 K (-93 ° C -136 ° F). El eje de Mercurio & # 8217s tiene la inclinación más pequeña de cualquiera de los planetas del Sistema Solar & # 8217s (alrededor de 1/30 de grado), pero tiene la excentricidad orbital más grande. En el afelio, Mercurio está aproximadamente 1,5 veces más lejos del Sol que en el perihelio. La superficie de Mercurio # 8217 tiene muchos cráteres y una apariencia similar a la Luna, lo que indica que ha estado geológicamente inactiva durante miles de millones de años.

                        Mercurio no experimenta las estaciones de la misma manera que la mayoría de los otros planetas, como la Tierra. Está bloqueado, por lo que gira de una manera única en el Sistema Solar. Visto en relación con las estrellas fijas, gira exactamente tres veces por cada dos revoluciones que da alrededor de su órbita. Visto desde el Sol, en un marco de referencia que gira con el movimiento orbital, parece girar solo una vez cada dos años mercurianos. Por lo tanto, un observador en Mercurio vería solo un día cada dos años.

                        Debido a que la órbita de Mercurio # 8217 se encuentra dentro de la órbita de la Tierra y # 8217 (al igual que Venus y # 8217), puede aparecer en el cielo de la Tierra por la mañana o por la tarde, pero no en medio de la noche. Además, al igual que Venus y la Luna, muestra una gama completa de fases a medida que se mueve alrededor de su órbita en relación con la Tierra. Aunque Mercurio puede aparecer como un objeto muy brillante cuando se ve desde la Tierra, su proximidad al Sol hace que sea más difícil de ver que Venus.

                        Estructura interna:

                        Mercurio es uno de los cuatro planetas terrestres del Sistema Solar y es un cuerpo rocoso como la Tierra. Es el planeta más pequeño del Sistema Solar, con un radio ecuatorial de 2.439,7 km. Mercurio es incluso más pequeño, aunque más masivo, que los satélites naturales más grandes del Sistema Solar, Ganímedes y Titán. El mercurio consta de aproximadamente un 70% de material metálico y un 30% de material de silicato. La densidad de Mercurio # 8217 es la segunda más alta del Sistema Solar con 5.427 g / cm3, solo un poco menos que la densidad de la Tierra # 8217 de 5.515 g / cm3. Si se tuviera en cuenta el efecto de la compresión gravitacional, los materiales de los que está hecho Mercurio serían más densos, con una densidad sin comprimir de 5,3 g / cm3 frente a la Tierra y 4,4 g / cm3.

                        La densidad de Mercurio se puede utilizar para inferir detalles de su estructura interna. Aunque la alta densidad de la Tierra resulta apreciablemente de la compresión gravitacional, particularmente en el núcleo, Mercurio es mucho más pequeño y sus regiones internas no están tan comprimidas. Por lo tanto, para que tenga una densidad tan alta, su núcleo debe ser grande y rico en hierro.

                        Los geólogos estiman que el núcleo de Mercurio ocupa aproximadamente el 42% de su volumen para la Tierra, esta proporción es del 17%. Investigaciones recientes sugieren que Mercurio tiene un núcleo fundido. Alrededor del núcleo hay un manto de 500 a 700 km formado por silicatos. Según los datos de la misión Mariner 10 y la observación desde la Tierra, se cree que la corteza de Mercurio tiene entre 100 y 300 km de espesor. Una característica distintiva de la superficie de Mercurio es la presencia de numerosas crestas estrechas, que se extienden hasta varios cientos de kilómetros de longitud. Se cree que estos se formaron cuando el núcleo y el manto de Mercurio se enfriaron y contrajeron en un momento en que la corteza ya se había solidificado. El núcleo de Mercurio tiene un contenido de hierro más alto que el de cualquier otro planeta importante del Sistema Solar, y se han propuesto varias teorías para explicar esto.La teoría más aceptada es que Mercurio originalmente tenía una proporción de silicato de metal similar a la de los meteoritos de condrita comunes, que se cree que son típicos de la materia rocosa del Sistema Solar, y una masa de aproximadamente 2,25 veces su masa actual. Al principio de la historia del Sistema Solar, Mercurio pudo haber sido golpeado por un planetesimal de aproximadamente 1/6 de esa masa y varios cientos de kilómetros de diámetro. El impacto habría eliminado gran parte de la corteza y el manto originales, dejando atrás el núcleo como un componente relativamente importante. Se ha propuesto un proceso similar, conocido como hipótesis del impacto gigante, para explicar la formación de la Luna.

