Big Bang

La Luna Características Generales Información Científica

INFORMACIÓN GENERAL Y CIENTÍFICA DE LA LUNA, SATÉLITE TERRESTRE

De todos los cuerpos celestes, la Luna es posiblemente el más conocido. Fue objeto de muchas antiguas creencias y es aún llamada poéticamente Selene, el viejo nombre de la diosa Luna. La ciencia que la estudia se denomina selenografía, y a pesar de que este cuerpo celeste no ha revelado aún todos sus secretos, se conoce bastante sobre él, pues  el hombre ha alunizado en varias oportunidades y ha conseguido centenares de muestras de su superficie para futuras  investigaciones en la NASA.

MAPA DE LA LUNA CON NOMBRES DE SUS MARES Y CRÁTERES

satelite de la Tierra, Luna

(Para Ver Nombres de Cráteres y Mares)

LA LUNA EN NÚMEROS:

Edad: 4.600 millones de ños
Distancia máxima a la Tierra: 405.000 km
Distancia mínima a la Tierra: 363.000 km
Diámetro real de la Luna: 3.473 km
Circunferencia: 10.927 Km.
Superficie: 0,075 de la Terrestre
Volumen: 0,02 de la Terrestre
Peso: 0,012 de la Terrestre
Densidad: 0,6 de la Terrestre
Velocidad de Escape: 2,4 Km/s.
Revolución sobre su eje: 27 d. 7 hs. 43′
Distancia media a la Tierra: 384.403 km
Tiempo de su traslación: 27 d. 43′ 11″
Temperatura de su superficie: De 100°C a -184°C (noche lunar)
Altura máxima de sus montañas: 9.000 m.
Duración del día: 14 dias terrestres
Duración del la noche: 14 dias terrestres

Sobre su formación: Hace unos 5000 millones de años cuando el sistema solar se estaba formando, y definiendo su constitución actual, en nuestro planeta una capa de lava volcánica semiderretida burbujeaba por toda la superficie como un dulce hirviendo. No había tierra sólida, ni agua, ni vida. La Tierra, completamente inestable, giraba tan deprisa sobre su eje que cada día duraba sólo unas cuatro horas.

Ocurrió entonces fue algo inesperado. Los expertos creen que dos planetas jóvenes coincidieron en la misma órbita alrededor del Sol, aunque moviéndose a distintas velocidades. Uno era la Tierra; el otro, el planeta llamado Theia. Unos cincuenta millones de años más tarde, el Sol comenzó a brillar, y aquellos dos jóvenes planetas chocaron uno con otro. Con la sacudida, la Tierra giró sobre su costado, fuera de control.

Miles de volcanes entraron en erupción tras el impacto. Enormes cantidades de gas, antes atrapadas en el núcleo de la Tierra, salían ahora a borbotones a través de la superficie, y creaban así la primera atmósfera del planeta. Las capas más exteriores de Theia se vaporizaron en miles de millones de pequeñas partículas. Los restos volaron en todas direcciones y rodearon la Tierra con una gruesa capa de polvo, rocas y granito a elevada temperatura.

Atrapada por la gravedad terrestre, esta bruma de escombros se arremolinó en el cielo, y todo se oscureció. Durante meses ni siquiera el rayo más brillante de sol podía penetrar las capas de polvo que en un tiempo habían constituido el planeta Theia. Su núcleo de hierro fundido alcanzó el centro de la Tierra, y produjo la fusión de los dos núcleos en una única bola metálica, compacta, con una temperatura de miles de grados, que se hundió en el centro del globo, destrozado por la fuerza del impacto.

En la actualidad, no hay pruebas físicas en el planeta del impacto de la colisión con Theia, ya que tuvo tal fuerza que todo el material exterior se vaporizó y explotó en el espacio. Pero la evidencia no está muy lejos. El polvo y el granito que envolvieron la Tierra pronto se reagruparon, y se convirtieron en una enorme bola de polvo. Aproximadamente sólo un año después del impacto, la Tierra tenía una nueva compañera, nuestra grande, brillante y cristalina Luna.

Aldrin astronauta de la NASA tomando muestras

El astronauta estadounidense Neil Alden Armstrong, como comandante de la misión lunar Apolo 11, es la primera persona que pisa la Luna. Su compañero Edwin E. Aldrin es el segundo hombre en poner un pie en la Luna. Aquí lo vemos tomando muestras del suelo lunar. También participa en la misión el astronauta Michael Collins, que pilota el módulo de control

INFORMACIÓN GENERAL: La Luna da una vuelta completa alrededor de la Tierra en 27 días, 7 horas, 43 minutos, 7 segundos; pero a causa del movimiento de la Tierra alrededor del Sol, el mes lunar —o sea el período que va desde una nueva luna hasta la siguiente— es levemente mayor de 29,5 días.

El diámetro de la Luna es de 3.474km.; pero como la distancia que la separa de la Tierra varía, debido a que su trayectoria es elíptica, su tamaño parece cambiar levemente. La distancia mínima entre la Tierra y la Luna es de 364.300 km. y la máxima es de 408.000 km.

Sólo la mitad de su superficie está siempre iluminada por la luz del Sol. Durante la luna nueva, la cara iluminada está oculta para nosotros; pero a medida que va rodeando a nuestro planeta, vamos viendo cada vez más esta faz, hasta que se muestra totalmente en luna llena. Por varias razones, parece inclinarse levemente, de manera que podemos ver un 59 % de su superficie, en diferentes períodos de su trayectoria; pero no vemos jamás toda la cara posterior.

Cuando fue inventado el telescopio, en 1609, observó Galileo que la superficie lunar es muy rugosa, con picos y cadenas montañosas, con círculos como cráteres volcánicos y llanuras, que confundió con mares. Muy pronto se dibujaron mapas de la Luna y se están haciendo cada vez más perfectos, con ayuda de la fotografía. Un mapa simple de la Luna se muestra en la ilustración superior.

Galileo observando la Luna

1610: Galileo Galilei Observando los astros celestes

La palabra latina mare (mar) señala los desiertos; dos de ellos se muestran abajo, en escala mayor. A la izquierda está el llamado Mare Imbrium (Mar de las Lluvias), que es un vasto desierto, con algunas montañas y cráteres diseminados. Junto a éste, están los Apeninos (la mayoría de las cadenas montañosas de la Luna lleva el mismo nombre que algunas cordilleras terráqueas, mientras que los picos montañosos se conocen con el nombre de algún famoso sabio). En la lámina de la izquierda está el Mare Nubium (Mar de las Nubes), bordeado por una región de cráteres próxima al polo sur de la Luna.

Su peso es mucho menor que el de la Tierra y así también su fuerza de gravedad, de manera que nosotros pesaríamos allí sólo un sexto de nuestro peso en. la Tierra y nuestra fuerza muscular nos permitiría realizar saltos espectaculares.

En la Luna no hay atmósfera en la Luna, de modo que no puede escucharse sonido alguno en su superficie. La ausencia de aire debe hacer que el cielo se vea negro aun en plena luz del día, pero las estrellas se destacarán marcadamente. Desde un lado de la Luna la Tierra está siempre visible y aparece mucho más grande de lo que la Luna se ve desde la Tierra; además, visto desde la Luna, nuestro planeta nunca se oculta, pero sí se mueve de un lado al otro en el cielo. Desde la cara posterior de la Luna nunca sería posible ver la Tierra.

El día y la noche lunares son aproximadamente 14 veces más largos que los nuestros. No se han observado jamás señales de vida allí y sólo cambios muy leves y dudosos. Se han intentado muchas teorías para explicar la causa de su superficie rugosa; a pesar de sus nombres, los cráteres lunares no pueden haber sido producidos por volcanes, sino quizá por la caída de meteoritos, cuyos efectos habrían sido muy destructores, debido a la falta de atmósfera.

Comparar la Tierra con la Luna es como comparar un organismo viviente con uno muerto. Sabemos que en la Tierra se desarrolla una infinita variedad de seres vivos, que han alcanzado su presente estado de desenvolvimiento por un continuo proceso de evolución. Cambios han ocurrido y ocurren constantemente.

Contrariamente a lo que ocurre en nuestro planeta, palpitante de vida en todas sus formas, con climas que varían enormemente, desde el calor tropical al frío polar, y con sólo una parte comparativamente muy pequeña de su superficie total incapaz de mantener cualquier clase de ser viviente. En 2015 la NASA ha encontrado señales de presencia de agua en la Luna, pero hasta hoy es completamente inepta para toda forma de vida. Es un mundo absolutamente muerto.

Ningún otro cuerpo celeste está tan cerca de la Tierra como la Luna y ningún otro cuerpo puede ser observado, estudiado e investigado tan detalladamente: montañas y llanuras pueden verse con mucha claridad con un simple telescopio casero. Si existiera la vida, lo sería en alguna forma que escaparía a nuestra observación, y ésta parece ser una posibilidad bastante remota.

Un argumento de peso que sostiene la teoría de la imposibilidad de la existencia de vida en la Luna, parte del hecho de que no hay agua ni atmósfera en ésta. Todo ser vivo que visitara la Luna debería llevar consigo los medios para poder respirar, beber y comer. Todos los datos coinciden en afirmar que en la Luna no puede haber vida.

Si la Luna en algún estadio de su existencia poseyó atmósfera, no pudo haberla mantenido por mucho tiempo, pues como su tamaño no es lo suficientemente grande, su fuerza de atracción es insuficiente para impedir que los gases envolventes escapen al espacio. La ausencia de una atmósfera da como resultado temperaturas muy extremas en el día; desde 82° cuando brilla el Sol hasta muy por debajo del punto de congelación cuando aquél se ha ido. La superficie no está nunca, por supuesto, oscurecida por nubes.

Negro y blanco son los colores que hay en la Luna, con algunos toques de amarillo, que son aportados por la luz del Sol. Como no hay atmósfera que pueda captar la luz, el cielo lunar es profundamente oscuro. A pesar de que el Sol esté brillando, las estrellas permanecen siempre visibles.

También la ausencia de aire, según hemos dicho, hace que la Luna sea un lugar de absoluto silencio; aun el disparar de un cañón no produciría el menor sonido.

La Luna ejerce una gran influencia sobre la Tierra, aparte de reflejar la luz del Sol sobre nuestro planeta durante la noche. Océanos y mares están sometidos al movimiento regular de las mareas; éstas resultan de la atracción entre la Tierra y la Luna y el Sol. El Sol es infinitamente más grande que la Luna, pero está tan alejado de la Tierra, que su influencia sobre las mareas es menor.

Durante la luna nueva y el plenilunio, Tierra, Luna y Sol están en una misma línea recta y así la influencia de la Luna sobre las mareas está reforzada por la del Sol. De esta manera se producen pleamares y bajamares extremas.

Cuando la Luna está en cuarto creciente o menguante, la atracción lunar forma un ángulo recto con la del Sol; los efectos de la Luna y del Sol son opuestos entre sí y el resultado es la marea muerta, con movimientos muy excepcionales de subida y bajada. Las mareas están influidas por la posición de las masas continentales, y los mares cerrados, como el Mediterráneo, tienen rara vez mareas.

inclinación entre orbita lunar y la Tierra

El plano de la órbita de la Luna forma un ángulo de 5° con el terrestre. Desde la Tierra se descubre un ancho de 6° 30′ del suelo lunar más allá de cada polo: del Polo Norte si la Luna está en la parte sur de su órbita, y del sur cuando se halla en su parte norte. Este fenómeno recibe el nombre de libración en latitud. Las dos libraciones citadas y u na tercera llamada diurna, que solamente alcanza un grado, dan origen a que se reconozca el 59% de la superficie lunar en lugar de la mitad exacta que se vería si aquéllas no existiesen.

LA FASES DE LA LUNA:

FASES DE LA LUNA

Dijimos que la Luna como la Tierra carecen de luz propia y reflejan la que reciben del Sol. Por ello hay siempre en ellas una cara iluminada que en la Tierra denominamos día, y otra obscura, que llamamos noche. Combinados los movimientos lunar y terrestre se produce el ocultamiento permanente de una cara del satélite. Hasta octubre de 1959 ningún terrícola había podido ver la parte oculta. Pero en esa fecha fue fotografiada mediante un satélite artificial lanzado por la Unión Soviética.

Las variaciones que experimenta la Luna se denominan fases: en ocasiones vemos el disco lunar completo, en otras sólo una especie de hoz, y a veces nos resulta totalmente invisible. (Cuando se halla en conjunción con el Sol decimos que se halla en fase de Luna nueva. Al otro día surge por occidente cual un delgado creciente luminoso cuya convexidad está siempre del lado del Sol en el ocaso.

El ancho creciente va aumentando hasta que, transcurridos seis días, aparece en forma de semicírculo cuya parte luminosaterminaen una línea recta. En tal situación se dice que está en cuarto creciente. Se la observa con facilidad durante la tarde y en el anochecer. A medida que sigue su camino y se va alejando del Sol adquiere figura oval y su brillo va en aumento, hasta que al cabo de siete u ocho días se torna completamente circular.

Esta fase se llama de Luna llena, después de la cual la parte iluminada comienza a disminuir y las mismas fases se van repitiendo en sentido inverso. Es decir que, primeramente, toma la forma oval y después la de semicírculo en que llega al cuarto menguante, fácilmente observable al alba.

Por último, tras haber dado una vuelta completa al cielo, sale por la mañana un poco antes que el Sol, y ya cerca de éste, se pierde entre sus rayos y vuelve a la posición original de Luna nueva. Esta posición oculta se denomina conjunción, porque en ella se encuentra entre la Tierra y el Sol. De manera similar, las épocas de la Luna llena reciben el nombre de sicigias y las de los cuartos creciente y menguante, cuadraturas.

GRAN MAPA DE LA LUNA CON CRÁTERES Y MARES:

Ver También: Los Eclipses

Fuente Consultada:
Biblioteca Temática UTEHA Tomo 10 El Mundo Que Nos Rodea – La Luna, satélite terrestre-
Cielo y Tierra Nuestro Mundo en el Tiempo y el Espacio Globerama Edit. CODEX
Enciclopedia Electrónica ENCARTA Microsoft

Que es un Radiotelescopio? Función de la Radioastronomia

LA RADIOASTRONOMIA

La palabra “radioastronomía” data de mediados del siglo XX, por lo que podríamos decir que un rama de la astronomía, relativamente joven, pensemos que las primeras observaciones con telescopio fueron las de Galilei en el siglo XVI. La primera identificación de ondas de radio de origen extraterrestre tuvo lugar hace ochenta años; pero la colaboración sistemática con los observatorios ópticos sólo comenzó después de la segunda guerra mundial. Entretanto progresaron otras formas de escudriñamiento mediante cohetes o globos-sonda capaces de analizar las vibraciones que nuestra atmósfera intercepta o perturba, como por ejemplo los rayos X.

La radioastronomía depende por completo de los telescopios ópticos; sin ellos carecería de sentido y valor porque es incapaz de calcular la distancia de las fuentes emisoras. La comparación de los resultados de ambas disciplinas es interesante pues las ondas radioeléctricas más intensas suelen provenir de los objetos celestes menos visibles y aún, aparentemente, de ninguna materia identificable.

