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

FUNCIÓN DE 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

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)

Ver:  Usos de los Rayos Infrarrojos

Ver: Descubrimiento de los Rayos X

Ver:Efectos de los Rayos Ultravioleta

 

 

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

Evolución del Universo
Resumen Cronologico de  Linea del Tiempo

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

Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
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 minuto1 minuto después del Big-Bang. Se forman los núcleos de helio (He) y deuterio (H)
30 minutos30 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 Cientificos 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

Astronomia: El Sistema Solar y sus Planetas Movimiento

Los Planetas del Sistema Solar

1-Mercurio

2-Venus

3-Tierra

4-Marte

5-Júpiter

6-Saturno

7-Urano

8-Neptuno

9-Plutón

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.

Ver: Sistema Solar Para Los Niños

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.

el sistema solar y sus planetas

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

  DescripciónSolTierraCociente (Sol/Tierra)
Masa (1024kg)1.989.1005,9736332.950
GM (x 106km3/s2)132.7120.3986332.950
Volumen (1012km3)1.412.0001,0831.304.000
Radio volumétrico promedio (km)696.0006.371109,2
Densidad promedio (kg/m3)1.4085.5200,255
Gravedad (eq.) (m/s2)2749,7828
Velocidad de escape (km/s)617,711,255,2
Elipticidad0,000050,00340,015
Momento de inercia (I/MR2)0,0590,33080,178
Período orbital sideral (días)609,1223,934525,449
Inclinación del eje (grados)7,2523,450,309
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 espectralG2 V
Presión central2,477 x 1011bar
Temperatura central1,571 x 107K
Densidad central1,622 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.

Otros Temas Tratados en Este Sitio

Big Bang

Origen de la Vida

Origen del Hombre

Teoría de la Evolución

Muerte de una Estrella Los Pulsares Enana Blanca

Peso de Una Estrella de Neutrones

La Vida del Sol Tiempo de Vida Hidrogeno del Sol

La Luna Muestra Siempre la Misma Cara

Origen del aire que respiramos El Oxigeno

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PLANETA TIERRA:Información General

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Algunos de los Temas Tratados en el Sitio

1-Datos Generales del Planeta Tierra
2-Magnetismo Terrestre
3-Estructura Interna de la Tierra
4-Recursos Naturales del Planeta
5-La Atmosfera Terrestre
6-El Agua Dulce
7-Datos de los Países del Mundo
8-Accidentes Geográficos del PLaneta
9-La Población del Mundo
10-Principales Paises
11-La Antártida
12-Algunas Curiosidades
13-El Sistema Solar
14-El Big Bang
15-Cronología del Universo
16-Distancias del Universo

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

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

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El hombre desciende de otra especie inferior Pruebas de Darwin

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 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.

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 ADN. (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 melanogaster), 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 metonogaster 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.

Los Viajes Espaciales en el Siglo XX Caracteristicas y Problemas

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.

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UN MUNDO SIN FRONTERAS: Para lograrlo fue necesario mejorar el cohete lanzador. Los científicos fabricaron los Saturno, de los que se hicieron varios modelos, destacando el Saturno 5.

La historia de la vida del hombre sobre la Tierra es tan solo un suspiro comparada, por ejemplo, con la edad del Universo. Apenas medio millón de años, un lapso muy corto en la crónica de nuestro planeta, separan la conquista del fuego del descubrimiento de la superconductividad.

Sin embargo, el ser humano puso su sello en este mundo y lo moldeó a su medida. Nada en la Tierra sería igual sin su presencia. Pero hoy, los límites del globo le resultan demasiado estrechos y el hombre se ha lanzado a la conquista de nuevos mundos. Es el turno de la era espacial.

Las travesías por el espacio no son algo sencillo. En primer lugar, el medio de transporte debe cumplir con ciertos requisitos básicos. A diferencia de lo que sucede en la Tierra, donde podemos desplazarnos en automóviles, barcos, aviones o bicicletas, para abandonar el planeta hay que subirse a un vehículo que pueda alcanzar una velocidad lo suficientemente alta como para vencer la atracción gravitatoria terrestre.

Estos cohetes funcionan igual que los fuegos artificiales y obedecen al mismo principio: el de acción y reacción que enunciara el científico inglés Isaac Newton en 1687. Al igual que lo que sucede cuando se deja escapar el aire de un globo y éste se ve impulsado hacia adelante, los cohetes espaciales producen gas al quemar combustible.

Cuando el gas caliente escapa, la nave se impulsa hacia adelante, en una reacción igual pero en sentido contrario a la salida de los gases. El cohete necesita alcanzar una velocidad muy grande, de 40.000 km/hora, la denominada velocidad de escape, para vencer la atracción que el planeta ejerce sobre él y poder abandonar la atmósfera terrestre.

En el espacio exterior, lejos de un cuerpo de gran masa, la fuerza de gravedad es prácticamente nula. Esta situación totalmente atípica provoca una serie de desarreglos en el organismo de los astronautas, quienes deben ser cuidadosamente controlados.

Fuera de la Tierra, los astronautas enfrentan una variedad de trastornos: padecen de «anemia espacial», sus frecuencias cardíacas y respiratorias disminuyen, los músculos de sus extremidades se atrofian y sus huesos pierden calcio. Los efectos de la ingravidez se hacen sentir alrededor de una semana después de la partida, y deben pasar otros treinta días aproximadamente para que el cuerpo se acomode a la nueva situación.

De todos modos, la exposición prolongada a la ingravidez es potencialmente peligrosa. Por esta razón, los especialistas están ideando nuevas alternativas para los viajes de larga duración. La gravedad podría obtenerse en forma artificial haciendo rotar la nave.

De esta manera, las naves espaciales se podrían construir en forma de ruedas gigantescas que giran lentamente sobre su eje.

En los primeros días de viaje, la tripulación sufre del «mal del espacio», es decir, vómitos, dolor de cabeza y sudor. Esta es una consecuencia directa de la desorientación que produce la ingravidez sobre los órganos del equilibrio, ubicados en el oído interno.

Para dominar el Universo, el hombre necesita primero sobreponerse a los obstáculos que le genera este medio tan diferente de su ambiente natural. Para lograrlo, nada mejor que realizar una experiencia en ese medio.

En junio de 1997, el Laboratorio Espacial de Vida y Microgravedad se montó a bordo del transbordador «Columbia», y su tripulación llevó a cabo una serie de experimentos destinados a estudiar cómo se adaptan los animales, las plantas y los seres humanos a la falta de gravedad. Un año más tarde, la misma nave llevó una tripulación compuesta por 7 astronautas, 152 ratas, 18 ratones, 223 peces, 1.514 grillos y 135 caracoles, para analizar el funcionamiento del sistema nervioso de los seres vivos en el espacio.

Aún no se conoce cuál es el límite de la resistencia humana en el espacio. Enviar una misión tripulada a Marte, por ejemplo, llevaría alrededor de tres años.

Alimentar a toda una tripulación en un vuelo tan prolongado es un problema importante. Una solución sería producir los alimentos en invernaderos a bordo de la nave. Para ello, se podrían utilizar los cultivos hidropónicos, los cuales pueden crecer en ausencia de tierra.

En este método de cultivo, los nutrientes se aportan en soluciones líquidas y las plantas se sostienen sobre materiales porosos, como grava, arena o fibra de vidrio. Por otra parte, los científicos ya consiguieron hacer germinar semillas en el espacio, de modo que se muestran de lo más optimistas en lo que respecta a la «agricultura espacial».

Todos estos progresos nos llevan a pensar que, en un futuro no muy lejano, los viajes espaciales resultarán casi tan familiares como las vacaciones en la playa.

Fuente Consultada: Biologia y Ciencias de la Tierra «Un Mundo Sin Fronteras» – Editorial Santillana Polimodal Cuniglio, Barderi, Bilenca, Granieri y Otros

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

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.

Se 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 pondríRodney Hewitson,Washkanskya 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.

La Comida de los Astronautas Misión Apolo Comida en el Espacio

La Comida de los Astronautas – Misión Apolo

Los exploradores de todos los tiempos han tenido siempre el problema de llevar suficiente comida para su viaje. Siempre tuvieron que limitar el tamaño de su carga y también encontrar métodos para evitar que  la comida se echara a perder. La cuestión fue especialmente importante durante los días de las largas travesías por mar.

No solo era necesario que los víveres se mantuvieran en buenas condiciones durante el- viaje sino que conservaran su valor nutritivo. Lo mismo ocurre cuando el hombre se aventura al espacio exterior. Solo que además debe llevar consigo hasta él aire que respira y el agua que bebe: Por eso la cápsula Apolo es un mundo -en miniatura, Y este articulo nos explica cómo se alimenta un astronauta.

