El Mayor Científico de la Historia

Biografia de Rawson Guillermo Medico Sanitarista y Su Obra

Biografía de Rawson Guillermo Medico Sanitarista Argentino

El higienista Guillermo Rawson. — Después de una brillante actuación pública como Senador Nacional y Ministro del Interior del presidente Mitre, Guillermo Rawson (1821-1890) se incorporó a la Facultad de Medicina como titular de la cátedra de Higiene, que acababa de crearse.

Su visión lo llevó a vincular las cuestiones de la higiene pública con las cuestiones sociales -—pauperismo, salarios, urbanismo, régimen de trabajo, organización social, etc.—, colocando el centro de gravedad de la materia en las condiciones sociales de la colectividad.

Guillermo Rawson medico argentino

Representante de nuestro país en el Congreso Médico Internacional, reunido en Filadelfia en 1876, presentó una Estadística vital de Buenos Aires, que fue el primer trabajo que sobre el tema se efectuó en nuestro país.

La habitación insalubre y superpoblada —sostuvo— repercute en el aspecto físico de la población, aumentando las enfermedades transmisibles y elevando la mortalidad.

Para neutralizar esta deficiencia señaló la necesidad, en el caso concreto de Buenos Aires, de fijar un plan de saneamiento de la ciudad, convirtiendo en parques algunas de sus plazas y transformando en avenidas algunas de sus calles y aplicando normas higiénicas para luchar contra las enfermedades epidémicas, disminuir la mortalidad infantil y atacar a los flagelos sociales, en especial la tuberculosis.

De ahí que los esfuerzos posteriores tendientes a reformar la habitación y la ciudad, en un sentido higiénico, tuvieran en Rawson un precursor.

En Estudio de las casas de inquilinato de Buenos Aires relacionó los problemas higiénicos con las cuestiones sociales y económicas.

Destacó la degradación física y moral a que, por las condiciones de su albergue, está sometida la masa de los seres que “viven para sufrir y que no alcanzan más descanso que el de la muerte”.

De ahí que sostuviera que la co rrección de esa deficiencia constituía para la sociedad un interés primordial y un deber imperioso. “Es necesario —expresaba— proveer a la construcción eficiente de habitaciones para ese fin; es preciso estimular el capital privado; el espíritu de asociación, el sentimiento de filantropía, y sobre todo aclarar ante la conciencia del pueblo este hecho poco meditado: que no son solamente los desgraciados habitantes de los conventillos los que pagan la pena de tan desgraciada condición, con la salud y con su vida, sino que esos centros impuros se convierten en focos para difundir por todas partes las emanaciones mórbidas que allí se cultivan y que alcanzan aún a las regiones más elevadas de la población; que las epidemias de toda naturaleza tienen su origen fecundo en esas casas insanas y que de allí se extienden en seguida para hacer los centenares y millares de víctimas que tantas veces hemos contemplado”.

Sus Observaciones sobre higiene internacional, trabajo de Rawson que fue motivo de elogiosos comentarios en los círculos científicos europeos, contiene la afirmación novedosa en su época de que la mejor medida para evitar las epidemias consiste en cuidar las condiciones higiénicas de toda ciudad y reducir su mortalidad al mínimo.

Mitre Bartolome

Como ministro del Interior del presidente Mitre desarrolla una labor amplia y fecunda, la más destacada de su vida política. Su nombre figura como serio candidato a la Presidencia de la República. Desvanecidas en el gabinete y los cambios políticos ocurridos a raíz de la muerte del vicepresidente en ejercicio, Dr. Marcos Paz, lo llevaron a renunciar al ministerio.

Como ministro del Interior del presidente Mitre desarrolla una labor amplia y fecunda, la más destacada de su vida política. Su nombre figura como serio candidato a la Presidencia de la República. Desvanecidas en el gabinete y los cambios políticos ocurridos a raíz de la muerte del vicepresidente en ejercicio, Dr. Marcos Paz, lo llevaron a renunciar al ministerio.

Sus Observaciones sobre higiene internacional, trabajo de Rawson que fue motivo de elogiosos comentarios en los círculos científicos europeos, contiene la afirmación novedosa en su época de que la mejor medida para evitar las epidemias consiste en cuidar las condiciones higiénicas de toda ciudad y reducir su mortalidad al mínimo.

“La fiebre amarilla, el cólera y cualquiera otra de las antiguas o modernas enfermedades infecciosas que se presente a la puerta de una ciudad tan sana como lo determina la medida de su reducida mortalidad, puede producir un accidente por la comunicación imprudente del sujeto enfermo o por los otros medios de transmisión reconocidos ; pero, dadas las condiciones propicias del medio ambiente, la enfermedad quedará limitada al escaso número de personas que fueron directamente afectadas por el introductor, y de ninguna manera se convertirá en una epidemia grande o pequeña”.

Pero las previsiones de Rawson fueron más allá: auspició que por medio de convenciones internacionales se acordara que, al producirse una epidemia en un país, todas las naciones civilizadas prestasen su ayuda científica y financiera para ir al fondo del mal y remover las causas originarias de la epidemia y suprimirlas.

La labor científica de Guillermo Rawson repercutió en la ciencia médica de nuestro país, que en el presente siglo se ha orientado preferentemente hacia la medicina preventiva y la medicina social.

“Yo pienso —manifestó Rawson a los estudiantes al dejar la cátedra de la Facultad de Medicina— que las cuestiones de la higiene son las que han de resolver la prosperidad de nuestro país, no sólo en lo físico, sino en lo moral y en lo psicológico. Pienso que es necesario difundir las nociones de la higiene, popularizarlas, habituar a la sociedad con estas maravillas de la ciencia que han de producir los fenómenos asombrosos que encontramos realizados en las grandes poblaciones del mundo”.

Fuente Consultada:Historia de la Cultura Argentina Artes-Letras-Ciencias de Manuel Horacio Solari Editorial “El Ateneo”

Curiosas Estadisticas del Mundo Datos Poblacion Hambre Pobreza Energía

CURIOSAS ESTADÍSTICAS DEL MUNDO: POBLACIÓN, HAMBRE, POBREZA, ENERGÍA

EL ETERNO PROBLEMA DE LA POBREZA MUNDIAL:

Actualmente, en el mundo en desarrollo 1.300 millones de personas viven con menos de un dólar diario y cerca de 3.000 millones, casi la mitad de la población mundial, con menos de dos dólares.

El hecho de que los países industrializados alcancen los porcentajes más bajos de pobres, no significa que en esos países no los tengan, pues el problema de la pobreza es mundial. Lo que ocurre es que en esos países la mayoría de sus habitantes no son pobres y gran parte tiene acceso a condiciones dignas de vida. En cambio, en los países en desarrollo, existe un predominio de pobres y una minoría de ricos.

En el mundo, la mayoría de los pobres todavía se localiza en las zonas rurales, pero esta situación está cambiando y probablemente en el siglo XXI la mayor parte viva en ciudades. Este proceso será resultado de la migración a las zonas urbanas, del menor acceso a recursos productivos, del desarrollo insuficiente de la vivienda urbana y la infraestructura física, etc.

EN BUSCA DE SOLUCIONES:

Tan grave es este problema que ha crecido la conciencia de la necesidad de cooperación internacional para intentar mejorar esta situación. Una de las iniciativas que emprendió la Organización de las Naciones Unidas es el Programa de las naciones Unidas para el Desarrollo (PNUD).

Este programa aconseja que se preocupen por la calidad del crecimiento económico y por las siguientes cuestiones:

Crecimiento sin empleo: la economía general crece pero sin que aumenten las oportunidades de empleo. En los países en desarrollo el crecimiento sin empleo también redunda en muchas horas de trabajo e ingresos muy bajos para centenares de millones de personas.