                        Alternativamente, Mercurio puede haberse formado a partir de la nebulosa solar antes de que se estabilizara la producción de energía del Sol. Inicialmente, el planeta habría tenido el doble de su masa actual, pero a medida que el proto-sol se contraía, las temperaturas cerca de Mercurio podrían haber estado entre 2.500 y 3.500 K y posiblemente incluso tan altas como 10.000 K. Gran parte de la roca superficial de Mercurio podría haberse vaporizado a tales temperaturas. temperaturas, formando una atmósfera de & # 8220 vapor de roca & # 8221 que podría haber sido arrastrada por el viento solar.

                        Una tercera hipótesis propone que la nebulosa solar causó arrastre en las partículas de las que se estaba acumulando Mercurio, lo que significó que las partículas más ligeras se perdieron del material de acumulación y no fueron recogidas por Mercurio. Cada hipótesis predice una composición de superficie diferente, y dos próximas misiones espaciales, MESSENGER y BepiColombo, harán observaciones para probarlas. MESSENGER ha encontrado niveles de potasio y azufre más altos de lo esperado en la superficie, lo que sugiere que la hipótesis del impacto gigante y la vaporización de la corteza y el manto no ocurrieron porque el potasio y el azufre habrían sido expulsados ​​por el calor extremo de estos eventos. Los hallazgos parecen favorecer la tercera hipótesis, sin embargo, se necesita un análisis más detallado de los datos.


                        10 cosas que debe saber sobre el sistema solar

                        Uno de miles de millones

                        Nuestro sistema solar está formado por una estrella, ocho planetas e innumerables cuerpos más pequeños como planetas enanos, asteroides y cometas.

                        Encuéntrame en el Brazo de Orión

                        Nuestro sistema solar orbita el centro de la Vía Láctea a unas 515.000 mph (828.000 kph). We & rsquore en uno de los cuatro brazos espirales de la galaxia & rsquos.

                        Un largo camino

                        Nuestro sistema solar tarda unos 230 millones de años en completar una órbita alrededor del centro galáctico.

                        Espiral a través del espacio

                        Hay tres tipos generales de galaxias: elípticas, espirales e irregulares. La Vía Láctea es una galaxia espiral.

                        Buen ambiente (s)

                        Nuestro sistema solar es una región del espacio. No tiene atmósfera. Pero contiene muchos mundos y mdash, incluida la Tierra, y mdash con muchos tipos de atmósferas.

                        Muchas lunas

                        Los planetas de nuestro sistema solar e incluso algunos asteroides tienen más de 150 lunas en sus órbitas.

                        Ring Worlds

                        Los cuatro planetas gigantes y mdash y al menos un asteroide y mdash tienen anillos. Ninguno es tan espectacular como los hermosos anillos de Saturno y rsquos.

                        Dejando la cuna

                        Más de 300 naves espaciales robóticas han explorado destinos más allá de la órbita terrestre, incluidos 24 astronautas que orbitaron la luna.

                        La vida tal como la conocemos

                        Nuestro sistema solar es el único conocido por sustentar la vida. Hasta ahora, solo sabemos de la vida en la Tierra, pero queremos buscar más en todos los lugares que podamos.

                        Robots de largo alcance

                        NASA & rsquos Voyager 1 es la única nave espacial hasta ahora que ha abandonado nuestro sistema solar. Otras cuatro naves espaciales llegarán eventualmente al espacio interestelar.


