Geofisica

. Los primeros observadores notaron que el patrón de estrella parecía moverse regularmente y usa esto como una base para determinar el calendario de eventos. Hace más de 3000 años, aproximadamente en el siglo XIII aC, el año y el mes se combinaron en un calenda-rio de trabajo por los chinos, y alrededor de 350 aC, el astrónomo chino Shih Shen prepararon un catálogo de las posiciones de 800 estrellas. Los antiguos griegos observaron que varios cuerpos celestes se movían hacia atrás y adelante en este contexto fija y los llamaron los planetes, que significa "WAN-licitadores." Además del Sol y la Luna, a simple vista podían discernir los planetas Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno.

Ideas geométricas se introdujeron en la astronomía por el filósofo griego Thales en el siglo VI antes de Cristo. Este avance permitió a los griegos para desarrollar la astronomía a su punto más alto en el mundo antiguo. Aristóteles (384-322 aC) resumió el trabajo realizado griega antes de su tiempo y propuso un modelo del universo con la Tierra en el centro. Este modelo geocéntrico fue incrustado en la convicción religiosa y se mantuvo en el poder hasta bien entrada la Edad Media. No le fue indiscutible;tiempo después Aristarco de Samos (c.310-c.230 aC) determinó los tamaños y distancias del Sol y de la Luna respecto a la Tierra y propuso una cosmología heliocéntrica (centrada en el sol).

Hasta la invención del telescopio a principios del siglo XVII el principal instrumento utilizado por los astrónomos para determinar las posiciones y las distancias de los cuerpos celestes fue el astrolabio. Este dispositivo consistía en un disco de madera o metal con la circunferencia marcada off en grados. En su centro se pivota un puntero móvil llamado alidada. Distancias angulares podrían ser determinados por el avistamiento de un cuerpo con la alidada y la lectura off su elevación en la escala angular.

En 1543, el año de su muerte, el astrónomo polaco Nicolás Copérnico publicó un trabajo revolucionario en el que afirmaba que la Tierra no era el centro del universo. Según su modelo, la Tierra gira alrededor de su propio eje, y él y los demás planetas giraban alrededor del sol.

Copérnico calcula el período sideral de cada planeta alrededor del Sol, lo que es el tiempo necesario para que un planeta pueda hacer una revolución y volver a la misma posición angular con respecto a una estrella fija.

También determinó los radios de sus órbitas alrededor del Sol en términos de la distancia Tierra-Sol. El radio medio de la órbita de la Tierra alrededor del Sol se llama una unidad astronómica, sino que es igual a 149.597.871 kilometros. Los valores exactos de estos parámetros se calculan a partir de las observaciones recopiladas durante un intervalo de 20 años por el astrónomo danés Tycho Brahe (1546-1601). A su muerte, los registros pasan a su ayudante, Johannes Kepler (1571-1630). Kepler suc-procedió en la adaptación de las observaciones en un modelo heliocéntrico del sistema de planetas conocidos.

a Kepler tomó muchos años adaptar a las observaciones de Tycho Brahe en tres leyes del movimiento planetario. La primera y segunda leyes (Fig. 1.2) se publicaron en 1609 y la tercera ley apareció en 1619. Las leyes se pueden formular de la siguiente manera:

la órbita de cada planeta es una elipse con el Sol en un foco;

2)el radio de la órbita de un planeta barre áreas iguales

3) la relación entre el cuadrado del periodo de un planeta (T2) Al cubo del semieje mayor de su órbita (a3) Es una cons-tante de todos los planetas, incluyendo la Tierra.

Las tres leyes de Kepler son puramente empíricas, derivada de observaciones precisas. De hecho, son expresiones de las leyes físicas más fundamentales.

Las formas elípticas de las órbitas planetarias descritas por la primera ley son una consecuencia de la conservación de la energía de un planeta en órbita alrededor del Sol bajo la dirección efecto de una atracción central que varía como el inverso del cuadrado de la distancia.

La segunda ley que describe la velocidad de movimiento del planeta alrededor de su órbita se desprende directamente de la conservación del momento angular del planeta.

La tercera ley resulta del equilibrio entre la fuerza de la gravedad que atrae al planeta hacia el Sol y la fuerza centrífuga lejos del Sol debido a su velocidad orbital. La tercera ley se prueba fácilmente para órbitas circulares

En 1781 William Herschel descubrió Urano, el primer planeta encontrado por telescopio. Se observó que el movimiento orbital de Urano tener inconsistencias, y se infiere que las anomalías se deben a la perturbación de la órbita de un planeta aún no descubierto.

