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Astronomía — v12.2008
Fecha de Creación: Diciembre de 2008
Fecha Actualización Wikipedia: Diciembre 2008
Número de Artículos: 776
www.grammata.es
[email protected]
2dF Galaxy Redshift Survey
...
Interpretación de la información obtenida con el 2dFGRS
En astronomía, el 2dF Galaxy Redshift Survey (Sondeo de
corrimiento al rojo de galaxias en un campo de 2 grados),
2dF o 2dFGRS es un sondeo de corrimiento al rojo de
galaxias llevado a cabo por el Observatorio
Anglo-Australiano (AAO) con el Telescopio
Anglo-Australiano de 3,9m entre 1997 y el 11 de abril del
2002. [1] Los datos de este sondeo fueron publicados el 30
de junio de 2003. Ésta inspección reveló la estructura a gran
escala en una sección del Universo local. En la actualidad
(enero de 2007) es el segundo sondeo de corrimiento al rojo
más grande después del Sloan Digital Sky Survey, que
comenzó en el 2000. Steve Maddox y John Peacock
estuvieron a cargo del proyecto.
Contenido
1 Descripción
2 Resultados del sondeo
3 Referencias
4 Enlaces externos
Descripción
El 2dF cubrió un área de unos 1500 grados cuadrados,
combinando zonas cercanas a los dos polos galácticos norte
y sur. [2] El nombre se deriva del hecho de que el
instrumento utilizado cubre un área de aproximadamente 2
grados cuadrados.
Las áreas seleccionadas para la observación fueron
previamente exploradas por el proyecto APM Galaxy Survey
(en el que también trabajó Steve Maddox). [2] Las regiones
inspeccionadas cubren un poco más de 75 grados de
ascensión recta en ambas bandas. La declinación de la banda
polar norte fue de unos 7,5 grados aproximadamente
mientras que la declinación de la banda polar sur fue de 15
grados aproximadamente. También se observaron cientos de
campos aislados de 2 grados cuadrados cerca de la banda
polar sur (véase ésta ilustración, donde los círculos negros
representan los campos observados, y la malla roja
representa la observación previa del proyecto APM).
En total, se obtuvo la fotometría para 382.323 objetos,
también se obtuvieron espectros de 245.591 objetos, de los
cuales 232.155 eran de galaxias (221.414 de ellos con buena
calidad), 12.311 son de estrellas, y 125 pertenecen a
quasares. [3] El sondeo requirió de 272 noches de
observación, repartidas a lo largo de 5 años.
El sondeo se realizó con el Telescopio Anglo-Australiano de
4 metros, con el instrumento "2dF" instalado en el foco
primario, permitiendo la observación de un campo de 2
grados en cada apuntado. El instrumento dispone de un
espectrógrafo equipado con dos bancos de 200 fibras ópticas
cada uno, permitiendo la medida simultánea de 400
espectros. El magnitud aparente límite del sondeo es de 19,5,
cubriendo objetos con un corrimiento al rojo en su mayor
parte de menos de z = 0,3 y una media de corrimiento al rojo
de 0,11. El volumen del Universo cubierto por el sondeo es
de aproximadamente 108 h-1 Mpc3, donde h se corresponde
al valor de la constante de Hubble, H0, dividido por 100. H0
es aproximadamente 70 km/s/Mpc. El mayor corrimiento al
rojo observado corresponde a una distancia de 600 h-1 Mpc.
Resultados del sondeo
Los resultados principales obtenidos por el 2dF en el campo
de la cosmología son:
Las medidas del parámetro de densidad de la
materia no relativista (materia bariónica más materia
oscura más neutrinos masivos).
La detección de oscilaciones acústicas de bariones y,
como consecuencia de esto, la relación entre la
densidad de materia bariónica y materia oscura.
Establecimiento de los límites de la contribución de
los neutrinos masivos a la materia oscura, acotando
la suma de las masas de las tres familias de
neutrinos a 1,8 eV.
Todos estos resultados están de acuerdo con las medidas de
otros experimentos (principalmente con los del WMAP), que
confirman el modelo cosmológico estándar.
El sondeo 2dF también nos da una visión única de nuestro
entorno cósmico local. Muchos supercúmulos sobresalen,
como la Gran Muralla Sloan, la mayor estructura conocida
en el universo hasta la fecha.
Referencias
1. Situación final de las observaciones del sondeo Final Status of Survey Observations (en inglés)
2. a b Introducción al 2dFGRS - "2dFGRS An
Introduction" (en inglés)
3. Resumen de estadísticas del 2dFGRS - 2dFGRS
Summary Statistics (en inglés)
Enlaces externos
Sitio oficial del 2dF Galaxy Redshift Survey .
The 2dF Galaxy Redshift Survey: spectra and
redshifts artículo de 2001 de la Royal Astronomical
Society describiendo el sondeo.
Sitio oficial del sistema instrumental del Campo de
Dos Grados.
Abd Al-Rahman Al Sufi
Abd Al-Rahman Al Sufi (7 de diciembre de 903 – 25 de
mayo de 986) fue un astrónomo de origen persa, conocido
también como 'Abd ar-Rahman as-Sufi, o 'Abd al-Rahman
Abu al-Husain. En Occidente se lo conoce abreviadamente
como Azophi y es con este nombre con el que se le ha
inmortalizado asignándole un cráter en la Luna.
Trabajo y Obras
Vivió en la corte del Emir Adud ad-Daula en Isfahán, Persia,
y trabajó traduciendo y expandiendo con comentarios obras
de contenido astronómico procedentes de los Griegos, en
especial el Almagesto de Ptolomeo. Hizo hincapié en
corregir datos de algunas estrellas ya descritas por Ptolomeo
y sobre todo revisó brillo y la magnitud. Ha sido uno de los
primeros en averiguar y describir la agrupación de estrellas
Magallanes que sólo es visible desde Yemen; no en la ciudad
donde residió Isfahán y que no fue divisada por un europeo
hasta que hizo el viaje Magallanes en el siglo XVI.
Se le considera como uno de los mejores traductores de
Idioma árabe de las obras astronómicas procedentes del
mundo helenístico y sobre todo de aquellas que procedeen
de Alejandría, fue el primero que intentó relacionar el
nombre de las estrellas y constelaciones en griego con la
denominación en árabe, tarea muy importante ya que
muchas estrellas carecían de traductores y a veces se
confundían.
Fue uno de los primeros en observar que el plano de la
eclíptica está inclinado respecto al ecuador celeste y realizó
cálculos para averiguar la duración del año trópico. Observó,
describió y catalogó las características de las estrellas,
identificando sus posiciones, su magnitud aparente, su brillo,
color y fue asociando las estrellas a sus correspondientes
constelaciones. Para cada constelación proporcionó dos
dibujos uno con el punto de vista desde fuera de la esfera
celeste y otro con el punto de vista desde dentro de la esfera
celeste (tal y como se puede ver desde la tierra). Al Sufi
escribió sobre la medición y uso del astrolabio, encontrando
numerosos nuevos usos para este instrumento.
Al Sufi publicó su famoso "Libro de las estrellas fijas" en
964, describiendo mucho de su trabajo de observación
astronómica en ambos formatos textual y con abundantes
pinturas.
Véase también
Anexo:Astrónomos y astrofísicos notables
Referencias externas
Biografía de Al Sufi (en inglés)
Abenragel
Abu Ali ibn ar-Rigal (conocido en fuentes cristianas como
Abenragel) fue un astrólogo árabe de finales del siglo X y
principios del XI, conocido sobre todo por su tratado de las
estrellas Kitb al-bri' fi akhm an-nujm, muerto después de
1037 en Kairouan (Túnez).
Su obra Kitb al-bri' fi akhm an-nujm fue traducido por
Yehuda ben Moshe en castellano para Alfonso X el Sabio en
1254 con el título de Libro complido de los judizios de las
estrellas. El único manuscrito en que se ha transmitido esta
obra es el Ms. 3605 en la Biblioteca Nacional de España,
aunque solo contiene cinco de los ocho libros de que
constaba la obra completa.
En 1485 fue traducida una copia completa en Venecia de la
obra alfonsí al latín y publicada por Erhard Ratdolt como
Praeclarissimus liber completus in judiciis astrorum (El muy
famoso libro completo de los juicios de las estrellas). Esta
edición y las versiones latinas posteriores se conocen
comúnmente como el De iudiciis astrorum (De los juicios de
las estrellas).
Referencias
Este artículo toma material traducido del artículo
correspondiente de la wikipedia en inglés.
Aberración de la luz
Se denomina aberración de la luz o aberración de Bradley
a la diferencia entre la posición observada de una estrella y
su posición real, debido a la combinación de la velocidad del
observador y la velocidad finita de la luz.
Retrato de James Bradley
Contenido
1 Descubrimiento
2 Concepto
3 El concepto en óptica
4 Enlaces externos
Descubrimiento
En 1725, James Bradley, entonces profesor Saviliano de
Astronomía en la Universidad de Oxford, intentó medir la
distancia a una estrella observando su orientación en dos
diferentes épocas del año. La posición de la Tierra cambiaba
mientras orbitaba alrededor del Sol y, por consiguiente,
proporcionaba una gran línea de base para la triangulación
de la estrella. Para su sorpresa, encontró que las estrellas
fijas mostraban un movimiento sistemático aparente,
relacionado con la dirección del movimiento de la Tierra en
su órbita y no dependía, como se había anticipado, de la
posición de la Tierra en el espacio.
Concepto
El descubrimiento de Bradley, la llamada aberración estelar,
es análoga a la situación que se produce cuando caen gotas
de lluvia. Una gota de lluvia, aunque viaje verticalmente con
respecto a un observador en reposo en la tierra,
aparentemente cambiará su ángulo de incidencia cuando el
observador está en movimiento. De este modo, un modelo
corpuscular de la luz podría explicar la aberración estelar
muy fácilmente. Por otra parte, la teoría ondulatoria también
brinda una explicación satisfactoria, siempre que el éter
permanezca totalmente quieto cuando la Tierra lo surca.
La diferencia máxima entre la posición observada y la
posición real de un astro alcanza un máximo de 20.47
segundos de arco denominándose constante de aberración.
El fenómeno de la aberración de la luz se utiliza para medir
por trigonometría la distancia a la que se encuentra una
estrella cercana, denominándose entonces paralaje anual, y
definiéndose con esa base la unidad de distancia interestelar:
el pársec; definido como la distancia a la que está un astro
que presenta un paralaje anual de un segundo de arco, y
equivale a 3'2616 años luz.
El concepto en óptica
Por aberración también se conoce al conjunto de defectos
ópticos que pueden presentar un sistema óptico. Puede ser
cromática (dependiente de la longitud de onda) o acromática.
Entre las aberraciones más comunes están la aberración
esférica, el coma y el astigmatismo.
Enlaces externos
Wikimedia Commons alberga contenido
multimedia sobre Aberración de la luz.Commons
Abraham Ihle
Abraham Ihle (n. 14 de junio 1627 - 1699) es un astrónomo
alemán, al que se considera descubridor del cúmulo globular
M22 el 26 de agosto de 1665, que encontró mientras
observaba Saturno en Sagitario.
Probablemente nació en la ciudad alemana de Leipzig,
donde trabajó como oficial de correos. Sus actividades como
astrónomo amateur incluyen observaciones de manchas
solares entre 1680 a 1687), planetas y cometas.
Véase también
Anexo:Astrónomos y astrofísicos notables
Enlaces externos
Información de Johann Abraham Ihle (en inglés)
Cúmulo globular M22
Abraham Zacuto
Tabla astronómica de Almanach
Perpetuum, obra de Abraham Zacut sobre
astronomía
Abraham Zacuto (Hebreo: , Portugués: Abraão ben
Samuel Zacuto) (Salamanca, c.1450-c.1510). Matemático,
astrónomo e historiador judeoespañol.
Estudió astronomía en la Universidad de Salamanca y fue
rabino de su comunidad. Fue también catedrático de
astronomía de la Universidad, y amigo y protegido del
rector, Gonzalo de Vivero, también obispo de Salamanca,
quien le animó a publicar su obra "Compilación Magna".
Luego de la expulsión de los judíos de España, buscó refugio
en Portugal, donde fue nombrado Historiador y Astrónomo
Real, por el Rey D. Juan II, cargo que mantuvo durante el
reinado de D. Manuel I.
Zacuto abandonó Portugal (hacia 1497) para escapar de las
conversiones forzosas y se instaló en el Imperio Otomano
donde falleció alrededor de 1510.
Enlaces externos
Jewish Encyclopedia 1901-1906
Abú Hasán Alí
Abú Hasán Alí es un astrónomo marroquí que se dio a
conocer a principios del siglo XIII.
Viajó por los vastos estados de los califas y residió mucho
tiempo en El Cairo. Calculó la latitud de 41 ciudades en un
espacio de más de 900 leguas del Oeste al Este y dejó un
importante tratado de astronomía, titulado De los principios
y los fines, en el que se sirvió de las tangentes para los
cálculos trigonométricos.
Referencias
El contenido de este artículo incorpora material del tomo 1 de la
Enciclopedia Universal Ilustrada Europeo-Americana (
Espasa), con copyright anterior a 1928, el cual se encuentra en el
dominio público.
Av
(Redirigido desde Ab)
AB redirige aquí. Para el término usado en
Wikipedia, véase Wikipedia:Seleccion de Articulos
Buenos
Tamuz
Av ()
Elul
El 9 de Av, Tisha b'Av, es el principal día de ayuno
y abstinencia del judaísmo, al que se lo suele llamar
"el día más triste en la historia judía",[1] cuando el
Templo de Jerusalén fue reducido entre las llamas.
Número de mes:
11
Número de días:
30
verano
Estación:
Julio-Agosto
Equivalente gregoriano:
Av (; del acadio abu "cañas, juncos", que se recolectaban
para estas fechas; llamado también Menajem Av; del hebreo
menajem "el que consuela", por las desgracias y calamidades
acaecidas a los judíos en este mes a lo largo de la historia),
es el undécimo mes del calendario hebreo moderno, que
comienza su cómputo a partir del mes de Tishrei con la
Creación del mundo, y el quinto mes según el ordenamiento
de los meses en la Biblia, que comienza por Nisán, en
conmemoración de la salida de los hebreos de la esclavitud
en Egipto.
El nombre de este mes en la Biblia es simplemente "el
quinto mes", siguiendo la numeración ordinal, del mismo
modo en que es llamado el resto de los meses del año hebreo
en la Torá: "El sacerdote Aarón subió a Hor de la Montaña,
según la orden de Yahveh, y murió allí, el año cuarenta de la
salida de los israelitas de Egipto, el mes quinto, el primero
del mes" (Números 33:38).
Su nombre actual, Av, tiene sus orígenes en los nombres de
los meses de la antigua Babilonia, provenientes del idioma
acadio, y de aquí fueron adoptados por los judíos allí
desterrados entre 586 a. C. y 536 a. C., luego de haber sido
llevados al exilio por el rey Nabucodonosor II. Av no
aparece en la Biblia con su nombre babilonio, sino que lo
hará en la literatura eclesiástica posterior: la Mishná y el
Talmud. Es un mes del que se dice, por contraposición al
mes de Adar, que "desde que comienza Av, se escatima en
alegría" (Mishná, Tratado de Ta'anit ("Ayunos"), 4:1); y de
ahí que se le llame también "Menajem Av", en referencia al
consuelo que el pueblo judío recibirá a sus sufrimientos,
recordados en este mes, cuando llegue el Mesías, que según
la tradición nacerá en el mes de Av.
Av es siempre un mes completo de 30 días, y cae en pleno
verano (boreal), paralelo a los meses gregorianos de julio y
agosto, según el año. Su signo del Zodíaco es Leo, el rey de
los animales; por haberse dicho de Israel que "he aquí que el
pueblo se levanta como leona, se yergue como león" (
Números 23:24), y se levantará airoso como león de sus
catástrofes.
Festividades judías en Av
El Ayuno del 9 de Av, es uno de los dos días de
ayuno mayor (es decir que, como el Yom Kipur, es
observado de crepúsculo a crepúsculo), y es el
segundo de los ayunos enlistados en el libro de
Zacarías, llamado "el ayuno del quinto mes" (
Zacarias 8:19). Fue instituido en principio en señal
de duelo por la caída de Jerusalén y la destrucción
del primer Templo por Nabucodonosor, el 9 de Av
de 586 a. C., y el posterior exilio de Babilonia:
"Incendiaron la Casa de Dios y derribaron las
murallas de Jerusalén: pegaron fuego a todos sus
palacios y destruyeron todos sus objetos preciosos.
Y a los que escaparon de la espada, los llevó
cautivos a Babilonia" (2Cronicas 36:19-20). Más
adelante, se sumó al duelo la destrucción del
segundo Templo a manos de los romanos al mando
de Tito, el día 9 de Av del año 70. A partir de
entonces es día de duelo nacional por todas las
calamidades acaecidas al pueblo judío a lo largo de
la historia, algunas de las cuales se atribuye hacer
acontecido en la misma fecha, como la expulsión de
los judíos de España, en 1492.
Tu Be'Av - el día 15 de Av, "día del Amor", en que
se dice que "las doncellas salían a danzar vestidas
de blanco a los viñedos, y los mozos las cortejaban
bajo la luna llena" (Mishná, Tratado de Ta'anit
("Ayunos"), 4:18). En el Israel actual, es la fecha
más popular entre las parejas para celebrar su boda.
Referencias
1. Telushkin, Joseph (1991). Jewish Literacy: Most
Important Things to Know About the Jewish
Religion, Its People and Its History. William
Morrow & Co, 656. .
Véase también
Calendario hebreo
Fiestas judaicas
Aceleración de la expansión
del Universo
Aceleración de la expansión del Universo y Universo en
expansión son términos con los que se designa la idea de
que el Universo se expande a una velocidad cada vez mayor.
A fines de los años 1990, unas observaciones de supernovas
tipo A arrojaron el resultado inesperado de que la expansión
del Universo parece ir acelerándose. Estas observaciones
parecen más firmes a la luz de nuevos datos.[1]
De ser correcta esta teoría, el resultado último de esta
tendencia sería la imposibilidad de seguir viendo cualquier
otra galaxia. Esta nueva teoría del fin del Universo ha
recibido el nombre de Gran Desgarramiento o, en inglés, Big
Rip.
Puesto que la energía causante de la aceleración del
espacio-tiempo no ha podido ser observada en forma directa,
se ha dado en llamarla energía oscura. Dos candidatos
teóricos que podrían hacer las veces de esta energía son una
constante cosmológica no igual a cero (que pudo haber
causado la inflación cósmica) y una energía repulsiva más
general llamada quintaesencia.
La observación de un Universo en aceleración parece
plantear grandes problemas para la Inteligencia eterna de
Dyson. Esta teoría depende de un Universo en
desaceleración, lo que durante muchos años fue el modelo
dominante en la cosmología, ya que, a falta de observaciones
que probaran la existencia de la energía oscura, se creía que
la atracción gravitatoria de la materia del Universo sobre la
misma materia actuaría para frenar la expansión.
Aceleración de la expansión del Universo
La observación de que, retrocediendo en el tiempo 5×109
años, el Universo ha entrado desde un período de
desaceleración de su expansión a uno de aceleración, surge
como una predicción al aplicar el mecanismo de división y
elongación de fotones en cascada (Photon-splitting and
elongation-cascade, PSEC), propuesto por Alfred Bennun
(Rutgers University), no sólo al período de inflación cósmica
(Alan Guth), sino también al de su subsiguiente expansión.
Este mecanismo de expansión exponencial es asimilable a la
constante cosmológica de Einstein, porque propone que la
energía primordial se puede describir como una radiación
que precede a la formación de materia, contrarrestando la
atracción gravitatoria de la misma por elongación de
longitud de onda, que persiste en el "fósil" observable como
radiación cósmica de fondo (Cosmic Background Radiation,
CMB). Esta caracterización conceptual, atribuyendo a la
energía radiante una función de onda, permite su descripción
como paquetes de energía (quanta o fotones) de ultra-rápida
frecuencia (v) y ultra-pequeña longitud de onda (),
correspondientes con el límite de energía de Planck (1022
MeV).
Usando el equivalente de masa crítica sugerido por la NASA
, 6 protones por metro cúbico (6 x masa en reposo del protón
9,38379×102 MeV), el valor resultante —5,630274×103—
se multiplica por el volumen del Universo en la actualidad
—13,7×109 años luz, o 9,1×1078 metros cúbicos— para
obtener el total de la energía presente al inicio de la inflación
—5,124×1082 MeV—. Por división de este número por la
energía de Planck se obtiene el número inicial de fotones:
5,124×1060. Estos trenes de fotones serían inicialmente
confinados dentro de topología no calculable pero que se
abre creando un espacio tridimensional de radio igual al
radio de Fermi, 10–13 cm, y por lo tanto evitando la
naturaleza puntual y adimensional de una singularidad. En
simulación, desde el inicio de inflación (tiempo de Planck:
10–44 segundos) hasta su final (10–33 segundos), el tiempo
se escaló como un incremento logarítmico y por subdivisión
se obtuvo una secuencia de 66 lapsos con progresión de
fechas respectivas, cada una duplicando la extensión
temporal del período anterior.
En cada período, la energía per quanta se redujo a la mitad
con respecto al período anterior, como si fuera una cascada
de división de fotones reiterada 66 veces, o sea de 1×266
divisiones de los fotones iniciales pero cuyo incremento
inicial del radio del Universo se expresa en base 4 y
exponencial 66, (1×2×2)66, ya que en cada división o
partición de los fotones simultáneamente, no sólo se dobla su
número, sino también la amplitud de su longitud de onda.
Ambos procesos no están limitados por la velocidad de la
propagación de la luz en el espacio, porque implican
transiciones en la amplitud del espacio-tiempo mismo. La
contribución al crecimiento cósmico por despliegue de la luz
en el mismo es despreciable durante la inflación. Sin
embargo, ésta se vuelve muy importante durante la
expansión mientras la elongación de la longitud de onda de
CMB se asocia en función temporal no ya a dichas mínimas
fracciones de segundos, sino a muchos años luz.
Escalando desde el Universo de 90 años luz de radio (r) al
final de la inflación hasta 12,08×109 años luz (que es menor
que el radio al presente) se obtiene una exponencial 27 para
representar la secuencia de divisiones de fotones en base
dos: 90×227 = 12,08×109 años luz. Este procedimiento para
calcular la cascada de división de fotones durante la
expansión cósmica podría no ser el adecuado.
Otra aproximación es verificar este valor iterativo de
exponencial 27 obtenido para las secuencias de divisiones en
la era de expansión usando el valor energético al presente de
CMB —2,71 K o 2,3×10–10 MeV— multiplicado por 227
para obtener el valor energético de CMB al final de la
inflación: 3,087×10–2 MeV. El ajustado de este número por
simulación posiblemente requiere diferenciar la contribución
de la expansión debida a la luz, o de la debida a la división
fotónica usando parámetros adicionales como los
relacionados a la formación de materia. Como el fotón
carece de masa, el origen de ésta, vinculada a una radiación
primogénita requiere postular un mecanismo para su
generación. Este podría ser que en función de un momento
angular, éste manifiesta equivalencia de masa. Transferencia
de momento angular ocurriría durante la desaceleración de
un cosmos inicialmente rotacional, y/o porque los trenes de
fotones (polarizados transversalmente) viajarían en una
dirección del espacio-tiempo que le conferiría momento
angular.
Véase también
Energía oscura
Ley de Hubble
Big Rip
Destino último del Universo
Referencias
1. Bär, Nora (martes 6 de noviembre de 2007). El
destino del universo es disgregarse (en español). La
Nación. Consultado el 8 de junio de 2008.
Acrecimiento
Acrecimiento es un término que se utiliza para nombrar el
crecimiento de un cuerpo por agregación de cuerpos
menores. La RAE admite la palabra acreción como
sinónima de la anterior, más usada que ella en los textos de
Geología. Se utiliza principalmente en el área de astronomía
y astrofísica para explicar fenómenos como los discos
circunestelares, discos de acreción o la acreción de un
planeta a partir de planetesimales. La teoría de la acreción
planetaria fue propuesta por el geofísico ruso Otto Schmidl
en 1944. Explica que los planetas se formaron a partir de la
acreción de planetesimales que, a su vez, se formaron por
acreción de partículas formadas por condensación o, más
exactamente, sublimación inversa.
Se usa también en Tectónica de Placas para referirse al
crecimiento de las masas continentales por adición de
terranos (acreción continental).
En el Derecho Civil Chileno, el acrecimiento se puede
interpretar como un modo de adquirir el dominio,
entendiéndose por esta la Accesión (Art. 643). Este
acrecimiento se desarrolla a través de lo que se denomina en
doctrina una Accesión de Inmueble a Inmueble, que puede
ser de dos tipos (son 4, pero las otras no incorporan el
concepto de acrecimiento, uno es la division del rio y la otra
es la formacion de una nueva isla). El primero por medio del
Aluvión. El segundo es por medio de la Avulsión. El terreno
transportado, que esta en la nueva heredad, sigue siendo de
su antiguo dueño, pero para el solo efecto de retirarlo. Para
esto, el dueño de estas tierras desplazadas tiene un año para
reclamar dichas tierras. Transcurrido un año desde que
terminó el proceso de aluvión o avulsión, se hace dueño de
la tierra el dueño del terreno a que fue transportado, dándose
por concretado y verificado el modo de adquirir el dominio,
cual es la accesión (Art. 652).
También en el campo del Derecho Civil, concretamente en la
rama del Derecho de Sucesiones, se utiliza el término
"acrecimiento" para designar aquella parte de patrimonio que
aumenta en el patrimonio del resto de los herederos a causa
de que uno de ellos no quiera o no pueda adquirir la parte
que le corresponde. Por ejemplo, si en el momento de
producirse la sucesión uno de los herederos hubiera
fallecido, y carece él mismo de herederos, la parte que le
correspondería a éste acrecería a los demás herederos, es
decir, éstos se lo repartirían e incrementarían sus respectivas
partes heredadas en la parte que proporcionalmente les
corresponde.
Adalbert Krüger
Adalbert Krüger
Adalbert Carl Nikolaus Krüger (9 de diciembre de 1832
–Kiel, 21 de abril de 1896) fue un astrónomo alemán.
Biografía
Krüger trabajó en la Universidad de Bonn como asistente de
Friedrich Argelander y participó en la elaboración del
monumental catálogo estelar conocido como Bonner
Durchmusterung (Medición de Bonn, abreviado BD). Allí
trabajó también en el descubrimiento y tabulado de estrellas
variables y la determinación de su paralaje estelar. Pasó
luego a ser profesor de Astronomía, donde tuvo como
alumno a su futuro yerno, Heinrich Kreutz. Dirigió el
observatorio de Helsingfor entre 1869 y 1876 y luego pasó al
observatorio de Gotha. En este período (hasta 1880) relevó
la zona entre 55º y 65º para el catálogo del Astronomische
Geselschaft, que fue la primera zona finalizada de la serie
completa. En 1882 fue designado profesor de Astronomía y
director del Observatorio de la Universidad de Kiel.
Asimismo fue allí el editor de Astronomischen Nachrichten
(Notas astronómicas), una de las revistas científicas más
destacadas de la especialidad.
Otros logros fueron la determinación de las estrellas del
cluster h Persei (octubre 1860–marzo 1862), la detección del
movimiento propio de la estrella Groombridge 34 y
numerosos cómputos y observaciones de planetas y cometas.
Fuentes
Wikipedia (en alemán)
Obituario de Krüger (en inglés). En The
Astronomical Journal, vol. 16, iss. 374, p. 112
(1896). (pdf)
El contenido de este artículo incorpora material de
una entrada de la Enciclopedia Libre Universal,
publicada en español bajo la licencia GFDL.
Adriaan van Maanen
Adriaan Van Maanen (31 de marzo de 1884 – 26 de enero
de 1946) fue un astrónomo holandés - estadounidense
especializado en medir el movimiento de los astros.
De origen aristocrático, estudió en la Universidad de Utrecht
en la cual se doctoró en 1909; poco después entraría a
trabajar en la Universidad de Groningen para emigrar a los
Estados Unidos, en donde consiguió un puesto de trabajo en
el Observatorio Yerkes (1911): sería allí donde mejoró sus
conocimientos trabajando en los nuevos instrumentos y
estereocomparadores, con los cuales midió poco después el
movimiento de las estrellas. En este sentido la publicación
del Catálogo de Ludendorff de estrellas del cúmulo globular
M13, publicado por el astrónomo alemán Hans Ludendorff
en 1905, fue un aliciente más para ampliar y mejorar sus
propias mediciones en los leves movimientos propios de las
estrellas; no tardaría mucho en medir, con sus propios
medios y técnicas, los movimientos de estas estrellas y
determinar la distancia del cúmulo.
Atrajo la atención del director del Observatorio Monte
Wilson para el que entró a trabajar (1912), especializándose
en la medición del movimiento estelar y determinación de
paralajes con el gran reflector de 60 pulgadas.
Se le conoce por haber medido el movimiento de grupo de
estrellas en varias galaxias espirales (a partir del año 1916),
entre ellas M33, del cual dedujo una distancia errónea
excesivamente próxima a la Tierra: este argumento sería
aprovechado por Harlow Shapley unos pocos años más tarde
para zanjar la cuestión sobre las galaxias como "Universos
Isla": sistemas estelares externos a nuestro Sistema Solar.
Descubrió también la Estrella de Van Maanen, que encontró
comparando fotografía del cielo tomadas en épocas distintas.
Enlaces externos
Artículo de Van Maanen sobre el movimiento de
rotación de las Galaxias (en inglés).
Estudio sobre la rotación del cúmulo globular M13
(en inglés)
Anuncio del descubrimiento de una estrella de muy
baja luminosidad —"estrella de Van Maanen"— (en
inglés)
Adrien Auzout
Adrien Auzout (28 de enero de 1622 - 23 de mayo de 1691)
fue un astrónomo francés.
Nació en Ruán, Francia, hijo de un conserje de la corte de
Ruán. Su base educacional es desconocida. En 1664 y 1665
realizó observaciones sobre cometas, y argumentó a favor de
que estos tendrían órbitas elípticas (en esto se oponía a su
rival Johannes Hevelius).
Fue brevemente miembro de la Academia de las Ciencias
Francesa de 1666 a 1668, y fue un miembro fundador del
Observatorio Real Francés. Luego viajó a Italia, donde
permaneció por veinte años, hasta que murió en Roma en
1691. Poco se sabe sobre sus actividades en este periodo.[1]
Auzout hizo contribuciones a las observaciones en
telescopio, entre las que se incluye un uso perfeccionado del
micrómetro. En 1647 realizó un experimento que demostró
el rol de la presión atmosférica en el barómetro de mercurio.
[1] Esto es poco nombrado, debido sobretodo a que Auzout
construyó telescopios de hasta 180 metros de longitud focal.
Incluso llegó a considerar brevemente la construcción de
telescopios enormes, de hasta 1000 pies, con los que se
podría, según conjeturó, observar animales en la Luna.[2]
En 1667-68, Arien y Jean Picard unieron un telescopio a un
cuadrante de casi un metro, y lo usaron de manera correcta
para determinar posiciones en la Tierra.
El cráter lunar Auzout fue nombrado en su honor.
Véase también
Anexo:Astrónomos y astrofísicos notables
Referencias
1. a b El proyecto Galileo: Auzout, Adrien
2. M. Pendergrast Historia de Los Espejos, 2003
Ediciones B - Mexico
Agripa (astrónomo)
Para otras personas llamadas Agripa, ver Agripa.
Las Pléyades, observadas por Agripa
en 92 a. C.
Agrippa (Siglo I a. C.) fue un astrónomo griego. Su nombre
ha llegado hasta nuestros días debido a una observación
astronómica que realizó en 92 a. C., que es citada por
Claudio Ptolomeo.
Tolomeo escribe (Almagesto, VII, 3) en el doceavo año del
reinado de Tito Flavio Domiciano, en el séptimo día del mes
bitinio de Metrous, Agripa observó la ocultación de una
parte de las Pléyades por la parte más septentrional de la
Luna.
