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
