ECUACIÓN DE UNA ORBITA

La Gravedad da la fuerza centrípeta que se necesita para que un satélite se mantenga en órbita, alrededor de la Tierra. La fuerza de la gravedad de la ley de gravitación universal, igual a la fuerza centrípeta de un camino curvo, da a conocer la descripción de la órbita. La órbita se puede expresar en términos de la aceleración de la gravedad en la órbita.

La fuerza de Gravedad para mantener un objeto en movimiento circular es un ejemplo de la fuerza centrípeta. La gravedad no realiza trabajo sobre el objeto orbitando en una órbita circular, puesto que siempre actúa perpendicular al movimiento.

FORMACION DE ESTRELLAS

Las estrellas se forman por las inestabilidades gravitatorias, por supernovas o colisiones galácticas. El proceso se acelera una vez que estas nubes de hidrógeno molecular empiezan a caer sobre sí mismas, alimentado por la cada vez más intensa atracción gravitatoria. Su densidad aumenta progresivamente, siendo más rápido el proceso en el centro que en la periferia. No tarda mucho en formarse un núcleo en contracción muy caliente llamado protoestrella. El colapso en este núcleo es, finalmente, detenido cuando comienzan las reacciones nucleares que elevan la presión y temperatura de la protoestrella. Una vez estabilizada la fusión del hidrógeno, se considera que la estrella está en la llamada secuencia principal, fase que ocupa aproximadamente un 90% de su vida. Cuando se agota el hidrógeno del núcleo de la estrella, su evolución dependerá de la masa (detalles en evolución estelar) y puede convertirse en una enana blanca o explotar como supernova, dejando también un remanente estelar que puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro. Así pues, la vida de una estrella se caracteriza por largas fases de estabilidad regidas por la escala de tiempo nuclear separadas por breves etapas de transición dominadas por la escala de tiempo dinámico.

 

Aqui puedes encontrar de modo detallado la formacion de una estrella 

LEYES DE KEPLER

Primera Ley (1609)

Todos los planetas giran alrededor del Sol demostrando órbitas elípticas, estando el Sol situado en el foco.

Segunda Ley (1609)

El radio vector que une el planeta y el Sol barre áreas iguales en tiempos iguales. Cuando el planeta está más alejado del Sol su velocidad es menor que cuando está más cercano al Sol.

Tercera Ley (1618)

Para cualquier planeta, el tiempo que tarda en dar una vuelta alrededor del Sol es directamente proporcional al cubo de la distancia media con el Sol.

Estas leyes se aplican a otros cuerpos que se encuentran en gravitatoria como el sistema formado por la Tierra y la Luna.