                        ¿Cuál es la velocidad relativa entre planetas en diferentes sistemas solares? - Astronomía

                        El movimiento de los planetas alrededor del sol se usa típicamente en el estudio del movimiento circular. En la siguiente lección, se les pedirá a los estudiantes que determinen la fuerza del sol sobre la tierra, la fuerza de la tierra sobre el sol y, finalmente, la masa del sol a partir de la información proporcionada.

                        La película "Día de la Independencia" ha vuelto a plantear la cuestión de la vida extraterrestre. Informes recientes han indicado que se han descubierto cuatro sistemas extrasolares. El método utilizado en todos los casos implica el movimiento de la estrella con respecto al centro de masa del sistema. Una breve recopilación de tres artículos de Astronomía actúa como motivador en el cálculo del centro de masa del sistema solar. Una extensión adicional del material incluye un cálculo usando la Ecuación de Drake.

                        La energía liberada por el Sol abarca todo el espectro electromagnético. Lo que es visible a simple vista es solo un pequeño fragmento de la energía liberada. Muchas características del Sol se vuelven visibles cuando se utilizan otras longitudes de onda. Los estudiantes leerán un resumen educativo de la NASA sobre el espectro electromagnético y luego compararán imágenes del Sol en luz blanca, la longitud de onda H-alfa, la línea de calcio II K, ultravioleta extrema y ondas de radio.

                        LECCIÓN 1: Posición, Velocidad, Aceleración y Fuerza

                        Fondo:
                        Tradicionalmente, los estudiantes usan un cuerpo acelerado uniformemente (como un carro en una pendiente) cuyo desplazamiento está marcado con un ticker o un temporizador de chispa para calcular la velocidad y la aceleración promedio del cuerpo. Con frecuencia se les pide a los estudiantes que tracen una posición versus tiempo y una gráfica de velocidad versus tiempo de este evento. Al proporcionar al estudiante una serie de imágenes del Sol que muestran una eyección de masa coronal tomada en momentos conocidos y proporcionar la información necesaria para determinar la posición de la masa, los estudiantes pueden realizar una manipulación similar de los datos. La diferencia es que reciben datos reales que pueden no demostrar una aceleración uniforme. Esto ayudará a los estudiantes a darse cuenta de que la aceleración uniforme es un caso especial, NO el estándar.

                        Una eyección de masa coronal ocurre cuando una "cantidad significativa de plasma denso frío o gas ionizado escapa de los campos magnéticos de bajo nivel, normalmente cerrados, de la atmósfera del Sol para extenderse hacia el medio interplanetario o heliosfera". (SOHO. The Unquiet Sun) En otras palabras, una gran cantidad de masa es acelerada por el campo magnético de la corona y viaja a través del espacio llegando finalmente a la Tierra. "Las erupciones de este tipo pueden producir interrupciones importantes en el entorno cercano a la Tierra, afectando las comunicaciones, los sistemas de navegación e incluso las redes eléctricas. SOHO, con su vista ininterrumpida del Sol, puede observar tales eventos continuamente y permitirnos por primera vez obtener una mejor comprensión de cómo ocurren estos eventos violentos ".