El propósito de la observación de Agripa fue probablemente
chequear la precesión de los equinoccios, que fuese
descubierta por Hiparco de Nicea.
El cráter lunar Agrippa fue nombrado en su honor.
Enlaces externos
Imago Mundi: Agrippa (francés)
Crater Agripa (Inglés)
Véase también
Anexo:Astrónomos y astrofísicos notables
Agrupaciones galácticas
Grupo de Galaxias HCG (Hickson C
ompact Group) 87, vista desde el
Observatorio Gemini en Cerro Pachón,
Chile.
Los agregados galácticos son super-estructuras cósmicas
formadas por miles de galaxias. La materia bariónica del
universo visible, se distribuye a lo largo de estructuras
colosales que reciben el nombre de filamentos o muros
según su forma quedando gran cantidad de regiones huecas
sin apenas materia luminosa llamadas vacíos. Dichas
estructuras están formadas por miles de agregados de
galaxias de diferentes formas y tamaños. Estas colosales
macroestructuras son las más recientes en la historia del
universo. Dichas estructuras se mantienen cohesionadas por
la fuerza de la gravedad pero la expansión acelerada del
cosmos podría acabar imponiéndose, si no lo ha hecho ya, y
detener la acumulación de materia. Los distintos agregados
de galaxias que conforman el universo se llaman grupos,
cúmulos y supercúmulos según su tamaño y número de
galaxias que contienen. Van desde pequeños grupos con un
decena de galaxias hasta grandes cúmulos de miles de
galaxias. Los supercúmulos son estructuras más complejas
formadas por centenares o miles de cúmulos galácticos
interaccionando gravitatoriamente entre sí.
Contenido
1 Grupos
2 Cúmulos
2.1 Características
2.2 Dinámica
2.3 Evolución
3 Supercúmulos
4 Estructuras a gran escala
5 Véase también
Grupos
Los grupos de galaxias son los menores agregados de
dichos objetos. Tienen las siguientes propiedades:
Contienen menos de 50 galaxias
Tienen un diámetro de unos 2 megaparsec (Mpc)
Tienen una masa del orden de 1013 masas solares
La dispersión de velocidades es del orden de 150
km/s
El grupo que contiene nuestra galaxia, la Vía Láctea, es el
llamado Grupo Local que consta de más de 40 galaxias.
Cúmulos
Características
Segun el astrónomo los cúmulos de galaxias son más
grandes que los grupos, aunque no hay una línea divisoria
definida entre ambas categorías. Al ser observados
visualmente, los cúmulos aparecen como colecciones de
galaxias autosostenidas por la atracción gravitacional. Sin
embargo, sus velocidades son demasiado grandes para que
sigan gravitacionalmente limitadas por sus fuerzas de
atracción mutuas. Esta observación demuestra la implicación
de la presencia de un componente adicional invisible.
Observaciones en rayos X han revelado la presencia de una
gran cantidad de gas intergaláctico o intracúmulo. Este gas
es muy caliente, alrededor de 108K, por lo tanto emite en
una frecuencia alta, rayos X. La masa total del gas es mayor
que la de todas las galaxias del cúmulo por un factor 2. Sin
embargo, este gas sigue siendo insuficiente para mantener la
cohesión gravitatoria de los cúmulos. Puesto que el gas
intracúmulo está en equilibrio aproximado con el campo
gravitacional de todo el cúmulo, su distribución en él
permite calcular la forma de dicho campo y, por ende, la
masa total del cúmulo. Resulta que la masa total deducida es
mucho más grande que la masa de las galaxias y del gas
caliente juntos. La componente que falta no puede ser otra
que la materia oscura cuya naturaleza es aún desconocida.
En un cúmulo típico aproximadamente solo el 5% de la masa
total se encuentra en forma de galaxias, un 10% en forma de
gas caliente intracúmulo y el 85% restante es materia oscura.
En los cúmulos predominan las galaxias elípticas e
irregulares fruto de la interacción de galaxias.
Dinámica
La dinámica de los cúmulos galácticos es un tanto peculiar.
Se los puede considerar como un gas de galaxias donde las
partículas que lo componen en vez de ser átomos o
moléculas son galaxias. Ese gas tiene unas condiciones
particulares puesto que las galaxias se atraen entre sí con
fuerza mientras que las partículas atómicas no lo hacen. Un
gas normal tiende a expandirse y ocupar el máximo espacio
mientras que los cúmulos galácticos no solo tienden a
expandirse sino que también tienden a colapsar por su propia
gravedad. Esto hace que se hallen en un delicado equilibrio
entre su dispersión de velocidades y su masa. Cuanta más
masa tenga el cúmulo más alta será la velocidad de escape.
Así mismo, más masa implica mayores fuerzas gravitatorias
lo que conlleva mayores aceleraciones y mayores
velocidades. Así pues, en los cúmulos más masivos las
galaxias que lo componen se mueven más deprisa unas
respecto a otras que en los menos masivos. Es el propio
campo de gravedad el que confina a las galaxias en un
volumen de espacio determinado de la misma manera que
las paredes de un recipiente hermético confinan el aire de su
interior.
Evolución
La evolución de los cúmulos puede tomar dos rumbos. Unos
tienden a concentrar más materia agregando pequeños
grupos y otras galaxias individuales lo cual los lleva
compactarse cada vez más y a adquirir una forma esferoidal.
A la vez que dicho cúmulo fagocita galaxias y grupos el
núcleo del cúmulo canibaliza galaxias de éste convirtiéndose
su centro en una o más galaxias elípticas gigantes que
mantiene a las demás orbitando a su alrededor. Otros
cúmulos menos ligados gravitatoriamente pueden
evolucionar de forma distinta. Estadísticamente siempre hay
alguna galaxia capaz de alcanzar la velocidad de escape para
salir del cúmulo. Estos cúmulos empiezan a perder galaxias
y a medida que pierden masa la velocidad de escape
disminuye lo que acelera la pérdida de más galaxias
provocando la fragmentación del mismo hasta su total
dilución. Este proceso puede venir motivado por la presencia
de cúmulos mayores en las cercanías los cuales acabarán por
engullir al pequeño.
Así pues los cúmulos tienen las siguientes propiedades:
Contienen desde 50 a 1000 galaxias, gas caliente
emisor de rayos X y gran cantidad de materia
oscura.
La distribución de estos tres componentes es
aproximadamente la misma en cada cúmulo.
La masa total va desde 1014 a 1015 veces la masa
solar.
Típicamente tienen un diámetro de 8 Mpc.
Las velocidades de las galaxias van desde 800 a
1000 km/s.
La distancia media entre cúmulos es del oden de 10
Mpc.
Algunos cúmulos galácticos notables en nuestras cercanías
son el Cúmulo de Virgo hacia el cual nos dirijimos y el
Cúmulo de Coma
Nota: los cúmulos de galaxias no deben confundirse con los
cúmulos estelares, ya sean cúmulos abiertos o globulares, los
cuales son estructuras mucho más pequeñas que se hallan
dentro de las galaxias u orbitándolas.
Supercúmulos
Artículo principal: Supercúmulo
Los grupos, cúmulos y algunas galaxias aisladas pueden
formar estructuras mayores, los supercúmulos. Estas
agrupaciones se comportarían de forma parecida a los
cúmulos solo que en ellas las partículas elementales que lo
constituyen ya no serían galaxias individuales sino grupos y
cúmulos galácticos enteros que se mueven confinados en su
colosal campo gravitatorio.
Nuestro grupo de galaxias, el Grupo Local, se halla dentro
del Supercúmulo de Virgo el cual también contiene al
extenso Cúmulo de Virgo el cual actúa como centro de
gravedad del mismo. El Supercúmulo de Virgo al ser el
nuestro también recibe el nombre de Supercúmulo Local.
Estructuras a gran escala
Artículo principal: Estructura a gran escala del universo
En las escalas más grandes del universo visible, la materia se
agrupa en filamentos y extensas paredes o muros rodeadas
de vacíos a modo de enormes burbujas huecas con los
supercúmulos en forma de nodos. La estructura parece
asemejarse a la de a una esponja.
Véase también
Estructura a gran escala del universo
Cosmología
Objeto astronómico
Agujero de gusano
Analogía de agujero de gusano en un espacio-tiempo curvado de 2
Embedding Diagram).
En física, un agujero de gusano, también conocido como un
puente de Einstein-Rosen y en malas traducciones "agujero
de lombriz", es una hipotética característica topológica del
espacio-tiempo, descrita por las ecuaciones de la relatividad
general, la cual es esencialmente un "atajo" a través del
espacio y el tiempo. Un agujero de gusano tiene por lo
menos dos extremos, conectados a una única "garganta",
pudiendo la materia 'viajar' de un extremo a otro pasando a
través de ésta.
El primer científico en teorizar la existencia de agujeros de
gusanos fue Ludwig Flamm en 1916. En este sentido la
hipótesis del agujero de gusano es una actualización de la
decimonónica teoría de una cuarta dimensión espacial que
suponía -por ejemplo- dado un cuerpo toroidal en el que se
podían encontrar las tres dimensiones espaciales
comúnmente perceptibles, una cuarta dimensión espacial que
abreviara las distancias...y así los tiempos de viaje. Esta
noción inicial fue plasmada más científicamente en 1921 por
el matemático Hermann Weyl en conexión con sus análisis
de la masa en términos de la energía de un campo
electromagnético.[1]
En la actualidad la Teoría de cuerdas admite la existencia de
más de tres dimensiones espaciales (ver hiperespacio) , pero
las otras dimensiones espaciales estarían contractadas o
compactadas a escalas subatómicas (según la teoría de
Kaluza-Klein) por lo que parece muy difícil (diríase
"imposible") aprovechar tales dimensiones espaciales "extra"
para viajes en el espacio y en el tiempo.
Contenido
1 Origen del nombre
2 Tipos de agujeros de gusano
2.1 Agujeros de gusano de Schwarzschild
2.2 Agujeros de gusano atravesables
3 Base teórica
3.1 Definición
3.2 Plausibilidad
3.3 Métrica de los agujeros de gusano
4 Agujeros de gusano y viajes en el tiempo
4.1 Viajes superiores a la velocidad de la
luz
5 Véase también
6 Referencias
7 Enlaces externos
Origen del nombre
El término "agujero de gusano" fue introducido por el físico
teórico norteamericano John Wheeler en 1957 y proviene de
la siguiente analogía, usada para explicar el fenómeno:
imagine que el universo es la cáscara de una manzana, y un
gusano viaja sobre su superficie. La distancia desde un lado
de la manzana hasta el otro es igual a la mitad de la
circunferencia de la manzana si el gusano permanece sobre
la superficie de ésta. Pero si en vez de esto, cavara un
agujero directamente a través de la manzana la distancia que
tendría que recorrer sería considerablemente menor,
recordando la afirmación que dice "la distancia más cercana
entre dos puntos es una línea recta".
Tipos de agujeros de gusano
Los agujeros de gusano del intra-universo
conectan una posición de un universo con otra
posición del mismo universo (en el mismo tiempo
actual o no). Un agujero de gusano debería poder
conectar posiciones distantes en el universo por
plegamientos espaciotemporales, permitiendo viajar
entre ellas en menor tiempo del que tomaría hacer el
viaje a través de espacio normal.
Los agujeros de gusano del inter-universo asocian
un universo con otro diferente y son denominados
agujeros de gusano de Schwarzschild. Esto nos
permite especular si tales agujeros de gusano
podrían usarse para viajar de un universo a otro
paralelo. Otra aplicación de un agujero de gusano
podría ser el viaje en el tiempo. En ese caso sería un
atajo para desplazarse de un punto espaciotemporal
a otro diferente. En la teoría de cuerdas un agujero
de gusano es visualizado como la conexión entre dos
D-branas, donde las bocas están asociadas a las
branas y conectadas por un tubo de flujo. Se cree
que los agujeros de gusano son una parte de la
espuma cuántica o espaciotemporal.
Otra clasificación:
Los agujeros de gusano Euclídeos, estudiados en
física de partículas.
Los agujeros de gusano de Lorentz, son
principalmente estudiados en relatividad general y
en gravedad semiclásica.
Los agujeros de gusano atravesables son un
tipo especial de agujero de gusano de
Lorentz que permitiría a un humano viajar
de un lado al otro del agujero.
De momento existen teóricamente diferentes tipos de
agujeros de gusanos que son principalmente soluciones
matemáticas a la cuestión:
El supuestamente formado por un agujero negro de
Schwarzschild, este "agujero de gusano de
Schwarzschild" producido por un agujero negro de
Schwarzschild se considera infranqueable ;
El agujero de gusano supuestamente formado por un
agujero negro de Reissner-Nordstrøm o
Kerr-Newman, resultaría franqueable pero en una
sola dirección, pudiendo contener un "agujero de
gusano de Schwarzschild" ;
El agujero de gusano de Lorentz posee masa
negativa y se hipotetiza como franqueable en ambas
direcciones (pasado/futuro).
Agujeros de gusano de Schwarzschild
Diagrama de un agujero de gusano de
Schwarzschild.
Los agujeros de gusano de Lorentz, conocidos como
agujeros de gusano de Schwarzschild, o puentes de
Einstein-Rosen, son nexos que unen áreas de espacio que
puede ser modeladas como soluciones de vacío en las
ecuaciones de campo de Einstein, por unión de un modelo de
un agujero negro y un modelo de un agujero blanco. Esta
solución fue hallada por Albert Einstein y su colega Nathan
Rosen, que publicó primero el resultado en 1935. Sin
embargo, en 1962, John A. Wheeler y Robert W. Fuller
publicaron un artículo demostrando que este tipo de agujero
de gusano es inestable, y se desintegraría instantáneamente
tan pronto como se formase.
Antes de que los problemas de estabilidad de los agujeros de
gusano de Schwarzschild se hiciesen evidentes, se propuso
que los quásares podían ser agujeros blancos, formando así
las zonas terminales de los agujeros de gusano de este tipo.
Mientras los agujeros de gusano de Schwarzschild no sean
atravesados, su existencia inspiró a Kip Thorne a imaginar
agujeros de gusano atravesados creados por la sujeción de la
"garganta" de un agujero de gusano de Schwarzschild
abierto con materia exótica (materia que tiene masa/energía
negativa).
Agujeros de gusano atravesables
Los agujeros de gusano atravesables de Lorentz permitirían
viajar de una parte del universo a otra de ese mismo universo
muy de prisa o permitirían el viaje de un universo a otro. Los
agujeros de gusano conectan dos puntos del espaciotiempo,
lo cual quiere decir que permitirían el viaje en el tiempo así
como también en espacio. La posibilidad de agujeros de
gusano atravesados en la relatividad general fue primero
demostrada por Kip S. Thorne y su graduado Mike Morris
en un artículo publicado en 1988. El tipo de agujero de
gusano atravesado que ellos descubrieron, se mantenía
abierto por una especie de concha esférica de materia exótica
, denominado como agujero de gusano de Morris-Thorne .
Posteriormente se han descubierto otros tipos de agujeros de
gusano atravesados como posibles soluciones en la
relatividad general, como un tipo de agujero que se mantiene
abierto por cuerdas cósmicas, el cual ya fue predicho por
Matt Visser en un artículo publicado en 1989.
Base teórica
Definición
La definición topológica de agujero de gusano no es
intuitiva. Se dice que en una región compacta del
espacio-tiempo existe un agujero de gusano cuando su
conjunto frontera es topológicamente trivial pero cuyo
interior no es simplemente conexo. Formalizar esta idea
conduce a definiciones como la siguiente, tomada del
Lorentzian Wormholes de Matt Visser:
Si un espacio-tiempo de Lorentz contiene una región
compacta y si la topología de es de la forma ~ R x , donde
es uno de las tres formas múltiples de topología poco trivial,
cuya frontera tiene topología de la forma d ~ S², y si además
las hipersuperficies son de tipo espacial, entonces, la región
contiene un agujero de gusano intra-universal
quasipermanente.
Caracterizar agujeros de gusano del inter-universo es más
difícil. Por ejemplo, podemos imaginar un universo "recién
nacido" conectado a su "universo progenitor" por un
"ombligo" estrecho. Cabría considerar el ombligo como la
garganta de un agujero de gusano, por la cual el
espacio-tiempo está conectado.
Plausibilidad
Se sabe que los agujeros de gusano de Lorentz son posibles
dentro de la relatividad general, pero la posibilidad física de
estas soluciones es incierta. Incluso, se desconoce si la teoría
de la gravedad cuántica que se obtiene al condensar la
relatividad general con la mecánica cuántica, permitiría la
existencia de estos fenómenos. La mayoría de las soluciones
conocidas de la relatividad general que permiten la
existencia de agujeros de gusano atravesados requieren la
existencia de materia extraña, una sustancia teórica que tiene
densidad negativa de energía. Sin embargo, no ha sido
matemáticamente probado que éste sea un requisito absoluto
para este tipo agujeros de gusano atravesados, ni ha sido
establecido que la materia exótica no pueda existir.
No se sabe aún (2008) empíricamente si existen agujeros de
gusano. Una solución a las ecuaciones de la Relatividad
General (tal como la que hiciera L. Flamm) que pudiera
hacer posible la existencia de un agujero de gusano sin el
requisito de una materia exótica — sustancia teórica que
poseería una densidad de energía negativa— no ha sido
todavía verificada. Muchos físicos, incluido Stephen
Hawking ( con su conjetura de protección cronológica de
Hawking) consideran que a causa de las paradojas, (¿o acaso
aporías?), que un viaje en el tiempo a través de un agujero de
gusano implicaría existiría algo fundamental en las leyes de
la física que impide tales fenómenos (ver censura cósmica).
En marzo de 2005, Amos Ori visualizó un agujero de gusano
que permitía viajar en el tiempo, sin precisar materia exótica
y satisfaciendo todas las condiciones energéticas. La
estabilidad de esta solución es incierta, por lo que sigue sin
estar claro si se requeriría una precisión infinita para que se
formase y permitiese el viaje en el tiempo, y también si los
efectos cuánticos protegerían la secuencia cronológica del
tiempo en este caso.
Métrica de los agujeros de gusano
Las teorías sobre la métrica de los agujeros de gusano
describen la geometría del espaciotiempo de un agujero de
gusano y sirven de modelos teóricos para el viaje en el
tiempo. Un ejemplo simple de la métrica de un agujero de
gusano atravesado podría ser el siguiente:
Un tipo de métrica de agujero de gusano no atravesado es la
solución de Schwarzschild:
Agujeros de gusano y viajes en el tiempo
Interpretación artística de un agujero de gusano como debiera se
por un observador que estuviera atravesando el horizonte de suces
un agujero de gusano de Shwarzschild, el cual es similar a un agu
negro de Schwarzschild pero con la característica de poseer en
substitución de la región en que se debiera encontrar la singularid
gravitacional (en el caso del agujero negro) un camino inestable h
agujero blanco que existiría en otro universo (véase multiverso). E
región es inaccesible en el caso de un agujero de gusano de
Schwarzschild, en cuanto el puente entre el agujero negro y el agu
blanco colapsaría siempre antes de que el observador tenga tiemp
atravesarlo. Véase White Holes and Wormholes para una discusió
técnica y una animación que representa lo que un observador pod
cayendo en un agujero de gusano de tipo Schwarzschild.
Un agujero de gusano podría permitir en teoría el viaje en el
tiempo. Esto podría llevarse a cabo acelerando el extremo
final de un agujero de gusano a una velocidad relativamente
alta respecto de su otro extremo. La dilatación de tiempo
relativista resultaría en una boca del agujero de gusano
acelerada envejeciendo más lentamente que la boca
estacionaria, visto por un observador externo, de forma
parecida a lo que se observa en la paradoja de los gemelos.
Sin embargo, el tiempo pasa diferente a través del agujero de
gusano respecto del exterior, por lo que, los relojes
sincronizados en cada boca permanecerán sincronizados para
alguien viajando a través del agujero de gusano, sin importar
cuanto se muevan las bocas. Esto quiere decir que cualquier
cosa que entre por la boca acelerada del agujero de gusano
podría salir por la boca estacionaria en un punto temporal
anterior al de su entrada si la dilatación de tiempo ha sido
suficiente.
Por ejemplo, supongamos que dos relojes en ambas bocas
muestran el año 2000 antes de acelerar una de las bocas y,
tras acelerar una de las bocas hasta velocidades cercanas a la
de la luz, juntamos ambas bocas cuando en la boca acelerada
el reloj marca el año 2010 y en la boca estacionaria marca el
año 2005. De esta forma, un viajero que entrara por la boca
acelerada en este momento saldría por la boca estacionaria
cuando su reloj también marcara el año 2005, en la misma
región del espacio pero cinco años en el pasado. Tal
configuración de agujeros de gusano permitiría a una
partícula de la Línea de universo del espacio-tiempo formar
un circuito espacio-temporal cerrado, conocido como curva
cerrada de tipo tiempo. El curso a través de un agujero de
gusano a través de una curva cerrada de tipo tiempo hace
que un agujero de gusano tenga caraterísticas de hueco
temporal.
Se considera que es prácticamente imposible convertir a un
agujero de gusano en una "máquina del tiempo" de este
modo. Algunos análisis usando aproximaciones semiclásicas
que incorporan efectos cuánticos en la relatividad general
señalan que una retroalimentación de partículas virtuales
circularían a través del agujero de gusano con una intensidad
en continuo aumento, destruyéndolo antes de que cualquier
información pudiera atravesarlo, de acuerdo con lo que
postula la conjetura de protección cronológica. Esto ha sido
puesto en duda, sugiriendo que la radiación se dispersaría
después de viajar a través del agujero de gusano, impidiendo
así su acumulación infinita. Kip S. Thorne mantiene un
debate al respecto en su libro Agujeros negros y tiempo
curvo (Black Holes and Time Warps).[2] También se ha
descrito el denominado Anillo Romano, una configuración
formada por más de un agujero de gusano. Este anillo parece
permitir una línea de tiempo cerrado con agujeros de gusano
estables cuando es analizado bajo el prisma de la gravedad
semiclásica, pero sin una teoría completa de la gravedad
cuántica aún no se puede saber si dicha aproximación
semiclásica es aplicable en este caso.
Viajes superiores a la velocidad de la luz
La relatividad especial sólo tiene aplicación localmente. Los
agujeros de gusano — si en efecto existiesen— permitirían
teóricamente el viaje superluminal (más rápido que la luz)
asegurando que la velocidad de la luz no es excedida
localmente en ningún momento. Al viajar a través de un
agujero de gusano, las velocidades son subluminales (por
debajo de la velocidad de la luz). Si dos puntos están
conectados por un agujero de gusano, el tiempo que se tarda
en atravesarlo sería menor que el tiempo que tarda un rayo
de luz en hacer el viaje por el exterior del agujero de gusano.
Sin embargo, un rayo de luz viajando a través del agujero de
gusano siempre alcanzaría al viajero. A modo de analogía,
rodear una montaña por el costado hasta el lado opuesto a la
máxima velocidad puede tomar más tiempo que cruzar por
debajo de la montaña a través de un túnel a menor velocidad,
ya que el recorrido es más corto.
Subatómicamente se hipotetiza la existencia de una espuma
cuántica o de una espuma de espacio-tiempo, avanzando con
la conjetura, se hipotetiza la posibilidad de existencia de
agujeros de gusano en la misma, aunque si estos existieran
serían altamente inestables y solo se podrían estabilizar
invirtiendo enormes cantidades de energía (por ejemplo con
aceleradores de partículas gigantescos que puedan crear un
plasma de quarks-gluones).
Véase también
Hiperespacio
Geón
Taquión
Agujero negro
Agujero negro supermasivo
Micro agujero negro
Agujero negro en rotación
Agujero blanco
Espuma cuántica
John Wheeler
Kip S. Thorne
Alexander Lebedev Shatskiy
Gravastar
Superluminal
Conjetura de protección cronológica
Estrella de neutrones
Principio de coherencia intrínseca
Anillo romano
Agujero negro de Schwarzschild
Radio de Schwarzschild
Teoría de cuerdas
Teoría de la relatividad
Viaje a través del tiempo
Cronología de la física de agujeros negros
Propulsión espacial
Referencias
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Enlaces externos
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¿Qué es exactamente un agujero de gusano?
respuesta de Richard F. Holman, William A.
Hiscock y Matt Visser (en inglés).
¿Por qué agujeros de gusano? por Matt Visser (en
inglés).
Agujeros de gusano en la relatividad general por
Soshichi Uchii (en inglés).
Nuevos agujeros de gusano mejorados por John G.
Cramer (en inglés).
Tiempo, viaje en el tiempo y agujeros de gusano
atravesados incluye un foro de discusión (en inglés).
Agujeros blancos y agujeros de gusano presenta una
excelente descripción de los agujeros de gusano de
Schwarzschild con gráficos y animaciones, por
Andrew J. S. Hamilton (en inglés).
Wormhole on arxiv.org
Scientific American Magazine (December 2005
Issue) Wormhole Un juego sobre agujeros de
gusano (en inglés).
Wormhole MUD - A Sci-Fi Multi-User Dungeon
Agustín Sánchez-Lavega
Agustín Sánchez-Lavega (Nacido en Bilbao en 1954) es un
astrofísico. Catedrático de Física Aplicada en la Escuela
Técnica Superior de Ingenieros Industriales y
Telecomunicación (Universidad del País Vasco). Trabajó en
el Centro Astronómico Hispano-Alemán Max Planck Institut
für Astronomie (Observatorio de Calar Alto) en Almería y
ha colaborado con el Observatorio de París-Meudon.
Director del Grupo de Ciencias Planetarias de la Universidad
del País Vasco y miembro del Comité de Sistema Solar de la
ESA. Ha creado un grupo denominado Equipo de
Atmósferas Planetarias del Departamento de Física Aplicada
del País Vasco.
Es autor de más 120 artículos de investigación en revistas
nacionales e internacionales, de 100 ponencias en
Congresos, y de 1 libro, destacando entre sus trabajos de
investigación los publicados en las prestigiosas revistas
Nature (en donde ha ocupado por dos veces portada) y
Science.
Es uno de los mayores expertos mundiales en atmósferas
planetarias. Buena parte de su actividad científica la ha
dedicado al estudio de las atmósferas planetarias de Júpiter y
Saturno. Comenzó midiendo y estudiando el perfil de
vientos zonales de Júpiter analizando imágenes tomadas por
el HST desde 1995 al año 2000. Él y sus colaboradores han
pasado casi una década pendientes de Saturno, gracias al
Telescopio espacial Hubble.
Los resultados de sus investigaciones han sido portada de la
prestigiosa revista Nature en dos ocasiones:
Su grupo detectó con el Hubble, en 1990, una
enorme tormenta en Saturno.
En 2003, alertó acerca del extraño comportamiento
de los potentísimos vientos que se dan en la
atmósfera de este planeta, los más potentes del
Sistema Solar. En una entrevista en julio de 2004
anunciaba que "nosotros estamos empezando a
trabajar ya en modelos de formación de nubes en
Titán." Parece que las nubes han desarrollado y
tenemos en Nature un nuevo artículo sobre un
modelo de lluvia en Titán.
Recientemente ha abordado una posible clasificación de la
dinámica atmosférica de los planetas extrasolares.
También es importante su papel de divulgador, apareciendo
en multitud de artículos de periódicos, conferencias en la
Universidad, entrevistas en Internet acercando a la sociedad
cuantas novedades se producen en las Ciencias Planetarias y
fundamentalmente en la dinámica de sus atmósferas. Como
se demuestra en los enlaces que siguen a continuación:
Enlaces externos
Grupo de Ciencias planetarias UPV/EHU
Nota de prensa del Grupo de Ciencias Planetarias
UPV
Artículo de R. Hueso en El Correo
Artículos aparecidos en periódicos
Entrevista para la ESA
Los vientos de Júpiter
Entrevista para Infoastro
Cuatro artículos en revistas
Un año en Marte
La 'Huygens' ve en Titán un mundo modelado por el
viento y la lluvia y los ríos de metano
Hoy día no sabemos cómo se formaron Júpiter y
Saturno El País- 16-07-2003
Los planetas gigantes y la vida – El País
(05-12-2001)
Al-Battani
Al-Battani
Al-Batani, también conocido como Albategnius (alrededor
de 850 - 929), fue un príncipe árabe y astrónomo. Su nombre
completo es Abu Abdallah Mohammad ibn Jabir ibn Sinan
al-Raqqi al-Harrani al-Sabi al-Battani, aunque se usa
normalmente el abreviado (en Idioma árabe
). Su
nombre deriva de su ciudad natal Harran cerca de Urfa (
Mesopotamia). Es muy conocido por haber logrado una
determinación precisa del año solar como 365 días, 5 horas,
46 minutos y 24 segundos.
Contenido
1 Obra
1.1 Matemática
1.2 Astronomía
1.3 Véase también
Obra
Matemática
Se puede decirque su obra se centra en el estudio e
indagación de relaciones matemáticas trigonométricas, entre
ellas se destaca:
Proporcionó una solución para la ecuación sin x = a cos x
descubriendo la fórmula:
Empleó y usó la idea de al-Marwazi de las tangentes
("sombras") para resolver ecuaciones en las que están
involucrados las tangentes y las cotangentes, compilando
tablas con sus valores.
Astronomía
De sus observaciones en Aracte y Damasco, donde murió,
fue capaz de corregir algunos de los hallazgos de Ptolomeo,
que previamente eran tenidos como auténticos. Se dio
cuenta, por ejemplo, que el punto que Ptolomeo había
indicado como afelio se desplazaba y calculó la velocidad de
dicho movimiento con bastante exactitud.
También determinó el momento del equinoccio con un error
menor a las dos horas y logró calcular con muy poco error el
ángulo que forma el eje de la Tierra con su plano de
rotación.
Véase también
Nombres árabes
Anexo:Astrónomos y astrofísicos notables
Al-Farghani
Abul’l-Abbas Ahmad ibn Muhammad ibn Kathir
al-Farghani (805 – 880), conocido como Alfraganus o
Alfergani, nació en Fergana, Sogdiana (actual Uzbekistán).
Fue uno de los astrónomos persas más célebres de siglo IX.
Midió el diámetro de la Tierra y escribió en 833 Elementos
de Astronomía en el que trataba del movimiento de los
objetos celestes, inspirado en el Almagesto de Ptolomeo que
fue el libro de astronomía más conocido hasta el siglo XV
tanto en Occidente como en Oriente. Este libro fue traducido
al latín en el siglo XII y tuvo gran influencia en la
astronomía Europea antes de que apareciera el astrónomo
Regiomontano.
Intervino en la revisión de las tablas astronómicas de
Ptolomeo y escribió otra introducción a la astronomía y dos
obras más sobre los relojes solares y el astrolabio.
El cráter lunar Alfraganus fue llamado así como homenaje a
este gran astrónomo.
Véase también
Anexo:Astrónomos y astrofísicos notables
Alan Guth
Alan Guth
Alan H. Guth (New Brunswick, New Jersey, 1947) físico y
cosmólogo estadounidense.
Investigador del MIT, elaboró la primera formulación de la
teoría del universo inflacionario en los años setenta.
Obra en español
Guth, Alan H. (1999). El universo inflacionario: la
búsqueda de una nueva teoría sobre los orígenes del
cosmos, Editorial Debate. .
Enlaces externos
Alan H. Guth en el MIT (en inglés)
La teoría inflacionaria de Alan H. Guth
Alan Hale
Alan Hale (1958- ) es un astrónomo estadounidense.
Hale nació en Tachikawa (Japón), en 1958, pero creció en
Alamogordo (Nuevo México). Sirvió en la Armada de los
Estados Unidos entre 1976 y 1983, cuando dejó la Armada.
