El trabajo que hemos subido a esta página, trata de las fuerzas gravitatorias, en él hemos incluido los diversos apartados que aparecen en el libro y seguidamente hemos ido añadiendo o reduciendo conceptos a conocer, como por ejemplo los modelos del universo, las leyes de Kepler, Newton, Galileo etc.

1. LAS FUERZAS GRAVITATORIAS

2. El universo: Objetivo: Conocer las observaciones y fundamentos que sustentan al modelo heliocéntrico del Sistema Solar Galileo, Kepler y Newton: El telescopio; las observaciones de Galileo; Las tres leyes de Kepler; Newton y sus leyes del movimiento y la gravitación universal. TEMAS Movimientos aparentes de los planetas: Mercurio y Venus; Marte, Júpiter y Saturno; movimiento directo y retrógrado; Modelos geocéntricos y heliocéntricos. Galileo, Kepler y Newton: El telescopio; las observaciones de Galileo; Las tres leyes de Kepler; Newton y sus leyes del movimiento y la gravitación universal. Los planetas del sistema solar: La Tierra, Mercurio, Venus y Marte; Júpiter y Saturno; Urano y Neptuno. Los planetas enanos y los cuerpos menores: Ceres, Plutón, Eris y los objetos trans-neptunianos; asteroides, cometas; meteoros y meteoritos; la nube de Oort. Orígenes de sistemas planetarios: origen y evolución del Sistema Solar, otros sistemas planetarios y sus orígenes.

3. El telescopio. El telescopio es un instrumento óptico que nos permite ver objetos lejanos. Es la herramienta fundamental de la astronomía y cada desarrollo o perfeccionamiento de este instrumento ha sido seguido de avances en nuestra compresión del Universo. La invención del telescopio es atribuida al alemán Hans Lippershey, un fabricante de lentes, alrededor de 1608, pero fue hasta 1609 que Galileo Galilei lo utilizó para observar el cielo. La parte principal óptica del telescopio es el objetivo (lente o espejo), que recoge la luz que forma la imagen del objeto o de un campo de cielo. El objetivo se une al dispositivo receptor con el tubo. La estructura mecánica que soporta el tubo y garantiza su apuntamiento se llama montura. Si el receptor de luz es el ojo (en las observaciones visuales se necesita obligatoriamente un ocular, en el que se ve la imagen formada por el objetivo. Durante las observaciones fotográficas, fotoeléctricas, espectrales no se necesita ocular.

4. GALILEO GALILEI Físico y astrónomo italiano. Es considerado uno de los fundadores del método experimental y de la ciencia moderna. A pesar de ser un católico fiel fue perseguido por la Inquisición, la cual lo condenó a prisión domiciliaria de por vida, por haber simplemente apoyado las ideas de Copérnico (siendo la fundamental aquella que afirmaba que todos los planetas giran alrededor del Sol). Aportaciones infinitasNació en Pisa, Italia, en 1564. Fue el primogénito del florentino Vincenzo Galilei, músico por vocación, pero comerciante para sobrevivir. Comenzó sus estudios en el campo de la medicina, influido por su padre, pero los abandonó para dedicarse de lleno a las matemáticas, la astronomía y la física. Es considerado uno de los fundadores del método experimental y de la ciencia moderna, sus principales aportaciones a la física se centran en el movimiento de los cuerpos y en la teoría de la cinemática. De hecho pasó a ser el fundador de la mecánica, parte de la física consagrada al estudio de los desplazamientos de los cuerpos y sus causas. Galileo afirmó y trató de convencer al mundo de que todos los planetas giran alrededor del Sol; razón por la que, al por defender una teoría que se oponía abiertamente a la aristotélica, tuvo problemas con la Iglesia. En el año 1616, bajo un recién creado decreto de la misma según el cual el copernicanismo era declarado falos y erróneo, el Papa le ordenó renegar de sus afirmaciones y prometer no volver a defender en público la teoría copernicana. Galileo lo hizo por primera vez y se retiró durante varios años a vivir en Florencia.

