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Antiguo 01/06/2005, 14:47   #1
Jose Pepe o Pepito 
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Nuestra galaxia:La Vía Láctea



La Vía Láctea es la proyección, sobre la esfera celeste, de uno de los brazos espirales de la galaxia de la cual nosotros formamos parte, que toma, por extensión, el mismo nombre. Es una agrupación de unos 100.000 millones de estrellas en forma de espiral o girándula, cuyas dimensiones se estiman en torno a los 100.000 años-luz y cuyo disco central tiene un tamaño de 16.000 años-luz.

La Vía Láctea, también llamada Camino de Santiago, puede observarse a simple vista como una banda de luz que recorre el firmamento nocturno, que Demócrito ya atribuyó a un conjunto de estrellas innumerables tan cercanas entre sí que resultan indistinguibles. En 1610 Galileo, usando por primera vez el telescopio, confirmó la observación de Demócrito. Hacia 1773 Herschel, contando las estrellas que observaba en el firmamento, construyó una imagen de la Via Láctea como un disco eIris dentro del cual la Tierra se encuentra inmersa, pero no pudo calcular su tamaño. En 1912 la astrónoma H. Leavitt descubrió la relación entre el periodo y la luminosidad de las estrellas llamadas variables cefeidas, lo que le permitió medir las distancias de los cúmulos globulares.

Varios años después Shapley demostró que los cúmulos están distribuidos con estructura más o menos esférica alrededor del centro del disco, en lo que denominó el halo galáctico. También mostró que éste no está centrado en el Sol, sino en un punto distante del disco en la dirección de la constelación de Sagitario, donde situó correctamente el centro de la galaxia.

Esta estructura quedó confirmada cuando se observó desde el observatorio de Monte Wilson en California que el objeto espiral llamado Andrómeda estaba constituido por estrellas individuales y no era una mera nebulosa de gas como hasta entonces se creía. Hacia 1930 Trumpler descubrió el efecto de oscurecimiento galáctico producido por el polvo intereIris, con lo que se logró corregir tanto el tamaño de la Galaxia como la distancia a la que se encuentra el Sol a los valores hoy en día aceptados. De acuerdo con estos datos, el sistema Solar se encuentra a una distancia entre 8.000 y 10.000 parsecs de distancia del centro galáctico, aproximadamente a dos tercios de distancia.

Todas las estrellas que componen la Vía láctea están rotando alrededor del núcleo, que se cree que puede contar en su interior con un agujero negro. Las observaciones astronómicas referidas a galaxias distantes muestran que la velocidad de rotación del Sol alrededor de la galaxia es de unos 250 km/s, empleando aproximadamente 250 millones de años en realizar una revolución completa. Las estrellas próximas al Sol realizan una órbita relativamente parecida, pero las más cercanas al centro de la galaxia giran más rápido, hecho que se conoce como rotación diferencial.

La edad de la Vía Láctea se estima en unos 13 billones de años, dato que se desprende del estudio de los cúmulos globulares y que concuerda con el resultado obtenido por los geólogos en su estudio de la desintegración radiactiva de ciertos minerales terrestres.

La observación del mapa eIris ha permitido reconstruir los brazos espirales de la Galaxia, zonas en las cuales es abundante el número de cúmulos eIrises o zonas de formación eIris. Éstos se nombran por las constelaciones que en ellos se encuentran. El brazo más cercano al centro galáctico es llamado de Centauro o de Norma-Centauro. El siguiente brazo hacia el exterior es el de Sagitario. El brazo de Orion es nuestro brazo local, también llamado del Cisne, y el brazo contiguo hacia el exterior se conoce como el de Perseo.

Las estrellas que se encuentran en la Galaxia suelen agruparse en dos grandes grupos, llamados comúnmente poblaciones. El grupo llamado de población I está integrado por estrellas de composición solar, relativamente jóvenes, que se distribuyen en órbitas aproximadamente circulares en el disco galáctico, dentro de sus brazos. Las estrellas de población II son ricas en hidrógeno y helio, con escasez de elementos pesados, son de mayor edad, y tienen órbitas que no se encuentran dentro del plano galáctico.
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Antiguo 02/06/2005, 12:52   #2
Jose Pepe o Pepito 
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Planetas en otros sistemas solares



Saber si estamos o no solos en el universo ha sido uno de los objetivos de muchos filósofos y científicos a lo largo de la historia. Hasta hace poco, los únicos planetas conocidos formaban parte del Sistema Solar. El descubrimiento de planetas extrasolares es un acontecimiento bastante reciente. Aunque la búsqueda sistemática comenzó en 1988, el primer planeta extrasolar o exoplaneta fue detectado en 1995.

Pero observar planetas directamente no es fácil. La existencia de planetas extrasolares se ha deducido en primera instancia a partir de pruebas indirectas. No obstante, existen varios proyectos futuros que permitirán observar estos planetas en el visible o en el infrarrojo. A partir de ahí se podrían obtener algunos datos que permitan deducir si dichos planetas alojan vida o no.

Hasta hace poco tiempo los científicos no han dispuesto de técnicas e instrumentos capaces de detectar planetas extrasolares, es decir, sistemas planetarios en torno a otras estrellas. Pero la existencia de nuestro sistema planetario ha fomentado la búsqueda. Así, uno de los primeros pasos hacia el descubrimiento de planetas más allá de nuestro Sistema Solar se produjo en 1983, cuando se descubrió un disco en torno a la estrella Beta Pictoris. Pero durante mucho tiempo ésta ha sido la única prueba disponible.

La llegada del telescopio espacial Hubble permitió realizar observaciones detalladas de regiones de formación de estrellas, como la existente en la constelación de Orión. Así se detectaron discos protoplanetarios en torno a estrellas jóvenes en formación, y se comprobó que una gran parte de las estrellas que se estaban formando tenían discos que podrían dar lugar a planetas en el futuro.

Al principio de la década de 1990, se anunció el descubrimiento de planetas girando alrededor de púlsares. Los púlsares son estrellas muy compactas y que giran muy rápidamente, emitiendo radiación electromagnética que, si el eje de rotación está orientado convenientemente, puede detectarse desde la Tierra. Más tarde se vio que existían errores en el análisis de los datos y que dichos planetas no existían. Luego, no obstante se ha confirmado la existencia de planetas girando en torno a púlsares.

Finalmente, en 1995, se anunció el descubrimiento del primer planeta extrasolar girando en torno a una estrella de tipo solar, 51 Pegasi. A partir de ese momento, los anuncios de nuevos planetas extrasolares se han ido sucediendo sin pausa hasta llegar a la actualidad. Ahora ya se conocen varias decenas de planetas extrasolares, y el número de planetas conocidos crece cada año.

Dada la dificultad que presentan las observaciones directas, los primeros intentos de búsqueda de planetas que han dado resultado se han basado en observaciones indirectas. Los métodos utilizados se basan en las perturbaciones gravitatorias causadas por los planetas sobre las estrellas y en el tránsito del planeta por delante de la luz de la estrella.

La mayor parte de los planetas orbitan su estrella a una distancia bastante menor que la distancia Tierra-Sol. Además, la masa observada es del orden de la masa de Júpiter. Esto es, en parte, consecuencia de los métodos de detección empleados. Los planetas de masa mayor y que giran más cerca de la estrella tienen más posibilidades de ser detectados por las técnicas empleadas.

No obstante, el refinamiento de dichas técnicas y la utilización de otras nuevas debe permitir en un futuro cercano detectar también planetas de tipo terrestre, es decir, planetas con una masa equivalente a la de nuestro planeta. En el futuro, gracias a nuevos telescopios situados en tierra y a nuevos observatorios espaciales, seremos capaces de recoger luz procedente directamente de los planetas para obtener imágenes. A partir de ahí, con la ayuda de la espectroscopía, podremos conocer cuáles son los componentes principales de las atmósferas o las superficies de los planetas.
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Antiguo 02/06/2005, 15:45   #3
dieg
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dieg está en el buen camino
http://www.elmundo.es/elmundo/2005/0...114862238.html. En este link sale una fotografia del primer planeta fuera del sistema solar. bueno el primero que se fotografia
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Antiguo 03/06/2005, 12:50   #4
Jose Pepe o Pepito 
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El polvo cósmico



Según las teorías astronómicas actuales, las galaxias fueron en origen grandes conglomerados de gas y polvo cósmico 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 intereIris, que forma la mayor parte de la materia entre las estrellas.

El polvo intereIris (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 lforman parte del polvo cósmico. En 1965 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.

tiene que contener también agrupaciones atómicas formadas por átomos aún menos comunes que los de hidrógeno, oxígeno y carbono. En el espacio intereIris 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. 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.
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Antiguo 03/06/2005, 16:22   #5
Jose Pepe o Pepito 
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La energía de las estrellas



Las estrellas emiten energía de diferentes maneras:

1. En forma de fotones de radiación electromagnética carentes de masa, desde los rayos gamma más energéticos a las ondas radioeléctricas menos energéticas (incluso la materia fría radia fotones; cuanto más fría es la materia, tanto más débiles son los fotones). La luz visible es parte de esta clase de radiación.