Su siguiente trabajo fue en el Jet Propulsion Laboratory
(JPL) donde trabajó hasta 1986. Mientras estaba en JPL,
trabajó como un contratista de ingenieros para la Deep Space
Network. Mientras trabajaba como contratista, se involucró
con varios proyectos sobre naves espaciales, incluyendo el
Voyager 2. Tras el encuentro del Voyager con Urano, dejó
JPL para asistir a la New Mexico State University en Las
Cruces, ganándose su PhD en astronomía en 1992. Viendo
un mercado laboral pobre para los astrónomos, fundó el
Southwest Institute for Space Research.
Él descubrió junto con Thomas Bopp el Cometa Hale-Bopp
en 1995 después de ver más de 200 cometas.
Referencias
1. Newcott, William R. (Dec. 1997). "The age of
comets". National Geographic, p. 100.
Enlaces externos
Southwest Institute for Space Research
Albert Brudzewski
Albert Brudzewski
Albert Brudzewski
Nacimiento:
1445
Brudzew, cerca e Kalisz
Fallecimiento: 1497
Vilnius
Ocupación:
Astrónomo, matemático y profesor
Albert Blar Brudzewski, también conocido como
Wojciech Brudzewski y Albert Blar of Brudzewo (Latín:
Albertus de Brudzewo; Brudzew, cerca de Kalisz, 1445 –
1497, Vilnius) fue un astrónomo polaco, matemático y
profesor de la Universidad Jagellónica en Cracovia, dónde
residió durante veinte años.
Albert Blar nació en Brudzew siendo educado en la
Universidad Carolina en Praga. Estudia la Teoría de los
planetas de Georg von Peuerbach y las Tablas astronómicas
de Regiomontano.
En 1490 dio su último curso de astronomía en Cracovia.
El discípulo más famoso de Brudzewski fue Nicolás
Copérnico quien se matriculó después de 1490, un tiempo en
el que Brudzewski sólo daba Aristóteles. Se cree que
Copérnico tuviera discusiones privadas con Brudzewski a
cerca de sus teorías.
Brudzewski salió en 1494 y se dirigió a Vilnius como
secretario de Aleksander Jagielloczyk gran duque de
Lituania, quien se convertiría en el rey Alejandro I de
Polonia.
Enlaces externos
Planetario Adler
Albert Marth
Albert Marth (Kolobrzeg, 5 de mayo de 1828 - Heidelberg,
5 de agosto de 1897). Astrónomo británico.
Se trasladó a Inglaterra en 1853 para trabajar para George
Bishop un rico mercader de vinos aficionado a la
astronomía., más tarde aceptó el puesto de astrónomo en el
Durham Observatory (1855)
En 1862 aceptó el puesto de observador y asistente de
William Lassell en Malta, en donde estuvo entre los años
1862 y 1865; en 1868 fue contratado como observador en el
Newall Observatory instalado en Gatesheadn, cerca de
Newcastle. Finalmente, en 1883, aceptó el puesto de director
del Cooper Observatory en Markree Castle, Irlanda.
Descubrió 600 nebulosas y un único asteroide —(29)
Amfitrita— el 1 de marzo de 1854. Realizó completas
efemérides astronómicas de los cuerpos del Sistema Solar
(muy especialmente sobre las posiciones de los satélites
planetarios) y cálculos de los tránsitos de varios planetas,
prediciendo los tránsitos de Marte entre muchos otros.
Sendos cráteres en la Luna y Marte (en la zona de Oaxia
Palus) han sido bautizados con su nombre.
Artículos
Discovery of a New Planet, Amphitrite (1854),
Monthly Notices of the Royal Astronomical Society,
Vol. 14, p.151.
Epphemeris of the Smaller Satellites of Saturn
(1865), Astronomical Register, Vol. 3, pp. 122-123.
Ephemerides of the satellites of Saturn, 1888-89
(1888), Monthly Notices of the Royal Astronomical
Society, Vol. 48, p. 398.
Ephemeris of the Satellites of Uranus, 1891 (1891),
Monthly Notices of the Royal Astronomical Society,
Vol. 51, p. 179.
Ephemeris of the satellite of Neptune 1889-90
(1890).
Ephemeris for physical observations of Mars,
1896-97 (1896), Monthly Notices of the Royal
Astronomical Society, Vol. 56, p. 516
Fuente
Historia del Telescopio, Isaac Asimov, Alianza
Editorial (1986).
Buscador NASA ADS (trabajos, artículos y
publicaciones)[1].
Albumasar
Ja'far ibn Muammad Ab Ma'shar al-Balkh (10 de agosto
de 787, Balkh, Afganistán - 9 de marzo de 886, al-Wasit,
Iraq), también conocido como al-Falaki o Albumasar fue
un matemático, astrónomo y astrólogo persa, además de ser
de los primeros filósofos islámicos. Muchas de sus obras
fueron traducidas al latín, y era bien conocido por los
matemáticos, astrónomos y astrólogos europeos durante la
edad media.
Contenido
1 Astrología y Filosofía
natural
2 Astronomía
3 Véase también
4 Enlaces externos
5 Referencias
Astrología y Filosofía natural
Richard Lemay ha argumentado que los escritos de
Albumasar fueron, muy posiblemente, la fuente singular más
importante de las teorías naturales de Aristóteles para los
eruditos europeos, comenzando poco antes de la mitad del
Siglo XII.[1]
No fue hasta fines del siglo XII que los libros originales de
Aristóteles comenzaron a estar disponibles en Latín. Los
trabajos de Aristóteles sobre Lógica habían sido conocidos
con anterioridad; Aristóteles era conocido como el Maestro
de la Lógica. Sin embargo, dirante el siglo XII Aristóteles se
transformó en el Maestro de los que saben, y en particular en
Maestro de Filosofía Natural. Es especialmente interesante
que el trabajo de Albumasar por el hecho de que se trate de
un tratado sobre astrología. Su título en latín es
Introductorium in Astronmiam, una traducción del original
en árabe Kitab al-mudkhal al-kabir ila 'ilm ahkam an-nujjum
, escrito en Baghdad en el año 848. Fue traducido al latín por
Juan de Sevilla (Johannes Hispalensis) en 1133, y después,
de manera menos literaria y resumida por Herman Dalmatin
en 1140.
Astronomía
Abu Ma'shar ha sido acreditado como el primer astrónomo
en definir edades astrológicas (La Era de Acuario, la Era de
Piscis, etc), en base a la precesión de los equinoccios a
través del zodiaco.[2]
Albumasar desarrolló un modelo del Sistema Solar que
algunos han interpretado como heliocentrista. Esto es debido
a que sus revoluciones orbitales son dadas en términos
heliocéntricos, en vez de geocéntricos (y el único sistema
conocido en que eso ocurre es el heliocéntrico). Su trabajo
sobre su teoría planetaria no ha sobrevivido, pero su
información astronómica fue recuperada por al-Hashimi y
al-Biruni.[3]
Véase también
Anexo:Astrónomos y astrofísicos notables
Enlaces externos
Armada Española, Catálogo Biblioteca:
ALBUMASAR
Referencias
1. Richard Lemay, Abu Ma'shar and Latin
Aristotelianism in the Twelfth Century, The
Recovery of Aristotle's Natural Philosophy through
Persian Astrology (Abu Ma'shar y el Aristotelismo
latino en el siglo doce, La recuperación de la
Filosofía Natural de Aristóteles a través de la
Astrología persa), 1962.
2. Olav Hammer, Claiming Knowledge, ISBN 90 04
13638. p. 73
3. Bartel Leendert van der Waerden (1987). "The
Heliocentric System in Greek, Persian and Hindu
Astronomy", Annals of the New York Academy of
Sciences 500 (1), 525–545 [534-537].
Alcabitius
Alcabitius / Alchabitius / Al Kabisi:
Abd Al Aziz Al Kabisi fue un sabio de origen árabe que vivió
a caballo entre Oriente Medio y España a mediados del siglo
X.
Es famoso por sus tratados de astronomía, astrología,
arquitectura y matemáticas, los cuales inspiraron por siglos
al mundo de occidente. Aún en la actualidad se siguen
utilizando sus cálculos matemáticos y sus aplicaciones
prácticas a la arquitectura para la construcción de edificios.
Según se cree pudo haber nacido en Mosul y también se le
reconoce Alepo y Zaragoza, ciudad esta en que murió en 967
, como lugares de residencia.
En el siglo XIII correspondió al rey Alfonso X el Sabio(1221
/ 1284) rey de Castilla y de León, difundir, como uno de los
textos más utilizados en la época para la enseñanza de las
Ciencias del Universo tales como la Astronomía y la
Astrología precisamente un escrito de este ascendente del
linaje Alcabú, el Tratado de Alcabitius, traducido por Juan
de Sevilla (Johannes Hispalensis) y comparable a escritos de
Ptolomeo como el Liber quadipartitum (Tetrabiblos) y el
Centiloquium con un comentario del astrólogo del siglo XI
de El Cairo Ali ibn Ridwan. Uno de los factores que
impulsaron el interés de la astronomía a finales de la Edad
Media y en el Renacimiento fue por su aplicación al campo
astrológico.
Por toda Europa proliferaron tratados, pronósticos y juicios
astrológicos (tratados interpretativos de horóscopos), que
tras la invención de la imprenta se convirtieron en material
de preferencia de los impresores.Y el tratado de Alcabitius
jugó un papel clave en esto.
Aleksander Wolszczan
Aleksander Wolszczan
El astronomo en el Observatorio de Piwnicach
Nacimiento
29 de abril de 1946
Szczecinek, Polonia
Estados Unidos
Polonia
Astronomía
Campo/s
Universidad Nicolaus
Copernicus de Toru
Instituciones
Radiotelescopio de Arecibo
Universidad Nicolaus
Alma máter
Copernicus de Toru
Descubrimiento del primer
planeta extrasolar
Conocido por
Descubrimiento de Planetas
Pulsares
Sociedad Astronomica
Americana
Sociedades
Academia Polaca de Ciencias
Premios destacados Beatrice M. Tinsley
Residencia
Aleksander Wolszczan ( (ayuda·info·en ventana)) (29 de
abril, 1946, Szczecinek, Polonia)
Destacado astronomo polaco que logro demostrar por vez
primera, la existencia de planetas extrasolares y que también
descubrió la existencia de planetas pulsares.
Contenido
1 Biografía
2 Referencias
3 Véase también
4 Enlaces externos
Biografía
Educado en Polonia (en la Universidad Nicolaus Copernicus
de Toru) Wolszczan emigro en 1982 a los Estados Unidos,
para trabajar en la Universidad de Cornell, ubicada en Ithaca
Nueva York. Tiempo después se convirtió en profesor de
Astronomía en la Universidad Estatal de Pensilvania. Ha
sido profesor de la Universidad de Torun y miembro de La
Academia Polaca de Ciencias.
Trabajando con Dale Frail (Radioastronomo Canadiense),
ambos, llevaron a cabo las observaciones astronomicas que
condujeron al descubrimiento del pulsar PSR B1257+12, en
el año de 1990. El análisis de los datos gracias al
descubrimiento logrado, mostraron que el pulsar era orbitado
por dos planetas con masas de 4.3 y 2.8 veces la masa del
planeta tierra, sus orbitas son 0.36 y 0.47 UA
respectivamente. Este sistema planetario fue el primer
sistema planetario extrasolar descubierto en todo el
Universo, y cuya existencia estaba plenamente probada.
Wolszczan y Frail publicaron sus hallazgos en 1992 y 1994.
A pesar de la mala interpretación inicial de algunos expertos,
hoy en dìa este descubrimiento es observado como
substancial.
En 1996, Wolszczan fue distinguido con el Premio Beatrice
M. Tinsley otorgado por la Sociedad Astronomica
Americana
Referencias
Wolszczan, A., and D.A. Frail. A planetary system
around the millisecond pulsar PSR 1257+12. Nature
355(6356):145-7, January 9, 1992.
Wolszczan, A. Confirmation of Earth-mass planets
orbiting the millisecond pulsar PSR B1257+12.
Science 264(5158):538-42, April 22, 1994
Véase también
Planeta extrasolar
Enlaces externos
Planetas confirmados con dimensiones parecidas a
la Tierra (en ingles)
Alexis Bouvard
Alexis Bouvard.
Lugar de nacimiento de Alexis
Bouvard.
Alexis Bouvard (27 de junio de 1767 - 7 de junio de 1843)
fue un astrónomo francés nacido en Contamines, Francia.
Sus logros incluyen el descubrimiento de 8 cometas y la
fabricación de tablas de datos de Júpiter, Saturno y Urano.
Mientras que las dos primeras tablas fueron muy exitosas, la
última mostró serios errores con respecto a las futuras
observaciones. Esto llevó a Bouvard a formular la hipótesis
de la existencia de un octavo planeta que afecte a la órbita de
Urano. Neptuno fue posicionado posteriormente por John
Couch Adams y Urbain Le Verrier luego de su muerte.
Bouvard fue director del Observatorio de París desde 1822
hasta su muerte, en 1843.
En Australia un cabo conocido como Cabo Bouvard fue
llamado en su nombre cuando los marineros franceses
descubrieron Australia Occidental. Bouvard es también el
nombre de una pequeña ciudad australiana en el sur de Perth.
Véase también
Anexo:Astrónomos y astrofísicos notables
Alexis Claude Clairault
Alexis Claude Clairault (también conocido como Clairault
, a secas) (* 3 de mayo de 1713 - † 17 de mayo de 1765) fue
un matemático francés.
Nacido en París, donde su padre era profesor de
matemáticas, fue considerado un niño prodigio. A los 12
años escribió un desarrollo sobre cuatro curvas geométricas,
y llegó a alcanzar tal progreso en el tema (bajo la tutela de su
padre), que a la edad de 13 años leyó ante la Academia
francesa un resumen de las propiedades de las cuatro curvas
que había descubierto. Tres años más tarde, completó un
tratado sobre curvas de doble curvatura, Recherches sur les
courbes a double courbure, que la valió su admisión a la
Academia de Ciencias Francesa tras su publicación en 1731,
a pesar de que aún no contaba con la mínima edad legal de
18 años para ser admitido.
En 1736, junto con Pierre Louis Maupertuis, formó parte de
una expedición a Laponia, que tenía como objetivo estudiar
un meridiano. Tras su regreso, publicó un tratado que dio en
llamar Théorie de la figure de la terre (1743). En este
trabajo planteó por primera vez su teorema, que luego se
haría conocido con el nombre de Teorema de Clairault,
según el cual se conecta la gravedad en los puntos
superficiales de un elipsoide en rotación con la compresión y
la fuerza centrífuga en el ecuador.
Clairault obtuvo una ingeniosa resolución aproximada para
el problema de los tres cuerpos. En 1750 obtuvo el premio
de la Academia rusa de ciencias por su ensayo Théorie de la
lune, y en 1759 calculó el perihelio del cometa Halley.
La Théorie de la lune de Clairault es estrictamente
newtoniana en su carácter. En este ensayo el autor explicó el
movimiento del afelio que había desconcertado a los
científicos y a mismo Clairault hasta entonces, que había
considerado al fenómeno tan inexplicable al punto de
plantearse una hipótesis de revisión de las leyes de atracción.
Fue entonces cuando se le ocurrió llevar la observación al
tercer orden, tras lo cual concluyó que los resultados eran
conherentes con las observaciones. Esto fue corroborado en
1754 por algunas tablas lunares. Clairault escribió tras ello
varios papers referidos a la órbita de la luna, y también sobre
el movimiento de los cometas y su perturbación por parte de
los planetas, particularmente en el caso del cometa Halley.
En 1731, Clairault presentó una demostración de una
afirmación de Newton, en la cual el inglés notaba que todas
las curvas de tercer orden eran proyecciones de una de cinco
parábolas.
En 1741, Clairault partició en una expedición cuyo objetivo
era medir la longitud de un meridiano en la tierra, y a su
regreso en 1743 publicó su trabajo Théorie de la figure de la
terre. Estas ideas se basaban sobre un trabajo de Maclaurin,
que había demostrado que una masa de fluido homogéneo en
rotación alrededor de un eje que pase por su baricentro
tomaría, bajo la atracción mutua de sus partículas, la forma
de un esferoide. El trabajo de Clairault trataba sobre
esferoides heterogéneos y contenía la demostración de su
fórmula para el efecto de aceleración gravitacional en un
sitio de latitud I. En 1849, Stokes demostró que el mismo
resultado se mantenía válido independientemente de la
constitución interna y de la densidad de la tierra, si la
superficie era un esferoide de equilibrio o de baja elipticidad.
Clairault falleció en París, a la edad de 52 años.
Referencias
A Short Account of the History of Mathematics (4ta
edición, 1908) por W. W. Rouse Ball.
Véase también
Ecuación de Clairaut
Teorema de Clairaut
Allan Rex Sandage
Allan Rex Sandage (Iowa City, Iowa, 18 de junio de 1926)
es un astrónomo estadounidense.
Biografía
Se graduó en la Universidad de Illinois en 1948. En 1953
obtuvo su doctorado por el California Institute of
Technology.
Su actividad de investiga-ción en el campo de la astrofísica
se ha centrado en el estudio de los es-pectros de
determinados cúmulos globulares, así como en la posibilidad
de que el Universo no sólo se expan-da sino que también
presente fases de contracción periódicas. Entre sus
descubrimientos más notables se en-cuentra la detección,
para el rango de la luz asociada al hidrógeno a alta
temperatura, de procesos violentos asociados al núcleo de la
galaxia M 82. Ha destacado también por sus es-tudios de las
fuentes de radiación de gran intensidad situadas fuera de
nuestra galaxia (es decir, la Vía Láctea). Fue uno de los
primeros en considerar que las observaciones de Hubble
probaban concluyentemente que las nebulosas eran galaxias
externas de dimensiones comparables a la nuestra. c Sandage
comenzó trabajando para el Observatorio del Monte Palomar
. Descubrió las primeras "estrellas errantes azules" en el
cúmulo globular M3 en 1952. Desde entonces, se pensó que
las mismas eran estrellas parecidas a nuestro Sol, si bien su
color azul y mayor brillo indicaban que se trataba de
estrellas mucho más masivas y jóvenes que las que suelen
poblar los cúmulos globulares.
En 1958 publicó la primera estimación del parámetro de
Hubble, unos 75 km/s/Mpc, que es un valor muy cercano al
aceptado en la atualidad. Posteriormente se convertiría en el
principal defensor de un valor aún más bajo, alrededor de 50,
que se correspondería con una edad de Hubble de unos
20000 millones de años.
Realizó estudios espectrales de los cúmulos globulares, y
dedujo que tenían una edad de al menos 25000 millones de
años, lo que le llevó a especular que el universo no sólo se
contrae, sino que en realidad se expande y se contrae en
ciclos de 80000 millones de años. En la actualidad, las
estimaciones sobre la edad del Universo se encuentran por lo
general en torno a los 14000 millones de años.
Es conocido también por el descubrimiento de chorros de
energía que emergen de la Galaxia M82, que deben de haber
sido provocados por explosiones masivas en el núcleo. La
evidencia indica que estas erupciones han estado ocurriendo
durante los últimos 1.5 millones de años.
Sandage era de origen judío, pero a los 60 años se convirtió
al cristianismo. A la pregunta de "¿Puede alguien ser
científico y cristiano a la vez?", respondió: "Sí. Como dije
anteriormente, el mundo es demasiado complejo y sus partes
están demasiado interconectadas como para que todo sea
debido a la suerte." [1]
Honores
Premios
Helen B. Warner Prize for Astronomy (1957)
Eddington Medal (1963)
Medalla de oro de la Real Sociedad Astronómica (
1967)
National Medal of Science (1970)
Henry Norris Russell Lectureship (1972)
Bruce Medal (1975)
Premio Crafoord de la Academia Sueca de Ciencias
(1991)
Con su nombre
Asteroide 9963 Sandage
Lecturas adicionales
Alan P. Lightman and Roberta Brawer, Origins: the
lives and worlds of modern cosmologists, Harvard
University Press, 1990. Entrevistas con cosmólogos
modernos, incluyendo a Sandage (en inglés)
Dennis Overbye, Lonely Hearts of the Cosmos: the
story of the scientific quest for the secret of the
Universe, HarperCollins 1991, Back Bay (con un
prólogo nuevo), 1999. Historia de la cosmología
moderna muy bien escrita, contada a través de las
carreras de los científicos involucrados, de los
cuales Sandage es un personaje central (en inglés)
Al Jazarí
Ab al-'Iz Ibn Ism'l ibn al-Razz al-Jazar (1136-1206)
(1150-1220)*[1] (Árabe:
) fue un importante erudito,
artista, astrónomo, inventor e ingeniero mecánico
proveniente de Al-Jazira (Mesopotamia) que floreció durante
la Edad de Oro del Islam en la Edad Media.
Contenido
1 Biografía
2 Véase también
3 Referencias Bibliograficas
4 Enlaces externos
5 Notas
Biografía
El Nombre de Al-Jazari se debe al lugar donde nació en
al-Jazira, Mesopotamia, esta correspondía al norte de
Mesopotamia, y del actual Iraq, noroeste de Siria, entre los
ríos Eufrates y Tigris. Al igual que su padre antes que el, Al
Jazira sirvió de ingeniero principal en el Palacio Artuklu, la
residencia de Diyarbakr una rama de la Dinastía Artuqid
quienes gobernaron atravez del este de Anatolia como
vasallos de la Dinastia Zengid, gobernantes de Mosul y
después del Califato Fatimí por medio del general Saladino.[
2]
Véase también
Autómata (mecánico)
Edad de Oro del Islam
Herón de Alejandría
Historia de la Ciencia Islámica
Inventos en el Mundo Musulmán
Centro comercial Ibn Battuta sobre el Reloj
Elefante.
Referencias Bibliograficas
Al-Jazarí, The Book of Knowledge of Ingenious
Mechanical Devices: Kitáb fí ma'rifat al-hiyal
al-handasiyya, Islamabad; Pakistan Hijra Council,
ISBN: 9698016252, 9789698016258.
A history of engineering in classical and medieval
times; Donald Routledge Hill, La Salle, Ill. : Open
Court Pub. Co., ISBN: 0875484220,
9780875484228
Pre-Modern Cultural & Social History - Studies in
Medieval Islamic Technology: From Philo to
al-Jazari -- From Alexandria to Diyar Bekr, Donald
R Hill; Mohammed Abattouy, New York, Middle
East Studies Association of North America, Middle
East Studies Association bulletin. 34, no. 2, (2000),
ISSN: 0026-3184.
Science in medieval Islam : an illustrated
introduction, Howard R Turner, University of Texas
Press, ISBN: 0292781474, 0292781490
The Genius of Arab civilization : source of
renaissance, John Stothoff Badeau; John R Hayes,
New York University Press, SBN: 0814733697,
9780814733691
Enlaces externos
Commons
Wikimedia Commons alberga contenido
multimedia sobre Al Jazarí.
"Al-Jazari, the Mechanical Genius" at
MuslimHeritage.com
"The Machines of Al-Jazari and Taqi Al-Din" at
MuslimHeritage.com
"How Islamic inventors changed the world" article
in The Independent
Islamic Automation: A Reading of al-Jazari’s The
Book Of Knowledge Of Ingenious Mechanical
Devices (1206)
Notas
1. Para algunos historiadores, nació en 1136 y otros en
1150, debido a cuestiones de interpretación en el
calendario árabe; de todos modos es probable que la
fecha real sea la de 1136, y muerto después de su
obra El libro del conocimiento de los ingeniosos
mecanismos, en 602/1206 [1]
2. Donald Routledge Hill, "Mechanical Engineering in
the Medieval Near East", Scientific American, May
1991, p. 64-69. ( Donald Routledge Hill,
Mechanical Engineering)
Al Juarismi
Sello ruso representando a
Muhammad ibn Musa al-Jwarizmi
Abu Abdallah Muammad ibn Ms al-Jwrizm (Abu Y'far)
(
), conocido generalmente como al-Jwrizm matemático
, astrónomo y geógrafo persa musulmán, vivió
aproximadamente entre 780 y 850.
Poco se conoce de su biografía, a punto que existen
discusiones no saldadas sobre su lugar de nacimiento.
Algunos sostienen que nació en Bagdad. Otros, siguiendo el
artículo de Gerald Toomer en [Gil70] (a su vez, basado en
escritos del historiador al-Tabari) sostienen que nació en la
ciudad persa de Juarism o Jwarizm (actual Jiva, en
Uzbekistán). Rashed en [Ras94] halla que se trata de un
error de interpretación de Toomer, debido a un error de
transcripción (la falta de la conectiva wa) en una copia del
manuscrito de al-Tabari. No será este el último desacuerdo
entre historiadores que encontraremos en las descripciones
de la vida y las obras de al-Jwarizmi. Estudió y trabajó en
Bagdad en la primera mitad del siglo IX, en la corte del
califa al-Mamun. Para muchos, fue el más grande de los
matemáticos de su época.
Debemos a su nombre y al de su obra principal, Hisab al
yabr ua al muqabala, ( ) nuestras palabras álgebra,
guarismo y algoritmo. De hecho, es considerado como el
padre del álgebra y como el introductor de nuestro sistema
de numeración.
Hacia 815 al-Mamun, séptimo califa Abásida, hijo de Harun
al-Rashid, fundó en su capital, Bagdad, la Casa de la
sabiduría (Bayt al-Hikma), una institución de investigación y
traducción que algunos han comparado con la Biblioteca de
Alejandría. En ella se tradujeron al árabe obras científicas y
filosóficas griegas e indias. Contaba también con
observatorios astronómicos. En este ambiente científico y
multicultural se educó y trabajó al-Jwarizmi junto con otros
científicos como los hermanos Banu Musa, al-Kindi y el
famoso traductor Huanyn ibn Ishaq. Dos de sus obras, sus
tratados de álgebra y astronomía, están dedicadas al propio
califa.
Álgebra
En su tratado de álgebra, obra eminentemente didáctica, se
pretende enseñar un álgebra aplicada a la resolución de
problemas de la vida cotidiana del imperio islámico de
entonces. La traducción de Rosen de las palabras de
al-Juarizmi describiendo los fines de su libro dan cuenta de
que el sabio pretendía enseñar[alK86]:
... aquello que es fácil y más útil en
aritmética, tal que los hombres lo
requieren constantemente en casos de
herencia, legados, particiones, juicios, y
comercio, y en todos sus tratos con los
demás, o cuando se trata de la mensura
de tierras, la excavación de canales,
cálculos geométricos, y otros objetos de
varias clases y tipos.
Traducido al latín por Gerardo de Cremona, se utilizó en las
universidades europeas como libro de texto hasta el siglo
XVI. Es posible que antes de él se hubiesen resuelto
ecuaciones concretas, pero éste es el primer tratado conocido
en el que se hace un estudio exhaustivo.
Luego de presentar los números naturales, al-Jwarizmi
aborda la cuestión principal en la primera parte del libro: la
solución de ecuaciones. Sus ecuaciones son lineales o
cuadráticas y están compuestas de unidades, raíces y
cuadrados; para él, por ejemplo, una unidad era un número,
una raíz era x y un cuadrado x2. Aunque en los ejemplos que
siguen usaremos la notación algebraica corriente en nuestros
días para ayudar al lector a entender las nociones, es de
destacar que al-Juarizmi no empleaba símbolos de ninguna
clase, sino sólo palabras.
Primero reduce una ecuación a alguna de seis formas
normales:
1.
2.
3.
4.
Cuadrados iguales a raíces.
Cuadrados iguales a números.
Raíces iguales a números.
Cuadrados y raíces iguales a números, por ejemplo x
2 + 10x = 39
5. Cuadrados y números iguales a raíces, por ejemplo x
2 + 21 = 10x
6. Raíces y números iguales a cuadrados, por ejemplo
3x + 4 = x2
La reducción se lleva a cabo utilizando las operaciones de
al-jabr ("compleción", el proceso de eliminar términos
negativos de la ecuación) y al-muqabala ("balanceo", el
proceso de reducir los términos positivos de la misma
potencia cuando suceden de ambos lados de la ecuación).
Luego, al-Jwarizmi muestra como resolver los seis tipos de
ecuaciones, usando métodos de solución algebraicos y
geométricos. Por ejemplo, para resolver la ecuación x2 + 10x
= 39, escribe [alK86]:
... un cuadrado y diez raíces son iguales
a 39 unidades. Entonces, la pregunta en
este tipo de ecuación es
aproximadamente así: cuál es el
cuadrado que, combinado con diez de
sus raíces, dará una suma total de 39. La
manera de resolver este tipo de ecuación
es tomar la mitad de las raíces
mencionadas. Ahora, las raíces en el
problema que tenemos ante nosotros son
diez. Por lo tanto, tomamos 5 que
multiplicadas por sí mismas dan 25, una
cantidad que agregarás a 39 dando 64.
Habiendo extraído la raíz cuadrada de
esto, que es 8, sustraemos de allí la
mitad de las raíces, 5, resultando 3. Por
lo tanto el número tres representa una
raíz de este cuadrado.
Sigue la prueba geométrica por compleción del cuadrado,
que no expondremos aquí. Señalaremos sin embargo que las
pruebas geométricas que usa al-Jwarizmi son objeto de
controversia entre los expertos. La cuestión, que permanece
sin respuesta, es si estaba familiarizado con el trabajo de
Euclides. Debe recordarse, en la juventud de al-Jwarizmi y
durante el reinado de Harun al-Rashid, al-Hajjaj había
traducido los "Elementos" al árabe, y era uno de los
compañeros de al-Jwarizmi en la Casa de la Sabiduría. Esto
avalaría la posición de Toomer (op.cit.). Rashed comenta en
[Ras94] que "el tratamiento [de al-Jwarizmi] fue
probablemente inspirado en el reciente conocimiento de los
"Elementos"". Pero, por su parte, Gandz en [Gan32] sostiene
que los Elementos le eran completamente desconocidos.
Aunque es inseguro que haya efectivamente conocido la
obra euclidiana, es posible afirmar que fue influenciado por
otras obras de geometría; véase el tratamiento de Parshall en
[Par88] sobre las similitudes metodológicas con el texto
hebreo Mishnat ha Middot, de mediados del siglo II.
Continúa el Hisab al-jabr w'al-muqabala examinando cómo
las leyes de la aritmética se extienden a sus objetos
algebraicos. Por ejemplo, muestra cómo multiplicar
expresiones como (a + bx)(c + dx). Rashed (op. cit.)
encuentra sus formas de resolución extremadamente
originales, pero Crossley [Cro80] las considera menos
significativas. Gandz [Gan36] considera que la paternidad
del álgebra es mucho más atribuible a al-Jwarizmi que a
Diofanto.
La parte siguiente consiste en aplicaciones y ejemplos.
Describe reglas para hallar el área de figuras geométricas
como el círculo, y el volumen de sólidos como la esfera, el
cono y la pirámide. Esta sección, ciertamente, tiene mucha
mayor afinidad con los textos hebreos e indios que con
cualquier obra griega. La parte final del libro se ocupa de las
complejas reglas islámicas de herencia, pero requiere poco
del álgebra que expuso anteriormente, más allá de la
resolución de ecuaciones lineales.
Aritmética
De su aritmética, posiblemente denominada originalmente
Kitab al Yamaa ua al Tafriq bi Hisab al Hindi, ( ), "libro
de la suma y de la resta, según el cálculo indio", sólo
conservamos una versión latina del siglo XII, Algoritmi de
numero Indorum. Desafortunadamente, se sabe que la obra
(traducida al inglés en [CrH90]) se aparta bastante del texto
original. En esta obra se describe con detalle el sistema indio
de numeración posicional en base 10 y métodos para hacer
cálculos con él. Se sabe que había un método para encontrar
raíces cuadradas en la versión árabe, pero no aparece en la
versión latina. Posiblemente fue el primero en utilizar el cero
como indicador posicional. Fue esencial para la introducción
de este sistema de numeración en el mundo árabe y
posteriormente en Europa. En [All91] se discuten algunos
tratados en latín del siglo XII basados en esta obra perdida.
Astronomía
De su tratado sobre astronomía, Sindhind zij, también se han
perdido las dos versiones que escribió en árabe. Esta obra,
descripta en detalle en [Dal96], se basa en trabajos
astronómicos indios "a diferencia de manuales islámicos de
astronomía posteriores, que utilizaron los modelos
planetarios griegos del `Almagesto' de Ptolomeo"[Sok85].