Crecimiento sin equidad: los frutos del crecimiento económico benefician especialmente a los ricos, dejando a millones de personas sumergidas en una pobreza cada vez más profunda. Entre 1970 y 1985, el valor de la producción mundial aumentó un 40% pero el número de pobres creció el 17%.

Crecimiento sin voz de las comunidades: la represión política y los controles autoritarios han impedido las demandas de mayor participación social y económica en los países donde el crecimiento de la economía no ha sido acompañado por un fortalecimiento de la democracia o de las posibilidades de expresarse de la gente.
El PNUD considera que existen factores a tomar en cuenta para que el desarrollo humano acompañe al crecimiento:

Equidad: cuanto mayor sea la igualdad con que se distribuye la producción mundial y las oportunidades económicas, tanto más posible será que se traduzcan en un mejoramiento del bienestar humano.

Oportunidades de empleo: el crecimiento económico se concreta en la vida de la gente cuando se ofrece trabajo productivo y bien remunerado. Una manera importante de lograrlo consiste en procurar crecimiento por medio de actividades económicas que requieren abundante mano de obra.

Acceso a bienes de producción: el Estado debería actuar para lograr que las personas más pobres tengan satisfechas sus necesidades básicas.

Gasto social: los gobiernos y las comunidades pueden influir en gran medida en el desarrollo humano, encauzando una parte importante del ingreso público hacia el gasto social más prioritario: salud, educación, justicia, atención de los ancianos.

Igualdad de género: brindar a la mujer mejores oportunidades y mejor acceso a la enseñanza, las guarderías infantiles, el crédito y el empleo.

Esto se complementa con políticas de población, buen gobierno y una sociedad civil activa.

Un esfuerzo decidido para aumentar la capacidad humana -mediante mejor enseñanza, mejor salud y mejor nutrición- puede ayudar a transformar las perspectivas del crecimiento económico, especialmente en los países de bajos ingresos y escaso desarrollo humano.

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datos del mundo

África es el continente en el que la población aumenta más rápidamente, con una tasa de crecimiento del 22,6%. En del Norte es donde la población aumenta más lentamente: 5,4%. En cuanto a Europa, es el único continentela población disminuye: -1,6%.
En 2050, el reparto de la población habrá cambiado. Los humanos serán más numerosos en los países que actualmente están en desarrollo (continente africano, India y China en particular). Si la pobreza no ha disminuido en esas regiones del mundo, en África sobre todo, la vida será todavía más difícil que hoy.

Si el mundo fuera una ciudad de 100 niños, 28 tendrían menos de 5 años, 58 tendrían entre 5 y 14 años y 14 entre 15 y 17 años. De estos niños, 53 vendrían de Asia, 17 del África subsahariana, 9 de América Latina y el Caribe, 7 de Oriente Medio y norte de África, 5 de Europa central y oriental, es decir, un total de 91 niños vendrían de países en desarrollo, frente a los 9 que vendrían de países ricos. La ciudad contaría con 51 niñas y 49 niños.

De estos 100 niños, 2 niñas y 1 niño no irían a la escuela; 10 niños de edades entre 5 y 14 año; trabajarían, algunos en condiciones que ponen su vida en peligro; 17 niñas estarían casadas, algunas serían incluso madres de algunos otros niños de la ciudad. Las familias de dos niños provenientes de países ricos poseerían la mitad de la ciudad y sus riquezas.

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estadisticas del mundo transporte

Los carburantes a base de petróleo son contaminantes y las reservas de petróleo se agotan. Ahora bien, este «oro negro» representa el 98% de la energía utilizada por los transportes. Así pues, ¿cómo vamos a conducir, volar o viajar mañana?

Los carburantes alternativos existen: biocarburantes, gas, electricidad. Pero el cultivo de los biocarburantes compite con la producción alimentaría y por tanto los precios aumentan. El gas, como el petróleo ve agotarse sus reservas y las baterías de los vehículos eléctricos son contaminantes.

Existen nuevos carburantes pendientes de explotación: hidrógeno, sol, aire comprimido,pero todavía no está todo dicho

A la espera del carburante milagroso, podemos utilizar el vehículo al mínimo, desplazarnos a píe, en bicicleta o todos juntos, en transportes públicos.

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vida rural estadisticas del mundo

La población mundial vive cada vez menos en el campo. El éxodo hacia las ciudades comenzó en Europa, en el siglo XIX, durante la revolución industrial. Desde mediados del siglo XX, este Fenómeno se produce en los países en desarrollo.

En los países ricos, el éxodo rural se frenó hace medio siglo. Hoy en día, el movimiento es a la inversa. Los ciudadanos se van a vivir al campo, por el aire puro, los paisajes… y los precios más baratos de las viviendas. Muchos de estos nuevos campesinos continúan de todas formas trabajando en la ciudad.
En los países pobres, los habitantes del campo van hacia la ciudad para buscar una vida mejor. Pero a menudo se hunden en la miseria aún mayor.

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hambre mundial

Entre 1980 y 1997, el habre disminutó en el mundo. El número de personas víctimas de la malnutrición pasó de 954 a 791 millones. En el siglo XXI el hambre ha recuperado su progresión. Una de las razones de este aumento es la subida de los precios de los productos alimentarios.

Cultivar la tierra no protege de la malnutrición. De hecho, el 70% de las personas que padecen hambre son los campesinos de los países pobres. Cultivan pequeñas parcelas pero a menudo carecen de agua y de herramientas modernas. Además, su producción sufre la competencia de los producios provenientes de los países ricos que se venden más baratos en los mercados locales.

En África subsahariana una persona de cada tres padece hambre. Pero es el continente donde los progresos son más destacables. Así pues, en 2008, la situación mejoró en Gana, Congo, Nigeria, Mozambique y Malawi.

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88.000 millones de euros es el importe de la ayuda del conjunto de los países ricos a los países pobers en 2008.

Cada año, los estados ricos hacen donaciones y préstamos a los estados pobres. En 2008, la cantidad de esta «ayuda pública al desarrollo» correspondió al 0,3% del producto bruto interno del conjunto de países ricos. Es como si 22 niños que poseyeran 100 euros se pusieran frente a 150 niños que no tuvieran casi nada, y decidieran entonces, donar a los otros niños 30 céntimos para repartir… de los cuales una parte tendrían que devolverla más tarde.

ExxonMobil es la empresa más grande deí mundo. En 2008 vendió bienes y servicios por un valor equivalente al gasto del Estado francés durante el mismo período (345.000 millones de euros). El colosal volumen de negocios de ExxonMobílha servido en gran parte para cubrir los considerables gastos necesarios para el funcionamiento de una empresa de ese calibre.

Pero, a pesar de todo, la multinacional logró, gracias a la subida histórica de los precios del petróleo en 2008, un beneficio récord de 33.500 millones de euros.

https://historiaybiografias.com/linea_divisoria5.jpgenergia mundial

La idea de que la humanidad tendrá que vivir pronto sin petróleo avanza. Como prueba, países como Estados Unidos y China, más acostumbrados a comprar petróleo, forman parte ahora de los productore: más importantes de energías renovables. Estados Unidos está a la cabeza de la energía eólica, y China es campeona en todas las categorías (solar, biomasa, eólica…).

El apagón que paralizó en 2003 a 50 millones de americanos canadienses demostró la importancia de la energía en las sociedades modernas. Desde el mediodía del 14 de agosto de 2003, los habitantes de Nueva York, Toronto o Detroit, vieron cómo se detuvieron los metros y los tranvías, cómo se apagaron los semáforos, y se amontonaron los vehículos. Los comercios, restaurantes, estaciones de servicio, tuvieron que cerrar.

Era imposible telefonear, subi a un ascensor (o salir de él), sacar dinero. Los refrigeradores y los congeladores dejaron de enfriar. Las fábricas dejaron de producir,! los aviones de volar, algunos medios de comunicación cesaron de emitir… sólo por unas horas, afortunadamente.

