Mecánica celeste

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El Sistema Solar pue ser esplicáu con gran aproximamientu por aciu la mecánica clásica, concretamente, por aciu les lleis de Newton y la llei de la gravitación universal de Newton. Solo delles pequenes esviaciones nel perihelio de mercuriu que fueron descubiertos tardíamente nun podíen ser esplicaes poles teoría de Newton y solo pudieron ser esplicaos por aciu la teoría de la relatividá xeneral d'Einstein.

La mecánica celeste ye una caña de la astronomía y la mecánica que tien por oxetu l'estudiu de los movimientos de los cuerpos celestes en virtú de los efectos gravitatorios qu'exercen sobre él otros cuerpo masivos. Aplíquense los principios de la física conocíos como mecánica clásica (Llei de la Gravitación Universal de Isaac Newton). Estudia'l movimientu de dos cuerpos, conocíu como problema de Kepler, el movimientu de los planetes alredor del Sol, de los sos satélites y el cálculu de les órbites de cometes y asteroides.

Curtia hestoria del desenvolvimientu de la mecánica celeste[editar | editar la fonte]

Kepler foi'l primeru en desenvolver les lleis que rixen les órbites a partir d'observaciones empíriques del movimientu de Marte sofitaes, en gran parte, n'observaciones astronómiques realizaes por Tycho Brahe. Años dempués, Newton desenvolvió la so llei de gravitación basándose nel trabayu de Kepler.

Isaac Newton introdució la idea de que'l movimientu de los oxetos nel cielu, como los planetes, el Sol, la Lluna, y el movimientu d'oxetos na Tierra, como les mazanes que cayen d'un árbol, podría describise poles mesmes lleis de la Física. Nesti sentíu él unificó la dinámica celeste y terrestre por eso la so Llei de gravitación llámase Universal.

Usando la llei de Newton de gravitación, pueden demostrase les lleis de Kepler. Esta demostración ye fácil pal casu d'una órbita circular y más difícil pa les órbites elíptiques, parabóliques y hiperbóliques. Nel casu de la órbita de dos cuerpos aisllaos, por casu el Sol y la Tierra, atopar la situación nun momentu posterior, conociendo primeramente la posición y velocidá de la Tierra nun momentu inicial, conozse como'l (problema de los dos cuerpos) y ta totalmente resueltu, esto ye, hai un conxuntu de fórmules que dexen faer el cálculu.

Si'l númberu de cuerpos implicaos ye trés o más el problema nun ta resueltu. La solución del problema de los n-cuerpos (que ye'l problema d'atopar, dáu les posiciones iniciales, mases, y velocidaes de n cuerpos, les sos posiciones pa cualquier intre) nun ta resueltu pola mecánica clásica. Solo determinaes simplificaciones del problema tienen solución xeneral.

Los movimientos de tres cuerpos pueden resolvese en dellos casos particulares. El movimientu de la Lluna influyíu pol Sol y la Tierra reflexa la dificultá d'esti tipu de problemes y ocupó la mente de munchos astrónomos mientres sieglos.

Determinación d'órbites[editar | editar la fonte]

La mecánica celeste ocupar de calcular la órbita d'un cuerpu recién descubiertu y del que se tienen poques observaciones; con tres observaciones yá puede calculase los parámetros orbitales. Calcular la posición d'un cuerpu nun intre dáu conocida la so órbita ye un exemplu directu de mecánica celeste. Calcular la so órbita conocíes trés asities reparaes ye un problema muncho más complicáu.

La planificación y determinación d'órbites pa una misión espacial interplanetaria tamién ye frutu de la mecánica celeste. Una de les técniques más usaes ye utilizar el tirón gravitatoriu pa unviar a una nave a otru planeta cuando'l combustible del cohete nun dexara tal acción. Faise pasar a la nave a una curtia distancia d'un planeta pa provocar la so aceleración.

Exemplos de problemes[editar | editar la fonte]

El problema de trés o más cuerpos nun ye un problema teóricu sinón que la naturaleza ta llena d'ellos, lo que nunca se da na naturaleza ye'l problema de dos cuerpos que ye una situación irreal que nun se produz. Dellos exemplos:

La teoría de perturbaciones[editar | editar la fonte]

La teoría de perturbaciones entiende métodos matemáticos que s'usen p'atopar una solución averada a un problema que nun puede resolvese esactamente, empezando cola solución esacta d'un problema rellacionáu. Asina, nel casu del planeta alredor del Sol, puede considerase que se trata d'un problema de dos cuerpos (el so movimientu ye una elipse) y tratar l'acción de los demás cuerpos como perturbaciones a esa elipse atopada que van causar variaciones de la escentricidá, oscilaciones del planu de la órbita que va faer variar la posición del nodo, o'l xiru de la exa mayor de la órbita que va faer variar el perihelio.

Pa tolos planetes estes variaciones calculaes afacer a les reparaes, sacante para'l casu de Mercuriu onde había un escesu nel xiru del perihelio que nun tenía esplicación. El descubrimientu d'esta pequena esviación na meyora del perihelio de Mercuriu atribuyóse primeramente a un planeta cercanu al Sol, hasta que Einstein esplicar col so teoría de la Relatividá.

Perturbaciones inverses[editar | editar la fonte]

Saber la perturbación que causa un cuerpu conocíu sobre otru cuerpu, por casu l'acción de Xúpiter sobre la órbita de Urano, ye una tema de perturbaciones directes. Al aplicar toles perturbaciones de los cuerpos conocíos a la órbita de Urano, quedaba una borrafa ensin esplicar. Pensóse que se debíen a un cuerpu desconocíu: nesti casu, víase l'efectu, pero desconocía la masa y posición del causante.

El movimientu estrañu d'Urano, causáu poles perturbaciones d'un planeta hasta entós desconocíu, dexó a -y Verrier y Adams afayar al planeta Neptuno por aciu cálculos. Afayar la órbita, masa y posición del cuerpu que causaba la perturbaciones na órbita de Urano ye un casu de perturbación inversa, y ye muncho más complicáu que'l problema habitual.

Relatividá Xeneral[editar | editar la fonte]

Dempués de que Einstein esplicara la precesión anómala del perihelio de Mercuriu, los astrónomos reconocieron qu'esisten llimitaciones a la exactitú que puede apurrir la mecánica newtoniana.

La nueva visión de la mecánica y de la gravitación de Einstein ye utilizada solo en ciertos problemes específicos de la mecánica celeste cuidao que, na mayoría de los problemes qu'enceta esta disciplina, sigue siendo abondo precisa la mecánica newtoniana.

Ente les temes que riquen el concursu de la relatividá xeneral tán, por casu, les órbites de los púlsares binarios, que la so evolución suxure la esistencia de la radiación gravitacional. La teoría de Einstein prediz les ondes gravitacionales, que la so primer observación directa llogróse'l 14 de setiembre de 2015; el autores de la detección fueron los científicos del esperimentu AMIESTO.

Delles teoríes postulen tamién la esistencia d'una partícula, el gravitón, responsable de mediar la fuerza gravitacional, tal como asocede na física de partícules coles otres trés fuerces fundamentales.


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