                        Explicación para el profesor:
                        Los estudiantes usarán una serie de imágenes del Sol que muestran el movimiento del CME para calcular la velocidad y la aceleración promedio. Se les dará el problema y se les pedirá que propongan su propia solución. Para los estudiantes que no tienen ni idea, darles el diámetro del Sol podría apuntarlos en la dirección correcta. El siguiente es un resumen de una posible solución al problema. Usando proporciones, los estudiantes determinarán la posición de un punto de la masa para cada cuadro y registrarán los valores en una tabla. Para encontrar la posición desde la superficie del Sol, los estudiantes deben medir el diámetro del Sol y la distancia de la masa a la superficie. Conociendo el diámetro real del Sol, se puede establecer una proporción:
                        D sol1 /D sun2 = s mass1 /s mass2
                        donde D Sol1 es el diámetro del Sol medido en la pantalla d Sol2 es el diámetro real del Sol s mass1 es la posición de la masa medida en la pantalla s mass2 es la posición real de la masa
                        Usando la posición y el tiempo, los estudiantes primero graficarán los datos y luego calcularán la velocidad promedio. La velocidad se define como la tasa de cambio de posición. Usando el cambio de posición y el cambio de tiempo, la velocidad promedio para el período de tiempo se puede calcular usando la siguiente ecuación:
                        v = (s 2 - s 1 ) / (t 2 - t 1 )
                        donde: s 2 es la posición en el momento, t 2 s 1 es la posición en el momento, t 1
                        Usando la velocidad obtenida, los estudiantes pueden trazar un gráfico de velocidad promedio vs tiempo de este evento. A partir de la gráfica, los estudiantes deberían poder determinar si la aceleración es uniforme. (La aceleración uniforme se indica si el gráfico de velocidad vs. tiempo es una línea recta). Si el gráfico es una curva, la aceleración cambia con el tiempo. La aceleración promedio, definida como la tasa de cambio de velocidad, se puede calcular de manera similar usando la siguiente ecuación.
                        a = (v 2 - v 1 ) / (t 2 - t 1 )
                        donde: v 2 es la velocidad en el tiempo, t 2 v 1 es la velocidad en el tiempo, t 1
                        Existe un problema al calcular la aceleración a partir de la velocidad promedio. Si la aceleración es constante, la velocidad instantánea es igual a la velocidad promedio en el medio del intervalo de tiempo. (O: la velocidad instantánea al final del intervalo de tiempo es el doble de la velocidad promedio). Esta podría ser un área donde los estudiantes requerirán un poco de orientación.

                        Discusión de resultados:
                        La aceleración media obtenida por el alumno dependerá de cómo decidió determinar el puesto. De las imágenes se desprende claramente que una columna de gas se mueve más rápido que la del cuerpo. Si el estudiante elige seguir la pluma en lugar del centro, las velocidades y aceleraciones promedio serán mayores.

                        Folleto para el estudiante:

                        REQUISITOS: 1. Una breve descripción de cómo determinó la posición, la velocidad y la aceleración con ecuaciones y ejemplos de cálculos. 2. Una tabla de datos completa. 3. Preguntas respondidas. 4. Una conclusión sobre los resultados del experimento. Debe explicar qué tipo de movimiento ha experimentado la masa y tener en cuenta los cambios en la velocidad.

                        Materiales
                        Calculadora de regla SOHO CME IMAGES

                        TABLA DE DATOS:

                        tiempo Universal Intervalo de tiempo PosiciónVelocidad mediaAceleración media
                        08:05 _ ___
                        08:36 ____
                        09:27 ____
                        10:25 ____
                        11:23 ____

                        Preguntas: 1. Identifique las fuerzas que actúan sobre la masa. 2. A medida que la burbuja de gas se aleja del sol, ¿cómo cambia el tamaño? Tenga en cuenta esto. 3. En el segundo cuadro, hay una parte del gas que parece separarse del resto. En términos de fuerzas, tenga en cuenta este movimiento. 4. ¿Esperaría que la aceleración del cuerpo principal y esta otra parte fueran iguales? ¿Por qué o por qué no?

                        VOLVER A:

                        LECCIÓN 2: Fuerza centrípeta y la ley de la gravitación universal

                        Objetivo:
                        Los estudiantes usarán datos astronómicos para calcular la fuerza centrípeta del Sol en la Tierra.
                        Los estudiantes usarán la ley de la gravitación universal para calcular la masa del Sol.