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pobreza estadisticas del mundo

La pobreza y las desigualdades han aumentado en los países pobres miembros de la Organización y Desarrollo Económico, en especial en los Estados Unidos. El 10% de los estadounidenses más ricos ganaron 255 dólares diarios y el 10% mas pobre 16 dólares al día 2 .

Actualmente, hay en el mundo 5.200 millones de seres humanos que viven con menos de 8 dólares al día. Entre ellos, 2.500 millones disponen de menos de 2 dólares cada día, A pesar déla voluntad contra la pobreza, ésta no disminuye en el mundo.

En 2006, se concedió el premio Nobel de la paz a Mohamed Yunus economista de Bangladesh in leí mícrocrédito. Desde 1976, presta pequeñas cantidades de dinero a los más pobres para ayudarlos a crear su acíividad profesional. Sin embargo conseguir préstamo no siempre permite salir de la pobreza. Así, algunos prestatarios se ven obligados a utilizar el dinero de su crédito para alimentar a su familia y no pueden devolverlo.

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alfabetizacion estadisticas del mundo

El analfabetismo ha disminuido en los últimos 20 años. Las personas que no saben leer ni escribir han pasado de 871 a 774 millones. Eso significa que hoy en día, cerca de 100 millones de personas más (una vez y media la población francesa) pueden leer los carteles, las papeletas de voto, los prospectos de los medicamentos, , sus contratos de trabajo, las notas que les dirigen, los cuadernos de sus hijos…

Tres cuartos de los 774 millone de personas analfabetas del mundo viven en sólo 15 países. Se trata de países en desarrollo, entre tos que es.tán los más poblados, como China, India, Bangladesh, Brasil o Nigeria.

Los países ricos tienl también adultos que no dominan la lectura ni la escritura. Es el caso del 12% de adultos de 18 a 65 años que viven en Francia (ent los que están 3 franceses por ( extranjero). Las personas may son las más afectadas.

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educacion estadisticas del mundo

Una parte de los estudiante extranjeros que vienen de países en desarrollo no regresan a su origen. Así, un tercio de los estudiantes licenciados originarios del África subsahariana trabaja en el extranjero. Sin embargo en los países emergentes, como India o China, cada vez son mí los estudiantes que regresan. Allí encuentran trabajo en los centros de investigación y en las industrias modernas.

Casi 3 millones de jóvenes estudian en el extranjero. La mitad de ellos residen en 4 países: Estados Unidos (20%), Reino Unido (11%), Alemania (9%) y Francia (8%). Los estudiantes africanos son los que más se trasladan: 1 de cada 16 va en busca de una formación de calidad que no encuentra en su país.

Los países emergentes se han vuelto atractivos paraf los estudiantes extranjeros, que vienen de otros países en desarrollo, pero también de los países ricos. Allí, las grandes escuelas de comercié por ejemplo, ofrecen formado de calidad, con tasas de inscripción más baratas.

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los jovenes en el mundo

Si el mundo fuera una ciudad de 100 niños, 28 tendrían menos de 5 años, 58 tendrían entre 5 y 14 años y 14 entre 15 y 17 años. De estos niños, 53 vendrían de Asia, 17 del África subsahariana, 9 de América Latina y el Caribe, 7 de Oriente Medio y norte de África, 5 de Europa central y oriental, es decir, un total de 91 niños vendrían de países en desarrollo, frente a los 9 que vendrían de países ricos. La ciudad contaría con 51 niñas y 49 niños.

De estos 100 niños, 2 niñas y 1 niño no irían a la escuela; 10 niños de edades entre 5 y 14 año; trabajarían, algunos en condiciones que ponen su vida en peligro; 17 niñas estarían casadas, algunas serían incluso madres de algunos otros niños de la ciudad. Las familias de dos niños provenientes de países ricos poseerían la mitad de la ciudad y sus riquezas.

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datos del mundo

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El Principio de Incertidumbre de Heisemberg Resumen Fácil

El Principio de Incertidumbre de Heisemberg

Ver También:

La Revolución Científica Siglo XV
El Mas Grande Científico de la Historia
Numeros Primos Cuales Son Los Numeros Primos
Origen y Formacion de los Oceanos Teoría
La Velocidad de la Acción de la Gravedad

Antes de explicar la cuestión de la incertidumbre, empecemos por preguntar: ¿qué es la certidumbre? Cuando uno sabe algo de fijo y exactamente acerca de un objeto, tiene certidumbre sobre ese dato, sea cual fuere.

¿Y cómo llega uno a saber una cosa? De un modo o de otro, no hay más remedio que interaccionar con el objeto. Hay que pesarlo para averiguar su peso, golpearlo para ver cómo es de duro, o quizá simplemente mirarlo para ver dónde está. Pero grande o pequeña, tiene que haber interacción.

Pues bien, esta interacción introduce siempre algún cambio en la propiedad que estamos tratando de determinar. O digámoslo así: el aprender algo modifica ese algo por el mismo hecho de aprenderlo, de modo que, a fin de cuentas, no lo hemos aprendido exactamente.

Supongamos, por ejemplo, que queremos medir la temperatura del agua caliente de un baño. Metemos un termómetro y medimos la temperatura del agua. Pero el termómetro está frío, y su presencia en el agua la enfría una chispa. Lo que obtenemos sigue siendo una buena aproximación de la temperatura, pero no exactamente hasta la billonésima de grado. El termómetro ha modificado de manera casi imperceptible la temperatura que estaba midiendo.

O supongamos que queremos medir la presión de un neumático. Para ello utilizamos una especie de barrita que es empujada hacia afuera por una cierta cantidad del aire que antes estaba en el neumático. Pero el hecho de que se escape este poco de aire significa que la presión ha disminuido un poco por el mismo acto de medirla.

¿Es posible inventar aparatos de medida tan diminutos, sensibles e indirectos que no introduzcan ningún cambio en la propiedad medida?

El físico alemán Werner Heisenberg llegó, en 1927, a la conclusión de que no. La pequeñez de un dispositivo de medida tiene un límite. Podría ser tan pequeño como una partícula subatómica, pero no más. Podría utilizar tan sólo un cuanto de energía, pero no menos. Una sola partícula y un solo cuanto de energía son suficientes para introducir ciertos cambios. Y aunque nos limitemos a mirar una cosa para verla, la percibimos gracias a los fotones de luz que rebotan en el objeto, y eso introduce ya un cambio.

Tales cambios son harto diminutos, y en la vida corriente de hecho los ignoramos; pero los cambios siguen estando ahí. E imaginemos lo que ocurre cuando los objetos que estarnos manejando son diminutos y cualquier cambio, por diminuto que sea, adquiere su importancia.

Si lo que queremos, por ejemplo, es determinar la posición de un electrón, tendríamos que hacer rebotar un cuanto de luz en él —o mejor un fotón de rayos gamma— para «verlo». Y ese fotón, al chocar, desplazaría por completo al electrón.

Heisenberg logró demostrar que es imposible idear ningún método para determinar exacta y simultáneamente la posición y el momento de un objeto. Cuanto mayor es la precisión con que determinamos la posición, menor es la del momento, y viceversa. Heisenberg calculó la magnitud de esa inexactitud o «incertidumbre» de dichas propiedades, y ese es su «principio de incertidumbre».

El principio implica una cierta «granulación» del universo. Si ampliamos una fotografía de un periódico, llega un momento en que lo único que vemos son pequeños granos o puntos y perdemos todo detalle. Lo mismo ocurre si miramos el universo demasiado cerca.

Hay quienes se sienten decepcionados por esta circunstancia y lo toman como una confesión de eterna ignorancia. Ni mucho menos. Lo que nos interesa saber es cómo funciona el universo, y el principio de incertidumbre es un factor clave de su funcionamiento. La granulación está ahí, y eso es todo. Heisenberg nos lo ha mostrado y los físicos se lo agradecen.