5. Las observaciones de Galileo: Figura 1.1 Dibujo de la Luna publicado en la obra El mensajero de los astros escrita por Galileo Galilei. En diciembre de 1609 Galileo había construido un telescopio de veinte aumentos, con el que descubrió montañas y cráteres en la Luna. Figura 1.2 Dibujo de las manchas solares publicado en la obra El mensajero de los astros escrita por Galileo Galileo. Los defensores del sistema tolemaico sostenían, con Aristóteles, que en el firmamento sólo podían existir cuerpos esféricos perfectos. Las observaciones mediante el telescopio de Galileo desmintieron esta opinión: fue el primero en describir los cráteres de la luna o las manchas solares. Tales observaciones le permitieron determinar el período de rotación del Sol y la dirección de su eje. Galileo basado en sus observaciones de las lunas de Júpiter y las fases de Venus defendió la teoría de Copérnico sobre el movimiento de la Tierra y los demás planetas en torno al Sol. Su razonamiento estaba basado en el hecho que si Júpiter tenia satélites girando a su alrededor, por lo tanto que era posible que la Tierra girase en torno del Sol como lo decía el modelo de Copérnico. Además, Venus presenta fases igual que nuestra Luna, sin embargo tales observaciones no se podían explicar con el modelo geocéntrico, pero si podía explicarse con el modelo Heliocéntrico. Figura1.3 Sistema solar. Dibujo realizado por Galileo que muestra el sistema solar según la teoría de Copérnico. Se ven además las lunas de Júpiter, llamadas satélites galileanos en honor a su descubridor. Las observaciones de Galileo en especial el descubrimiento de las fases de Venus son las que permitieron desechar el modelo geocéntrico en vez del cual se adopto el modelo heliocéntrico para explicar las orbitas planetarias del nuestro Sistema Solar.

6. Revisando las observaciones con telescopio, que hizo Galileo, te has enterado de que Venus, visto desde La Tierra, presenta fases. No obstante, la ocurrencia de las fases de Venus es imposible explicarlas utilizando el modelo geocéntrico. ¡Y esto es más que suficiente para descartar el modelo geocéntrico! Ante el hecho de observar, desde La Tierra, las fases de Venus… solamente sobrevive el modelo heliocéntrico. Estudiemos, entonces, el modelo heliocéntrico. Estudiemos las valiosas aportaciones que ha realizado Kepler a este modelo mediante sus tres leyes del movimiento de los planetas alrededor del sol.

7. KEPLER En el siglo XVI, el astrónomo polaco Nicolás Copérnico remplazó la tradición de la tierra como centro del movimiento planetario con uno en el cual el sol es el centro y los planetas se mueven alrededor en círculos y los astrónomos comenzaron a aceptar la idea de que la Tierra y los planetas giraban alrededor del Sol, en lugar de que el Sol y los planetas giraran alrededor de la Tierra. A través de el modelo de Copérnico llegó a ser cercana la predicción correcta del movimiento de los planetas. Esto llega a ser particularmente evidente en el caso de el planeta Marte, cuya órbita fue medida muy exactamente por el astrónomo danés Tycho Brahe, sin embargo los astrónomos no eran capaces aún de describir el movimiento de los planetas con precisión. El astrónomo alemán Johannes Kepler fue quien finalmente tuvo la capacidad de describir el movimiento planetario utilizando tres expresiones matemáticas, las cuales llegaron a ser conocidas como las leyes de movimiento planetario de Kepler, quien además encontró que las órbitas planetarias no eran circulares, sino elípticas. Las tres leyes referentes al movimiento de los planetas en sus órbitas alrededor del Sol, descubiertas por Kepler. Las leyes de Kepler no solo se aplican a los planetas que orbitan alrededor del Sol, sino todos los casos de cuerpos celestes que orbitan otro bajo la influencia de la gravedad.

8. LEYES DE KEPLER: Órbitas elípticas Los planetas describen órbitas elípticas estando el Sol en uno de sus focos. La elipse se ve como un círculo alargado: un eje largo, llamado eje mayor; perpendicular a el eje mayor está el eje menor el más corto. Los 2 focos están simétricamente localizados en cada lado del eje mayor. En la siguiente página observaremos como un círculo alargado: un eje largo, llamado eje mayor; perpendicular a el eje mayor está el eje menor el más corto. Los 2 focos están simétricamente localizados en cada lado del eje mayor. http://www.sociedadelainformacion.com/departfqtobarra/gravitacion/kepler/1kepler/Kepler1.html