                        Fondo:
                        Tradicionalmente, los movimientos de los planetas alrededor del Sol y la luna alrededor de la Tierra se han utilizado en el estudio de las fuerzas centrípetas y la Ley de Gravitación Universal. El primer paso es hacer que los estudiantes calculen la fuerza centrípeta ejercida sobre la Tierra por el Sol y la fuerza de la Tierra sobre el Sol. A los estudiantes se les dará la masa de la Tierra y su distancia promedio del Sol. El siguiente paso es hacer que los estudiantes determinen la masa del Sol a partir del período de revolución alrededor del Sol y la distancia promedio de la Tierra al Sol equiparando la fuerza centrípeta con la fuerza gravitacional como se muestra a continuación.

                        F centavo = F grav
                        4 (pi) 2 m mi r / T 2 = Gm mi metro s / r 2
                        metro s = 4 (pi) 2 r 3 / (GT 2) donde: m mi es la masa de la Tierra m s es la masa del Sol r es la distancia promedio de la Tierra al Sol T es el tiempo que tarda la Tierra en moverse alrededor del Sol G es la constante gravitacional universal

                        FOLLETO PARA EL ESTUDIANTE:

                        REQUISITOS: 1. Muestre la (s) ecuación (es) 2. Resuelva la (s) ecuación (es) para la incógnita 3. Identifique cualquier valor que no le haya dado 4. Sustituya las variables 5. Encierre en un círculo la respuesta
                        INFORMACIÓN ÚTIL: masa de la Tierra: 5.974 X 10 24 kg distancia promedio Tierra-Sol: 1.496 X 10 11 m Nota: esta información puede ser útil para ambos problemas.

                        VOLVER A:

                        LECCIÓN 3: Centro de masa del sistema solar

                        Fondo:
                        Como resultado de la película "Día de la Independencia", uno de los temas de conversación más candentes es la posibilidad de que la Tierra sea visitada por extraterrestres. Durante años, los científicos han estado buscando pruebas de que, de hecho, existen otros sistemas solares. Recientemente, se han descubierto cuatro sistemas planetarios extrasolares. Esto se hizo buscando cambios regulares en el desplazamiento Doppler de las estrellas causados ​​por el movimiento de la estrella alrededor de un centro de masa del sistema estrella-planeta (que no está en el centro de la estrella). El desplazamiento del centro de masa se debe a la presencia de otro cuerpo (el planeta) que se mueve alrededor de la estrella. Hasta ahora, se ha descubierto que cuatro estrellas u objetos similares a estrellas fuera del sistema solar tienen planetas orbitando alrededor de ellos. El primero en ser descubierto consistió en tres planetas que giraban alrededor de un púlsar (que es una estrella de neutrones que gira rápidamente). El segundo es un planeta dos veces la masa de Júpiter en una órbita que está más cerca de la estrella similar al Sol que Mercurio de nuestro Sol. Las condiciones de estos planetas los hacen hostiles a la vida tal como la conocemos. Se encontraron otros dos planetas del tamaño de Júpiter que están en una mejor posición para producir vida. El primero está orbitando la estrella 47 Ursea (aproximadamente a 40 años luz de distancia) que tiene una masa de aproximadamente 3,5 Júpiter y una órbita en algún lugar entre la de Marte y Júpiter. El segundo es el planeta alrededor de 70 Virginis (a unos 70 años luz de distancia) que tiene una masa de 8 Júpiter y 4/10 de la distancia de la Tierra al Sol.

                        Referencias:
                        Stephens, Sally: "Planetas de segunda oportunidad", Astronomía, Enero de 1996.
                        Naeye, Robert: "Is This Planet for Real?", Astronomía, Marzo de 1996.
                        Naeye, Robert: "Dos nuevos sistemas solares", Astronomía, Abril de 1996.

                        El cálculo del centro de masa de un sistema es generalmente parte de la clase de introducción a la física. El cálculo del centro de masa del sistema solar y una discusión sobre cómo los astrónomos están haciendo uso de este valor en la prospección de planetas fuera del sistema solar añaden un factor de motivación al cálculo.

                        Procedimiento:
                        Para despertar el interés de los estudiantes, la lectura "¡Planetas encontrados fuera del sistema solar!" se les dará a los estudiantes. Es un resumen de los tres artículos sobre planetas extrasolares.

