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SECTOR L1
LENTE GRAVITATORIA
Las teorías de la gravitación tanto clásica (de Newton) como relativista (de Einstein) indican que la luz tiene que verse afectada por la atracción gravitatoria. Por lo tanto, cuando un haz de luz pasa junto a un objeto masivo se tiene que desviar. Esta desviación puede compararse con el cambio de dirección de propagación que experimenta la luz cuando pasa del aire al vidrio. Cabe pensar, por tanto, que si se dispone una cierta cantidad de masa del modo adecuado, su gravitación puede ser capaz de desviar la luz de un modo parecido al efecto inducido por la refracción en una lente. Este fenómeno recibe el nombre de lente gravitatoria. Lo que en principio podría parecer una especulación teórica se confirmó en el siglo XX a las escalas astronómicas más diversas
En un contexto cosmológico es frecuente que objetos muy masivos (galaxias, cúmulos de galaxias) se comporten como lentes gravitatorias que deforman, amplían e intensifican las imágenes de objetos situados por detrás. En el seno de la Galaxia se han observado también microlentes gravitatorias, fenómenos de intensificación de la luz debidos al mismo influjo gravitatorio pero actuando en sistemas menos masivos.
LEY DE LA GRAVITACIÓN UNIVERSAL Ley física enunciada por Isaac Newton que establece que una partícula de masa M1 ejerce una fuerza de atracción sobre otra de masa M2, que es directa proporcional al producto de las dos masas e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que las separa. Esta ley es aplicable al estudio del movimiento de los cuerpos en el universo y concretamente, ha sido utilizada para validar las leyes de Kepler del movimiento planetario.
SECTOR L2
LEY DE HUBBLE
El universo está en expansión, los cúmulos de galaxias se alejan unos de otros porque el espacio que los separa va creciendo. Edwin Powell Hubble y Milton Lasell Humason se percataron de este fenómeno porque la expansión cósmica induce un desplazamiento al rojo en los espectros de las galaxias lejanas. Hubble estableció de manera empírica que el desplazamiento al rojo z es proporcional a la distancia que nos separa de una galaxia, d. Podemos escribir por tanto z = H0 d/c, donde la constante de proporcionalidad H0 se denomina constante de Hubble y c corresponde a la velocidad de la luz. Los modelos cosmológicos han puesto de manifiesto posteriormente que la ley de Hubble solo tiene validez en el universo local, para distancias inferiores a unos cientos de millones de años-luz. Sí tiene validez general una ley similar, pero diferente, que se deduce de estos modelos cosmológicos, la llamada relación velocidad-distancia, que indica que la velocidad de separación v entre dos puntos cualesquiera es proporcional a la distancia que los separa, d, con la misma constante de Hubble como factor de proporcionalidad: v = H0d. Es muy frecuente confundir la relación velocidad-distancia (de validez general) con la ley de Hubble, una relación aproximada de carácter empírico. La constante de Hubble, H0, que aparece en las dos leyes comentadas (ley de Hubble y relación velocidaddistancia) mide el ritmo al que se expande el universo actualmente. Su valor se estima en unos 71 kilómetros por segundo y por megapársec. Esto quiere decir que la expansión del universo hace que los cúmulos de galaxias se alejen unos de otros, y lo hacen a un ritmo tal que por cada megapársec de distancia (o sea, cada 3 millones de años-luz) la velocidad de alejamiento se incrementa en 71 kilómetros por segundo. La expansión del universo se ha producido a ritmos diferentes en otros momentos de la historia del cosmos y para medirla se recurre al parámetro de Hubble, H, que representa el mismo concepto que la constante de Hubble
SECTOR L3
LEYES DE KLEPLER
Conjunto de tres expresiones matemáticas mediante las cuales el astrónomo alemán Johannes Kepler describió el movimiento de los planetas alrededor del Sol en el siglo XVII. En la primera ley de Kepler se constata que las órbitas planetarias son elípticas y no circulares, con el Sol situado en uno de sus focos. La segunda ley, conocida también como ley de las áreas, está relacionada con la conservación del momento angular. Por este motivo, cuando el planeta está más alejado del Sol (afelio), su velocidad es menor que cuando está más cerca (perihelio). Por último, la tercera ley de Kepler relaciona las propiedades de unas órbitas planetarias con las de otras. Establece que el cuadrado del periodo de revolución de un planeta alrededor del Sol es proporcional al cubo del semieje mayor (o sea, el tamaño) de la órbita. Las leyes de Kepler no solo se aplican a los planetas que orbitan alrededor del Sol, sino a todo cuerpo celeste que orbite alrededor de otro bajo la influencia de la gravitación
LUNA
La Luna es el único satélite natural de la Tierra. Se encuentra a 384 400 km de distancia de la Tierra y tiene un diámetro de 3476 km. Tarda en dar una vuelta alrededor de la Tierra unos 27,32 días. Debido a efectos de marea, el periodo de rotación de su eje coincide con el de traslación en torno a la Tierra, por lo que la Luna siempre presenta la misma cara al observador terrestre. A lo largo de su órbita, el cambio de posición de la Luna respecto al Sol