Fuente Consultada: Cien Preguntas Sobre La Ciencia de Isaac Asimov


preguntas curiosas: derretimiento de los casquetes polares

La Velocidad de la Accion de la Gravedad Gravitacion de los Cuerpos

La Velocidad de la Acción de la Gravedad

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El Principio de Incertidumbre de Heisemberg

Una manera más larga, pero quizá más clara, de plantear la cuestión es ésta: supongamos que el Sol dejara de pronto de existir y se desvaneciera en la nada. ¿Cuánto tiempo pasaría antes de que la Tierra dejara de verse solicitada por su campo gravitatorio?

Una pregunta parecida podría ser: ¿Cuánto tiempo después de la desaparición del Sol dejaría la Tierra de recibir su luz?

La respuesta a la segunda pregunta la conocemos muy bien. Sabemos que el Sol se halla a poco menos de 150 millones de kilómetros de la Tierra y también que la luz se propaga a 299.793 kilómetros por segundo en el vacío. El último rayo de luz que abandonara el Sol, justo antes de desaparecer, tardaría 8,3 minutos en llegar a la Tierra. O digámoslo así: al Sol lo veríamos desaparecer 8,3 minutos más tarde de haber desaparecido realmente.

gravedad terrestre

El motivo de que sea fácil contestar esta pregunta acerca de la luz es que hay una serie de métodos para medir efectivamente su velocidad de propagación. Tales mediciones son viables gracias a que podemos detectar cambios en la debilísima luz emitida por los cuerpos celestes remotos, y gracias también a que somos capaces de producir haces de luz muy intensos.

Con los campos gravitatorios no tenemos esas ventajas. Es muy difícil estudiar pequeños cambios en campos gravitatorios débiles, y además no sabemos producir, aquí en la Tierra, efectos gravitatorios intensos que se extiendan a grandes distancias.

Así, que hay que recurrir a la teoría. Hay cuatro tipos de interacción en el universo: 1) nucleares fuertes, 2) nucleares débiles, 3) electromagnéticas, y 4) gravitatorias.

Las dos primeras son de corto alcance y decrecen muy rápidamente con la distancia. A distancias superiores a la anchura de un núcleo atómico, las interacciones nucleares son tan débiles que pueden ignorarse. Las interacciones electromagnéticas y gravitatorias son, por el contrario, de largo alcance. Decrecen sólo con el cuadrado de la distancia, lo cual quiere decir que se dejan sentir a distancias astronómicas.

Los físicos creen que cualquier interacción entre dos cuerpos tiene lugar por intercambio de partículas sub-atómicas. Cuanto mayor sea la masa de la partícula de intercambio, menor será el alcance de la interacción. La interacción nuclear fuerte, por ejemplo, resulta del intercambio de piones, que tienen una masa 270 veces más grande que la de los electrones. La interacción nuclear débil tiene lugar por intercambio de partículas más pesadas aún: las partículas W (que, por cierto, no han sido detectadas aún).

Si las partículas de intercambio no tienen masa, la interacción tiene un alcance máximo, y esto es lo que ocurre con la interacción electromagnética. La partícula de intercambio es en este caso el fotón, que no tiene masa. Una corriente de estos fotones carentes de masa constituye un haz de luz o de radiaciones afines. La interacción gravitatoria, que tiene un alcance tan grande como la electromagnética, ha de implicar una partícula de intercambio carente también de masa: lo que se llama el gravitón.

Pero los físicos tienen buenas razones para suponer que las partículas sin masa no pueden viajar por el vacío a una velocidad superior a la de la luz; es decir, a 299.793 kilómetros por segundo, ni más ni menos.

Si es así, los gravitones viajan exactamente a la velocidad de los fotones. Lo cual significa que los últimos gravitones que emitiera el Sol al desaparecer llegarían hasta nosotros junto con los últimos fotones.

En el momento en que dejásemos de ver el Sol, dejaríamos también de estar bajo su atracción gravitatoria. En resumen, la gravitación se propaga a la velocidad de la luz.

Mas sobre la Gravedad Universal

Fuente Consultada: Cien Preguntas Sobre La Ciencia de Isaac Asimov

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Geometria No Euclidiana El Espacio Curvado de Einstein

Geometría no Euclidiana: El Espacio Curvado de Einstein

¿Qué quiere decir que el espacio está curvado?

Al leer, así, de pronto, que la teoría de la relatividad de Einstein habla del «espacio curvado», uno quizá tiene todo derecho a sentirse desconcertado. El espacio vacío ¿cómo puede, ser curvo? ¿Cómo se puede doblar el vacío?

Para verlo, imaginemos que alguien observa, desde una nave espacial, un planeta cercano. El planeta está cubierto todo él por un profundo océano, de modo que es una esfera de superficie tan pulida como la de una bola de billar. Y supongamos también que por este océano planetario navega un velero a lo largo del ecuador, rumbo este.

Imaginemos ahora algo más. El planeta es completamente invisible para el observador. Lo único que ve es el velero. Al estudiar su trayectoria comprueba con sorpresa que el barco sigue un camino circular. Al final, regresará al punto de partida, habiendo descrito entonces una circunferencia completa.

Si el barco cambia de rumbo, ya no será una circunferencia perfecta. Pero por mucho que cambie de rumbo, por mucho que vire y retroceda, la trayectoria se acoplará perfectamente a la superficie de una esfera.

 espacio curvo

De todo ello el observador deducirá que en el centro de la esfera hay una fuerza gravitatoria que mantiene al barco atado a una superficie esférica invisible. O también podría deducir que el barco está confinado a una sección particular del espacio y que esa sección está curvada en forma de esfera. O digámoslo así: la elección está entre una fuerza y una geometría espacial.

Diréis que la situación es imaginaria, pero en realidad no lo es. La Tierra describe una elipse alrededor del Sol, como si navegara por una superficie curvada e invisible, y para explicar la elipse suponemos que entre el Sol y la Tierra hay una fuerza gravitatoria que mantiene a nuestro planeta en su órbita.

Pero suponed que en lugar de ello consideramos una geometría espacial. Para definirla podríamos mirar, no el espacio en sí, que es invisible, sino la manera en que los objetos se mueven en él. Si el espacio fuese «plano», los objetos se moverían en líneas rectas; si fuese «curvo», en líneas curvas.

Un objeto de masa y velocidad dadas, que se mueva muy alejado de cualquier otra masa, sigue de hecho una trayectoria casi recta. Al acercarse a otra masa, la trayectoria se hace cada vez más curva. La masa, al parecer, curva el espacio; cuanto mayor y más próxima, más acentuada será la curvatura.

Quizá parezca mucho más conveniente y natural hablar de la gravitación corno una fuerza, que no como una geometría espacial… hasta que se considera la luz. La luz no tiene masa, y según las viejas teorías no debería verse afectada por la fuerza gravitatoria. Pero si la luz viaja por el espacio curvado, también debería curvarse su trayectoria. Conociendo la velocidad de la luz se puede calcular la deflexión de su trayectoria al pasar cerca de la ingente masa del Sol.

En 1919 se comprobó esta parte de la teoría de Einstein (anunciada tres años antes) durante un eclipse de Sol. Para ello se comparó la posición de las estrellas próximas al Sol con la posición registrada cuando el Sol no se hallaba en esa parte de los cielos. La teoría de Einstein quedó confirmada y desde entonces es más exacto hablar de la gravedad en función del espacio curvado, que no en función de una fuerza.

Sin embargo, justo es decir que ciertas medidas, muy delicadas, de la forma del Sol, realizadas en 1967, pusieron en duda la teoría de la gravitación de Einstein. Para ver lo que pasará ahora y en el futuro habrá que esperar.

