Gravedad (Gravitación)

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Gravitación

Hace referencia a la la fuerza universal de atracción que actúa entre toda la materia. Es, con mucho, la fuerza más débil conocida en la naturaleza y, por tanto, no desempeña ningún papel en la determinación de las propiedades internas de la materia cotidiana.Entre las Líneas En cambio, por su gran alcance y su acción universal, controla las trayectorias de los cuerpos en el sistema solar y en otros lugares del universo, así como las estructuras y la evolución de las estrellas, las galaxias y todo el cosmos.Entre las Líneas En la Tierra, todos los cuerpos tienen un peso, o fuerza de gravedad descendente, proporcional a su masa, que la masa de la Tierra ejerce sobre ellos. La gravedad se mide por la aceleración que proporciona a los objetos que caen libremente.Entre las Líneas En la superficie de la Tierra, la aceleración de la gravedad es de unos 9,8 metros por segundo y por segundo. Así, por cada segundo que un objeto está en caída libre, su velocidad aumenta unos 9,8 metros por segundo.Entre las Líneas En la superficie de la Luna, la aceleración de un cuerpo en caída libre es de unos 1,6 metros por segundo y por segundo.

Los trabajos de Isaac Newton y Albert Einstein dominan el desarrollo de la teoría gravitatoria. La teoría clásica de la fuerza gravitatoria de Newton se mantuvo desde sus Principia, publicados en 1687, hasta los trabajos de Einstein a principios del siglo XX. La teoría de Newton es suficiente incluso hoy en día para todas las aplicaciones, excepto las más precisas. La teoría de la relatividad general de Einstein sólo predice diferencias cuantitativas mínimas con respecto a la teoría newtoniana, excepto en algunos casos especiales. La mayor importancia de la teoría de Einstein es su radical alejamiento conceptual de la teoría clásica y sus implicaciones para el crecimiento del pensamiento físico.

Desarrollo de la teoría gravitatoria

Primeros conceptos

Newton sostuvo que los movimientos de los cuerpos celestes y la caída libre de los objetos en la Tierra están determinados por la misma fuerza. Los filósofos griegos clásicos, en cambio, no consideraban que los cuerpos celestes estuvieran afectados por la gravedad, ya que se observaba que los cuerpos seguían trayectorias no descendentes que se repetían perpetuamente en el cielo. Así, Aristóteles consideraba que cada cuerpo celeste seguía un movimiento “natural” particular, no afectado por causas o agentes externos. Aristóteles también creía que los objetos terrestres masivos poseían una tendencia natural a moverse hacia el centro de la Tierra. Estos conceptos aristotélicos prevalecieron durante siglos junto con otros dos: que un cuerpo que se mueve a velocidad constante requiere una fuerza continua que actúe sobre él y que la fuerza debe aplicarse por contacto y no por interacción a distancia. Estas ideas se mantuvieron de forma generalizada hasta el siglo XVI y principios del XVII, impidiendo así la comprensión de los verdaderos principios del movimiento e impidiendo el desarrollo de ideas sobre la gravitación universal. Este estancamiento comenzó a cambiar con varias contribuciones científicas al problema del movimiento terrestre y celeste, que a su vez sentaron las bases para la posterior teoría gravitatoria de Newton.

El astrónomo alemán del siglo XVII Johannes Kepler aceptó el argumento de Nicolás Copérnico (que se remonta a Aristarco de Samos) de que los planetas orbitan alrededor del Sol, no de la Tierra. Utilizando las mediciones mejoradas de los movimientos planetarios realizadas por el astrónomo danés Tycho Brahe durante el siglo XVI, Kepler describió las órbitas planetarias con simples relaciones geométricas y aritméticas. Las tres leyes cuantitativas del movimiento planetario de Kepler son

En esta misma época, el astrónomo y filósofo natural italiano Galileo Galilei avanzó en la comprensión del movimiento “natural” y del movimiento acelerado simple de los objetos terrestres. Se dio cuenta de que los cuerpos no influenciados por fuerzas continúan moviéndose indefinidamente y que la fuerza es necesaria para cambiar el movimiento, no para mantenerlo constante. Al estudiar cómo caen los objetos hacia la Tierra, Galileo descubrió que el movimiento es de aceleración constante. Demostró que la distancia que recorre un cuerpo en caída desde el reposo varía de este modo como el cuadrado del tiempo. Como ya se ha dicho, la aceleración debida a la gravedad en la superficie de la Tierra es de unos 9,8 metros por segundo y por segundo. Galileo fue también el primero en demostrar mediante un experimento que los cuerpos caen con la misma aceleración sea cual sea su composición (principio débil de equivalencia).