2. En forma de otras partículas sin masa, como son los neutrinos y los gravitones.

3. En forma de partículas cargadas de alta energía, principalmente protones, pero también cantidades menores de diversos núcleos atómicos y otras clases de partículas. Son los rayos cósmicos.

Todas estas partículas emitidas (fotones, neutrinos, gravitones, protones, etc.) son estables mientras se hallen aisladas en el espacio. Pueden viajar miles de millones de años sin sufrir ningún cambio, al menos por lo que sabemos.

Así pues, todas estas partículas radiadas sobreviven hasta el momento (por muy lejano que sea) en que chocan contra alguna forma de materia que las absorbe. En el caso de los fotones sirve casi cualquier clase de materia. Los protones energéticos son ya más difíciles de parar y absorber, y mucho más difíciles aún los neutrinos. En cuanto a los gravitones, poco es lo que se sabe hasta ahora.

Supongamos ahora que el universo sólo consistiese en estrellas colocadas en una configuración invariable. Cualquier partícula emitida por una estrella viajaría por el espacio hasta chocar contra algo (otra estrella) y ser absorbida. Las partículas viajarían de una estrella a otra y, a fin de cuentas, cada una de ellas recuperaría toda la energía que había radiado. Parece entonces que el universo debería continuar inmutable para siempre.

El hecho de que no sea así es consecuencia de tres cosas:

1. El universo no consta sólo de estrellas sino que contiene una cantidad importante de materia fría, desde grandes planetas hasta polvo intereIris. Cuando esta materia fría frena a una partícula, la absorbe y emite a cambio partículas menos energéticas. Lo cual significa que en definitiva la temperatura de la materia fría aumenta con el tiempo, mientras que el contenido energético de las estrellas disminuye.

2. Algunas de las partículas (neutrinos y gravitones, por ejemplo) emitidas por las estrellas y también por otras formas de materia tienen una tendencia tan pequeña a ser absorbidas por éstas que desde que existe el universo sólo han sido absorbidas un porcentaje diminuto de ellas. Lo cual equivale a decir que la fracción de la energía total de las estrellas que pulula por el espacio es cada vez mayor y que el contenido energético de las estrellas disminuye.

3. El universo está en expansión. Cada año es mayor el espacio entre las galaxias, de modo que incluso partículas absorbibles, como los protones y los fotones, pueden viajar por término medio distancias mayores antes de chocar contra la materia y ser absorbidas. Esta es otra razón de que cada año sea menor la energía absorbida por las estrellas en comparación con la emitida, porque hace falta una cantidad extra de energía para llenar ese espacio adicional, producido por la expansión, con partículas energéticas y hasta entonces no absorbidas. Esta última razón es suficiente por sí misma. Mientras el universo siga en expansión, continuará enfriándose.

Naturalmente, cuando el universo comience a contraerse de nuevo (suponiendo que lo haga) la situación será la inversa y empezará a calentarse otra vez.
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Antiguo 03/06/2005, 16:24   #6
Jose Pepe o Pepito 
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Novas y supernovas



Antes de la era de la astronomía, a una estrella que aparecía súbitamente donde antes no se había visto nada, se le llamaba nova, o "estrella nueva". Éste es un nombre inapropiado, ya que estas estrellas existían mucho antes de que se pudieran ver a simple vista. Los astrónomos consideran que quizá existan una docena de novas en la Vía Láctea, la galaxia de la Tierra, cada año, pero dos o tres de ellas están demasiado lejos para poder verlas o las oscurece la materia intereIris.

En efecto, a las novas se las observa con más facilidad en otras galaxias cercanas que en la nuestra. Se les llama novas de acuerdo con el año de su aparición y la constelación en la que surgen. De forma característica, una nova incrementa en varios miles de veces su brillo original en cuestión de días o de horas. Después entra en un periodo de transición, durante el cual palidece, y cobra brillo de nuevo; a partir de ahí palidece poco a poco hasta llegar a su nivel original de brillo.

Las novas son estrellas en un periodo tardío de evolución. Se puede considerar que son un tipo de estrellas variables. En apariencia se comportan así porque sus capas exteriores han formado un exceso de helio mediante reacciones nucleares y se expande con demasiada velocidad como para ser contenida. La estrella despide de forma explosiva una pequeña fracción de su masa como una capa de gas y entonces se normaliza. La estrella restante es típicamente una enana blanca y por lo general se cree que es el miembro más pequeño de un sistema binario, sujeto a una continua disminución de materia de la estrella más grande. Quizá este fenómeno suceda siempre con las novas enanas, que surgen una y otra vez a intervalos regulares de unos cientos de días.

Las novas en general muestran una relación entre su máximo brillo y el tiempo que tardan en palidecer en una cierta cantidad de magnitudes. Mediante mediciones de las novas más cercanas de las que conocemos la distancia y el brillo, los astrónomos pueden utilizar las novas de otras galaxias como indicadores de la distancia de esas galaxias.

La explosión de una supernova es mucho más espectacular y destructiva que la de una nova y mucho más rara. Estos fenómenos son poco frecuentes en nuestra galaxia, y a pesar de su aumento de brillo en un factor de miles de millones, sólo unas pocas se pueden observar a simple vista. Hasta 1987 sólo se habían identificado realmente tres a lo largo de la historia, la más conocida de las cuales es la que surgió en 1054 d. C. y cuyos restos se conocen como la nebulosa del Cangrejo.

Las supernovas, al igual que las novas, se ven con más frecuencia en otras galaxias. Así pues, la supernova más reciente, que apareció en el hemisferio sur el 24 de febrero de 1987, surgió en una galaxia satélite, la Gran Nube de Magallanes. Esta supernova, que exhibe algunos rasgos insólitos, es hoy objeto de un intenso estudio astronómico.

Los mecanismos que producen las supernovas se conocen menos que los de las novas, sobre todo en el caso de las estrellas que tienen más o menos la misma masa que el Sol, las estrellas medias. Sin embargo, las estrellas que tienen mucha más masa explotan a veces en las últimas etapas de su rápida evolución como resultado de un colapso gravitacional, cuando la presión creada por los procesos nucleares dentro de la estrella ya no puede soportar el peso de las capas exteriores. A esto se le denomina supernova de Tipo II.

Una supernova de Tipo I se origina de modo similar a una nova. Es un miembro de un sistema binario que recibe el flujo de combustible puro al capturar material de su compañero.

De la explosión de una supernova quedan pocos restos, salvo la capa de gases que se expande. Un ejemplo famoso es la nebulosa del Cangrejo; en su centro hay un púlsar, o estrella de neutrones que gira a gran velocidad. Las supernovas son contribuyentes significativos al material intereIris que forma nuevas estrellas.
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Antiguo 03/06/2005, 16:25   #7
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Nebulosas



Una nebulosa es una nube de gas o polvo en el espacio. Las nebulosas pueden ser oscuras o, si se iluminan por estrellas cercanas o estrellas inmersas en ellas, pueden ser brillantes. Generalmente son lugares donde se produce la formación de estrellas y discos planetarios, por lo que se suelen encontrar en su seno estrellas muy jóvenes.

Existe gran variedad de nebulosas acompañando a las estrellas en todas las etapas de su evolución. La gran mayoría corresponden a nubes gaseosas de hidrógeno y helio que experimentan un proceso de contracción gravitatoria hacia un estado de protoestrella. Así, las llamadas nebulosas ******* cuentan en su interior cuentan con una estrella recién formada. La nebulosa no es, en este caso, sino los restos de gas que no ha colapsado. El gas en cuestión, que puede, mediante colisiones atómicas, formar moléculas y pequeñas partículas sólidas de mayor o menor complejidad, se calienta por la radiación emitida por la nueva estrella lo suficiente como para enmascarar su presencia, y lo que se observa es una imagen parecida a la de un ******* de oruga.

Otro tipo de nebulosas, llamados glóbulos de Bok, son nubes de gas muy condensado, en vías de formar una protoestrella. Se revelan, cuando están situadas sobre un fondo claro, como por ejemplo la Galaxia, como un oscurecimiento del fondo, por ejemplo la nebulosa llamada Saco de carbón, junto a la constelación Cruz del Sur, y la nebulosa llamada de Cabeza de caballo.

Los llamados objetos de Herbig-Haro son nebulosas pequeñas, variables, que aparecen y desaparecen en un periodo de pocos años, que parecen consistir en grumos de materia gaseosa eyectados en los polos de una estrella en formación, principalmente en la fase de *******. Su luminosidad se produce por colisión con la nube circundante de gas, pues producen una característica onda de choque debido a la gran velocidad con que se expulsan.

