A la vida universal, no només la dels humans, l'Univers es regeix per certs comportaments que són els que expliquen el seu gran funcionament, d'aquí les Lleis de l'Univers. D'aquesta manera, també el nostre entorn es manté en un ordre complet, ja que sempre cal que l'home elabori unes quantes lleis o normes que expliquin les actituds del que està passant al voltant o del que s'ha de fer, en el cas jurídic.
D'altra banda, a la astronomia les lleis creades no han estat una creació de lésser humà. Aquestes lleis són constants que expliquen què és el bon funcionament o el comportament del nostre Univers. De fet, a partir de les lleis de l'Univers és que es pot donar peu als estudis del tot a l'espai. Això inclou el moviment de les estrelles, els planetes, els meteorits, estels, entre d'altres.
A més d'això, també existeixen fenòmens de l'Univers. Quant a aquest aspecte, fins ara lhome no ha pogut entendre la seva naturalesa real. La raó és que resulten part d'un misteri, però és possible que aquestes anomalies actuïn en base a les seves pròpies lleis, que donen moviments a l'espai. Un exemple daixò, és el cas de lenergia fosca. Encara no se sap amb precisió què és realment ni el perquè del seu comportament accelerat.
El nom de la energia fosca, precisament sorgeix perquè l'energia no es pot visualitzar i d'acord amb la foscor d'aquest fenomen és que se'n coneix el comportament, que resulta un moviment expansiu a nivell universal. Per aquest motiu, cal explicar algunes lleis universals que han estat descobertes per grans estudiosos.
Lleis de Kepler
Com bé s'ha esmentat, cap ésser humà no les ha imposat, més aviat han descobert que l'Univers es regeix per algunes lleis per poder actuar en tota la seva esplendor. Així, mitjançant estudis, els científics han descobert les lleis en què l'Univers s'ha basat al llarg del funcionament. Aportant així, informació que ajudi l'ésser humà a conèixer-ho tot el cosmos o que serveixi de col·laboració per a estudis posteriors.
Un d'aquests grans estudiosos i col·laboradors a la ciència, va ser el famós científic de l'astronomia, Johannes kepler. Kepler va estudiar de tal manera els astres a l'espai universal que va crear el que avui anomenem les Lleis de Kepler. No és una sola, sinó tres lleis que tracten pel que fa al moviment dels planetes del Sistema Solar. Aquestes lleis van ser formulades a principis del segle XVII. No obstant això, avui dia es mantenen vigents i funcionen com a base d'estudis precedents sobre el comportament de l'Univers.
Kepler va basar les seves lleis en dades planetaries per poder comprendre els moviments. Aquestes dades van ser reunides també per l'astrònom danès Tycho brahe, de qui va ser ajudant. Per això les dades continuen en investigació científica. Les propostes que van sorgir d'aquestes investigacions van trencar amb la vella afirmació que tenia segles i que asseverava que els planetes es movien en òrbites amb forma de cercles. Aquestes són les tres lleis elaborades per Kepler:
La Primera llei de Kepler
En aquesta llei, Kepler explicava que les òrbites a els planetes giren al voltant del Sol. No obstant això, afegeix que en lloc de ser circulars, són òrbites són el·líptiques i en què el Sol ocupa un dels focus de l'el·lipse. És a dir, el centre d'aquesta llei es basa a explicar que les òrbites al voltant del Sol són el·líptiques.
Més endavant, Tycho Brahe va realitzar observacions en què Kepler va prendre la decisió de determinar si les trajectòries dels planetes podrien descriure's amb una corba. No obstant això, per assaig i error, va aconseguir descobrir que una el·lipse podria descriure encertadament l'òrbita d'un planeta sobre el Sol. Principalment, les el·lipses són definides per la longitud dels dos eixos que posseeixen.
Quant a la mesura, en comparació amb un cercle es pot dir que aquest té el mateix diàmetre cap amunt i cap avall, si se'l mesura a l'amplada. Però per altra banda, una el·lipse té diàmetres de diverses longituds, sempre ha de ser així ja que no té una forma en què tots els seus costats tenen la mateixa mesura, com sí que passa amb el cercle. De fet, l'eix més llarg se'n diu eix més gran, i el més curt se'n diu eix més petit.