La ley de la gravedad de Newton

Newton descubrió la relación entre el movimiento de la Luna y el de un cuerpo que cae libremente sobre la Tierra. Mediante sus teorías dinámicas y gravitatorias, explicó las leyes de Kepler y estableció la ciencia cuantitativa moderna de la gravitación. Newton supuso la existencia de una fuerza de atracción entre todos los cuerpos masivos, que no requiere contacto corporal y que actúa a distancia. Invocando su ley de la inercia (los cuerpos sobre los que no actúa una fuerza se mueven a velocidad constante en línea recta), Newton llegó a la conclusión de que era necesaria una fuerza ejercida por la Tierra sobre la Luna para mantenerla en un movimiento circular alrededor de la Tierra en lugar de moverse en línea recta. Se dio cuenta de que esta fuerza podría ser, a larga distancia, la misma que la fuerza con la que la Tierra tira de los objetos de su superficie hacia abajo. Cuando Newton descubrió que la aceleración de la Luna es 1/3.600 menor que la aceleración en la superficie de la Tierra, relacionó el número 3.600 con el cuadrado del radio de la Tierra. Calculó que el movimiento orbital circular de radio R y período T requiere una aceleración constante hacia el interior A igual al producto de 4π2 y el cociente entre el radio y el cuadrado del tiempo:
Ecuación.

La órbita de la Luna tiene un radio de unos 384.000 km (239.000 millas; aproximadamente 60 radios terrestres), y su período es de 27,3 días (su período sinódico, o período medido en términos de fases lunares, es de unos 29,5 días). Newton descubrió que la aceleración hacia el interior de la Luna en su órbita es de 0,0027 metros por segundo y por segundo, lo mismo que (1/60)2 de la aceleración de un objeto que cae en la superficie de la Tierra.

En la teoría de Newton cada partícula mínima de materia atrae gravitacionalmente a todas las demás, y sobre esa base demostró que la atracción de un cuerpo finito con simetría esférica es la misma que la de toda la masa en el centro del cuerpo. Más generalmente, la atracción de cualquier cuerpo a una distancia suficientemente grande es igual a la de toda la masa en el centro de la misma. Así, pudo relacionar las dos aceleraciones, la de la Luna y la de un cuerpo que cae libremente sobre la Tierra, con una interacción común, una fuerza gravitatoria entre los cuerpos que disminuye como el cuadrado inverso de la distancia entre ellos. Así, si se duplica la distancia entre los cuerpos, la fuerza sobre ellos se reduce a la cuarta parte de la original.

Peso y masa

El peso W de un cuerpo puede medirse por la fuerza igual y opuesta necesaria para evitar la aceleración hacia abajo; es decir, Mg. El mismo cuerpo colocado en la superficie de la Luna tiene la misma masa, pero, como la Luna tiene una masa de aproximadamente 1/81 veces la de la Tierra y un radio de sólo 0,27 el de la Tierra, el cuerpo en la superficie lunar tiene un peso de sólo 1/6 de su peso terrestre, como demostraron los astronautas (véase qué es, su concepto jurídico; y también su definición como “astronauts” en derecho espacial, en inglés) del programa Apolo. Los pasajeros y los instrumentos de los satélites en órbita están en caída libre. Experimentan condiciones de ingravidez aunque sus masas sigan siendo las mismas que en la Tierra.

Las ecuaciones (1) y (2) pueden utilizarse para derivar la tercera ley de Kepler para el caso de las órbitas planetarias circulares. Utilizando la expresión de la aceleración A en la ecuación (1) para la fuerza de gravedad del planeta GMPMS/R2 dividida por la masa del planeta MP, se obtiene la siguiente ecuación, en la que MS es la masa del Sol.

La importantísima segunda ley de Kepler depende únicamente del hecho de que la fuerza entre dos cuerpos es a lo largo de la línea que los une.