El texto indio en que se basa el tratado es uno de los
obsequiados a la corte de Bagdad alrededor de 770 por una
misión diplomática de la India. En el siglo X al-Majriti
realizó una revisión crítica de la versión más corta, que fue
traducida al latín por Adelardo de Bath; existe también una
traducción latina de la versión más larga, y ambas
traducciones han llegado hasta nuestro tiempo. Los temas
principales cubiertos en la obra son los calendarios; el
cálculo de las posiciones verdaderas del Sol, la Luna y los
planetas; tablas de senos y tangentes; astronomía esférica;
tablas astrológicas; cálculos de paralajes y eclipses; y
visibilidad de la Luna. En [Roz90] se discute un manuscrito
relacionado sobre trigonometría esférica, atribuido a
al-Juarizmi.
Geografía
En Geografía, con una obra denominada Kitab Surat-al-Ard,
revisó y corrigió a Ptolomeo en lo referente a África y al
Oriente. Lista latitudes y longitudes de 2402 sitios, y
emplaza ciudades, montañas, mares, islas, regiones
geográficas y ríos, como base para un mapa del mundo
entonces conocido. Incluye mapas que, en conjunto, son más
precisos que los de Ptolomeo. Esta claro que donde hubo
mayor conocimiento local disponible para al-Jwarizmi,
como las regiones del Islam, África y el Lejano Oriente, el
trabajo es mucho más exacto que el de Ptolomeo, pero
parece haber usado los datos de éste para Europa. Se dice
que en estos mapas trabajaron a sus órdenes setenta
geógrafos.
Otras obras
Su obra conocida se completa con una serie de obras
menores sobre temas como el astrolabio, sobre el que
escribió dos textos, sobre relojes solares y sobre el
calendario judío. También escribió una historia política
conteniendo horóscopos de personajes prominentes.
Bibliografía
[Gil70]: Charles C. Gillespie (ed.), Dictionary of Scientific
Biography, 1970/1990 ed., Charles Scribner's Sons, New
York.
[Gra74]: E. Grant (ed.), A source book in medieval science,
Harvard University Press, Cambridge, MA, 1974.
[alK86]: [Abu Ja'far Muhammad ibn Musa al Khwarizmi,
The Algebra of Mohammed ben Musa, G. Olms Verlag,
Hildesheim, 1831, Friedrich Rosen, trad. y ed. Reimpreso en
1986.
[Ras94]: Rashed, R., The Development of Arabic
Mathematics: Between Arithmetic and Algebra, Kluwer
Academic Publishers, Dordrecht, 1994. Traducción de
A.F.W. Armstrong de la versión francesa de 1984.
[Gan32]: S. Gandz (ed.), The geometry of al-Khwarizmi,
Berlín, 1932.
[Par88]: K.A. Parshall, The art of algebra from
al-Khwarizmi to Viète : a study in the natural selection of
ideas, Hist. of Sci. 26 (1988), no. 72.2, 129-164.
[Cro80]: J.N. Crossley, The emergence of number, World
Scientific, Singapur, 1980.
[Gan36]: S. Gandz, The sources of al-Khwarizmi's algebra,
en Osiris I (1936), pp. 236-277.
[CrH90]: J.N. Crossley y A.S. Henry, Thus spake
al-Khwarizmi : a translation of the text of Cambridge
University Library ms. Ii.vi.5, Historia Math. 17 (1990), no.
2, 103-131.
[All91]A. Allard, La diffusion en occident des premières
oeuvres latines issues de l'arithmétique perdue
d'al-Khwarizmi, J. Hist. Arabic Sci. 9 (1991), no. 1-2,
101-105.
[Dal96]: B. van Dalen, Al'Khwarizmi's astronomical tables
revisited : analysis of the equation of time, From Baghdad to
Barcelona - Zaragoza 1993 (Barcelona), 1996, pp. 195-252.
[Sok85]: Z.K. Sokolovskaya, El período `pretelescópico' de
la historia de los instrumentos astronómicos. al-Khwarizmi
en el desarrollo de instrumentos de precisión en Cercano y
Medio Oriente, en El gran científico medieval al-Khwarizmi,
Fan, Tashkent, 1985. En ruso, pp. 165-178.
[Roz90]: B.A. Rozenfel'd, Trigonometría esférica en
al-Khwarizmi, Istor.-Mat. Issled. 32-33 (1990), 325-339, En
ruso.
Véase también
Matemáticas en el Islam medieval
Nombres árabes
Ambiplasma
El ambiplasma es una teoría cosmológica no convencional,[
1] generalmente atribuida a Hannes Alfvén en los años 1960.
[2] Esta teoría intenta explicar el desarrollo del universo
visible a través de la interacción de fuerzas
electromagnéticas en plasma astrofísico.[3] Alfvén
desarrolló sus ideas cosmológicas basadas en el escalado de
observaciones desde laboratorios terrestres y experimentos
espaciales a escalas cosmológicas con órdenes de magnitud
mayores.[4] Su propuesta cosmológica más famosa fue que
el Universo era una mezcla equitativa de materia y
antimateria en la forma llamada ambiplasma que se habría
separado de manera natural cuando ocurrieron las reacciones
de aniquilación acompañadas por una tremenda liberación de
energía. En este concepto, el Universo siempre ha existido
(preexiste) y no posee un punto común de origen.
El ambiplasma contradice el actual consenso de la astrofísica
que dice que la Relatividad general de Einstein explica el
origen y evolución del Universo en sus mayores escalas,
confiando en vez de ello en los desarrollos posteriores de la
mecánica clásica y la electrodinámica clásica como
aplicaciones a plasmas astrofísicos. Mientras que a finales de
los 80 y principios de los 90 la discusión se limitaba a las
ventajas de la cosmología del plasma, hoy los defensores de
estas ideas son generalmente ignorados por los cosmólogos
profesionales de la comunidad científica.[5] [6]
Contenido
1 Plasma cósmico
2 Teoría del Ambiplasma de Alfvén
3 Desarrollos posteriores
4 Comparación con la cosmología dominante
5 Críticas al modelo de Alfvén
6 Referencias
6.1 Notas
6.2 Bibliografía
7 Enlaces externos
Plasma cósmico
Hannes Alfvén dedicó gran parte de su carrera profesional a
intentar caracterizar el plasma por el que fue galardonado
con el Premio Nobel de Física en 1970. Sin embargo,
mientras que la física del plasma no está controvertidamente
aceptada para jugar un papel importante en muchos
fenómenos astrofísicos debido en parte a la ubicuidad del
plasma, Alfvén siguió firme en unas cuantas ideas que no
han sido aceptadas por la comunidad científica. Entre estas
ideas, la principal es la afirmación de que las fuerzas
electromagnéticas son iguales en importancia que la
gravedad en las grandes escalas.[7] Alfvén llegó a esta
conclusión simplemente estrapolando el fenómeno del
plasma a pequeña escala a gran escala.[4] ]] Mientras los
campos magnéticos se consideran de interés en la astrofísica
moderna en muchos modelos convencionales de estructuras
astrofísicas a pequeña escala con corrientes de Foucault
acelerando el colapso gravitacional transfiriendo el momento
angular desde los objetos contraídos, los modelos de
estructuras a gran escala convencionales normalmente no
consideran los campos magnéticos lo suficientemente
grandes como para ayudar en la transferencia de momento
angular por procesos viriales en cúmulos.[8] La
investigación en estos temas está en curso, pero no se
considera que los procesos del plasma desempeñen un papel
importante en el modelado teórico de estructuras o
formación de galaxias.[9] Los modelos de Alfvén no
proporcionan ninguna predicción que pueda ser tomada en
cuenta en muchas observaciones cosmológicas incluyendo la
ley de Hubble, la abundancia de elementos pesados, o la
existencia del fondo cósmico de microondas.
Algunas de las propuestas más provocadoras de Alfvén son
las explicaciones cualitativas de la formación estelar
utilizando corrientes de Birkeland.[10] Estas corrientes de
plasma fueron considerados por Alfvén y sus seguidores
como responsables de muchas estructuras filamentarias
vistas en observaciones astrofísicas. Sin embargo, continúa
sin haber ninguna prueba observacional directa de tales
corrientes a gran escala de plasma y las explicaciones
astrofísicas dominantes para fenómenos a gran escala no
incluyen mecanismos de corrientes de plasma.
Teoría del Ambiplasma de Alfvén
Hannes Alfvén (1908-1995), fue
galardonado con el premio Nobel por su
trabajo en magnetohidrodinámica [8].
Los orígenes conceptuales de la cosmología del plasma
fueron desarrollados en 1965 por Alfvén en su libro
Mundos-Antimundos, basándose parte de su trabajo en ideas
de Kristian Birkeland descritas a principios de siglo y una
propuesta anterior de Oskar Klein en la que el plasma
astrofísico jugaba un papel importante en la formación y
evolución de galaxias. En 1971, Klein extendió las
propuestas de Alfvén y desarrolló el "modelo Alfvén-Klein"
de la cosmología. Su cosmología se basa en explosiones
astrofísicas gigantes resultantes de una mezcla hipotética de
materia y antimateria que creó el Universo o meta-galaxia
como ellos preferían especular (ver el debate Shapley-Curtis
para una información más amplia de la historia de distinción
entre el Universo y la Vía Láctea). Esta hipotética sustancia
que engendró el Universo se llamó ambiplasma y tomó las
formas de protones-antiprotones (ambiplasma pesado) y
electrones-positrones (ambiplasma ligero). El ambiplasma se
divide en regiones celulares de materia y antimateria. En la
cosmología de Alfvén, el Universo contenía ambiplasma
simétrico pesado con ambiplasma ligero protector,
separados por dobles capas. De acuerdo con Alfvén, tal
ambiplasma tendría una vida relativamente larga ya que el
componente de las partículas y las antipartículas estaría
demasiado caliente y tendría una densidad demasiado baja
como para aniquilarse las unas con las otras rápidamente.
Esta aniquilación puede causar una rápida expansión del
universo. La radiación de aniquilación emanaría de las capas
dobles de plasma y antiplasma. La explosión de la doble
capa también fue sugerida por Alfvén como un posible
mecanismo de generación de rayos cósmicos, ráfagas de
rayos X y GRB.[11] Alfvén hizo hincapié en la importancia
de la naturaleza celular y filamentosa del plasma a cualquier
escala, desde el laboratorio hasta lo galáctico.
El ambiplasma fue propuesto en parte para explicar la
asimetría bariónica observada en el Universo que es debida a
una condición inicial de la simetría exacta entre materia y
antimateria.[12] De acuerdo con Alfvén y Klein, el
ambiplasma formaría naturalmente bolsas de materia y
antimateria que se expandiría hacia afuera según ocurriera la
aniquilación entre materia y antimateria. Por tanto,
concluyeron que la vida tiene que ocurrir en un bolsillo
principalmente bariónico en vez de antibariónico. Los
procesos de la evolución y características del Universo en su
mayor escala estarían gobernados principalmente por esta
caracterísitica.
Alfvén postuló que el Universo siempre ha existido[13]
debido a la argumentos causales y el rechazo de modelos ex
nihilo como una forma sigilosa de creacionismo.[14] Las
regiones celulares exclusivamente de materia o antimateria
parecerían expandirse en regiones locales de aniquilación,
que Alfvén consideraba como una posible explicación para
la aparentemente observada expansión del Universo como
una simple fase local de una historia mucho más larga.
Segundo, el modelo no necesita de físicas exóticas (más allá
de la antimateria, que se ha verificado en la Tierra en
colisiones de alta energía), sino que modeliza el universo
utilizando las ya conocidas fuerzas electromagnéticas junto
con la gravedad. De hecho, Alfvén basó sus ideas en trabajos
experimentales sobre la física del plasma aquí en la Tierra.
Él siempre defendió el trabajo experimental como una parte
necesaria y primordial de cualquier teoría. Incluso en el
campo de la física del plasma en la Tierra, tuvo que
sobreponerse a la inercia de los enfoques puramente teóricos
de sus colegas, cuyos análisis no pudieron obtener
predicciones precisas.
Desarrollos posteriores
Mientras que la cosmología del plasma nunca ha obtenido el
apoyo de demasiados astrónomos o físicos, los
investigadores han continuado promoviendo y desarrollando
el enfoque y publican en el tema del IEEE Transactions on
Plasma Science] que está co-editada por el cosmólogo del
plasma Anthony Peratt.[15] Unos cuantos artículos
abordando la cosmología del plasma fueron publicados en
otras revistas dominantes hasta los años 1990.
Adicionalmente, en 1991, Eric J. Lerner, un investigador
independiente en física del plasma y fusión nuclear, escribió
un libro a nivel popular apoyando la cosmología del plasma
llamado El Big Bang Nunca Ocurrió. En ese momento hubo
un interés renovado en el tema entre la comunidad
cosmológica (junto con otras cosmologías no
convencionales). Esto fue debido a los resultados anómalos
reportados en 1987 por Andrew Lange y Paul Richardson de
UC Berkeley y Toshio Matsumoto de la Universidad de
Nagoya que indicaban que el fondo cósmico de microondas
no puede tener un espectro de cuerpo negro. Sin embargo, el
anuncio final (en Abril de 1992) de que los datos del satélite
COBE corregían la contradicción anterior del Big Bang, el
nivel de interés en la cosmología del plasma ha caído tanto
que se investiga muy poco en este campo.
Comparación con la cosmología dominante
La cosmología del plasma ha sido desarrollada en mucho
menos detalle que la cosmología dominante y carece de
muchas de las predicciones de los modelos actuales. En la
cosmología convencional, las simulaciones detalladas de la
función de correlación del Universo, la nucleosíntesis
primordial y las fluctuaciones en la Radiación de fondo de
microondas, basados en los principios de la cosmología
convencional y un puñado de parámetros libres, se han
realizado y comparado con observaciones, incluyendo
comprobaciones de consistencia no triviales. La cosmología
del plasma generalmente proporciona descripciones
cualitativas y explicaciones no sistemáticas para las
características estándar de las teorías cosmológicas
dominantes.
Por ejemplo, los modelos jerárquicos convencionales de la
formación estructurales depende de la materia oscura
almacenada en los supercúmulos, cúmulos y galaxias vistas
en el Universo actual. El tamaño y naturaleza de las
estructuras están basadas en una condición inicial de las
anisotropías primigenias vistas en el espectro de potencia de
la Radiación de fondo de microondas.[16] Las recientes
simulaciones demuestran la coincidencia entre las
observaciones de las expediciones y las simulaciones
cosmológicas de cuerpos de grado N del modelo
Lambda-CDM[17] Muchos astrofísicos aceptan la materia
oscura como un fenómeno real y un ingrediente vital en la
formación de estructuras, que no se puede explicar apelando
a procesos electromagnéticos. La masa estimada de las
agrupaciones galácticas utilizando lentes gravitacionales
también indica que hay una gran cantidad de materia oscura
presente, una observación no explicada por los modelos
cosmológicos de plasma.[18]
Los estudios dominantes también sugieren que el Universo
es homogéneo a gran escala sin pruebas de la estructura a
escalas muy grandes requeridas por las propuestas de
filamentación del plasma.[19] La expecidión con mayor
número de galaxias detectadas hasta la fecha, la Sloan
Digital Sky Survey, se corresponde bien con el dibujo
dominante.[20]
La producción de elementos ligeros sin la nucleosíntesis del
Big Bang (como requería la cosmología del plasma) ha sido
discutido en la literatura generalista y fue determinante para
producir excesivos rayos X y rayos gamma más allá que lo
observado.[21] [22] Esta cuestión no ha sido completamente
abordada por los defensores de la cosmología del plasma.[23
] De forma adicional, desde un punto de vista observacional,
los rayos gamma emitidos incluso por pequeñas cantidades
de aniquilación de materia/antimateria deberían ser
fácilmente visibles utilizando telescopios de rayos gamma.
Sin embargo, tales rayos gamma no han sido observados.
Esto podría ser resuelto proponiendo, como hizo Alfvén, que
la burbuja de materia en la que estamos es mayor que el
universo observable. Para comprobar el modelo, se tendría
que haber observado algún rastro del ambiplasma y esto
requeriría que este modelo fuera formalizado hasta el punto
donde se pudieran detallar las predicciones cuantitativas.
Aunque no se ha publicado ningún artículo de la cosmología
del plasma explicando la radiación de fondo de microondas
desde que los resultados del COBE fueron desvelados, las
explicaciones basadas en la luz de las estrellas integrada no
proporciona ninguna indicación sobre cómo explicar el
espectro de potencia angular observado en una parte entre 10
5 anisotropías del CMB. La sensibilidad y resolución de las
medidas de estas anisotropías fue enormementa avanzada
por el WMAP y fue consecuentemente anunciada como una
gran confirmación del Big Banf en detrimento de otras
alternativas.[24] Estas medidas mostraron que los "picos
acústicos" se ajustaban con gran precisión con las
predicciones del modelo del Big Bang y condiciones del
Universo promigenio.
La cosmología del plasma no está considerada por la
comunidad astronómica para que sea una alternativa viable
al Big Bang e incluso defiende las explicaciones que
proporciona para el fenómeno que son menos detalladas que
las de la cosmología convencional. Así, la cosmología del
plasma ha permanecido a un lado y vista por la comunidad
como una propuesta indigna de seria consideración.
Críticas al modelo de Alfvén
Alfvén propuso que la burbuja de materia en la que estamos
es mayor que el universo observable, lo que llevó a
cuestionar sobre cómo alguien podría verificar el modelo si
las estructuras tan grandes que predice no pueden ser
observadas. Sin embargo, muchas estructuras son
observables, como las corrientes intergalácticas Birkeland,
doble capas, efectos de velocidad-selección a múltiples
escalas, etc.
Desafortunadamente, desde un punto de vista teórico, aún
quedan problemas con el modelo de Alfvén. Alfvén no
formalizó su modelo hasta donde sí es posible realizar
simulaciones numéricas similares a aquellas que ahora se
realizan comúnmente para modelar el comportamiento de las
galaxias jóvenes en la cosmología estándar y que se usaron
para predecir la función de correlación del universo. En vez
de eso, Alfvén apuntó un visión muy genérica de cómo las
galaxias son generadoras de discos. Alfvén estaba un poco
indiferente respecto a ajustar su modelo para que pudiera
hacer las misma predicciones que el Big Bang.
A pesar de que las simulaciones 3D de formación de
galaxias se han llevado a cabo usando el modelo de plasma
(ver artículos de Anthony Peratt) donde tanto las fuerzas
electromagnéticas como la gravedad son tenidas en cuenta,
no ha habido artículos publicados que intenten calcular las
funciones de correlación y por lo tanto, permitan
comparaciones detalladas con las observaciones. Sin
embargo, cuando uno compara la simulación de
cross-section con radio isótopos de AGN, se puede ver una
semejanza remarcable. Esta semejanza no es sorprendente,
ya que es bien conocido que las altas energías asociadas con
el AGN deberían ser similares a las del plasma.
Otro problema es, irónicamente, que la cosmología del
plasma depende de la física que es, aunque no
complatemente bien entendida, si bien documentada a través
de experimentos en el laboratorio. Ya que el modelo
estándar del Big Bang involucra a la física que está peor
entendida, uno puede ajustar el modelo de Big Bang para
encajar las observaciones tan solo apelando a parámetros
variables del laboratorio y físicas exóticas, como la
existencia de partículas todavía no observadas. A causa de su
fundamento empírico (Alfvén fue un físico de laboratorio de
pro, desarrollando sistemas de transmisión de potencia y
similares), es mucho más difícil modificar el modelo de
Alfvén para adecuarse a las observaciones cosmológicas.
Desde el punto de vista de la observación, los rayos gamma
emitidos incluso por pequeñas cantidades de aniquilaciones
materia/antimateria deberían ser fácilmente visibles
utilizando telescopios de rayos gamma. Sin embargo, dichos
rayos gamma no han sido observados. Se podría recuperar el
modelo proponiendo, como Alfvén hace, que la burbuja de
materia en la que estamos es más grande que el universo
observable, lo que llevó a cuestionar sobre cómo alguien
podría verificar el modelo si las estructuras tan grandes que
predice no pueden ser observadas. Para verificar el modelo,
se tendría que encontrar algún rastro del modelo en las
observaciones actuales, y esto requiere que el modelo sea
formalizado teniendo en cuenta que predicciones detalladas
y cuantativas puedan realizarse, lo que provoca el
mencionado problema teórico comentado en el párrafo
anterior.
Referencias
Notas
1. Es descrita por partes iguales por sus seguidores y
sus críticos. En el número de febrero de 1992 de Sky
& Telescope ("Plasma Cosmology"), Anthony Peratt
la describió como un "dibujo no convencional". La
carta abierta el www.cosmologystatement.org – que
ha sido firmada por Peratt y Lerner – denota que
"hoy, virtualmente todos los recursos
experimentales financiados están en cosmología
están dedicados a estudios del Big Bang". El dibujo
del Big Bang del Modelo Lambda-CDM es descrito
típicamente como el "modelo de concordancia", el
"modelo convencional" o el "paradigma estándar"
de la cosmología aquí y aquí.
2. Helge S. Kragh, Cosmología y Controversia: El
Desarrollo Histórico de Dos Teorías del Universo,
1996 Princeton University Press, 488 páginas, (
pp.482-483)
3. Alfven, Hannes O. G., "Cosmología en el plasma
del universo - una exposición introductoria", IEEE
Transactions en Ciancia del Plasma (ISSN
0093-3813), vol. 18, Feb. 1990, p. 5-10.
4. a b Hannes Alfvén, "Sobre la jerarquía cosmológica
" (1983) Astrofísica y Ciencia Espacial (ISSN
0004-640X), vol. 89, no. 2, Ene. 1983, p. 313-324.
5. La cosmología del plasma defendida por Anthony
Peratt y Eric Lerner, en una carta abierta consignada
por un total de 34 autores, expone "Un intercambio
abierto de ideas ausemte em ña mayoría de
conferencias", y "Actualmente, précticamente todos
los recuros experimentales financiados en
cosmología están dedicados a estudios del Big
Bang". [1]
6. Tom Van Flandern escribe en Los 30 Pricipales
Problemas con el Big Bang, "Para la mayoría, estas
cuatro alternativas cosmológicas [incluyendo la
Cosmología del Plasma] son ignoreadas por los
astrónomos."
7. H. Alfvén y C.-G. Falthammar, Electrodinámica
cósmica (2ª edición, Clarendon press, Oxford,
1963). "La razón básica por la que los fenómenos
electromagnéticos son tan importantes en la física
cósmica es que existen campos magnéticos celestes
que afectan el movimiento de partículas cargadas en
el espacio. La fuerza de los campos magnéticos
interplanetarios es del orden de 10-4 gauss, de lo
que una relación de la fuerza magnética on la fuerza
gravitatoria 107. Esto ilustra la enorme importancia
de los campos magnéticos interplanetarios e
interestelares, comparadas con la gravedad, tanto
más según la materia está ionizada." (p.2-3)
8. Colafrancesco, S. y Giordano, F. El impacto de los
campos magnéticos en la relación M - T de los
cúmulos Astronomía y Astrofísica, Volumen 454,
Número 3, Agosto II 2006, pp.L131-L134. [2]
recuento: "Las simulaciones numéricas has
demostrado que los campos magnéticos de escala
estrecha en cúmulos masivos producen variaciones
de la masa del cúmulo a un nivel de ~ 5 10% de su
valor desmagnetizado.... Tales variaciones no se
esperan que produzcan fuertes variaciones en la
relación relativa masa-temperatura para cúmulos
masivos."
9. Ver por ejemplo: Dekel, A. y Silk, J. El origen de
galaxias enanas, materia oscura fria y formación
parcial de galaxias Astrophysical Journal, Parte 1
(ISSN 0004-637X), vol. 303, 1 de Abril de 1986, p.
10.
11.
12.
13.
39-55.[3] donde modelan los procesos del plasma en
la formación de galaxias que está liderado
principalmente por la gravedad de la materia oscura
fria.
Alfvén, H.; Carlqvist, P., "Nubes interstelares y la
formación de estrellas" Astrofísica y Ciencia
Espacial, vol. 55, no. 2, Mayo 1978, p. 487-509.
Alfvén, H., "Capas dobles y circuitos en astrofísica
", (1986) IEEE Transactions on Plasma Science
(ISSN 0093-3813), vol. PS-14, Dic. 1986, p.
779-793. Basado en la conferencia patrocinada por
la NASA "Capas Dobles en Astrofísica" (1986)
H. Alfvén y C.-G. Falthammar, Cosmic
electrodynamics (Clarendon press, Oxford, 1963).
H. Alfvén, Worlds-antiworlds: antimatter in
cosmology, (Freeman, 1966). O. Klein, "Arguments
concerning relativity and cosmology," Science 171
(1971), 339.
Hannes Alfvén, "Tiene el Universo un Origen"
(1988) Trita-EPP, 1988, 07, p. 6. Véase también
Anthony L. Peratt, "Introducción a la Astrofísica y
Cosmología del Plasma" (1995) Astrofísica y
Ciencia Espacial, v. 227, p. 3-11: "cuestiona ahora
un debate centenario incluyendo la cosmología
traditional del plasma rehusa reivindicar cualquier
conocimiento sobre un 'origen' del Universo (p.ej.,
Alfvén, 1988).
14. Alfvén, Hannes, "Cosmología: ¿Mito o Ciencia?"
(1992) IEEE Transactions on Plasma Science (ISSN
0093-3813), vol. 20, no. 6, p. 590-600. Véase
también [4]
15. (Ver IEEE Transactions on Plasma Science, temas
en 1986, 1989, 1990, 1992, 2000, 2003 y 2007 2007
aquñi)
16. Ver p.ej. P. J. E. Peebles, Estructura a gran escala
del Universo (Princeton, 1980).
17. Ver, por ejemplo, la simulación a gran escala del
Consorcio de Virgo de los "Universos en cajas" con
los mayores vacíos alcanzando tales tamaños- Véase
también F. Hoyle y M. S. Vogeley, Vacíos en el 2dF
galaxy redshift survey, Astrophys. J. 607, 751–764
(2004).
18. Ver p.ej. M. Bartelmann y P. Schneider, Weak
gravitational lensing, Phys. Rept. 340 291–472
(2001).
19. P. J. E. Peebles, Principios de Cosmología Física
(Princeton, 1993). P. J. E. Peebles, Estructura a
gran escala del Universo (Princeton, 1980).
20. M. Tegmark y otros (colaboración SDSS), "Los
espectros de potencia tridimensionales de las
galaxias desde el Sloan Digital Sky Survey",
Astrophysical J. 606 702–740 (2004). El fallo en los
modelos de formación de estructuras alternativos
está claramente indicado por la desviación del
espectro de potencia de la materia de un power law a
escalas mayores de 0.5 h Mpc-1 (visible aquí)."
21.
21. J.Audouze y otros', Fotosíntesis del Big Bang y
Nucleosíntesis Pregaláctica de Elementos ligeros,
Astrophysical Journal 293:L53-L57, 15 de Junio de
1985 [5]
22. Epstein y otros, El origen del deuterio, Nature, Vol.
263, 16 de Septiembre de 1976 señalaron que si los
flujos de protones con energías mayores que 500
MeV eran lo suficientemente intensas como para
producir los niveles observados de deuterio, también
producirían unas 1000 veces más rayos gamma que
los que se observan.
23. Ref. 10 en "Modelo Galáctico de la Formación de
Elementos" (Lerner, IEEE Trans. Plasma Science
Vol. 17, No. 2, Abril 1989 [6]) es J.Audouze y J.Silk,
"Síntesis Pregaláctica de Deuterio" en Proc. ESO
Workshop en "Helio Primordial", 1983, pp. 71-75
[7] Lerner incluye un párrafo sobre la "Producción
de Rayos Gamma" en el que proclama que el nivel
esperado de rayos gamma es consistente con las
observaciones. No cita ni a Audouze ni a Epstein en
este contexto y no explica por qué su resultado
contradice los suyos.
24. D. N. Spergel y otros (colaboración WMAP),
"Primer año de observaciones WMAP:
Determinación de parámetros cosmológicos",
Astrophys. J. Suppl. 148 (2003) 175.
Bibliografía
H. Alfvén, Mundos-antimundos: antimateria en
cosmología, (Freeman, 1966).
H. Alfvén, Plasma Cósmico (Reidel, 1981)
E. J. Lerner, El Big Bang Nunca Ocurrió, (Vintage,
1992)
A. L. Peratt, Física del Universo de Plasma,
(Springer, 1992)
Enlaces externos
Alfvén, Hannes:
"Sobre la jerarquía cosmológica",
Astrofísica y Ciencia Espacial (ISSN
0004-640X), vol. 89, no. 2, Ene. 1983, p.
313-324. (1983)
"Cosmología en el Universo de". (1988)
Laser and Particle Beams (ISSN
0263-0346), vol. 6, Ago. 1988, p. 389-398.
Texto completo
"Modelo del Universo de plasma", IEEE
Transactions on Plasma Science (ISSN
0093-3813), vol. PS-14, Dic. 1986, p.
629-638 Texto completo (PDF)
Peratt, Anthony:
The Universo de Plasma (Website) vista
general y coolección de artículos.
"Evolución del Universo de plasma. I Radiogalaxias dobles, quasars y corrientes
extragalácticas", IEEE Transactions on
Plasma Science (ISSN 0093-3813), vol.
PS-14, Dic. 1986, p. 639-660. Texto
completo (PDF)
"Evolución del Universo de plasma. II - La
formación de sistemas of galaxias", IEEE
Transactions on Plasma Science (ISSN
0093-3813), vol. PS-14, Dic. 1986, p.
763-778. Texto completo (PDF)
"El papel de los rayos de partículas y
corrientes eléctricas en el Universo de
plasma", Peratt, Anthony L., Laser y Rayos
de Partículas (ISSN 0263-0346), vol. 6,
Ago. 1988, p. 471-491 Texto completo
(PDF)
Wright, E. L. "Errores en "En Big Bang Nunca
Ocurrió"". Véase también: Lerner, E. J. "El Dr.
Wright está Equivocado". Respuesta de Lerner al
anterior.
IEEE Xplore, IEEE Transactions en Ciencia del
Plama, 18 tema 1 (1990), Tema especial en
Cosmología del Plasma incluyendo A. L. Peratt,
"Cosmología del Plasma", IEEE T. Plasma Sci. 18,
1-4 (1990).
Varios autores: "Introducción a la Asrofísica y
Cosmología del Plasma", Astrofísica y Ciencia
Espacial, v. 227 (1995) p. 3-11. Proceedings del
Segundo Congreso Internacional del IEE en
Astrofísica y Cosmología del Plasma, del 10 al 12
de Mayo de 1993 en Princeton, New Jersey
Anaximandro
Anaximandro, detalle en La escuela de Atenas, Raphael
Santi (1511), estrofas del Vaticano, Roma
Anaximandro de Mileto (en griego antiguo ) Filósofo
jonio. Nace en los años 610 a. C. en la ciudad jonia de
Mileto, Asia Menor, y muere aproximadamente en 546 a. C.
Discípulo y continuador de Tales, se le atribuye un libro
sobre la naturaleza, pero su pensamiento llega a la actualidad
mediante comentarios doxográficos de otros autores. Se le
atribuye un mapa terrestre, la medición de los solsticios y
equinoccios por medio de un gnomon, trabajos para
determinar la distancia y tamaño de las estrellas y la
afirmación de que la Tierra es cilíndrica y ocupa el centro
del Universo.