Tota aquesta explicació, ve a la llum ja que d'acord a aquesta distància és que es coneix que els planetes es mouen en el·lipses, encara que en realitat les òrbites són gairebé circulars. A més dels planetes, els estels també són un bon exemple d'objectes al nostre Sistema Solar que poden tenir òrbites molt el·líptiques.
Quan Kepler va aconseguir determinar que els planetes tenen moviments al voltant del Sol en forma d'el·lipses, va ser el moment en què va descobrir un altre fet interessant. Kepler va evidenciar sobre el fet que les velocitats de planetes varien, a mesura que circumden al Sol.
La Segona llei de Kepler
Aquesta llei és la que dóna continuïtat al descobriment anterior. Això implica que és aquí on Kepler explica sobre la velocitat dels planetes. A més d'això, en aquest punt específic és on afirma que les àrees escombrades pel segment que uneix el Sol amb el planeta, són també proporcionals al que són els temps emprats per descriure-les. D'aquesta manera, es mesura la velocitat dels planetes, portant com a conseqüència que com més a prop hi ha el planeta del Sol, amb més rapidesa es mou.
Aquesta segona llei va ser descoberta per Kepler per assaig i error. Aquest exploració, va ser donada a llum quan Kepler va notar que la línia que connecta als planetes i al Sol, abasta igual àrea en el mateix lapse de temps. Després d'això, Kepler va trobar que quan els planetes estan a prop del Sol a la seva òrbita, es mouen més ràpidament que quan estan més lluny. Aquest treball va portar Kepler a obtenir un important descobriment sobre les distàncies de planetes.
La Tercera llei de Kepler
Ja en aquesta tercera llei, no només explica la velocitat. En aquest aspecte s'explica sobretot sobre la distància. El comportament dels planetes, dacord a la distància dels mateixos. Per aquesta raó, en aquesta tercera llei Kepler emfatitza que els quadrats dels períodes siderals de revolució dels planetes que giren al voltant del Sol, són proporcionals als cubs dels semieixos majors de les seves òrbites el·líptiques.
D'acord amb aquesta llei és que es permet col·legir que són els planetes més llunyans del Sol, aquells que orbiten a menor velocitat que els més propers. D'aquesta manera es dedueix que el període de revolució, depèn de la distància al Sol. El resultat d'això es va obtenir a través de la fórmula matemàtica següent: P2 = a3. Amb aquesta fórmula s'explica que els planetes llunyans del Sol són els que triguen més temps a circundar-lo, a diferència dels que es troben propers al Sol.
Lleis d'Isaac Newton
A partir de les lleis existents a nivell científic, l'astrònom, físic i matemàtic Isaac Newton, va executar un transcendental paper en la seva tasca. Allò que va fer Newton, va ser donar a entendre el recorregut orbital de la lluna i de cadascun dels satèl·lits artificials que han estat llançats a l'espai per a la investigació científica.
Una de les lleis que expliquen el comportament de l'Univers i dels cossos que hi són dins, és la coneguda llei de la gravitació o llei de gravetat. Aquesta llei va ser formulada per Isaac Newton el 1684. D'acord amb allò estudiat per Newton, l'atracció de la gravetat entre dos cossos és directament equitatiu al que és el producte de les seves masses. No obstant això, és inversament proporcional al quadrat de la distància que hi pugui haver entre ells.
Aquesta llei que és cridada llei de gravitació universal, es tracta d'una llei de física clàssica. Es podria dir que a més és fonamental en la ciència, ja que descriu la interacció gravitatòria entre diferents cossos amb massa. Qui va formular aquesta llei, va ser Isaac Newton i la va publicar a través del seu llibre anomenat Philosophiae Naturalis Principis matemàtics, de l'any 1687. En aquest llibre és on per primera vegada s'estableix una relació quantitativa de la força amb què s'atreuen dos objectes amb massa.
El que demostra aquesta explicació és que la relació es dedueix empíricament mitjançant l'observació. D'aquesta manera, Newton va concloure que la força amb què es atrauen dos cossos amb massa desigual, únicament depèn del valor de les masses i del quadrat de la distància que els separa.