Newton pudo así demostrar que las tres leyes de Kepler derivadas de la observación se deducen matemáticamente de la suposición de sus propias leyes del movimiento y de la gravedad.Entre las Líneas En todas las observaciones del movimiento de un cuerpo celeste, sólo se puede encontrar el producto de G por la masa. Newton estimó primero la magnitud de G suponiendo que la densidad media de la masa de la Tierra era aproximadamente 5,5 veces la del agua (algo mayor que la densidad de las rocas de la superficie de la Tierra) y calculando la masa de la Tierra a partir de ella. Luego, tomando ME y rE como la masa y el radio de la Tierra, respectivamente, el valor de G fue
Ecuación.
que se acerca numéricamente al valor aceptado de 6,6743 × 10-11 m3 s-2 kg-1, medido directamente por primera vez por Henry Cavendish.

Comparando la ecuación (5) para la aceleración superficial de la Tierra g con la relación R3/T2 para los planetas, se obtuvo una fórmula para la relación entre la masa del Sol MS y la masa de la Tierra ME en términos de cantidades conocidas, siendo RE el radio de la órbita de la Tierra.

Los movimientos de las lunas de Júpiter (descubiertas por Galileo) alrededor de Júpiter obedecen a las leyes de Kepler al igual que los planetas alrededor del Sol. Así, Newton calculó que Júpiter, con un radio 11 veces mayor que el de la Tierra, era 318 veces más masivo que la Tierra pero sólo 1/4 de su densidad.

Interacción entre cuerpos celestes

Cuando dos cuerpos celestes de masa comparable interactúan gravitatoriamente, ambos orbitan alrededor de un punto fijo (el centro de masa de los dos cuerpos). Este punto se encuentra entre los cuerpos en la línea que los une en una posición tal que los productos de la distancia a cada cuerpo con la masa de cada cuerpo son iguales. Así, la Tierra y la Luna se mueven en órbitas complementarias alrededor de su centro de masa común. El movimiento de la Tierra tiene dos consecuencias observables.Entre las Líneas En primer lugar, la dirección del Sol vista desde la Tierra en relación con las estrellas más lejanas varía cada mes en unos 12 segundos de arco, además del movimiento anual del Sol.Entre las Líneas En segundo lugar, la velocidad de la línea de visión desde la Tierra hacia una nave espacial en movimiento libre varía cada mes en 2,04 metros por segundo, según datos muy precisos obtenidos del seguimiento por radio. A partir de estos resultados, se descubre que la Luna tiene una masa 1/81 veces superior a la de la Tierra. Con ligeras modificaciones, las leyes de Kepler siguen siendo válidas para sistemas de dos masas comparables; los focos de las órbitas elípticas son las posiciones del centro de masa de los dos cuerpos.

Esto concuerda con la ecuación (6) cuando un cuerpo es tan pequeño que su masa puede despreciarse. La fórmula reescalada puede utilizarse para determinar las masas separadas de las estrellas binarias (pares de estrellas que orbitan una alrededor de la otra) que se encuentran a una distancia conocida del sistema solar. La ecuación (9) determina la suma de las masas; y, si R1 y R2 son las distancias de las estrellas individuales desde el centro de masa, la relación de las distancias debe equilibrar la relación inversa de las masas, y la suma de las distancias es la distancia total R.

Estas relaciones son suficientes para determinar las masas individuales. Las observaciones de los movimientos orbitales de las estrellas dobles, de los movimientos dinámicos de las estrellas que se mueven colectivamente dentro de sus galaxias y de los movimientos de las propias galaxias verifican que la ley de la gravedad de Newton es válida con un alto grado de precisión en todo el universo visible.

Las mareas oceánicas, fenómenos que desconcertaron a los pensadores durante siglos, también fueron demostradas por Newton como una consecuencia de la ley universal de la gravitación, aunque los detalles de los complicados fenómenos no se comprendieron hasta hace relativamente poco tiempo. Están causados específicamente por la atracción gravitatoria de la Luna y, en menor medida, del Sol.

