Nicolás Pavez
--79.108.193.4 (discusión) 16:07 13 oct 2010 (UTC)
--79.108.193.4 (discusión) 16:07 13 oct 2010 (UTC)
SISTEMA PLANETARIO GLS581
Se ha publicado mucho sobre la estrella roja enana Gliese 581, y su sistema planetario debido a la posibilidad de tener todos los requisitos necesarios e imprescindibles para que en uno o en dos de sus planetas (llamados exoplanetas), sean habitables o pueda existir vida. Todos los datos astronómicos de la estrella, situada en la constelación de Libra, a una distancia de 20,5 años luz de la Tierra, con una masa de, aproximadamente, un tercio (0,31) de la masa solar, (masa solar = 1,989.10(30) kilogramos. Considérese, a partir de ahora, la numeración entre paréntesis como exponente potencial), se encuentran en el enlace interno Gliese 581. Sin embargo, de su sistema planetario se han observado seis planetas, denominados e,b,c,g,d,f, conforma a su distancia a la estrella de menor a mayor, y se ha publicado datos como: sus masas planetarias con respecto a la masa terrestre (masa terrestre = 5,968.10(24) kilogramos; el semieje mayor en unidades astronómicas (UA) (una UA = 149.597.870 kms); su período orbital en días (un día = 86.400 segundos, y la excentricidad de la órbita de algunos de ellos conocida; a los planetas, c y g, son a los que se le considera--Vicente Rausell Lillo (discusión) 00:25 14 oct 2010 (UTC) con mayor posibilidad de vida. Con este artículo trato simplemente de ampliar todos los datos teóricos posibles del sistema planetario Gliese 581 no conocidos ni publicados hasta el momento, y que han sido calculados a partir de los datos publicados. Así podremos obtener:
- EL EJE DE SIMETRÍA DEL SISTEMA (ES)
- EL CENTRO PULSANTE(CP)
- LA MASA INICIAL Y ACUMULADA (MI,(MA)
- LOS EJES DE SIMETRÍA PLANETARIOS (es)
- CUADRO-RESUMEN DE TODOS LOS DATOS DEL SISTEMA
Todas las fórmulas aplicadas para su cálculo, fueron expuestas y publicadas en mayo de 1998 en mi libro con el título "Un juego llamado universo" (edición actualmente agotada, con ISBN V-3555-1998) , y que con algunas correcciones sobre nuestro sistema solar se calcula hasta sus límites, más allá de Sedna, hasta llegar a una teórica orbita final (con una velocidad orbital media de 1 km por segundo) en los confines de la Nube de Oort. Su versión de lectura, esencialmente en su primera y tercera parte, se encuentra publicado en mi blog: www.virauli.blogspot.com, o, buscando en Google "El sitio de virauli". --79.108.193.4 (discusión) 16:20 13 oct 2010 (UTC) --79.108.193.4 (discusión) 16:23 13 oct 2010 (UTC) --79.108.193.4 (discusión) 16:31 13 oct 2010 (UTC) --79.108.193.4 (discusión) 16:37 13 oct 2010 (UTC) --79.108.193.4 (discusión) 16:42 13 oct 2010 (UTC) --79.108.193.4 (discusión) 16:48 13 oct 2010 (UTC)
--Vicente Rausell Lillo (discusión) 21:39 13 oct 2010 (UTC) --Vicente Rausell Lillo (discusión) 21:41 13 oct 2010 (UTC) Si consideramos la estructura del sistema como un cono elíptico, denominamos eje de simetría --Vicente Rausell Lillo (discusión) 23:47 13 oct 2010 (UTC)--Vicente Rausell Lillo (discusión) 23:47 13 oct 2010 (UTC)a su eje central, por lo que todos los planetas del sistema girarán alrededor del mismo ; es evidente que la longitud de dicho eje debe ser igual para todo el sistema hasta su límíte--Vicente Rausell Lillo (discusión) 23:21 13 oct 2010 (UTC). Con los datos conocidos podemos calcular si, efectivamente, los planetas de este sistema, con los datos publicados, cumplen tal condición aplicando una simple fórmula deducida en nuestro sistema solar, donde: "El producto del cuadrado de la velocidad media (Vo) de cualquier planeta del sistema por su longitud de órbita (Lo) respectiva es igual a la longitud del eje de simetría del sistema (ES) kms; es decir: Vo(2)(kms/s . Lo (kms) = ES del sistema" --Vicente Rausell Lillo (discusión) 23:33 13 oct 2010 (UTC) --Vicente Rausell Lillo (discusión) 23:49 13 oct 2010 (UTC) --Vicente Rausell Lillo (discusión) 23:54 13 oct 2010 (UTC) --Vicente Rausell Lillo (discusión) 23:56 13 oct 2010 (UTC) --Vicente Rausell Lillo (discusión) 00:00 14 oct 2010 (UTC) --Vicente Rausell Lillo (discusión) 00:05 14 oct 2010 (UTC) --Vicente Rausell Lillo (discusión) 00:16 14 oct 2010 (UTC) --Vicente Rausell Lillo (discusión) 00:25 14 oct 2010 (UTC) --Vicente Rausell Lillo (discusión) 01:13 14 oct 2010 (UTC) --Vicente Rausell Lillo (discusión) 01:19 14 oct 2010 (UTC) --Vicente Rausell Lillo (discusión) 01:22 14 oct 2010 (UTC) En la siguiente tabla, Tabla I, se expone los ejes de simetría calculados con la fórmula expuesta para cada planeta con el propósito de verificar si la longitud del eje de simetría del sistema es igual para todos ellos.