También los registros históricos son muy útiles. Gracias a los astrónomos chinos que en el año 1054 señalaron el súbito estallido de una estrella (“supernova”) podemos reconstruir la historia de la actual nebulosa del Cangrejo, que pertenece a nuestra galaxia, la vía Láctea . Otras supernovas, indicadas por Tycho Brahe en 1572 y Kepler en 1604, son ahora débiles radioestrellas.

Esta última categoría de astros, la más inesperada de la nueva ciencia, parece incluir los cuerpos más distantes que conoce la astronomía. Su conocimiento contribuyó notablemente a la dilucidación de uno de los problemas capitales de todos los tiempos: el del origen del universo.

Grupo de Radiotelescopios Trabajando en Paralelo

LA RADIOASTRONOMIA Y LOS RADIOTELESCOPIOS:

Las Ondas Electromagnéticas Que Emiten Las Estrellas: Cuando una estrella explota, formando una nova o supernova, irradia una enorme cantidad de energía luminosa. Los átomos componentes de la estrella reciben gran cantidad de energía, se calientan extraordinariamente y, como todos los cuerpos muy calientes, irradian la mayor parte de su energía en forma de luz.

La estrella se presenta mucho más brillante. Pero, además de la luz visible, la estrella emite otras clases de radiaciones: rayos infrarrojos invisibles, rayos ultravioletas y ondas de radio. Todas estas clases de radiaciones se hacen mucho más intensas en el momento de la formación de una supernova. La radioastronomía se ocupa de la última clase de radiación citada, o sea, de las ondas de radio.

La fuerza de la explosión acelera y ex-. pulsa de la estrella nubes de partículas cargadas eléctricamente. Asociada con ellas, hay una serie de campos magnéticos turbulentos que cambian rápidamente. Cuando las partículas cargadas se mueven por los campos magnéticos, ganan energía, irradiándola en forma de ondas electromagnéticas.

Una de las ondas corrientes emitidas por los átomos de hidrógeno cargados tiene una longitud de onda de 21 centímetros. Las ondas electromagnéticas de esta longitud de onda son ondas de radio. Se propagan, a partir de su origen, en todas direcciones, viajando con la velocidad de la luz.

Las ondas luminosas son también un tipo de radiación electromagnética, pero de longitud de onda mucho más pequeña. Todas las galaxias y muchas estrellas, incluso el Sol, emiten ondas de radio. El Sol no es una estrella que se caracterice especialmente por enviar ondas de radio; pero, durante los períodos de actividad de sus manchas, la emisión de ondas de radio aumenta.

Las fuentes que emiten ondas de radio con gran intensidad no coinciden necesariamente con los objetos que a nuestros ojos aparecen brillantes, como las estrellas. De hecho, las ondas de radio provienen de regiones oscuras del cielo, de oscuras nubes de polvo y de hidrógeno, en las que éste (según ciertas teorías) está concentrándose para formar nuevas estrellas; sus átomos irradian la energía que ganan al acelerarse en los campos magnéticos del espacio.

Las ondas de radio son invisibles y no pueden detectarse con los telescopios ópticos. Pero, de la misma forma que las emitidas por una estación de radio, pueden ser recogidas por una antena receptora. Estas ondas producen la circulación de débiles corrientes eléctricas en la antena.

Estas corrientes pueden amplificarse, seleccionarse y convertirse en sonidos audibles, tal como acontece con un receptor de radio corriente. Pero es más frecuente utilizar un receptor especialmente concebido, para recoger las ondas de radio del espacio. En él, las corrientes fluctuantes de la antena se registran automáticamente en una gráfica. Al mismo tiempo, se conducen directamente a un cerebro electrónico, para su análisis.

Gigate Radiotelescopio de Arecibo

Los radiotelescopios son grandes antenas diseñadas para interceptar toda la emisión de radio posible de una estrella o de una galaxia. Para ello, las ondas se recogen juntas y se concentran de forma que las corrientes fluctuantes que producen en la antena sean lo suficientemente grandes para ser detectadas.

Las ondas de radio se dispersan en todas direcciones a partir de su fuente. Sólo una pequeñísima fracción de la radiación total de una estrella es interceptada por la Tierra, y esta radiación ha recorrido distancias tan enormes que sus ondas son prácticamente paralelas unas a otras. El radiotelescopio intercepta los rayos paralelos en la mayor superficie posible y los concentra enfocándolos en la antena. Cuanto mayor sea la superficie, más sensible será el radiotelescopio, ya que recogerá más cantidad de radiación de la estrella lejana. Los mayores telescopios ópticos son gigantescos reflectores formados por espejos parabólicos.

Los rayos que llegan a la cuenca del espejo parabólico se reflejan en un pequeño espejo colocado en el foco, y son enviados a una pequeña película fotográfica. El enorme espejo parabólico recoge todos los rayos luminosos que llegan a susuperficie.

Algunos de los grande radiotelescopios son muy parecidos a ese dispositivo. El radiotelescopio es también un paraboloide que puede tener cientos de metros de diámetro.

El pequeño espejo colocado en el foco del telescopio óptico está reemplazado en el radiotelescopio por la antena, a la que se enfoca toda la radiación recibida. Hay un inconveniente importante en los radiotelescopios. Incluso si existen dos o tres fuentes de ondas de radio separadas en el campo de detección es imposible distinguirlas unas de otras.

Las corrientes fluctuantes son el resultado de todas las ondas de radio recibidas en el radiotelescopio. La placa fotográfica del telescopio óptico es un medio más eficiente para detectar la imagen, pues los rayos de luz que llegan al espejo con distintos ángulos se concentran en puntos ligeramente diferentes en el espejo pequeño, y se reflejan para ennegrecer puntos distintos en la placa sensible.

El radiotelescopio ideal debe ser lo más grande posible, para recoger el mayor número de rayos, pero también debe ser manuable, de forma que pueda dirigirse _ a cualquier parte del cielo. Cuando el diámetro sobrepasa los 80 metros, el telescopio no puede ser lo suficientemente rígido para resistir el viento sin doblarse y distorsionar la “imagen”. Además, no es fácil manejarlo. Se está construyendo en Puerto Rico un radiotelescopio de más de 300 metros de diámetro, forrando con aluminio pulimentado las paredes de un cráter que presenta una forma conveniente. Pero este radiotelescopio no puede ser enfocado arbitrariamente, puesto que es fijo.

Los radiotelescopios reflectores simples son de construcción difícil y costosa. Sin embargo, puede fabricarse otra clase de radiotelescopio formado por varios reflectores pequeños y antenas, dirigidos hacia diferentes partes del cielo y que se mueven conjuntamente, cubriendo una distancia mucho mayor de la que puede abarcar un solo reflector. De esta forma, la “imagen” puede componerse a partir de fragmentos parciales. Para localizar de manera más precisa las fuentes de ondas intensas, se usan unas largas hileras de reflectores y antenas idénticas, colocados exactamente a la misma distancia unos de otros.

Estos dispositivos tienen un excelente poder de resolución y resultan mejores para separar dos fuentes de ondas próximas. A pesar de que los rayos procedentes de una fuente emisora puntual son paralelos, si llegan al radiotelescopio formando un ángulo, alcanzarán la antena de un extremo de la línea antes de llegar a la del otro extremo. Al llegar a las antenas en instantes diferentes, las ondas de cada extremo lo harán en distintas fases de su vibración.

Al sumar todas las corrientes de las antenas, las de un extremo pueden estar en una fase opuesta a las del otro, eliminándose parcialmente una a otra. El efecto producido es hacer más nítida la imagen de radio de la estrella. Este tipo de radiotelescopio se llama radiointerjerómetro, debido a que la eliminación de una serie de ondas por otra es una interferencia. Generalmente, el interferómetro se compone de dos líneas de antenas que forman ángulos rectos. La nitidez de la imagen o poder de resolución puede aumentarse de varias maneras, sumando o restando las señales de las distintas antenas.

Los radiotelescopios pueden penetrar mucho más profundamente en el universo que los telescopios ópticos. Las galaxias más lejanas que se conocen son también los transmisores de radio más potentes, y fueron descubiertas precisamente a causa de esta poderosa emisión de ondas de radio, que emiten probablemente por ser galaxias en colisión. El telescopio óptico de Monte Palomar investigó con mucho cuidado en esa dirección, y encontró la tenue nube de galaxias causantes de las ondas de radio.

La atmósfera terrestre es un inconveniente para la radioastronomía, dado que absorbe grandes cantidades de la radiación electromagnética que llega a la Tierra. Sólo un pequeño margen de ondas puede atravesar la atmósfera. Las ondas de radio de pequeña longitud son absorbidas por las moléculas de la atmósfera, y las de onda larga se distorsionan a causa de las capas cargadas eléctricamente de la ionosfera.

Una solución sería la de colocar un radiotelescopio en un satélite artificial, y una idea todavía más prometedora es la de construirlo en la Luna, donde no hay atmósfera que pueda interrumpir la radiación. En la Luna se podrían construir radiotelescopios mayores, ya que siendo menor la fuerza de la gravedad, la estructura de los aparatos podría manejarse con menor esfuerzo y una menor deformación del reflector.

ALGUNAS FUENTES INTENSAS DE ONDAS DE RADIO

Sol 8 minutos Desde algunos milímetros a varios metros, emitidas por la corona y la cromosfera
Júpiter 40 minutos Unos 15 metros
Gas hidrógeno en ios brazos espirales de una galaxia De 1.500 a 80.000 años
21,1 cm„ emitida por el gas hidrógeno ionizado
Nebulosa de la constelación de Cáncer (su pernova) 3.000 años De 1 cm. a 10 m. Ondas de electrones acelerados
Supernova de la constelación de Casiopea 10.000 años De un centímetro a 10 metros; proceden de hidrógeno ionizado, oxígeno y neón
Centro de nuestra galaxia 30.000 años
Nubes de Magallanes (las galaxias más próximas) 200.000 años 21,1 centímetros
Nebulosa de la constelación de Andrómeda (la galaxia espiral más próxima) 2 millones de años 21,1 cm. Es un emisor tan potente como nuestra propia galaxia
Galaxia elíptica de la constelación de Virgo (Virgo A), nebulosa del chorro azul 33 millones de años Ondas de electrones acelerados
Dos galaxias espirales en colisión de la constelación del Cisne (Cisne A) 50 millones de años
Nebulosa de radio lejana, de la constelación de Hércules 750 millones de años

Fuente Consultada:
Revista TECNIRAMA N°90 Enciclopedia de la Ciencia y La Tecnología – La Radioastronomia –

Rayos Infrarrojos Usos, Aplicaciones y Propiedades

El calor puede trasmitirse de tres formas distintas: por conducción, por convección y por radiación. La mayoría de los aparatos domésticos de calefacción se basan en las dos últimas formas de trasmisión. Una resistencia eléctrica calienta principalmente por radiación.

Cuando dicha resistencia se pone al rojo, irradia energía bajo la forma de ondas electromagnéticas, que tienen su origen en los movimientos de los electrones y en las vibraciones de los átomos y moléculas que constituyen el metal del que se halla compuesta la resistencia.

Cuando la resistencia está incandescente, no sólo emite luz visible, sino que, al mismo tiempo, emite radiación infrarroja, la cual, aunque es invisible, puede ser fácilmente detectada por la sensación de  calor  que  produce  en cualquier parte de nuestro cuerpo directamente expuesta a su acción.

En el espectro electromagnético, la radiación infrarroja está situada entre la luz visible y las ondas de radio. Las longitudes de ondas comprendidas en la zona del infrarrojo son más largas que la de la luz visible y más cortas que las de las ondas de radio. Consecuentemente, su energía es menor que la de las ondas luminosas, por lo que es más difícil detectarlas fotográficamente.

En efecto, sólo las radiaciones infrarrojas de la zona más cercana a la región visible tienen suficiente energía para ennegrecer una placa fotográfica. La radiación infrarroja es debida a las vibraciones de los electrones, átomos y moléculas, y se propaga con la velocidad de la luz (300.000 de m/seg.), calentando los objetos que encuentra a su paso, ya que origina que los electrones, átomos y moléculas de que éstos están constituidos, comiencen a vibrar.

Cuanto mayor es la energía de las vibraciones que origina la radiación infrarroja, más corta es la longitud de onda de la radiación emitida. Las ondas de infrarrojo se trasmiten, al igual que cualquier otra radiación electromagnética, en línea recta, y, de la misma manera que sucede en el visible y en el ultravioleta, la radiación calorífica del infrarrojo sólo puede detectarse por algún instrumento sometido directamente a su acción.

espectro electromagnetico

ƒ=frecuencia en Herz  –  λ=longitud de onda en nanometro – Equivalencia: 1°A=0,1 nm
Se dice que el espectro visible del hombres es entre 400 y 800 nm ó 4000 y 8000 °A

Según los otros dos tipos de trasmisión del calor (convección y conducción), pueden calentarse zonas que no están en línea recta con la fuente calorífica, es decir, que no están directamente expuestas a su acción. En el caso de Ja convección, es el aire u otro medio cualquiera el que, al desplazarse, trasmite el calor desde el elemento de calefacción hasta el objeto que se trata de calentar.

Las moléculas de los gases que componen el aire, sin embargo, apenas absorben radiación infrarroja, de forma que ésta continúa propagándose hasta que es parcialmente absorbida por un medio más denso.

La fuente calorífica más potente que la Tierra tiene es, sin duda alguna, la radiación infrarroja procedente del Sol. Una pequeña parte de su energía se queda en la atmósfera, y el resto calienta la Tierra, al ser absorbida por su superficie.

El objeto de la calefacción doméstica es elevar la temperatura general de una habitación, para lo que puede utilizarse tanto la convección como la radiación. En algunas ocasiones, sin embargo, es preciso calentar sólo una parte bien determinada, en cuyo caso han de utilizarse elementos de radiación, pues las corrientes de convección calientan uniformemente toda la habitación, y su eficacia es, además, fácilmente perturbada, si existen corrientes.

LÁMPARAS DE RAYOS INFRARROJOS
Las corrientes de convección pueden evitarse encerrando el elemento calefactor en un bulbo de vidrio, lo que constituye una lámpara elemental de rayos infrarrojos. Este tipo de lámpara es, en todo, similar a las lámparas corrientes utilizadas en el alumbrado.

lampara rayos infrarrojos

Para dirigir convenientemente la radiación infrarroja, se recubre parte de la superfieie interior del bulbo con un material que refleja los rayos infrarrojos y que ayuda a enfocar en una dirección la totalidad de la radiación emitida.

El filamento de una lámpara de rayos infrarrojos está a una temperatura inferior a la del filamento de una lámpara ordinaria (2.400° C comparados con unos 3.000° C) y la intensidad máxima de la gama de radiación que emite corresponde a unas 15.000 unidades Angstróm (el espectro visible acaba hacia los 7.600 °A).

Al ser inferior su temperatura, la radiación emitida es menos energética. Las radiaciones caloríficas se propagan, como cualquier otra, con la velocidad de la luz, por lo que este método constituye el medio más rápido de propagación del calor.