Newton demostró que el abultamiento ecuatorial de la Tierra era consecuencia del equilibrio entre las fuerzas centrífugas de la rotación de la Tierra y las atracciones de cada partícula de la Tierra sobre todas las demás. El valor de la gravedad en la superficie de la Tierra aumenta de forma correspondiente desde el Ecuador hasta los polos. Entre los datos que Newton utilizó para estimar el tamaño de la protuberancia ecuatorial se encuentran los ajustes de su reloj de péndulo que el astrónomo inglés Edmond Halley tuvo que hacer en el curso de sus observaciones astronómicas en la isla meridional de Santa Elena. Júpiter, que gira más rápido que la Tierra, tiene una protuberancia ecuatorial proporcionalmente mayor, siendo la diferencia entre sus radios polares y ecuatoriales de aproximadamente un 10%. Otro éxito de la teoría de Newton fue su demostración de que los cometas se mueven en órbitas parabólicas bajo la atracción gravitatoria del Sol.Entre las Líneas En un análisis exhaustivo en los Principia, demostró que el gran cometa de 1680-81 seguía efectivamente una trayectoria parabólica.

En la época de Newton ya se sabía que la Luna no se mueve en una simple órbita kepleriana. Posteriormente, observaciones más precisas de los planetas también mostraron discrepancias con las leyes de Kepler. El movimiento de la Luna es especialmente complejo; sin embargo, aparte de una aceleración a largo plazo debida a las mareas en la Tierra, las complejidades pueden explicarse por la atracción gravitatoria del Sol y los planetas.

Pormenores

Las atracciones gravitatorias de los planetas entre sí explican casi todas las características de sus movimientos. No obstante, las excepciones son importantes. Se ha observado que Urano, el séptimo planeta desde el Sol, experimenta variaciones en su movimiento que no pueden explicarse por las perturbaciones de Saturno, Júpiter y los demás planetas. Dos astrónomos del siglo XIX, el británico John Couch Adams y el francés Urbain-Jean-Joseph Le Verrier, supusieron de forma independiente la presencia de un octavo planeta invisible que podía producir las discrepancias observadas. Calcularon su posición a un grado de distancia de donde se descubrió el planeta Neptuno en 1846. Las mediciones del movimiento del planeta más interno, Mercurio, a lo largo de un período prolongado llevaron a los astrónomos a concluir que el eje mayor de la órbita elíptica de este planeta precesiona en el espacio a un ritmo de 43 segundos de arco por siglo más rápido de lo que podría explicarse a partir de las perturbaciones de los otros planetas.Entre las Líneas En este caso, sin embargo, no se pudo encontrar ningún otro cuerpo que pudiera producir esta discrepancia, y parecía necesario modificar muy ligeramente la ley de gravitación de Newton. La teoría de la relatividad de Einstein predice con precisión este comportamiento observado de la órbita de Mercurio.

Teoría del potencial

Para distribuciones de masa irregulares y no esféricas en tres dimensiones, la ecuación vectorial original de Newton (4) es ineficiente, aunque teóricamente podría utilizarse para encontrar el campo gravitatorio resultante. El principal avance en la teoría gravitatoria clásica después de Newton fue el desarrollo de la teoría de potenciales, que proporciona la representación matemática de los campos gravitatorios. Permite la investigación tanto práctica como teórica de las variaciones gravitatorias en el espacio y de las anomalías debidas a las irregularidades y deformaciones de la forma de la Tierra.

La teoría del potencial condujo a la siguiente elegante formulación: la aceleración gravitatoria g es una función de la posición R, g(R), que en cualquier punto del espacio viene dada a partir de una función Φ llamada potencial gravitatorio, mediante una generalización de la operación de diferenciación.

La importancia de este enfoque es que la ecuación de Poisson puede resolverse en condiciones bastante generales, lo que no ocurre con la ecuación de Newton.

Las coordenadas apropiadas para la región fuera de la Tierra casi esférica son las coordenadas polares esféricas: R, la distancia al centro de la Tierra; θ, la colatitud medida desde el Polo Norte; y la longitud medida desde Greenwich. Las soluciones son series de potencias de R multiplicadas por funciones trigonométricas de la colatitud y la longitud, conocidas como armónicos esféricos.