La respuesta dada por Anaximandro a la cuestión del arjé
puede considerarse un paso adelante respecto a Tales (del
que Anaximandro probablemente fue discípulo). El arjé es
ahora lo "ápeiron" ( de "a-"privativa, y "peras", límite,
perímetro), es decir, lo indeterminado, lo ilimitado, que es
precisamente, según hemos dicho, el concepto de lo que
vamos buscando. Lo que es principio de determinación de
toda realidad ha de ser indeterminado, y precisamente
"ápeiron" designa de manera abstracta esta cualidad. Lo
ápeiron es eterno, siempre activo y semoviente. Esta
sustancia, que Anaximandro concibe como algo material, es
"lo divino" que da origen a todo. De Anaximandro se
conserva este texto, que es el primero de la filosofía y el
primer texto en prosa de la Historia: "El principio (arjé) de
todas las cosas es lo indeterminado (ápeiron)". Ahora bien,
allí mismo donde hay generación para las cosas, allí se
produce también la destrucción, según la necesidad; en
efecto, pagan las culpas unas a otras y la reparación de la
injusticia, según el orden del tiempo". ¿A qué se refiere esta
"injusticia"? Puede tener dos sentidos. Primero, que toda
existencia individual y todo devenir es una especie de
usurpación contra el arjé, en cuanto que nacer, individuarse,
es separarse de la unidad primitiva (algo parecido se
encuentra en las doctrinas budistas, que ven el mal en la
individualidad. Y segundo, que los seres que se separan del
arjé están condenados a oponerse entre sí, a cometer
injusticia unos con otros: el calor comete injusticia en verano
y el frío en invierno. El devenir está animado por la
unilateralidad de cada parte, expresada ante las otras como
una oposición. (Esta idea se volverá a ver más tarde en
Heráclito). En Anaximandro se encuentra ya una cosmología
que describe la formación del cosmos por un proceso de
rotación que separa lo caliente de lo frío. El fuego ocupa la
periferia del mundo y puede contemplarse por esos orificios
que llamamos estrellas. La tierra, fría y húmeda, ocupa el
centro. Los primeros animales surgieron del agua o del limo
calentado por el sol; del agua pasaron a la tierra. Los
hombres descienden de los peces, idea que es una
anticipación de la teoría moderna de la evolución.
Contenido
1 Cosmogonía
2 Fragmentos y testimonios de Anaximandro
2.1 Cronología
2.2 Escritos. El primer libro en prosa
2.3 Inventos y anécdotas
2.4 El “Apeiron”
2.4.1 El ápeiron como contenido
del arjé
2.4.2 Apeiron como mezcla y
como elemento intermedio
2.4.3 El gónimos y la generación
de los contrarios
2.4.4 El ápeiron como diferente de
los cuatro elementos
2.5 El Cosmos
2.6 Origen de los animales y del hombre
2.7 Pluralidad de mundos
3 Generación de las especies
4 Bibliografía
5 Véase también
6 Enlaces externos
Cosmogonía
Aspecto probable del ahora perdido
primer mapa del Mundo, hecho por
Anaximandro.
Su pensamiento se basa en que el principio de todas las
cosas es (apeirón: sin límites, sin definición), es decir, lo
indefinido, lo indeterminado. Este apeirón es inmortal e
indestructible, inengendrado e imperecedero, pero que de él
se engendran todas las cosas. Todo sale y todo vuelve al
ápeiron según un ciclo necesario. De él se separan las
sustancias opuestas entre sí en el mundo y, cuando prevalece
la una sobre la otra, se produce una reacción que restablece
el equilibrio "según la necesidad, pues se pagan mutua pena
y retribución por su injusticia según la disposición del
tiempo'"
Fragmentos y testimonios de Anaximandro
Cronología
(D-K 12 A 1) D. Laercio, II 2: Apolodoro de
Atenas... en sus Crónicas dice que [Anaximandro]
tenía sesenta y cuatro años en el segundo año de la
Olimpíada 58a. (547-546 adc), y murió poco
después; de modo que alcanzó su acmé
aproximadamente en el tiempo de Polícrates, tirano
de Samos.
(D-K 12 A 11) Hipólito, Ref. I 6, 1-7: De Tales se
hizo discípulo Anaximandro... Anaximandro de
Mileto, hijo de Praxíades... nació en el tercer año de
la Olimpíada 42a. (610 a. C.).
Escritos. El primer libro en prosa
(D-K 12 A 7) Temistio, Orat. 36 p. 317:
[Anaximandro] fue el primero de los griegos que
conocemos que se atrevió a publicar un tratado en
prosa sobre la naturaleza.
(D-K 12 A 2) Suda: Escribió Sobre la naturaleza, un
Perímetro de la Tierra, Sobre las estrellas fijas, una
Esfera celeste y algunas otras
Inventos y anécdotas
(D-K 12 A 1) D. Laercio, II, 1-2: Anaximandro, hijo
de Praxíades de Mileto, dijo que el principio y el
elemento es lo indefinido, sin distinguir el aire, el
agua o cualquier otra cosa... fue también el primero
en inventar un gnomon y lo colocó sobre los relojes
de Sol en Lacedemonia, según dice Favorino en su
Historia varia, para marcar los solsticios y
equinoccios, y construyó relojes. Fue el primero en
trazar el perímetro de la Tierra y el mar y construyó
también una esfera celeste.
(D-K 12 A 3) Heródoto, II, 109: Los griegos
adquirieron de los babilonios el conocimiento de la
esfera celeste, del gnomon, y de las doce partes del
día.
(D-K 12 A 6) Agatémero, Geographiae informatio,
I, 1: Anaximandro de Mileto, discípulo de Tales, fue
el primero que se atrevió a dibujar la tierra habitada
en una tablilla. Después de él, Hecateo de Mileto,
hombre que viajó mucho, lo perfeccionó, de modo
que produjo admiración.
(D-K 12 A 6) Estrabón, I, 7: Eratóstenes dice que
los primeros [estudiosos de la geografía] después de
Homero fueron dos: Anaximandro, amigo y
conciudadano de Tales, y Hecateo de Mileto. El
primero publicó un mapa geográfico, en tanto que
Hecateo dejó un bosquejo que se puede creer que
era suyo por el resto de sus escritos.
(D-K 12 A 5ª) Cicerón, De divinitate, I, 50, 112: Los
lacedemonios fueron avisados por el físico
Anaximandro de que abandonaran la ciudad y las
casas y pasaran la noche preparados en el campo,
porque estaba cerca un terremoto. En aquella
ocasión la ciudad entera se derrumbó y la cumbre
del monte Taigeto se resquebrajó como la popa de
una nave.
(D-K 12 A 3) Ael., Hist. Varias III,17: Y
Anaximandro fue puesto al frente de la colonia de
Mileto en Apolonia.
El “Apeiron”
El ápeiron como contenido del arjé
(D-K 12 A 9) Simplicio, Fís. 24, 13-25: Entre los
que dicen que es uno, en movimiento e infinito,
Anaximandro de Mileto, hijo de Praxíades, que fue
sucesor y discípulo de Tales, dijo que el principio y
elemento de todas las cosas existentes era el ápeiron
[indefinido o infinito], y fue el primero que
introdujo este nombre de «principio». Afirma que
éste no es agua ni ningún otro de los denominados
elementos, sino alguna otra naturaleza ápeiron, a
partir de la cual se generan todos los cielos y los
mundos que hay en ellos. Ahora bien, a partir de
donde hay generación para las cosas, hacia allí
también se produce la destrucción, «según la
necesidad; en efecto, se pagan mutuamente culpa y
retribución por su injusticia, de acuerdo con la
disposición del tiempo», hablando así de estas cosas
en términos más bien poéticos.
(D-K 12 A 10) Ps. Plutarco, Strom., 2:
Anaximandro, compañero de Tales, dice que el
ápeiron es la causa entera de la generación y
destrucción de todo.
(D-K 12 A 11) Hipólito, Ref., I 6, 2: Anaximandro...
éste dijo que el principio y elemento de las cosas es
el ápeiron, siendo el primero que utilizó este nombre
de principio.
(12 A 14) Aecio, I, 3, 3: Anaximandro... dijo que el
principio de las cosas es el ápeiron, pues a partir de
él se generan todas las cosas y en él todas perecen.
Apeiron como mezcla y como elemento intermedio
(D-K 12 A 16) Arist., Fís. I 4, 187a: Algunos
piensan que de lo uno se separan los opuestos, como
dicen Anaximandro y cuantos afirman que existe lo
uno y lo múltiple, como Empédocles y Anaxágoras:
pues ellos separan también las demás cosas a partir
de la mezcla <>).
Arist., De gen. y corr. II 1, 328b, 34-35: Algunos
dicen que la materia sustrato de estos [cuerpos
sensibles] es una, pensando que es aire o fuego o
algo intermedio (metaxù) entre éstos.
Arist., De gen. y corr. II 5, 332a, 19-25: No es de
uno solo de estos [cuatro elementos] de donde
proceden todas las cosas, ni tampoco de algo aparte
de éstos, tal como algo intermedio (méson) entre
aire y agua o entre aire y fuego, más denso que el
aire y el fuego, y más sutil que los otros..., de donde
se sigue que no es posible que [lo intermedio] se
reduzca jamás a uno sólo, tal como algunos dicen
del ápeiron y de lo abarcante.
El gónimos y la generación de los contrarios
(D-K 12 A 10) Ps. Plutarco, Strom, 2: Dice también
que, en la generación de este cosmos, el germen (tò
gónimon) de lo caliente y lo frío fue segregado de lo
eterno, y que de ello surgió una esfera de llamas en
torno al aire que circunda a la tierra, como una
corteza en torno al árbol; al romperse [la esfera] y
quedar encerradas [sus llamas] en algunos círculos,
se formaron el sol, la luna y los astros.
(D-K 12 A 9) Simplicio, Fís. 24, 23-25:
[Anaximandro] no deriva la generación de la
alteración del elemento, sino de la separación de los
contrarios por obra del movimiento eterno. Por eso
Aristóteles lo conecta con los discípulos de
Anaxágoras.
Simplicio, Fís. 150, 20-25: No explica las
generaciones por alteración del sustrato, sino por
separación, pues los contrarios están contenidos en
el sustrato, que es un cuerpo ápeiron, y se separan,
según dice Anaximandro, el primero que llamó
principio al sustrato. Los contrarios son: lo caliente,
lo frío, lo seco, lo húmedo, y otros.
El ápeiron como diferente de los cuatro elementos
D-K 12 A 16) Arist., Fís. G 5, 204b: Hay algunos,
en efecto, que suponen que esto [lo que existe fuera
de los elementos] es ápeiron, y no aire o agua, de
modo que los demás elementos no sean destruidos
por ser ápeiron uno de ellos, ya que los elementos
son contrarios entre sí: como por ejemplo, el aire es
frío, el agua húmeda, el fuego caliente; y si uno
fuera ápeiron, los otros serían destruidos. Por eso
dicen que aquello de lo que proceden éstos es
distinto.
Simpl., Fís. 479-480: Y que ninguno de los
elementos puede ser ápeiron es evidente también
porque Anaximandro, deseando que el elemento
fuera ápeiron, no propuso que fuera aire, fuego o
alguno de los cuatro elementos; porque al
comportarse éstos contrariamente entre sí, si alguno
de ellos fuera ápeiron, sus contrarios serían
destruidos por él.
El Cosmos
(D-K 12 A 18) Aecio, II, 15, 6: Anaximandro,
Metrodoro de Quíos y Crates dicen que arriba de
todo está apostado el Sol, después de él la Luna y
bajo ellos las estrellas fijas y los planetas.
(D-K 12 A 18) Aecio, II, 16, 5: Anaximandro dice
que los astros son arrastrados por los círculos y las
esferas sobre las cuales cabalga cada astro.
(D-K 12 A 11) Hipólito, Ref., I 6, 4: Los astros se
generan como un círculo de fuego, separándose del
fuego del mundo, circundado cada uno por aire... El
círculo del Sol es 27 veces mayor que el de la Tierra
y 18 el de la Luna.
(D-K 12 A 21) Aecio II, 24, 2: Anaximandro dice
que el eclipse de sol se produce al obstruirse la
abertura de exhalación del fuego.
(D-K 12 A 11) Hipólito, Ref. I, 6, 3: La Tierra está
suspendida en el aire, y nada la sostiene. Permanece
en su sitio a causa de su equidistancia de todas las
cosas.
(D-K 12 A 10) Ps. Plutarco, Strom., 2: Dice que la
Tierra tiene forma cilíndrica, y su espesor (altura) es
un tercio de su anchura.
(D-K 12 A 11) Hipólito, Ref. I, 6, 3: Su forma [la de
la Tierra], es circular, redonda, semejante a una
columna de piedra; nosotros nos movemos en una de
sus superficies planas, pues hay otra antípoda.
(D-K 12 A 25) Aecio, III, 10, 2: Anaximandro dice
que la Tierra se parece a una columna de piedra.
(D-K 12 A 27) Alejandro, In Arist. Meteor., 67, 3:
En efecto, algunos de ellos dicen que el mar es un
residuo de la humedad primitiva; pues el espacio
que rodeaba a la tierra era húmedo. Después una
parte de la humedad se evaporó a causa del sol y se
convirtió en vientos, y, por ello también, en
rotaciones del Sol y de la Luna,... En cuanto a la
parte que quedó en las concavidades de la tierra, es
mar. Por lo cual, al ser secado por el Sol, va
disminuyendo y llegará un momento en que se
secará totalmente. De esta opinión, según narra
Teofrasto, fueron Anaximandro y Diógenes.
Origen de los animales y del hombre
(D-K 12 A 30) Aecio, V, 19, 4: Anaximandro dice
que los primeros seres vivientes nacieron en lo
húmedo, rodeados por cortezas espinosas, pero al
avanzar en edad, se trasladaron a lo más seco, y al
romperse la corteza, vivieron, durante un poco
tiempo, una vida distinta.
(D-K 12 A 10) Ps. Plutarco, Strom., 2: Dice además
que el hombre, originariamente, surgió de animales
de otras especies, porque las demás especies se
alimentan pronto por sí mismas, y sólo el hombre
necesita de un largo período de crianza. Por ello, si
originariamente hubiera sido como es [ahora], no
hubiera podido sobrevivir.
(D-K 12 A 30) Censorino, 4, 7: Anaximandro de
Mileto opinaba que del agua y la tierra calientes se
originaron unos peces o animales similares a peces:
en éstos los hombres crecieron retenidos en su
interior, como si fueran fetos, hasta la pubertad; sólo
entonces se rompieron aquéllos y surgieron hombres
y mujeres que ya podían alimentarse.
Pluralidad de mundos
(D-K 12 A 10) Ps. Plutarco, Strom., 2:
Anaximandro... dice que el ápeiron es la causa
entera de la generación y destrucción de todo, a
partir de lo cual —dice— se segregan los cielos y en
general todos los mundos, que son infinitos.
(D-K 12 A 17) Simplicio, Fis. 1121, 5: Pues los que
supusieron que los mundos eran infinitos en número,
como los seguidores de Anaximandro, Leucipo y
Demócrito y, después de ellos, los de Epicuro,
supusieron que nacían y perecían durante un tiempo
infinito, naciendo siempre unos y pereciendo otros;
y afirmaban que el movimiento era eterno...
(D-K 12 A 17) Agustín., Civ. Dei, VIII, 2: No pensó
(Anaximandro) que cada cosa naciera de una sola,
como Tales del agua, sino de sus propios principios,
y creyó que los principios de las cosas singulares
eran infinitos y daban origen a mundos
innumerables y a cuantas cosas que en ellos nacen; y
sostuvo que estos mundos, ora se disuelven, ora
nacen otra vez, según la edad a la que cada uno pudo
sobrevivir.
Postula Anaximandro que los opuestos se encuentran unidos
en el ápeiron, y se separan para formar todas las cosas
nivelados por ciertos ciclos de dominancia de cada uno. Así,
el mundo se formó cuando se separó lo frío de lo caliente, se
formó la tierra (fría) rodeada por una capa ígnea y otra capa
de aire interior. Esta capa se rompió (de alguna manera) y
esta desestabilización produjo el nacimiento del Sol, la Luna
y las estrellas. El Sol y la Luna son comprendidos como
anillos de fuego y aire que circundan la Tierra; El Sol es 27
o 28 veces mayor (en diámetro) que la Tierra, y la Luna 18
veces. Sin embargo, sólo vemos una parte de estos astros,
mediante unos orificios en la bóveda celeste. Sobre las
estrellas y los planetas no existe claridad.
Anaximandro observa empíricamente un descenso de las
aguas en las zonas geográficas que conoce, y de ahí deduce
que "la Tierra se está secando". Esto podría entenderse como
la "reivindicación" de lo caliente y seco (cielo, Sol, Luna)
frente a lo húmedo y frío (mundo conocido), indicando que
pronto se cambiarán los papeles.
Generación de las especies
Anaximandro, sorprendentemente, se adelanta a las actuales
teorías sobre evolución, y mediante pura observación
ametódica concluye que la vida debió haber empezado en el
agua, con "seres envueltos en cortezas espinosas" (Aecio). El
Sol fue evaporando "lo húmedo", y en esta especie de limo,
surgieron los hombres a partir de estas primeras criaturas. El
hombre para Anaximandro (según dice Plutarco) es
demasiado débil para haber subsistido como tal en épocas
más hostiles; por esto necesariamente debe provenir de
animales parecidos a los peces, que tenían una mayor
protección.
Bibliografía
Heidegger, Martin: "La sentencia de Anaximandro
". En Sendas perdidas o Caminos de bosque (1950),
Editorial Losada, Buenos Aires, 1960. Traducción
de José Rovira Armengol / Editorial Alianza,
Madrid, 1995. Traducción de Helena Cortés y
Arturo Leyte.
Véase también
Fragmentos de Anaximandro
Enlaces externos
Commons
Wikimedia Commons alberga contenido
multimedia sobre Anaximandro.
Proyecto filosofía en español — Anaximandro de
Mileto
Internet Encyclopedia of Philosophy —
Anaximander (inglés)
Encyclopædia Britannica — Anaximander (inglés)
Perseus Digital Library, base de textos griegos y
latinos
Lista de Autores y Obras del Diccionario
Griego-Español
L´Année Philologique, base de datos (necesita
suscripción)
Suidas, la enciclopedia bizantina del siglo XI on-line
Andalò di Negro
Andalò di Negro (muerto en 1334) fue un destacado
astrólogo italiano, preceptor en Nápoles de Boccaccio, quien
lo llamó "hombre insigne y venerable" (insigne virum atque
venerabilem). Compuso un Tratado sobre el astrolabio. Se
cree que sus ideas astrológicas tuvieron gran influencia en la
obra de Boccaccio.
Según algunos autores, este desconocido personaje es en
realidad el viajero Andalò da Savignone.
Anders Celsius
Anders Celsius
Anders Celsius
Nacimiento
Muerte
Nacionalidad/es
Campo/s
27 de noviembre 1701
Uppsala
25 de abril 1744
Uppsala
Suecia
Astronomía, Física
Anders Celsius (Uppsala, Suecia, 1701 - id., 1744), fue un
físico y astrónomo sueco. Profesor de astronomía en la
Universidad de Uppsala (1730-1744). Supervisó la
construcción del Observatorio de Uppsala, del que fue
nombrado director en 1740. En 1733 publicó una colección
de 316 observaciones de auroras boreales. En 1736 participó
en una expedición a Laponia para medir un arco de
meridiano terrestre, lo cual confirmó la teoría de Isaac
Newton de que la Tierra se achataba en los polos. En una
memoria que presentó a la Academia de Ciencias Sueca
propuso la escala centígrada de temperaturas, conocida
posteriormente como escala Celsius.
Celsius es conocido como el inventor de la escala centesimal
del termómetro. Aunque este instrumento es un invento muy
antiguo, la historia de su gradación es de lo más caprichosa.
Durante el siglo XVI era graduado como "frío" colocándolo
en una cueva y "caliente" exponiéndolo a los rayos del sol
estival o sobre la piel caliente de una persona. Más tarde el
francés Réaumur y el alemán Gabriel Fahrenheit en 1714, lo
graduaron basándose en la temperatura del hielo en su punto
de fusión y en la del vapor de agua al hervir, pero la escala
alemana iba de 32 a 212 grados, mientras que la francesa lo
hacía de 0 a 80 grados.
En 1742, Celsius propuso sustituir la escala alemana por otra
cuyo manejo era más sencillo. Para ello creó la escala
centesimal que iba de 0 a 100 centigrados. El punto
correspondiente a la temperatura 0 ºC coincidía con el punto
de congelación del agua mientras que la temperatura a 100
ºC equivalía a la temperatura de ebullición del agua a nivel
del mar. La escala, por tanto, indicaba un descenso de
temperatura cuando el calor aumentaba, al contrario de como
es conocida actualmente. Su compatriota el científico Carlos
von Linneo (conocido como Linneo) invertiría esta escala
tres años más tarde.
El termómetro de Celsius fue conocido durante años como
"termómetro sueco" por la comunidad científica, y tan sólo
se popularizó el nombre de "termómetro Celsius" a partir del
s. XIX.
Véase también
Anexo:Astrónomos y astrofísicos notables
Anders Jonas Ångström
Anders Jonas Ångström
Nacimiento:
Fallecimiento:
Ocupación:
13 de agosto de 1814
Lödgö, Suecia
21 de junio de 1874
Físico, astrónomo
Anders Jonas Ångström (Lödgö, Suecia, 13 de agosto de
1814 – Uppsala, Suecia, 21 de junio de 1874) fue un físico y
astrónomo sueco considerado uno de los fundadores de la
ciencia de la espectroscopía.
Contenido
1 Biografía
1.1 Distinciones
2 Véase también
3 Referencias
Biografía
Ångström nació en Lödgö, Suecia, el 13 de agosto de 1814.
Estudió en la Universidad de Uppsala, donde en 1839 se
convirtió en profesor de física. En 1842 se trasladó al
Observatorio de Estocolmo para ganar experiencia práctica
en astronomía y al año siguiente fue designado guarda del
Observatorio Astronómico de Uppsala.
Comienza a interesarse en magnetismo y realiza muchas
observaciones de la intensidad y declinación de magnetismo
terrestre en varios lugares de Suecia. Fue encargado por la
Real Academia de las Ciencias de Suecia a analizar los datos
sobre el campo magnético obtenidos por la fragata sueca
"Eugénie" en su viaje alrededor del mundo entre 1851 y
1853, aunque no llegaría a terminar dicho trabajo antes de su
muerte.
En 1858 sucede a Adolph Ferdinand Svanberg como director
de física en Uppsala. Su trabajo más importante está
relacionado con la conducción de calor y con la
espectroscopía. En su investigación sobre óptica, Optiska
Undersökningar, presentada a la Real Academia de las
Ciencias de Suecia en 1853, apunta no sólo que una chispa
eléctrica produce dos espectro superpuestos, uno del
electrodo metálico y otro del gas por el que pasa, sino que
deduce de la teoría de la resonancia de Leonhard Euler que
un gas incandescente emite rayos luminosos con la misma
longitud de onda que los que puede absorber. Esta
afirmación, como comentó Edward Sabine en la entrega de
la Medalla Rumford de la Real Sociedad en 1872, contiene
el principio fundamental del análisis del espectro luminoso,
y aunque durante algunos años pasado por alto, lo eleva al
rango de fundador de la espectroscopía.
Desarrolló un método para medir la conductividad térmica
demostrando que era proporcional a la conductividad
eléctrica.
A partir de 1861 puso especial atención al espéctro solar. Su
combinación del espectroscopio con la fotografía para
estudiar el Sistema Solar dio como resultado descubrir que la
atmósfera del Sol contiene hidrógeno,[1] entre otros
elementos (1862), y en 1868 publica su gran mapa del
espectro normal del Sol en Recherches sur le spectre solaire,
incluyendo medidas detalladas de más de 1000 líneas
espectrales, que durante mucho tiempo permaneció como
una referencia en cuestión de longitud de onda, aunque sus
medidas fueran inexactas en una parte en 7000 u 8000
debido al metro que usó como estándar era demasiado corto.
Ångström fue el primero, en 1867, en examinar el espectro
de las auroras boreales, y detectó y midió la línea brillante
caracerísticas en la región del amarillo-verde, aunque se
equivocó en suponer que esa misma línea, a veces conocida
con su nombre, se vería también en la luz zodiacal.
Estudió la conductividad térmica de los cuerpos y la
correlacionó con su conductividad eléctrica.
Murió en Uppsala el 21 de junio de 1874.
Su hjo Knut Ångström fue conocido por su trabajo en la
Universidad de Uppsala en radiación solar, la radiación de
calor desde el Sol y su absorción por la atmósfera terrestre.
Para esta investigación desarrolló varios métodos e
instrumentos delicados, incluyendo su pirómetro por
compensación eléctrica , inventado en 1893, y un aparato
para obtener una representación fotográfica del espectro
infrarrojo en 1895
Distinciones
Premios
Medalla Rumford en 1872.
Epónimos
La unidad Ångström utilizada para medir la longitud
de onda.
El cráter Ångström en la Luna.
Véase también
Johann Balmer
Gustav Kirchhoff
Theodore Lyman
Friedrich Paschen
Janne Rydberg
Análisis espectral
Anexo:Astrónomos y astrofísicos notables
Wikimedia Commons alberga contenido
multimedia sobre Anders Jonas Ångström.
Commons
Referencias
Este artículo incorpora texto de la Encyclopædia
Britannica de 1911 (dominio público).
1. Ångström, A. J. (1862). "Ueber die
Fraunhofer'schen Linien im Sonnenspectrum".
Annalen der Physik 193: 302-290.
Andre Louis Danjon
André-Louis Danjon
6 de abril de 1890
Nacimiento
Caen
21 de abril de 1967
Muerte
París
Francia
Residencia
francesa
Nacionalidad/es
Astronomía
Campo/s
Observatorio de Estrasburgo
Instituciones
Observatorio de París
Escala Danjon de medida de
Conocido por
brillo lunar en aclipses
Medalla de oro de la Real
Premios destacados
Sociedad Astronómica (1958)
André-Louis Danjon (Caen, 6 de abril de 1890 – París, 21
de abril de 1967) fue un astrónomo francés conocido por
desarrollar un método para medir el brillo de la Tierra sobre
la Luna.
Contenido
1 Investigación
1.1 Distinciones
2 Véase también
3 Enlaces externos
Investigación
Danjon fue director del Observatorio de Estrasburgo de 1929
a 1945 y del Observatorio de París de 1945 hasta 1963.
Danjon desarrolló un método para medir el "brillo de la
Tierra" (es decir, la luz reflejada por la Tierra que ilumina la
zona oscura de la Luna) usando un telescopio en el que un
prisma dividía la imagen de la Luna en dos imágenes
idénticas, una al lado de la otra. Ajustando un diafragma
oscurecía una de las imágenes hasta que la parte iluminada
por el Sol de esa imagen tenía el mismo brillo aparente que
la parte iluminada por la Tierra en la imagen sin oscurecer.
De esta forma, a partir del ajuste hecho al diafragma podía
obtener una medida real de brillo de la Tierra. Registró
medidas usando este método (ahora conocido como la escala
Danjon y utilizado en la medida de brillo lunar en eclipses
lunares) desde 1925 hasta 1950.
A él se le debe la definición de año trópico.
Distinciones
Premios
Medalla de oro de la Real Sociedad Astronómica (
1958)
Epónimos
Cráter lunar Danjon
Asteroide (1594) Danjon
Véase también
Anexo:Astrónomos y astrofísicos notables
Enlaces externos
Nota biográfica en el Observatorio de París (en
francés)
Andrónico de Cirro
Torre de los Vientos, construida en el
siglo I a. C. por Andrónico de Cirro.
Andrónico de Cirro (en griego: ), también conocido como
Andronicus Cyrrhestes, fue un astrónomo griego, que vivió
alrededor del año 100 a. C..
Construyó un horologium en Atenas, la llamada Torre de los
Vientos, de la cual todavía se conserva una buena parte de
ella. Presenta una forma octagonal, con figuras talladas en
cada lado que representan los ocho vientos principales. En la
antigüedad se hallaba en la cumbre una figura de bronce de
Tritón, que poseía una vara en su mano que giraba con del
viento y apuntaba en función del mismo. De aquí proviene la
costumbre de colocar veletas en lo alto de las torres.
Referencias
Este artículo incorpora texto de la Encyclopædia
Britannica de 1911 (dominio público).
Ángulo sidéreo
El ángulo sidéreo (AS) es el arco de ecuador celeste
(medido en grados), de 0º a 360º, contando desde el punto
vernal de Aries hacia el oeste (como el horario) hasta el
máximo de ascensión del astro.
Annibale de Gasparis
Annibale de Gasparis
Annibale de Gasparis (Bugnara, 9 de abril de 1819 Nápoles, 28 de marzo de 1892). Astrónomo y matemático
italiano.
Fue director del Observatorio de Capo di Monte de Nápoles
desde 1864 a 1889, profesor de astronomía en la Universidad
local desde 1853 y Senador designado del Reino de Italia
(1861).
Un gran observador de pequeños planetas, llegó a descubrir
visualmente:
(10) Higia (12 de abril de 1849)
(11) Parténope (11 de mayo de 1850)
(13) Egeria (2 de noviembre de 1850)
(14) Irene (independientemente de John Russell
Hind)
(15) Eunomia (29 de julio de 1851)
(16) Psiquis (17 de marzo de 1852)
(20) Masalia (19 de septiembre de 1852,
independientemente de Jean Chacornac.
(24) Temis (5 de abril de 1853)
(63) Ausonia (10 de febrero de 1861)
(83) Beatriz (26 de abril de 1865)
Premios y reconocimientos
Medalla de oro de la Real Sociedad Astronómica
(1851)
Medalla Herschel de la Real Sociedad de Londres
(1852)
Llevan su nombre el asteroide (4279) de Gasparis,
un cráter lunar (De Gasparis y el Rimae de Gasparis
(una fractura de 93 km de longitud cerca del cráter).
Véase también
Anexo:Astrónomos y astrofísicos notables
El contenido de este artículo incorpora material de
una entrada de la Enciclopedia Libre Universal,
publicada en español bajo la licencia GFDL.
Annie Jump Cannon
Annie Jump Cannon
Nacimiento
Muerte
Campo/s
11 de diciembre de 1863
Dover (Delaware)
13 de abril de 1941
Cambridge (Massachusetts)
Astronomía
Annie Jump Cannon (Dover (Delaware), 11 de diciembre
de 1863 – Cambridge (Massachusetts), 13 de abril de 1941)
fue una astrónoma estadounidense cuyo trabajo de
catalogación fue fundamental para de la actual clasificación
estelar.
Contenido
1 Vida
2 Trabajo
3 Véase también
4 Referencias
Vida
Annie Cannon nació el 11 de diciembre de 1863 en Dover,
Delaware, EEUU. Su madre, Mary Cannon, fue quien
estimuló a Annie el gusto por la astronomía. Asistió al
Wellesley College, donde estudió física y astronomía.
Además dedicó parte de su tiempo a realizar medidas
espectroscópicas. Durante más de diez años no ejerció la
astronomía, hasta 1894, después de la muerte de su madre,
cuando comenzó como profesora júnior de física mientras
estudiaba astronomía en el Radcliffe College.
Trabajo
Desde el Harvard College Observatory descubrió 300
estrellas variables. Colaboró en la preparación del gran
catálogo estelar Henry Draper. Escribió Bibliography of
Variable Stars Comprising 60 000 Cards.
Fue responsable de la colección de fotografías astronómicas
de Harvard College Observatory, en 1911, pero sólo fue
nombrada como profesor regular de astronomía en 1938.
Murió el 13 de abril de 1941 en Cambridge, Massachussets.
Véase también
Anexo:Astrónomos y astrofísicos notables
Referencias
George Greenstein, 1993, "The Ladies of
Observatory Hill," American Scholar, 62: 437-446
Nancy J. Veglahn, Women Scientists, 1991 in
literature, Facts on File,
Año Internacional de la
Astronomía
Coincidiendo con el 400 aniversario de las primeras
observaciones astronómicas realizadas con telecopio por
Galileo Galilei y la publicación por Johannes Kepler de la
Astronomía nova, el año 2009 ha sido declarado Año
Internacional de la Astronomía (AIA 2009).
