El Sistema Solar i les Lleis de l'Univers

Planetes

Astres que giren al voltant d’una estrella.

Satèl·lits

Són cossos rocosos que giren al voltant de planetes.

Asteroides

Cossos petits i rocosos que giren al voltant del Sol.

Cometes

Cossos de gel de mida petita que giren al voltant d’una estrella amb una òrbita molt gran.

Models de l’Univers

Model geocèntric

Primer model que sorgeix que diu què la Terra és el centre de l’Univers i tots els astres giren al seu voltant.

Model d’Aristòtil

Model d’esferes concèntriques.

Model de Ptolomeu

Intenta explicar per què hi havia alguns planetes que semblaven tornar enrere. La solució que proposa Ptolomeu és que els plantes, a més de girar al voltant de la Terra, tenen una altra òrbita més petita anomenada epicicle.

Model heliocèntric

Model que proposa que el Sol està en el centre de l’Univers i que tots els plantes, inclosa la Terra, giren al seu voltant, i la Lluna gira al voltant de la Terra.

D’aquesta manera, Copèrnic va poder demostrar que el fet de veure Mart retrocedir en la seva òrbita només era un efecte òptic produït per el propi moviment de la Terra en la seva òrbita al voltant del Sol.

Lleis de Kepler

1a llei de Kepler

Els planetes giren al voltant del Sol descrivint òrbites el·líptiques.

La part propera al Sol s’anomena periheli i la més allunyada afeli.

2a llei de Kepler

Els planetes es mouen a velocitat areolar constant.

En un mateix període de temps cobreixen àrees iguals.

Els planetes es mouen més ràpid a la zona del periheli que a l’afeli.

3a llei de Kepler

Com més gran és l’òrbita, més temps tarda el planeta en recórrer-la.

Llei de la gravitació universal

Llei proposada per Isaac Newton.

Tots els cossos de l’Univers s’atreuen entre si.

Tots els cossos de l’Univers s’atreuen amb una força directament proporcional a les seves masses i inversament proporcional a la seva distància.

Com més massa tinguin, més força d’atracció.

Com més distància hi hagi entre ells, menys força d’atracció.

F = Gm1 · m2 / r2

F = Força

G = Constant gravitatòria = 6,67 · 10−11

m1 = Massa d’un cos

m2 = Massa d’un altre cos

r = Radi (Distància entre els cossos)

La constant de gravitació és tan petita que per tal que es noti la força d’atracció entre dos cossos, la massa d’almenys un dels dos ha de ser molt gran.

Gravetat i moviment dels cossos

A la Terra, els cossos cauen perquè són atrets per la gravetat del planeta.

Depenent de la mida i la massa d’un planeta, satèl·lit, etc., els cossos cauen amb més o menys velocitat.

Quanta més velocitat donem a un cos al llançar-lo, més tardarà a caure a terra.

Si llencem un cos amb la suficient velocitat, pot arribar a escapar del planeta o quedar-se en òrbita.

L’atracció del planeta, juntament amb la velocitat d’un cos, per exemple un satèl·lit, permeten que aquests no caiguin cap a la Terra.

Gràcies a la llei de gravitació universal es pot calcular la gravetat que hi ha a cada planeta, satèl·lit, estrella, etc.

La gravetat és una acceleració, no una força i com a tal, les seves unitats són m/s2.

Gràcies a la gravetat, podem calcular la força pes dels objectes P = m·g

L’Univers

L’origen de l’Univers és el Big Bang.

L’Univers està en constant expansió.

Les galàxies es van allunyant unes de les altres.

Això implica que quan s’allunyen unes de les altres, també s’acosten a altres.

Per exemple, es sap que la Via Làctia, xocarà amb la galàxia Andròmeda d’aquí uns 3000 milions d’anys.

Distàncies a l’Univers

Unitat astronòmica

1 UA = 150 milions de quilòmetres.

Any llum

1 any llum = 9,5 bilions de quilòmetres.

Traslació i rotació

Translació

És el gir d’un astre al voltant d’un altre.

El període de translació és el temps que tarda un astre en completar una òrbita. A la Terra són 365 dies.

Rotació

Es el gir d’un astre sobre si mateix al voltant d’un eix de rotació imaginari.

A la Terra l’eix de rotació està inclinat.

El període de rotació és el temps que tarda un astre en completar un gir sobre si mateix. A la Terra són 24 hores o 1 dia.

La Lluna

Les fases de la lluna depenen de la seva posició respecte a la Terra i al Sol.

Es donen gràcies a que l’òrbita de la Lluna està inclinada sobre l’òrbita de la Terra.

El període de translació de la Lluna és igual al seu període de rotació.

Això significa que tarda el mateix en completar una òrbita al voltant de la Terra que en completar un gir sobre ella mateixa.

Període de translació = període de rotació = 27 dies.

Aquest fet provoca que des de la Terra sempre es veu la mateixa cara de la Lluna, i per tant té una cara oculta que no es veu mai.

L’atracció gravitatòria de la Lluna provoca augments i disminucions en el nivell del mar, donant lloc a les marees.

L’atracció gravitatòria del Sol també influeix en les marees, però menys que la Lluna, ja que està més enfora.