La velocidad con que un cuerpo se calienta por la acción de la radiación infrarroja, depende, principalmente, de la diferencia de temperatura entre el emisor de infrarrojo y el objeto absorbente. Con las lámparas de infrarrojo ordinarias, se obtiene una diferencia de más de 2.000° C, por lo cual los objetos sometidos a su acción se calientan muy rápidamente.

APLICACIONES  DE LOS RAYOS  INFRARROJOS
La radiación infrarroja tiene muchas y muy diversas aplicaciones como fuente calorífica. Como no la afectan las corrientes de aire, es muy adecuada para ser utilizada como elemento de calefacción exterior, y por ello, es frecuente su empleo en escaparates, negocios, etc.. de muchas grandes ciudades.

Las lámparas de rayos infrarrojos tienen también muchas aplicaciones industriales. Se utilizan, por ejemplo, para el secado y esmaltado de pinturas y barnices sobre cualquier tipo de superficie. Las pinturas de distintos colores requieren tiempos de secado diferentes. Así, la pintura negra se seca más rápidamente que la pintura blanca, ya que ésta refleja la mayor parte áe la radiación infrarroja que recibe, mientras que la pintura negra la absorbe casi en su totalidad.

Los rayos infrarrojos se utilizan también como fuente calorífica en la destilación de líquidos volátiles o muy inflamables, evitándose, de este modo, los riesgos que se producirían si estos últimos, por ejemplo, se calentaran a la llama. En este sentido, ha de tenerse en cuenta que la parte incandescente de una lámpara de rayos infrarrojos está totalmente encerrada en el bulbo.

En las conocidas parrillas de rayos infrarrojos, se consiguen asados más rápidos que en las parrillas ordinarias. La radiación infrarroja penetra, además, en el interior de la pieza de carne, con lo que resulta un asado más uniforme.

Aunque los rayos infrarrojos se utilizan, principalmente, como elemento de calefacción, tienen también aplicaciones más especializadas.

Veamos una de ellas. Los faros de los coches permiten al conductor ver en la oscuridad, ya que éste recibe la luz reflejada por los objetos en los que incide la luz emitida por los focos del vehículo. Pues bien: la misma operación puede realizarse utilizando radiación infrarroja con la ventaja adicional de que, en este caso, el conductor no revela su posición.

Este hecho tiene, como es fácil de comprender, importantes aplicaciones militares y en él están basados los aparatos de detección de blancos en la oscuridad y algunos de los tipos de proyectiles dirigidos. Como es lógico, los ojos del conductor no pueden detectar directamente la radiación infrarroja, sino que para ello se utiliza un aparato denominado convertidor de imagen, que es el encargado de trasformar la radiación infrarroja reflejada, en una imagen visible.

La radiación cae sobre un cátodo fotosensible, que forma parte de un aparato similar a los tubos de rayos catódicos utilizados en los aparatos de televisión.

La radiación incidente libera electrones del foto-cátodo (efecto fotoeléctrico), los cuales son acelerados por un campo eléctrico para chocar, por último, en una pantalla fluorescente. Cada electrón produce en ésta una mancha luminosa visible, por lo que la intensidad de la luz, en cada zona de la pantalla, será proporcional a la intensidad de la radiación infrarroja que es recibida por el cátodo.

mira infrarroja

Un convertidor de imagen de royos infrarrojos permite que el soldado vea en la oscuridad. Para ello, se dirige un haz de rayos infrarrojos al blanco deseado, y la radiación reflejada es recogida por el convertidor, que la  trasforma  en  una  imagen visible.

Fuente Consultada
TECNIRAMA N°  La Enciclopedia de la Ciencia y la Tecnología (CODEX)

Primer Viaje al Espacio Tripulado de Yuri Gagarin Avances Tecnicos Rusos

YURI A. GAGARIN: astronauta soviético nacido Gzhatz hoy lleva su nombre Gagarin, fue el primer hombre en volar una nave espacial fuera de la atmósfera de la Tierra y hacer una revolución completa alrededor del planeta. Creció en una granja colectiva, donde su padre trabajaba como carpintero. A los 7 años, los alemanes invadieron Rusia y su padre se unió al ejército, mientras que su madre lo llevó junto a su hermano mayor y su hermana, a un lugar más seguro.

Vuelo de Gagarin

También durante sus estudios básicos decidió seguir una carrera técnica, y se inició en una escuela técnica cerca de Moscú. Se graduó en metalurgia (1951), y se inscribió en una universidad industrial, donde se interesó en los aviones.

Se matriculó en el sitio de vuelo de la escuela, la Escuela de Aviación de Oremburgo, y pronto demostró que tenía un talento natural para el vuelo. Graduado de controlador de vuelo con distinción (1955), se unió a la Fuerza Aérea Soviética, donde se convirtió en un piloto de pruebas de nuevos aviones y experimental.

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Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia

El enigma del origen del Universo siempre fue tema de estudio y discusión para los científicos. Hasta el presente, la teoría que mejor ha podido explicar este acontecimiento es la propuesta por el físico George Gamow (1904-1968), llamada teoría del Big-Bang o de la Gran Explosión. Está basada en las observaciones del astrónomo Edwin Hubble (1889-1953), quien demostró que las galaxias se alejan unas de otras continuamente.

BIG BANG

13.700 millones de años

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NACIMIENTO DEL SISTEMA SOLAR 4500 millones de años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
COLISIÓN PLANETARIA ORIGINA LA LUNA 4500 millones de años
PRIMEROS SIGNOS DE VIDA MICROSCÓPICA 3700 millones de años
PRIMEROS ORGANISMOS PLURICELULARES 500 millones de años
ALGUNOS ANIMALES EMERGEN DEL AGUA 400 millones de años
LA MAYOR EXTINCIÓN EN MASA 252 millones de años
APARICIÓN DE LOS DINOSAURIOS 240 millones de años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
DESARROLLO Y EXPANSIÓN DE LAS FLORES 150 millones de años
EVOLUCIÓN DE LOS MAMÍFEROS 150 millones de años
EXTINCIÓN DE LOS DINOSAURIOS 65 millones de años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
EXPANSIÓN DE LOS MAMÍFEROS POR LA TIERRA 55 millones de años
INICIO DE LA EDAD DEL HIELO 40 millones de años
LOS MONOS BAJAN DE LOS ÁRBOLES 7 millones de años
PRIMEROS HUMANOS PREHISTÓRICOS (homo habilis) 2.5 millones de años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
EVOLUCIÓN DEL LINAJE MODERNO EN ÁFRICA 130.000 años
DATACIÓN DE LA PINTURA RUPESTRE MAS ANTIGUA 30.000 años
NACIMIENTO DE LA AGRICULTURA Y GANADERÍA 10.000 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
ARMAS DE BRONCE, CABALLOS Y CARROS 3.500 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
COMIENZAN LOS JUEGOS OLÍMPICOS EN GRECIA 2.700 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
NACIMIENTO DEL BUDISMO 2.500 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
NACIMIENTO DEL CRISTIANISMO 2.000 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
EL IMPERIO ROMANO ALCANZA SU APOGEO 2.000 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
NACIMIENTO DEL ISLAM 1.500 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
LAS CRUZADAS 1.000 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
LA PÓLVORA Y EL PAPEL LLEGAN A OCCIDENTE 800 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
CONQUISTA EUROPEA DEL NUEVO MUNDO 500 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
CULTIVOS, ANIMALES Y ENFERMEDADES SE GLOBALIZA 400 años
REVOLUCIONES FRANCESA Y AMERICANA 250 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
ERA DE LOS IMPERIALISMO OCCIDENTALES 250 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
COMIENZA LA REVOLUCIÓN INDUSTRIAL 200 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
PRIMERAS VACUNAS 200 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
LA POBLACIÓN MUNDIAL SUPERA LOS 1000 MILLONES 180 años
FERROCARRIL, ELECTRICIDAD Y AUTOMOVILES 150 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
PRIMER VUELO CON MOTOR 100 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
GUERRAS MUNDIALES 80 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
DESCUBRIMIENTO DE LA ENERGÍA ATÓMICA 60 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
ERRADICACIÓN MUNDIAL DE LA VIRUELA 40 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
COLAPSO DE LA UNIÓN SOVIÉTICA 25 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
LA POBLACIÓN MUNDIAL SUPERA LOS 6000 MILLONES 10 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
CIENTÍFICOS PREDICEN LA SEXTA EXTINCIÓN EN MASA 5 años

Aún hoy, después de tanto avances científicos y progresos en la exploración del espacio,  el origen del universo sigue siendo mi misterio. Los astrónomos no pueden más que recurrir a diversas hipótesis. Según la teoría del Big Bang, el universo que se observa en la actualidad se habría formado hace diez mil o veinte mil millones de años, debido a una explosión que formó una “bola de fuego primigenia” en cuya composición entrarían protones, electrones, fotones y neutrones, a una temperatura extremadamente alta; más de un millón de grados. Este gas, en permanente expansión, sería el que, al condensarse, dio origen a las galaxias y, dentro de ellas, a las estrellas y los planetas.

Los astrónomos no se han puesto de acuerdo acerca de la duración de esta expansión: ¿será indefinida, o en algún momento se detendrá? Algunos sugieren que podría detenerse poco a poco. Otros predicen que a la detención le seguiría una contracción y toda la materia volvería, entonces, a su condensación inicial; luego se produciría otra explosión, y el ciclo recomenzaría. También hay quienes sostienen que el universo no tendría principio ni fin, y que permanecerá por siempre en el estado actual. No obstante, debido a que el universo no es estático y hay una creación continua de materia para reemplazar a las galaxias que se alejan, las dos primeras teorías se consideran más consistentes.

Una galaxia es un inmenso sistema conformado por billones de estrellas. Las hay de diversos tipos: irregulares, espirales, elipsoidales; la Vía Láctea, que nos contiene, es una galaxia espiral. Los centros de las galaxias suelen ser luminosos; y en varias de ellas hay indicios de que se hubieran producido explosiones.

Las galaxias forman “racimos” con distinto número de componentes: de una veintena a miles. La Vía Láctea forma parte de un grupo de veinticuatro miembros, denominado Grupo Local, en el cual la más importante es la galaxia de Andrómeda, que tiene el doble del tamaño de la nuestra. En torno a las estrellas, pueden apreciarse nubes de gas y polvo, a veces visibles como en el caso de la nebulosa de Orión. Son estas nubes las que, al condensarse, dan origen a las estrellas.

Imagen del Universo

Nuestro sistema solar está conformado por el Sol y ocho planetas que gravitan a su alrededor. Los planetas siguen órbitas que, casi en su totalidad, están situadas en el mismo plano; y todos se desplazan en torno al Sol en el mismo sentido. El tiempo que tardan en dar una vuelta constituye el año de cada planeta: Mercurio, el más cercano, demora tres meses terrestres. Además de los planetas, entre Marte y Júpiter circulan cuerpos pequeños, bloques de rocas cuyo diámetro no suele pasar los pocos kilómetros. Se cree que estos asteroides son los restos de un planeta que, o bien se fragmentó, o no llegó a formarse jamás.

En la periferia del sistema existen, además, una serie de cuerpos que no alcanzan la categoría de planeta, como es el caso de Pintón, “degradado” recientemente, además de otros, descubiertos en los últimos años gracias a los nuevos instrumentos de detección, como Eris, Sedna y Xena. Además hay cuerpos de menor tamaño, como los meteoros. Son rocas que, al entrar en la atmósfera terrestre, se inflaman por el roce del aire y se convierten en estrellas fugaces. Los cometas, por su parte, son bloques sólidos cuya materia comienza a evaporarse a medida que se aproximan al Sol, lo que genera su característica cabellera de gases. Vienen do muy lejos, de más allá de los límites del sistema solar; algunos son periódicos, como el cometa Halley, que se aproxima al Sol cada 75 años.

El trabajo del astrónomo ha variado mucho desde que se estudiaba el movimiento de los astros a simple vista. Los medios de observación actuales —radiotelescopios, receptores espaciales, telescopios ópticos— surgieron del aporte de disciplinas variadas, como la óptica, la mecánica de precisión, le electrónica. Tanto la recolección como la interpretación de datos ya no corren por cuenta de astrónomos individualistas, sino que surgen del trabajo coordinado de un equipo interdisciplinario.

El astrónomo nunca podrá recurrir a la comparación directa del objeto de estudio ni podrá ver por sí mismo la estructura de un astro ni visitar un agujero negro, por lo que constante” mente debe recurrir a la reformulación de sus modelos teóricos. Esto implica un alto grado de interacción de las diversas ciencias, lo que hace de la astronomía actual una disciplina dinámica y en constante evolución, que con el tiempo puede brindar los frutos más inesperados.

EVOLUCIÓN DEL COSMOS

Tiempo cero

Existen cuatro fuerzas unificadas: la fuerza de gravedad, que atrae a los cuerpos; la nuclear débil, que mantiene unidas las partículas subatómicas; la nuclear fuerte, que une los núcleos atómicos y la electromagnética, que atrae a las cargas positivas y negativas. La materia y la energía están concentradas en un pequeño volumen. La temperatura es superior a los 1.011 °C. Se produce una gran explosión o Big-Bang. A partir de allí, el Universo comienza a expandirse.
10-43  10-43segundos después del Big-Bang. La fuerza de gravedad se independiza del resto de las fuerzas. El Universo se visualizaría del tamaño de una uva.
10-35  10-35segundos después del Big-Bang. Se independiza la fuerza nuclear fuerte. Abundan los quarks, los electrones, los positrones y los neutrinos.
1 segundo  1 segundo después del Big-Bang. El electromagnetismo y la fuerza nuclear débil se separa.  Se fusionan las primeras partículas formando los protones y los neutrones.
1 minuto 1 minuto después del Big-Bang. Se forman los núcleos de helio (He) y deuterio (H)
30 minutos 30 minutos después del Big-Bang. Continúa la expansión, la temperatura del Universo baja a 3 . 108 °C.
4 . 105 años después del Big-Bang. Se forman átomos de hidrógeno (H) y sus isótopos y helio (He). Comienza a separarse la radiación de la materia: se liberan microondas, que se expanden en todas las direcciones.
106 años después del Big-Bang.  Las nubes de gas (de hidrógeno y helio) se atraen por fuerzas gravitatorias. Aparecen las primeras galaxias y quasares. Se forman los primeros elementos químicos más pesados que el hidrógeno y el helio. Continúan la expansión y el enfriamiento.
109 años después del Big-Bang.  Se origina la Vía Láctea, galaxia espiral en la cual se encuentra el Sistema Solar.
109 años después del Big-Bang.  Se originan el Sol y los planetas (entre ellos la Tierra). En las estrellas se producen fusiones nucleares que dan origen a los restantes elementos.
109 años después del Big-Bang.  Se forman las primeras moléculas orgánicas en a Tierra
Época actual. 15 . 109 años después del Big-Bang.  Continúa la expansión. La temperatura de las radiaciones de microondas (descubiertas en 1965) es de apenas -270°C. Diámetro estimado del Universo actual: 30.000 millones de años luz (cada año luz equivale a 9,463 x 1012 Km.). El futuro del Universo es incierto. Algunas teorías estiman que seguirá expandiéndose, otras dicen que se contraerá y otras que ocurrirán ambas cosas alternativamente.