Otro tipo de nebulosas, con una composición química rica en elementos químicos pesados (helio, carbono y nitrógeno principalmente) son restos de materia eIris expulsada por las estrellas gigantes y supergigantes a gran velocidad (1000 Km/s) en un tipo de estrellas llamadas de Wolf-Rayet. semejantes a éstas se producen también en las últimas etapas eIrises, tras la formación de novas y supernovas.

A las nebulosas planetarias se les llama así porque muchas de ellas se parecen a los planetas cuando son observadas a través de un telescopio, aunque de hecho son capas de material de las que se desprendió una estrella evolucionada de masa media durante su última etapa de evolución de gigante roja antes de convertirse en enana blanca. La nebulosa del Anillo, en la constelación de Lira, es una planetaria típica que tiene un periodo de rotación de 132.900 años y una masa de unas 14 veces la masa del Sol.

En la Vía Láctea se han descubierto varios miles de nebulosas planetarias. Más espectaculares, pero menores en número, son los fragmentos de explosiones de supernovas, y quizás la más famosa de éstas sea la nebulosa del Cangrejo. Las nebulosas de este tipo son radiofuentes intensas, como consecuencia de las explosiones que las formaron y los probables restos de púlsares en que se convirtieron las estrellas originarias.
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Origen del Sistema Solar



Desde los tiempos de Newton se ha podido especular acerca del origen de la Tierra y el Sistema Solar como un problema distinto del de la creación del Universo en conjunto. La idea que se tenía del Sistema Solar era el de una estructura con unas ciertas características unificadas:

1. - Todos los planetas mayores dan vueltas alrededor del Sol aproximadamente en el plano del ecuador solar. En otras palabras: si preparamos un modelo tridimensional del Sol y sus planetas, comprobaremos que se puede introducir en un cazo poco profundo.

2. - Todos los planetas mayores giran entorno al Sol en la misma dirección, en sentido contrario al de las agujas del reloj, si contemplamos el Sistema Solar desde la Estrella Polar.

3. - Todos los planetas mayores (excepto Urano y, posiblemente, Venus) efectúan un movimiento de rotación alrededor de su eje en el mismo sentido que su revolución alrededor del Sol, o sea de forma contraria a las agujas del reloj; también el Sol se mueve en tal sentido.

4. - Los planetas se hallan espaciados a distancias uniformemente crecientes a partir del Sol y describen órbitas casi circulares.

5. - Todos los satélites, con muy pocas excepciones, dan vueltas alrededor de sus respectivos planetas en el plano del ecuador planetario, y siempre en sentido contrario al de las agujas del reloj. La regularidad de tales movimientos sugirió, de un modo natural, la intervención de algunos procesos singulares en la creación del Sistema en conjunto.

Por tanto, ¿cuál era el proceso que había originado el Sistema Solar? Todas las teorías propuestas hasta entonces podían dividirse en dos clases: catastróficas y evolutivas. Según el punto de vista catastrófico, el Sol había sido creado como singular cuerpo solitario, y empezó a tener una «familia» como resultado de algún fenómeno violento. Por su parte, las ideas evolutivas consideraban que todo el Sistema había llegado de una manera ordenada a su estado actual.

En el siglo XVI se suponía que aun la historia de la Tierra estaba llena de violentas catástrofes. ¿Por qué, pues, no podía haberse producido una catástrofe de alcances cósmicos, cuyo resultado fuese la aparición de la totalidad del Sistema? Una teoría que gozó del favor popular fue la propuesta por el naturalista francés Georges-Louis Leclerc de Buffon, quien afirmaba, en 1745, que el Sistema Solar había sido creado a partir de los restos de una colisión entre el Sol y un cometa.

Naturalmente, Buffon implicaba la colisión entre el Sol y otro cuerpo de masa comparable. Llamó a ese otro cuerpo cometa, por falta de otro nombre. Sabemos ahora que los cometas son cuerpos diminutos rodeados por insustanciales vestigios de gas y polvo, pero el principio de Buffon continúa, siempre y cuando denominemos al cuerpo en colisión con algún otro nombre y, en los últimos tiempos, los astrónomos han vuelto a esta noción.

Sin embargo, para algunos parece más natural, y menos fortuito, imaginar un proceso más largamente trazado y no catastrófico que diera ocasión al nacimiento del Sistema Solar. Esto encajaría de alguna forma con la majestuosa descripción que Newton había bosquejado de la ley natural que gobierna los movimientos de los mundos del Universo. El propio Newton había sugerido que el Sistema Solar podía haberse formado a partir de una tenue nube de gas y polvo, que se hubiera condensado lentamente bajo la atracción gravitatoria. A medida que las partículas se aproximaban, el campo gravitatorio se habría hecho más intenso, la condensación se habría acelerado hasta que, al fin, la masa total se habría colapsado, para dar origen a un cuerpo denso (el Sol), incandescente a causa de la energía de la contracción.

En esencia, ésta es la base de las teorías hoy más populares respecto al origen del Sistema Solar. Pero había que resolver buen número de espinosos problemas, para contestar algunas preguntas clave. Por ejemplo: ¿Cómo un gas altamente disperso podía ser forzado a unirse, por una fuerza gravitatoria muy débil?
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En años recientes, los astrónomos han propuesto que la fuerza iniciadora en la formación del Sistema Solar debería ser una explosión supernova. Cabe imaginar que una vasta nube de polvo y gas que ya existiría, relativamente incambiada, durante miles de millones de años, habría avanzado hacia las vecindades de una estrella que acababa de explotar como una supernova. La onda de choque de esta explosión, la vasta ráfaga de polvo y gas que se formaría a su paso a través de la nube casi inactiva a la que he mencionado que comprimiría esta nube, intensificando así su campo gravitatorio e iniciando la condensación que conlleva la formación de una estrella.

Si ésta era la forma en que se había creado el Sol, ¿qué ocurría con los planetas? ¿De dónde procedían? El primer intento para conseguir una respuesta fue adelantado por Immanuel Kant en 1755 e, independientemente, por el astrónomo francés y matemático Fierre Simón de Laplace, en 1796. La descripción de Laplace era más detallada.

De acuerdo con la descripción de Laplace, la enorme nube de materia en contracción se hallaba en fase rotatoria al empezar el proceso. Al contraerse, se incrementó su velocidad de rotación, de la misma forma que un patinador gira más rápido cuando recoge sus brazos. Esto es debido a la «conversión del momento angular». Puesto que dicho momento es igual a la velocidad del movimiento por la distancia desde el centro de rotación, cuando disminuye tal distancia se incrementa, en compensación, la velocidad del movimiento.

Según Laplace, al aumentar la velocidad de rotación de la nube, ésta empezó a proyectar un anillo de materia a partir de su ecuador, en rápida rotación. Esto disminuyó en cierto grado el momento angular, de tal modo que se redujo la velocidad de giro de la nube restante; pero al seguir contrayéndose, alcanzó de nuevo una velocidad que le permitía proyectar otro anillo de materia. Así, el Sol fue dejando tras sí una serie de anillos (nubes de materia, en forma de rosquillas), que se fueron condensando lentamente, para formar los planetas; con el tiempo, éstos expelieron, a su vez, pequeños anillos, que dieron origen a sus satélites.

A causa de este punto de vista, de que el Sistema Solar comenzó como una nube o nebulosa, y dado que Laplace apuntó a la nebulosa de Andrómeda (que entonces no se sabía que fuese una vasta galaxia de estrellas, sino que se creía que era una nube de polvo y gas en rotación), esta sugerencia ha llegado a conocerse como hipótesis nebular.

La «hipótesis nebular» de Laplace parecía ajustarse muy bien a las características principales del Sistema Solar, e incluso a algunos de sus detalles. Por ejemplo, los anillos de Saturno podían ser los de un satélite que no se hubiera condensado ya que, al unirse todos, podría haberse formado un satélite de respetable tamaño. De manera similar, los asteroides que giraban, en cinturón alrededor del Sol, entre Marte y Júpiter, podrían ser condensaciones de partes de un anillo que no se hubieran unido para formar un planeta. Y cuando Helmholtz y Kelvin elaboraron unas teorías que atribuían la energía del Sol a su lenta contracción, las hipótesis parecieron acomodarse de nuevo perfectamente a la descripción de Laplace.

La hipótesis nebular mantuvo su validez durante la mayor parte del siglo XIX. Pero antes de que éste finalizara empezó a mostrar puntos débiles. En 1859, James Clerk Maxwell, al analizar de forma matemática los anillos de Saturno, llegó a la conclusión de que un anillo de materia gaseosa lanzado por cualquier cuerpo podría condensarse sólo en una acumulación de pequeñas partículas, que formarían tales anillos, pero que nunca podría formar un cuerpo sólido, porque las fuerzas gravitatorias fragmentarían el anillo antes de que se materializara su condensación.

