Gravedad y órbitas

Qué es la gravedad

La gravedad es la atracción entre todo lo que tiene masa. Tú tiras de la Tierra y la Tierra tira de ti; la Tierra simplemente tiene muchísima más masa, así que eres tú quien se mueve. La misma fuerza da forma a las estrellas, mantiene unidas las galaxias y guía las naves espaciales.

En 1687 Isaac Newton la describió con una regla sencilla. La atracción entre dos objetos crece con sus masas y disminuye con el cuadrado de la distancia entre ellos. Si duplicas la distancia, la atracción baja a la cuarta parte. Más tarde, la relatividad general de Einstein afinó el cuadro y describió la gravedad como la curvatura del espacio y el tiempo, pero la regla de Newton sigue siendo la que usan los ingenieros para planificar la mayoría de las misiones.

Las tres leyes de Kepler en palabras sencillas

Décadas antes de Newton, Johannes Kepler estudió observaciones minuciosas de Marte y encontró tres patrones en el movimiento de los planetas.

Primera: las órbitas son elipses, círculos un poco estirados, con el Sol en uno de los focos y no en el centro. La mayoría de las órbitas planetarias están solo un poco estiradas, así que parecen casi redondas.

Segunda: un planeta va más rápido cuando está más cerca del Sol y más despacio cuando está más lejos. Una línea del Sol al planeta barre áreas iguales en tiempos iguales. La Tierra va más rápido a principios de enero y más despacio a principios de julio.

Tercera: los planetas más lejanos tardan mucho más en dar la vuelta. El cuadrado del periodo orbital es proporcional al cubo de la distancia media. Júpiter, unas cinco veces más lejos del Sol que la Tierra, necesita casi 12 años por vuelta. Newton demostró después que las tres leyes se deducen de su ley de la gravedad.

Por qué la Luna no cae

En cierto sentido, sí cae. La Luna está cayendo hacia la Tierra todo el tiempo. Pero también se mueve de lado a unos 3.680 km/h. Mientras cae, la superficie curva de la Tierra se aleja por debajo, así que nunca se acerca. Ese caer y no llegar sin fin es lo que es una órbita.

Newton imaginó un cañón en lo alto de una montaña altísima. Una bala lenta cae cerca. Una más rápida cae más lejos. Si se dispara lo bastante rápido, el suelo se curva al mismo ritmo al que la bala cae, y esta da la vuelta al planeta. La Estación Espacial Internacional hace exactamente eso a unos 28.000 km/h, y los astronautas flotan porque caen junto con la estación, no porque no haya gravedad.

La velocidad de escape

Si lanzas algo más rápido, su órbita se hace más grande y más alargada. A cierta velocidad, llamada velocidad de escape, ya no vuelve. Desde la superficie de la Tierra son unos 40.000 km/h, o aproximadamente 11,2 km por segundo, sin contar la resistencia del aire.

La velocidad de escape depende de la masa y el tamaño del cuerpo. En la Luna es solo de unos 8.500 km/h; en Júpiter, de unos 214.000 km/h. Los cohetes no necesitan alcanzar la velocidad de escape de un solo golpe; pueden subir poco a poco, pero la energía total que necesitan es la misma.

Los puntos de Lagrange y el JWST

Cuando dos cuerpos grandes orbitan uno alrededor del otro, como el Sol y la Tierra, hay cinco lugares especiales donde un objeto pequeño puede mantener su posición respecto a ambos. Son los puntos de Lagrange, llamados así por el matemático del siglo XVIII Joseph-Louis Lagrange.

El L2 está a unos 1,5 millones de km de la Tierra, en el lado opuesto al Sol. Algo situado allí normalmente orbitaría el Sol más despacio que la Tierra, pero la atracción combinada de la Tierra y el Sol lo acelera justo lo necesario para seguirnos el ritmo. El telescopio espacial James Webb gira alrededor del L2 en un gran bucle. Desde allí el Sol, la Tierra y la Luna quedan más o menos en la misma dirección, así que un único parasol puede bloquear su calor y mantener el telescopio extremadamente frío.

El L1, entre la Tierra y el Sol, alberga observatorios solares como SOHO. L1, L2 y L3 son inestables, así que las naves que están allí hacen pequeños encendidos para mantenerse en su sitio. L4 y L5 son estables, y alrededor de Júpiter se acumulan asteroides en ellos.

Ver las órbitas en acción

Puedes ver el movimiento orbital con tus propios ojos. Sigue la posición de la Luna respecto a las estrellas durante unas cuantas noches; se desplaza hacia el este aproximadamente su propio ancho cada hora. También puedes buscar la ISS cruzando el cielo como un punto brillante y fijo en las horas tras la puesta de sol o antes del amanecer; el servicio Spot the Station de la NASA indica los pasos para tu ubicación.

A lo largo de semanas puedes seguir un planeta brillante como Júpiter o Marte desplazándose entre las estrellas de fondo y, de vez en cuando, invirtiendo su dirección durante un tiempo. Ese bucle aparente se produce porque la Tierra, en su órbita interior más rápida, adelanta al planeta.