La propuesta fue realizada por la Unión Astronómica
Internacional (UAI) y apoyada por la UNESCO - el
organismo de la ONU responsables de politica educativa,
cultural y cientifica tras una propuesta oficial por parte del
Gobierno Italiano. Finalmente la asamblea general de
Naciones Unidas ratificó esta decisión el 19 de diciembre de
2007. La Unión Astronómica Internacional coordinará el
Año Internacional de la Astronomía en 2009. Esta iniciativa
es una oportunidad para los habitantes de la tierra para
adentrarse en el papel de la astronomía en el enriquecimiento
de las culturas humanas. Más aún, será plataforma para
informar al publico sobre los ultimos descubrimientos
astronómicos a la vez que se hace enfasis sobre el papel de la
importancia de la astronomía en la educación en ciencias.
Contenido
1 Origen
2 Objetivos del AIA 2009
3 Organización del AIA 2009
4 Véase también
5 Enlaces externos
Origen
La Astronomía, la ciencia más antigua y ha jugado un papel
fundamental en la cultura durante siglos. En 1609, Galileo
Galilei apuntó por primera vez su telescopio hacia el
firmamento realizando descubrimientos asombrosos para la
época que cambiaron la percepcion del mundo para siempre:
montañas y crateres en la Luna, una pléyade de estrellas
invisibles al ojo humano, fases en Venus y los cuatro
mayores satelites de Júpiter. En el mismo año, Johannes
Kepler publicó su trabajo Astronomia nova donde se
describen las leyes fundamentales de la mecánica celeste. En
la actualidad la astrofísica aborda la explicación cómo se
forman los planetas y las estrellas, cómo nacen las galaxias y
evolucionan, y cuál es la estructura a gran escala del
Universo.
Objetivos del AIA 2009
El año Internacional de la Astronomía (AIA 2009)
constituye una celebración global de la contribuciones de la
astronomía a la sociedad y la cultura. Entre sus objetivos
principales se encuentra estimular en todo el mundo, no solo
el interés por la astronomía, sino el de la ciencia en general,
especialmente entre la gente joven. El IYA / AIA2009 es,
ante todo, una actividad de los ciudadanos del Planeta
Tierra, que transmite la emoción del descubrimiento
personal, el placer de compartir los conocimientos
fundamentales sobre el Universo y nuestro lugar en él y, en
última instancia, el valor de la cultura científica.
Organización del AIA 2009
Varios comités se encargan actualmente de supervisar la
preparación de las actividades del AIA 2009, que se
extienden a nivel local, regional y nacional. Estos comités
constituyen una importante colaboración entre astrónomos
profesionales y aficionados, centros productores de ciencia y
comunicadores de ésta. Los distintos países llevan a cabo sus
propias iniciativas, así como la evaluación de sus propias
necesidades nacionales, mientras que la UAI actúa como
coordinador y catalizador a escala mundial.
Como parte del plan, la IYA/ AIA2009 también ayudará a
organizaciones del mundo en desarrollo a tomar parte en la
celebración del AIA 2009 y en la organización de
actividades. Esta iniciativa también tiene por objeto llegar a
los niños desfavorecidos económicamente en todo el mundo
y aumentar su comprensión del mundo.
Véase también
Año mundial de la física 2005
Año de la ciencia 2007
Año Geofísico Internacional
Astronomía
Astronomía amateur
Galileo
Telescopio
Enlaces externos
Nodos del AIA 2009 de países hispanoamericanos
Nodo en Argentina del IYA / AIA 2009
Nodo en Colombia del IYA / AIA 2009
Nodo en España del IYA / AIA 2009
Nodo en Guatemala del IYA / AIA 2009
Nodo en México del IYA / AIA 2009
Nodos regionales en español
Sub-nodo Canario IYA / AIA2009
Nodos internacionales
International Year of Astronomy 2009 main web
site (en inglés)
Nodo en Portugal del IYA / AIA 2009
Otros enlaces de interés
IYA2009 Brochure
Proclamation of 2009 as International Year of
Astronomy (UNESCO Executive Board)
Nodo Internacional "Astronomía 2009"
Unión Astronomica Internacional
Cosmowiki, portal del aficionado a la astronomía en
México
Antoine Thomson
d'Abbadie
Antoine Thomson d' Abbadie
Antoine Thomson d' Abbadie (Dublín, 3 de enero de 1810
– París, 20 de marzo de 1897), explorador, geógrafo,
numismático y astrónomo francés, particularmente famoso
por sus viajes a Etiopía durante la primera mitad del siglo
XIX. Fue también destacado promotor de la cultura vasca.
Contenido
1 Biografía
2 Condecoraciones
3 Obras
4 Referencias
Biografía
De padre francés del territorio vasco de Sola[1] y madre
irlandesa, nació en Dublín, como su hermano mayor Arnaud
Michel d'Abbadie. La familia se trasladó a Francia en 1818 y
los dos hermanos recibieron una sólida formación científica.
En 1835 la Academia de las Ciencias Francesa lo envió a
Brasil para una expedición científica. Los resultados fueron
publicados mucho más tarde, en 1873, con el título de
Observations relatives à la physique du globe faites au
Bresil et en Ethiopie. El joven Antoine pasó un tiempo en
Argelia antes de partir en 1837 con su hermano menor a
Etiopía, desembarcando en febrero de 1838 en Massawa.
Visitó junto a su hermano diversas partes de Etiopía,
incluidas las zonas poco conocidas de Ennarea y Kaffa, en
los territorios de los galla. Unas veces viajaban juntos,
mientras que otras lo hacían separados. Ambos encontraron
muchas dificultades y también muchas aventuras, y
estuvieron implicados en intrigas políticas, especialmente
Antoine, que ejercitaba su influencia en favor de Francia y
de los misioneros católicos. Después de haber recogido
muchas e importantes informaciones sobre la geografía,
geología, arqueología, cartografía e historia natural de
Etiopía, además de diversas noticias sobre las etnias que allí
vivían, incluidos estudios sobre sus lenguas y costumbres,
los hermanos regresaron a Francia en 1848 y comenzaron a
organizar todo su material para su publicación.
Antoine estuvo implicado en una serie de controversias
relacionadas con sus resultados geográficos. En particular
fue criticado por Charles Tilstone Beke, que atacó su
credibilidad, especialmente con respecto al viaje a Kana. Sin
embargo, el tiempo y las investigaciones de los exploradores
sucesivos han mostrado que Abbadie era digno de fe en
cuanto a los hechos, aunque estaba equivocado en la
conclusión, fuertemente puesta en duda por Beke, de que el
Nilo Azul fuese la rama principal.
Los resultados topográficos de sus exploraciones se
publicaron en París entre 1860 y 1873 en Geodesie
d'Ethiopie, con todas las informaciones más importantes,
ilustradas con diez mapas.
Del libro Geographie de l'Ethiopie (París, 1890) fue
publicado solo el primer volumen. En Un Catalogue
raisonné de manuscrits ethiopiens (París, 1859) se encuentra
la descripción de 234 manuscritos etíopes recogidos por
Abbadie. Recopiló también diversos vocabularios, incluido
un Dictionnaire de la langue amariñña (París, 1881), y
preparó una edición del Hermas de Roma, con la versión en
latín, en 1860.
Abbadie publicó numerosos trabajos sobre la geografía de
Etiopía, sobre las monedas etíopes y sobre las antiguas
inscripciones. Con el título de Reconnaissances magnetiques
publicó en 1890 un adelanto de sus observaciones sobre el
magnetismo, efectuadas en sus numerosos viajes al Mar
Rojo y al Levante mediterráneo. Una relación general de los
viajes de los dos hermanos fue publicada por Arnaud en
1868, con el título de Douze ans dans la Haute Ethiopie.
Tuvo una intensa relación con la cultura vasca, por la
influencia de su padre originario de Sola, en el País
Vasco-Francés y porque vivió en Urruña en el Labort. A los
26 años conoció a Augustin Chaho. A la vuelta de sus viajes
se estableció en Hendaya, donde, con las ganancias de sus
viajes, se hizo el Castillo de Abbadie del arquitecto Eugène
Viollet-le-Duc. Fue un mecenas de publicaciones y
competiciones litearias vascas. Fue conocido como "el padre
de los vascos" y él mismo reivindicó el Zazpiak Bat para
Vasconia. Fundó la Sociedad Lingüística de París. Organizó
los llamados Juegos Florales (competiciones literarias
vascas) en Urruña, Sara, Saint Palais...Siendo el primero en
impulsarlos en la Alta Navarra, en Elizondo, el 25 de julio
de 1879, con la Asociación Euskara de Navarra.[1]
Murió en 1897 y dejó a la Academia de las Ciencias
Francesa una propiedad en los Pirineos, que producía una
renta anual de 40.000 francos, para la realización, en los
siguientes 50 años, de un catálogo de medio millón de
estrellas. Su hermano Arnaud había fallecido anteriormente,
en 1893.
Condecoraciones
Antoine y su hermano Arnaud recibieron la medalla de oro
de la Société de géographie en 1850. Antoine fue hecho
caballero de la Legión de Honor y se convirtió en miembro
de la Academia de las Ciencias Francesa.
Obras
Catalogue raisonné de manuscrits èthiopiens, París
(1859).
Résumé Géodésique des positions déterminées en
Ethiopie, París (1859).
Géodésie d'Ethiopie ou Triangulation d'une patrie
de la haute Ethiopie 4 vol. Gauthier-Villars, París (
1860-73).
Observations relatives à la physique du globe, faites
au Brésil et en Ethiopie Gauthier-Villars, París
(1873).
Recherches sur la verticale (1881).
Dictionnaire de la langue Amariñña.
Reconnaissances magnetiques, París (1890).
Referencias
Este artículo incorpora texto de la Encyclopædia
Britannica de 1911 (dominio público).
Antoine d'Abbadie en la Enciclopedia católica (en
inglés). Encyclopedia Press, 1917.
1. a b Serrano Izko, Bixente (2006). Navarra. Las
tramas de la história. Pamplona: Euskara Kultur
Elkargoa. .
Antonio Abetti
Antonio Abetti
Antonio Abetti (19 de junio de 1846 - 20 de febrero de 1928
) fue un astrónomo italiano.
Nacido en San Pietro di Gorizia, hoy Šempeter-Vrtojba en
Eslovenia, se graduó en matematicas e ingeniería en la
Universidad de Padua. Después fue nombrado director del
Observatorio Astrofísico de Arcetri y profesor de la
Universidad de Florencia. En 1874 formó parte de la
expedición de Pietro Tacchini que observó el tránsito de
Venus con un espectrómetro. Fue miembro de la Accademia
Nazionale dei Lincei y de la Royal Astronomical Society.
El cráter Abetti en la Luna lleva el nombre en su honor y en
el de su hijo Giorgio Abetti.
Enlaces externos
(en inglés) Reseña biográfica
Véase también
Anexo:Astrónomos y astrofísicos notables
Antonio Aguilar y Vela
Antonio María Aguilar y Vela (Madrid, 20 de noviembre
de 1820 - Madrid, 5 de julio de 1882) Astrónomo español.
Primogénito de Francisco Aguilar-Anchía y Mendoza de
Sotomayor, Capitán de los Guardias de Corps de Carlos IV.
Su hermano, José María Aguilar y Vela, fue coautor de la
sede del Banco de España, junto a Severiano Sáinz de la
Lastra y Eduardo de Adaro. Su nombre es el primero de una
familia vinculada a las ciencias exactas desde entonces.
Estudió Humanidades y Filosofía en Madrid y Alcalá,
debiendo emigrar a Francia con 19 años, al término de la
Primera Guerra Carlista por sus ideas políticas. En el
Colegio Real de Angulema estudió Matemáticas y Física,
estudios que continuó al volver a España en 1845.
Fue Catedrático de Matemáticas de la Universidad de
Valladolid, Catedrático de Cálculo en la Universidad de
Santiago y de Astronomía en la Universidad Central. En
1851 fue nombrado Director del Observatorio Astronómico
de Madrid, institución de la que es virtualmente fundador,
debido a sus trabajos científicos y sus esfuerzos por mejorar
sus instalaciones, en deplorable estado tras la invasión
francesa. El proyecto de reforma y ampliación de este
edificio corrió a cargo de su hermano, José María Aguilar y
Vela. Antonio Aguilar se vio obligado a adquirir todos los
instrumentos necesarios para su funcionamiento, así como a
preparar al personal que se encargase de su manejo y puesta
en estación. Habiendo calculado las coordenadas del
Observatorio, redactó la Memoria sobre la latitud y posición
geográfica de la Villa y Corte de Madrid. En 1854 es
nombrado miembro de Número de la Real Academia de
Ciencias Exactas, tomando posesión al año siguiente con la
medalla número 32. En 1861 pasa a ocupar el primer cargo
de Secretario Perpetuo de esta institución.
En 1871, debido a su militancia carlista es destituido
fulminantemente del cargo, debiendo marchar nuevamente al
exilio en Francia. Tras recuperar el cargo, en 1872, es
nuevamente amenazado, por lo que el Observatorio pierde su
autonomía y pasa a depender de la Universidad Central.
Como científico, fue autor de varios trabajos astronómicos,
destacando uno sobre las manchas solares, eclipses de sol y
topografía de Madrid, así como sobre climatología y
meteorología, disciplina ésta en la que destacaron sus
aportaciones en la Exposición Universal de Viena de 1873,
en la que formó parte del jurado, y especialmente en el II
Congreso Meteorológico Internacional celebrado en Roma
en abril de 1879. En este congreso, Antonio Aguilar -junto a
Karl Jelineck- sienta las bases de la meteorología
internacional organizada. Dentro del campo de las
Matemáticas, Antonio Aguilar es el introductor en España
del Cálculo de Probabilidades y llegó a ser una autoridad en
Estadística a través de los métodos de Laplace y Lagrange.
Publicó artículos en diversas publicaciones españolas y
extranjeras.
Bibliografía
Doscientos años del Observatorio Astronómico de
Madrid. VV.AA. Madrid, 1992.
Historia de la Probabilidad y la Estadística, capítulo
13: Don Antonio Aguilar y Vela: su visión del
estudio del Cálculo de Probabilidades. Ana Isabel
Busto Caballero y María del Carmen Escribano
Ródenas. Madrid, 2006.
Don Antonio María Aguilar y Vela, el primer
probabilista español (1820-1882). Artículo de J.P.
Vilaplana, profesor del Departamento de
Matemáticas aplicadas de la Universidad del País
Vasco, en la Revista de Matemáticas de la
Universidad Autónoma de Barcelona, año 1980.
Antonio Tarazona
Antonio Tarazona y Blanch (1843, Sedaví, Valencia - 1906
, Madrid) fue un astrónomo español, hermano del también
astrónomo Ignacio Tarazona.
Fue profesor de Astronomía Física en la Universidad
Central. Publicó una refundición de la Arithmétique
décimale, de Cauchy. Además, publicó: Tablas de
ocultaciones de estrellas por la Luna, y Observaciones de la
estrella Nova Aurigae, en la constelación del Cochero.
Antony Hewish
Antony Hewish nació en Fowey, Cornualles, el 11 de mayo
de 1924. Este radioastrónomo británico ganó el Premio
Nobel de Física en 1974 (junto con el radioastrónomo
Martin Ryle) por su trabajo en el desarrollo de la síntesis de
apertura de radio y su papel en el descubrimiento del primer
púlsar. También le otorgaron la Medalla Eddington de la
Royal Astronomical Society en 1969.
Sus estudios de licenciatura en la Universidad de Cambridge
fueron interrumpidos por servicios en la Royal Aircraft
Establishment, y la Telecommunications Research
Establishment, donde trabajó codo con codo con Martin
Ryle. Al volver a Cambridge en 1946, Hewish completó su
licenciatura e inmediatamente se unió al grupo de
investigación de Ryle en el Laboratorio Cavendish,
obteniendo su doctorado (PhD) en 1952. Hewish realizó
avances tanto prácticos como teóricos en la observación del
aparente parpadeo de las fuentes de radio debido a su
incisión sobre el plasma.
Esto le llevó a proponer la construcción del Interplanetary
Scintillation Array, una gran trama de telescopios en el
Observatorio Mullard de Radio Astronomía (MRAO), en
Cambridge, con el fin de realizar un seguimiento preciso del
parpadeo de las fuentes de radio. Durante el curso de este
proyecto una estudiante de posgrado, Jocelyn Bell, registró
por primera vez la fuente de radio que sería finalmente
identificada como el primer púlsar.
El trabajo que anunciaba este descubrimiento contenía cinco
nombres, el de Hewish el primero y el de Bell el segundo. El
Nobel fue concedido a Ryle y Hewish sin la inclusión de
Bell, lo que fue muy controvertido. Algunos argumentan, sin
embargo, que el premio fue concedido a Ryle y Hewish por
su trabajo en el campo de la radioastronomía general, donde
ambos realizaron avances esenciales para la evolución de la
astrofísica.
Hewish fue profesor de radioastronomía en el Laboratorio
Cavendish desde 1971 hasta 1989,y fue director del
Observatorio Mullard de Radio Astronomía (MRAO) entre
1982 y 1988. Lo hicieron Fellow de la Royal Society en
1968, y como hemos dicho, recibió junto con Martin Ryle el
Premio Nobel de Física en 1974.
Antony Hewish sigue siendo Fellow del Churchill College,
en Cambridge.
Anton Pannekoek
Anton Pannekoek (2 de enero de 1873 - 28 de abril de 1960
) fue un astrónomo y pensador comunista neerlandés. Militó
en el ala izquierda de la Segunda Internacional, en
posiciones próximas a las de Rosa Luxemburgo. Luego
formó parte de la izquierda comunista y terminó rompiendo
con el bolchevismo. Es uno de los fundadores del
comunismo consejista.
Contenido
1 Trayectoria política
2 Su trabajo como astrónomo
3 Citas
4 Obras principales
5 Enlaces externos
Trayectoria política
Opuesto a la Primera Guerra Mundial, fundó el Partido
Comunista Holandés en 1919, junto a David Wijnkopf,
Hermann Gorter y Henriette Roland-Holst, apoyó las
posiciones de Rosa Luxemburgo referentes a la huelga de
masas, y consideró en un principio que la revolución rusa de
octubre de 1917 fue una revolución proletaria y fue por tanto
uno de los impulsores de la Tercera Internacional, de la que
fue expulsado en 1921 tras oponerse, con Gorter, al
seguidismo de las consignas soviéticas, en particular al
oponerse a actuar dentro de los sindicatos y en el
parlamento, y defender la opción del comunismo de
izquierdas y el antiautoritarismo frente al leninismo.
La visión política del marxismo desarrollada por Anton
Pannekoek ha recibido el nombre de consejismo por
considerar que en los Consejos Obreros generados por los
procesos revolucionarios debe residir toda la capacidad de
decisión y gestión, frente a las opciones estatistas y
partidistas del comunismo desarrolladas por Lenin, Trotsky
y, por otro lado, Stalin, a quien Pannekoek consideraba
totalmente ajeno al marxismo. Para él, el régimen de la
URSS no era una forma de socialismo, más o menos
deformada, sino un capitalismo de estado. Consideraba,
como Karl Marx y Rosa Luxemburgo, que el comunismo no
podía ser otra cosa que el resultado de un proceso
revolucionario que condujera a un desarrollo considerable de
la democracia unido a la colectivización de los medios de
producción. En su faceta de astrónomo, Pannekoek fundó el
Instituto de Astronomía de la Universidad de Ámsterdam,
que hoy lleva su nombre. En 1951 recibió la medalla de oro
de la Royal Astronomical Society.
Su trabajo como astrónomo
En su carrera científica, Pannekoek empezó a estudiar la
distribución de las estrellas a través de la Via Láctea, así
como la estructura de nuestra galaxia. Más adelante se
interesó en la naturaleza de la evolución de las estrellas. Por
estos estudios, se lo considera como fundador de la
astrofísica como disciplina separada en Holanda.
Aparte de este trabajo teórico, también participó de varias
expediciones al exterior para observar los eclipses solares y
hacer análisis de espectro de las estrellas. En 1926 viajó en
una expedición a la isla de Java con el propósito de hacer un
mapa de las Constelaciones Australes. También se interesó
en la historia de la astronomía y su libro acerca de ella, A
History of Astronomy (Una Historia de la Astronomía), fue
publicado en neerlandés e inglés.
Su trabajo en la estructura galáctica, astrofísica y la historia
de la astronomía tuvo renombre internacional y le valió un
título honorario de la Universidad de Harvard en 1936, así
como la Medalla de Oro de la Sociedad Real de Astronomía
en 1951. Quizás el mayor honor que recibió fue cuando se
nombró un cráter de la Luna a su nombre. El asteroide 2378
Pannekoek también recibió su nombre.
El Instituto Astronómico de la Universidad de Ámsterdam,
del cual fue director, todavía lleva su nombre.
Citas
« Los trabajadores no deben limitarse a actuar; es
preciso que imaginen, reflexionen y decidan todo
por sí mismos »
« El capitalismo, en realidad, no es ese mundo que
se nos quiere hacer creer de individuos firmando
contratos en condiciones de igualdad; es un mundo
de clases en lucha »
« El objetivo y la misión de la clase obrera es abolir
el sistema capitalista »
« La democracia, dicen, es el gobierno del pueblo.
Pero el pueblo no existe, sólo existen las clases »
Obras principales
Pannekoek, Anton. Lenin, filósofo.
Pannekoek, Anton. Los Consejos Obreros.
Enlaces externos
Archivo de Anton Pannekoek en el MIA
Anton Pannekoek and the Quest For an
Emancipatory Socialism (en inglés)
Anton Pannekoek en la web del grupo de
Comunistas de Consejos de Galizia (España)
Textos de Anton Pannekoek en la web del Círculo
Internacional de Comunistas Antibolcheviques
Anton Pannekoek (1873-1960), por Paul Mattick
Anton Pannekoek, una redefinición del marxismo
por Cajo Brendel (1974) (.doc zipeado)
Apelotonamiento rojo
Evolución de estrellas de distintas masas representadas en el diag
Hertzsprung-Russell. La fase del apelotonamiento rojo aparece m
para el caso de una estrella de 2 masas solares.
El apelotonamiento rojo[1] (AR, en inglés red clump) es
una de las fases tardías de la evolución estelar de las estrellas
de masa intermedia (0,5 MSol < M < 9-10 MSol) y alta
metalicidad. Esta fase está situada a la derecha y algo por
encima en el diagrama de Hertzsprung-Russell con respecto
a la parte central-inferior de la secuencia principal (donde
estas estrellas comienzan su vida), lo que implica que son
objetos de baja temperatura y luminosidad intermedia. De
ahí, que los radios de las estrellas del apelotonamiento rojo
sean mucho mayores que los de las estrellas de la secuencia
principal.
Este periodo en la fase de una estrella se corresponde con el
quemado de helio en su núcleo y va precedido por la fase de
gigante roja (donde se quema hidrógeno en una capa
alrededor de un núcleo inerte de helio). Compárese esto con
la fase de secuencia principal, en la que se quema hidrógeno
en el núcleo.
Los modelos predicen que las luminosidades absolutas de las
estrellas del apelotonamiento rojo son relativamente
independientes de su masa y metalicidad, por lo que pueden
ser usadas para estimar su distancia. Este método se aplica
con frecuencia a cúmulos situados en la Vía Láctea y a
objetos situados en galaxias cercanas.[2]
Véase también
Evolución estelar
Estrellas
Proceso triple-alfa
Rama horizontal
Referencias
1. Seidel, E. et al. 1987, ApJS 63, 917
2. Cole, A. 1998, ApJL 500, 137
Apolonio de Perge
Apolonio de Perge
Apolonio de Perge (c. 262-190 a. C.) fue un geómetra
griego famoso por su obra Sobre las secciones cónicas. Fue
Apolonio quien dio el nombre de elipse, parábola e hipérbola
, a las figuras que conocemos.
También se le atribuye la hipótesis de las órbitas excéntricas
o teoría de los epiciclos para intentar explicar el movimiento
aparente de los planetas y de la velocidad variante de la luna.
Sus extensos trabajos sobre geometría tratan de las secciones
cónicas y de las curvas planas y la cuadratura de sus áreas.
Recopiló su obra en ocho libros y fue conocido con el
sobrenombre del Gran Geómetra.
Propuso y resolvió el problema de hallar las circunferencias
tangentes a tres círculos dados, conocido como El problema
de Apolonio. El problema aparece en su obra, hoy perdida,
Las Tangencias o Los Contactos, conocida gracias a Pappus
de Alejandría.
Enlaces
Perseus Digital Library, la mayor base de textos
griegos y latinos
Lista de Autores y Obras del Diccionario
Griego-Español
L´Année Philologique, la enciclopedia bibliográfica
del mundo clásico que recoge todo lo publicado
cada año (disponible en Red e impreso
Suidas, la enciclopedia bizantina del siglo XI on-line
Biografía de Apolonio en DivulgaMat.
Arato
Arato
Arato (310-240 a. C.), nacido en Solos, (Cilicia), escritor
griego.
Contenido
1 Biografía y obra
2 Bibliografía
2.1 Edición en castellano
2.2 Sobre Arato
3 Referencias
4 Enlaces
Biografía y obra
Compuso su poema más famoso, Fenómenos, en la corte
macedónica de Antígono II Gónatas y lo concluyó hacia el
275 a. C. Escribió otros poemas eruditos, algunos de tema
médico, hoy perdidos. Gozó de una gran reputación entre los
alejandrinos primero y entre los romanos después. El mismo
Calímaco lo celebró en un hermoso epigrama, y muchos
otros lo mencionaron elogiosamente, como un maestro de
esa poesía astronómica, estelar en sus temas y luminosa en
sus versos.
Los Fenómenos son el más refulgente y renombrado
producto helenístico de la poesía didáctico-astronómica. Es
decir, pertenece a un género de poesía que encuentra ya en
Hesíodo su maestro más antiguo, y que tuvo notables
practicantes en el mundo antiguo. En el ámbito latino cabe
recordar que las Geórgicas de Virgilio se encuadran en ese
mismo sendero literario. en algo más de mil hexámetros
(1154 exactamente), Arato de Solos, poeta docto donde los
haya, nos describe el alto firmamento y sus constelaciones
en estupendos versos de homéricas resonancias.
Ya Aristóteles[1] dedica unas líneas a distinguir la poesía
didáctica (de tema médico o físico) de la verdadera épica,
aunque ambos géneros se expresen en el mismo metro, con
sus paralelos hexámetros.
Como en el De rerum natura de Lucrecio, late en el poema
erudito sobre el cielo de Arato una emoción religiosa y una
cosmovisión filosófica (estoica), mientras que destella en sus
imágenes una polícroma y refinada mitología. Es una
magnifica y pintoresca muestra de esa poesía alejandrina
recargada de erudición y, por otro lado, sustentada en un
sólido saber astronómico, en boga en su tiempo.
Es una poesía con un vocabulario poético arcaizante y
homérico, pero, a la vez, innovadora dentro de esa lengua
épica de tan larga tradición, al introducir expresiones muy de
su tiempo y su visión cósmica.
Ha suscitado a lo largo de la historia numerosos
comentarios. Al latín se tradujo en repetidas ocasiones y por
ilustres autores (Cicerón, Varrón, Atacino, Ovidio,
Germánico y Avieno). Su rpestigio pervivió en la temprana
Edad Media en el curiosísimo Aratus Latinus de época
merovingia. Y luego fue un texto muy leído en el
Renacimiento.
Bibliografía
Edición en castellano
Arato/ Gémino (1993). Fenómenos/ Introducción a
los fenómenos. Traducción e introducción de E.
Calderón Dorda. Madrid: Editorial Trotta. .
Sobre Arato
Pereiro Pardo, A. (2000). Estudio léxico de los
verbos que expresan el orto de los astros en "Los
Fenómenos" de Arato. Actas del X Congreso
Español de Estudios Clásicos (21-25 de septiembre
de 1999), volumen I. Coord. por Emilio Crespo y
María José Barrios Castro. Madrid, SEEC. .
Referencias
1. 1447b, Poética
Enlaces
Perseus Digital Library, la mayor base de textos
griegos y latinos.
Lista de Autores y Obras del Diccionario
Griego-Español.
L´Année Philologique, la enciclopedia bibliográfica
del mundo clásico que recoge todo lo publicado
cada año (disponible en red e impreso).
Suda, la enciclopedia bizantina del siglo XI en
versión on-line.
Aristarco de Samos
Tal y como se ve en el diagrama adjunto
Aristarco calculó el ángulo entre el Sol y la
Luna (beta) cuando ésta se encontraba en el
primero o último cuarto. Es decir cuando
alfa medía 90º. Entonces midiendo beta
podía resolver el rectángulo. Observó que la
distancia Tierra-Sol era mucho mayor que
la Tierra-Luna y que, por consiguiente, el
Sol tenía que ser mucho más grande pues
sabemos que tanto el disco solar como el
lunar tiene un diámetro aparente de unos 32
minutos de arco. Fue quizá la idea de un Sol
tan grande la que le indujo a pensar que
debían ser el resto de cuerpos más pequeños
los que orbitaran a su alrededor.
Aristarco (310 a. C. - 230 a. C.) era un astrónomo y
matemático griego, nacido en Samos, Grecia. Él es la
primera persona que propone el modelo heliocéntrico del
Sistema Solar, colocando el Sol, y no la Tierra, en el centro
del universo conocido.
Aristarco fue uno de los muchos sabios que hizo uso de la
emblemática Biblioteca de Alejandría en la que se reunían
las mentes más privilegiadas del mundo clásico. Por aquel
entonces la creencia obvia era pensar en un sistema
geocéntrico. Los astrónomos de la época veían a los planetas
y al Sol dar vueltas sobre nuestro cielo a diario. La Tierra,
para muchos, debía encontrarse pues en el centro de todo.
Los planteamientos del reconocido Aristóteles hechos unos
pocos años antes no dejaban lugar a dudas y venían a
reforzar dicha tesis. La Tierra era el centro del universo y los
planetas, el sol, la Luna y las estrellas se encontraban en
esferas fijas que giraban en torno a la Tierra. Pero existían
ciertos problemas a tales afirmaciones.
Algunos planetas como Venus y, sobre todo, Marte
describían trayectorias errantes en el cielo. Es decir, a veces
se movían adelante y atrás. Esto era un problema en sí
mismo pues la tradición aristotélica decía que todos los
movimientos y las formas del cielo eran círculos perfectos.
Antes que Aristarco, Heráclides Póntico encontró una
posible solución al problema al proponer que los planetas
podrían orbitar el Sol y éste a su vez la Tierra. Esto ya fue un
gran salto conceptual pero aun era un modelo parcialmente
geocéntrico. Hubo que esperar a Aristarco para que este
propusiera el primer modelo heliocéntrico.
Sus revolucionarias ideas astronómicas no fueron bien
recibidas y fueron pronto desechadas. El paradigma que
dominaba era la Teoría geocéntrica de Aristóteles
desarrollada a fondo años más tarde por Ptolomeo. Hubo que
esperar a Copérnico casi 2000 años más tarde para que
triunfase el modelo heliocéntrico.
Por desgracia, del modelo heliocéntrico de Aristarco solo
nos quedan las citas de Plutarco y Arquímedes. Los trabajos
originales probablemente se perdieron en uno de los varios
incendios que padeció la biblioteca de Alejandría.
Contenido
1 Heliocentrismo
2 Críticas de sus contemporáneos a los
movimientos de la Tierra
3 Distancia al Sol
4 El tamaño y distancia de la Luna
5 Véase también
6 Enlaces externos
Heliocentrismo
Más información en: Heliocentrismo
Estatua de Aristarco de Samos
El único trabajo de Aristarco que ha sobrevivido hasta el
presente, De los tamaños y las distancias del sol y de la luna
, se basa en una cosmovisión geocéntrica. Sabemos por citas,
sin embargo, que Aristarco escribió otro libro en el cual
avanzó una hipótesis alternativa del modelo heliocéntrico.