También surgió el problema del momento angular. Se trataba de que los planetas, que constituían sólo algo más del 0,1% de la masa del Sistema Solar, ¡contenían, sin embargo, el 98% de su momento angular! En otras palabras: el Sol retenía únicamente una pequeña fracción del momento angular de la nube original.

¿Cómo fue transferida la casi totalidad del momento angular a los pequeños anillos formados a partir de la nebulosa? El problema se complica al comprobar que, en el caso de Júpiter y Saturno, cuyos sistemas de satélites les dan el aspecto de sistemas solares en miniatura y que han sido, presumiblemente, formados de la misma manera, el cuerpo planetario central retiene la mayor parte del momento angular.
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Antiguo 03/06/2005, 16:29   #10
Jose Pepe o Pepito 
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A partir de 1900 perdió tanta fuerza la hipótesis nebular para explicar la formación del Sistema Solar, que la idea de cualquier proceso evolutivo pareció desacreditada para siempre. El escenario estaba listo para la resurrección de una teoría catastrófica.

En 1905, dos sabios americanos, Thomas Chrowder Chamberlin y Forest Ray Moulton, propusieron una nueva, que explicaba el origen de los planetas como el resultado de una cuasicolisión entre nuestro Sol y otra estrella. Este encuentro habría arrancado materia gaseosa de ambos soles, y las nubes de material abandonadas en la vecindad de nuestro Sol se habrían condensado luego en pequeños «planetesimales», y éstos, a su vez, en planetas. Ésta es la «hipótesis planetesimal».

Respecto al problema del momento angular, los científicos británicos James Hopwood Jeans y Harold Jeffreys propusieron, en 1918, una «hipótesis de manera», sugiriendo que la atracción gravitatoria del Sol que pasó junto al nuestro habría comunicado a las masas de gas una especie de impulso lateral (dándoles «efecto», por así decirlo), motivo por el cual les habría impartido un momento angular. Si tal teoría catastrófica era cierta, podía suponerse que los sistemas planetarios tenían que ser muy escasos. Las estrellas se hallan tan ampliamente espaciadas en el Universo, que las colisiones eIrises son 10.000 veces menos comunes que las de las supernovas, las cuales, por otra parte, no son, en realidad, muy frecuentes. Según se calcula, en la vida de la Galaxia sólo ha habido tiempo para diez encuentros del tipo que podría generar sistemas solares con arreglo a dicha teoría.

Sin embargo, fracasaron estos intentos iniciales para asignar un papel a las catástrofes, al ser sometidos a la comprobación de los análisis matemáticos. Russell demostró que en cualquiera de estas cuasicolisiones, los planetas deberían de haber quedado situados miles de veces más lejos del Sol de lo que están en realidad. Por otra parte, tuvieron poco éxito los intentos de salvar la teoría imaginando una serie de colisiones reales, más que de cuasicolisiones.

Durante la década iniciada en 1930, Lyttleton especuló acerca de la posibilidad de una colisión entre tres estrellas, y, posteriormente, Hoyle sugirió que el Sol había tenido un compañero, que se transformó en supernova y dejó a los planetas como último legado. Sin embargo, en 1939, el astrónomo americano Lyman Spitzer demostró que un material proyectado a partir del Sol, en cualquier circunstancia, tendría una temperatura tan elevada que no se condensaría en planetesimales, sino que se expandiría en forma de un gas tenue. Aquello pareció acabar con toda la idea de catástrofe.

A pesar de ello, en 1965, un astrónomo británico, M. M. Woolfson, volvió a insistir en el tema, sugiriendo que el Sol podría haber arrojado su material planetario a partir de una estrella fría, muy difusa, de forma que no tendrían que haber intervenido necesariamente temperaturas extremas.

Y, así, una vez se hubo acabado con la teoría planetesimal, los astrónomos volvieron a las ideas evolutivas y reconsideraron la hipótesis nebular de Laplace.

Por entonces se había ampliado enormemente su visión del Universo. La nueva cuestión que se les planteaba era la de la formación de las galaxias, las cuales necesitaban, naturalmente, mayores nubes de gas y polvo que las supuestas por Laplace como origen del Sistema Solar. Y resultaba claro que tan enormes conjuntos de materia experimentarían turbulencias y se dividirían en remolinos, cada uno de los cuales podría condensarse en un sistema distinto.

En 1944, el astrónomo alemán Cari F. von Weizsácker llevó a cabo un detenido análisis de esta idea. Calculó que en los remolinos mayores habría la materia suficiente como para formar galaxias. Durante la turbulenta contracción de cada remolino se generarían remolinos menores, cada uno de ellos lo bastante grande como para originar un sistema solar, con uno o más soles. En los límites de nuestro remolino solar, esos remolinos menores podrían generar los planetas. Así, en las uniones en las que se encontraban estos remolinos, moviéndose unos contra otros como engranajes de un cambio de marchas, se formarían partículas de polvo que colisionarían y se fundirían, primero los planetesimales y luego los planetas.

La teoría de Weizsácker no resolvió por sí sola los interrogantes sobre el momento angular de los planetas, ni aportó más aclaraciones que la versión, mucho más simple, de Laplace. El astrofísico sueco Hannes Alfven incluyó en sus cálculos el campo magnético del Sol. Cuando el joven Sol giraba rápidamente, su campo magnético actuaba como un freno moderador de ese movimiento, y entonces se transmitiría a los planetas el momento angular.

Tomando como base dicho concepto, Hoyle elaboró la teoría de Weizsácker de tal forma, que ésta - una vez modificada para incluir las fuerzas magnéticas y gravitatorias - sigue siendo, al parecer, la que mejor explica el origen del Sistema Solar.
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Antiguo 03/06/2005, 23:57   #11
RepuLaCerda
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RepuLaCerda está en el buen camino
pues yo me he quedado con la boca abierta...
se agradecen estos posts, a ver si nuestra culturilla general aumenta un poquito.
Saludos Pepe
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Antiguo 04/06/2005, 12:09   #12
Jose Pepe o Pepito 
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Las manchas solares



Si la temperatura de la superficie solar es tan alta que está al blanco, ¿por qué las manchas solares son negras? Para ser negras tendrían que ser frías, y ¿cómo puede haber algo frío en el Sol?

La pregunta, tal como está formulada, parece una verdadera pega. De hecho, a principios del siglo pasado el gran astrónomo William Herschel concluyó que las manchas solares tenían que ser frías porque eran negras. La única manera de explicarlo era suponer que el Sol no era caliente en su totalidad. Según Herschel, tenía una atmósfera incandescente, pero debajo había un cuerpo sólido frío, que es lo que nosotros veíamos a través de una serie de grietas de la atmósfera solar. Estas grietas eran las manchas solares. Herschel llegó incluso a pensar que el frío interior del Sol podía estar habitado por seres vivientes.

Pero esto es falso. Hoy día estamos completamente seguros de que el Sol es caliente en su totalidad. Es más, la superficie que vemos es la parte más fría del Sol, y aun así es ya demasiado caliente, sin lugar a dudas, para los seres vivos. Radiación y temperatura están estrechamente relacionadas. En 1894, el físico alemán Wilhelm Wien estudió los distintos tipos de luz radiada a diferentes temperaturas y concluyó que, en condiciones ideales, cualquier objeto, independientemente de su composición química, radiaba una gama determinada de luz para cada temperatura.

A medida que aumenta la temperatura, la longitud de onda del máximo de radiación se hace cada vez más corta, del mismo modo para todos los cuerpos. A unos 600º C se desliza en la porción visible suficiente radiación para conferir al objeto un aspecto rojo mate. A temperaturas aún mayores, el objeto se hace rojo brillante, anaranjado, blanco y blanco azulado. (A temperaturas suficientemente altas, la radiación se hallaría en su mayor parte en el ultravioleta, y más allá aún. ) Midiendo con cuidado la longitud de onda del máximo de radiación solar (que se halla en la región del color amarillo) es posible calcular la temperatura de la superficie solar: resulta ser de unos 6.000º C.

no se hallan a esta temperatura. Son bastante más frías y su temperatura en el centro hay que situarla en los 4.000º C solamente. Parece ser que las manchas solares representan gigantescas expansiones de gases, y tales expansiones, ya sean en el Sol o en un frigorífico, dan lugar a una importante caída de temperatura. Qué duda cabe que para mantener fría una gigantesca mancha solar durante días y semanas contra el calor que afluye de las zonas circundantes, más calientes, hace falta una enorme bomba térmica, y lo cierto es que los astrónomos no han dado aún con un mecanismo completamente satisfactorio para la formación de esas manchas.