9. 2ª LEY DE KEPLER: Los cuerpos celestes describen trayectorias en las que se cumple que: las áreas barridas por el radio vector en tiempos iguales son iguales. El radio vector va desde el foco de la elipse a la posición del planeta en cada instante. La ley de las áreas es equivalente a la constancia del momento angular, es decir, cuando el planeta está más alejado del Sol (afelio) su velocidad es menor que cuando está más cercano al Sol (perihelio). En la siguiente página podremos apreciarlo mediante una imagen: http://www.sociedadelainformacion.com/departfqtobarra/gravitacion/kepler/2kepler/KeplersLawssegunda.html La demostración de la segunda ley de Kepler, se fundamenta en la conservación del momento angular lo cual es consecuencia de que la fuerza de gravedad corresponde a una fuerza central. Para ver esto, consideremos un planeta de masa, m, moviéndose alrededor del sol en una órbita elíptica. La fuerza gravitacional que actúa sobre el planeta siempre se dirige a lo largo del radio vector, hacia el sol. Se le llama fuerza central a la fuerza de este tipo, dirigida hacia un punto fijo o en sentido contrario a él. La relación que sería es la siguiente:

10. 3ª ley de Kepler Los cuadrados de los periodos de revolución son proporcionales a los cubos de la distancia promedio al sol. Es decir el cuadrado de el periodo del planeta es proporcional a el cubo de la distancia promedio de la órbita del planeta.A partir de la tercera ley, puede calcularse la distancia de un planeta al Sol una vez que se conoce su período. Aquí en esta página lo podremos apreciar: http://www.sociedadelainformacion.com/departfqtobarra/gravitacion/kepler/3kepler/Keplers3Law.html La Ley de la Gravitación Universal permite explicar las leyes de Kepler sobre las órbitas planetarias: Para un planeta de masa m a una distancia r del Sol, la atracción gravitatoria será la que obliga al planeta a describir su órbita, por lo que ha de ser la fuerza centrípeta que actúa sobre el planeta. Igualando ambas fuerzas, la masa del planeta puede simplificarse y podemos obtener el cuadrado de la velocidad angular del planeta, lo que nos indica que cuanto mayor sea la distancia al Sol (r), menor será la velocidad del planeta. La velocidad angular del planeta se puede escribir en función del periodo de su órbita. Si ahora realizamos el cuadrado y agrupamos periodo y radio en un miembro de la ecuación lo que aparece en el segundo miembro de la igualdad es una constante, que es justamente la tercera ley de Kepler.

11. SISTEMA GEOCÉNTRICO Durante milenios el hombre creyó que la Tierra era el centro del Universo; no es difícil incluso seguirlo creyendo en nuestros días. La Tierra se ve tan enorme, sólida y estable y los astros parecen tan pequeños y se mueven con tanta regularidad que construir una imagen del mundo con la Tierra estática en el centro, rodeada por una bóveda celeste en suave movimiento, resulta lo más natural. Con pequeñas variantes, los sistemas del mundo construidos hasta hace unos cuantos siglos fueron principalmente geocéntricos, y ninguna otra sugerencia pudo realmente prosperar. Los propósitos de la astronomía consistían únicamente en identificar y catalogar las estrellas fijas, llamadas así por considerarlas puntos luminosos adheridos a la bóveda celeste, y en explicar los movimientos de los planetas (Luna, Sol, Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno). La bóveda celeste se consideraba una gran esfera de cristal y los planetas se pensaban como adheridos a otras esferas cristalinas que formaban parte de complejos conjuntos, unidos a su vez a la gran bóveda celeste. El sistema geocéntrico. En los sistemas geocéntricos la Tierra era considerada el centro del Universo alrededor del cual giraban todos los cuerpos celestes. Por simplicidad se ilustra un solo círculo por cada planeta, pero en realidad se requería de muchos de ellos para poder explicar sus movimientos. Más allá de la esfera de las estrellas se consideraba que se encontraba el motor primario que impulsaba los movimientos de los cuerpos celestes.

12. SISTEMA HELIOCÉNTRICO Hay personas amantes de lo simple; hay quienes consideran que lo sencillo es bello y que lo bello y simple tiene que ser verdadero. Algo de esto influyó en el abandono del sistema geocéntrico. El sistema heliocéntrico copernicano consideraba al Sol el centro del Universo y a los planetas girando en torno a él; solo la Luna giraba alrededor de la Tierra en este sistema. Más allá de Saturno, el último planeta conocido en la antigüedad, se colocaba nuevamente a la esfera de las estrellas fijas la cual se consideraba inmóvil. Para simplificar se indica un solo círculo por cada planeta, pero el sistema de Copérnico era mucho más complicado.