Una larga experiencia ganada durante las misiones Mercury y Géminis, permitió desarrollar la técnica de preparación, manipuleo y consumo de la comida en el espacio para el proyecto Apolo. Los alimentos que lleva la Apolo 11 en esta histórica misión son similares a los productos “rehidratables” y del tamaño de un «bocado” utilizados durante el programa Géminis, con algunos agregados para dar a los astronautas una mayor variedad en la preparación de sus menúes.

comida de los astronautasPara aumentar el gusto de lo que se come, la espacionave Apolo está equipada para proveer tanto agua caliente como fría para reconstituir las comidas o bebidas deshidratadas. El agua potable de los tanques puede ser calentada a gran temperatura (casi 70 grados) en un recipiente de un par de litros de capacidad, cada media hora, para utilizarla es la preparación de comidas calientes.

El agua helada se obtiene de un congelador que enfría un litro y medio de líquido cada 24 minutos. A una temperatura de menos de 10 grados, el agua se carga en un “dispensador” de mano con capacidad para un cuarto litro, que permite “inyectarla” en las raciones y preparar comidas o bebidas frías.

El menú que acompaña esta nota es un ejemplo de la selección hecha para dos ellas por un astronauta, de la misión Apolo. Pero los expertos de la NASA han analizado cada uno de los componentes de estas comidas para establecer su exacto valor calórico y nutritivo, empleando la información obtenida en la elaboración de un menú balanceado.

Esta información también proporciona una base para calcular la absorción nutritiva de cada hombre, diariamente y a lo largo de una misión completa. Se estableció que, por  ella, un hombre en el espacio debe recibir aproximadamente 2.800 calorías. El do nutritivo se balancea para que suministre 20 por ciento de proteínas, 62 de hidratos de carbono y 18 de grasas. La distribución calórica es del 17 por ciento de las proteínas, 51 de los hidratos de carbono y 32  por ciento de las grasas.

Todos los envases de alimento y de bebida para, una comida de un solo hombre están envueltos en una sobrecubierta especial de aluminio. Estos paquetes llevan una identificación de color para identificar las comidas seleccionadas por cada astronauta. De esa manera se evitan confusiones y cada cual puede dedicarse a sus manjares predilectos sin búsquedas engorrosas.

Además, los miembros de la tripulación van provistos de los tradicionales elementos de higiene personal, que Incluyen goma de mascar (para después de las comidas), cepillo de dientes, paños secos y mojados y toallas.

Todo esto —tanto la comida como los elementos de higiene— es conservado en. gabinetes a prueba de Incendios dentro de la cápsula Apolo.

Los estudios de- nutrición, llevados, a cabo por los laboratorios de Investigación Médica Aeroespacial de la:•base de Wright-Patterson, para la NASA, han demostrado que la comida que lavan los astronautas de la Apolo U ‘es en todo equivalente a los alimentos frescos que se consumen en la Tierra. Cada ración ha sido probada largo tiempo, hasta que no quedaron dudas de sus cualidades.

El mismo gusto de la comida fue objeto de especiales cuidados, para lograr que los sabores atrayentes y variados proporcionándoles el atractivo que la presentación de los alimentos les niega. El hacer de los momentos dedicados a la alimentación en el espacio una “pequeña fiesta gastronomita”, según el decir de uno de los expertos, ha costado también años de esfuerzos.

Otro dietista de laboratorios de Wright-Pattersoh lo definió así: “Queremos que cuando uno de nuestros muchachos regrese de una excursión por el espacio a la cápsula que es su hogar, encuentre en la comida apetitosa y caliente el, mismo sabor al  que se acostumbró en la -Tierra”.

Ejemplo del menú seleccionado por uno de los astronautas de la Apolo XI para los dos primeros días de la misión.
(R):reidratable y (B):bocado – de 6 a 8 por ración –

La Ciencia en la Edad Moderna La Revolucion Cientifica y Teorias

La Ciencia en la Edad Moderna:
Revolución Científicas y NuevasTeorías del Universo

La Revolución Científica en la edad moderna representa un punto crucial en la moderna civilización occidental; con ella, Occidente echó por tierra visión medieval y ptolomeico-aristotélica del mundo y llegó a  una nueva visión del universo: el Sol en el centro, los planetas  como cuerpos materiales girando alrededor del astro en orbitas elípticas y un mundo infinito, más que finito.

Con los cambios en la visión del «cielo» vinieron los cambios en la visión de la Tierra». La obra de Bacon y Descartes dejó a los europeos con la separación de mente y materia y la creencia de que, valiéndose de la razón, podrían comprender y dominar el mundo de la naturaleza.

El desarrollo de un método basado en la ciencia favoreció la obra de los científicos, al tiempo que la creación de edades y publicaciones especializadas difundía sus resultados.

Si bien las iglesias tradicionales se oponían de manera obstinada a las nuevas ideas y algunos intelectuales indicaban ciertos errores, nada pudo detener la sustitución de los modos tradicionales de pensar con nuevas formas de pensamiento que generaron un rompimiento más decisivo con el pasado que el representado por el colapso de la unidad cristiana con la Reforma.

La Revolución Científica obligó a los europeos a cambiar su visión de ellos mismos; al principio, algunos se consternaron e incluso se aterrorizaron por las implicaciones.

Antiguamente, los humanos en la Tierra habían estado en el centro del universo, ahora el mundo era un minúsculo planeta que giraba alrededor de  un Sol que, en sí mismo, no era sino una mancha en el  infinito universo. La mayoría de la gente se mantuvo optimista a pesar del aparente golpe a la dignidad humana.

Después de todo,  Newton no había demostrado que el universo era una enorme maquinaria controlada por leyes naturales?. Newton había descubierto una de éstas: la Ley de la gravitación universal.

¿No podrían descubrirse más leyes? ¿No habría leyes naturales que explicaran cada aspecto del esfuerzo humano, que pudieran encontrarse por medio del nuevo método científico? Así, la Revolución Científica nos conduce lógicamente a la edad de la Ilustración del siglo XVIII.

La auténtica revolución del mundo moderno culminó en los siglo  XVII y XVIII con una renovación completa del universo del conocimiento.

Hasta el s. XVI, la ciencia había permanecido íntimamente ligada a la a la filosofía.

Las investigaciones que se habían hecho durante el Renacimiento sobre todo en el terreno de la medicina y en el de la astronomía, habían sido violentamente combatidas por la Iglesia, la obra de un Leonardo da Vinci, que intentaba reunir en un conjunto coherente todo el saber de su tiempo, quedó como una experiencia aislada; las escisiones religiosas del s.XVI no favorecieron prácticamente en nada la expansión de la ciencia.

En los albores del s. XVII empiezan a manifestarse los primeros signos del extraordinario florecimiento de investigaciones y descubrimientos que habrán de fundar la ciencia y la técnica de las que ha nacido el mundo contemporáneo.

Este auge del conocimiento es el fruto del enorme trabajo que se lleva a cabo primero en Italia y luego en el resto de Europa, para trazar lo que podría llamarse el inventario cultural de la humanidad; la resurrección de las antigüedades griegas, latinas y hebreas, tarea emprendida por los humanistas, es la fuente del impulso intelectual de la era clásica que tendrán a su disposición los herederos de la historia mediterránea.

ASTRONOMOS

biografias de grandes astronomos

Biografía
Copérnico
Biografía
Johanes Kepler
Biografía
Tycho Brahe
Biografía
Galileo Galilei

LOS AVANCES DE LA CIENCIA: A partir del siglo XV comenzaron a producirse transformaciones significativas en la vida económica, política, social y cultural de Europa occidental, que fueron modelando lo que se conoce como Modernidad.

Sin embargo, al abordar este período es importante advertir que no hubo un corte tajante con la Edad Media.

Por el contrario, persistieron algunos aspectos de la Baja Edad Media, que marcaron una continuidad con el pasado.

En el plano cultural, el pensamiento de los humanistas -con su interés por el pasado-. las traducciones de los sabios de la Antigüedad y la nueva forma de concebir al hombre desplazaron el saber escolástico medieval.

Se revalorizó la experiencia como fuente de conocimiento, en desmedro de la tradición que primaba durante la mayor parte de la Edad Media.

La imprenta permitió difundir ampliamente no sólo el conocimiento de la Antigüedad sino también las obras de los eruditos medievales y la de los hombres del Renacimiento. En el arte surgieron nuevas formas de representación.

El desarrollo de la ciencia y de la técnica trajo consigo nuevas formas de concebir el universo que modificaron la imagen de los mundos conocidos. La evolución de los medios de transporte favoreció la expansión del comercio marítimo y los viajes de exploración.

Con el descubrimiento de América y la profundización del conocimiento de África se amplió el horizonte geográfico de los hombres europeos.

Los adelantos científicos

Durante los tiempos del Humanismo y el Renacimiento, los estudios científicos cobraron gran importancia. Surgió un gran interés por las investigaciones en matemática, botánica, zoología, astronomía, medicina, historia, física, y demás ramas científicas.