Las constantes J2, J3, etc. están determinadas por la distribución detallada de la masa de la Tierra; y, puesto que Newton demostró que para un cuerpo esférico todas las Jn son cero, deben medir la deformación de la Tierra a partir de una forma esférica. J2 mide la magnitud de la protuberancia ecuatorial rotacional de la Tierra, J3 mide una ligera deformación de la Tierra en forma de pera, y así sucesivamente. Las órbitas de las naves espaciales alrededor de la Tierra, de otros planetas y de la Luna se desvían de las elipses keplerianas simples como consecuencia de los diversos términos armónicos esféricos del potencial. Las observaciones de estas desviaciones se realizaron en las primeras naves espaciales artificiales. Los parámetros J2 y J3 para la Tierra han resultado ser 1.082,7 × 10-6 y -2,4 × 10-6, respectivamente. Se han encontrado así muchos otros términos armónicos para la Tierra y también para la Luna y para otros planetas. Halley ya había señalado en el siglo XVIII que los movimientos de las lunas de Júpiter son perturbados de las elipses simples por la variación de la gravedad alrededor de Júpiter.

La superficie de los océanos, si se ignoran las mareas y las olas, es una superficie de potencial constante de gravedad y rotación. Si el único término armónico esférico en la gravedad fuera el correspondiente a la protuberancia ecuatorial, la superficie del mar sería sólo un esferoide de revolución (una superficie formada por la rotación de una curva bidimensional alrededor de algún eje; por ejemplo, la rotación de una elipse alrededor de su eje mayor produce un elipsoide). Los términos adicionales en el potencial dan lugar a desviaciones de la superficie del mar de esa forma simple. La forma real puede calcularse a partir de la suma de los términos armónicos conocidos, pero ahora es posible medir la forma de la propia superficie del mar directamente por medio de un láser desde una nave espacial. La forma de la superficie del mar, tanto si se calcula indirectamente como si se mide directamente, puede mostrarse en forma de contornos de su desviación del esferoide simple de revolución.

Efectos de las diferencias locales de masa

Los armónicos esféricos son la forma natural de expresar las variaciones de potencial a gran escala que surgen de la estructura profunda de la Tierra. Sin embargo, los armónicos esféricos no son adecuados para las variaciones locales debidas a las estructuras más superficiales. No mucho después de la época de Newton, se descubrió que la gravedad en la cima de las grandes montañas es menor de lo esperado en función de su masa visible. Se desarrolló la idea de la isostasia, según la cual la inesperada baja aceleración de la gravedad en una montaña está causada por una roca de baja densidad situada a 30 o 100 km bajo tierra, que la eleva. Del mismo modo, la fuerza de gravedad inesperadamente alta en la superficie de los océanos se explica por una roca densa situada entre 10 y 30 km por debajo del fondo del océano.

Los gravímetros portátiles, que pueden detectar variaciones de una parte en 109 en la fuerza gravitatoria, se utilizan mucho hoy en día para la prospección de minerales y petróleo. Los yacimientos subterráneos inusuales revelan su presencia al producir variaciones gravitacionales locales.

Pesar la Tierra

La masa de la Tierra puede calcularse a partir de su radio y de g si se conoce G. G fue medido por el físico-químico inglés Henry Cavendish y otros primeros experimentadores, que hablaban de su trabajo como “pesar la Tierra”. La masa de la Tierra es de unos 5,98 × 1024 kg, mientras que las densidades medias de la Tierra, el Sol y la Luna son, respectivamente, 5,52, 1,43 y 3,3 veces la del agua.

La Luna y los planetas

Aunque los astronautas (véase qué es, su concepto jurídico; y también su definición como “astronauts” en derecho espacial, en inglés) del Apolo utilizaron un gravímetro en su lugar de aterrizaje lunar, la mayor parte de los conocimientos científicos sobre las atracciones gravitatorias de la Luna y los planetas se han obtenido a partir de las observaciones de sus efectos sobre las aceleraciones de las naves espaciales en órbita alrededor de ellos o que pasan cerca de ellos. El seguimiento por radio permite determinar las aceleraciones de las naves espaciales con gran precisión, y los resultados pueden expresarse como términos de una serie de armónicos esféricos o como la variación de la gravedad sobre la superficie. Como en el caso de la Tierra, los armónicos esféricos son más eficaces para estudiar la estructura bruta, mientras que la variación de la gravedad es más útil para las características locales. Las naves espaciales deben descender cerca de la superficie o permanecer en órbita durante largos periodos para detectar las variaciones locales de la gravedad; a finales del siglo XX se habían obtenido datos de este tipo para la Luna, Venus, Marte y Júpiter.