Segona llei de Newton
Newton també va aconseguir determinar el comportament que hi ha entre grans distàncies de separació entre cossos. En aquest sentit, es va observar que la força d‟aquestes masses actua de manera molt aproximada. Això és com si tota la massa de cadascun dels cossos quedés concentrada exclusivament a la medul·la de gravetat. Vol dir que és com si aquests objectes fossin només un punt. És el que permet reduir considerablement la complexitat de les interaccions entre cossos complexos.
La segona llei que descriu Newton, explica l'acceleració d'aquesta gravetat. D'acord amb això, s'explica l'efecte de l'atracció gravitatòria terrestre. Això indica que l'acceleració que suporta un cos és proporcional a la força que s'hi exerceix, s'obté que l'acceleració que pateix un cos degut a la força de la gravetat exercida per un altre. Significa que aquesta acceleració és independent de la massa que presenta l'objecte, depèn exclusivament de la massa del cos que exerceix la força i de la seva distància.
Per descomptat, és conforme que les dues masses estiguin relacionades per una constant de proporcionalitat. Això implica que precisament la massa del dit objecte pugui ser introduït a la llei de la Gravitació Universal, en la seva forma més simple i únicament per simplicitat. Per aquesta raó cal que per a aquest estudi s'hagin tingut dos cossos de massa diferent.
Un exemple que hi ha entre dues masses amb diferents masses, són la Lluna i un satèl·lit artificial. Per descomptat, això només aplica mentre el satèl·lit tingui una massa d'uns quants quilograms. En aquest cas són a la mateixa distància de la Terra, l'acceleració que produeix aquesta sobre tots dos és exactament la mateixa. Com que aquesta acceleració té la mateixa direcció que la de la força, és a dir en la direcció que uneix tots dos cossos.
Com funciona aquesta llei?
El que produeix el efecte d'acceleració de gravetat és que si sobre tots dos cossos no s'exerceix cap altra força externa, aquests es mouran descrivint òrbites entre si. D'acord amb aquest comportament, es descriu perfectament el moviment planetari. O específicament del sistema entre la Terra i la Lluna.
També es tracta aquesta llei amb els cossos de caiguda lliure, aproximant-se un cos cap a l'altre, com passa amb qualsevol objecte que deixem anar a l'aire i que cau irremeiablement cap a terra, en la direcció del centre de la Terra. Gràcies a aquesta llei es pot determinar l'acceleració de la gravetat, produint així un cos qualsevol situat a una distància donada. Un exemple d'això és la deducció que l'acceleració de la gravetat que ens trobem a la superfície terrestre es deu a la massa de la Terra.
Significa que l'acceleració que pateix un objecte en caure és pràcticament la mateixa a l'espai, a la distància on es troba Estació Espacial Internacional. Això implica que és un 95% de la gravetat que tenim a la superfície, únicament una diferència d'un 5%. És important recordar que el fet que els astronautes no sentin la gravetat, no és perquè aquesta sigui nul·la. Més aviat és pel seu estat d'ingravidesa o de caiguda lliure continuada.
D'altra banda, l' gravetat que exerceix una persona sobre una altra, situada a un metre de distància, per a una persona d´uns 100 kg, és un fet pel qual no sentim la gravetat que exerceixen cossos poc massius com nosaltres.
Limitacions de les lleis de Newton
La veritat és que la llei de la gravitació universal es va aproximar prou per poder descriure el comportament d'un planeta al voltant del Sol. I fins i tot explica el mateix moviment d'un satèl·lit artificial que estigui relativament proper a la Terra. A l'època del segle XIX es va aconseguir observar-ne alguns petits problemes que no s'aconseguien resoldre.
Aquests inconvenients eren similars al de les òrbites d'Urà, que sí que es va poder resoldre després del descobriment de Neptú. Especialment, es trobava l'òrbita del planeta Mercuri, la qual en lloc de ser una el·lipse tancada, tal com predia la teoria de Newton. Es tracta d'una el·lipse que a cada òrbita va rotant, d'aquesta manera el punt més proper al Sol, anomenat periheli, es desplaça lleugerament. Exactament uns 43 segons d'arc per segle, en un moviment que es coneix com a precessió.