La ciencia no era autónoma, sino que debió construir paulatinamente su independencia. Tuvo que despegarse del ámbito religioso, que frenaba los adelantos que se opusieran eran al dogma. Cada ciencia se preocupó por el problema del conocimiento: ¿Es posible conocer? ¿Cómo puede adelantar el conocimiento en cada rama científica?

A partir del siglo XV, aproximadamente, se operó un cambio radical en la concepción del mundo, que culminaría en los siglos XVI y XVII con una revolución científica.

El logro más importante de la generación que estableció las bases de la nueva ciencia fue darle una mayor importancia al lenguaje matemático, comprender que era el empuje científico por excelencia.

En adelante no se buscaría la comprensión de la naturaleza por la reservación inmediata sino por las estructuras matemáticas y mecánicas. Comprendieron que el universo no se movía por «carácter divino», como se pensaba en e Medievo.

En física, astronomía y matemática se realizaron descubrimientos trascendentales.

Entre ellos Nicolás Copérnico (1473-1543) demostró que la Tierra gira sobre su eje y que los planetas se mueven alrededor del Sol (teoría heliocéntrica). Sus ideas, combatidas por la iglesia de la época, fueron confirmadas años después por el alemán Kepler (1571-1630), quien perfeccionó el telescopio, y finalmente por Galileo Galilei (1564-1642).

En medicina también hubo importantes adelantos: investigaciones sobre anatomía humana (Andrés Vesalio, 1514-1564), estudios sobre infección (Jerónimo Francastori, quien recibió el nombre de «padre de la patología moderna»), y descubrimientos sobre la circulación de la sangre (Miguel Servet, 1511-1553, y Guillermo Harvey, 1578-1658).

También a partir del siglo XV, mediante sucesivas expediciones marítimas se descubrieron nuevas tierras y abrieron nuevas rutas. En poco más de dos siglos, civilizaciones hasta entonces desconocidas, y otras con las que solamente se habían establecido contactos a través de comerciantes y caravaneros, quedaron sólidamente unidas a Europa por mar.

La demanda de objetos de lujo –seda, marfil, joyas– y de costosas especias, así como de metales preciosos necesarios para la creciente actividad mercantil, se acentuó con la recuperación económica de mediados del siglo XV.

Pero estos productos llegaban de Oriente a Europa a través de multitud de intermediarios que los encarecían, sin contar con que el flujo se vio bloqueado por el dominio turco en el Mediterráneo oriental a partir de la toma de Constantinopla (1453).

Fue la necesidad de buscar nuevas rutas para conseguirlos, junto a los avances en navegación y en la elaboración de los mapas, los que se combinaron para hacer posible la sucesión imparable de descubrimientos y conquistas.

Portugal y España lideraron esta búsqueda, cuyos éxitos más notorios fueron conseguidos por Vasco de Gama, al alcanzar la India a través del mar, y por Cristóbal Colón, en pos del mismo objetivo, al encontrar por error un continente desconocido en Europa. Las ansias de riqueza de reyes, mercaderes y aventureros, más los deseos evangelizadores de la Iglesia, inauguraron un nuevo escenario mundial en el que Europa colonizaría vastas zonas del mundo. (ver revolución científica siglo xv)

Avances Técnicos:

Los mayores avances técnicos durante el Renacimiento se legraron en el campo de las. industrias prácticas -como la textil o la imprenta- y en aquellas que permitían alcanzar riqueza o poder , como la minería, la metalurgia o la navegación-. Muchos de los progresos técnicos alcanzados durante este período fueron posibles gracias a la importancia otorgada al estudio de la química ; de la física y a la aplicación de sus propiedades.

• Distintas innovaciones aceleraron el desarrollo de la actividad textil: el perfeccionamiento de los telares permitió que aumentara el número de tejidos producidos y, a partir del siglo XV se generalizó el cardado de lana -operación que desenreda la fibra formando hilos.

También se difundieron nuevas telas, más baratas, más livianas y con mayores variaciones de color.

• La imprenta, introducida en Europa a mediados del siglo xv, trajo consigo el desarrollo de la industria del papel.

Mediante la palabra escrita y las ilustraciones, la industria editorial contribuyó a la divulgación de la cartografía y de los tratados técnicos, como los de agricultura, de metalurgia y de arte militar.

• Las necesidades de los estados y de los comerciantes de contar con una mayor cantidad de metales preciosos -oro y plata-aceleraban los avances en el campo de la metalurgia.

A mediados del siglo xv, se descubrió el método de amalgama, que permitía separar la plata del mineral en bruto extraído del yacimiento. Se impulsó también la metalurgia del hierro.

• Las guerras frecuentes entre los estados llevaron a aplicar los avances en la manipulación de los metales también en la mejora del armamento: se perfeccionó, por ejemplo, el uso del cañón, de la balística y del granizado de pólvora.

Frente a la utilización de las armas de fuego, como el arcabuz, las tradicionales armaduras se volvieron inútiles, si bien los nobles continuaron utilizándolas en los torneos y los combates.

La aplicación de las nuevas técnicas en la guerra obligó a la construcción de nuevas fortificaciones para aumentar las posibilidades de defensa de las ciudades y proteger a los civiles.

El mayor uso de la artillería hizo necesario realizar muros de menor altura pero de mayor grosor. También se modificó la forma de estas fortificaciones para mejorar la capacidad de tiro.

• Con respecto a la navegación, uno de los logros más importantes fue el empleo de la brújula a partir del siglo xrv. Junto al antiguo astrolabio, necesario para medir la latitud, la brújula facilitó la orientación en la tierra y en el mar. También se llevaron a cabo importantes mejoras en las embarcaciones.

• Con respecto a los transportes terrestres, se introdujo el eje delantero móvil que, además de mejorar el diseño de los carruajes, permitió disminuir el riesgo de accidentes.

Los progresos técnicos desarrollados desde fines de la Edad Media permitieron a los comerciantes incrementar sus actividades, sobre todo a partir del auge alcanzado por el comercio marítimo.

Para aumentar sus ganancias y realizar un mejor control de sus empresas, los comerciantes debieron perfeccionar el sistema económico. Entre los avances relacionados con la técnica de los negocios, la contabilidad fue muy importante porque permitió ordenar las operaciones contables.

Al mismo tiempo, para efectuar transacciones en distintas ciudades y evitar el manejo de dinero al contado, se generalizó el uso de dos documentos: el cheque y la letra de cambio. También aparecieron los seguros comerciales como una forma de cubrir los riesgos, ante las posibles pérdidas de mercaderías y de barcos.

Avances en navegación

Con los aportes de los árabes, la ciencia náutica se había enriquecido de forma considerable.

El Almagesto, manual cosmográfico debido al alejandrino Ptolomeo, las obras de Aristóteles sobre el espacio celeste y las del cardenal francés Fierre d’Ailly -que hablaban de la posibilidad de dar la vuelta al mundo por mar, y que eran conocidas por Colón- alumbraban nuevas teorías en numerosos campos de la ciencia.

Desde finales del siglo XV, los portugueses realizaron sus navegaciones fijando su posición marítima por medio de la Estrella Polar y, más tarde, por la altura del Sol a mediodía.

Desde 1508, el rey Fernando el Católico hizo que sus capitanes se adiestrasen en el manejo del cuadrante y del astro-labio en la Casa de Contratación de Sevilla. Las tablas astronómicas, desde la Edad Media hasta bien entrado el siglo XVIII, fueron fundamentales para orientarse en el mar.

La brújula, necesaria para la navegación, era conocida en China desde finales del siglo XI y usada desde mediados del siglo XIII.

Las cartas marítimas o portulanos trazados por los cartógrafos desde 1300 registran en un principio únicamente el Mediterráneo o el Báltico, pero estos mapas fueron perfeccionados bien pronto.

El Atlas de los Medicis, de 1351, señalaba ya la costa occidental de la India.

Faltaba todavía un conocimiento exacto de África, pero era ya conocida como un continente rodeado de mares. Hacia 1300, españoles e italianos situaban en sus mapas universales países e islas ya conocidos o sospechados.

Experimento de Isaac Newton: descomposicion de la luz blanca con un prisma

 REVOLUCIÓN CIENTÍFICA DEL MUNDO MODERNO:

El gran movimiento intelectual que comienza hacia el año 1620 tiene por artífices a Galileo, Kepler, Descartes, Leibniz y Newton. Profesores de universidades, provocan conflictos teológicos, ya que la iglesia, que había condenado a Galileo, no integra el progreso científico en su visión del mundo. Discípula de Aristóteles, no puede aceptar un mundo en movimiento, regido por leyes matemáticas.

Y, sin embargo, los sabios del s. XVIII, con instrumentos de óptica y de cálculo perfeccionados, demuestran que es el sol el que está en el centro del universo y que la sangre no es un liquido estancado. Sin embargo, para la mayoría de los creyentes ponen la religión ,en entredicho.

¿Qué papel desempeñan Los libros? El desarrollo de la imprenta a lo largo de todo el s. XVI desempeñará un papel determinante en la evolución de las ideas.