Fuente Consultada:
Grandes Inventos Que Cambiaron El Mundo Michael Spiers
Todo sobre nuestro mundo de Christopher LLoyd

 

Principales Hechos Cientificios del Siglo XX Grandes Descubrimientos

LA PENICILINA: El descubrimiento de la penicilina, debido a Alexander Fleming, permitió notables avances en la investigación de los antibióticos instrumento fundamental en la lucha contra las enfermedades infecciosas.

Nacido en la pequeña ciudad escocesa de Lochfield el 6 de agosto de 1881, Alexander Fleming era el séptimo hijo de un modesto granjero de las Lowlands, en Ayshire. Desde niño había mostrado una sorprendente capacidad intelectual. Finalizados sus estudios primarios, se traslada, junto con sus hermanos, a Londres donde consigue su primer trabajo en una compañía naviera.

A la edad de veinte años, Alexander recibe su parte de fa herencia de su tío, John Fleming; este acontecimiento, junto con el apoyo de su hermano Tom que, al observar la falta de interés de Alexander en su trabajo, le insta a iniciar estudios de medicina, cambiaría el rumbo de su vida.

A pesar de que llevaba varios años alejado de los estudios y centrado en su trabajo en la naviera, aprueba con pasmosa facilidad el examen del London College of Preceptors y se inscribe en el St Mary’s Hospital Medical School a principios del año académico de 1901. En este centro, el más nuevo de los hospitales docentes de Londres —fundado en 1845 por el doctor Samuel Lane—, desarrollará toda su carrera profesional, a lo largo de cincuenta y un años. [Seguir Leyendo…]

Astronomia: El Sistema Solar y sus Planetas Movimiento y Datos del Sol

CARACTERÍSTICAS DE LOS PLANETAS Y CUERPOS CELESTES

INTRODUCCIÓN  Sistema Solar es  sistema formado por el Sol, nueve planetas y sus satélites, asteroides,  cometas y meteoroides, y polvo y gas interplanetario. Las dimensiones de este sistema se especifican en términos de distancia media de la Tierra al Sol, denominada unidad astronómica (UA). Una UA corresponde a 150 millones de kilómetros.

El planeta más distante conocido es Plutón, su órbita está a 39,44 UA del Sol. La frontera entre el Sistema Solar y el espacio interestelar -llamada heliopausa– se supone que se encuentra a 100 UA. Los cometas, sin embargo, son los más lejanos del Sol; sus órbitas son muy excéntricas, extendiéndose hasta 50.000 UA o más.

El Sistema Solar es el único sistema planetario existente conocido, aunque en 1980 se encontraron algunas estrellas relativamente cercanas rodeadas por un envoltorio de material orbitante de un tamaño indeterminado  o acompañadas por objetos que se suponen que son enanas marrones o enanas pardas. Muchos astrónomos creen probable la existencia de numerosos sistemas planetarios de algún tipo en el Universo.

EL SOL Y EL VIENTO SOLAR El Sol es una estrella característica de tamaño y luminosidad intermedios. La luz solar y otras radiaciones se producen por la conversión del hidrógeno en helio en el interior denso y caliente del Sol . Aunque esta fusión nuclear convierte 600 millones de toneladas de hidrógeno por segundo, el Sol tiene tanta masa (2 × 1027 toneladas) que puede continuar brillando con su luminosidad actual durante 6.000 millones de años. Esta estabilidad permite el desarrollo de la vida y la supervivencia en la Tierra.

A pesar de la gran estabilidad del Sol, se trata de una estrella sumamente activa. En su superficie aparecen y desaparecen manchas solares oscuras lindando con intensos campos magnéticos en ciclos de 11 años. Los repentinos estallidos de partículas cargadas procedentes de las fulguraciones solares pueden provocar auroras y alterar las señales electromagnéticas de la Tierra; un continuo flujo de protones, electrones e iones abandona el Sol y se mueve por el Sistema Solar, formando espirales con la rotación del Sol. Este viento solar configura las colas de ion de los cometas y deja sus rastros en el suelo lunar; la nave espacial Apolo, en su misión a la superficie de la Luna, trajo muestras a la Tierra de estos rastros.

LOS PLANETAS PRINCIPALES 

En la actualidad se conocen nueve planetas principales. Normalmente se dividen en dos grupos: los planetas interiores (Mercurio, Venus, Tierra y Marte) y los planetas exteriores (Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y Plutón). Los interiores son pequeños y se componen sobre todo de roca y hierro. Los exteriores (excepto Plutón) son mayores y se componen, principalmente, de hidrógeno, hielo y helio.

Mercurio es muy denso, en apariencia debido a su gran núcleo compuesto de hierro. Con una atmósfera tenue, Mercurio tiene una superficie marcada por impactos de asteroides. Venus tiene una atmósfera de dióxido de carbono (CO2) 90 veces más densa que la de la Tierra; esto causa un efecto invernadero que hace que la atmósfera venusiana conserve mucho el calor. La temperatura de su superficie es la más alta de todos los planetas: unos 477 °C. La Tierra es el único planeta con agua líquida abundante y con vida.

Existen sólidas pruebas de que Marte tuvo, en algún momento, agua en su superficie, pero ahora su atmósfera de dióxido de carbono es tan delgada que el planeta es seco y frío, con capas polares de dióxido de carbono sólido o nieve carbónica. Júpiter es el mayor de los planetas.

Su atmósfera de hidrógeno y helio contiene nubes de color pastel y su inmensa magnetosfera, anillos y satélites, lo convierten en un sistema planetario en sí mismo. Saturno rivaliza con Júpiter, con una estructura de anillos más complicada y con mayor número de satélites, entre los que se encuentra Titán, con una densa atmósfera. Urano y Neptuno tienen poco hidrógeno en comparación con los dos gigantes; Urano, también con una serie de anillos a su alrededor, se distingue porque gira a 98° sobre el plano de su órbita. Plutón parece similar a los satélites más grandes y helados de Júpiter y Saturno; está tan lejos del Sol y es tan frío que el metano se hiela en su superficie.

Algunos asteroides son desviados hacia órbitas excéntricas que les pueden llevar más cerca del Sol. Los cuerpos más pequeños que orbitan el Sol se llamanmeteoroides.

Ampliar Sobre Este Tema: Leyes de Kepler

OTROS COMPONENTES Los asteroides son pequeños cuerpos rocosos que se mueven en órbitas, sobre todo entre las órbitas de Marte y Júpiter. Calculados en miles, los asteroides tienen diferentes tamaños, desde Ceres, con un diámetro de 1.000 km, hasta granos microscópicos.

Algunos se estrellan contra la Tierra y aparecen en el cielo nocturno como rayos de luz; se les llama meteoros. Los fragmentos rescatados se denominan meteoritos. Los estudios en los laboratorios sobre los meteoritos han revelado mucha información acerca de la condiciones primitivas de nuestro Sistema Solar.

Las superficies de Mercurio, Marte y diversos satélites de los planetas (incluyendo la Luna de la Tierra) muestran los efectos de un intenso impacto de asteroides al principio de la historia del Sistema Solar. En la Tierra estas marcas se han desgastado, excepto en algunos cráteres de impacto reciente.

Parte del polvo interplanetario puede también proceder de los cometas, que están compuestos básicamente de polvo y gases helados, con diámetros de 5 a 10 km. Muchos cometas orbitan el Sol a distancias tan grandes que pueden ser desviados por las estrellas hacia órbitas que les transportan al Sistema Solar interior. A medida que los cometas se aproximan al Sol liberan su polvo y gases formando una cabellera y una cola espectaculares. Bajo la influencia del potente campo gravitatorio de Júpiter, los cometas, adoptan algunas veces órbitas mucho más pequeñas. El más conocido es el cometa Halley, que regresa al Sistema Solar interior cada 75 años.

Su última aparición fue en 1986. En julio de 1994 los fragmentos del cometa Shoemaker-Levy 9 chocaron contra la densa atmósfera de Júpiter a velocidades de 210.000 km/h. Con el impacto, la enorme energía cinética de los fragmentos se convirtió en calor a través de explosiones gigantescas, formando bolas de fuego mayores que la Tierra.

Las superficies de los satélites helados de los planetas exteriores están marcadas por los impactos de los núcleos de los cometas. En realidad, el asteroide Quirón, que orbita entre Saturno y Urano, puede ser un enorme cometa inactivo. De forma semejante, algunos de los asteroides que cruzan la órbita de la Tierra pueden ser los restos rocosos de cometas extinguidos.

El Sol está rodeado por tres anillos de polvo interplanetario. Uno de ellos, entre Júpiter y Marte, es conocido desde hace tiempo como el origen de la luz zodiacal. De los otros dos anillos, que se descubrieron en 1983, uno está situado a una distancia del Sol de solamente dos anchos solares y el otro en la región de los asteroides.

MOVIMIENTOS DE LOS PLANETAS Y DE SUS SATÉLITES 

Si se pudiera mirar hacia el Sistema Solar por encima del polo norte de la Tierra, parecería que los planetas se movían alrededor del Sol en dirección contraria a la de las agujas del reloj. Todos los planetas, excepto Venus y Urano, giran sobre su eje en la misma dirección. Todo el sistema es bastante plano -sólo las órbitas de Mercurio y Plutón son inclinadas. La de Plutón es tan elíptica que hay momentos que se acerca más al Sol que Neptuno.

Los sistemas de satélites siguen el mismo comportamiento que sus planetas principales, pero se dan muchas excepciones. Tanto Júpiter, como Saturno y Neptuno tienen uno o más satélites que se mueven a su alrededor en órbitas retrógradas (en el sentido de las agujas del reloj) y muchas órbitas de satélites son muy elípticas. Júpiter, además, tiene atrapados dos cúmulos de asteroides (los llamados Troyanos), que se encuentran a 60° por delante y por detrás del planeta en sus órbitas alrededor del Sol. (Algunos satélites de Saturno tienen atrapados de forma similar cuerpos más pequeños). Los cometas muestran una distribución de órbitas alrededor del Sol más o menos esférica.

Dentro de este laberinto de movimientos, hay algunas resonancias notables: Mercurio gira tres veces alrededor de su eje por cada dos revoluciones alrededor del Sol; no existen asteroides con periodos de 1/2, 1/3, …, 1/n (donde n es un entero) del periodo de Júpiter; los tres satélites interiores de Júpiter, descubiertos por Galileo, tienen periodos en la proporción 4:2:1. Estos y otros ejemplos demuestran el sutil equilibrio de fuerzas propio de un sistema gravitatorio compuesto por muchos cuerpos.

Ampliar: Las Leyes de Kepler

TEORÍAS SOBRE EL ORIGEN A pesar de sus diferencias, los miembros del Sistema Solar forman probablemente una familia común; parece ser que se originaron al mismo tiempo.

Entre los primeros intentos de explicar el origen de este sistema está la hipótesis nebular del filósofo alemán Immanuel Kant y del astrónomo y matemático francés Pierre Simon de Laplace. (imagen) De acuerdo con dicha teoría una nube de gas se fragmentó en anillos que se condensaron formando los planetas. Las dudas sobre la estabilidad de dichos anillos han llevado a algunos científicos a considerar algunas hipótesis de catástrofes como la de un encuentro violento entre el Sol y otra estrella. Estos encuentros son muy raros, y los gases calientes, desorganizados por las mareas se dispersarían en lugar de condensarse para formar los planetas.

Las teorías actuales conectan la formación del Sistema Solar con la formación del Sol, ocurrida hace 4.700 millones de años. La fragmentación y el colapso gravitacional de una nube interestelar de gas y polvo, provocada quizá por las explosiones de una supernova cercana, puede haber conducido a la formación de una nebulosa solar primordial. El Sol se habría formado entonces en la región central, más densa. La temperatura es tan alta cerca del Sol que incluso los silicatos, relativamente densos, tienen dificultad para formarse allí.

Este fenómeno puede explicar la presencia cercana al Sol de un planeta como Mercurio, que tiene una envoltura de silicatos pequeña y un núcleo de hierro denso mayor de lo usual. (Es más fácil para el polvo y vapor de hierro aglutinarse cerca de la región central de una nebulosa solar que para los silicatos más ligeros.) A grandes distancias del centro de la nebulosa solar, los gases se condensan en sólidos como los que se encuentran hoy en la parte externa de Júpiter.

La evidencia de una posible explosión de supernova de formación previa aparece en forma de trazas de isótopos anómalos en las pequeñas inclusiones de algunos meteoritos. Esta asociación de la formación de planetas con la formación de estrellas sugiere que miles de millones de otras estrellas de nuestra galaxia también pueden tener planetas. La abundancia de estrellas múltiples y binarias, así como de grandes sistemas de satélites alrededor de Júpiter y Saturno, atestiguan la tendencia de la nubes de gas a desintegrarse fragmentándose en sistemas de cuerpos múltiples.

EL SOL

Está en el centro del Sistema. Con una masa del torno al 99,98% del total, es sin duda el astro rey y posee la atracción gravitatoria necesaria para evitar que el conjunto se disuelva y disgregue. Su edad es de aproximadamente unos 4600-5000 millones de años y se encuentra en lo que denominaríamos etapa intermedia o secuencia principal. Su comportamiento como estrella es extremadamente estable, lo que propicia la aparición y continuación de la vida sobre el planeta tierra.

Compuesto principalmente de hidrógeno y helio, su enorme masa le permitió en su día iniciar las reacciones nucleares que le dan las características propias de una estrella. El proceso que tiene lugar en el interior del núcleo solar es muy simple de explicar pero tremendamente complejo al mismo tiempo; Cuando comenzó a colapsarse la materia interestelar que originó el Sol, los átomos de hidrógeno rebotaban unos contra otros, de tal manera que la temperatura fue aumentando gradualmente, al mismo tiempo que por su enorme atracción gravitatoria el conjunto se comprimía más y más, hasta que estuvo lo suficientemente denso y caliente para que los átomos una vez chocaban ya no rebotarán los unos contra los otros debido a que la fuerza de repulsión natural era inferior a la fuerza de atracción gravitatoria, por lo que se combinaban para formar el átomo perteneciente al siguiente elemento de la tabla periódica.

En el caso del hidrógeno, al ser este el más abundante dentro de la esfera solar, su fusión daba como resultado la transformación al helio, su siguiente en la tabla periódica y por consiguiente una importante emisión de calor y luz. Cabe resaltar que el Sol, debido a que su masa no es lo suficientemente considerable, es incapaz de transformar elementos que estén por encima del hierro. Para que el Sol iniciara sus procesos nucleares internos hizo falta un largo período de aproximadamente mil millones de años.