13. NEWTON Isaac Newton, (4 de enero, 1643 NS – 31 de marzo, 1727 NS) fue un científico, físico, filósofo, alquimista y matemático inglés, autor de los PhilosophiaeNaturalis Principia Mathematica, más conocidos como los Principia, donde describió la ley de gravitación universal y estableció las bases de la Mecánica Clásica mediante las leyes que llevan su nombre. Entre sus otros descubrimientos científicos destacan los trabajos sobre la naturaleza de la luz y la óptica (que se presentan principalmente en el Opticks) y el desarrollo del cálculo matemático.Newton fue el primero en demostrar que las leyes naturales que gobiernan el movimiento en la Tierra y las que gobiernan el movimiento de los cuerpos celestes son las mismas. Es, a menudo, calificado como el científico más grande de todos los tiempos, y su obra como la culminación de la Revolución científica.Fue respetado durante toda su vida como ningún otro científico, y prueba de ello fueron los diversos cargos con que se le honró: en 1689 fue elegido miembro del Parlamento, en 1696 se le encargó la custodia de la Casa de la Moneda, en 1703 se le nombró presidente de la Royal Society y finalmente en 1705 recibió el título de Sir de manos de la Reina Ana.

14. LA DINÁMICA DEL UNIVERSO. APORTACIÓN DE NEWTON. Combinando la descripción de Kepler con sus leyes del movimiento, Newton encontró la forma matemática de la fuerza que ejerce el sol sobre los planetas. El razonamiento va así: Los planetas se desvían del camino recto. No tienen un movimiento rectilíneo e uniforme. Por lo tanto, según la primera ley de Newton, sobre ellos actúa alguna fuerza. Una fuerza causa una aceleración (segunda ley de Newton). La aceleración que produce esa fuerza es tal que el planeta se mueve en una elipse con el sol en un foco y cumpliendo las otras dos leyes de Kepler. ¿Qué forma matemática debe tener la fuerza para producir esa aceleración? Newton usó unas matemáticas que él mismo había inventado y concluyó que la fuerza que ejerce el sol sobre un planeta era: proporcional a la masa del planeta: cuanto mayor la masa del planeta, más intensa la fuerza proporcional a la masa del sol inversamente proporcional a la distancia entre ambos, pero elevada al cuadrado: cuanto más lejos el planeta, menos intensa la fuerza. Aquí está la forma matemática de la fuerza de gravedad: donde:G es un número fijo, llamado constante de la gravitación universalM es la masa del solm es la masa del planetad es la distancia entre el planeta y el sol

15. También hay que tomar en cuenta la tercera ley de Newton (la de la acción y la reacción): si el sol ejerce una fuerza sobre el planeta, éste ejerce sobre el sol una fuerza de la misma intensidad, pero dirigida al revés. La ley de la gravitación universal de Newton se pudo extender después más allá del sistema solar, a los movimientos de las estrellas y hasta al de las galaxias. Se justificaba cada vez más llamarla “universal”.

16. CONSECUENCIAS DE LA LEY DE LA GRAVITACIÓN UNIVERSAL. Existen muchos otros fenómenos que pueden justificarse con la ley de la gravitación universal. LA FUERZA PESO: El peso es la fuerza de atracción gravitatoria que la Tierra ejerce sobre los cuerpos que están en sus proximidades. Por lo tanto, el peso y la atracción gravitatoria es la misma fuerza para un cuerpo que está sobre la superficie de la Tierra: Si el cuepro no está próximo a la superficie de la Tierra como hemos supuesto, sino mucho más lejos, “g” tendrá un valor más pequeño, pues R + h > R (R = radio de la Tierra) Del mismo modo, si estamos en la superficie de la Luna o de otros planetas el valor de g también será diferente, porque cambian los valores de la Masa y del radio de la tierra.

17. 2. EQUILIBRIO: Un cuerpo apoyado en una superficie está en equilibrio cuando no vuelca. Para que esto suceda es necesario que la vertical que pasa por su centro de gravedad caiga dentro de la base de sustentación. FACTORES QUE AFECTAN EL EQUILIBRIO1- LA BASE DE SUSTENTACIÓNCuanto más grande es la base de sustentación, mayor será el equilibrio de cualquier cuerpo2- LA ALTURACuanto más bajo es un objeto mas bajo estará su CG y mayor equilibrio tendrá 3- EL PESOCuanto más pesado es un cuerpo mas estable es Hay tres tipos de equilibrio: Estable: Aunque separemos el cuerpo de su posición de equilibrio, este la vuelve a recuperar Inestable. Cuando se separa el cuerpo de la posición de equilibrio se vuelca. Indiferente: Cuando separamos el cuerpo de su posición pasa a otra posición también de equilibrio.