El aplanamiento polar de la Luna es mucho menor que el de la Tierra, mientras que su ecuador es mucho más elíptico. También hay grandes irregularidades más locales de estructuras visibles y ocultas. Marte también presenta algunas grandes variaciones locales, mientras que los abultamientos ecuatoriales de Mercurio y Venus son muy leves.

Por el contrario, los planetas mayores, todos los cuales giran bastante rápido, tienen grandes abultamientos ecuatoriales, y su gravedad está dominada por un gran aumento del ecuador al polo. El aplanamiento polar de Júpiter es de aproximadamente un 10% y fue estimado por primera vez a partir de la observación telescópica de Gian Domenico Cassini hacia 1664. Como ya se ha mencionado, Edmond Halley se dio cuenta posteriormente de que el efecto correspondiente sobre la gravedad perturbaría las órbitas de los satélites de Júpiter (los descubiertos por Galileo). Los resultados de las mediciones de la gravedad son cruciales para comprender las propiedades internas de los planetas.

La teoría de la gravedad y otros aspectos de la teoría física

La teoría newtoniana de la gravedad se basa en una supuesta fuerza que actúa entre todos los pares de cuerpos, es decir, una acción a distancia. Cuando una masa se desplaza, se ha considerado que la fuerza que actúa sobre otras masas se ajusta instantáneamente a la nueva ubicación de la masa desplazada. Sin embargo, esto es incompatible con la relatividad especial, que se basa en el axioma de que todo el conocimiento de los sucesos lejanos procede de las señales electromagnéticas. Las magnitudes físicas tienen que definirse de tal manera que ciertas combinaciones de ellas -en particular, la distancia, el tiempo, la masa y el momento- sean independientes de la elección de las coordenadas espacio-temporales. Esta teoría, junto con la teoría de campo de los fenómenos eléctricos y magnéticos, ha tenido tal éxito empírico que la mayoría de las teorías gravitacionales modernas se construyen como teorías de campo coherentes con los principios de la relatividad especial.Entre las Líneas En una teoría de campo, la fuerza gravitatoria entre cuerpos se forma mediante un proceso de dos pasos: (1) Un cuerpo produce un campo gravitatorio que impregna todo el espacio circundante, pero que tiene una fuerza más débil en los lugares más alejados de su fuente. Un segundo cuerpo en ese espacio recibe la acción de este campo y experimenta una fuerza. (2) La fuerza de reacción newtoniana se considera entonces como la respuesta del primer cuerpo al campo gravitatorio producido por el segundo cuerpo, existiendo en todos los puntos del espacio una superposición de campos gravitatorios debidos a todos los cuerpos que lo componen.

Teorías de campo de la gravitación

En los años 70, los físicos Abdus Salam, de Pakistán, y Steven Weinberg y Sheldon L. Glashow, de Estados Unidos, lograron demostrar que las fuerzas electromagnéticas y la fuerza débil responsable de la desintegración beta eran manifestaciones diferentes de la misma interacción básica. Esa fue la primera teoría del campo unificado que tuvo éxito. Los físicos buscan activamente otras posibles combinaciones unificadas. La posibilidad de que la gravitación se vincule con las demás fuerzas de la naturaleza en una teoría unificada de las fuerzas aumentó enormemente el interés por las teorías del campo gravitatorio durante las décadas de 1970 y 1980. Debido a que la fuerza gravitatoria es extremadamente débil en comparación con todas las demás y a que parece ser independiente de todas las propiedades físicas excepto la masa, la unificación de la gravitación con las demás fuerzas sigue siendo la más difícil de lograr. Este reto ha dado un enorme impulso a las investigaciones experimentales para determinar si puede haber algún fallo en la aparente independencia.

El principal ejemplo de teoría de campo es la relatividad general de Einstein, según la cual la aceleración debida a la gravedad es una consecuencia puramente geométrica de las propiedades del espacio-tiempo en la vecindad de las masas que se atraen. (Como se verá más adelante, la relatividad general hace ciertas predicciones específicas que son bien confirmadas por la observación).Entre las Líneas En toda una clase de teorías más generales, estos y otros efectos no predichos por la teoría newtoniana simple se caracterizan por parámetros libres; tales formulaciones se denominan teorías post-newtonianas parametrizadas (PPN).Entre las Líneas En la actualidad existen considerables pruebas experimentales y observacionales de los límites de los parámetros. Hasta ahora, no se ha demostrado de forma convincente ninguna desviación de la relatividad general.