ALGUNOS DATOS DEL SOL

  Descripción Sol Tierra Cociente (Sol/Tierra)
Masa (1024kg) 1.989.100 5,9736 332.950
GM (x 106km3/s2) 132.712 0.3986 332.950
Volumen (1012km3) 1.412.000 1,083 1.304.000
Radio volumétrico promedio (km) 696.000 6.371 109,2
Densidad promedio (kg/m3) 1.408 5.520 0,255
Gravedad (eq.) (m/s2) 274 9,78 28
Velocidad de escape (km/s) 617,7 11,2 55,2
Elipticidad 0,00005 0,0034 0,015
Momento de inercia (I/MR2) 0,059 0,3308 0,178
Período orbital sideral (días) 609,12 23,9345 25,449
Inclinación del eje (grados) 7,25 23,45 0,309
Velocidad rel. estrellas vecinas (km/s) 19,4
Magnitud visual V(1,0) -26,74 -3,86
Magnitud visual absoluta +4,83
Luminosidad (1024J/s) 384,6
Velocidad de conversión de masa (106kg/s) 4300
Producción promedio de energía (10-3J/kg) 0,1937
Emisión en la superficie(106J/m2s) 63,29
Tipo espectral G2 V
Presión central 2,477 x 1011bar
Temperatura central 1,571 x 107K
Densidad central 1,622 x 105kg/m3

 EL MOVIMIENTO DE LOS PLANETAS

Las Leyes de Kepler

En la Edad Media se utilizaba el antiguo modelo geocéntrico para predecir la posición de las estrellas y los planetas en el cielo, incluidos el Sol y la Luna. Sin embargo, era evidente que las predicciones no eran buenas más allá de unos pocos días. Los intentos por construir modelos basados en combinaciones complicadas de movimientos circulares mejoraron algo la situación pero distaba de ser satisfactoria. A pesar de todo, el modelo geocéntrico seguía siendo la regla principalmente porque era el modelo adoptado, por razones filosóficas, por la Iglesia Católica.

Nicolás Copérnico propuso un modelo del Universo que para la época era una lisa y llana herejía: la Tierra y los planetas giran alrededor del Sol en órbitas circulares. Este modelo lograba predecir con mayor precisión los cambios aparentes en la esfera celeste y de una manera matemáticamente mucho más simple, lo cual resultó muy atractivo para la navegación. Copérnico no pudo aportar evidencia observacional de la validez de su teoría, de modo que para la Iglesia se trataba de una simple herramienta de cálculo. Ya sea por este motivo o las obvias ventajas económicas de contar con tablas más simples y precisas, lo cierto es que Copérnico no terminó en la hoguera como el primero en proponer un modelo heliocéntrico: Giordano Bruno.

Galileo Galilei, un italiano cuya pasión por la física era rivalizada sólo por su afición por la buena mesa, enterado de la reciente invención del telescopio, se fabricó rápidamente uno y lo dirigió hacia el cielo. Entre las muchas cosas que vio, descubrió que el planeta Júpiter estaba cortejado por cuatro pequeñas estrellas, a las que llamó estrellas de Médici, en honor al Duque que lo auspiciaba económicamente. Un seguimiento rutinario lo convenció de que las cuatro estrellas no eran sino lunas que orbitaban en torno a Júpiter como la Luna alrededor de la Tierra. Su descubrimiento fue severamente criticado por la Iglesia pero el golpe mortal hacia la teoría heliocéntrica había sido dado: no todo en el Universo giraba alrededor de la Tierra. Era cuestión de tiempo hasta que el heliocentrismo pasara de ser una teoría conveniente a una teoría aceptada como correcta.

A pesar de todo, aunque más simples, las predicciones seguían siendo erróneas. Evidentemente algo no andaba bien con el modelo. Y no se podía decir que las observaciones estuvieran mal hechas. Tycho Brahe era, al igual que Galileo, aficionado a la Astronomía, al buen comer y al mejor vino. Afortunadamente, tenía por costumbre observar en estado de perfecta sobriedad y era muy bueno en lo suyo, aún sin contar con el telescopio, que no aparecería sino hasta unos años después.

Tras la muerte de Tycho, uno de sus discípulos, Johannes Kepler, logró con no poco esfuerzo, recuperar de la familia las notas observacionales para estudiarlas. Kepler contaba entonces con el mejor conjunto de observaciones de Marte de la época, el que usó para deducir sus famosas tres leyes descriptivas del movimiento orbital del planeta rojo.

La Leyes de Kepler (ver explicación detallada en este sitio)

Primera Ley: Los planetas se mueven en órbitas elípticas con el Sol en uno de los focos.
Segunda Ley: El radio vector Sol-Planeta barre áreas iguales en tiempos iguales.
Tercera Ley: El cubo del semieje mayor es proporcional al cuadrado del período orbital.

La Primera Ley: De la primera ley, deducimos que la distancia de un planeta al Sol varía continuamente a lo largo de la órbita. La figura de arriba muestra las características de la elipse. El Sol está en el foco F. El punto de distancia mínima se denomina perihelio, y el de máxima se llama afelio. El semieje mayor, indicado por aen la figura, es promedio de ambos. La distancia del foco al centro de la elipse (el segmento OF), indica el grado de apartamiento de la forma esférica, y su valor en términos del semieje mayor se llama “eccentricidad” de la elipse:

e = OF / a

En la figura vemos que la distancia al perihelio

dp = a .(1 – e)

mientras que al afelio

da = a.(1+e)

La Tierra, por ejemplo, está dos millones y medio de kilómetros más cerca del Sol en el perihelio que en el afelio. ¿Te animas a calcularlo?

La Segunda Ley: No sólo las distancias son variables, sino también la velocidad de los planetas en sus órbitas. Debido a que el momento angular debe conservarse (mantenerse constante), un planeta debe moverse más rápido cuando está cerca del Sol (perihelio), que cuando está en el afelio.

La Tercera Ley: También conocida como Ley Armónica, fue resultado de un esfuerzo de Kepler por encontrar algún tipo de regularidad en la mecánica del Universo. En este caso, encontró que el período orbital de un planeta (tiempo que demora en dar una vuelta en torno al Sol), está vinculado a su distancia promedio al Sol (es decir, el semieje mayor de la órbita), de modo que:

a3 = k. P2

La constante de proporcionalidad k dependerá de las unidades utilizadas. Por ejemplo, si el período se expresa en segundos y la distancia a en km, usando los valores para la Tierra, obtenemos

k = 3,4×109 km3/seg2

Lo cual no es evidentemente muy cómodo de recordar. Sin embargo, si expresamos a en unidades astronómicas y P en años, para la Tierra resulta:

k = 1 UA3/año2. De modo que para cualquier planeta, la 3ra. Ley se convierte sencillamente en

a3=P2  donde a está en UA y P en años.

Ejemplo: la distancia promedio de Neptuno al Sol es de 4.515 millones de kilómetros. Hallar su período orbital

Ampliar: Sobre La Leyes de Kepler

 TABLA CON DATOS SOBRE LOS PLANETAS

Ampliar: Sobre Los Planetas

DATOS CURIOSOS SOBRE NUESTROS SISTEMA SOLAR

Se estima que existen unos 14.000.000.000 de estrellas semejantes al Sol, en nuestra galaxia.

Las estrellas producen energía, casi siempre, por fusión nuclear. Por ejemplo, en la estrella más cercana, el Sol, los núcleos de Hidrógeno se unen formando Helio y liberando energía, consumiendo unos 700 millones de toneladas de Hidrógeno por segundo. Esta fusión se produce en el interior de la estrella y la energía se desplaza lentamente hasta su superficie, hasta que es liberada en forma de luz.

El Sol empezó a quemar Hidrógeno hace unos 4600 millones de años y actualmente está en la mitad de su ciclo de vida. Antes de morir, el Sol se convertirá en una gigante roja y posteriormente en una enana blanca. Igual que el Sol, morirán todas las estrellas y morirán todas las que aún no han nacido. Finalmente, llegará un momento en el que no existan estrellas. El Sol tiene un diámetro, en el ecuador, de 1.391.980 Km., una masa de 330.000 veces la de la Tierra, una gravedad 27,9 veces la de la Tierra y una densidad media de 1,41 (la del agua es 1).

El Sol no está donde lo vemos. Efectivamente, la luz del Sol tarda unos 8,3 minutos en llegar desde el Sol hasta la Tierra, por lo que siempre vemos el Sol donde estaba hace unos 8,3 minutos. Este desfase es mucho más pronunciado en otras estrellas, ya que la luz de otras estrellas tarda mucho más en llegar a la Tierra que la del Sol. Por ejemplo, la luz de la estrella Proxima Centauri, la más cercana a la Tierra (después del Sol), tarda 4,3 años, la estrella más brillante, Sirio A, está a 8,6 años luz y las estrellas de la constelación de Orión están entre 70 y 2.300 años luz.

El Diagrama H-R fue creado en 1905 por el astrónomo norteamericano Henry Russell y el astrónomo noruego Ejnar Hertzsprung. En este diagrama, se representa en un eje vertical el brillo (o luminosidad) de las estrellas y en un eje horizontal la temperatura (o color) de las estrellas. Así, cada estrella se representa como un punto en este diagrama. Representando así a las estrellas se observa que la mayoría de las estrellas cumplen que a mayor temperatura mayor luminosidad. Las estrellas así, como el Sol, se conocen como estrellas de la secuencia principal. También existen estrellas que son frías pero tienen una gran luminosidad y son llamadas “gigantes rojas” y estrellas que son muy calientes pero tienen una luminosidad muy pobre y son llamadas “enanas blancas”.

Las misiones Voyager I y II fueron lanzadas en Agosto y Septiembre de 1977 aprovechando una rara alineación de los planetas que permitía visitar muchos planetas de un sólo viaje. El Voyager I visitó Júpiter en 1979 y Saturno en 1980-81 igual que el Voyager II quien además visitó Neptuno en agosto de 1989. Ambos mandaron a la tierra unos 5 billones de bits de datos (incluyendo unas 100.000 fotos). El Voyager II pasará junto a la estrella Barnard en el año 8571 y junto a Sirio (la estrella más brillante de nuestro cielo nocturno) en el año 296036.

Los asteroides (o planetoides) son como pequeños planetas que giran alrededor del Sol. Más del 95% de ellos giran en unas órbitas situadas entre las de Marte y Júpiter en el llamado anillo principal de asteroides. El más grande de todos se llama Ceres y tiene poco más de 900 kilómetros de diámetro (la Tierra tiene 12756 kilómetros). Los astrónomos están convencidos que los meteoritos que caen a la Tierra (o a otros planetas) proceden en su inmensa mayoría de este cinturón de asteroides. Estos meteoritos al caer crean cráteres, los cuales, si son pequeños son borrados por la erosión terrestre. En la Luna, por ejemplo, al no haber atmósfera no hay erosión y los cráteres se conservan indefinidamente hasta que otros meteoritos los borren. En la Tierra es famoso el crater del desierto del Norte de Arizona (EE.UU.) llamado Meteor Crater que tiene 1200 metros de diámetro, 250 de profundidad y se creó hace entre 20.000 y 30.000 años aproximadamente. Los asteroides son el escenario principal del cuento de Antoine de Saint-Exupéry titulado “El principito” en el que un pequeño personaje vive en un asteroide (exactamente el B 612) con 3 pequeños volcanes (2 en actividad y 1 extinguido) que deshollina cuidadosamente y usa para calentar su desayuno.

Si comparamos el día y el año de los planetas del sistema solar con respecto al de la Tierra obtenemos los siguientes datos aproximados de cada planeta, indicando primero su día y luego su año (ver datos más exactos en la siguiente tabla): Mercurio (59 días, 3 meses), Venus (243 días, 7 meses), Marte (1 día, 1 año y 10.5 meses), Júpiter (10 horas, 12 años), Saturno (10 horas, 29.5 años), Urano (1 día, 84 años), Neptuno (1 día, 165 años) y Plutón (6 días, 248 años). Observe las curiosidades que se plantean: por ejemplo, en Mercurio veriamos un atardecer cada 59 dias (terrestres), mientras que en Saturno hay una puesta de Sol cada 10 horas.

La siguiente tabla contiene algunos datos físicos de los planetas del Sistema Solar. Hay que tener en cuenta que:

UA es la Unidad Astronómica y equivale a la distancia media de la Tierra al Sol (149,6 millones de Kilómetros).

Inclinación orbital: Es la inclinación de la órbita de cada planeta con respecto a la Eclíptica (órbita de la Tierra).

Periodo de rotación: Corresponde a la duración de 1 día (1 vuelta sobre su eje) en ese planeta medido en días de la Tierra. Un día de la Tierra dura 23 horas 56 minutos. Los 4 minutos que faltan para las 24 horas (del alba al alba) se deben al movimiento de traslación de la Tierra alrededor del Sol.

Periodo de revolución: Corresponde a la duración de 1 año (1 vuelta al Sol) en ese planeta medido en días o años de la Tierra.

Radio: No tiene que ser fijo, pues, por ejemplo la Tierra no es una esfera perfecta, sino que está ensanchada en el ecuador. Compárese con el radio del Sol, que es de 695.990 Km.

Big Bang

Origen de la Vida

Origen del Hombre

Teoría de la Evolución

PLANETA TIERRA Informacion Caracteristicas Origen Superficie Corteza

CARACTERÍSTICAS DEL PLANETA TIERRA: DATOS GENERALES Y PRÁCTICOS

Algunos de los Temas Tratados en el Sitio

ORIGEN DEL PLANETA TIERRA
Ha sido y sigue siendo objeto de discusión el origen de la Tierra. La idea más aceptada hoy día plantea que la Tierra se formó al mismo tiempo que los demás planetas del sistema solar, de un enorme disco rotatorio de polvo y gas. El disco empezó a condensarse en forma de bultos sólidos hace unos 5000 millones de años; las fuerzas gravitatorias hicieron que la materia se acumulase hacia el centro.

Las enormes presiones convergentes elevaron la temperatura hasta el punto de iniciarse reacciones termonucleares, y nació, el Sol. En el resto de aquel disco las concentraciones menores de materia empezaron a atraer más materia y, con el tiempo, nacieron los planetas.

Al formarse la Tierra, el material pesado, como partículas de hierro y de níquel, se concentraron en el centro y se formó el núcleo. Una serie de silicatos, más ligeros, quedaron afuera y formaron la corteza y el manto. Por último, las sustancias más livianas, los gases, aunque atraídos por la gravedad, adoptaron la forma de una envoltura externa y constituyeron la atmósfera original. Hace unos 4500 millones de años la Tierra había iniciado su existencia y con ella su evolución. (ampliar sobre el Origen de la Tierra)

EL PLANETA TIERRA Y EL SISTEMA SOLAR: El sistema solar lo constituyen el sol, que es su centro; nueve planetas conocidos; 31 satélites o lunas de los planetas; varios millares de planetoides; innumerables millones de meteoritos y numerosos cometas.

El sol es una estrella relativamente pequeña, de avanzada edad, pero por su cercanía a la tierra nos luce el astro mayor y más brillante del Universo.

La energía solar es la fuente de luz y calor de la tierra. Sin ella no podría haber vida sobre nuestro planeta.
Los planetas conocidos son nueve. Por orden de distancia del sol son: Mercurio, Venus, la Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y Plutón.

Todos los planetas giran en torno al sol. No son luminosos y la luz tenue que presentan, es reflejada del sol. Todos los planetas poseen, además de su movimiento de traslación alrededor del sol, un movimiento “de rotación en torno a un eje.

El movimiento de traslación de los planetas en torno al sol, y de los satélites en torno a los planetas, es explicado por la gravitación universal.