18. 3. LOS CICLOS DE LAS MAREAS: Se le llama marea al ascenso y descenso periódicos de todas las aguas oceánicas, Estos movimientos se deben a la atracción gravitatoria de la Luna y el Sol sobre el agua y la propia Tierra Esta fuerza de atracción gravitacional que ejerce en el Sol y la Luna sobre las masas de agua en la Tierra, provoca una oscilación rítmica de estas masas de agua, debido a la orbitación de la Tierra. Existe, por lo tanto, mareas causadas tanto por el Sol como por la Luna.

19. 4. EL MOVIMIENTO DE LOS CUERPOS CELESTES Las leyes de Newton, no solamente explican las leyes de Kepler sino que predicen otras trayectorias para los cuerpos celestes: las parábolas y las hipérbolas. En general, un cuerpo bajo la acción de la fuerza de atracción gravitatoria describirá una trayectoria plana que es una cónica. la fuerza de atracción entre un cuerpo celeste y el Sol, determinan un sistema de dos ecuaciones diferenciales de primer orden, que cuando se expresan en coordenadas polares, conducen a la ecuación de la trayectoria, una cónica. El cuerpo celeste de masa m está sometido a una fuerza atractiva F cuya dirección es radial y apuntando hacia el centro del Sol, cuya masa es M. El módulo de la fuerza viene dado por la ley de la Gravitación Universal

20. 5. EL MOVIMIENTO DE SATÉLITES ARTIFICIALES: El movimiento de los satélites alrededor de la Tierra se basa en los mismos principios que el movimiento de los cuerpos celestes. La velocidad de giro del satélites y su periodo orbital dependen de la altura a la que se encuentra, y no dela masa del satélites. Cuanto más alto esté situado el satélites, menos será su velocidad y mayor será su periodo orbital.

21. SISTEMA SOLAR El Sistema Solar es un sistema planetario de la galaxia Vía Láctea que se encuentra en uno de los brazos de ésta, conocido como el Brazo de Orión. Según las últimas estimaciones, el Sistema Solar se encuentra a unos 28 mil años-luz del centro de la Vía Láctea. Está formado por una única estrella llamada Sol, que da nombre a este Sistema, más ocho planetas que orbitan alrededor de la estrella: Mercurio, Venus, la Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno; más un conjunto de otros cuerpos menores: planetas enanos (Plutón, Eris, Makemake, Haumea y Ceres), asteroides, satélites naturales, cometas... así como el espacio interplanetario comprendido entre ellos.

22. CARACTERÍSTICAS Los planetas y los asteroides orbitan alrededor del Sol, en la misma dirección siguiendo órbitas elípticas en sentido anti horario si se observa desde encima del polo norte del Sol. El plano aproximado en el que giran todos estos se denomina eclíptica. Algunos objetos orbitan con un grado de inclinación considerable, como Plutón con una inclinación con respecto al eje de la eclíptica de 18º, así como una parte importante de los objetos del cinturón de Kuiper. Según sus características, y avanzando del interior al exterior, los cuerpos que forman el Sistema Solar se clasifican en: Sol. Una estrella de tipo espectral G2 que contiene más del 99% de la masa del sistema. Con un diámetro de 1.400.000 km, se compone, de un 75% de hidrógeno, un 20% de helio y el 5% de oxígeno, carbono, hierro y otros elementos. Planetas. Divididos en planetas interiores (también llamados terrestres o telúricos) y planetas exteriores o gigantes. Entre estos últimos Júpiter y Saturno se denominan gigantes gaseosos mientras que Urano y Neptuno suelen nombrarse como gigantes helados. Todos los planetas gigantes tienen a su alrededor anillos. En el año 2006, una convención de astronomía en Europa declaró a Plutón como planeta enano porque no reúne las características necesarias para ser llamado planeta. Planetas enanosEsta nueva categoría inferior a planeta la creó la Unión Astronómica Internacional en agosto de 2006. Se trata de cuerpos cuya masa les permite tener forma esférica, pero no es la suficiente para haber atraído o expulsado a todos los cuerpos a su alrededor. Cuerpos como Plutón (hasta 2006 considerado noveno planeta del Sistema Solar), Ceres, Makemake y Eris están dentro de esta categoría.