Ver: Espacio Curvo de Einstein

Fuente Consultada: Cien Preguntas Sobre La Ciencia de Isaac Asimov


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Origen y Formacion de los Oceanos Teorias

Origen y Formación de los Océanos

A principios del siglo XX se pensaba que la Tierra y los demás planetas estaban formados de materia arrancada del Sol. Y circulaba la imagen de una Tierra en gradual proceso de enfriamiento, desde la incandescencia hasta el rojo vivo, para pasar luego a un calor moderado y finalmente al punto de ebullición del agua.

Una vez enfriada lo bastante para que el agua se condensase, el vapor de agua de la atmósfera caliente de la Tierra pasó a estado líquido y empezó a llover, y llover, y llover. Al cabo de muchos años de esta increíble lluvia de agua hirviendo que saltaba y bramaba al golpear el suelo caliente, las cuencas de la accidentada superficie del planeta acabaron por enfriarse lo bastante como para retener el agua, llenarse y constituir así los océanos.

Muy espectacular…, pero absolutamente falso, podríamos casi asegurar.

Hoy día, los científicos están convencidos de que la Tierra y demás planetas no se formaron a partir del Sol, sino a partir de partículas que se conglomeraron hacia la misma época en que el Sol estaba gestándose. La Tierra nunca estuvo a la temperatura del Sol, pero adquirió bastante calor gracias a la energía de colisión de todas las partículas que la formaron. Tanto, que su masa, relativamente pequeña, no era capaz en un principio de retener una atmósfera ni el vapor de agua.

O lo que es lo mismo, el cuerpo sólido de esta Tierra recién formada no tenía ni atmósfera ni océanos. ¿De dónde vinieron entonces?

Desde luego había agua (y gases) combinada débilmente con las sustancias rocosas que constituían la porción sólida del globo. A medida que esa porción sólida se fue empaquetando de forma cada vez más compacta bajo el tirón de la gravedad, el interior se fue haciendo cada vez más caliente. Los gases y el vapor de agua se vieron expulsados de esa su anterior combinación con la roca y abandonaron la sustancia sólida.

Las pompas gaseosas, al formarse y agruparse, conmocionaron a la joven Tierra con enormes cataclismos, mientras que el calor liberado provocaba violentas erupciones volcánicas. Durante muchísimos años no cayó ni una gota de agua líquida del cielo; era más bien vapor de agua, que salía silbando de la corteza, para luego condensarse. Los océanos se formaron desde arriba, no desde abajo.

En lo que los geólogos no están de acuerdo hoy día es en la velocidad de formación de los océanos. ¿Salió todo el vapor de agua en cosa de mil millones de años, de suerte que el océano tiene el tamaño actual desde que comenzó la vida? ¿O se trata de un proceso lento en el que el océano ha ido creciendo a través de las eras geológicas y sigue creciendo aún?

Quienes mantienen que el océano se formó en los comienzos mismos del juego y que ha conservado un tamaño constante desde entonces, señalan que los continentes parecen ser un rasgo permanente de la Tierra. No parece que fuesen mucho más grandes en tiempos pasados, cuando era el océano supuestamente mucho más pequeño.

Por otra parte, quienes opinan que el océano ha venido creciendo constantemente, señalan que las erupciones volcánicas escupen aún hoy cantidades ingentes de vapor de agua al aire: vapor de agua de rocas profundas, no del océano. Además, en el Pacífico hay montañas submarinas cuyas cimas, planas, quizá estuviesen antes al nivel del mar, pero ahora quedan a cientos de pies por debajo de él.

Acaso sea posible llegar a un compromiso. Se ha sugerido que aunque el océano ha ido efectivamente creciendo continuamente, el peso del agua acumulada hizo que el fondo marino cediera. Es decir, los océanos han crecido constantemente en profundidad, no en anchura. Lo cual explicaría la presencia de esas mesetas marinas sumergidas y también la existencia de los continentes.

El océano como fuente de energía
Desde hace ya varios decenios, el hombre intenta aprovechar la energía del mar explotando mareas y corrientes. Es un hecho conocido que la superficie marina absorbe la energía solar en cantidades increíblemente altas: cerca de 37 mil millones de kilovatios, lo que supone una cantidad 400 veces superior a la electricidad que se utiliza hoy en el mundo entero. Para expresarlo de una forma todavía más clara, una milla cuadrada de agua superficial marina contiene el equivalente en energía de 7.000 barriles de petróleo.

En el futuro, los científicos se proponen «capturar» directamente la energía producida por el calor acumulado en el mar, explotando las diferencias de temperatura entre las cálidas aguas
superficiales del trópico y las aguas profundas (a 800 m de profundidad); en estos casos, se pasa de 27 a O °C.

Las experiencias realizadas en este sentido ya han dado algunos resultados: en Hawai se ha puesto en marcha una instalación que produce cerca de 100 kilovatios de energía y desaliniza el agua, haciéndola potable (la producción diaria es de unos 26.000 litros).

La instalación experimental ofrece, además, la ventaja de que no genera contaminación atmosférica ni escorias radiactivas. Otras instalaciones similares están en fase de montaje en todos los mares tropicales. Es posible que, en un futuro próximo, la producción de energía a partir del mar haga a los países del trópico independientes del consumo de petróleo.

CARACTERÍSTICAS DE LOS OCÉANOS

La utilización del sonar desde los buques oceanográficos y de otras técnicas más recientes permitió cartografiar en forma precisa la morfología del suelo oceánico.

El Océano Atlántico es un océano relativamente joven, pues empezó a abrirse hace unos 160 millones de años como consecuencia de la rotura y la separación del continente americano de Europa y África. En él se aprecia mejor la simetría de las costas y la expresión topográfica de la dorsal, localizada aproximadamente en su centro, que lo divide en dos grandes secuencias paralelas y con una orientación Norte-Sur.

vista de un oceano

El Océano Ártico, por su parte, es un océano prácticamente cerrado. Su plataforma continental, al norte de Siberia, es la más ancha del mundo y alcanza valores de hasta 1.100 km. En este océano se distinguen dos dorsales, que lo dividen en tres grandes cuencas.

El Océano Índico es el más pequeño de los cuatro grandes océanos. Se distingue por una dorsal muy prominente que es la continuación de la atlántica, al sur de África, la cual después se bifurca en dos ramas: una se extiende hacia el norte, en el golfo de Aden, mientras que la otra continúa hacia el sur, al oeste de la placa Australiana.

El Océano Pacífico, contrariamente a los otros océanos, se distingue en que su dorsal está localizada muy cerca de su borde oriental, sin conservar la simetría que se observa en el Atlántico o en el Índico. En el Pacifico, que cubre aproximadamente la mitad de la superficie terrestre, se encuentra la litosfera oceánica más antigua. La topografía del fondo es la que presenta mayor número de colinas abisales (guyots, antiguos volcanes que emergen sobre la superficie del mar) y montañas submarinas, que forman cadenas lineales que se extienden a lo largo de miles de kilómetros.

Los márgenes del Pacífico son diferentes de los demás océanos, pues están dominados por las fosas oceánicas. Y, además, es el único océano rodeado por márgenes continentales activos y arcos de islas asociados a zonas de subducción. Se sabe actualmente que el espesor de la litosfera oceánica aumenta, en todos los casos, al alejarnos de las dorsales. A medida que la litosfera oceánica se va formando en las dorsales, va “empujando” la litosfera más antigua, por lo que al alejarnos de la dorsal, la edad de aquélla es cada vez mayor.

