Prueba de Texto

Prueba de texto (universo)

mo y cundo se form el SistemaSolar, por qu los planetas son tandistintos unos de otros y qucaractersticas comparten comointegrantes de un mismo sistemaEl Sistema Solar constituye unapeculiar mezcla de cuerpos: unaestrella mediana, el Sol, nueveplanetas (algunos terrestres y otrosgaseosos), ms de cien satlitesconocidos, millones de asteroides,trillones de cometas y viento solar(un flujo de partculas elctricamentecargadas procedentes del Sol queinvade el espacio interplanetario).A lo largo de este viaje por elUniverso veremos las caractersticasindividuales de los cuerpos queforman el Sistema Solar, por lo quehoy quiz resulte ms adecuado revisarsus caractersticas como sistema; paraello resulta imprescindible acudir aun concepto bsico, la gravedad, queconstituye el ingrediente principal entodos los sistemas que hallamos en elUniverso, desde un sistema planetariomltiple a un sistema estelar binarioo incluso una galaxia. La gravedad esla fuerza de atraccin de todos loscuerpos materiales, proporcional alproducto de las masas e inversamenteproporcional al cuadrado de ladistancia entre ellas. Se trata dela fuerza que nos mantiene pegados alsuelo y la que provoca que las cosas secaigan y, en el Sistema Solar, provocaque el Sol (el cuerpo ms prominente,que abarca el 98% de la masa total deste), se presente como el elementodominante alrededor del que girantodos los dems cuerpos. stos, cuyasrbitas se sitan en un planodenominado eclptica, siguen elSILBIA LPEZ DE LACALLE Y RAFAEL RODRIGO2.sentido de rotacin del Sol sobre sueje (contrario a las agujas del reloj),tanto en su movimiento de rotacin(sobre su propio eje) como en el detraslacin (alrededor del Sol); existen,sin embargo, curiosas excepciones,como Venus o Plutn, que giran sobresu eje en sentido contrario, o Urano,que se halla literalmente tumbado(su eje de rotacin casi coincide conla eclptica).Si bien la explicacin fsica delmovimiento de los planetas, la ley deGravitacin Universal, no fueformulada por Newton hasta 1666, yaen 1609 el astrnomo Johannes Keplerdescribi el movimiento de los planetaspor medio de tres leyes fundamentales,cuya validez se prob cierta alconvertirse en un mtodo eficaz parapredecir la posicin de stos. Kepler,tras estudiar las numerosasobservaciones realizadas por TychoBrahe, propuso como primera ley unmovimiento planetario que dibujabarbitas elpticas, y no circulares como secrea, con el Sol en uno de los focos dela elipse. As, cuando el planeta se hallaa la mxima distancia al Sol seencuentra en su afelio, en tanto que laposicin de mayor proximidad conrespecto a ste se denomina perihelio.Sin embargo, a excepcin de Plutn,que traza una rbita marcadamenteelptica, el resto de planetas giran enrbitas casi circulares (la Tierra, porejemplo, dista 152 millones dekilmetros del Sol en su afelio y 147millones de kilmetros en su perihelio).La segunda ley de Kepler, por su parte,indica que la velocidad de un planetavara a lo largo de su trayectoria (siendo