La difusión de lo escrito estuvo en un principio vinculada a los conflictos religiosos: protestantes y católicos multiplican los libelos.

Indirectamente, las ciencias se aprovecharán de este considerable interés concedido a la imprenta. El mercado del libro empieza a organizarse.

¿Se adelanta la técnica a la ciencia? Al aventurarse a conquistar el mundo, Europa se ve obligada a adquirir los instrumentos necesario para esa conquista.

Los progresos empíricos de la navegación habían ayudado a los navegantes portugueses o españoles a explorar los océanos; pero cuando los viajes a Asia y America se multiplican, es necesario hacerse con técnicas adaptadas a las nuevas necesidades de la humanidad.

Son los comerciantes, y en consecuencia los artesanos y los industriales, quienes reclaman el perfeccionamiento de nuevos procedimientos.

¿Cuál es el punto de referencia de la ciencia? La ciencia, al alejarse de su empirismo tradicional, se lanza a la búsqueda de sus fundamentos conceptuales y de las leyes abstractas que rigen la existencia del cosmos.

Es el cielo mismo el que suministra el modelo básico. La armonía oculta que regula las relaciones de los astros con la tierra indica que existe una organización cuyas reglas hay .que desentrañar.

¿Cómo nacen las ciencias de la vida? El prodigioso desarrollo de las matemáticas durante el s. XVII vuelve a hacer que los hombres se pregunten sobre el mundo concreto que les ha tocado vivir. Abre, por tanto, una nueva visión de las ciencias naturales y de las humanas.

La Zoología, la Botánica y la Geología serán el centro de las preocupaciones en los albores del s. XVIII: el problema está en descubrir la organización general de las especies vivientes y en estudiar las mutaciones de nuestro hábitat terrestre.

Esta intensa curiosidad tendrá como consecuencia la expansión de las investigaciones sobre el mundo animal y vegetal, reemprendidas poco después por los enciclopedistas.

¿Existe una ciencia de la sociedad? A imagen y semejanza de lo que revelan la armonía del cielo y la organización de la materia, la existencia colectiva de la especie humana ha de tener también sus reglas; la anarquía que tan a menudo reina entre los hombres, y que engendra guerras y revoluciones, tiene su origen en nuestra ignorancia acerca del funcionamiento del juego social.

Esto es lo que piensan a comienzos del s. XVIII un gran número de filósofos. Así nacen, siguiendo los pasos de las matemáticas y las ciencias naturales, la sociología y la antropología.

Y es esta esperanza de arrojar alguna luz sobre los escondidos resortes de la historia humana lo que da al s. XVIII su impulso y su energía creadora.

¿Cuál fue la aportación del microscopio? En esta revolución del pensamiento, la astronomía ocupa un lugar predominante, y el telescopio se perfecciona sin cesar. Pero el desarrollo de la lente astronómica acaba desembocando en la utilización del microscopio, que permite confirmar numerosas hipótesis.

Para empezar, están los trabajos de William Harvey sobre la circulación de la sangre: sus sucesores descubrieron la existencia de los capilares. Al final de su trayecto, la sangre arterial pasa a las venas para ser purificada en los pulmones, que filtran el gas carbónico.

Gracias al microscopio, Malpighi puede observar los lóbulos hepáticos y, sobre todo, una parte del funcionamiento del riñón.

El holandés Lewenhoeck descubre en 1677 los espermatozoides y en 1688 los glóbulos rojos, y muestra asimismo la estriación de las fibras musculares. Después de haber trabajado sobre lo infinitamente grande, los hombres se centran en lo infinitamente pequeño.

¿Cuándo nacen las sociedades científicas? En el s. XVII existe un verdadero medio científico. Las obras circulan de un país a otro, escritas casi siempre en latín, que hace de lengua internacional.

Este movimiento se ve favorecido por el desarrollo de las imprentas y las librerías, y también por hombres como el padre Mersenne, que manda hacer traducciones francesas de libros científicos.

Crea en Paris una especie de academia que será el anteceder e de la Academia de ciencias organizada por Colbert en 1666.

Los miembros de esta última reciben becas, pero deben estudiar con prioridad las cuestiones impuestas por el Estado.

A su fundación sucederá la de un observatorio astronómico. Pero es en Italia donde nacen las primeras academias: en Roma primero Y sobre todo en Florencia.

La Academia del Cimente fue creada en 1657 bajo el patrocinio de los Médicis, y su primer designio fue el de coordinar las experiencias sobre el vacío. Las academias españolas nacieron en el s. XVIII bajo la influencia francesa.

Descubrimientos del Mundo Moderno: Los descubrimientos clave en los campos de la ciencia, las matemáticas y la filosofía contribuyeron al rápido desarrollo de la sociedad europea de la época.

Entre los inventos científicos más destacados figuraba la construcción del microscopio durante el siglo XVI. Si bien se desconoce quién fue su inventor, su perfeccionamiento suele atribuirse al holandés Antón van Leeuwenhoek.

En 1643, Torricelli inventó el barómetro, usado para medir la presión atmosférica. La bomba de vacío, construida por vez primera por Otto von Guericke en 1645, fue un invento que posteriormente demostró ser vital para la innovación industrial y la invención del motor.

El primer motor a vapor lo patentó en 1698 Thomas Savery, a quien habían encargado idear un dispositivo que extrajera el agua de los tiros de las minas mediante bombeo.

En 1714, Daniel Gabriel Fahrenheit creó el primer termómetro de mercurio de precisión y, en 1731, John Hadley inventó el sextante, que mejoró sobremanera la navegación náutica. Rene Descartes vivió entre 1596 y 1650 y realizó contribuciones esenciales a los métodos matemáticos.

Descartes, cuyos métodos estaban estrechamente ligados al pensamiento filosófico, suele considerarse el padre de la matemática moderna.

Isaac Newton (1642-1727), filósofo y matemático inglés, fue autor de tres descubrimientos cruciales: el método de cálculo, la composición de la luz y, el más famoso de todos ellos, la ley de la gravedad.

Estos y otros descubrimientos alentaron una sensación general de entendimiento del mundo y fueron el preludio de la era conocida como la Edad de la Razón o el Siglo de las Luces.

La revolución en medicina

El principal error de la medicina del siglo xvn radicaba en la aceptación de la teoría tomada por Galeno de Aristóteles y otros, según la cual las enfermedades tenían su origen en el desequilibrio entre los cuatro humores corporales: sangre, flema, bilis amarilla y bilis negra. Para Galeno, la sangre fluía hacia arriba y hacia abajo, y las venas y arterias eran independientes.

El médico suizo-alemán von Hohenheim (1493-1541) se enfrentó abiertamente a esta hipótesis despreciando cualquier otra teoría ajena. Hohenheim, que se llamaba a sí mismo «Paracelso», rechazó la idea de los «humores corporales» y su supuesto papel en las enfermedades.

En su opinión, éstas tenían lugar a escala local, en órganos específicos, y para eliminarlas había que tratar el órgano afectado con productos químicos.

Los trabajos de este «Paracelso» sobre el diagnóstico precoz y la cura de las enfermedades encontró un paralelo, en el campo de la anatomía, en los del médico y profesor belga Andreas Vesalio (1514-64).

Las exhaustivas investigaciones del cuerpo humano que Vesalio llevó a cabo reafirmaron su convicción de que la anatomía de Galeno, basada en disecciones de animales, distaba mucho de la realidad. Vesalio publicó sus observaciones en De humani corporis fabrica (Sobre la estructura del cuerpo humano) en 1543.

Vesalio no se apartó, sin embargo, totalmente de la medicina de Galeno, sino que suscribió las ideas de éste sobre la circulación de la sangre. Estas ideas tuvieron vigencia hasta que, en 1628, el erudito inglés sir William Harvey (1578-1657) publicó De motu coráis et sanguinis (Sobre el movimiento del corazón y de la sangre).

Harvey presentaba aquí el corazón como la dinamo central del sistema circulatorio —para Galeno era el hígado— y demostraba la conexión de venas y arterias.

El primero en describir la circulación pulmonar y su papel en la purificación de la sangre había sido, en realidad, Miguel Servet (h. 1511-1553), científico y reformista español exiliado en Francia al que Calvino acusó de herejía y condenó a morir en la hoguera.

Los esfuerzos conjuntos de éstos y otros estudiosos e investigadores dieron un poderoso impulso al progreso de la medicina.

La química fue la Cenicienta de la época a pesar de que en este período se formuló la famosa ley de Robert Boyle, según la cual el volumen de un gas varía en proporción inversa a la presión ejercida sobre él.

Boyle, de origen irlandés, fue también el autor de El químico escéptico, donde tira por tierra la teoría de los cuatro elementos terrestres de Aristóteles.

Al negar la existencia de los elementos químicos fue, sin embargo, demasiado lejos. Fue éste un error fundamental ya que, sin el reconocimiento y la investigación de tales elementos, la revolución en el campo de la química se había hecho de todo punto imposible.