TABLA I.- VERIFICIACIÓN DEL EJE DE SIMETRÍA (ES)
| Planeta | ES(kms) calculado |
|---|---|
| e | 3,02.10(11) |
| b | 2,47.10(11) |
| c | 2,282.10(11) |
| g | 2,59.10(11) |
| d | 2,654.10(11) |
| f | 2,584.10(11) |
Como se puede apreciar en la tabla, la longitud del eje de simetría es distinto en cada uno de ellos, por lo que debemos de ajustar su longitud, en una primera aproximación (que luego comprobaremos) con una simple media aritmética --Vicente Rausell Lillo (discusión) 09:26 14 oct 2010 (UTC). La suma de los ejes de simetría calculados es de 1,569¡09.10(12) kms, la media resulta de 2,6015.10 (11) kms. que consideraremos en un principio como la longitud del eje de simetría (ES) del sistema. Con esta longitud podremos ajustar las velocidades orbitales medias (vo) de cada planeta y sus períodos orbitales en segundos y días. En la siguiente tabla, despejando en la fórmula anterior Vo; será: Vo = Raíz(ES / Lo,(de cada planeta)); es decir: "la raíz del cociente de la longitud del eje de simetría del sistema dividido por la longitud de órbita del planeta considerado obtendremos la velocidad orbital media de cualquier planetas (Vo) del sistema", sustituyendo: será: Raíz (2,6015.10(11) / Lo (planeta)= Vo (planeta).
TABLA II.- VELOCIDADES (vO) Y PERÍODOS ORBITALES
--Vicente Rausell Lillo (discusión) 19:59 14 oct 2010 (UTC)
| Planeta | Vo kms/sg | Período (sgs) | Período en días |
|---|---|---|---|
| e | 96,05 | 293.582 | 3,397 |
| b | 83,18 | 451.999 | 5,231 |
| c | 62,88 | 1.046.392,3 | 12,111 |
| g | 43,53 | 3.162.255 | 36,848 |
| d | 35,46 | 5.830.174 | 67,479 |
| f | 19,1 | 37.286.460 | 431,556 |
--79.108.193.4 (discusión) 17:32 14 oct 2010 (UTC) --79.108.193.4 (discusión) 17:42 14 oct 2010 (UTC) --79.108.193.4 (discusión) 17:48 14 oct 2010 (UTC) El mismo resultado obtendríamos con la fórmula: Vo (de cualquier planeta del sistema) = Raíz cúbica(Es / ts (período orbital del planeta considerado); sustituyendo: Vo = Raíz cúbica(2,6015.10(11) / ts).. La velocidad orbital media del sistema, así considerada será de 56,7 kms/sg, que como se observa en la tabla anterior, se encuentra entre los planetas c y g. --Vicente Rausell Lillo (discusión) 19:59 14 oct 2010 (UTC)
Veamos ahora que sucede en el centro de masas (cm)de la estrella. Para ello calcularemos con la fórmula anterior la velocidad orbital media que obtendría una órbita circular a una distancia de 1 km. de radio; evidentemente su longitud de órbita sería de 2pi; calculando: Raíz(2,6015 / 2pi) = 203.479,911 kms/sg, recorriendo una distancia de 1.278.504,98 kms.--Vicente Rausell Lillo (discusión) 20:12 14 oct 2010 (UTC) --Vicente Rausell Lillo (discusión) 20:19 14 oct 2010 (UTC)