Entre las órbitas de Marte y Júpiter se encuentran varios millares de pequeños planetas o planetoides. Los planetas situados entre los planetoides y el sol son llamados interiores (Mercurio, Venus, la Tierra y Marte) y exteriores los restantes.

Seis planetas poseen satélites. Los planetas que poseen mayor número de satélites son Júpiter (doce). Saturno (nueve) y Urano (cinco).

Los cometas son astros constituidos por pequeñas partículas del rocas y minerales, que forman el núcleo, el cual está envuelto por gases, que constituyen la coma. Algunos cometas describen órbitas alrededor del sol y son visibles cada cierto número de años. Otros cometas no pertenecen al sistema solar. Los meteoritos son pequeños cuerpos celestes que, al entrar en contacto con la atmósfera de la tierra, se incendian. Algunos de mayor tamaño caen sobre la superficie terrestre.

La luna es el único satélite de la tierra y el astro más cercano a nuestro planeta. El movimiento de traslación de la luna alrededor de la tierra dura unos 27 días y un tercio. Como su movimiento de rotación dura casi igual tiempo, la luna siempre presenta el mismo hemisferio hacia la tierra.

Por las distintas posiciones que ocupan relativamente en el espacio la luna, la tierra y el sol, no podemos ver siempre completo el hemisferio lunar. Las variaciones en la zona iluminada de la luna da lugar a las fases, que son cuatro: luna nueva, cuarto creciente, luna llena y cuarto menguante.

La ocultación del sol por el cono de sombra de la luna, da lugar a un eclipse de sol. La ocultación de la luna, por el cono de sombra de la tierra, da lugar a un eclipse de luna.

Cada año ocurren, por lo menos, dos eclipses y pueden llegar a ocurrir siete. Los eclipses de sol son más frecuentes que los de la luna, pero como el cono de sombra de la luna sólo puede ocultar una pequeña parte de sol, un eclipse de sol es visible sólo en una faja muy reducida de la tierra, mientras uno de la luna es visible desde todo el hemisferio donde es noche durante el período de eclipse.

La edad de la tierra se calcula en unos 5000 millones de años. Los distintos cambios sufridos por la tierra en su larga historia se han podido conocer mediante el estudio de las rocas y de los fósiles.

Los geólogos dividen la historia de la tierra en seis eras:
En la era Azoica, la más larga de todas, no hubo vida sobre la tierra.

En la era Arqueozoica comenzó a caer la lluvia, se formaron los primeros océanos, y en ellos aparecieron los seres unicelulares, que fueron la primera manifestación de la vida.

En la era Proterozoica predominaron las esponjas, los corales y las primeras plantas con raíces. También se formaron depósitos de minerales procedentes del interior de la tierra.

En la era Paleozoica predominaron los moluscos y los peces. Grandes bosques de helechos de esta era se convirtieron en hulla.

En la era Mesozoica vivieron enormes reptiles, que han sido los mayores animales terrestres conocidos. También aparecieron entonces los primeros mamíferos, y se formaron las mayores montañas que actualmente se elevan sobre los continentes.

En la era Cenozoica hubo períodos muy fríos, se multiplicaron los mamíferos y apareció el hombre.

Los últimos 50 000 años de la historia de la tierra constituyen para algunos la llamada Era Actual. En ella se ha desarrollado la civilización.

Como consecuencia de su evolución geológica, nuestro planeta está constituido por materiales sólidos, líquidos y gaseosos.
La porción sólida de la tierra es la geosfera. La capa superior de la geosfera es llamada litosfera o corteza terrestre. La porción líquida de la tierra es la hidrosfera.

La atmósfera es la envoltura gaseosa de las porciones sólida y líquida de la tierra.

La biosfera está constituida por las zonas de la litosfera, la atmósfera y la hidrosfera, donde se desarrollan las distintas manifestaciones de la vida.

estaciones del planeta tierra

COMO SE SUCEDEN LAS ESTACIONES DURANTE EL AÑO
El 21 de junio el polo norte está muy inclinado hacia el sol. Los rayos solares llegan verticalmente hasta el paralelo situado a 23° 27′ de latitud norte, al cual se denomina trópico de Cáncer. En este día, llamado solsticio de verano, los rayos solares llegan a los puntos situados más al norte que pueden alcanzar verticalmente. Con el solsticio de verano comienza el verano en el hemisferio norte. Durante el verano los días son más largos y las noches más cortas. Debido a que los rayos solares caen más verticalmente sobre el hemisferio norte, recibe éste más calor. Por todos estos factores, el verano es la estación más calurosa del año.
Mientras en el hemisferio norte es verano, en el hemisferio sur es invierno.

El verano dura tres meses. El 23 de septiembre la tierra, en su recorrido, pasa frente al sol en forma tal, que los rayos solares alcanzara en igual forma ambos hemisferios. Este día en todo el planeta el día y la noche tienen igual duración, por lo cual el 23 de septiembre es denominado equinoccio de otoño (equinoccio-noches iguales). Este día comienza el otoño en el hemisferio norte y la primavera en el hemisferio sur.

El 22 de diciembre es el polo sur el que se inclina hacia el sol. Los rayos solares caen entonces verticalmente sobre el trópico de Capricornio, o sea, el paralelo situado a 23° 27′, al sur del ecuador.

El día 22 de diciembre corresponde al solsticio de invierno, que señala el comienzo del invierno en el hemisferio norte y el inicio del verano en el hemisferio sur. El 21 de marzo, cuando: ya la tierra ha completado tres cuartas partes de su recorrido anual, pasa frente al sol en forma semejante a la del equinoccio de otoño. Este día, por segunda vez en el transcurso del año, el día y la noche tienen igual duración (doce horas) en toda la tierra. Es el equinoccio de primavera, día en el cual da comienzo la primavera en el hemisferio norte y se inicia el otoño en el hemisferio sur. El movimiento de traslación de la tierra en torno al sol y la inclinación del eje terrestre tienen como consecuencia, según vemos, la sucesión de las estaciones.

LA CARA DE LA TIERRA:

Más aguas que tierras. La superficie de la Tierra está dominada por la presencia de las aguas oceánicas: ellas cubren el 70,8% de la superficie externa del planeta.

Las extensiones oceánicas. El más grande de los océanos es el Pacífico, que ocupa el 46% de la superficie total terrestre.

La mayor profundidad oceánica. La mayor profundidad conocida es la fosa de las Marianas, en el archipiélago del Pacificó occidental: 11.033 metros. Últimamente se han medido profundidades entre 11.500 y 12.000 metros.

¡Qué calor! La temperatura máxima medida en la Tierra fue de 57,8 °C. Se registró en Libia (África) el 13 de setiembre de 1922.

¡Qué frío! La temperatura terrestre más baja conocida es la registrada el 24 de agosto de 1960 en la Antártida. El termómetro descendió hasta -88,3 °C.

¿Mar o lago? El Mar Caspio, situado entre la Unión Soviética e Irán, es el mayor lago del mundo. Sus aguas saladas ocupan 371.793 kilómetros cuadrados. Es, pues, un verdadero mar interior.

¿El lago más profundo? Es el Baikal. Puedes situarlo en la Unión Soviética. Tiene una profundidad máxima de 1.620 metros. Sus límpidas aguas se hielan de diciembre a abril.

¡Qué enorme país! El país más extenso de la Tierra es la Unión Soviética, con una superficie de 22.402.200 kilómetros cuadrados. Su territorio comprende una sexta parte de las tierras del mundo.

Una mirada al fondo de los océanos. El fondo de los océanos se asemeja a la superficie terrestre: es una enorme llanura abisal que tiene altas montañas, extensas cordilleras, amplias mesetas, largos cañones y profundas fosas.

La parte central del océano Atlántico presenta una enorme cordillera sumergida, cuya altura sobrepasa a los Alpes y al Himalaya juntos. Este extenso lomo montañoso, o dorsal atlántica, se extiende desde Islandia, al norte, hasta la isla de Bouvet (a 1.800 kilómetros de distancia de la costa antartica), al sur.

La mayor masa continental. Asia es el mayor de los continentes. Representa cerca de la tercera parte de la superficie terrestre emergida (unos 43.000.000 de kilómetros cuadrados). Tiene las mayores alturas del mundo y las mayores depresiones, los lugares más húmedos y algunos de los más secos, las regiones más frías y algunas de las más cálidas.

¡Qué miedo! El Japón es el país que más sismos registra en la Tierra. Desde agosto de 1965 a junio de 1977 se registraron 720 000 sismos de diversa intensidad.

¡Qué asombrosa caída de agua! La mayor catarata conocida del planeta está en Venezuela (América). Su nombre es catarata del Ángel y allí el agua cae desde 979 metros de altura en forma ininterrumpida, calculándose que en total tiene 1 500 metros de altura.

Sequedad. El lugar más seco en la superficie de la Tierra es el desierto de Atacama (Chile). Allí hay sectores que no han recibido lluvia durante muchos años.

Cicatrices de la Tierra. Se han localizado grandes cráteres plutónicos, en la superficie terrestre, en Estados Unidos de América, en Australia, en Arabia, en la República Argentina, en Siberia, en Estonia y en Canadá. El mayor cráter provocado por la caída de un meteorito está en Quebec (Canadá): tiene 3 300 metros de diámetro y 100 a 150 metros de profundidad.

El mayor. El pico más elevado del globo es el monte Everest, de la cordillera del Himalaya, en Nepal-Tíbet, con 8 840 metros.

 

CUADRO ORIGEN DE LA TIERRA

Big Bang

 Origen de la Vida

Origen del Hombre

Teoría de la Evolución

El Tamaño del Universo

Datos Generales Magnetismo Estructura Interna Recursos Naturales Atmósfera Terrestre Agua Dulce
Datos de los Países Accidentes Geográficos Población Mundial Principales Países La Antártida Curiosidades

 Descargar Aplicación Para Recorrer El Planeta Tierra (3D)

El hombre desciende de otra especie inferior Pruebas de Darwin

Para afirmar que el hombre es el descendiente modificado de alguna forma preexistente, es menester averiguar antes si varía en sí mismo, por poco que sea, en su conformación corporal y facultades mentales, y caso de ser así, si las variaciones se transmiten a su prole siguiendo las leyes que rigen a los animales inferiores, tales como la de transmisión de los caracteres a la misma edad o sexo. (…)

Natural también es preguntar si, como tantos otros animales, el hombre ha dado lugar a variedades y razas tan distintas entre sí, que deben clasificarse como especies dudosas. ¿De qué modo estas razas están distribuidas sobre la tierra, y cómo influyen unas sobre otras, tanto en la primera como en las demás generaciones, cuando hay entre ellas cruzamientos?

La investigación debería después tratar de dilucidar la importante cuestión de si el hombre tiende a multiplicarse con bastante rapidez para que nazcan rigurosas luchas por la vida, cuyo resultado ha de ser la conservación en la especie las variaciones ventajosas del cuerpo y del espíritu y la consiguiente eliminación de las que son periciales.

Las razas o especies humanas, llámeselas como se quiera, ¿se sobreponen mutuamente y se reemplazan unas a otras hasta el punto de llegar a extinguirse algunas? (…) ido es de todos que el hombre está constituido sobre el mismo tipo general o modelo que los demás mamíferos. Todos los huesos de su esqueleto son comparables a los huesos correspondientes de un mono de un murciélago o de una foca.

Lo mismo se puede afirmar de sus músculos, nervios, vasos sanguíneos y vísceras internas. (…) El hombre puede tomar de animales inferiores, o comunicarles a su vez, enfermedades tales como la rabia, las viruelas, etc., hecho que prueba gran similitud de sus tejidos, tanto en composición como en su estructura elemental, con mucha más evidencia que la comparación hecha n la ayuda del microscopio, o del más minucioso análisis químico. (…) Los monos nacen en un estado débil como nuestros propios hijos.

El hombre difiere de la mujer por su talla, su fuerza muscular, su vellosidad, etc., como también por su inteligencia, como sucede entre los dos sexos de muchos mamíferos. En una palabra, no es posible negar la estrecha correspondencia que existe entre el hombre y los animales superiores, principalmente los monos antropomorfos, tanto en la conformación general y la estructura elemental de los tejidos, como en la composición química y la constitución.

Carlos Darwin

Formación Primeras Formas ed Vida

Formación Primeras Formas ed Vida

La Radioactividad Radiaciones Nucleares Marie Curie Becquerel

La Radioactividad: Marie Curie y Becquerel

Marie CURIERadiactividad natural: Descubierta accidentalmente por Henri Becquerel, en 1896, y estudiada en profundidad por Pierre y Marie Curie , a quienes se debe el nombre, la radiactividad natural es el fenómeno según el cual determinados materiales, como, por ejemplo, las sales de uranio, emiten radiaciones espontáneamente.

Las radiaciones emitidas son de tres tipos que se denominan alfa, beta y gamma, y tienen las siguientes características:

Las radiaciones alfa son poco penetrantes, ya que son detenidas por una hoja de papel y se desvían en presencia de campos magnéticos y eléctricos intensos. Están formadas por partículas cuya masa es de 4 u y cuya carga, positiva, es igual a dos veces la carga del electrón.

Las radiaciones beta son más penetrantes que las radiaciones alfa, aunque son detenidas por una lámina metálica. En realidad consisten en un flujo de electrones.

Las radiaciones gamma son muy penetrantes para detenerlas se precisa una pared gruesa de plomo o cemento. Son radiaciones electromagnéticas de alta frecuencia y, por lo tanto, muy energéticas.   

La Ciencia en el Siglo XX Los Adelantos Cientificos de la Historia

La Ciencia en el Siglo XX – Adelantos Científicos de la Historia

Stephen HAWKING, siglo XXEL BIG BANG: Durante casi todo el transcurso de la historia de la Física y de la Astronomía modernas no hubo fundamentos adecuados, de observación y teóricos, sobre los cuales construir una historia del Universo primitivo.

Desde mediados de la década del ‘60, todo esto ha cambiado. Se ha difundido la aceptación de una teoría sobre el Universo primitivo que los astrónomos suelen llamar “el modelo corriente”. Es muy similar a lo que a veces se denomina la teoría del Big Bang o “Gran explosión”, pero complementada con indicaciones mucho más específicas sobre el contenido del Universo.

Si escuchamos el silbato de un tren que se aleja rápidamente, su silbido nos parecerá más grave que si el tren estuviera quieto. El sonido parece tener una mayor longitud de onda cuando el tren se aleja.

Esta situación corresponde al fenómeno señalado primeramente por Johann Doppler en 1842. De la misma manera, la luz de una fuente que se aleja es percibida como si tuviese una longitud mayor: si el color original fuera naranja, la luz se percibiría más rojiza.

Destacados Cientificos del Siglo XX Físicos y Matemáticos

Destacados Científicos del Siglo XX: Físicos y Matemáticos

Albert EINSTEINLa física clásica comenzó allá por el año 1688 con un libro publicado por el británico Isaac Newton (llamado Principia Mathematica o algo así), en el cual especificaba 3 leyes de movimiento (todo cuerpo se mueve en línea recta y a velocidad constante cuando no es afectado por ninguna fuerza, cuando se aplica una fuerza sobre un cuerpo este ejerece la misma fuerza pero en dirección contraria, y que la aceleración producida por una fuerza neta en un objeto es directamente proporcional a la magnitud de la fuerza e inversamente proporcional a la masa) y que también contenía la ley de gravitación de Newton (dos cuerpos son atraídos entre sí en proporción inversa al cuadrado de la distancia).