Los avances de la época de la revolución científica, aunque desiguales, no afectaron sólo al mundo de las ciencias.

Los nuevos caminos en la esfera del pensamiento científico produjeron en la literatura una prosa más sencilla y clara.

Ayudaron a introducir la estadística en el gobierno como medio de conocer la población y los recursos de la nación. Las nuevas teorías fomentaron el escepticismo religioso y, en 1682, llevaron al escritor francés Pierre Bayle a afirmar que la religión y la moralidad no tenían nada que ver.

Entre las distintas repercusiones y efectos, el más significativo fue, sin duda, la forma en que la nueva ciencia dividió a la sociedad en personas cultas, que se entregaron a ella con entusiasmo, e incultas, cuyas ideas sobre el mundo material y espiritual permanecieron enraizadas en el pasado medieval, lo que no dejaba de ser una ironía.

En la Edad Media, sabios y campesinos estaban unidos por la creencia en la total separación de la Tierra imperfecta y el Cielo perfecto.

A finales del siglo XVII, se escindieron en dos grupos antagónicos, y la causa fue, simplemente, la nueva concepción científica de que el Cielo y la Tierra eran una misma cosa con todas sus imperfecciones, contempladas, éstas, desde su particular punto de vista.

cuadro sintesis revolucion cientifica

Fuente Consultada:
La Historia de la Humanidad de Hendrik Willem van Loon.
Revista Enciclopedia El Árbol de la Sabiduría Fasc. N°55 La Revolución Científica.

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PARA SABER MAS…

 ALGUNOS AVANCES: 1543-1727: A finales del siglo XV y durante el XVI se produce una auténtica revolución en la ciencia y la filosofía. Nicolás Copérnico (1473-1543) rechaza la visión tradicional del Universo. Tycho Brahe (1546-1601) y Johannes Kepler (1571-1630) continúan su trabajo. Kepler aplica las observaciones de Brahe a la formulación de sus tres leyes del movimiento planetario.

Galileo Galilei (1564-1642) lleva más lejos todavía las teorías de Copérnico en Diálogo sobre los dos sistemas del mundo (1632). Sus trabajos principales están relacionados con el estudio del movimiento y la inercia.

Isaac Newton (1642-1727) publica sus leyes sobre la gravitación universal y ensayos sobre óptica. Asimismo desarrolla un cálculo diferencial e integral al que llega también Gottfried Leibniz(1646-1716). Jean Napier (1550-1617) inventa los logaritmos (1614). Rene Descartes (1596-1650) define la geometría analítica y Blaise Pascal formula una teoría de la probabilidad y una ley de la presión sobre fluidos, e inventa una máquina sumadora (1642) y una prensa hidráulica.

Miguel Servet (h.1511-1553) descubre la circulación pulmonar y su papel en la circulación de la sangre. Willian Harvey( 1578-1657) describe la circulación de la sangre y la función del corazón (De motu coráis, 1628).

La invención del microscopio permite a Antón von Leeuwenhoek (1632-1723) estudiar los microorganismos. Christian Huygens (1629-95) formula una teoría ondulatoria de la luz, describe los anillos de Saturno e inventa el reloj de péndulo. Robert Boyle (1627-91) establece las propiedades físicas de los gases. William Gilbert (1540-1603) estudia el magnetismo (De magnete).

Robert Hooke (1635-1703) establece una ley de la elasticidad de los cuerpos. Francis Bacon(1561-1626)y Rene Descartes proveen de bases filosóficas a las nuevas ciencias.

El Novum organum de Bacon se publica en 1620 y en 1637 el Discurso del método de Descartes. Otros filósofos importantes son Leibniz, Spinoza, Hobbes y John Locke, que aplica los nuevos adelantos a la psicología humana.

Hugo Grocio (1583-1645) aboga por un sistema de derecho internacional (De jure belli acpacis, 1625). Se funda en Toscana la primera academia científica (1657), a la que pronto siguen otras similares en Inglaterra (1662), Francia (1666) y Berlín (1670).

Astronomos del Renacimiento Y Sus Descubrimientos

Astrónomos del Renacimiento

biografia de grandes astronomos antiguos

Biografía
Copérnico
Biografía
Johanes Kepler
Biografía
Tycho Brahe
Biografía
Galileo Galilei

Los mayores logros en la Revolución Científica de los siglos XVI y XVII tuvieron lugar en los campos más dominados por las ideas de los griegos: la astronomía, la mecánica y la medicina. Las concepciones cosmológicas, a finales de la Edad Media, se habían formado sobre una síntesis de las ideas de Aristóteles, Claudio Ptolomeo (el mas grande astrónomo de la antigüedad, quien vivió en el siglo II de C.) y la teología cristiana.

En la concepción ptolomeica o geocéntrica resultante, el universo se veía como una serie de esferas concéntricas con una Tierra fija o inmóvil en su centro. Compuesta de las sustancias materiales de tierra, aire, fuego y agua, la Tierra era imperfecta y se hallaba en cambio constante. Las esferas que la rodeaban estaban hechas de una sustancia cristalina y transparente, y se movían en órbitas circulares alrededor de ella.

El movimiento circular, de acuerdo con Aristóteles, era la clase de movimiento más «perfecta» y, por ende, apropiada para los «perfectos» cuerpos celestes que  creía estaban compuestos de una «quinta esencia» inmaterial e incorruptible. Estos cuerpos celestes, orbes puros de luz estaban incrustados en las esferas móviles y concéntricas, y en 1500 eran diez. Partiendo de la Tierra, las ocho esferas contenían la Luna, Mercurio, Venus, el Sol, Marte, Júpiter, Saturno y las estrellas fijas.

La novena esfera impartía su movimiento a la octava esfera de las estrellas fijas, mientras que a la décima esfera se le describía frecuentemente como  impulsora primaria, que se movía a sí misma e impartía movimiento a las otras esferas. Más allá de la décima esfera estaba el Empíreo o Cielo: el lugar de Dios y de todas las almas salvadas. Así, este universo ptolomeico cristianizado era finito.

Tenía un fin fijo en armonía con el pensamiento y las expectativas cristianos. Dios y las almas salvas estaban en un extremo del universo, mientras que los humanos estaban en el centro; a éstos se les había dado poder sobre la Tierra, pero su propósito real era alcanzar la salvación.

Sin embargo, esta visión no satisfacía a los astrónomos profesionales, que querían determinar las trayectorias precisas de los cuerpos celestes a través del cielo. Al encontrar que sus observaciones no siempre correspondían al esquema aceptado, los astrónomos trataban de «cubrir las apariencias» elaborando un detallado sistema de dispositivos.

Proponían, por ejemplo, que los cuerpos planetarios viajaban en epiciclos, esferas concéntricas dentro de esferas, que permitían a las trayectorias de los planetas corresponder más precisamente a las observaciones, a la vez que se adherían a las ideas de Aristóteles del movimiento circular planetario.

CopernicoCopérnico
Nicolás Copérnico (1473-1543) había estudiado tanto matemáticas como astronomía primero en Cracovia, en su nativa Polonia, y después en las universidades italianas de Bolonia y Padua. Antes de salir de Italia, en 1506, había tenido conocimiento de antiguos puntos de vista que contradecían la visión ptolomeica geocéntrica del universo. Entre 1506 y 1530 terminó el manuscrito de su famosa obra Sobre las revoluciones de las órbitas celestes, pero su propia timidez y temor al ridículo ante sus colegas astrónomos lo contuvieron de publicarla hasta mayo de 1543, poco antes de su muerte. (seguir leyendo…)

Tycho Brahe  Tycho (o Tyge)Tycho Brahe Brahe nació el 14 de diciembre de 1546 en Knudstrup, Escania; hoy Suecia pero entonces perteneciente a Dinamarca. Hijo del gobernador del castillo de Helsingborg, fue apadrinado por su tío Joergen.  El tío Joergen era un gran terrateniente y vicealmirante que había pedido a su hermano que cuando tuviera un hijo quería apadrinarlo y adoptarlo hasta el punto de considerarlo como hijo suyo. El gobernador le prometió a su hermano que así sería pero un incidente vino a postergar la promesa. (seguir leyendo…)

Johannes Kepler: El teólogo, profesor de matemáticas. Los estudios de Kepler, que siempJohannes Keplerre realizó con becas gracias a su precoz inteligencia, se encaminaban a la teología. También amaba las matemáticas, según él mismo nos dice y en la Universidad de Tubinga, su profesor Michael Maestlin, le ayudó a descubrir lo que sería el objetivo de su vida. Maestlin era un competente astrónomo. En las clases no podía enseñar el sistema copernicano, considerado en la Facultad de Teología contrario a las Escrituras, pero en privado iniciaba a unos pocos alumnos escogidos en la cosmología de Copérnico. El joven Kepler se entusiasmó desde el primer momento y, más osado, proclamaba públicamente su copernicanismo. (seguir leyendo…)

Galileo GalGalileo Galileiilei: Profesor de matemáticas, pero también de mecánica, astronomía y arquitectura militar, Galileo atrajo a numerosos estudiantes, especialmente a los cursos de astrología que dictaba. Aprovechando el descubrimiento que probablemente había hecho un desconocido óptico holandés de Middelburg, de nombre Hans Lippershey, Galileo construyó el primer telescopio. En Venecia, desde lo alto del campanil de San Marcos, el científico se volcó a sus primeras observaciones de los cuerpos celestes, comenzando por la Luna. El 7 de enero de 1610 remitió el resultado de sus largas vigilias nocturnas al gran duque de Toscana, Ferdinando de Medicis.  (seguir leyendo…)

Conceptos Basicos de Astronomia Para Principiantes

Conceptos Basicos de Astronomia Para Principiantes

Estructura

astronomia, planetas del sistema solarEl Sol, y el Sistema Solar con el, se encuentra en la galaxia llamada Vía Láctea. Se trata de una galaxia espiral catalogada como SII consistente en una agrupación de estrellas y gas y polvo interestelar con una mása de cien mil millones de veces la del Sol.