23. Satélites. Cuerpos mayores orbitando los planetas, algunos de gran tamaño, como la Luna, en la Tierra, Ganímedes, en Júpiter o Titán, en Saturno. Asteroides. Cuerpos menores concentrados mayoritariamente en el cinturón de asteroides entre las órbitas de Marte y Júpiter, y otra más allá de Neptuno. Su escasa masa no les permite tener forma regular. Objetos del cinturón de Kuiper. Objetos helados exteriores en órbitas estables, los mayores de los cuales serían Sedna y Quaoar. Cometas. Objetos helados pequeños provenientes de la Nube de Oort. El espacio interplanetario en torno al Sol contiene material disperso proveniente de la evaporación de cometas y del escape de material proveniente de los diferentes cuerpos masivos. El polvo interplanetario (especie de polvo interestelar) está compuesto de partículas microscópicas sólidas. El gas interplanetario es un tenue flujo de gas y partículas cargadas formando un plasma que es expulsado por el Sol en el viento solar. El límite exterior del Sistema Solar se define a través de la región de interacción entre el viento solar y el medio interestelar originado de la interacción con otras estrellas. La región de interacción entre ambos vientos se denomina heliopausa y determina los límites de influencia del Sol. La heliopausa puede encontrarse a unas 100 UA (15.000 millones de kilómetros del Sol). Los diferentes sistemas planetarios observados alrededor de otras estrellas parecen marcadamente diferentes al Sistema Solar, si bien existen problemas observacionales para detectar la presencia de planetas de baja masa en otras estrellas. Por lo tanto, no parece posible determinar hasta qué punto el Sistema Solar es característico o atípico entre los sistemas planetarios del Universo.

25. PLANETAS EXTRASOLARES O EXOPLANETAS Se denomina planeta extrasolar o exoplaneta a un planeta que orbita una estrella diferente al Sol y que, por tanto, no pertenece al Sistema Solar. En 1995 Michel Mayory Didier Queloz descubrieron mediante métodos de detección indirectos el primer planeta extrasolar orbitando una estrella en la secuencia principal.Desde entonces se han sucedido en ritmo creciente los descubrimientos de nuevos planetas. Hasta marzo de 2010 se han descubierto 376 sistemas planetarios, que contienen un total de 443 cuerpos planetarios. Cuarenta y cinco de estos sistemas son múltiples y 19 de estos planetas están por encima de las 13 MJ (1 MJ es la masa de Júpiter) por lo que muy probablemente sean enanas marrones.

26. TEORÍA DEL BIG BANG En cosmología física, la teoría del Big Bang o teoría de la gran explosión es un modelo científico que trata de explicar el origen del Universo y su desarrollo posterior a partir de una singularidad espaciotemporal. Técnicamente, se trata del concepto de expansión del Universo desde una singularidad primigenia, donde la expansión de éste se deduce de una colección de soluciones de las ecuaciones de la relatividad general, llamados modelos de Friedmann- Lemaître - Robertson - Walker. El término "Big Bang" se utiliza tanto para referirse específicamente al momento en el que se inició la expansión observable del Universo (cuantificada en la ley de Hubble), como en un sentido más general para referirse al paradigma cosmológico que explica el origen y la evolución del mismo. A continuación, veremos un video en el cual podremos observar dicha teoría: http://www.youtube.com/watch?v=5zs6doCCZKA

27. LEY DE HUBBLE La ley fue formulada por Edwin Hubble y su colaborador Milton Humason en 1929después de cerca de una década de observaciones. Es considerada como la primera evidencia observacional del paradigma de la expansión del universo y actualmente sirve como una de las piezas más citadas como prueba de soporte del Big Bang, según la Ley de Hubble, una medida de la inercia de la expansión del universo viene dada por la Constante de Hubble. A partir de esta relación observacional se puede inferir que las galaxias se alejan unas de otras a una velocidad proporcional a su distancia, relación más general que se conoce como relación velocidad-distancia y que a veces es confundida con la ley de Hubble. Y la relación velocidad-distancia --más general y muchas veces confundida con la ley de Hubble-- puede formularse como v=H D Siendo: v la velocidad de recesión debida a la expansión del universo (generalmente en km/s) D la distancia actual a la galaxia (en mega pársec Mpc). H la constante de Hubble

28. HECHO POR: Isabel María Hidalgo Velázquez Alicia Martín-Pozuelo Aranda.