Esto que puede sonar complicado en realidad se puede resumir en unas pocas ecuaciones. Con estas cuatro simples leyes se pudo explicar por primera vez hechos aparentemente tan variados como el por qué las manzanas se caen de los árboles y por qué la Luna gira alrededor de la Tierra.

Newton también realizó observaciones sobre la naturaleza de la luz, alegando que la misma estaba compuesta de partículas (“corpúsculos”) y rechazando la idea de que la luz estaba compuesta de ondas, ya que las ondas necesitan un medio por el cual desplazarse (por ejemplo, el sonido se desplaza por el aire, o cuando tiramos una piedra al agua se ve que se generan ondas en el agua justo en el lugar donde tiramos una piedra) y la luz se desplaza por el vacío del espacio.

 

Grandes Científicos del Siglo XX Morgan Thomas Genética

Grandes Científicos del Siglo XX: Morgan Thomas – Genética

El Genoma Humano es el número total de cromosomas del cuerpo. Los cromosomas contienen aproximadamente 80.000 genes, los responsables de la herencia. La información contenida en los genes ha sido decodificada y permite a la ciencia conocer mediante tests genéticos, qué enfermedades podrá sufrir una persona en su vida.

Científicos y el Genoma, Morgan Thomas

También con ese conocimiento se podrán tratar enfermedades hasta ahora incurables. Pero el conocimiento del código de un genoma abre las puertas para nuevos conflictos ético-morales, por ejemplo, seleccionar que bebes van a nacer, o clonar seres por su perfección.

Esto atentaría contra la diversidad biológica y reinstalaría entre otras la cultura de una raza superior, dejando marginados a los demás. Quienes tengan desventaja genética quedarían excluidos de los trabajos, compañías de seguro, seguro social, etc. similar a la discriminación que existe en los trabajos con las mujeres respecto del embarazo y los hijos.

Un genoma es el número total de cromosomas, o sea todo el D.N.A. (ácido desoxirribonucleico) de un organismo, incluido sus genes, los cuales llevan la información para la elaboración de todas las proteínas requeridas por el organismo, y las que determinan el aspecto, el funcionamiento, el metabolismo, la resistencia a infecciones y otras enfermedades, y también algunos de sus procederes.

UN PIONERO DE LA GENÉTICA:

Poniendo a prueba las leyes de Mendel, el biólogo y genetista estadounidense Thomas Hunt Morgan reveló la lógica de la transmisión hereditaria. Lo hizo a partir de experimentaciones con la mosca de la fruta (Drosophila me/anogaster), que le permitieron comprobar la teoría de la herencia ligada al sexo y la recombinación cromosómica. Docente e investigador, trabajó también sobre embriología experimental y regeneración. Pero su labor más célebre se desarrolló en el ámbito de la genética. Gracias a sus teorías reveladoras recibió el Premio Nobel de Medicina en 1933.

Thomas Morgan

Pruebas genéticas
Con espíritu cientificista, Thomas Hunt Morgan dudaba de las leyes de Mendel sobre la herencia Sentía que no tenía elementos para considerarlas válidas, por lo que decidió ponerlas a prueba en estudios sobre animales. Con ese objetivo comenzó su trabajo sobre la mosca de la fruta, que daría lugar a la teoría de la herencia ligada al sexo y convertirá al estadounidense en uno de los más importantes genetistas. Morgan había observado que la mosca de la fruta presentaba ojos rojos, pera detectó un ejemplar con ojos blancos. Para comprender la lógica de la transmisión hereditaria, decidió estudiar el recorrido del gen responsable de tal mutación.

A partir de la cruza del insecto de ojos blancos -macho- y del estudio de su descendencia, observó que sólo los machos presentaban la mutación. Concluyó así que un gen preciso, con una determinada ubicación cromosómica, era el responsable del color blanco de los ojos. Esto implicaba que otros genes podían ubicarse en cromosomas específicos. La teoría de la herencia ligada al sexo estaba demostrada. El médico Walter Sutton y el embriólogo Theodor Boveri ya habían planteado una teoría cromosómica de la herencia, pera su hipótesis no había sido suficientemente comprobada. Sólo tras las experimentaciones de Morgan este planteo sería umversalmente aceptado.

Un científico Nobel
El salón donde trabajó con múltiples ejemplares de la especie Drosophila meto’ nogaster fue bautizado como “cuarto de las moscas”. Fue en la Universidad de Columbia, donde Morgan fue profesor de Zoología Experimental entre 1904 y 1928. Pero su carrera profesional había comenzado mucho antes: realizó sus primeros trabajos de investigación en la Comisión de Peces de los Estados Unidos y en el Laboratorio de Biología Marina, en Woods Hole. Luego formó parte de la Estación Zoológica de Napóles, donde conoció al naturalista y zoólogo alemán Hans Driesch, quien tendría gran influencia en el inicio de sus estudios sobre embriología.

En 1891 enseñó Biología en el Colegio de Mujeres Bryn Mawr y también fue docente y director del Laboratorio G. Kerckhoff, en el Instituto de Tecnología de California. Por sus descubrimientos en lo concerniente al rol jugado por los cromosomas en la herencia recibió el Premio Nobel en 1933.( Fuente Consultada: Gran Atlas de la Ciencia- Genética – National Geographic – Clarín)

Cientificos Genios del Siglo XX Historia de los Logros de la Ciencia

Científicos del Siglo XX: Historia de los Logros de la Ciencia

Rayo Láser, científicos siglo XXEl láser es un dispositivo electrónico que amplifica un haz de luz de extraordinaria intensidad. Se basa en la excitación de una onda estacionaria entre dos espejos, uno opaco y otro traslúcido, en un medio homogéneo. Como resultado de este proceso se origina una onda luminosa de múltiples idas y venidas entre los espejos, que sale por el traslúcido 

El fenómeno de emisión estimulada de radiación, enunciado por Einstein en 1916, constituye la base de la tecnología empleada en la fabricación de dispositivos láser. Los primeros experimentos que aprovecharon dicho fenómeno culminaron en el hallazgo, en 1953, del denominado máser, un sistema que empleaba un haz de moléculas separadas en dos grupos —excitadas y no excitadas—, utilizado para la emisión de microondas en una cámara de resonancia.

En una fase posterior, la investigación se encaminó al estudio de un método para producir este tipo de radiación estimulada en el caso de la luz visible.

Primera Comunicación Sin Hilos, Marconi

Primera Comunicación Sin Hilos: Marconi

Guillermo Marconi, comunicaciónGuillermo Marconi logró, a la edad de veinte años, convertir un experimento científico en un sistema práctico de comunicación radiotelegráfica, abriendo las puertas a inventos como la radiotelefonía y el radar, la radiodifusión y la televisión. Y lo hizo trabajando en un precario laboratorio que había organizado en el ático de la casa de campo familiar.

Marconi provenía de una familia acomodada y toda su educación la recibió de sus tutores y en instituciones de enseñanza privada. Adquirió sus primeras nociones de física y química con el profesor Vincenzo Rosa. Augusto Righi, de la Universidad de Bolonia, le enseñó su laboratorio y le dio a conocer los fundamentos de la propagación de las ondas electromagnéticas.

La telegrafía sin hilos En 1868, el científico británico James C. Maxwell había anunciado que, teóricamente, las ondas de radio debían existir. Veinte años después, esta predicción fue confirmada experimentalmente por el físico alemán Heinrich Hertz, quien demostró que tales ondas se comportan igual que la luz.

En 1890, el médico y físico francés Edouard Branly inventó y construyó el primer detector de ondas radioeléctricas, el cohesor, un tubo lleno de limaduras metálicas. Todo estaba dispuesto para construir el primer sistema de telegrafía sin hilos. En 1894, el científico británico Oliver Lodge pronunció una conferencia que versó sobre los trabajos llevados a cabo por Hertz y sus sucesores.

Física Atomica Descubrimientos Cientificos del Siglo XX

Física Atómica: Descubrimientos Cientificos del Siglo XX

Max Planck

TEORÍA CUÁNTICA de Max Planck (1858-1947) fue el descubridor de la Física Cuántica. El mundo cuántico descubierto por Planck en el año 1900, junto con la teoría de la relatividad, formulada por Einstein un poco mas tarde (1905), generó la mayor revolución de los fundamentos de la Física desde los tiempos de Newton.

Max Karl Ernst Ludwig Planck nació en Kiel (Alemania) el 23 de abril de 1858. Fue el sexto hijo de Emma Patzig y Julius  Wilhelm Planck, un profesor de derecho constitucional de la universidad de Kiel. Tanto su abuelo como su bisabuelo paternos habían sido también profesores de teología en Gotinga.

A la edad de nueve años la familia Planck se desplazó a Munich, en cuya universidad su padre obtuvo una plaza de profesor. En esta ciudad Max recibió su educación básica en el Instituto Maximiliano, donde fue alumno destacado. A la edad de 17 años decidió iniciar los estudios de Física en la Universidad de Munich, no sin antes dudar seriamente en escoger la música como carrera. Después de pasar un año de especialización en la universidad de Berlín retornó a Munich donde presentó su tesis doctoral sobre el segundo principio de la termodinámica en Julio de 1879, a la edad de 21 años.

Los Viajes Espaciales en el Siglo XX Hechos Destacados

Los Viajes Espaciales en el Siglo XX – Hechos Destacados

astronauta, viajes espaciales nasaLa agencia espacial NASA, sigla que significa National Aeronautics and Space Administration, fue fundada en 1958 como una organización del gobierno de Estados Unidos. La misión era planificar, dirigir y manejar todas las actividades aeronáuticas y espaciales de Norteamérica, exceptuando las que tuvieran fines militares.

El Presidente John F. Kennedy, el 25 de mayo de 1961, pronunció ante el Congreso de Estados Unidos las siguientes palabras:”Creo que esta nación debe proponerse la meta, antes de que esta década termine, de que el hombre pise la Luna y vuelva a salvo a la Tierra”.

El programa Apolo: Desde ese momento la NASA, tras el desafío impuesto por Kennedy, puso en marcha los programas espaciales Mercury y Gemini. En febrero de 1966, utilizando las investigaciones y experiencias arrojadas por ambas misiones, nace el ambicioso proyecto espacial Apolo. El objetivo: llevar al hombre a la Luna.
En un inicio se barajaban algunas ideas que contemplaban construir una nave que fuese capaz de llevar a la Luna entre dos y cuatro tripulantes. Para lograrlo fue necesario mejorar el cohete lanzador. Los científicos fabricaron los Saturno, de los que se hicieron varios modelos, destacando el Saturno 5.

HIV Virus del SIDA Descubridor Enfermedades del Siglo XX Historia

HIV Virus del SIDA: Enfermedades del Siglo XX

Virus VIHRobert Charles Gallo:(Waterbury, Connecticut ,23 de marzo de 1937), es un investigador biomédico de origen estadounidense más conocido por su papel en la identificación del Virus de Inmunodeficiencia Humana (VIH) como agente responsable del Síndrome de Inmunodeficiencia Adquirida (SIDA), aunque su contribución en este descubrimiento permanece controvertida.

El HIV (Virus de la Inmunodeficiencia Humana) es un virus que se transmite por contacto sexual , transfusiones, o intercambio de jeringas infectadas, y tiene la particularidad de atacar a los linfocitos que son los directores de nuestro sistema de defensa. Inicialmente el HIV permanece en estado latente, es decir, “dormido” dentro de los linfocitos. En algunos casos, al cabo de un tiempo, a menudo años (hasta 10) y por causas aún no bien determinadas, el virus se activa, es decir, se “despierta” y comienza a destruir los linfocitos. De esta forma, el HIV debilita progresivamente el sistema inmune, logrando que nuestro organismo no pueda luchar adecuadamente contra diversos gérmenes.

En este caso se dice que el paciente sufre SIDA. El sida (acrónimo de síndrome de inmunodeficiencia adquirida) es entonces una enfermedad que afecta a los humanos infectados por el VIH. Se dice que una persona padece de sida cuando su organismo, debido a la inmunodeficiencia provocada por el VIH, no es capaz de ofrecer una respuesta inmune adecuada contra las infecciones.

Una persona infectada por el VIH es seropositiva y pasa a desarrollar un cuadro de sida cuando su nivel de linfocitos T CD4, células que ataca el virus, desciende por debajo de 200 células por mililitro de sangre.

El VIH se transmite a través de los siguientes fluidos corporales: sangre, semen, secreciones vaginales y leche materna El Día Mundial de la Lucha contra el Sida se celebra el 1 de diciembre.

La Comunicación en el Siglo XX Descubrimientos Mas Destacados Avances

La Comunicación en el Siglo XX-Descubrimientos Mas Destacados

En el mundo hay un hombre quBill Gatese demostró que un nerd puede llegar a ser popular. Sólo es necesario poseer una incalculable inteligencia y una enorme sed por lograr un objetivo.

Estamos hablando, por supuesto de Bill Gates, que gracias a su capacidad en el mundo de la informática, pero sobre todo gracias a su perspicacia y visión de futuro, hoy ostenta el título del segundo hombre más rico del mundo.

Durante años, la revista Forbes reservó el primer puesto de su ránking anual a Gates, quien recientemente fue reemplazado por el mexicano Carlos Slim. De todas formas, el rey del software puede disfrutar de una vida sin privaciones de ningún tipo, ya que actualmente posee una fortuna valuada en 53 mil millones de dólares.

Bill Gates es en realidad la demostración tangible del mito del “self-made man” estadounidense, pero además es el multimillonario norteamericano más joven que ha logrado alcanzar una fortuna partiendo de una inversión prácticamente de cero. Es que según la documentación oficial, Gates logró ganar su primer millón de dólares cuando sólo tenía 31 años.                        

Nacido el 28 de octubre de 1955 bajo el ostentoso nombre William Henry Gates III, el pequeño demostró una gran inteligencia desde muy temprana edad. Hijo del abogado William Henry Gates II y de la profesora Mary Gates, Bill pasó una infancia feliz y sin privaciones, junto a su hermana mayor, residiendo en la húmeda ciudad de Seattle.

Si bien la economía familiar era buena, lo cierto es que el pequeño Bill cursó parte de la escuela primaria en un colegio público, y recién en sexto grado fue trasladado a la escuela privada de elite de Lakeside, en Seattle. Fue precisamente allí donde descubrió su gran vocación.

En Lakeside había una computadora desde el año 1968, que en realidad fue la primera máquina de este tipo que estuvo bajo las delgadas manos de Gates. Pero además, esta institución educativa también le dio la oportunidad de conocer a su gran amigo, y posterior socio, Paul Allen.

Cuando llegó el momento de elegir universidad, el padre de Bill intentó por todos los medios de persuadir a su hijo para que estudiara abogacía, y de esta forma continuar con la tradición familiar.