Una gran parte de esta materia (en torno al 90%) solo puede detectarse a través de los efectos gravitacionales que produce, no por la luz que emite; se trata por tanto de «materia oscura» que puede estar constituida por enanas blancas que ya se han enfriado (enanas negras), planetas gigantes (del tipo de Júpiter) que no tienen la mása suficiente como para brillar con luz propia, micro-agujeros negros (como los que postula Hawking que pudieron formarse en las primeras fases del Big Bang) o en forma de otros tipos de materia a la que no estamos acostumbrados en nuestro Sistema Solar (estrellas Q, …).

La estructura de la Galaxia consta de dos partes bien diferenciadas: el disco y el halo. Ambas presentan diferente simetría y composición estelar.

El halo galáctico esta formado por estrellas viejas, con unos 10 mil millones de años, llamadas «de la población II» agrupadas en cúmulos globulares. Se trata de estrellas con una baja proporción de elementos pesados, entendiendo por elementos pesados (o metales) todos aquellos que sean más masivos que el Helio (peso atómico superior a 4).

La composición química de estas estrellas es prácticamente la misma que la que tenia el Universo primordial después del Big Bang (80% de Hidrogeno y 20% de Helio).

El material del que estan formadas no ha sido procesado anteriormente por otras estrellas y por eso mantienen la proporción de elementos químicos primordial.

La distribución de cúmulos globulares presenta simetría esférica respecto al centro de la Galaxia, con una mayor densidad en la zona central (en la dirección de Sagitario).

Estos cúmulos tienen órbitas muy elípticas cuyo periodo es de varios cientos de millones de años.

La simetría esférica es un indicativo de que el halo se formo antes de que la materia que los constituye participara del proceso de «achatamiento» que origino más tarde el disco galáctico.

La edad de estos cúmulos se puede obtener trazando el diagrama H-R de sus estrellas; en el vemos como las únicas estrellas que permanecen en la Secuencia Principal se corresponden con las menos masivas, que son las que más tiempo necesitan para abandonarla.

Por su parte, el disco galáctico se halla distribuido en un plano más o menos definido en el que se pueden distinguir dos partes: El bulbo central o núcleo y los brazos espirales.

El diámetro del disco se estima actualmente en unos 25 Kpc (Kiloparsec)  con una anchura de 1 Kpc. Las estrellas muy jóvenes y las regiones de polvo interestelar se sitúan en la parte central de este disco en una zona de anchura no superior a 100 pc.

En el se encuentran las estrellas de la población I así como gas y polvo interestelar. Las estrellas de la población I son más jóvenes que las de la población II.

Su contenido en elementos pesados es no despreciable, debido a que se han formado a partir de materia que ha sido reciclada por estrellas anteriores que ya evolucionaron, y que en los últimos estadios de su vida, liberaron los resultados de la nucleosíntesis al espacio interestelar.

En el núcleo, el disco galáctico se hace más abultado y puede considerarse una región más o menos esférica con un diámetro de unos 5 Kpc. Las estrellas que pueblan esta región son también de la población II, aunque la gran concentración de materia allí existente, no les ha permitido evolucionar de la misma manera que a las del halo.

La zona más externa del disco galáctico esta dominada por la presencia de los brazos espirales. Se trata de regiones en las que se agrupa la materia: estrellas, gas y polvo interestelar.

En los brazos espirales es donde se encuentran los núcleos más activos de formación de estrellas.

Perturbaciones de diferentes tipos hacen colapsar inmensas nubes de gas y polvo que, después de fragmentarse en otras más pequeñas, dan lugar al nacimiento de estrellas en grupos o cúmulos (estos cúmulos se conocen con el nombre de cúmulos abiertos o galácticos). El más famoso de estos cúmulos abiertos son las Pleiades en Tauro.

A la Galaxia se le conocen cuatro brazos espirales: el de Sagitario-Carina (el brazo Mayor), el de Escudo-Cruz (brazo Intermedio), el de Norma (brazo Interno) y el de Perseo (brazo Externo).

El Sol se encuentra en una región intermedia entre el brazo de Sagitario Carina y el de Perseo, a unos 10 Kpc de distancia del centro galáctico, cerca por tanto, del borde de la Galaxia. La extinción que provoca la materia interestelar es la causante de que no veamos una luminosidad mayor en la dirección del centro (podemos decir que, en el visible, nuestro campo de visión hacia el centro es similar al que tenemos hacia el exterior), no obstante, la distribución espacial de los cúmulos globulares y, sobre todo, las observaciones radioastronómicas en la linea de 21 cm y las infrarrojas, nos indican claramente la posición del centro de la Vía Láctea.

El núcleo galáctico

Mención aparte merece el estudio del centro galáctico debido a los violentos sucesos que se supone que ocurren allí. La absorción interestelar lo hace inobservable en el visible (produce una disminución del brillo en unas 30 magnitudes) pero la luz emitida en el infrarrojo y en el dominio radio nos llega hasta aquí, permitiéndonos su estudio.

A partir de estas observaciones encontramos que en una región de 1 pc de diámetro se encuentra concentrada una cantidad de mása equivalente a entre uno y cuatro millones de veces la del Sol, en forma de un cúmulo estelar superconcentrado o de un agujero negro súper masivo. Sea cual sea el objeto allí existente, lo que parece claro es la existencia de un viento de gas y polvo hacia afuera a una velocidad de 750 km/seg.

Este viento ha formado una región con forma de anillo que rodea el centro galáctico, con un diámetro interno de 3.4 pc. Este anillo esta rotando a una velocidad de unos 90 km/seg. Además, se ha detectado una fuente compacta (menos de 20 U.A. de diámetro) de ondas de radio, a un segundo de arco del objeto en el que se supone que se sitúa el centro de la Galaxia. El problema que presenta la explicación del núcleo galáctico mediante la hipótesis del agujero negro, es que con uno de cien masas solares seria suficiente para producir la emisión de radiación gamma observada.

Por otro lado, todavía no esta claro si nuestra galaxia tiene una barra de materia cruzando el núcleo o no, es decir, si se trata de una espiral barrada o de una espiral normal. Para nosotros, situados en su interior, nos resulta mucho más fácil determinar la estructura global de otras galaxias situadas a millones de años-luz, que la de la galaxia en la que nos encontramos. Podemos determinar la estructura fina, los detalles más concretos, pero no verla en su totalidad.

EL UNIVERSO A GRAN ESCALA

Clasificación de Hubble de las galaxias

La clasificación de galaxias más aceptada en la actualidad proviene de la efectuada en 1925 por Edwin Hubble, el padre de la Cosmología moderna. Esta clasificación distingue cuatro tipos principales de galaxias: Las elípticas, caracterizadas por su forma esférica o elipsoidal, apariencia uniforme y luminosidad regularmente distribuida.

El polo opuesto serian las galaxias espirales, que presentan dos componentes, una parte central (el bulbo, similar a primera vista a las galaxias elípticas) y un disco plano sobre el que se puede observar una estructura espiral. Las galaxias espirales pueden ser divididas en dos grupos, espirales ordinarias y espirales barradas, dependiendo de si tienen una barra de materia atravesando el centro o no.

Las galaxias lenticulares (o SO) también tienen un bulbo central y un disco, pero este no presenta estructura espiral. Finalmente, como su propio nombre indica, las galaxias irregulares no presentan una estructura bien definida; no presentan un bulbo y tienen una presencia caótica.

Cada una de estas clases se divide en grupos. Las galaxias elípticas se clasifican de 0 a 7 de acuerdo con su elipticidad (E0 para las esféricas, E7 para las más achatadas). Las espirales varían desde la Sa hasta la Sd (se incluyen también las del tipo Sm) atendiendo a la disminución del tamaño relativo entre el bulbo y el disco y a la separación de los brazos espirales. La misma división se aplica a las espirales barradas SB.