Incluso a 4.000º C, las manchas solares deberían ser muy brillantes: mucho más que un arco voltaico, y un arco voltaico es ya demasiado brillante para mirarlo directamente. Lo que ocurre es que las manchas solares son, efectivamente, más brillantes que un arco voltaico, y de ello pueden dar fe los instrumentos. El quid está en que el ojo humano no ve la luz de un modo absoluto, sino que juzga el brillo por comparación con el entorno. Las zonas más calientes de la superficie solar, las que podríamos llamar normales, son de cuatro a cinco veces más brillantes que las regiones más frías en el centro de una mancha solar, y comparando éstas con aquéllas, nos parecen negras. Ese negro es una especie de ilusión óptica.

Que esto es así puede demostrarse a veces durante los eclipses. La Luna eclipsante, con su cara oscura vuelta hacia la Tierra, es realmente negra contra el globo brillante del Sol. Cuando el borde de la Luna pasa por encima de una gran mancha solar, de modo que el «negro» de la mancha contrasta con la Luna, entonces se ve que la mancha, en realidad, no es negra.
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Antiguo 04/06/2005, 12:11   #13
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Los planetas del Sistema Solar



Esencialmente, un planeta se diferencia de una estrella en su cantidad de masa, mucho menor. A causa de este déficit, los planetas no desarrollan procesos de fusión termonuclear y no pueden emitir luz propia; limitándose a reflejar la de la estrella entorno a la cual giran. Históricamente se han distinguido nueve: Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y Plutón; sin embargo, existen otros cuerpos planetarios que por sus grandes dimensiones podrían ser considerados también como planetas. Éste es el caso de Ceres que con un diámetro superior a los 1. 000 km es empero, clasificado como un asteroide.

Todos los planetas recorren sus órbitas alrededor del Sol en sentido contrario al de las agujas del reloj, fenómeno que se conoce como traslación directa. Los Planetas tienen órbitas prácticamente circulares, según las leyes de Kepler son elipses o círculos achatados. La desviación de la forma circular está cuantificada por el valor de la excentricidad.

La distancia media Tierra-Sol se usa como unidad de longitud y se denomina Unidad Astronómica (UA). Las distancias medias entre el Sol y los Planetas aumentan en progresión geométrica desde Mercurio hasta Plutón.

Cada Planeta realiza una revolución completa alrededor del Sol en un tiempo denominado Periodo Sideral. Este periodo aumenta geométricamente con la distancia al Sol según la tercera ley de Kepler. Los períodos siderales van desde los 88 días de Mercurio hasta los 248 años de Plutón. Las velocidades orbitales de los planetas disminuyen con la distancia (desde 45 km/s para Mercurio hasta 5 km/s para Neptuno), pero son todas del mismo sentido.

Los Planetas tienen un movimiento de rotación entorno a su propio eje y en el mismo sentido que el de su traslación alrededor del Sol. Los períodos de rotación van desde los 243 días de Venus hasta las 10h que tarda Júpiter en dar una vuelta sobre si mismo. Los ejes de rotación de los planetas muestran diversas inclinaciones respecto de la eclíptica. La mayor parte del los Planetas poseen numerosos satélites, que generalmente orbitan en el plano ecuatorial del planeta y en el mismo sentido de su rotación. Las órbitas de los diferentes satélites de un planeta siguen a su vez la ley de Titus-Bode.

Los planetas ligeros o gigantes se localizan en la parte externa del Sistema Solar. Tienen densidades pequeñas, que reflejan su pequeña cantidad de silicatos. Son planetas constituidos básicamente por hidrógeno y helio, reflejo de la composición de la nebulosa solar primigenia. Tienen importantes actividades meteorológicas y procesos de tipo gravitacional en los que el planeta se va compactando, con un pequeño núcleo y una gran masa de gas en convección permanente. Otra característica común, es el poseer anillos formados por pequeñas partículas en órbitas más cercanas que las de sus satélites. A este tipo pertenecen Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno.

Los grandes planetas, Júpiter y Saturno, poseen sistemas de satélites, que en cierto modo, son modelos en miniatura del Sistema Solar. Aunque no disponen de fuentes termonucleares de energía, siguen liberando energía gravitatoria en cantidad superior a la radiación solar que reciben.

Los planetas densos o terrestres, están situados en la parte interna del Sistema Solar, zona que comprende desde la órbita de Mercurio hasta el cinturón de asteroides. Tienen densidades entre tres y cinco gramos por centímetro cúbico. Se ha producido una selección muy alta de la materia, dando lugar a productos como uranio, torio, y potasio, con núcleos inestables que acompañan fenómenos de fisión radiactiva. Estos elementos han desarrollado el suficiente calor como para generar vulcanismo y procesos tectónicos importantes. Algunos son todavía activos y han borrado los rasgos de su superficie original. Son ejemplos la Tierra, Io, y Venus.

No obstante, existen otros cuerpos planetarios que han sufrido una intensa craterización de su superficie (Luna, Marte, Fobos, Demos, Venus, en parte, Mercurio e incluso los asteroides). La presencia de cráteres en las superficies planetarias indica cómo ha variado la abundancia de objetos en el espacio interplanetario a lo largo de su evolución, proporcionando una clave para comprender la historia de cada uno de los planetas interiores.
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Antiguo 04/06/2005, 12:12   #14
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Las órbitas de los planetas



¿Por qué todos los planetas ocupan aproximadamente el mismo plano orbital? La mejor conjetura astronómica es que todos se mueven en el mismo plano orbital porque nacieron de un mismo y único disco plano de materia.

Las teorías sugieren que el sistema solar fue en origen una enorme masa de gas y polvo en rotación, que acaso fuese esférica en un principio. Bajo la influencia de su propia atracción gravitatoria fue condensándose, con lo cual tuvo que empezar a girar cada vez más deprisa para conservar el momento angular.

En un cierto momento de este proceso de condensación y rotación cada vez más acentuadas, el efecto centrífugo acabó por desgajar una porción de materia del plano ecuatorial. Esta porción de materia desgajada, que representaba un porcentaje pequeño del total, formó un gran disco plano alrededor de la porción central principal de la nube. De un modo u otro (pues sobre los detalles no hay ni mucho menos un consenso general) se condensaron una serie de planetas a partir de ese disco, mientras que el grueso de la nube se convirtió en el Sol. Los planetas siguieron girando en la región antes ocupada por el disco, y por esa razón giran todos ellos más o menos en el mismo plano del ecuador solar.

Por razones parecidas, los planetas, a medida que se fueron condensando, fueron formando satélites que giran, por lo general, en un único plano, que coincide con el del ecuador del planeta.

Según se cree, las excepciones a esta regla son debidas a sucesos violentos ocurridos mucho después de la formación general del sistema solar. El planeta Plutón gira en un plano que forma un ángulo de 17 grados con el plano de revolución de la Tierra. Ningún otro planeta tiene una órbita tan inclinada. Algunos astrónomos han conjeturado que Plutón quizá fuese en otro tiempo un satélite de Neptuno y que logró liberarse gracias a algún cataclismo no determinado. De los satélites actuales de Neptuno, el principal, que es Tritón, no gira en el plano ecuatorial de Neptuno, lo cual constituye otro indicio de algún cataclismo que afectó a ese planeta.

Júpiter posee siete satélites pequeños y distantes que no giran en el plano de su ecuador. El satélite más exterior de Saturno se halla en el mismo caso. Es probable que estos satélites no se formaran en su presente posición, en el momento de nacer el sistema solar, sino que sean asteroides capturados mucho después por esos planetas gigantes.

Muchos de los asteroides que giran entre las órbitas de Marte y Júpiter tienen planos orbitales muy inclinados. Una vez más, todo parece indicar una catástrofe. Es muy posible que en origen los asteroides fuesen un solo planeta pequeño que giraba en el plano general. Mucho después de la formación del sistema solar, una explosión o serie de explosiones puede que fragmentara ese malhadado mundo, colocando los fragmentos en órbitas que, en muchos casos diferían grandemente del plano orbital general.

Los cometas giran en todos los planos posibles. Ahora bien, hay astrónomos que creen que muy en las afueras del sistema solar, como a un año-luz del Sol, existe una nube dispersa de cometas. Estos cometas puede que se hayan condensado a partir de las porciones más exteriores de la nube esférica original, antes de comenzar la contracción general y antes de formarse el disco ecuatorial.

En tales circunstancias, cuando de vez en cuando un cometa abandona esa capa esférica y se precipita en las regiones interiores del sistema solar (quizá como resultado de la influencia gravitatoria de estrellas lejanas), su plano de rotación alrededor del Sol puede ser cualquiera.
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¿Podemos viajar al planeta Marte?