En aquest punt, igual que amb el cas d'Urà, també es va postular l'existència d'un planeta més intern al Sol. A aquest planeta se'l va anomenar Vulcà, que a més no hauria estat observat per estar tan proper al Sol i quedar ocult per la seva brillantor. Però la veritat, aquest planeta no existeix. De totes maneres la seva existència era inviable. Això implica que aquest problema no es va poder resoldre fins a l'arribada de la Relativitat General d'Einstein.
A banda d'aquest inconvenient, actualment la quantitat de desviacions observacionals existents que no es poden explicar sota la teoria newtoniana són diverses: Una d'elles és la ja esmentada òrbita del planeta Mercuri, que no és una el·lipse tancada tal com prediu la teoria de Newton. En aquest cas, no es tractaria d'una llei, sinó d'una teoria fallida, ja que és una quasi-elipsi que gira secularment. Això produeix el problema de l'avenç del periheli que va ser explicat per primer cop només amb la formulació de la teoria general de la relativitat.
Efecte Doppler
Cal conèixer, a més de les lleis abans esmentades, el que és el Efecte Doppler, ja que tracta duna variació de la longitud dona de la llum. L'efecte és així anomenat en honor al físic austríac Christian Andreas Doppler. Hi explica el que és el canvi de freqüència aparent d'una ona produïda pel moviment relatiu de la font respecte al seu observador. El que explica aquest efecte, a més, és la radiació electromàgnètica i el so dels cossos, d'acord amb el moviment.
Un exemple de l'Efecte Doppler és el so d'un motor d'un carro de prop. Ja que en estar lluny, se sent menys fort que estant a prop. De la mateixa manera passa des del moment en què una estrella o una galàxia sencera s'allunya i passa perquè el seu espectre és desplaçat cap al blau, però quan s'allunya és desplaçat cap al vermell. Fins i tot actualment les galàxies que estan a la mira són desplaçades cap al vermell, el que significa que s'allunyen de la Terra.
Ocorren quotidianament exemples de l'efecte Doppler en què la velocitat a què es mou l'objecte que emet les ones és comparable a la velocitat de propagació d'aquestes ones. Com a exemple, tenim la velocitat d'una ambulància (50 km/h), encara que potser sembli insignificant respecte a la velocitat del so al nivell del mar (uns 1235 km/h).
Tot i això, es tracta d'un aproximat d'un 4% de la velocitat del so, aquesta fracció és prou gran per incitar que s'avaluï amb claredat el canvi del so de la sirena des d'un to més agut a un de més greu, just en el moment en què el vehicle passa al costat de l'observador.
Espectre visible
El espectre visible de la radiació electromagnètica, explica que si l'objecte s'allunya, la llum es trasllada a longituds d'ona més llargues. Això produeix un corriment cap al vermell. A més, si l'objecte s'acosta, la llum presenta una longitud d'ona més curta, així es desplaça cap al blau. La desviació que produeix cap al vermell o el blau, és insignificant fins i tot per a velocitats elevades, com les velocitats concernents entre estrelles o entre galàxies.
D'altra banda, pel que fa a la visibilitat a l'ull humà, aquest no pot captar l'espectre, només el pot mesurar indirectament utilitzant instruments de precisió com a espectròmetres. Si l'objecte emissor es mogués a fraccions significatives de la velocitat de la llum, sí que podria ser apreciable de forma directa la variació de longitud d'ona. L'efecte Doppler és de gran utilitat en astronomia, i es manifesta en l'anomenat corriment al vermell o corriment al blau.
Aquest efecte ho usen els astrònoms per mesurar la velocitat a la qual estrelles i galàxies estan apropant-se o allunyant-se de la Terra. Això tracta sobre les velocitats radials de lefecte Doppler. Es tracta d'un fenomen físic que s'usa sobretot per poder detectar estrelles binàries, per mesurar la velocitat de gir de les estrelles i galàxies. Tot i que també serveix per detectar exoplanetes propers a la Terra o als satèl·lits llançats a l'espai.