Fuente: Atlas Mundial Clarín. Biología y Ciencias de la Tierra Sección Documento

DATOS SOBRE OCÉANOS

Los tres grandes océanos (con sus mares secundarios) forman la totalidad
de la masa marítima de la Tierra.
Sus datos generales son los siguientes:

Superficie total: 361.000.000 Km², (el 71 % de la superficie terrestre íntegra).
Volumen total 1.370 millones Km3.
Salinidad medía 34%O
Temperatura media en la superficie:
Hemisferio boreal + 19°
Hemisferio austral + 16°

MÁXIMAS PROFUNDIDADES
Fosa de las Marianas (Pacífico) 11.022 m.
Fosa de las Filipinas (Pacífico) 10.540 m.
Fosa de las Kermadeo (Pacífico) 9.476 m.
Fosa de Puerto Rico (Atlántico) 9.218 m.
Fosa de las Tonga (Pacífico) 9.184 m.
Fosa de las Kuriles (Pacífico) 9.144 m.
Fosa de las Sandwich (Atlántico) 8.265 m.
Fosa de La Romanche (Atlántico) 7.848 m.
Fosa de Atacama (Pacífico) 7.640 m.
Fosa de Java (Indico) 7.450 m.

LOS NOMBRES DE LOS OCÉANOS
PACIFICO: fue llamado así por Hernando de Magallanes, cuando al atravesarlo, en 1521, lo encontró notablemente tranquilo.
ATLÁNTICO: recibió su nombre de la mitológica tierra de Atlántida, un continente desaparecido que, según antiquísima tradición, habría existido en la región oceánica situada entre América y Europa.
INDICO: su denominación se debe al hecho de que sus aguas bañan las costas del subcontinente indio.

Fuente Consultada: Cien Preguntas Sobre La Ciencia de Isaac Asimov

preguntas curiosas: origen de los oceanos

La Luna Muestra Siempre la Misma Cara Cara Oculta de la Luna

La Luna Muestra Siempre la Misma Cara

La atracción gravitatoria de la Luna sobre la Tierra hace subir el nivel del océano a ambos lados de nuestro planeta y crea así dos abultamientos. A medida que la Tierra gira de oeste a este, estos dos bultos —de los cuales uno mira siempre hacia la Luna y el otro en dirección contraria— se desplazan de este a oeste alrededor de la Tierra.

Al efectuar este desplazamiento, los dos bultos rozan contra el fondo de los mares poco profundos como el de Bering o el de Irlanda. Tal rozamiento convierte energía de rotación en calor, y este consumo de la energía de rotación terrestre hace que el movimiento de rotación de la Tierra alrededor de su eje vaya disminuyendo poco a poco. Las marcas actúan como un freno sobre la rotación de la Tierra, y como consecuencia de ello los días terrestres se van alargando un segundo cada mil años.

Pero no es sólo el agua del océano lo que sube de nivel en respuesta a la gravedad lunar. La corteza sólida de la Tierra también acusa el efecto, aunque en medida menos notable. El resultado son dos pequeños abultamientos rocosos que van girando alrededor de la Tierra, el uno mirando hacia la Luna y el otro en la cara opuesta de nuestro planeta.

la luna satelite terrestre

Durante este desplazamiento, el rozamiento de una capa rocosa contra otra va minando también la energía de rotación terrestre. (Los bultos, claro está, no se mueven físicamente alrededor del planeta, sino que, a medida que el planeta gira, remiten en un lugar y se forman en otro, según qué porciones de la superficie pasen por debajo de la Luna.)

La Luna no tiene mares ni mareas en el sentido corriente. Sin embargo, la corteza sólida de la Luna acusa la fuerza gravitatoria de la Tierra, y no hay que olvidar que ésta es ochenta veces más grande que la de la Luna. El abultamiento provocado en la superficie lunar es mucho mayor que el de la superficie terrestre.

Por tanto, si la Luna rotase en un período de veinticuatro horas, estaría sometida a un rozamiento muchísimo mayor que la Tierra. Además, como nuestro satélite tiene una masa mucho menor que la Tierra, su energía total de rotación sería ya de entrada, para períodos de rotación iguales, mucho menor.

Así, pues, la Luna, con una reserva inicial de energía muy pequeña, socavada rápidamente por los grandes bultos provocados por la Tierra, tuvo que sufrir una disminución relativamente rápida de su período de rotación. Hace seguramente muchos millones de años debió de decelerarse hasta el punto de que el día lunar se igualó con el mes lunar. De ahí en adelante, la Luna siempre mostraría la misma cara hacia la Tierra.

Esto, a su vez, congela los abultamientos en una posición fija. Uno de ellos mira hacía la Tierra desde el centro mismo de la cara lunar que nosotros vemos, mientras que el otro apunta en la dirección contraria desde el centro mismo de la cara que no vemos.

Puesto que las dos caras no cambian de posición a medida que la Luna gira alrededor de la Tierra, los bultos no experimentan ningún nuevo cambio ni tampoco se produce rozamiento alguno que altere el período de rotación del satélite. La Luna continuará mostrándonos la misma cara indefinidamente; lo cual, como veis, no es ninguna coincidencia, sino consecuencia inevitable de la gravitación y del rozamiento.

La Luna es un caso relativamente simple. En ciertas condiciones, el rozamiento debido a las mareas puede dar lugar a condiciones de estabilidad más complicadas. Durante unos ochenta años, por ejemplo, se pensó que Mercurio (el planeta más cercano al Sol y el más afectado por la gravedad solar) ofrecía siempre la misma cara al Sol, por el mismo motivo que la Luna ofrece siempre la misma cara a la Tierra.

Pero se ha comprobado que, en el caso de Mercurio, los efectos del rozamiento producen un período estable de rotación de 58 días, que es justamente dos tercios de los 88 días que constituyen el período de revolución de Mercurio alrededor del Sol.

Fuente Consultada: Cien Preguntas Sobre La Ciencia de Isaac Asimov

¿Por qué la Luna muestra siempre la misma cara hacia la Tierra?

preguntas curiosas: las caras de la luna

La Vida del Sol Tiempo de Vida Hidrogeno del Sol

La Vida del Sol – Tiempo de Vida del Hidrógeno del Sol

Hace 4.600 millones de años (un tercio, más o menos, de la edad total del universo), una enorme nube de moléculas en estado gaseoso colapso sobre sí misma por su propio peso. Casi todos los gases de la nube se agruparon en el centro y formaron el sol. El resto dio origen a los planetas del sistema solar (y a sus satélites y asteroides).

El sol es una esfera casi perfecta. Su peso equivale al de 330.000 planetas del tamaño de la Tierra. Más del 99% de la materia del sistema solar está en el sol. Está compuesto, en unas tres cuartas partes, por hidrógeno. El resto es casi todo helio; lo que queda, menos del 2%, es oxígeno, carbono y otros elementos. Pero, como el sol es tan grande, ese 2% alcanzaría para construir más de 5.000 Tierras. Cuando una cantidad similar de gases se reúne en un espacio del tamaño del sol, la materia está tan apretada que se mezcla en una reacción llamada fusión nuclear. La fusión ocurre en el centro de las estrellas y es la fuente de su energía, de su luz y calor.

Por la fusión, los elementos más pequeños, como el hidrógeno, se unen y crean unos más grandes. Así se originan los elementos que conocemos (el oxígeno, el carbono, el hierro, el nitrógeno, entre muchos otros) y que forman nuestro planeta y nuestros cuerpos. Por eso, poéticamente, se dice que somos hijos de las estrellas.

El Sol podrá mantener la vida terrestre (tal como la conocemos) mientras radie energía como lo hace ahora, y a este período de tiempo podemos ponerle ciertos límites.

La radiación del Sol proviene de la fusión del hidrógeno a helio. Para producir toda la radiación vertida por el Sol hace falta una cantidad ingente de fusión: cada segundo tienen que fusionarse 654.600.000 toneladas de hidrógeno en 650.000.000 toneladas de helio. (Las 4.600.000 toneladas restantes se convierten en energía de radiación y las pierde el Sol para siempre. La ínfima porción de esta energía que incide sobre la Tierra basta para mantener toda la vida de nuestro planeta.)

el sol estrella

Nadie diría que con este consumo tan alto de hidrógeno por segundo el Sol pudiera durar mucho tiempo, pero es que ese cálculo no tiene en cuenta el enorme tamaño del Sol. Su masa totaliza 2.200.000.000.000.000.000.000.000.000 (más de dos mil cuatrillones) de toneladas.