Fue en aquella época que Bill comenzó a demostrar cierta rebeldía ante sus padres, ya que se rehusaba a estudiar, y pasaba largas horas, e incluso jornadas enteras, dentro del garaje de su casa, acompañado de Paul Allen, probando circuitos que le permitieran crear un ordenador pensado para la gente.

Por su aspecto físico y su forma de actuar, tanto Gates como Allen solían ser humillados por sus compañeros, ya que los consideraban los nerds más antisociales del instituto y del barrio. Sin embargo, ellos demostrarían que podían conquistar el mundo.

Ya a los 16 años, juntos fundaron la compañía Traf-O-Data, cuya función era monitorizar de manera automática la circulación en las calles de Seattle. Con aquel primer trabajo ganaron 100.000 dólares en un año.

Una vez que ambos comenzaron sus estudios en la Universidad de Harvard, en sociedad transformaron la Traf-O-Data en la empresa de software MicrO-SOft, mientras corría el año 1975.

Al año siguiente, Bill decidió abandonar la universidad para comenzar sus negocios, por lo que se trasladó a la zona de Albuquerque, ciudad en la que se encontraba la sede de la compañía Altair, con el objetivo de cerrar un contrato con la empresa en relación a la comercialización del lenguaje para computadoras Basic.

Fue en ese momento en que Gates y Allen decidieron transformar el nombre de su compañía y MicrO-SOft pasó a llamarse Microsoft, y al año siguiente lanzaron un nuevo lenguaje para computadoras.

Ante el éxito que estaba reportando la firma Apple a comienzos de la década de los ochenta, la compañía fabricante de equipos IBM decidió ponerse en contacto con Bill Gates para comprarle el sistema operativo MS-DOS.

Tengamos en cuenta que IBM necesitaba con urgencia dicho OS con el fin de poder competir con Apple.

El mito relata que en el momento de cerrar el trato con los directivos de IBM, Gates aún no tenía ningún sistema operativo listo para ofrecer en dicha operación, pero que lo consiguió pocos días después, ya que se lo compró a un joven programador por unos escasos billetes.

Obviamente, en el contrato, Bill Gates obligó a IBM a ceder los derechos de licencia, el mantenimiento e incluso la comercialización del DOS a Microsoft. Ante la realidad del mercado, IBM debió aceptar las condiciones.

De esta manera, el sistema operativo pasó a llamarse MS-DOS, es decir Microsoft DOS, por lo que cada vez que IBM vendía una PC fabricada por la compañía, que incluía el sistema operativo mencionado, debía pagarle a Microsoft un canon por cada copia del OS. A partir de aquel momento, gracias a IBM el MS-DOS se convirtió en el estándar de software mundial.

Para conocer más sobre la vida de Bill Gates, te invitamos a leer el artículo titulado “Bill Gates: La ventana del éxito”.

Bill GatesCon sólo 25 años, Bill Gates había logrado una posición privilegiada en el naciente mundo del software, y su nombre podía escucharse en los pasillos de las compañías de hardware más importantes del mundo. Claro está, algunos hablaban bien de este joven, mientras que otros criticaban su aparente inmoral proceder.

El caso es que además del éxito comercial que representó para Microsoft el acuerdo con IBM, a comienzos del año 1982 llegaría otro triunfo para la compañía con el lanzamiento de la computadora personal Commodore 64, fabricada en Alemania y que incluía el sistema operativo Basic.

No obstante, por aquella época Gates aprovechando su gran talento y visión de futuro, comenzó a pensar en el desarrollo de un nuevo y realmente innovador sistema operativo, que dio como resultado el lanzamiento en 1985 de la primera versión de Microsoft Windows.

A partir de aquel momento, el sistema operativo Windows se convirtió en el competidor directo de Macintosh, introduciendo un software realmente novedoso, en el que se priorizó la interfaz gráfica que emula ventanas (de allí el nombre de Windows), la utilización de iconos de acceso y demás.

El éxito en ventas le permitió a la compañía Microsoft ingresar con sus acciones a la bolsa de Wall Street en 1986, que en aquel momento se vendieron al público a 21 dólares cada una. A los pocos meses, el valor original de las acciones había logrado cuadruplicarse, y al año siguiente Bill Gates se convirtió en el millonario más joven de todos los tiempos.

La llegada de la versión 3.0 del sistema operativo Windows, con una importante cantidad de mejoras y novedades, hizo que se convirtiera en el OS más utilizado en el mundo, lo que produjo un aumento notable en la acciones de la compañía Microsoft, y por ende Bill Gates pasó a ser el hombre más rico de Estados Unidos.

Prácticamente desde el nacimiento de la empresa, Microsoft se ha visto envuelta en diversos pleitos y controversias, tanto legales como éticas, con compañías fabricantes de software y de hardware. Incluso la firma dueña de Windows debió enfrentarse a un juicio de varios años, por ser acusada de monopolio y abuso de poder.

Muchos aseguran que los distintos contratiempos judiciales fueron la causa fundamental que llevaron a Bill Gates a dejar la dirección de Microsoft. Fue precisamente el 16 de junio de 2006 que anunció públicamente su decisión, y en el año 2008 abandonó sus tareas diarias al frente de Microsoft.

No obstante, continúa siendo el Presidente Honorario de la misma y dueño de la mayor cantidad de acciones de la compañía, lo que le reporta anualmente un monto aproximado de 100 millones de dólares. Mientras tanto, el control de Microsoft le fue otorgado a Steve Ballmer, que actualmente se desenvuelve como director ejecutivo de la empresa.

A partir de aquel momento, Gates ha comenzado a dedicar la mayor parte de su tiempo a la Fundación Bill y Melinda Gates, con sede en la ciudad de Seattle.

Desde dicha institución, el dueño del imperio del software y su mujer realizan distintas acciones de caridad, sobre todo en relación a campañas en la lucha contra el Sida y el cáncer, donando anualmente importantes sumas de dinero para crear programas de subvenciones en diversos países, como es el caso de la India.

Según las propias palabras de Gates, en declaraciones ofrecidas durante una entrevista para el diario español El Mundo, la Fundación apela a cubrir dos aspectos actuales fundamentales: “Hay dos cosas importantes. La primera es el software disponible para todo el mundo, centros de educación, bibliotecas, etc. Hemos hecho acuerdos con 80 países, sobre todo en África, en países que no cuentan con recursos para acceder por ellos mismos a las nuevas tecnologías. Por otro lado, tenemos también un plan B que trata sobre la investigación médica, biológica, etc.

Es decir, problemas que los países ricos tienen también. Hemos duplicado los fondos para combatir la malaria y enfermedades tan graves como el SIDA. Se grata de problemas que afectan al planeta entero, que tienen que ver con la superpoblación. Los gobiernos ayudan, pero nunca es suficiente. Estoy muy implicado en convencer a los gobiernos de ello, y también en convencer a otras grandes empresas”.

Gracias a las labores desarrolladas por Gates y su esposa, la Fundación que lleva sus nombres obtuvo en el año 2006 el prestigioso Premio Príncipe de Asturias de Cooperación Internacional.
En la actualidad, Bill vive junto a su esposa y sus dos hijos en una mansión valuada en 53 millones de dólares, que desde hace años ha dado que hablar debido a la imponente tecnología incorporada a dicha vivienda.

Situada a orillas del lago Washington, la mansión fue construida en 1997, posee una superficie de 20 kilómetros cuadrados, y ha sido construida íntegramente en madera cuidadosamente seleccionada, con el fin de brindar una acústica perfecta.

Miles de sensores, cámaras ocultas, dispositivos electrónicos que permiten no sólo acceder al confort estándar de cualquier vivienda, sino que además la convierte en una verdadera casa inteligente, que incluso puede ser controlada a distancia.

Una particularidad llamativa, entre tantas excentricidades, de la casa de Bill Gates reside en que cada una de las personas que son invitadas a su residencia reciben un PIN electrónico, el cual está conectado a un servidor personal, que permite conocer con exactitud la localización dentro de la casa, además de almacenar información sobre sus movimientos.

Declarado amante de las artes plásticas, Bill Gates ostenta en su mansión una serie de pantallas gigantes que muestran diversas pinturas clásicas, las cuales pueden ajustarse de acuerdo al ánimo del magnate o bien a los gustos del invitado. Lujo y tecnología reunidos para dar el escenario adecuado al rey del software.

La Medicina en el Siglo XX El Primer Trasplante de Organos Enfermedades

La Medicina en el Siglo XX: El Primer Trasplante de Órganos

trasplante de órgano, Christiaan BarnardLa llamada telefónica que dejó huella en la historia de la medicina sonó cuando el doctor Christiaan Barnard (imagen izquierda) tomaba una siesta en su casa de El Cabo, Sudáfrica. La persona que llamaba —una monja del hospital Groote Schuur de la ciudad— le informó que habían llevado a una joven atropellada que había resultado con daños cerebrales irreparables. Si moría, su corazón se podría usar en el primer trasplante de ese órgano en el mundo; era del grupo sanguíneo adecuado y su padre estaba dispuesto a dar su consentimiento.

Siempre rezo antes de cualquier operación”, escribiría posteriormente el doctor Barnard. “Suelo hacerlo al dirigirme hacia el hospital, porque voy solo en el auto en esos momentos. En esa ocasión sentí mas que nunca la necesidad de hacerlo, pero no pude,…. mis pensamientos se interponían”.

Hasta entonces solo había realizado transplantes de esa índole con perros de laboratorio. Pero ese sábado 2 de diciembre de 1967, estaba a punto   de transplantar el corazón de un ser humano a otro. La donadora era Denise Darvall, de 25 años , y el receptor Louis Washkansky, comerciante de la ciudad a quien le restaban pocas semanas de vida por su avanzada enfermedad cardiaca. Washkansky, ya había sobrevivido a varios infartos, pero antes de la operación presentaba la dificultad para respirar, insuficiencia renal, y hepática y tenia las piernas hinchadas.

Christiaan Barnard

Se suponía que no debía comer ni beber nada dulce debido a su diabetes, pero se las ingeniaba para que su esposa le llevara limonada y caramelos a escondidas. Parecía más interesado en leer novélas de aventuras que en pensar en la ggravedad de su enfermedad. Pero demostró valor cuando Barnard le habló de la posibilidad de salvarle la vida. “Eso me han dicho”, le confió, ‘Así que estoy dispuesto a jugármela”.

Por extraña coincidencia, cuando la esposa de Washkansky, volvía ya tarde a casa en su auto, tras visitar a su marido en el hospital, vio una muchedumbre congregada donde había ocurrido el accidente de transito.

Denise DarvallMientras la policía le hacia señas de que siguiera su camino, se fijo en que una de las victimas del percance era una joven mujer que estaba tendida en el suelo. Más tarde se enteraría de que esa desafortunada chica era Denise Darvall. (imagen izquierda)

Hacia las 21 :00 horas de esa noche el doctor Barnard examinó el cuerpo de la señorita Darvall: desde el punto de vista clínico había muerto, pero su corazón seguía estando sano y firme.

Barnard no perdió tiempo. Un ordenanza empezó a afeitar el pecho de Washkansky mientras una enfermera preparaba la máquina cardiopulmonar del hospital, que el propio Barnard había importado de Estados Unidos al concluir su especialización en trasplantes en la Universidad de Minnesota.

Rodney Hewitson,WashkanskySe bañó, se frotó las manos y los brazos con jabón antiséptico, se puso ungüento germicida en las fosas nasales y se enfundó una bata desinfectada, con un gorro y mascarilla, además de las botas de hule esterilizadas. Al entrar al quirófano vio a Washkansky sentado en la toesa de operaciones, sostenido por varios cojines.

Aunque apenas tenía aliento para hablar, Washkansky bromeó: Conque el viejo va para afuera y el nuevo adentro, ¿No?”

Poco después el paciente ya estaba anestesiado, y a la medianoche se inició la histórica operación. Bajo la hábil dirección de Barnard, su jefe de ayudantes, Rodney Hewitson, abrió el tórax de Washkansky.

“El corazón del enfermo quedó a plena vista”, escribió el doctor Barnard más tarde, agitándose como un mar embravecido, amarillo por medio siglo de tormentas, pero aún veteado por las azules corrientes de sus profundidades.”

Entretanto, en otro quirófano contiguo Denise Darvall se conservaba “viva” gracias a un respirador. Barnard entró corriendo y apagó la máquina; sus dedos ya mostraban señales de artritis, que pondría prematuro fin a su carrera de cirujano, pero en breve tiempo abrió el tórax de Denise y extrajo el corazón. Le colocó en un recipiente lleno de una solución salina helada y luego lo llevó al quirófano principal, donde lo conectaron a una bomba que hacia circular  la sangre de Washkansky, desde la máquina cardiopulomonar:

Barnard extrajo después el corazón hipertrofiado de Washkansky, y dejo un colgajo que se saturaría al órgano transplantado, este fue entonces acomodado en el tórax vacío del paciente. Por lo general un corazón femenino es un 20% menor que uno masculino, pero la cavidad de Washkansky tenia el doble del tamaño normal!

Usando hilo de seda y dos agujas Barnard inició entonces la delicada tarea de coser en su lugar el corazón transplantado. Se apagó la bomba que suministraba sangre al órgano y así al instante empezó a amoratarse. Mientras saturaba, Barnard echó un vistazo al reloj del quirófano: eran las 5 30 am. y el corazón ya había pasado 15 minutos sin sangre ni oxígeno. Transcurrieron otros cuatro minutos y por fin Barnard  dio el último punto de sutura. ordenó que se volvieran a conectar la bomba y el corazón comenzó a llenarse de sangre.

Dr. Halmiton Naki Para hacerlo latir de nuevo, se le aplicó una potente descarga eléctrica a través de dos discos colocados como copas sobre él.

El cuerpo inconsciente de Washkansky se convulsionó y, mientras Barnard y sus 20 colaboradores lo observaban con ansiedad, el corazón empezó a palpitar una y otra vez, sin cesar. Desconectaron la máquina cardiopulmonar y, más de echo horas después de haber iniciado la operación, llevaron al paciente a tina habitación esterilizada y lo colocaron debajo de una tienda de plástico, tenía el cuerpo erizado con 18 venoclísis y cables conectados a diversos instrumentos y aparatos clínicos.

Dr. Halmiton Naki ayudante clandestino de Barnard. Una historia de vida para conocer

Entonces dio principio la lucha contra las infecciones postoperatorias y contra el rechazo del órgano transplantado, que el organismo del paciente tendía a destruir. Se de administraron medicamentos antirrechazo, y una vez que paso el periodo de peligro Washkansky, disfruto cinco días maravillosos y de optimismo.

Pero el 15 de diciembre, 12 días después de la cirugía, una radiografía revelo que Washkansky, tenia una mancha oscura en un pulmón. Su esposa ya había notado que parecía tener catarro leve, pero en realidad era una pulmonía. Los fármacos que había estado tomando debilitaron demasiado el sistema inmunológico y lo dejaron indefenso contra gérmenes , que invadieron e inflamaron sus pulmones.

A pesar de los esfuerzos heroicos de Barnard y sus colegas, murió al amanecer del 21 de diciembre. Su nuevo corazón , implantado 18 días antes, funciono perfectamente hasta el momento final.