La NASA tiene un misterio que resolver: ¿Podemos mandar personas a Marte, o no? Es una cuestión de radiación. Conocemos la cantidad de radiación que hay ahí afuera, esperándonos entre la Tierra y Marte, pero no estamos seguros del modo en que reaccionará el cuerpo humano frente a ella.

Los astronautas de la NASA han estado en el espacio, ocasionalmente, desde hace 45 años. Salvo durante un par de rápidos viajes a la luna, nunca han permanecido lejos de la Tierra durante un largo período de tiempo. El espacio profundo está repleto de protones originados por las llamaradas solares, rayos gamma que provienen de los agujeros negros recién nacidos y rayos cósmicos procedentes de explosiones eIrises. Un largo viaje hasta Marte, sin grandes planetas en las cercanías que actúen como escudos reflectores de esa radiación, va a ser una nueva aventura.

La NASA mide el peligro de la radiación en unidades de riesgo cancerígeno. Un norteamericano saludable de 40 años, no fumador, tiene una probabilidad (enorme) del 20% de morir eventualmente a causa del cáncer. Eso si permanece en la Tierra. Si viajase a Marte, el riesgo aumentaría. La pregunta es ¿cuánto?

Según un estudio del año 2001 sobre gente expuesta a grandes dosis de radiación - p. e. los supervivientes de la bomba atómica de Hiroshima, e irónicamente, los pacientes de cáncer que se han sometido a radioterapia -, el riesgo inherente a una misión tripulada a Marte que durase 1. 000 días, caería entre un 1% y un 19%. La respuesta más probable es un 3,4%, pero el margen de error es muy amplio. Lo curioso es que es aún peor para las mujeres. Debido a los pechos y ovarios, el riesgo en astronautas femeninas es prácticamente el doble que el de sus compañeros varones.

Los investigadores que realizaron el estudio asumieron que la nave a Marte se construiría principalmente de aluminio, como la cápsula del Apolo. La "piel" de la nave espacial absorbería casi la mitad de la radiación que impactase contra ella.

Si el porcentaje del riesgo adicional es de sólo un poquito más... estará bien. Podríamos construir una nave espacial usando aluminio y de cabeza a Marte. El aluminio es el material favorito en la construcción de naves debido a su ligereza y fortaleza, y a la larga experiencia que, desde hace décadas, tienen los ingenieros con su manejo en la industria aeroespacial. Pero si fuese del 19% nuestro astronauta de 40 y pico años se enfrentaría a un riesgo de fallecer por cáncer del 20% más el 19%, es decir, el 39% tras su retorno a la Tierra. Eso no es aceptable. El margen de error es amplio, por una buena razón. La radiación de espacio es una mezcla única de rayos gamma, protones altamente energéticos y rayos cósmicos. Las ráfagas de explosiones atómicas y los tratamientos contra el cáncer, que es en lo que se basan muchos estudios, no son un sustituto fiable para la radiación "real".

La mayor amenaza para los astronautas en ruta a Marte es la de los rayos cósmicos galácticos. Estos rayos, se componen de partículas aceleradas a casi la velocidad de la luz, provenientes de las explosiones de supernovas lejanas. Los más peligrosos son los núcleos ionizados pesadamente. Una oleada de estos rayos atravesaría la coraza de la nave y la piel de los humanos como diminutas balas de cañón, rompiendo las hebras de las moléculas de ADN, dañando los genes y matando a las células.

Los astronautas se han visto expuestos muy raramente a una dosis completa de estos rayos del espacio profundo. Consideremos la Estación Espacial Internacional (ISS): que orbita a sólo 400 Km. sobre la superficie de la Tierra. El cuerpo de nuestro planeta, pareciendo grande, solamente intercepta un tercio de los rayos cósmicos antes de que alcancen a la ISS. Otro tercio es desviado por la magnetosfera terrestre. Los astronautas de la lanzadera espacial se benefician de reducciones similares.

Los astronautas del proyecto Apolo que viajaron a la luna absorbieron dosis mayores - cerca de 3 veces la de la ISS - pero solo por unos pocos días durante su travesía de la Tierra a la luna. En su camino a la luna, las tripulaciones del Apolo informaron haber visto destellos de rayos cósmicos en sus retinas, y ahora, muchos años más tarde, algunos de ellos han desarrollado cataratas. Por otro lado no parecen haber sufrido demasiado. Pero los astronautas que viajen a Marte estarán "ahí afuera" durante un año o más. No podemos estimar aún, con fiabilidad, lo que los rayos cósmicos nos harán cuando nos veamos expuestos a ellos durante tanto tiempo.

Averiguarlo es la misión del nuevo Laboratorio de Radiación Espacial de la NASA (NSRL), con sede en las instalaciones del Laboratorio Nacional Brookhaven, localizado en Nueva York, dependiente del Departamento de Energía de los EE. UU y que fue inaugurado en Octubre del 2003. En el NSRL hay aceleradores de partículas que pueden simular los rayos cósmicos. Los investigadores exponen células y tejidos de mamífero a haces de partículas, y luego inspeccionan los daños. El objetivo es reducir la incertidumbre en las estimaciones de riesgo a sólo un pequeño porcentaje para el año 2015.

Una vez que conozcamos el riesgo, la NASA puede decidir que clase de nave espacial ha de construirse. Es posible que los materiales de construcción ordinarios, como el aluminio, no sean lo bastante buenos. ¿Qué tal fabricar una nave de plástico?

Los plásticos son ricos en hidrógeno, un elemento que hace un gran trabajo como absorbente de rayos cósmicos. Por ejemplo, el polietileno, el mismo material con el que se hacen las bolsas de basura, absorbe un 20% más de rayos cósmicos que el aluminio. Cierta forma de polietileno reforzado, desarrollado por el Centro de Vuelo Espacial Marshall, es 10 veces más fuerte que el aluminio, y también más ligero. Este podría convertirse en el material elegido para la construcción de la nave espacial, si podemos fabricarlo lo suficientemente barato.

Si el plástico no fuese lo bastante bueno, entonces podría requerirse la presencia de hidrógeno puro. Litro a litro, el hidrógeno líquido bloquea los rayos cósmicos 2, 5 veces mejor que el aluminio. Algunos diseños avanzados de nave espacial necesitan grandes tanques de hidrógeno líquido como combustible, de modo que podríamos proteger a la tripulación de la radiación envolviendo los habitáculos con los tanques.

¿Podemos ir a Marte? Puede que si, pero antes, debemos resolver la cuestión del nivel de radiación que puede soportar nuestro cuerpo, y qué clase de nave espacial necesitamos construir.
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Antiguo 04/06/2005, 12:14   #16
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Asteroides rozadores de la Tierra y objetos Apolo



Si los asteroides penetran más allá de la órbita de Júpiter, ¿no habría otros que penetrasen más allá de la órbita de Marte, más cerca del Sol? El primero de tales casos se descubrió el 13 de agosto de 1898 por parte de un astrónomo alemán, Gustav Witt. Detectó el asteroide 433 y vio que su período de revolución era de sólo 1,76 años, es decir, 44 días menos que el de Marte. Por lo tanto, su distancia media del Sol debe ser menor que la de Marte. Al nuevo asteroide se le llamó Eros.

Eros demostró tener más bien una elevada excentricidad orbitaria. En el afelio, está dentro del cinturón de asteroides, pero en el perihelio, se halla a sólo 170 millones de kilómetros del Sol, no mucho más de la distancia de la Tierra al Sol. Dado que su órbita está inclinada respecto de la de la Tierra, no se aproxima a ésta tanto como lo haría si ambas órbitas estuviesen en el mismo plano.

De todos modos, si Eros y la Tierra se encuentran en los puntos apropiados de sus órbitas, la distancia entre ambos será sólo de 23 millones de kilómetros. Esto es un poco más de la mitad de la distancia mínima entre Venus y la Tierra, y significa que, si no contamos a nuestra propia Luna, Eros era, en el momento de su descubrimiento, nuestro más próximo vecino.

No es un cuerpo muy grande. A juzgar por los cambios en su brillo, tiene forma de ladrillo, y su diámetro medio es de unos cinco kilómetros. De todos modos, no es una cosa despreciable. Si colisionase con la Tierra, ocurriría una catástrofe.

En 1931, Eros se aproximó a un punto distante tan sólo 26 millones de kilómetros de la Tierra, y se estableció un vasto proyecto astronómico para determinar con exactitud su paralaje, por lo que las distancias del Sistema Solar podrían determinarse con mayor exactitud que nunca. El proyecto tuvo éxito, y los resultados no fueron mejorados hasta que los rayos del radar se reflejaron desde Venus.

Un asteroide que se aproxime a la Tierra más que Venus, es denominado (con cierta exageración) rozador de la Tierra. Entre 1898 y 1932, sólo se descubrieron tres rozadores más de la Tierra, y cada uno de ellos se aproximó a nuestro planeta menos que Eros.