                        Una vez que los estudiantes se familiaricen con el concepto de centro de masa, se mostrará una lista de las masas del planeta y las distancias al Sol. Se pedirá a los estudiantes que predigan cuál de los planetas tendrá el mayor impacto en la posición del centro de masa del sistema solar. Se espera que capten a Júpiter, ya que es el más masivo de los planetas. Los estudiantes probablemente se sorprenderán de que el centro de masa del sistema solar se encuentre dentro de la superficie del Sol, pero esto hace que la posición del Sol varíe ligeramente con el tiempo.

                        El cálculo de la probabilidad de encontrar vida es una interesante pregunta abierta que demostrará al estudiante que hay algunos problemas para los que no existe una respuesta "correcta" conocida. Sus estimaciones son tan buenas como las siguientes siempre que puedan respaldar sus respuestas con razones lógicas.

                        FOLLETO PARA ESTUDIANTES


                        PROBLEMAS: 1. ¿Qué planeta tiene la mayor influencia en el centro de masa del sistema solar? ¿POR QUÉ? 2. Calcule el centro de masa del sistema solar con los siguientes datos. 3. Con la ecuación proporcionada, calcule la probabilidad de encontrar vida en el universo. La ecuación fue escrita por Frank Drake (y se conoce como Ecuación de Drake) para estimar el número de civilizaciones en nuestra galaxia que podrían contactarse entre sí. REQUISITOS: Problema 1: Respalde su respuesta con razonamiento lógico. Problema 2: 1. Muestre la (s) ecuación (es) 2. Resuelva la (s) ecuación (es) para la incógnita 3. Identifique los valores que no le hayan dado 4. Sustituya las variables 5. Encierre en un círculo las respuestas Problema 3: 1. identifique el valor para cada variable 2. Indique una razón para su elección en el número uno. 3. Muestra la sustitución en la ecuación. 4. Encierra en un círculo tu respuesta. 5. ¿Te sorprende tu respuesta? Explique los DATOS:
                        Nombre del planeta Masa del planeta X 10 23 kg Distancia del planeta al sol X 10 9 m
                        sol 19910000 ------
                        Mercurio 3.30 57.9
                        Venus 56.7 108.2
                        tierra 59.7 149.6
                        Marte 31.8 227.9
                        Júpiter 669 778.3
                        Saturno 562 1427
                        Urano 245 2871
                        Neptuno 233 4497
                        Plutón .199 5914

                        ECUACIÓN DE DRENAJE: N = (R * )(F pag )(norte mi )(F l )(F I )(F C ) (L) donde: N = número de civilizaciones en nuestra galaxia capaces de comunicarse R * = la velocidad a la que se forman las estrellas en nuestra galaxia f pag = la fracción de estrellas que tienen planetas n mi = el número de planetas por sistema solar que son adecuados para que la vida sobreviva f l = la fracción de estos planetas en la que realmente surge la vida f I = la fracción de estas formas que desarrollan inteligencia f C = la fracción de especies inteligentes que eligen comunicarse L = la vida de una civilización de este tipo Preguntas de lectura y discusión:

                        ¡Planetas encontrados fuera del sistema solar!

                        El primer "avistamiento" confirmado de un planeta fuera del sistema solar ocurrió en el lugar más improbable: alrededor de un púlsar. Un púlsar es una estrella de neutrones muy masiva, muy pequeña, que gira rápidamente y que se forma como resultado de que la estrella se queda sin combustible y se convierte en supernova. Una explosión de supernova es muy violenta ya que la capa exterior de la estrella es expulsada y barre la región alrededor de la estrella dejándola libre de escombros. El núcleo de la estrella colapsa hasta el punto en que los protones y los electrones se aprietan para formar neutrones. El momento angular de la estrella se conserva en la explosión, por lo que la nueva estrella mucho más pequeña gira muy rápidamente. (La mayoría de los púlsares giran a una velocidad de menos de un segundo por giro). La estrella que gira rápidamente genera una gran cantidad de energía que se expulsa a través de los polos magnéticos de la estrella. Si la estrella está orientada de modo que el polo apunte hacia la Tierra durante parte del giro, vemos un pulso de energía muy parecido a como un marinero ve pasar el haz de luz de un faro, de ahí el nombre de pulsares.