Arquímedes escribió:
"Tú, rey Gelón, estás enterado de que el universo es
el nombre dado por la mayoría de los astrónomos a
la esfera cuyo centro es el centro de la tierra,
mientras que su radio es igual a la línea recta que
une el centro del sol y el centro de la tierra. Ésta es
la descripción común como la has oído de
astrónomos. Pero Aristarco ha sacado un libro que
consiste en ciertas hipótesis, en donde se afirma,
como consecuencia de las suposiciones hechas, que
el universo es muchas veces mayor que el universo
recién mencionado. Sus hipótesis son que las
estrellas fijas y el sol permanecen inmóviles, que la
tierra gira alrededor del sol en la circunferencia de
un círculo, el sol yace en el centro de la órbita, y que
la esfera de las estrellas fijas, situada con casi igual
centro que el sol, es tan grande que el círculo en el
cual él supone que la tierra gira guarda tal
proporción a la distancia de las estrellas fijas cuanto
el centro de la esfera guarda a su superficie."
Aristarco creyó así que las estrellas estaban infinitamente
lejanas, y vio esto como la razón por la que no había paralaje
visible, es decir, un movimiento observado de unas estrellas
en relación con otras en tanto la tierra se mueve alrededor
del sol. Las estrellas están, de hecho, mucho más lejanas que
lo que fue asumido en épocas antiguas, que es el porqué la
paralaje estelar solamente es perceptible con los mejores
telescopios. Pero el modelo geocéntrico fue asumido como
una explicación más simple y mejor de la carencia de
paralaje. El rechazo de la visión heliocéntrica era al parecer
absolutamente fuerte, como el pasaje siguiente de Plutarco
sugiere (En la faz de la Luna-De facie in orbe lunae, c. 6):
"Cleantes, un contemporáneo de Aristarco pensó
que era el deber de los Griegos procesar a Aristarco
de Samos con el cargo de impiedad por poner en
movimiento el Hogar del universo [ es decir la tierra
]. . . suponiendo que el cielo permanece en reposo y
la tierra gira en un círculo oblicuo, mientras que
rota, al mismo tiempo, sobre su propio eje."
Sin embargo, el Profesor Lucio Russo afirma en su libro
"The forgotten Revolution" (Springer Verlag) que el filólogo
francés del s. XVII Gilles Ménage, influenciado
probablemente por la persecución a heliocentristas como
Giordano Bruno o Galileo, tradujo erróneamente esta cita de
Plutarco (cambiando un acusativo por un nominativo y
viceversa), como demuestra el hecho de que todas las
versiones anteriores a la traducción de Ménage, que es la que
se difundió desde entonces, presentan los términos
claramente invertidos: es Aristarco quien sugiere que
Cleantes debe ser juzgado por impiedad y no al contrario.
Este descubrimiento sugiere la necesidad de una
reinterpretación de la recepción de las ideas de Aristarco.
Críticas de sus contemporáneos a los movimientos de la
Tierra
Esta nueva representación del sistema astronómico fue, en la
antigüedad, severamente criticada. La idea de que la Tierra
se movía resultaba inaceptable y parecía estar en
contradicción con el sentido común y con las observaciones
cotidianas. Además la hipótesis se contraponía directamente
a las doctrinas filosóficas clásicas, según las cuales la Tierra
debía tener un papel especial respecto a los demás cuerpos
celestes y su lugar debía ser el centro de Universo. Estos
filósofos afirmaban, basándose en la teoría aristotélica, que
los cuerpos pesados se mueven naturalmente hacia el centro
de la Tierra. Otra implicación de la teoría de los
movimientos naturales de Aristóteles era que el grave, una
vez alcanzado su lugar natural se paraba. Las consecuencias
de esta teoría llegaba a conclusiones en parte verdaderas y en
parte falseas. Se deducía, por ejemplo, que la Tierra debía
tener forma esférica. pero también se deducía que la Tierra
permanecía del todo inmóvil en el centro del Universo.
Los científicos antiguos se daban cuenta de que si la Tierra
gira sobre su eje cada 24 horas, la velocidad de un punto
dado sobres la superficie de la Tierra debe ser muy alta.
¿Cómo podrían, entonces, las nubes o los proyectiles que se
desplazaban por el aire superar la velocidad y el movimiento
de la Tierra? Nunca se podría realizar ningún movimiento
hacia el este porque la Tierra se adelantaría siempre.
El argumento principal de los astrónomos se basaba
claramente en la fracasada observación del fenómeno del
paralaje anual de las estrellas: si la Tierra gira alrededor del
Sol debería haber algunas variaciones en las posiciones
relativas de las estrellas, observadas desde diferentes puntos
de la órbita terrestre. Si las cosas eran como Aristarco
afirmaba debía verificarse un desplazamiento de las estrellas
fijas en el curso de un año, pero los astrónomos griegos no
habían notado nada parecido en sus observaciones. Este
hecho podía explicarse de dos formas:
1. La Tierra no gira alrededor del Sol.
2. La Tierra gira alrededor del Sol, pero las estrellas
están tan lejos que el desplazamiento es tan pequeño
que no puede ser apreciado a simple vista.
Esta segunda hipòtesis era la correcta. Pero empleando los
mejores instrumentos para observar las estrellas, el paralaje
anual no pudo ser descubierto hasta 1838, con las
investigaciones de Bessel.
Aristarco tuvo la suficiente imaginación como para sostener
que las estrellas podían estar inmensamente lejos, cosa que
ha confirmado plenamente la ciencia. El sistema de
Aristarco con sus movimientos circulares, fallaba en lo que
se considera lo más importante: "salvar" los fenómenos, es
decir, proporcionar una predicción lo suficientemente exacta.
Y no explicaba lo más sencillo como era la desigual
duración de las estaciones.
Es cierto que Aristarco no debió ser el único que creía en su
hipótesis pero, en los textos antiguos se han borrado los
nombres de sus sacrílegos seguidores. Al único al que se
recuerda es a Seleuco, un astrónomo babilonio, que vivió un
siglo después de Aristarco y que retomó la teoría
heliocéntrica con bases argumentadas.
Distancia al Sol
Aristarco argumentó que el Sol, la Luna, y la Tierra forman
un triángulo recto en el momento del cuarto creciente o
menguante. Estimaba que el ángulo (opuesto al cateto
mayor) era de 87°. Usó una correcta geometría, pero datos
de observación inexactos, Aristarco concluyó erróneamente
que el Sol estaba 20 veces más lejos que la Luna. El Sol está
realmente 390 veces más lejos. Precisó que dado que la Luna
y el Sol tienen casi igual tamaños angulares aparentes, sus
diámetros deben estar en proporción con sus distancias a la
Tierra. Concluyó así que el Sol era 20 veces más grande que
la Luna. En realidad es 390 veces mayor.
El tamaño y distancia de la Luna
Aristarco observó la Luna moviéndose a través de la sombra
de la Tierra durante un eclipse lunar de máxima duración,
con el fin de que la Luna pasase por el centro de la sombra
de la Tierra. Aristarco determinó por primera vez el tamaño
lunar comparado con el de la Tierra y la distancia a la Luna.
Para ello averiguó que el tiempo que tardaba la Luna en
ocultarse por la sombra de la Tierra era aproximadamente la
mitad que el tiempo que duraba el eclipse total de Luna, por
lo que el diámetro de la sombra era unas dos veces el tamaño
del diámetro lunar: S=2r. Estimó con ello, veremos luego
como, que el diámetro de la Tierra era de unas 3 veces el
diámetro de la Luna. Si usamos el cálculo de Eratóstenes de
que la Tierra tenía 40.000 kilómetros de circunferencia
(entre 40.000 km y 47000 km), obtendríamos para el tamaño
de la Luna 14.000 kilómetros de circunferencia. La Luna
tiene una circunferencia de unos 11.000 kilómetros.
Además el tiempo que tardaba la Luna en ocultarse en la
sombra de la Tierra era aproximadamente de 1 hora es decir
que la Luna avanzaba en el cielo en 1 hora su propio
diámetro. Como se sabía que la Luna tardaba 29,5 días en
dar la vuelta a la Tierra, resultaba que hacían falta 708
diámetros lunares para formar el círculo completo. Así que
la distancia lunar era de 225,4 veces el radio lunar. Visto de
otra manera el tamaño angular del diámetro lunar sería:
2r=
=30,5'
El tamaño angular de la Luna es algo más de medio grado, y
la Luna dista 225,4 veces el radio lunar:
En la configuración de Aristarco, reflejada en la imagen, el
problema consiste en evaluar el radio lunar r y la distancia a
la Luna R en función del radio de la Tierra r t.
De la semejanza de los triángulos ABC y ADE se cumple:
Por una propiedad de las fracciones:
resulta, aplicado a la configuración de Aristarco que:
con lo que resulta que el radio de la Tierra rt es:
rt =
lo que justifica que para Aristarco el radio de la Tierra es
casi tres veces el radio lunar. El valor correcto con los datos
actuales es:
=3,66.
Por otra parte la distancia de la Luna R medida por Aristarco
es:
R=
=79 rt
cuando hoy sabemos que el valor correcto para la distancia
es de 60 veces el radio de la Tierra.
Véase también
Anexo:Astrónomos y astrofísicos notables
Enlaces externos
Wikimedia Commons alberga contenido
multimedia sobre Aristarco de Samos.Commons
¿Girará la Tierra alrededor del Sol? Documento que
sigue los pasos que llevaron a Aristarco de Samos a
concluir que la Tierra gira alrededor del Sol.
En español (Enlace roto. Disponible en Internet
Archive el historial y la última versión.)
La Familia del Sol II. Primeros Pasos - Mediciones
Aristóteles
Filosofía occidental
Filosofía antigua
Busto de Aristóteles
Nombre
Aristóteles
()
Nacimiento
Estagira, Macedonia, 384 a. C.
Fallecimiento
Calcis Eubea, Grecia,
322 a. C.
Escuela/Tradición
Inspiró la Escuela peripatética
y el aristotelismo
Intereses
principales
Metafísica, Física, Política,
Astronomía
Ideas notables
Primer motor
Influido por
Parménides, Sócrates, Platón
Influyó a
Alejandro Magno, Al-Farabi,
Avicenna, Averroes, Alberto
Magno, Maimonides,
Copérnico, Galileo Galilei,
Claudio Ptolomeo, Santo
Tomás de Aquino, Ayn Rand,
y además a la Filosofía
islámica, Filosofía cristiana,
Filosofía occidental y a la
Ciencia en general.
Aristóteles, en griego clásico Aristotéls (Estagira,
Macedonia 384 a. C. – Calcis Eubea, Grecia 322 a. C.), es
uno de los más grandes filósofos de la antigüedad y acaso de
la historia de la filosofía occidental. Fue creador de la lógica,
precursor de la anatomía y la biología y un creador de la
taxonomía. Está considerado Aristóteles (junto a Platón)
como el determinante de gran parte del corpum de creencias
centrales del Pensamiento Occidental como del hombre
corriente (aquello que hoy denominamos "sentido común"
del hombre occidental), pruebas de ello son la Lógica y el
principio de "no contradicción", hoy sabemos que
Aristóteles inaguró toda una nueva visión del mundo.
Contenido
1 Reseña biográfica
2 Influencias recibidas
3 Metafísica, luego de la física
3.1 El problema del cambio
3.2 La búsqueda de la ciencia de lo que es,
en tanto que algo que es (tò òn hê òn)
3.3 La realidad sustancial
4 Astronomía
5 Filosofía
5.1 Criticas a Platón y su teoría de las
ideas
6 Política
7 Biología
7.1 Generación espontánea
7.2 Botánica
7.3 Zoología
8 Ética
8.1 Virtudes
8.1.1 Las virtudes morales
8.2 La justicia
9 Doctrinas
10 Transmisión y problemas textuales
11 Influencia de Aristóteles
12 Nómina temática de la obra de Aristóteles
(título de la compilación)
13 Bibliografía
13.1 Obra propia en castellano
13.2 Sobre Aristóteles
14 Véase también
15 Enlaces externos
Reseña biográfica
Nació en la ciudad de Estagira, no lejos del actual monte
Athos, en la Calcídica entonces perteneciente al reino de
Macedonia (la zona correspondiente a la actual Macedonia
griega), fue apodado El Estagirita, y tuvo por madre a
Faestis y por padre a Nicómaco.
Las tradiciones biográficas relativas a Aristóteles pueden
parecer numerosas. Pero los documentos de la época son
muy escasos, y no se encuentra, en las obras de Aristóteles,
ninguna alusión directa a las circunstancias de su vida:
incluso la «Política» parece ignorar la actividad del filósofo
y, circunscribiéndose a ella, no se hubiera sabido nunca que
fue el preceptor de Alejandro.
Nicómaco era el médico personal del rey Amyntas III de
Macedonia, quien por su parte era padre de Filipo II, padre
de Alejandro Magno.
Durante su temprana juventud Aristóteles viajó a la corte del
basileos o rey Hermias de Atarneos, su suegro, junto a su
condiscípulo Xenócrates.
Descendía de una familia de Asclepíades, una de las
dinastías médicas que pretendían ser descendientes de
Asclepios. Este origen explica simultáneamente el interés de
Aristóteles por la Biología y sus relaciones con la corte de
Macedonia. Se dirige a Atenas hacia el 367 ó 366, con el fin
de estudiar, a los dieciocho años. En la Academia, se ha de
convertir en uno de los discípulos más brillantes de Platón.
Éste lo llamaba, por su afición a los estudios, «el lector».
Fue así discípulo de Platón y luego preceptor y maestro de
Alejandro Magno. Antes de fallecer en Calcis en el año
322 a. C. a sus 62 años, Aristóteles se había convertido en
uno de los filósofos de mayor renombre de su tiempo,
durante el cual también su pensamiento científico gozó de
enorme prestigio.
Su influencia, empero, fue mayor aún desde la baja Edad
Media hasta el Renacimiento europeo.
En el año 335, Aristóteles funda su propia escuela en Atenas,
el Liceo (denominado así por estar situado dentro de un
recinto dedicado a Apolo Likeios), donde dictaba clases
sobre amplios temas a sus discípulos. A los discípulos de
Aristóteles se les llamó «peripatéticos» (peri pathos) porque
solían recibir clases alrededor de los jardines y el paseo que
rodeaban al edificio del Liceo.
Platón y Aristóteles, por Raffaello Sanzio
(detalle de La escuela de Atenas, 1509).
Influencias recibidas
El punto de partida fue Platón, pero pronto adoptó una
actitud crítica frente a éste. No dejó de lado las enseñanzas
de Platón, sino que «ató los cabos sueltos» y desarrolló las
ideas de su antiguo maestro.
Para Aristóteles, la idea de participación platónica no explica
la verdadera realidad de la physis (de los procesos naturales).
Aristóteles admite como Platón y Sócrates que la esencia es
lo que define al ser, pero la diferencia en que la esencia es la
forma (), que está unida inseparablemente a la materia y
juntos constituyen el ser, que es la sustancia. La afirmación
de la importancia del conocimiento sensible, del
conocimiento de lo singular para llegar a lo universal, abrió
posibilidades a la investigación científica.
Heráclito y Parménides hicieron una explicación
muy parcial mediante la unidad y la pluralidad.
De Anaxágoras Aristóteles recogió la noción del
noûs (la 'Inteligencia').
De los pitagóricos valoró su dedicación por las
matemáticas.
En definitiva, Aristóteles construyó un sistema filosófico
propio.
Aristóteles fue discípulo de Platón, pero esto no significó
que no criticase su teoría de las Ideas. Para intentar solventar
las diferencias entre Heráclito y Parménides, Platón propuso
la existencia de dos mundos: el Mundo sensible y el Mundo
inteligible. Sin embargo, su discípulo (Aristóteles) no estaba
de acuerdo. Para Aristóteles, sólo hay un mundo, y la teoría
platónica le parece absurda por varios motivos:
En primer lugar, se muestra conforme con la idea de que la
ciencia ha de basarse en conceptos universales, pero no
encuentra explicación a por qué éstos han de estar
representados en otra esfera de la realidad. Aristóteles
considera absurdo utilizar el Mundo de las Ideas al juzgar
que el Mundo Sensible es suficiente. Como las Ideas no
están en las cosas mismas, no pueden ofrecer ninguna clave
explicativa de éstas. Las Ideas son estáticas, por lo tanto, no
se pueden utilizar para explicar el movimiento o los procesos
naturales. Para Aristóteles, las Ideas son inmanentes a las
cosas particulares y concretas, que son las que forman la
verdadera realidad. Por último, hace una crítica del concepto
de participación empleado por Platón.
Metafísica, luego de la física
El problema del cambio
Para empezar hay que recordar que Aristóteles era un
hombre puramente empirista, es decir, fundamentó los
conocimientos humanos en la experiencia.
Una de las primeras preocupaciones fue encontrar una
explicación racional para lo que nos rodea.
Los presocráticos se percataron de que lo que nos
rodea es una realidad diversa que se halla en
continua y perpetua transformación.
Heráclito de Éfeso considera que todo se halla en
perpetuo cambio y transformación; el movimiento es
la ley del universo.
Parménides, al contrario, opina que el movimiento
es imposible, pues el cambio es el paso del ser al no
ser o la inversa, del no ser al ser. Esto es
inaceptable, ya que el no ser no existe y nada puede
surgir de él.
Platón, supone una especie de síntesis, es decir, una
unión o una suma de estas dos concepciones
opuestas: la de Heráclito y Parménides. Por un lado
tenemos el mundo sensible, caracterizado por un
proceso constante de transformación y, por el otro,
tenemos el mundo abstracto y perfecto de las Ideas,
caracterizado por la eternidad y la incorruptibilidad.
La búsqueda de la ciencia de lo que es, en tanto que algo
que es (tò òn hê òn)
En el comienzo mismo del libro IV de la Metafísica aparece
formulada la conocida declaración enfática según la cual
«hay una ciencia que estudia lo que es, en tanto que algo que
es y los atributos que, por sí mismo, le pertenecen» (IV,
1003a21–22). Inmediatamente añade Aristóteles que tal
ciencia «no se identifica con ninguna de las ciencias
particulares». En efecto, ninguna de las ciencias particulares
se ocupa «universalmente de lo que es», sino que cada una
de ellas secciona o acota una parcela de la realidad
ocupándose en estudiar las propiedades pertenecientes a esa
parcela previamente acotada (ib.1003a23–26). Aristóteles
propone, pues, la ontología como un proyecto de ciencia con
pretensión de universalidad, aquella universalidad que
parece corresponder al estudio de lo que es, en tanto que
algo que es, sin más, y no en tanto que es, por ejemplo,
fuego, número o línea (IV 2, 1004b6), en cuyo caso nos
habríamos situado ya en la perspectiva de una ciencia
particular (la física, la aritmética y la geometría,
respectivamente).
La constitución de semejante ciencia tropieza
inmediatamente, sin embargo, con una dificultad sustantiva
y radical. Y es que la omnímoda presencia, explícita o
virtual, del verbo ser (eînai) y de su participio (òn) en
nuestro discurso acerca de la realidad no garantiza la unidad
de una noción que responda, a su vez, a la unidad de un
objeto susceptible de tratamiento unitario y coherente. Sin
unidad de objeto no hay unidad de ciencia y sin unidad de
noción no hay unidad de objeto. Aristóteles es plenamente
consciente de esta dificultad. Frente a Parménides y frente a
Platón. Aristóteles reconoce la polisemia del verbo ser en
sus distintos usos y aplicaciones. Así, el capítulo siguiente
(IV 2) comienza estableciendo la tesis de que «la expresión
'algo que es' se dice en muchos sentidos»: tò ón légetao
pollachôs) (1033a33), tesis a la cual nunca renuncia
Aristóteles. Más bien, a su juicio toda reflexión acerca del
lenguaje y acerca de la realidad ha de partir
necesariamente de la constatación y del reconocimiento de
este hecho incuestionable.
Aristóteles según un manuscrito de su
Historia naturalis de 1457.
La aporía a la que se enfrenta Aristóteles, como ha señalado
acertadamente Pierre Aubenque, proviene, en definitiva, del
mantenimiento simultáneo de tres tesis cuya conjunción
resulta abiertamente inconsciente: 1) «hay una ciencia» de lo
que es, en tanto que algo que es, 2) solamente puede haber
unidad de ciencia si hay univocidad, «si hay unidad de
género», y 3) la expresión «lo que es» carece de univocidad,
«'lo que es' no constituye un género». Es obvio que la
conjunción de dos cualesquiera de estas tesis comporta de
modo inevitable, la exclusión de la restante.
El pensamiento aristotélico no quedó, sin embargo,
paralizado definitivamente ante esta aporía. Aristóteles trató
de encontrar una salida que, en realidad, pasaría por la
matización de las dos primeras de las tesis enunciadas. La
matización de la segunda tesis es de capital importancia. Ser
no comporta, desde luego, una noción unívoca, sino
multívoca. No obstante puntualizará Aristóteles, su
multivocidad no es tampoco la de la pura equivocidad u
homonimia. Entre los distintos sentidos de 'ser' y 'lo que es'
existe una cierta conexión que Aristóteles compara con la
conexión existente entre las distintas aplicaciones del
término 'sano'. 'Sano' se dice, al menos, del organismo, del
color, de la alimentación y del clima, y en cada caso se dice
de un modo distinto: del organismo porque se da la salud,
del color porque es síntoma de salud, de la alimentación y
del clima porque, cada cual a su modo, son favorables a la
salud. Pero en todos estos casos hay una cierta conexión: la
referencia, en todos y cada uno de ellos, a lo mismo, a la
salud. Así ocurre, a juicio de Aristóteles, con el verbo ser y
con su participio, 'lo que es', como se explica en el siguiente
texto: "de unas cosas se dice que son por ser entidades (
ousíai), de otras por ser afecciones de la entidad, de otras por
ser un proceso hacia la entidad, o bien corrupciones o
privaciones o cualidades o agentes productivos o agentes
generadores ya la entidad ya de aquellas cosas que se dicen
en relación con la entidad, o bien por ser negaciones ya de
alguna de estas cosas ya de la entidad" (IV 2, 1003b6–10).
Las diversas significaciones de 'lo que es' poseen, por tanto,
la unidad peculiar que adquiere una multiplicidad en virtud
de su referencia común a algo uno (pròs hén), la referencia a
una misma cosa (en el ámbito de lo real) y a una misma
noción o significado (en el ámbito del lenguaje): referencia a
la salud en el ejemplo utilizado y referencia a la entidad
(ousía) en el caso de la indagación ontológica. Semejante
forma de unidad comporta, pues, un término (y una noción)
fundamental que es primero y que es universal en la medida
en que siempre se halla referido o supuesto en cualquier uso
del verbo ser. Aristóteles habla de referencia «a una única
naturaleza» (mían tinà phýsin: 1003a34), y también de
referencia a un único principio (ark): «así también 'algo que
es' se dice en muchos sentidos, pero en todos los casos en
relación con un único principio» (1003b5–6).
En consonancia con esta interpretación matizada de la
polisemia de ser y 'lo que es', Aristóteles matiza también la
segunda tesis a que más arriba nos referíamos, es decir, la
tesis que solamente puede haber ciencia, unidad de ciencia,
si hay univocidad, si hay unidad de género. Aun cuando no
sea genérica en sentido estricto, la unidad de referencia
posibilita también la unidad de una ciencia: «corresponde,
en efecto, a una única ciencia estudiar, no solamente
aquellas cosas que se denominan según un solo significado,
sino también las que se denominan en relación con una sola
naturaleza, pues éstas se denominan también en cierto modo,
según un solo significado. Es, pues, evidente que el estudio
de las cosas que son, en tanto que cosas que son,
corresponde también a una sola ciencia» (IV 2,
1003b12–16). Por lo demás, y puesto que en tales caso hay
siempre algo que es primero (el término común de la
referencia, la entidad o ousía en nuestro caso), es lógico que
la ciencia así constituida se ocupe de manera prioritaria y
fundamental de aquello que es primero: «ahora bien, en
todos los casos la ciencia se ocupa fundamentalmente de lo
primero, es decir, de aquello de que las demás cosas
dependen y en virtud de lo cual reciben la denominación
correspondiente. Por tanto, si esto es la entidad, el filósofo
debe hallarse en posesión de los principios y las causas de
las entidades» (ib. 1003b16–19).
La realidad sustancial
La realidad es y existe, es lo que Aristóteles denomina
ousía. La palabra fue luego traducida por los romanos como
«substancia» (lo sub-estante, lo que subyace, lo que
sostiene). También se la puede traducir como «entidad»,
aunque ¿es la substancia siempre entidad?..
Sustancia o Entidad (Ousía): La sustancia realmente son
todas las cosas que hay en el mundo, las cuales están
compuestas de materia (hylé) y forma (morfé). Para explicar
el cambio, Aristóteles sostiene que la materia es aquello que
no cambia (por ejemplo, en el árbol y en la silla hay madera,
y eso no cambia, lo que cambió fue la forma), tal explicación
y definición es dada por otros (más platónicos) para la
esencia.
Las sustancias son los individuos concretos que nos rodean.
Todo lo que nos rodea: este gato, esta casa, son substancias y
constituyen la única y auténtica realidad.
Toda substancia forma parte del mundo sensible. La realidad
sustancial constituye una síntesis de los dos mundos
platónicos, en tanto que tiene algo general y universal en ella
(la forma), pero también algo «mundano» (la materia). En
este sentido, Aristóteles sostiene que la forma de la sustancia
es su esencia (hilemorfismo), y que al enunciarla tenemos la
definición.
Astronomía
Aristóteles en un fresco
Aristóteles, reconocido como uno de los más grandes
pensadores que ha habitado la Tierra, hizo varias
observaciones equivocadas acerca del Universo. Instituyó un
sistema geocéntrico, en el cual la Tierra se encontraba
inmóvil en el centro mientras a su alrededor giraba el Sol
con otros planetas. Aristóteles habló del mundo sublunar, en
el cual existía la corrupción y la degeneración; y el mundo
supralunar, perfecto. Esta teoría de la Tierra como centro del
universo —que a su vez era considerado finito— perduró
por varios siglos hasta que Copérnico en el siglo XVI
cambió el concepto e introdujo una serie de paradigmas,
concibiendo el Sol como centro del universo.
Filosofía
Aristóteles rechazó las teorías de Platón en las que decía que
las ideas eran la auténtica realidad (ideas innatas) y que el
mundo sensible a nuestros sentidos no era más que una copia
insulsa de estas. Aristóteles al contrario de Platón, que
concebía la «existencia» de dos mundos posibles o reales
(algunos eruditos creen que la teoría platónica es en realidad
un realismo de las Ideas o metafísico), poseía una teoría que
discurría entre el mundo idealista y el mundo tangible.
Criticas a Platón y su teoría de las ideas
Aristóteles hace cuatro criticas fundamentales a la teoría de
las ideas de Platón:
Critica a los dos mundos, para Aristóteles es uno
solo; al tener dos mundos se complica la explicación
innecesariamente, explicando dos veces lo mismo.
Platón no da una explicación racional, utiliza mitos
y metáforas, en vez de aclarar conceptualmente.
No hay una relación clara de causalidad. No explica
como las ideas son causa de las cosas sensibles y
mutables. No infiere que de una idea se derive un
objeto.
Argumento del tercer hombre; según Platón, la
semejanza entre dos cosas se explica porque ambas
participan de la misma idea. Según Aristóteles, se
precisa un tercero para explicar la semejanza entre
dos cosas, y un cuarto para explicar las tres, y así
sucesivamente. Es una regresión al infinito, por lo
tanto nada se explica.
Política
Aristóteles expuso en la Política la teoría clásica de las
formas de gobierno, misma que sin grandes cambios fue
retomada por diversos autores en los siglos siguientes,
además estableció categorías fundamentales, en las que
continuamos apoyándonos para entender la realidad política.
Para la célebre teoría de las seis formas de gobierno
Aristóteles tomó en cuenta dos factores primordiales, quién
gobierna y cómo gobierna. En base al criterio de quién
gobierna, distinguió según si en la constitución el gobierno
reside en una persona, pocas personas y muchas personas,
dando a la primera el nombre de monarquía, a la segunda el
de aristocracia y nombrando a la tercera democracia.
Atendiendo al criterio de cómo gobierna, habló de
constituciones puras o impuras y como consecuencia a las
tres formas anteriores, consideradas como puras (buenas), se
podía contraponer otras tres formas impuras (malas), de
modo que aplicado a estas formas malas el criterio de quién
gobierna, Aristóteles las clasificó como tiranía (gobierno de
uno), oligarquía (gobierno de pocos) y oclocracia
(desgobierno de muchos). También dio a estas formas de
gobierno una jerarquía respecto a las demás tomando en
cuenta para ello si estos gobiernos velaban por el interés
común o el individual, quedando las formas de gobierno en
orden de la mejor a la peor de la siguiente manera: 1.
Monarquía, 2. Aristocracia, 3. Democracia, 4. Oclocracia, 5.
Oligarquía; y 6. Tiranía.
Además de la gran importancia de esta tipología, debe
prestarse, en la obra aristotélica, especial atención a sus
observaciones y determinaciones (habiendo sido éstas las
que ganaron el éxito histórico), ya que cada una de las seis
formas de gobierno es analizada en un contexto histórico
distinto, dividiendo así cada una de las seis formas en
subespecies distintas una de otra pero que conservaban su
esencia.
Biología
Se considera a Aristóteles como uno de los primeros
biólogos, dado que se dio a la tarea de clasificar unas 500
especies de peces, entre otros animales.
Generación espontánea
La Generación espontánea es una teoría sobre el origen de la
vida. Aristóteles propuso el origen espontáneo de peces e
insectos a partir del rocío, la humedad y el sudor. Explicó
que se originaban gracias a una interacción de fuerzas
capaces de dar vida a lo que no la tenía con la materia no
viva. A esta fuerza le llamó entelequia.
La teoría se mantuvo durante muchos años; en el siglo XVII
Van Helmont, la estudió y perfeccionó. Tan sólo sería
rebatida por los experimentos de los científicos Lazzaro
Spallanzani, Francesco Redi y en última instancia Louis
Pasteur.
Botánica
Aristóteles sistematiza el reino vegetal dividiéndolo en dos
grandes grupos:
Plantas con flores
Plantas sin flores (estas serían: musgos, helechos,
algas, hepáticas, etc.)
Zoología
Los comienzos de la zoología deben buscarse en la obra
aristotélica, concretamente en los estudios sobre la
generación y la anatomía de los animales, si bien con
anterioridad ya habían existido estudiosos hindúes que
influyeron poco o nada en la ciencia griega occidental.
Aristóteles realizó observaciones de verdadero rigor
científico acerca de la reproducción de los animales, y en
anatomía sentó las bases del conocimiento sistemático del
reino animal. Este autor distinguía dos grandes grupos:
anaima (animales sin sangre) y enaima (animales con
sangre). El primer grupo corresponde aproximadamente a los
invertebrados, y el segundo, a los vertebrados.
Entre los anaima distinguía cuatro subgrupos:
moluscos, que correspondían únicamente a los
actuales cefalópodos
malacostráceos, que comprendían la mayor parte de
los crustáceos superiores
eutoma, que incluía los gusanos y los insectos
ostracodermos, que reunían todos los animales
provistos de caparazón como bivalvos, gasterópodos
, equinodermos, etc.
Los animales con sangre los dividió en:
cuadrúpedos vivíparos (mamíferos)
cuadrúpedos ovíparos (reptiles y anfibios)
peces
Aristóteles llamó a estos grupos «géneros máximos», sus
divisiones se llamaban «géneros», los cuales se dividían a su
vez en «especies». Esta clasificación se mantuvo vigente
durante la Edad Media y el Renacimiento, hasta Carlos
Linneo (s. XVIII).
Ética
Aristóteles escribió dos obras sobre ética: Ética a Nicómaco,
que consta de diez libros, y Ética a Eudemo, que consta de
cuatro libros.
La Gran Ética probablemente no es obra suya, sino de un
recopilador. Según el filósofo, toda actividad humana tiende
hacia algún fin/bien. La ética de Aristóteles es una ética de
bienes porque él supone que cada vez que el hombre actúa lo
hace en búsqueda de un determinado bien. El bien supremo
es la felicidad (véase: eudemonismo), y la felicidad es la
sabiduría (el desarrollo de las virtudes, en particular la
razón).