Esta clasificación cubre diferencias físicas además de las puramente morfológicas. Las galaxias elípticas son más rojas que las espirales, esto es interpreta como una diferencia en sus constituyentes estelares. Además, en las galaxias elípticas la emisión de luz esta dominada por la que proviene de estrellas, del tipo de las gigantes rojas.

La población estelar de estas galaxias parece similar a las de los cúmulos globulares, a las estrellas de la población II. En contraste, en las galaxias espirales todavía existe una cierta actividad en la formación de estrellas; pueden encontrarse estrellas jóvenes con una emisión dominante en el azul. Las galaxias lenticulares tienen población estelar similar a las elípticas.

Mientras que para las galaxias elípticas y lenticulares se aprecia más o menos, la misma población estelar, cualquiera que sea su tipo, para las espirales, la población relativa de estrellas jóvenes aumenta de los tipos Sa a Sm y para las irregulares es todavía mayor.

En lo que respecta al contenido de materia interestelar (gas y polvo), se aplican las mismás consideraciones; las galaxias elípticas no contienen prácticamente nada de esta material mientras que en las espirales e irregulares se detectan grandes cantidades (en las irregulares, la fracción de gas neutro alcanza entre el 10 y el 20% del total de la materia de la galaxia).

Las S0 son un tipo intermedio entre las elípticas y las espirales; dos terceras partes no contienen nada de gas, y el resto tienen tanto como las espirales. De esta forma, la clasificación morfológica se corresponde bastante bien con las diferencias físicas entre las galaxias. No obstante hay que tener presente que esta clasificación no responde a todos los fenómenos observados, ya que se encuentran galaxias de los mismos tipos que presentan fenómenos físicos bien diferenciados.

Grupos de galaxias

Las galaxias no se encuentran uniformemente distribuidas a lo largo del espacio sino que aparecen en grupos. El ejemplo más cercano lo constituyen las Nubes de Magallanes, dos galaxias irregulares, difusas satélites de la Vía Láctea. La interacción gravitacional entre la Vía Láctea y sus dos satélites da lugar a la Corriente de Magallanes, una corriente de Hidrogeno neutro arrancado de las Nubes de Magallanes por las fuerzas de marea ejercidas por nuestra propia Galaxia, que forma un puente de materia que une la Galaxia a sus satélites.

Las galaxias gigantes a menudo están acompañadas por un numero más o menos numeroso de pequeños satélites gravitando en torno a ellas. Así, la galaxia de Andrómeda M31, tiene por satélites a M32, NGC 147 y NGC 205, tres bonitas galaxias elípticas rotando en torno a ella con un periodo de unos 500 millones de años. M31 es una espiral gigante con una masa de una vez y media la de la Galaxia.

A una escala un poco mayor advertimos la presencia de varias galaxias en un radio de 1.3 Mpc y una ausencia total de las mismas en una distancia de entre 1.4 y 2.4 Mpc. Esto induce a pensar en la existencia de un grupo de galaxias, el llamado Grupo Local, compuesto por dos espirales gigantes (la Galaxia y M31), dos espirales medias (la galaxia del Triángulo M33 y la Gran Nube de Magallanes), una galaxia elíptica con núcleo (M32), media docena de galaxias irregulares pequeñas, una docena de galaxias elípticas enanas y unos cuantos objetos muy débiles con apariencia de cúmulo globular. Según van mejorándose las técnicas astronómicas, se añaden nuevos objetos a este Grupo Local.

Por otro lado, es muy posible que la lista este bastante incompleta ya que las galaxias elípticas enanas, por ejemplo, no son observables a una distancia mayor que la que nos separa de la M31, lo que significa que podrían existir unas cien galaxias de este tipo que todavía no se han detectado.

El Grupo Local no presenta una condensación central de materia, más bien esta se concentra en dos núcleos principales: en torno a la Vía Láctea y en torno a M31. La ligazón gravitatoria del Grupo Local no esta todavía muy clara, aunque parece claro que las galaxias se agrupan en este tipo de «pequeñas estructuras».

Actualmente se han catalogado más de 50 grupos en un radio de 16 Mpc, cada uno con varias decenas de miembros. Se trataría de las estructuras básicas de las que constituyen el Universo a media y gran escala. La definición que se adopta para Grupo de Galaxias es la de una asociación de galaxias, de las que una docena son más brillantes de magnitud absoluta -16 en un volumen de alrededor de un Mpc cubico (esto equivale a una densidad de galaxias diez veces superior a la media fuera de los grupos).

La pregunta que nos hacemos a continuación es si todas las galaxias pertenecen a un grupo o a una estructura mayor del Universo. Observacionalmente se encuentra que entre el 10 y el 20% de las galaxias no pertenecen a ningún grupo. A estas galaxias se las conoce como galaxias de campo.

La determinación de la mása de un grupo de galaxias se realiza por dos procedimientos diferentes: por un lado se estudian los efectos gravitacionales (obteniéndose la mása dinámica) y por otro se analiza la luz que nos llega de las galaxias (dando lugar a la mása luminosa). Comparando ambos resultados se comprueba que la mása dinámica es entre cuatro y diez veces superior a la luminosa. Esto significa que una gran parte de la materia que compone los grupos de galaxias «no brilla», es decir, no emite luz suficiente para ser observada desde la Tierra o bien esta en una forma de materia que no emite luz. A esta mása se le suele llamar «materia oscura».

Cúmulos y supercumulos de galaxias

Parece existir una tendencia natural de la materia a juntarse en unidades cada vez más grandes. Los quarks (uno de los constituyentes básicos de la materia) se agrupan para formar bariones, los cuales a su vez forman los átomos junto con los electrones. Los átomos se juntan en estrellas y estas son los constituyentes básicos de las galaxias, quienes, como hemos visto, se juntan en grupos de unas decenas para formar los Grupos de galaxias. Los grupos de galaxias constituyen los cúmulos de galaxias los cuales a su vez se agrupan en supercúmulos de galaxias, las estructuras más grandes del Universo conocido.

A la vista de las observaciones astronómicas no parece una labor fácil decidir una definición clara de lo que se entiende por cumulo de galaxias. Para intentar clarificar este termino, se ha recurrido a una herramienta utilizada en Estadística: las funciones de correlación. Se parte de la idea de que si las galaxias se encuentran en un cumulo, la distancia media que las separa es bastante menor que si estuvieran distribuidas uniformemente. El calculo de las funciones de correlación es bastante complicado.

En primer lugar se necesita disponer de un catalogo de galaxias que nos de su posición aparente. Este catalogo fue elaborado en el observatorio de Lick y representa un total de un millón de galaxias (hasta magnitud 18.7). La esfera celeste se divide en cuadraditos de 1 grado cuadrado sobre los que se cuentan las galaxias que estan dentro de cada uno, comparándose este numero con la densidad media.

Este análisis muestra la existencia de un fondo uniforme de unas 50 galaxias por grado cuadrado, sobre el que se superponen un gran numero de cúmulos con densidades que rondan las cien galaxias por grado cuadrado. Esta tendencia a la agrupación de las galaxias disminuye drásticamente para escalas de distancias mayores de 20 Mpc, correspondiéndose con las dimensiones de los mayores cúmulos observados.

No obstante, las funciones de correlación no nos dicen nada acerca de cual es el nivel de concentración de galaxias necesario para que tengamos un cumulo. La definición es bastante más arbitraria. Normalmente se llama cumulo de galaxias a aquellas agrupaciones que, en un volumen como el del Grupo Local (una esfera de unos pocos Mpc) contienen un numero de galaxias comprendido entre varios cientos y varias decenas de miles. La densidad de galaxias en los centros de los cúmulos muy ricos, puede llegar a ser de miles a millones de veces superior a la densidad media del Universo.

Los dos cúmulos de galaxias más cercanos a la Vía Láctea son el cumulo de Virgo, a una distancia de 20 Mpc en la dirección del Polo Norte Galáctico y el Cumulo de Coma, en la constelación de la Cabellera de Berenice a 100 Mpc de nosotros.

Del estudio del catalogo de galaxias de George Abell, realizado con la cámara Schmidt de Monte Palomar y que comprende galaxias hasta magnitud 21, se ha podido detectar la existencia de dos tipos principales de cúmulos de galaxias: los cúmulos regulares, muy concentrados y los irregulares, con una concentración y un numero de miembros menor y por lo tanto con una mayor dispersión.

Los cúmulos regulares de galaxias tienen simetría esférica y una gran concentración de galaxias en su parte central (a menudo, el centro del cumulo lo ocupa una galaxia elíptica supergigante). Las velocidades de rotación de las galaxias del núcleo son del orden de 1000 Km/seg. La mayoría de las galaxias en estos cúmulos son elípticas o lenticulares, con muy poca materia interestelar, El diámetro de estos cúmulos oscila entre 1 y 10 Mpc, sus másas son del orden de 10l5 Mo, equivalente a diez mil galaxias como la Vía Láctea. El cercano Cumulo de Coma es el prototipo de cumulo galáctico regular.