Un 53 por 100 de esta masa es hidrógeno, lo cual significa que el Sol contiene en la actualidad 1.166.000.000.000. 000.000.000.000.000 de toneladas, aproximadamente, de hidrógeno.

(Para satisfacer la curiosidad del lector, diremos que el resto de la masa del Sol es casi todo helio. Menos del 0,1 por 100 de su masa está constituido por átomos más complicados que el helio.

El helio es más compacto que el hidrógeno. En condiciones idénticas, un número dado de átomos de helio tiene una masa cuatro veces mayor que el mismo número de átomos de hidrógeno.

O digámoslo así: una masa dada de helio ocupa menos espacio que la misma masa de hidrógeno. En función del volumen —el espacio ocupado—, el Sol es hidrógeno en un 80 por 100.)

Si suponemos que el Sol fue en origen todo hidrógeno, que siempre ha convertido hidrógeno en helio al ritmo de 654 millones de toneladas por segundo y que lo seguirá haciendo hasta el final, se calcula que ha estado radiando desde hace unos cuarenta mil millones de años y que continuará así otros sesenta mil.

Pero las cosas no son en realidad tan simples. El Sol es una «estrella de la segunda generación», constituida a partir del gas y polvo cósmicos desperdigados por estrellas que se habían quemado y explotado miles de millones de años atrás. Así pues, la materia prima del Sol contenía ya mucho helio, desde el principio casi tanto como tiene ahora. Lo cual significa que el Sol ha estado radiando durante un ratito solamente (a escala astronómica), porque sus reservas originales de hidrógeno sólo han disminuido moderadamente. El Sol puede que no tengo más de seis mil millones de años.

Pero además es que el Sol no continuará radiando exactamente al mismo ritmo que ahora. El hidrógeno y el helio no están perfectamente entremezclados. El helio está concentrado en el núcleo central, y la reacción de fusión se produce en la superficie de este núcleo.

A medida que el Sol siga radiando, irá adquiriendo una masa cada vez mayor ese núcleo de helio y la temperatura en el centro aumentará. En última instancia, la temperatura sube lo suficiente como para transformar los átomos de helio en átomos más complicados. Hasta entonces el Sol radiará más o menos como ahora, pero una vez que comience la fusión del helio, empezará a expandirse y a convertirse poco a poco en una gigante roja. El calor se hará insoportable en la Tierra, los océanos se evaporarán y el planeta dejará de albergar la vida en la forma que conocemos.

Los astrónomos estiman que el Sol entrará en esta nueva fase dentro de unos ocho mil millones de años. Y como ocho mil millones de años es un plazo bastante largo, no hay motivo para alarmarse todavía.

¿Hasta cuándo podrá mantener el Sol la vida en la Tierra?

preguntas curiosas: vida del sol

Peso de Una Estrella de Neutrones Enana Blanca Gigante Roja

Peso de Una Estrella de Neutrones

Un átomo tiene aproximadamente 10-8 centímetros de diámetro. En los sólidos y líquidos ordinarios los átomos están muy juntos, casi en contacto mutuo. La densidad de los sólidos y líquidos ordinarios depende por tanto del tamaño exacto de los átomos, del grado de empaquetamiento y del peso de los distintos átomos.

De los sólidos ordinarios, el menos denso es el hidrógeno solidificado, con una densidad de 0,076 gramos por centímetro cúbico. El más denso es un metal raro, el osmio, con una densidad de 22,48 gramos por centímetro cúbico.

Si los átomos fuesen bolas macizas e incomprensibles, el osmio sería el material más denso posible y un centímetro cúbico de materia jamás podría pesar ni un kilogramo, y mucho menos toneladas.

estrella de neutrones

Pero los átomos no son macizos. El físico neozelandés Ernest Rutherford demostró ya en 1909 que los átomos eran en su mayor parte espacio vacío. La corteza exterior de los átomos contiene sólo electrones ligerísimos, mientras que el 99,9 por 100 de la masa del átomo está concentrada en una estructura diminuta situada en el centro: el núcleo atómico.

El núcleo atómico tiene un diámetro de unos 10 13 centímetros (aproximadamente 1/100.000 del propio átomo). Si los átomos de una esfera de materia se pudieran estrujar hasta el punto de desplazar todos los electrones y dejar a los núcleos atómicos en contacto mutuo, el diámetro de la esfera disminuiría hasta 1/100.000 de su tamaño anterior.

De modo análogo, sí se pudiera comprimir la Tierra hasta dejarla reducida a un balón de núcleos atómicos, toda su materia quedaría reducida a una esfera de unos 130 metros de diámetro. En esas mismas condiciones, el Sol mediría 13,7 kilómetros de diámetro.

Y si pudiéramos convertir toda la materia conocida del universo en núcleos atómicos en contacto, obtendríamos una esfera de sólo algunos cientos de millones de kilómetros de diámetro, que cabría cómodamente dentro del cinturón de asteroides del sistema solar.

El calor y la presión que reinan en el centro de las estrellas rompen la estructura atómica y permiten que los núcleos atómicos empiecen a empaquetarse unos junto a otros. Las densidades en el centro del Sol son mucho más altas que la del osmio, pero como los núcleos atómicos se mueven de un lado a otro sin impedimento alguno, el material sigue siendo un gas. Hay estrellas que se componen casi por entero de tales átomos destrozados. La compañera de la estrella Sirio es una «enana blanca» no mayor que el planeta Urano, y sin embargo tiene una masa parecida a la del Sol.

Los núcleos atómicos se componen de protones y neutrones. Todos los protones tienen cargas eléctricas positivas y se repelen entre sí, de modo que en un lugar dado no se pueden reunir más de un centenar de ellos. Los neutrones, por el contrario, no tienen carga y en condiciones adecuadas es posible empaquetar un sinfín de ellos para formar una «estrella de neutrones». Los pulsares, según se cree, son estrellas de neutrones.

Si el Sol se convirtiera en una estrella de neutrones, toda su masa quedaría concentrada en una pelota cuyo diámetro sería 1/100.000 del actual y su volumen (1/100.000)3 ó 1/1.000.000.000.000.000 (una milbillónésima) del actual. Su densidad sería por tanto 1.000.000.000.000.000 (mil billones) de veces superior a la que tiene ahora.

La densidad global del Sol hoy día es de 1,4 gramos por centímetro cúbico. Si fuese una estrella de neutrones, su densidad sería de 1.400.000.000.000.000 gramos por centímetro cúbico. Es decir, un centímetro cúbico de una estrella de neutrones puede llegar a pesar 1.400.000.000 (mil cuatrocientos millones) de toneladas.

Fuente Consultada: Cien Preguntas Sobre La Ciencia de Isaac Asimov

Se dice que un centímetro cúbico de una estrella de neutrones pesa miles de millones de toneladas. ¿Cómo es posible?

preguntas curiosas: peso de una estrella

Muerte de una Estrella Los Pulsares Enana Blanca Gigante Roja

Muerte de una Estrella: Los Pulsares

En el verano de 1967 Anthony Hewish y sus colaboradores de la Universidad de Cambridge detectaron, por accidente, emisiones de radio en los cielos que en nada se parecían a las que se habían detectado hasta entonces. Llegaban en impulsos muy regulares a intervalos de sólo 1,1/3 segundos. Para ser exactos, a intervalos de 1,33730109 segundos. La fuente emisora recibió el nombre de «estrella pulsante» o «pulsar» en abreviatura (pulsating star en inglés).