                        A pesar de la improbabilidad de encontrar planetas alrededor de los púlsares, eso es exactamente lo que ha sucedido. Hace cuatro años, el radioastrónomo Alex Wolszczan (pronunciado VOL-shtan), encontró tres y quizás cuatro planetas pequeños orbitando el púlsar de milisegundos PSR 1257 + 12 que él y un colega acababan de descubrir. Los púlsares de milisegundos giran cientos de veces por segundo y son más precisos que los relojes atómicos. Es posible predecir los tiempos de llegada del púlsar de radio con una precisión de 3 milisegundos. PSR 1257 + 12 es un púlsar relativamente antiguo que debería tener un pulso muy regular. Wolszczan notó que la señal a veces llegaba unos milisegundos antes o unos milisegundos tarde. También se dio cuenta de que había un patrón en las variaciones que parecía algo periódico. Después de un análisis más detallado, descubrió dos períodos, uno de 66,6 días y el otro de 98,2 días, lo que le llevó a teorizar que hay planetas alrededor del púlsar. La variación en los tiempos de llegada es causada por el tirón gravitacional del planeta sobre el púlsar, lo que hace que se mueva ligeramente hacia y lejos de nosotros. Después de publicar sus resultados, muchos astrónomos se mantuvieron escépticos, teorizando un bamboleo en el eje de rotación o algo extraño sucediendo dentro de la estrella. En 1994, luego de un seguimiento continuo, se observaron las perturbaciones provocadas por la interacción gravitacional de los dos planetas y se despejaron las dudas.Estas observaciones revelaron la presencia de un tercer planeta más pequeño y quizás incluso de un cuarto. La otra mitad de la pregunta es cómo los planetas llegaron a estar orbitando un púlsar y se han propuesto muchas teorías para explicarlos. Si está interesado en la explicación, consulte el artículo citado a continuación por Sally Stephens.

                        El siguiente planeta extra solar fue descubierto por Michel Mayor cerca de la estrella similar al Sol, 51 Pegasi, ubicada entre 55 y 60 años luz de distancia. Según la amplitud del movimiento de la estrella, el planeta tiene la mitad o dos veces la masa de Júpiter en una órbita que es 1/20 de la distancia de la Tierra al Sol. El período orbital del planeta alrededor de 51 Pegasos es de 4,2 días. Se estima que la temperatura en el planeta es de unos 1000 o C, demasiado caliente para la vida tal como la conocemos.

                        No es posible ver los planetas directamente porque la estrella es aproximadamente mil millones de veces más brillante que el planeta. La única forma de "ver" el planeta es a través de la atracción gravitacional que ejerce sobre la estrella. La rotación del sistema alrededor de un centro de gravedad común, provoca un patrón repetitivo en la posición de la estrella que se detecta en el espectro. Al observar repetidamente una estrella, este patrón se hace evidente. En el caso de 51 Pegasi, el patrón se repite cada 4.2 días como un reloj.