Los cúmulos irregulares no muestran simetría ni una concentración en la distribución de las galaxias que lo forman. Las velocidades orbitales de la galaxias son muy pequeñas, sus tamaños varían entre 1 y 10 Mpc y el rango de másas entre 10(12) y 10(14) Mo. Un exponente claro de cumulo irregular es el Cumulo de Virgo. También pueden considerarse dentro de esta categoría al Grupo Local y a todos los grupos de galaxias distribuidos en nuestras inmediaciones.

El problema de la materia oscura que vimos en el punto anterior persiste cuando hablamos de cúmulos de galaxias, es decir, la mása dinámica del cumulo no coincide con la mása luminosa, siendo esta ultima inferior.

Los ricos cúmulos de galaxias de 10 Mpc de diámetro no son las estructuras más grandes del Universo. De hecho, su distribución consiste en un fondo más o menos uniforme de cúmulos separados 55 Mpc de promedio, sobre los que se superponen cúmulos de cúmulos, los llamados Supercúmulos de galaxias.

Por ejemplo, nuestro Grupo Local, junto con algunas docenas más de grupos cercanos de galaxias, es un miembro de un sistema mucho mayor de 15 Mpc de radio, centrado en el cumulo de Virgo, conocido como Supercúmulo Local. Por otro lado, este supercúmulo es relativamente pobre; contiene únicamente un cúmulo rico (en su centro) y varios grupos de galaxias.

En la actualidad se han encontrado más de 50 supercúmulos, cada uno con un promedio de unos doce cúmulos ricos y varias decenas de cúmulos más pequeños. El diámetro de estas estructuras es del orden de 100 Mpc.

Se cree que la jerarquía de las estructuras del Universo se detiene en los supercúmulos de galaxias. De hecho, se obtiene que a escalas mayores de 1000 Mpc, la variación en la densidad de galaxias se reduce a la mitad de la densidad media del Universo, lo que significa que, a escala muy grande, el Universo es homogéneo e isótropo.

En la actualidad se cree que la distribución de cúmulos y supercúmulos de galaxias en el Universo no es homogénea. Se ha observado que esta distribución tiene lugar en grandes «burbujas» de espacio de forma que la materia se encuentra en las paredes de estas estructuras, quedando la parte central constituida por un vacío (de materia) casi absoluto. En los puntos de contacto entre las burbujas se localizarían las grandes distribuciones de materia antes mencionadas, la más cercana de las cuales se conoce como «la Gran Muralla».

Sea como sea nuestro Universo, parece factible hoy en día, que en un plazo de tiempo razonablemente corto (en escala humana) podremos contar con una visión bastante aproximada de como es la distribución global de materia en la parte del Universo en la que nos encontramos.

EL BIG BANG

Las observaciones nos indican que el Universo se esta expandiendo, es decir, las galaxias se estan separando unas de otras. Echando la vista hacia atrás, esta expansión significa que antes, el Universo era más pequeño, las galaxias estaban más juntas.

La expansión del Universo no hay que entenderla como la clásica imagen de una artefacto que ha explotado y sus piezas se separan unas de otras en el espacio exterior, ajeno a la propia explosión, más bien se trata de una expansión del propio espacio-tiempo, que arrastra a los objetos materiales en el inmersos. En este sentido, el punto en donde se produjo la Gran Explosión (Big Bang) no es ninguno en concreto, sino más bien es todo el Universo (aquí, en Logroño, en Canopo y en cualquier lugar del Universo).

Daremos aquí un pequeño repaso a lo que se conoce como Modelo Estandar del Big Bang. Para ello comenzaremos una centésima de segundo después del comienzo de la expansión, hace entre 13 y 20 mil millones de años. Lo anterior a esa primera centésima de segundo inicial y hasta 10-47 segundos después del Big Bang pertenece al dominio de la Mecánica Cuántica (alguna de cuyas predicciones ya han sido confirmadas observacionalmente mediante el satélite COBE) y de ahí hasta el cero, corresponde al dominio de las teorías de Gran Unificación (que pretenden configurar una teoría capaz de explicar la Gravitación y las otras tres fuerzas conocidas, Electromagnetismo, interacción Débil y fuerza Fuerte, como distintas facetas de esa única «Superfuerza»).

En t = 0.01 seg. el Universo tenia una temperatura de unos cien mil millones de grados K, con una densidad de cuatro mil millones de veces la del agua. En estas condiciones, la materia y la radiación se encuentran acopladas y ni siquiera los neutrinos eran capaces de escapar a esta interacción.

Un tercio de segundo después, los neutrinos dejaron de interactuar apreciablemente con la materia y se desacoplaron. A partir de ese momento evolucionaron de forma independiente. Esos neutrinos llenan todo el Universo desde entonces, constituyendo un baño de partículas que no ha podido ser detectado.

En t = 1.1 seg. comenzó la aniquilación de pares e+ e-: la destrucción de materia y antimateria para dar luz. Un pequeñísimo exceso de la materia sobre la antimateria fue el que permitió más tarde que se formaran las galaxias y con ellas las estrellas y los planetas.

A los 3 minutos y 46 segundos comienza la nucleosíntesis primordial: la formación de núcleos de Deuterio, Helio y una pequeñísima proporción de Litio.

En t = 4 min. ya se había producido todo el Helio observado actualmente en el Universo, quedando una composición de un 75% de Hidrogeno y un 25% de Helio aproximadamente.

El hecho de que la explicación vaya tan despacio en esta primera fase se debe a que en esa época, el tiempo necesario para que un evento tuviera carácter cosmológico, es decir, para que afectara a una parte significativa del Universo, era muy pequeño debido a su reducido tamaño.

En la actualidad, para que un evento tenga carácter cosmológico, hay que esperar un tiempo igual a 10 veces la vida del Universo. Esto se resume diciendo que el Tiempo Característico del Universo primigenio era mucho menor que ahora (Tiempo Característico = Tiempo necesario para que una región dada del Universo doble su tamaño por la expansión cosmológica). De esta forma, en Cosmología, el tiempo se mide con potencias de 10 (tanto positivas como negativas).

Al cabo de media hora, se habían aniquilado todos los pares electrón-positrón apareciendo el estado de vacío que encontramos hoy. De esta aniquilación se salvaron uno de cada mil millones de electrones, suficiente para neutralizar la carga eléctrica positiva de los protones y constituir un Universo globalmente neutro en carga eléctrica.

En este momento había mil millones de fotones por cada nucleón. A esta época se le llama «época de la radiación» ya que la alta energía de la misma impedía la formación de los átomos. La temperatura había descendido a unos 300 millones de grados K y la densidad era del 10% de la del agua.

Para que se formaran átomos había que esperar a que la temperatura descendiera por debajo de los 4000 K. Entre t = 300000 años y un millón de años, prácticamente toda la materia paso a formar parte de átomos, produciéndose el desacoplamiento materia radiación. Antes de que esto ocurriera, el Universo se parecía a la superficie del Sol:

Caliente, opaco y lleno de luz amarillenta. Después se hizo transparente, al tiempo que la mayor parte de la energía pasaba a formar parte de la materia. Terminaba así la era de la radiación y comenzaba la «era de la materia» en la que nos encontramos actualmente.

La radiación del Universo dejo de interactuar apreciablemente con la materia neutra, desacoplándose ambos y evolucionando a partir de entonces de manera independiente (como había ocurrido anteriormente con los neutrinos). La radiación lleno todo el Universo mientras que la materia tendía a configurar grandes agrupaciones.

La radiación que se desacoplo en aquella época es la que descubrieron Pencias y Wilson en 1965 como un fondo cósmico de microondas. Este baño de radiación es altamente isótropo, es decir, presenta las mismás características en todas las direcciones en las que se observe. Su espectro corresponde al de un cuerpo negro a 2.7 K, siendo esta la temperatura actual del Universo.

Al final de la era de la radiación, la densidad era de unos 10 millones de átomos por cada litro de Universo, mientras que en la actualidad se encuentra, en promedio en 1 átomo por cada 1000 litros.

En la época dominada por la radiación debieron crearse las irregularidades que más tarde darían lugar a la formación de las estructuras a gran escala del Universo, en las que se hallan incluidas las galaxias y en ellas las estrellas. Este proceso no esta bien comprendido en la actualidad, existiendo dudas de que se formo antes, si las grandes estructuras y a partir de ellas las pequeñas, o al revés.

Actualmente, entre 13 y 20 mil millones de años después, se han formado unos cien mil millones de galaxias, cada una de ellas con un promedio de unos cien mil millones de estrellas, lo que hace un total de diez mil millones de billones de soles, repartidos a lo largo y ancho de un Universo observable de entre 10 y 20 mil millones de años luz de radio.