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Durante los dos años siguientes se descubrieron un número bastante grande de tales pulsares, y el lector seguramente se preguntará por qué no se descubrieron antes.

El caso es que un pulsar radia mucha energía en cada impulso, pero estos impulsos son tan breves que por término medio la intensidad de radioondas es muy baja, pasando inadvertida. Es más, los astrónomos suponían que las fuentes de radio emitían energía a un nivel constante y no prestaban atención a los impulsos intermitentes.

Uno de los pulsares más rápidos fue el que se encontró en la nebulosa del Cangrejo, comprobándose que radiaba en la zona visible del espectro electromagnético.

Se apagaba y se encendía en perfecta sincronización con los impulsos de radio. Aunque había sido observado muchas veces, había pasado hasta entonces por una estrella ordinaria. Nadie pensó jamás en observarlo con un aparato de detección lo bastante delicado como para demostrar que guiñaba treinta veces por segundo. Con pulsaciones tan rápidas, la luz parecía constante, tanto para el ojo humano como para los instrumentos ordinarios.

¿Pero qué es un pulsar? Si un objeto emite energía a intervalos periódicos es que está experimentando algún fenómeno de carácter físico en dichos intervalos. Puede ser, por ejemplo, un cuerpo que se está expandiendo y contrayendo y que emite un impulso de energía en cada contracción. O podría girar alrededor de su eje o alrededor de otro cuerpo y emitir un impulso de energía en cada rotación o revolución.

La dificultad estribaba en que la cadencia de impulsos era rapidísima, desde un impulso cada cuatro segundos a uno cada 1/30 de segundo. El pulsar tenía que ser un cuerpo muy caliente, pues si no podría emitir tanta energía; y tenía que ser un cuerpo muy pequeño, porque si no, no podría hacer nada con esa rapidez.

Los cuerpos calientes más pequeños que habían observado los científicos eran las estrellas enanas blancas. Pueden llegar a tener la masa de nuestro sol, son tanto o más calientes que él y sin embargo no son mayores que la Tierra.

¿Podría ser que esas enanas blancas produjesen impulsos al expandirse y contraerse o al rotar? ¿O se trataba de dos enanas blancas girando una alrededor de la otra? Pero por muchas vueltas que le dieron los astrónomos al problema no conseguían que las enanas blancas se movieran con suficiente rapidez.

En cuanto a objetos aún más pequeños, los astrónomos habían previsto teóricamente la posibilidad de que una estrella se contrajera brutalmente bajo la atracción de la gravedad, estrujando los núcleos atómicos unos contra otros. Los electrones y protones interaccionarían y formarían neutrones, y la estrella se convertiría en una especie de gelatina de neutrones. Una «estrella de neutrones» como ésta podría tener la misma masa que el Sol y medir sin embargo sólo diez millas de diámetro.

Ahora bien, jamás se había observado una estrella de neutrones, y siendo tan pequeñas se temía que aunque existiesen no fueran detectables.

Con todo, un cuerpo tan pequeño sí podría girar suficientemente rápido para producir los impulsos. En ciertas condiciones los electrones sólo podrían escapar en ciertos puntos de la superficie. Al girar la estrella de neutrones, los electrones saldrían despedidos como el agua de un aspersor; en cada vuelta habría un momento en que el chorro apuntase en dirección a la Tierra, haciéndonos llegar ondas de radio y luz visible.

Thomas Gold, de la Universidad Cornell, pensó que, en ese supuesto, la estrella de neutrones perdería energía y las pulsaciones se irían espaciando cada vez más, cosa que resultó ser cierta. Hoy día parece muy probable que los pulsares sean esas estrellas de neutrones que los astrónomos creían indetectables.

Fuente Consultada: Cien Preguntas Sobre La Ciencia de Isaac Asimov

¿Qué son los pulsares?

preguntas curiosas: muerte de una estrella

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Según las teorías astronómicas actuales, las galaxias fueron en origen grandes conglomerados de gas y polvo que giraban lentamente, fragmentándose en vórtices turbulentos y condensándose en estrellas. En algunas regiones donde la formación de estrellas fue muy activa, casi todo el polvo y el gas fue a parar a una estrella u otra. Poco o nada fue lo que quedó en el espacio intermedio. Esto es cierto para los cúmulos globulares, las galaxias elípticas y el núcleo central de las galaxias espirales.

Dicho proceso fue mucho menos eficaz en las afueras de las galaxias espirales. Las estrellas se formaron en números mucho menores y sobró mucho polvo y mucho gas. Nosotros, los habitantes de la Tierra, nos encontramos en los brazos espirales de nuestra galaxia y vemos las manchas oscuras que proyectan las nubes de polvo contra el resplandor de la Vía Láctea. El centro de nuestra propia galaxia queda completamente oscurecido por tales nubes.

El material de que está formado el universo consiste en su mayor parte en hidrógeno y helio. Los átomos de helio no tienen ninguna tendencia a juntarse unos con otros. Los de hidrógeno sí, pero sólo en parejas, formando moléculas de hidrógeno (H2). Quiere decirse que la mayor parte del material que flota entre las estrellas consiste en pequeños átomos de helio o en pequeños átomos y moléculas de hidrógeno. Todo ello constituye el gas interestelar, que forma la mayor parte de la materia entre las estrellas.

El polvo interestelar (o polvo cósmico) que se halla presente en cantidades mucho más pequeñas, se compone de partículas diminutas, pero mucho más grandes que átomos o moléculas, y por tanto deben contener átomos que no son ni de hidrógeno ni de helio.

El tipo de átomo más común en el universo, después del hidrógeno y del helio, es el oxígeno. El oxígeno puede combinarse con hidrógeno para formar grupos oxhidrilo (OH) y moléculas de agua (H2O), que tienen una marcada tendencia a unirse a otros grupos y moléculas del mismo tipo que encuentren en el camino, de forma que poco a poco se van constituyendo pequeñísimas partículas compuestas por millones y millones de tales moléculas.

Los grupos oxhidrilo y las moléculas de agua pueden llegar a constituir una parte importante del polvo cósmico. Fue en 1965 cuando se detectó por primera vez grupos oxhidrilo en el espacio y se comenzó a estudiar su distribución. Desde entonces se ha informado también de la existencia de moléculas más complejas, que contienen átomos de carbono así como de hidrógeno y oxígeno.

El polvo cósmico tiene que contener también agrupaciones atómicas formadas por átomos aún menos comunes que los de hidrógeno, oxígeno y carbono. En el espacio interestelar se han detectado átomos de calcio, sodio, potasio y hierro, observando la luz que esos átomos absorben.

Dentro de nuestro sistema solar hay un material parecido, aportado quizás por los cometas. Es posible que fuera de los límites visibles del sistema solar exista una capa con gran número de cometas, y que algunos de ellos se precipiten hacia el Sol (acaso por los efectos gravitatorios de las estrellas cercanas).

Los cometas son conglomerados sueltos de diminutos fragmentos sólidos de metal y roca, unidos por una mezcla de hielo, metano y amoníaco congelados y otros materiales parecidos. Cada vez que un cometa se aproxima al Sol, se evapora parte de su materia, liberando diminutas partículas sólidas que se esparcen por el espacio en forma de larga cola. En última instancia el cometa se desintegra por completo.

A lo largo de la historia del sistema solar se han desintegrado innumerables cometas y han llenado de polvo el espacio interior del sistema. La Tierra recoge cada día miles de millones de estas partículas de polvo («micrometeoroides»). Los científicos espaciales se interesan por ellas por diversas razones; una de ellas es que los micrometeoroides de mayor tamaño podrían suponer un peligro para los futuros astronautas y colonizadores de la Luna.

Fuente Consultada: Cien Preguntas Sobre La Ciencia de Isaac Asimov

¿Qué es el polvo cósmico y de dónde viene?

preguntas curiosas: polvo cósmico