El més important cal tenir en compte que el desplaçament al vermell també s'utilitza per mesurar l'expansió de l'espai. En aquest cas no es tracta realment d'un efecte Doppler. llum en astronomia depèn del coneixement que es té que els espectres de les estrelles no són homogenis. D'acord amb els estudis, s'exhibeixen línies d'absorció ben definides de les freqüències que estan en correspondència amb les energies requerides per excitar els electrons de diversos elements d'un nivell a un altre.
Línies d'absorció
Se'l reconeixen a aquest efecte Doppler, com el fet que els patrons coneguts de les línies d'absorció no apareixen sempre concordant amb les freqüències que s'aconsegueixen des de l'espectre d'un principi de llum estacionària. Això passa perquè la llum blava té una freqüència més alta que la llum vermella, les línies espectrals d'una font de llum astronòmica que s'apropa presenten un corriment al blau, i les d'un que s'allunya aprecien un corriment cap al vermell.
radar Doppler
El que explica tot el que hem esmentat anteriorment, és que alguns tipus de radar utilitzen l'efecte Doppler. Això ho fan amb la intenció de mesurar la velocitat dels objectes que han estat detectats. Un grup de radars es disparen a un blanc mòbil. Es pot esmentar com a exemple un automòbil, com en l'ús que fa la policia del radar per detectar la velocitat dels vehicles.
D'acord amb això, a mesura que s'acosta o s'allunya de la font de radar es pot determinar la velocitat de l'objecte. Cada ona successiva que té el radar ha de viatjar més lluny per assolir el cotxe, abans de ser reflectida i detectada novament a prop de la font. Analògicament s'assimila a cada ona ja que s'ha de moure més lluny. La distància entre cada ona augmenta i això és el que produeix un augment de la longitud d'ona.
En alguns casos, aquest feix del radar s'utilitza amb el cotxe en moviment i si s'acosta al vehicle observat, aleshores cada ona successiva recorre una distància menor, produint una disminució de la longitud d'ona. En qualsevol situació, els càlculs de lefecte Doppler permeten determinar amb precisió la velocitat del vehicle observat pel radar. A més d'això, el mecanisme de proximitat, desenvolupat durant la Segona Guerra Mundial, es basa al radar Doppler.
Això amb la finalitat de detonar explosius en el moment adequat en funció de la seva alçada sobre el terra, o la seva distància a l'objectiu. D'acord amb el desplaçament Doppler, s'afecta l'onada incident a l'objectiu. D'aquesta manera, l'ona reflectida de nou al radar, el canvi a la freqüència observat per un radar en moviment respecte a un objectiu també en moviment és funció de la velocitat relativa i és doble del que es registraria directament entre l'emissor i el receptor.
Efecte Doppler invers
Encara actualment ia partir de l'any 1968, els científics han estudiat la probabilitat que existeixi un Efecte Doppler invers. Un dels científics destacats en aquesta investigació, va ser el físic rus ucraïnès Victor Veselago. A l'experiment es va afirmar haver detectat aquest efecte que va ser dut a terme per Nigel Seddon i Trevor Bearpark l'any 2003 a Bristol, Regne Unit.
Pel que fa a això, els estudiosos de diferents universitats van exposar que aquest efecte també es pot observar en freqüències òptiques. Entre les universitats destacades en aquesta investigació, va ser la Swinburne University of Technology i la University of Shanghai for Science and Technology. Sent possible aquests descobriments, gràcies a la generació d'un vidre fotònic.
Va ser sobre aquest vidre en què van projectar un raig làser. Això va ser el que va fer que el vidre es comportés com un superprisma, així es va poder observar l'efecte Doppler invers.
En alguns casos es pot confondre una llei amb una teoria, però la veritat és que les teories són un grup d'idees organitzades que expliquen un possible fenomen. Aquestes es dedueixen a partir de lobservació, lexperiència o el raonament lògic. Tot i això explica possibilitats i no fets ni explica els comportaments.
Les lleis de l'Univers són més de les que pensem; de fet, aquestes són algunes que han impactat en el transcurs de la història de la ciència. El primer que cal entendre és que les lleis de l'Univers, a diferència de les jurídiques o imposades per l'home, són les conductes per les quals es basa el comportament de l'universal. És a dir, són les normes que expliquen els moviments del tot universal.