Sin embargo, esta marca fue rota el 12 de marzo de 1932, cuando un astrónomo belga, Eugéne Delporte, descubrió el asteroide 1.221, y vio que, aunque su órbita era regular respecto de la de Eros, conseguía aproximarse a 16 millones de kilómetros de la órbita de la Tierra. Llamó al nuevo asteroide Amor (el equivalente latino de Eros).

El 24 de abril de 1932, exactamente seis semanas después, el astrónomo alemán Karl Reinmuth descubrió un asteroide al que llamó Apolo, porque era otro rozador de la Tierra. Se trataba de un asombroso asteroide puesto que, en su perihelio, se halla sólo a 95 millones de kilómetros del Sol. Se mueve no sólo en el interior de la órbita de Marte, sino también dentro de la Tierra, e incluso de la de Venus. Sin embargo, su excentricidad es tan grande que en el afelio está a 353.000.000 de kilómetros del Sol, más lejos de lo que le ocurre a Eros. El período de revolución de Apolo es, por tanto, 18 días más largo que el de Eros. El 15 de mayo de 1932, Apolo se aproximó dentro de los 10.725.000 kilómetros de la Tierra, menos de 30 veces la distancia de la Luna. Apolo posee menos de dos kilómetros de anchura, pero es lo suficientemente grande para que no sea bien venido como «rozador». Desde entonces, cualquier objeto que se aproxime al Sol más de como lo hace Venus, ha sido llamado objeto Apolo.

En febrero de 1936, Delporte, que ya había detectado a Amor cuatro años antes, avistó otro rozador de la Tierra al que llamó Adonis. Exactamente unos cuantos días antes de su descubrimiento, Adonis había pasado a sólo 2.475.000 kilómetros de la Tierra, o únicamente poco más de 6, 3 veces la distancia de la Luna a nosotros. Y lo que es más, el nuevo rozador de la Tierra tiene un perihelio de 65 millones de kilómetros, ya esa distancia está muy cerca a la órbita de Mercurio. Fue el segundo objeto Apolo descubierto.

En noviembre de 1937, Reinmuth (el descubridor de Apolo), avistó un tercero, al que llamó Hermes. Había pasado a 850. 000 kilómetros de la Tierra, sólo un poco más de dos veces la distancia de la Luna. Reinmuth, con los datos de que disponía, calculó una órbita grosso modo, según la cual Hermes podía pasar a sólo 313.000 kilómetros de la Tierra (una distancia menor de la que nos separa de la Luna), siempre y cuando Hermes y la Tierra se encontrasen en los puntos apropiados de su órbita. Sin embargo, desde entonces no se ha vuelto a detectar a Hermes.

El 26 de junio de 1949, Baade descubrió el más desacostumbrado de los objetos Apolo. Su período de revolución era de sólo 1, 12 años, y su excentricidad orbitaria resultaba la mayor conocida en los asteroides: 0,827. En su afelio, se encuentra a salvo en el cinturón de asteroides entre Marte y Júpiter pero, en su perihelio, se aproxima a 28.000.000 de kilómetros del Sol, más cerca que cualquier planeta, incluido Mercurio. Baade llamó a este asteroide Ícaro, según el joven de la mitología griega que, volando por los aires con las alas que había ideado su padre Dédalo, se aproximó demasiado al Sol, con lo que se le fundió la cera que aseguraba las plumas de las alas en su espalda, y se cayó produciéndole la muerte.

Desde 1949, se han descubierto otros objetos Apolo, pero ninguno se ha acercado tanto al Sol como Icaro. Sin embargo algunos poseen período orbitario de menos de un año y, por lo menos, uno está más cerca, en cada punto de su órbita, del Sol que la Tierra.

Algunos astrónomos estiman que hay en el espacio unos 750 objetos Apolo, con diámetros de un kilómetro y más. Se cree que, en el transcurso de un millón de años, cuatro respetables objetos Apolo han alcanzado la Tierra, tres a Venus, y uno tanto a Mercurio, como a Marte o a la Luna, y siete han visto sus órbitas alteradas de tal forma que todos han abandonado el Sistema Solar. El número de objetos Apolo, sin embargo, no disminuye con el tiempo, por lo que es probable que se añadan otros de vez en cuando a causa de perturbaciones gravitatorias de objetos en el cinturón de asteroides.
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Sedna, ¿el décimo planeta del Sistema Solar?



Investigadores auspiciados por la NASA han descubierto el objeto más distante en órbita del Sol. Es un misterioso cuerpo tipo planeta en los confines del Sistema Solar, que está tres veces más alejado de la Tierra que Plutón.

El Sol aparece tan pequeño desde esa distancia que podría tapársele por completo con la cabeza de un alfiler. El objeto, llamado Sedna por la diosa Inuit de los océanos, se encuentra a 13 mil millones de kilómetros (8 mil millones de millas) de distancia, en los confines del sistema solar.

Esta es, muy probablemente, la primera observación de la hipotética "nube de Oort", un sitio súper alejado donde se encuentran pequeños cuerpos helados que proporciona los cometas que cruzan por la Tierra. Otras características notables de Sedna son su tamaño y su color rojizo. Después de Marte, es el segundo objeto más rojo en el sistema solar. Se calcula que Sedna es aproximadamente tres cuartas partes del tamaño de Plutón.

Sedna es en definitiva el objeto más grande encontrado en el sistema solar desde el descubrimiento de Plutón en 1930. Brown, junto con Drs. Chad Trujillo del Observatorio Gemini, Hawaii, y David Rabinowitz de la Universidad de Yale en New Haven, Conn. , encontraron al objeto tipo-planeta, o planetoide, el 14 de Noviembre del 2003. Los investigadores utilizaron el Telescopio de 48 pulgadas Samuel Oschin en el Observatorio de Caltech en Palomar cerca de San Diego.

A los pocos días, telescopios en Chile, España, Arizona y Hawai observaron al objeto. El nuevo Telescopio Espacial Spitzer de la NASA también lo buscó. Sedna se encuentra extremadamente alejado del Sol, en la región más fría de nuestro sistema solar, donde las temperaturas nunca alcanzan los 240 grados Celsius bajo cero. El planetoide es aún más frío porque solo se acerca brevemente al sol durante su órbita solar de 10, 500 años. En su distancia mayor Sedna se encuentra a 130 mil millones de kilómetros (84 mil millones de millas) del Sol, 900 veces la distancia de la Tierra al Sol.

Los científicos utilizaron el hecho, de que incluso el telescopio Spitzer fue incapaz de detectar el calor de un objeto tan extremadamente distante y frío, para determinar que debe de tener menos de 1,700 kilómetros de diámetro, lo cual es menor que Plutón.

Combinando los datos disponibles, se calculó el tamaño de Sedna en un punto medio entre Plutón y Quaoar, un pequeño planetoide descubierto por el mismo equipo en el 2002. La órbita elíptica de Sedna no es parecida a nada visto anteriormente por los astrónomos. Se asemeja a las órbitas predichas para objetos que se encuentran en la hipotética nube de Oort, una reserva lejana de cometas.

Pero Sedna está 10 veces más cerca que la distancia pronosticada para la nube de Oort. Los astrónomos consideran que esta "nube interna de Oort" podría haberse formado miles de millones de años atrás cuando una estrella coloreada pasó por el Sol, arrastrando hacia adentro algunos de los cuerpos tipo cometas. La estrella habría estado lo suficientemente cerca para ser más brillante que la luna llena y habría sido visible durante el día en el cielo por 20,000 años. Peor aún, habría desplazado a cometas más allá en la nube de Oort, conduciendo a una intensa lluvia de cometas que podrían haber hecho desaparecer algunas o todas las formas de vida que existieron en la Tierra en esa época. Existe una evidencia indirecta de que Sedna tenga una luna. Los investigadores esperan comprobar esta posibilidad con el Telescopio Espacial Hubble de la NASA.

Sedna se acercará a la Tierra en los años venideros, pero aún en su máximo acercamiento, dentro de unos 72 años, estará muy lejano, mucho más que Plutón. Después comenzará su viaje de regreso de 10,500 años a los confines del sistema solar. La última vez que Sedna fue vista tan cerca del Sol, la Tierra estaba saliendo apenas de la última era glacial. La próxima vez que regrese, el mundo puede ser un lugar completamente diferente.
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Cometas en el cielo



Los antiguos, observando que los cometas aparecían y desaparecían de manera imprevisible, rodeados de una pálida cabellera y seguidos por una cola extremadamente cambiable, no tuvieron dudas: eran algo que venía a trastornar el orden celeste.

El hecho mismo de que los cometas no seguían el movimiento de los planetas, no hacía más que fortalecer esta creencia que llevó a considerar los cometas como responsables de acontecimientos históricos generalmente graves. De este modo, durante siglos se consideró que los cometas eran mensajeros de infortunios y la aparición de un cometa era causa de grandes preocupaciones en los pueblos.