                        Los siguientes dos planetas fueron descubiertos por Geoff Marcy y Paul Butler, quienes han estado observando 120 estrellas de tipo solar desde 1987. El equipo ha estado poniendo su esfuerzo en mejorar el detector y el software en lugar de analizar los datos. Después del anuncio del alcalde, el equipo decidió que sus datos podrían ser lo suficientemente buenos para detectar planetas grandes, por lo que tomaron prestadas seis computadoras poderosas que ejecutaron día y noche analizando 60 estrellas. A principios de enero de 1996, aparecieron los patrones reveladores de dos planetas alrededor de dos estrellas. Ambos planetas son más masivos que Júpiter y se cree que son planetas gigantes gaseosos con núcleos rocosos. El primero está orbitando la estrella 47 Ursea (aproximadamente a 40 años luz de distancia) que tiene una masa de aproximadamente 3,5 Júpiter y una órbita en algún lugar entre la de Marte y Júpiter. Este planeta tiene aproximadamente la masa de Júpiter y una órbita similar a la de Júpiter que parece que podría encajar en nuestro sistema solar. El segundo es el planeta alrededor de 70 Virginis (a unos 70 años luz de distancia) que tiene una masa de 8 Júpiter y 4/10 de la distancia de la Tierra al Sol. Debido a su distancia de la estrella, se estima que la temperatura en la cima de las nubes es de unos 85 o C, lo que es "justo" para el agua líquida y se ha denominado el planeta "Ricitos de oro".

                        Extractos de: Stephens, Sally: "Second Chance Planets", Astronomía, Enero de 1996. Naeye, Robert: "Is This Planet for Real?", Astronomía, Marzo de 1996. Naeye, Robert: "Two New Solar Systems", Astronomía, Abril de 1996.
                        Preguntas de discusión: 1. ¿Por qué los científicos han tardado tanto en encontrar planetas? 2. ¿Crees que hay vida en 70 Virginis-B (el planeta alrededor de 70 Virginis)? 3. ¿Crees que hay vida inteligente "ahí fuera"?

                        VOLVER A:

                        Antecedentes: Con el fin de proporcionar al estudiante una apreciación del rango del espectro electromagnético, se examinarán imágenes del Sol en la línea visible, H-alfa (roja), Ca-K (¿azul?), Radio y x -ray Las imágenes se tomarán del mismo día para que las características visibles en una longitud de onda se puedan comparar con las características en otra longitud de onda. Las diferencias en la imagen del Sol se deben al hecho de que diferentes partes del Sol producen diferentes frecuencias de radiación. Por ejemplo, los rayos X son producidos por la corona y, por lo tanto, una imagen en longitudes de onda de rayos X mostrará la corona del Sol. Dado que la fotosfera y la cromosfera no producen rayos X, el disco del Sol aparece negro en las imágenes de rayos X.

                        PROBLEMA: Comparar imágenes del Sol tomadas en diferentes longitudes de onda. Discutir la energía relativa de las regiones del espectro electromagnético. REQUISITOS 1. Lea y responda las preguntas de discusión sobre EL ESPECTRO ELECTROMAGNÉTICO que se encuentran en los Informes educativos de la NASA para las aulas de secundaria. Haga clic aquí para ir al resumen. 2. Mire las imágenes del sol como se describe a continuación y escriba una declaración comparando las imágenes.

                        Todas las imágenes son del 8 de julio de 1996. Dado que estamos en un período de mínima actividad de manchas solares, hay pocas características en el Sol. Lea la descripción de cada imagen y luego haga clic en la sección subrayada de la descripción para ver la imagen. Para volver a esta pantalla, haga clic en el botón ATRÁS en la parte superior de la pantalla.

                          La primera imagen con luz blanca tomada en el Observatorio Solar Big Bear muestra un conjunto de manchas solares cerca del ecuador en el cuadrante inferior derecho.

                        Las siguientes cuatro imágenes son del SOHO (Observatorio Solar y Heliosférico) que es un satélite en el "punto Lagransiano L1" entre la Tierra y el Sol. Cada una de las siguientes imágenes muestra una pequeña parte de la región ultravioleta extrema y se utilizan para mostrar características magnéticas detalladas. Fe IX / X: longitud de onda = 17,1 nm Fe XII: longitud de onda = 19,5 nm Fe XV: longitud de onda = 28,4 nm He II: longitud de onda = 30,4 nm

                        produce una imagen de la corona como se ve en rayos X. La fotosfera no produce rayos X, por lo que el disco del sol aparece oscuro en contraste con la corona.


                        Ver el vídeo: Solar System - Relative motion of planets (Enero 2022).