El nuevo planeta predicho, Neptuno fue descubierto en 1846. Aunque Neptuno fue capaz de dar cuenta de la mayor parte de las anomalías de la órbita de Urano, se dio cuenta posteriormente de que las pequeñas anomalías residuales se mantuvo.

En 1914 Percival Lowell predijo la existencia de un planeta aún más lejano, la búsqueda de lo que culminó con la detección de Plutón en 1930.

1.1.3.2 los planetas terrestres y la luna tienen características fundamentales por eso es importante conocerlas.

Mercurio es el planeta más cercano al sol. Esta proximidad y su pequeño tamaño hacen que sea dificil a estudiar de forma telescópica. Su órbita tiene una gran excentricidad (0.206). En el perihelio del planeta viene dentro de 46,0 millones de kilómetros (0.313 UA) del Sol, pero en el afelio la distancia es de 69,8 millones kilometros (0,47 UA).

Hasta 1965 se pensaba que el período de rotación a ser el mismo que el período de revolución (88 días), por lo que mantendrá la misma cara al Sol, de la misma manera que la luna no a la Tierra. Sin embargo, en 1965 las mediciones de radar Doppler demostraron que este no es el caso. En 1974 y 1975 las imágenes del paso cercano de la Mariner 10, la única nave espacial que ha visitado el planeta, dio un período de rotación de 58,8 días, y Doppler track-ing dio un radio de 2439 km.

El giro y movimientos orbitales de Mercurio son tanto progrado y se acoplan en la proporción 03:02. El período de vuelta es 58,79 días terrestres, casi exactamente 2/3 de su período orbital de 87,97 días terrestres. Para un observador en el planeta esto tiene la consecuencia de que un inusual día de Mercurio dura más de un año Mercury! Durante una revolu-ción orbital alrededor del Sol (un año Mercury) un observador en la superficie gira alrededor del eje de giro de 1,5 veces y por lo tanto avanza por una media vuelta adicional. Si el año Mercury comenzó al amanecer, que pondría fin al atardecer, por lo que el observador en Mercurio se pasaba todo el día de la Tierra 88 expuesta a la calefacción solar, lo que hace que la temperatura de la superficie exceda de 700 K. Durante el siguiente año Mercurio, el avances rotación axial por una media vuelta más, durante los cuales el observador está en el lado nocturno del planeta durante 88 días, y los sumideros de temperatura por debajo de 100 K. Después de 2 órbitas solares y 3 rotaciones axiales, el observador está de vuelta en el punto de partida punto. La gama de temperaturas en la superficie de Mercurio es el más extremo en el sistema solar.

Venus es el objeto más brillante del cielo después del Sol y la Luna. Su órbita lo acerca a la Tierra que cualquier otro de telescopio. Su ocultación con el Sol se observó telescópica-mente tan pronto como 1639. Las estimaciones de su radio basado en ocultaciones indicaron sobre 6.120 kilometros. Galileo observó que el tamaño aparente de Venus cambió con su posición en órbita y, al igual que la Luna, la aparición de Venus mostró difffases erent de forma de media luna a la plena. Esta fue una prueba importante a favor del modelo de helio céntrica copernicana del sistema solar, que aún no había reemplazado el modelo geocéntrico aristotélico.

Venus tiene la órbita más casi circular de cualquier planeta, con una excentricidad de sólo 0.007 y radio de 0.72 AU (Tabla 1.2) significa. Su periodo orbital es de 224,7 días terrestres, y el período de rotación alrededor de su propio eje es 243,7 días terrestres, ya que el año venusino. Su eje de rotación está inclinado a 177_ al polo de la eclíptica, lo que hace su retrógrado giro. La combinación de estos movimientos se traduce en la longitud de un día de Venus (el tiempo entre sucesivas salidas del sol en el planeta) que es igual a alrededor de 117 días de la Tierra.

La Tierra se mueve alrededor del Sol en una órbita ligeramente elíptica. Los parámetros del movimiento orbital son impor-tante, porque definen unidades astronómicas de distancia y tiempo. La rotación de la Tierra sobre su propio eje de un cenit solar a la siguiente define el mínimo de 0.001 y un máximo de 0,060 con un período de alrededor de 100.000 años debido a la influencia de los otros planetas. El radio medio de la órbita (149597871 kilometros) se llama una unidad astronómica (UA). Las distancias en el sistema solar por lo general se

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