Basado en la experiencia de varios autores, mis opiniones, perspectivas y recomendaciones se expresarán a continuación (o en otros lugares de esta plataforma, respecto a las características en 2026 o antes, y el futuro de esta cuestión):

Las teorías de campo de la gravedad predicen correcciones específicas a la ley de fuerza newtoniana, las cuales adoptan dos formas básicas: (1) Cuando la materia está en movimiento, se producen campos gravitatorios adicionales (análogos a los campos magnéticos producidos por las cargas eléctricas en movimiento); además, los cuerpos en movimiento interactúan con los campos gravitatorios de forma dependiente del movimiento. (2) A diferencia de la teoría del campo electromagnético, en la que dos o más campos eléctricos o magnéticos se superponen por simple adición para dar los campos totales, en la teoría del campo gravitatorio se generan campos no lineales proporcionales a las segundas y mayores potencias de las masas fuente, y se crean campos gravitatorios proporcionales a los productos de diferentes masas. Los propios campos gravitatorios se convierten en fuentes de campos gravitatorios adicionales. A continuación se muestran ejemplos de algunos de estos efectos. La aceleración A de una partícula en movimiento de masa despreciable que interactúa con una masa M, que está en reposo, viene dada por la siguiente fórmula, derivada de la teoría gravitatoria de Einstein.

Algunos aspectos astronómicos de la gravitación

Como ya se ha dicho, los estudios de la gravedad permiten estimar las masas y densidades de los cuerpos celestes y, por tanto, investigar las constituciones físicas de las estrellas y los planetas. Sin embargo, como la gravitación es una fuerza muy débil, sus efectos distintivos sólo aparecen cuando las masas son extremadamente grandes. La idea de que la luz podría ser atraída gravitatoriamente había sido sugerida por Michell y examinada por el matemático y astrónomo francés Pierre-Simon Laplace. Las predicciones de la física clásica y de la relatividad general de que la luz que pasa cerca del Sol podría ser desviada se describen más arriba. Hay otras dos consecuencias para la astronomía. La luz de un objeto lejano puede pasar cerca de otros objetos distintos del Sol y ser desviada por ellos.Entre las Líneas En particular, puede ser desviada por una galaxia masiva. Si algún objeto está detrás de una galaxia masiva, visto desde la Tierra, la luz desviada puede llegar a la Tierra por más de un camino. Al funcionar como una lente que enfoca la luz por diferentes caminos, la gravedad de la galaxia puede hacer que el objeto aparezca como múltiple; se han encontrado ejemplos de estos objetos aparentemente dobles.

Tanto Michell como Laplace señalaron que la atracción de un objeto muy denso sobre la luz podría ser tan grande que la luz nunca podría escapar del objeto, haciéndolo invisible. Este fenómeno es un agujero negro. La teoría relativista de los agujeros negros se ha desarrollado a fondo en los últimos años, y los astrónomos han realizado amplias observaciones de los mismos. Una posible clase de agujeros negros está formada por estrellas muy grandes que han agotado toda su energía nuclear, de modo que ya no se sostienen por la presión de la radiación y se han colapsado en agujeros negros (las estrellas menos masivas pueden colapsar en estrellas de neutrones). Se cree que en el centro de la mayoría de las galaxias existen agujeros negros supermasivos con masas entre millones y miles de millones de veces la del Sol.

Los agujeros negros, de los que no puede escapar ninguna radiación, no pueden ser vistos por su propia luz, pero hay efectos secundarios observables. Si un agujero negro fuera uno de los componentes de una estrella doble, el movimiento orbital de la pareja y la masa del miembro invisible podrían derivarse del movimiento oscilatorio de un compañero visible. Dado que los agujeros negros atraen la materia, cualquier gas en las proximidades de un objeto de este tipo caería en él y adquiriría, antes de desaparecer en el agujero, una gran velocidad y, en consecuencia, una alta temperatura. El gas puede calentarse lo suficiente como para producir rayos X y gamma alrededor del agujero. Este mecanismo es el origen de al menos algunas potentes fuentes astronómicas de rayos X y radio, incluidas las situadas en los centros de las galaxias y los cuásares.Entre las Líneas En el caso de la galaxia masiva M87, se ha observado directamente el agujero negro supermasivo de su centro, que tiene una masa 6.500 millones de veces superior a la del Sol.