En el siglo I a. JC. el escritor Plinio atribuyó la causa de la sangrienta guerra entre Julio César y Pompeyo al paso de un cometa. Lo mismo sucedió en muchas otras ocasiones; también en el año 1066, cuando el duque de Normandía Guillermo el Conquistador desembarcó en Inglaterra y mató al Rey Harold ll proclamándose nuevo rey, fue visto otro cometa. Hoy sabemos que se trataba del cometa Halley, el representante más ilustre de esta categoría de astros, que regresa de manera periódica.

Dejando a un lado las supersticiones, la opinión científica sobre la naturaleza de los cometas, que nuestros antepasados compartieron, era la que Aristóteles estableció alrededor del 350 a. JC. El gran filósofo griego formuló la teoría que tanto los cometas como los meteoros no eran otra cosa que fenómenos atmosféricos causados por vapores en ebullición que se desprendían de la Tierra y eran impulsados hacia la parte superior de la atmósfera.

La convicción de Aristóteles sobre los cometas sobrevivió durante siglos y el propio Galileo no logró resolver el enigma de las trayectorias de los cometas, aunque Tycho Brahe ya había lobrado calcular casi con total precisión sus enormes distancias de la Tierra.

Sólo en la segunda mitad del siglo XVII, gracias a los estudios de Newton y de Halley, se logró saber que los cometas están bajo la influencia de la fuerza de atracción del Sol, pero que, al contrario de los planetas, siguen trayectorias extremadamente alargadas.

Halley calculó que las apariciones de un cometa producidas en 1531, en 1607 y en 1682, debían atribuirse a un mismo objeto celeste y predijo que el cometa volvería en 1758. Halley no vivió tanto como para poder ver con sus propios ojos confirmarse la predicción. El cometa se presentó puntualmente a la cita y desde entonces se conoce con su nombre.

Pero llegamos a nuestros días. Hasta hace pocos años se pensaba que los cometas eran cuerpos celestes formados por residuos cósmicos, muy similares a los meteoritos, que vagan sin meta por el sistema solar. Hoy nuestros conocimientos sobre los cometas han experimentado una revolución.

El astrónomo americano Fred Whipple ha formulado una hipótesis que concuerda perfectamente con la mayor parte de las observaciones astronómicas. Según Whipple, los cometas son como "bolas de nieve sucia", es decir que estarían formados por un conglomerado de hielos (agua, amoníaco, dióxido de carbono) y por granos sólidos constituídos por carbono y silicatos.

Los núcleos así compuestos, debido a su pequeño tamaño, livianos y compactos, son capaces de resistir la fuerza gravitacional del Sol y de los planetas, pero ai mismo tiempo son bastante volátiles como para justificar ia enorme nube de la cual se rodean por efecto del calor solar. Esta hipótesis explicaría también por qué los cometas no son visibles cuando carecen de cabellera y de cola.
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Antiguo 04/06/2005, 12:18   #19
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Cometas: La nube de Oort



La nube de Oort es una gran concentración de cometas sometidos a las fuerzas del Sol y otras estrellas. En el artículo La nube de Oort, Paul R. Weissman, experto en dinámica cometaria, habla sobre estos cometas que orbitan más allá de Plutón. Aquí se reproduce un fragmento de este artículo en el que el autor comienza planteando la cuestión del número de cometas que forman esta inmensa nube.

¿Cuántos cometas se alojan en la nube de Oort? La cifra depende de la frecuencia con la que los cometas de la nube escapan al espacio interplanetario. Conforme a la cifra observada de cometas de largo período, los astrónomos ahora calculan que contiene seis billones de cometas; son, pues, los cuerpos de algún tamaño más abundantes del sistema solar. Sólo una sexta parte pertenece a la nube externa y dinámica que describió Oort; el resto están en el núcleo, más denso. Si se aplica la mejor estimación realizada hasta el momento de la masa media de un cometa - 40.000 millones de toneladas métricas -, resulta que la masa total de los cometas de la nube de Oort es en el momento actual unas 40 veces la de la Tierra.

¿Dónde se originaron los cometas de la nube de Oort? No se formaron en su posición actual, pues el material existente a esas distancias es tan escaso, que no podría agregarse. Tampoco nacieron en el espacio intereIris; la captura de cometas por parte del Sol es ineficaz. El único lugar que nos queda es el sistema planetario. Oort conjeturó que los cometas se crearon en el cinturón de asteroides y fueron expulsados por los planetas gigantes durante la formación del sistema solar. Pero los cometas son cuerpos helados, bolas enormes de nieve sucia; en el cinturón de asteroides la temperatura es demasiado elevada para que se condensen fragmentos de hielo.

Transcurrido un año tras el artículo de Oort de 1950, Gerard P. Kuiper, de la Universidad de Chicago, propuso que la materia se agregaba formando cometas más lejos del Sol, en las cercanías de los planetas gigantes. (El cinturón de Kuiper fue bautizado con el nombre de este investigador porque sugirió que algunos cometas se constituyeron allende las órbitas planetarias más distantes). A buen seguro, se originarían cometas por toda la región de los planetas gigantes, pero se sostenía que los que se crearon cerca de Júpiter y Saturno (los dos planetas de mayor masa) debieron de ser expulsados al espacio intereIris; no era probable, en cambio, que Urano y Neptuno, con masas inferiores, diesen trayectorias de escape a tantos cometas.

La investigación en dinámica acaba de arrojar una sombra de duda sobre esta hipótesis. Júpiter y, sobre todo, Saturno conducen una parte importante de sus cometas a la nube de Oort, en una cuantía menor quizá que Urano y Neptuno, lo que pudo haberse compensando con la cantidad mayor de material que al principio poblaba las zonas de los planetas mayores.

Cabe, pues, que los cometas de la nube de Oort provengan de un amplio intervalo de distancias solares y, por tanto, de intervalo notable de temperaturas de formación. Ese fenómeno podría explicar la diversa composición de los cometas. En un trabajo reciente con Harold E. Levison hemos puesto de manifiesto que la nube podría contener asteroides procedentes de la región de los planetas interiores. Compuestos de roca, más que de hielos, estos objetos constituyen de un 2 a un 3 por ciento de la población total de la nube de Oort.

La clave de estas ideas es la presencia de los planetas gigantes, que arrojan los cometas hacia el exterior y modifican sus órbitas si alguna vez vuelven a introducirse en la región planetaria. Otras estrellas con planetas gigantes podrían contar con sus nubes de Oort. Si todas las estrellas tienen nubes de Oort, cuando pasen cerca del Sol éstas atravesarán la nuestra. Aun así, no menudearán las colisiones entre cometas, pues el espacio interpuesto viene a ser de una unidad astronómica o más.

Las nubes de Oort que rodean a cada estrella podrían estar liberando paulatinamente cometas hacia el espacio intereIris. De pasar cerca del Sol, estos cometas intereIrises deberían reconocerse, porque se aproximarían al sistema solar a velocidades mucho mayores que los procedentes de nuestra nube de Oort. Hasta la fecha no se ha detectado ningún cometa intereIris, lo que no debe sorprendernos ya que el sistema solar es un blanco muy pequeño en la inmensidad del espacio intereIris y la probabilidad de que alguna vez se haya visto uno es del cincuenta por ciento.

La nube de Oort sigue fascinando a los astrónomos. Gracias a la mecánica celeste, la naturaleza ha preservado en ese lejano almacén una muestra de material que data de la formación del sistema solar. Su estudio, y el de las pistas cosmoquímicas que han quedado congeladas en cada uno de sus helados componentes, permite a los investigadores conocer valiosos datos sobre el origen del sistema solar.
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Antiguo 30/04/2007, 16:34   #20
el_ultimo
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Mensajes: 3
el_ultimo está en el buen camino
Se nota que te gusta el tema.
A mi tambien me gusta bastante, y espero poner algun que otro comentario en el post.
Saludos.
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Antiguo 13/07/2007, 02:44   #21
Inokwo 
¿ I u o ʞ ʍ o ?
 
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Inokwo Leyenda viva del foroInokwo Leyenda viva del foroInokwo Leyenda viva del foroInokwo Leyenda viva del foroInokwo Leyenda viva del foroInokwo Leyenda viva del foroInokwo Leyenda viva del foroInokwo Leyenda viva del foroInokwo Leyenda viva del foroInokwo Leyenda viva del foroInokwo Leyenda viva del foro
guapisimo buena informacion ¡¡¡
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Antiguo 21/02/2008, 13:30   #22
Annatar-
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Avatar de Annatar-
 
Fecha de ingreso: 10/may/2007
Mensajes: 94
Annatar- llegará a ser famoso muy pronto
Acabo de leerme todo el post, tremendo. Deberia de haber mas como este
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