Estudio experimental de la gravitación

La esencia de la teoría de la gravitación de Newton es que la fuerza entre dos cuerpos es proporcional al producto de sus masas por el cuadrado inverso de su separación y que la fuerza no depende de nada más. Con una pequeña modificación, lo mismo ocurre en la relatividad general. El propio Newton puso a prueba sus suposiciones mediante la experimentación y la observación. Hizo experimentos con péndulos para confirmar el principio de equivalencia y comprobó la ley del cuadrado inverso aplicada a los períodos y diámetros de las órbitas de los satélites de Júpiter y Saturno.

A finales del siglo XIX, muchos experimentos demostraron que la fuerza de la gravedad era independiente de la temperatura, los campos electromagnéticos, el apantallamiento por otra materia, la orientación de los ejes de los cristales y otros factores. El resurgimiento de estos experimentos durante la década de 1970 fue el resultado de los intentos teóricos de relacionar la gravitación con otras fuerzas de la naturaleza demostrando que la relatividad general era una descripción incompleta de la gravedad. Se llevaron a cabo nuevos experimentos sobre el principio de equivalencia y se realizaron pruebas experimentales de la ley del cuadrado inverso tanto en el laboratorio como en el campo.

También ha habido un interés continuo en la determinación de la constante de gravitación, aunque hay que señalar que G ocupa una posición bastante anómala entre las demás constantes de la física.Entre las Líneas En primer lugar, la masa M de cualquier objeto celeste no puede determinarse independientemente de la atracción gravitatoria que ejerce. Así, la combinación GM, y no el valor separado de M, es la única propiedad significativa de una estrella, planeta o galaxia.Entre las Líneas En segundo lugar, según la relatividad general y el principio de equivalencia, G no depende de las propiedades materiales, sino que es en cierto modo un factor geométrico. Por tanto, la determinación de la constante de gravitación no parece tan esencial como la medición de cantidades como la carga electrónica o la constante de Planck. También está mucho menos determinada experimentalmente que cualquiera de las otras constantes de la física.

Los experimentos sobre la gravitación son, de hecho, muy difíciles, como demuestra la comparación de los experimentos sobre la ley del cuadrado inverso de la electrostática con los de la gravitación. La ley electrostática se ha establecido con una precisión de una parte en 1016 utilizando el hecho de que el campo dentro de un conductor cerrado es cero cuando se cumple la ley del cuadrado inverso. Los experimentos con dispositivos electrónicos muy sensibles no han detectado ningún campo residual en una cavidad cerrada de este tipo. Las fuerzas gravitacionales tienen que ser detectadas por medios mecánicos, la mayoría de las veces la balanza de torsión, y, aunque las sensibilidades de los dispositivos mecánicos han mejorado mucho, siguen siendo muy inferiores a las de los detectores electrónicos.

Informaciones

Los dispositivos mecánicos también impiden el uso de un recinto gravitatorio completo. Por último, las perturbaciones extrañas son relativamente grandes porque las fuerzas gravitatorias son muy pequeñas (algo que Newton señaló por primera vez). Así, la ley del cuadrado inverso se establece en las distancias de laboratorio a no más de una parte en 104. (Véase la ley del cuadrado inverso).

Datos verificados por: Brite

Recursos

Traducción al Inglés

Traducción al inglés de Gravitación: Gravitation o Gravity.

Véase También

Antigravedad, la idea de neutralizar o repeler la gravedad
Gravedad artificial
Ley de Gauss para la gravedad
Potencial gravitatorio
Onda gravitacional
Tercera ley de Kepler del movimiento planetario
Entorno micro-g, también llamado microgravedad
Leyes del movimiento de Newton
Parámetro gravitacional estándar
Ingravidez
Aceleración
Leyes empíricas
Albert Einstein
Isaac Newton

Bibliografía

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