Fin: La finalidad o motivo de una acción.
Fin Medio o Imperfecto: Es aquel fin que se quiere
por otra cosa y no por sí mismo.
Fin Final o Perfecto: Es aquél fin que se quiere por
sí mismo y no por otra cosa.
Felicidad o eudaimonía: Es el Bien Supremo del ser
humano.
La actividad contemplativa es, en efecto, la más alta de
todas, puesto que la inteligencia es lo más alto de cuanto hay
en nosotros, y además, la más continua, porque contemplar
podemos hacerlo con mayor continuidad que otra cosa
cualquiera.
Virtudes
Las virtudes que le interesan a Aristóteles son las virtudes
del alma, y de éstas las que se refieren a la parte racional.
Aristóteles divide la parte racional en dos: intelecto y
voluntad. Cuando el intelecto está bien dispuesto para
aquello a lo que su naturaleza apunta, es decir para el
conocimiento o posesión de la verdad, decimos que dicho
intelecto es virtuoso y bueno.
Las virtudes intelectuales perfeccionan al hombre en
relación al conocimiento y la verdad y se adquieren
mediante la instrucción.
Existen dos clases de virtudes: virtudes éticas y virtudes
dianoéticas.
Ambas expresan la excelencia del hombre y su consecución
produce la felicidad, ya que ésta última es "la actividad del
hombre conforme a la virtud".
A través de las virtudes el hombre domina su parte
irracional.
Las virtudes éticas son adquiridas a través de la costumbre o
el hábito y consisten, fundamentalmente, en el dominio de la
parte irracional del alma (sensitiva) y regular las relaciones
entre los hombres.
Las virtudes éticas más importantes son: la fortaleza, la
templanza, la justicia.
Las virtudes dianoéticas se corresponden con la parte
racional del hombre, siendo, por ello, propias del intelecto (
nous) o del pensamiento (nóesis).
Su origen no es innato, sino que deben ser aprendidas a
través de la educación o la enseñanza.
Las principales virtudes dianoéticas son la inteligencia
(sabiduría) y la prudencia.
Las virtudes morales
La templanza es el término medio entre el libertinaje y la
insensibilidad. Consiste en la virtud de la moderación frente
a los placeres y las penalidades.
La fortaleza es el término medio entre el miedo y la audacia.
La generosidad es un término medio en relación con el uso y
posesión de los bienes. La prodigalidad es su exceso y la
avaricia su defecto.
Prudencia: el hombre prudente es aquel que puede reconocer
el punto medio en cada situación. Cuando uno hace algo
virtuoso, la acción es buena de por sí. La prudencia no es ni
ciencia ni praxis, es una virtud.
La justicia
La justicia consiste en dar a cada uno lo que es debido. Hay
dos clases de justicia, según Aristóteles:
La justicia distributiva, que consiste en distribuir las
ventajas y desventajas que corresponden a cada
miembro de una sociedad, según su mérito.
La justicia conmutativa, que restaura la igualdad
perdida, dañada o violada, a través de una
retribución o reparación regulada por un contrato.
Doctrinas
Alejandro Magno y Aristóteles
La Metafísica: es la ciencia más general, por ser la
ciencia del ser en cuanto ser (ontología). Trata sobre
la filosofía primera o la teología y es identificada
por Aristóteles con la sabiduría (sofía) pura.
En su Metafísica, Aristóteles abogaba por la existencia de un
ser divino, al que se describe como «Primer Motor»,
responsable de la unidad y significación de la naturaleza.
Dios, en su calidad de ser perfecto, es por consiguiente el
ejemplo al que aspiran todos los seres del mundo, ya que
desean participar de la perfección. Existen además otros
motores, como son los motores inteligentes de los planetas y
las estrellas (Aristóteles sugería que el número de éstos era
de «55 ó 47», divididos en «sublunares» y «supralunares»).
No obstante, el Primer Motor o Dios, tal y como lo describe
Aristóteles, no corresponde a finalidades religiosas, como
han observado numerosos filósofos y teólogos posteriores.
Al Primer Motor, por ejemplo, no le interesa lo que sucede
en el mundo «ni tampoco es su creador». Aristóteles limitó
su teología, sin embargo, a lo que él creía que la ciencia
necesita y puede establecer.
La Física: es la ciencia que trata de las substancias
materiales. En la física hace un estudio de la
naturaleza y el movimiento.
En astronomía, Aristóteles propuso la existencia de un
Cosmos esférico y finito que tendría a la Tierra como centro
(geocentrismo). La parte central estaría compuesta por
cuatro elementos: tierra, aire, fuego y agua. En su Física,
cada uno de estos elementos tiene un lugar adecuado,
determinado por su peso relativo o «gravedad específica».
Cada elemento se mueve, de forma natural, en línea recta
—la tierra hacia abajo, el fuego hacia arriba— hacia el lugar
que le corresponde, en el que se detendrá una vez alcanzado,
de lo que resulta que el movimiento terrestre siempre es
lineal y siempre acaba por detenerse. Los cielos, sin
embargo, se mueven de forma natural e infinita siguiendo un
complejo movimiento circular, por lo que deben, conforme
con la lógica, estar compuestos por un quinto elemento, que
él llamaba aither ('éter'), elemento superior que no es
susceptible de sufrir cualquier cambio que no sea el de lugar
realizado por medio de un movimiento circular. La teoría
aristotélica de que el movimientolineal siempre se lleva a
cabo a través de un medio de resistencia es, en realidad,
válida para todos los movimientos terrestres observables.
Aristóteles sostenía también que los cuerpos más pesados de
una materia específica caen de forma más rápida que
aquellos que son más ligeros cuando sus formas son iguales,
concepto equivocado que se aceptó como norma durante
aproximadamente 1800 años hasta que el físico y astrónomo
italiano Galileo llevó a cabo su experimento con pesos
arrojados desde la torre inclinada de Pisa.
La Antropología: Aristóteles aplicará el
hilemorfismo a su concepto del hombre, que es
entendido como un compuesto único formado por
un alma y un cuerpo.
La Ética eudemonista de Aristóteles considera que
el fin que busca el hombre es la felicidad, que
consiste en la vida contemplativa. La ética
desemboca en la política. El organismo social de
Aristóteles considera al Estado como una especie de
ser natural que no surge como fruto de un pacto o
acuerdo. El hombre es un animal social («zoon
politikon») que desarrolla sus fines en el seno de una
comunidad. La política del hombre se explica por su
capacidad del lenguaje, único instrumento capaz de
crear una memoria colectiva y un conjunto de leyes
que diferencia lo permitido de lo prohibido.
Aristóteles creía que la libertad de elección del individuo
hacía imposible un análisis preciso y completo de las
cuestiones humanas, con lo que las «ciencias prácticas»,
como la política o la ética, se llamaban ciencias sólo por
cortesía y analogía. Las limitaciones inherentes a las ciencias
prácticas quedan aclaradas en los conceptos aristotélicos de
naturaleza humana y autorrealización. La naturaleza humana
implica, para todos, una capacidad para formar hábitos, pero
los hábitos formados por un individuo en concreto dependen
de la cultura y de las opciones personales repetidas de ese
individuo. Todos los seres humanos anhelan la «felicidad»,
es decir, una realización activa y comprometida de sus
capacidades innatas, aunque este objetivo puede ser
alcanzado por muchos caminos.
La Ética a Nicómaco es un análisis de la relación del
carácter y la inteligencia con la felicidad. Aristóteles
distinguía dos tipos de «virtud» o excelencia humana: moral
e intelectual. La virtud moral es una expresión del carácter,
producto de los hábitos que reflejan opciones repetidas. Una
virtud moral siempre es el punto medio entre dos extremos
menos deseables. El valor, por ejemplo, es el punto
intermedio entre la cobardía y la impetuosidad irreflexiva; la
generosidad, por su parte, constituiría el punto intermedio
entre el derroche y la tacañería. Las virtudes intelectuales,
sin embargo, no están sujetas a estas doctrinas de punto
intermedio. La ética aristotélica es una ética elitista: para él,
la plena excelencia sólo puede ser alcanzada por el varón
adulto y maduro perteneciente a la clase alta y no por las
mujeres, los niños, los «bárbaros» (literalmente,
'balbuceantes': no griegos) o «mecánicos» asalariados
(trabajadores manuales, a los cuales negaba el derecho al
voto).
Como es obvio, en política es posible encontrar muchas
formas de asociación humana. Decidir cuál es la más idónea
dependerá de las circunstancias, como, por ejemplo, los
recursos naturales, la industria, las tradiciones culturales y el
grado de alfabetización de cada comunidad. Para Aristóteles,
la política no era un estudio de los estados ideales en forma
abstracta, sino más bien un examen del modo en que los
ideales, las leyes, las costumbres y las propiedades se
interrelacionan en los casos reales. Así, aunque aprobaba la
institución de la esclavitud, moderaba su aceptación
aduciendo que los amos no debían abusar de su autoridad, ya
que los intereses de amo y esclavo son los mismos. La
biblioteca del Liceo contenía una colección de 158
constituciones, tanto de estados griegos como extranjeros. El
propio Aristóteles escribió la Constitución de Atenas como
parte de la colección, obra que estuvo perdida hasta 1890,
año en que fue recuperada. Los historiadores han encontrado
en este texto muy valiosos datos para reconstruir algunas
fases de la historia ateniense.
La Lógica: es la disciplina filosófica que estudia la
corrección o validez de los razonamientos. En su
lógica, Aristóteles distinguía entre la dialéctica y la
analítica. En lógica, Aristóteles desarrolló reglas
para establecer un razonamiento encadenado que, si
se respetaban, no producirían nunca falsas
conclusiones si la reflexión partía de premisas
verdaderas (reglas de validez). En el razonamiento
los nexos básicos eran los silogismos: proposiciones
emparejadas que, en su conjunto, proporcionaban
una nueva conclusión. En el ejemplo más famoso, «
Todos los humanos son mortales» y «Todos los
griegos son humanos», se llega a la conclusión
válida de que «Todos los griegos son mortales». La
ciencia es el resultado de construir sistemas de
razonamiento más complejos. Como se ha señalado,
en su lógica, Aristóteles distinguía entre la dialéctica
y la analítica; para él, la dialéctica sólo comprueba
las opiniones por su consistencia lógica. La
analítica, por su parte, trabaja de forma deductiva a
partir de principios que descansan sobre la
experiencia y una observación precisa. Esto supone
una ruptura deliberada con la Academia de Platón,
escuela donde la dialéctica era el único método
lógico válido, y tan eficaz para aplicarse en la
ciencia como en la filosofía.
La dialéctica analiza las opiniones a partir
de su plausibilidad (su grado de aceptación
por la comunidad), derivando en el examen
de su verdad o falsedad.
La analítica trabaja de forma deductiva a
partir de principios que descansan sobre la
experiencia y una observación precisa.
Transmisión y problemas textuales
Cabe resaltar que Aristóteles escribió dos tipos de textos: los
destinados a la «publicación» fuera del Liceo o exotéricos
(gr. exo 'fuera') y los utilizados como apuntes de clase o
notas de conferencias, denominados esotéricos (gr. eso
'dentro'). Lastimosamente, solo conservamos los esotéricos,
los cuales al ser una recopilación de sus apuntes, vuelven un
poco complicada su lectura, pues faltan las explicaciones, las
transiciones son abruptas, los argumentos quedan en
ocasiones inacabados... leer a Aristóteles es duro, lo que
explica en parte que sus textos hayan sido interpretados y
comentados a lo largo de dos mil años.
Las actuales ediciones en griego siguen la establecida por
Immanuel Bekker en 1831. Hay que decir que apenas
conservamos un tercio de lo que Aristóteles escribió (a
menudo es difícil por tanto afirmar si es o no, por ej., un
pensador sistemático o aporético). Aristóteles, por ej.,
escribió o dirigió la redacción de 158 «Constituciones» (gr.
politeiai), de las que no nos ha llegado ninguna, con
excepción de la Constitución de los atenienses, cuyo papiro
fue encontrado en una excavación en Egipto en un depósito
de basura.
Tras su muerte, sus textos (apenas tuvo una influencia
inmediata) desaparecieron durante dos siglos. Luego
aparecen en Atenas y después en Roma, donde el
peripatético Andrónico de Rodas (siglo I d. C.) preparó una
edición. Lo que nos queda de esos textos, por tanto, está
determinado por la mano que preparó esa edición. Más
problemática aún es la transmisión de llamado Corpus
Aristotelicum (contiene las obras de Aristóteles más las de
otros autores que dicen ser Aristóteles) a lo largo de la edad
media: su influencia fue mínima a lo largo de la alta edad
media, dominando el platonismo hasta alrededor del siglo
XII, cuando las traducciones al latín de las traducciones al
árabe (y a veces al siríaco) de uno o varios originales en
griego, entran en los debates escolásticos de los centros de
producción cultural medievales. Solo poco a poco se van
depurando los textos con traducciones de originales más
fiables.
¿Cómo establecer por tanto, en los restos que nos quedan,
qué textos son y cuáles no son «originales»? Esto es
imposible. En los últimos decenios se ha desarrollado una
técnica muy sofisticada, llamada «estilometría» (aplicada a
otros autores, como Platón), que determina, mediante el
cómputo y estudio estadístico de determinados elementos
gramaticales, qué textos son escritos por qué mano. Pero
esto no asegura que se trate de Aristóteles. Además, la
edición de Andrónico de la Metafísica, por ej., puede ser
más una colección de textos que una obra concebida como
tal por el mismo Aristóteles (esto lo ha dicho el especialista
Jonathan Barnes). Las luchas ideológicas en el seno de la
Iglesia durante la edad media en torno a la interpretación de
Corpus Aristotelicum (el "cuerpo" de las obras de Aristóteles
con temas como el problema de la inmortalidad del alma,
eternidad del mundo y demás) hacen que nos planteemos la
posibilidad de modificaciones en los manuscritos.
Lo que tenemos, por tanto, es algo que puede ser cercano a
las notas de un filósofo, con algunas interpolaciones y
manipulaciones del texto. Buscar el autor «original» o la
«obra primigenia» es una tarea utópica.
Influencia de Aristóteles
La influencia que Aristóteles ha tenido en el mundo es
extraordinaria. Toda la antigüedad se hace cargo o dueña de
su ingente enciclopedia. Su Metafísica será el basamento
filosófico de la posteridad.
Fueron los árabes los que redescubrieron a Aristóteles y a
través de ellos pasó a la filosofía escolástica.
En el Renacimiento su filosofía se ve opacada por un eclipse
histórico momentáneo. Los nuevos conceptos científicos lo
llevan a un segundo plano. Pero su influjo, aunque ya no en
la física, seguirá vigente en el pensamiento filosófico en
sentido estricto en todos los grandes pensadores, en Leibniz,
en Hegel, etc.
Nada es más formador como desentrañar el sentido de sus
textos, a veces abstrusos, pero siempre profundos,
abarcadores e ilustrativos.
Nómina temática de la obra de Aristóteles (título de la
compilación)
Como ya se ha indicado, la obras de Aristóteles que nos han
llegado y que forman lo que se conoció como el Corpus
aristotelicum se editan según la edición prusiana de Bekker
de 1831–1836, indicando con una sigla la página, columna
(a ó b) y línea del texto en esa edición. Tras esa fecha se han
encontrado solo unas pocas obras más.
Se suelen usar tanto los nombres en nuestra lengua como en
latín, que se dan en esta lista.
Referidos a la lógica:
Órganon (en griego ‘instrumento‘) que por su parte
comprende:
Categoriae (o ‘Categorías’) —un libro—;
Peri Hermeneias/De Interpretatione (‘Sobre
la interpretación‘ o ‘en torno a la
hermenéutica’) —un libro—;
Analytica Priora o ‘Primeros Analíticos’
—2 libros dedicados principalmente a los
silogismos—;
Analytica Posteriora o ‘Segundos
Analíticos’ —2 libros dedicados
principalmente a las demostraciones—;
Tópica —8 libros, en gran medida
dedicados a la dialéctica—;
Elenco Sofístico o ‘Refutación a los sofistas
’ —un libro—;
En el Organon se añadían clásicamente la Isagoge o
Introducción de Porfirio y el diálogo Protréptico o
‘Exortación a la Filosofía’ que nos ha llegado en fragmentos.
La Física (8 libros con escritos correlativos):
De Caelo (‘Tratado del Cielo’);
De Generatione et Corruptione (‘De la
generación y la corrupción’) —2 libros—;
De Meteorologia;
Parva Naturalia (‘Pequeño tratado de la
naturaleza’);
Historia Animalium (‘Historia de los
animales’);
De Partibus Animalium (‘Las partes de los
animales’);
De Motu Animalium (‘El movimiento de los
animales’);
De Coloribus (‘Sobre los colores’);
De Audibilibus(‘Sobre las cosas de la
audición’);
Physiognomonica (‘Fisiognomónica’);
De Mirabilibus auscultationibus (‘De las
maravillas escuchadas’);
De Plantis (‘Las plantas’);
Problemata (‘Problemas’);
De Lineis Insecabilibus (‘De las líneas
imperceptibles’);
Ventorum Situs (‘Los lugares de los
vientos’);
Melisos, Jenófanes y Gorgias o
abreviadamente MXG;
Metafísica (‘Tras la Física’, obras referidas
principalmente a la ontología) —14 libros—;
Referidos a la Psicología:
De Anima (‘El alma’) —tres libros— con
escritos correlativos:
De Sensu et Sensibilibus (‘El sentido y lo
del sentido’);
Memoria et Reminiscentia (‘Memoria y
reminiscencia);
De Somno et Vigilia (‘El sueño y la
vigilia’);
De Insomnis (‘Los ensueños’);
De Divinatione per Somnum (‘La
adivinación por el sueño’);
De Longitudine et Brevitate Vitae (‘La
longitud y brevedad de la vida’)
De Vita et Respiratione (‘La vida y
respiración’);
Atinentes a la Ética:
Ethica Nicomachea (‘Ética Nicomaquea’ o ‘
Ética para Nicómaco’) —diez libros—;
Ethica Eudemia —seis libros—;
Magna Moralia (‘Gran tratado de moral’);
De Virtutibus et Vitiis Libellus (‘Librillo
sobre las virtudes y los vicios’);
Atinentes a la Estética y la Gramática:
Ars Poetica (el ‘Arte poética’);
Ars Rhetorica (‘El arte retórica’);
Rhetorica o De Gryllus;
Rhetorica ad Alexandrum (‘Retórica para
Alejandro’);
Respecto a la Política, los 8 libros agrupados bajo el
nombre Política y la
Athenaion Politeia (‘Constitución para
Atenas’).
Bibliografía
Obra propia en castellano
Aristóteles (1988/2005). Obras Completas. Madrid:
Editorial Gredos. 21 títulos publicados.
Metafísica de Aristóteles. Edición trilingüe
de Valentín García Yebra. .
Poética de Aristóteles. Edición trilingüe de
Valentín García Yebra. .
Acerca del Alma. .
Tratados de Lógica. Obra completa. .
Volumen I: Órganon I. .
Volumen II: Órganon II. .
Aristóteles/ Pseudo Aristóteles.
Constitución de los atenienses/ Económicos.
.
Ética Nicomáquea. Ética Eudemia. .
Acerca de la generación y la corrupción.
Tratados de historia natural. .
Política. .
Retórica. .
Investigación sobre los animales. .
Metafísica. .
Reproducción de los animales. .
Física. .
Acerca del cielo. Meteorológicos. .
Pseudo Aristóteles/ Anónimo. Fisiognomía/
Fisiólogo. .
Aristóteles/ Euclides. Sobre las líneas
indivisibles. Mecánica/ Óptica. Catóptrica.
Fenómenos. .
Partes de los animales. Marcha de los
animales. Movimiento de los animales. .
(2004) Problemas. Madrid:Gredos. .
Fragmentos. .
— (1999). Categorías, De Interpretatione.
Madrid:Tecnos. Incluye además Porfirio: Isagoge.
Introducción, traducción y notas de Alfonso García
Suárez, Luis M. Valdés Villanueva y Julián Velarde
Lombraña.
— (2007). El hombre de genio y la melancolía
(problema XXX). Traducción de C. Serna, prólogo y
notas de Jackie Pigeaud y revisión de Jaume
Pòrtulas. Cuadernos del Acantilado, 23. Barcelona:
El Acantilado. .
Sobre Aristóteles
Anscombe, G. E. M. y Geach, P. T. (1961). Three
Philosophers. Ithaca: Cornell University Press.
Barnes, Jonathan (1995). The Cambridge
Companion to Aristotle. Cambridge: C. U. P. .
Bröcker, Walter (1963). Aristóteles. Santiago de
Chile: Ediciones de la Universidad de Chile.
Traducción de Francisco Soler Grima. Prólogo de
Alberto Wagner de Reyna.
Guthrie, William Keith Chambers (1993). Historia
de la Filosofía Griega; Volumen VI: Introducción a
Aristóteles. Madrid: Editorial Gredos. .
Guy, Alain (1968). Ortega y Gasset, crítico de
Aristóteles. La ambigüedad del modo de pensar
peripatético, juzgada por el raciovitalismo. Madrid:
Editorial Espasa-Calpe. Traducción de María Luisa
Pérez Torres.
Heidegger, Martín (2002). Interpretaciones
fenomenológicas sobre Aristóteles. Indicación de la
situación hermenéutica. Informe Natorp. Madrid:
Editorial Trotta. Trad. de Jesús Adrián Escudero.
Título original: Phänomenologische
Interpretationen zu Aristoteles (Anzeige der
hermeneutischen Situation). Natorp Bericht; en la
revista Dilthey Jahrbuch für Philosophie und
Geschichte der Geisteswissenschaften, volumen 6,
Vandenhoeck & Ruprecht, 1989, Göttingen, pp.
237-269. Edición de Hans-Ulrich Lessing.
Marías, Julián (1980). El sentido de la filosofía en
Aristóteles; en Biografía de la Filosofía. Madrid:
Editorial Alianza.
Véase también
Metafísica
Sustancia (Aristóteles)
Poética
Platón
Sócrates
Enlaces externos
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multimedia sobre Aristóteles.Commons
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Bibliografía sobre Aristóteles
Moral a Nicómaco. Trad. de P. de Azcárete
Artículo aobre Aristóteles del Diccionario de
filosofía de Ferrater Mora
Arno Allan Penzias
Arno Penzias
Arno Allan Penzias (nacido el 26 de abril de 1933) es un
físico estadounidense.
Nació en Munich, Alemania. Penzias ganó en 1978 el
Premio Nobel de Física, junto con Robert Woodrow Wilson,
por su descubrimiento accidental en 1964 de la radiación
cósmica de fondo de microondas o CMB (el premio de ese
año fue compartido con Pyotr Leonidovich Kapitsa por un
trabajo diferente). Mientras trabajaban en un nuevo tipo de
antena en los Laboratorios Bell en Holmdel, Nueva Jersey,
encontraron una fuente de ruido en la atmósfera que no
podían explicar. Luego de afinar la recepción de la antena, el
ruido fue finalmente identificado cono CMB, lo cual
confirmaba supuestos planteados por la teoría del Big Bang.
Penzias se graduó en el City College of New York en 1954.
Tiene maestría (1958) y doctorado de la Universidad de
Columbia (1962).
Enlaces externos
Arno Allan Penzias
Arqueoastronomía
Reloj solar en Machu Picchu
La arqueoastronomía es el estudio de yacimientos
arqueológicos relacionados con el estudio de la astronomía
por culturas antiguas. También estudia el grado de
conocimientos astronómicos poseído por los diferentes
pueblos antiguos. Uno de los aspectos de esta disciplina es el
estudio del registro histórico de conocimientos astronómicos
anterior al desarrollo de la moderna astronomía.
Contenido
1 Estudios realizados
2 Escuelas arqueoastronómicas
3 Referencias
4 Enlaces externos
Estudios realizados
Stonehenge
Un ejemplo de este tipo de estudios se encuentran en el
extenso registro producido por la antigua astronomía china
en busca de referencias a estrellas invitadas, objetos o
estrellas observados por los antiguos astrónomos chinos y
registrados como objetos pasajeros. Algunos de ellos eran
cometas mientras que otros constituyen supernovas cercanas
cuya aparición en tiempos históricos permite estudiar en
detalle la evolución temporal de estos fenómenos.
Otro tipo de estudios de carácter más cultural estudia los
alineamientos de construcciones y monumentos antiguos de
acuerdo con las posiciones del Sol y la Luna. Existen
numerosas afirmaciones sobre la naturaleza del monumento
megalítico de Stonehenge como representante de un antiguo
observatorio. Éste y muchos otros monumentos antiguos
poseen alineamientos que parecen significativos en los
puntos del solsticio y equinoccio.
En los años 1960, Alexander Thom realizó un exhaustivo
catálogo de monumentos megalíticos en Gran Bretaña.
Como resultado de sus investigaciones sugirió que dichos
monumentos constituían una indicación para la elaboración
de un antiguo calendario.
Escuelas arqueoastronómicas
Para deducir el conocimiento astronómico que tenían
nuestros ancestros, los actuales arqueoastrónomos parten de
dos escuelas arqueoastronómicas muy diferentes:
1. Una escuela, que se podría llamar
"Arqueoastronomía Orientacionista", considera
como único objetivo a estudiar por esta disciplina,
las orientaciones en días determinados del año: en
los solsticios o en los equinoccios, con el sol, o con
la luna, o con las constelaciones, o con los planetas
de los edificios arcaicos, o de los pasillos, o de las
puertas de las construcciones sagradas.
2. Mientras que la escuela de la "Arqueoastronomía
Global", considera como objetivo de esta ciencia,
tanto el estudio de las obras de arte prehistóricas (
esculturas, pinturas, grabados, geoglifos, tumbas,
edificios y otras manifestaciones artísticas....), como
el estudio de los mitos, así como los nombres de
constelaciones y los rituales celebrados por diversos
pueblos históricos heredados de la más remota
antigüedad, en los que nuestros ancestros han dejado
la huella de sus conocimientos astronómicos.
Se basa en el hecho de que desde inicios de la cultura
humana, los humanos hicieron observaciones meticulosas de
fenómenos (clima) a la par que observaciones muy precisas
y sistemáticas de los ocasos y ortos, vespertinos y matutinos
de las constelaciones (movimiento cíclico de los astros a lo
largo del año). Con esos dos grupos de observaciones
definieron una relación. Y en esta relación “científica”
mostraron la regularidad de los fenómenos cíclicos
asociados a precisas situaciones de constelaciones a lo largo
del año, que también eran cíclicos.
O sea que nuestros ancestros descubrieron una regularidad
de los fenómenos en coincidencia con la regularidad en los
movimientos de los astros: estrellas reunidos en
constelaciones que aparecían en el cielo mirando al norte,
tras el ocaso del sol, o en “los grupos estelares” que
aparecían antes del amanecer / antes de la salida del astro
sol, sin fijarse apenas en la posición de los grandes astros: el
sol, la luna, o los planetas. Y con esos dos grupos de
observaciones definieron una relación “científica”, unas
reglas de las que podían sacar inferencias inductivas del
clima esperado con cierto grado de probabilidad con
determinadas constelaciones vespertinas o matutinas en
determinados días del año (los 22 días de fiestas).
Gracias a esta observación astronómica conocían el "tiempo
atmosférico asociado a constelaciones". De forma que con
ello "adivinaban" cuándo, por ejemplo, era el tiempo más
adecuado para sembrar para que germinara las semillas,
porque en tal momento sabían que iba a llover; o
"adivinaban" cuándo era el momento mejor para la
recolección de los frutos porque sabían cuándo iba o no a
hacer calor que haría o no madurar los frutos; o "adivinaban"
si era el momento para viajar, porque sabían que iba o no a
haber tormentas o tempestades, etc.
Y este conocimiento lo codificaron en un lenguaje
metafórico y con una explicación religiosa. Por eso a la vez
celebraban determinados rituales durante los 22 días de
fiestas del año, para convencer a la Madre Naturaleza que
cumpliera con su responsabilidad y enviase el fenómeno
esperado en ese momento del año. O sea que el fundamento
de sus mitos, rituales,... era “científico”, pero tenían la
finalidad de pedir a la Divinidad que asegurara de manera
"mágica" el alimento y la supervivencia, de acuerdo con el
período del año (clima) en los que se encontraban (no pedían
que los defendiera de la helada en verano, sino cuando el
calendario lo indicaba).
Referencias
Abreu, F. B. (1999). Claves Astronómicas del Arte y
la Religión Prehistórica. Zaragoza: Editorial
Martín-Cano.
Aveni, Anthony F. (2005). Observadores del cielo
en el México antiguo. 2ª edición. México: Fondo de
Cultura Económica. .
Belmonte, J.A. (1999). Las leyes del cielo.
Astronomía y civilizaciones antiguas. .
Enlaces externos
Centro de estudiosarqueoastronómicos (inglés)
Arqueoastronomía Ibera
Arqueoastronomía en Hispanoamérica
Arquitas
Arquitas de Tarento
Busto de Arquitas
Arquitas fue un filósofo, matemático, astrónomo, estadista y
general contemporáneo de Platón. Nació en Tarento (Magna
Grecia, hoy Italia) en el año 428 a. C. y falleció en un
naufragio en el mar Adriático en el año 347 a. C..
Fue hijo de Hestiaios o Mneságoras. Perteneció a la escuela
pitagórica. Fue comandante en tres guerras, y strategos de
Tarento durante siete años. Condujo una reforma política en
Tarento mediante la que llegó a ser la ciudad más rica y
poblada de la Magna Grecia. A través de la construcción de
memoriales, templos y otros edificios le dio lustre a la
ciudad. Ayudó a dar nuevos impulsos al comercio al buscar
asociaciones con con Istria, Grecia y África.
Arquitas de Tarento fue amigo de Platón, al que conoció en
361 a. C. en Sicilia. Arquitas influyó la filosofía platónica, y
en La séptima carta, Platón asegura que Arquitas trató de
rescatarle en sus dificultades con Dionisio II de Siracusa.
Fue alumno de la escuela de Filolao de Crotona. Más tarde
aprendió matemáticas de Eudoxo de Cnidos. Fue uno de los
primeros que, tras Pitágoras, trabajó en el conocimiento
conjunto de la aritmética, geometría, astronomía y música.
Influenció a Euclides.
Fue el primero en usar el cubo en la geometría y a acotar las
matemáticas a las disciplinas técnicas como la geometría,
aritmética, astronomía y acústica, con la cuales se cree haya
inventado la polea y el tornillo y una especie de mecanismo
articulado con alas con el que, aunque sin éxito, intentó
volar.
Según Horacio, Arquitas naufragó en el Mar Adriático.
Horacio escribió que su cuerpo permaneció sin sepultura en
la orilla hasta que un navegante le echó arena encima, pues
de otra forma habría vagado en este lado de la Laguna
Estigia durante cien años.
Cráter en la Luna
El cráter Arquitas de la Luna fue nombrado en su honor.
Arthur Auwers
Cuadro de Ernst Hildebrand: Bildnis
Professor Dr. Arthur Auwers, 1900
Georg Friedrich Julius Arthur von Auwers (12 de
septiembre de 1838 – 24 de enero de 1915) fue un
astrónomo alemán.
Trabajó en Königsberg (hoy Kaliningrad). Se especializó en
astrometría, haciendo mediciones muy precisas del
movimiento y posiciones estelares. Detectó la estrella
compañera de Sirio y Procyon por sus efectos en la estrella
principal, antes que los telescopios sean los suficientemente
poderosos para visualizar y observarlo.
Contenido
1 Honores
2 Véase también
3 Enlaces externos
3.1 Obituarios
Honores
Premios
Gold Medal of the Royal Astronomical Society (
1888)
James Craig Watson Medal (1891)
Bruce Medal (1899)
Named after him
Crater Auwers en la Luna
Véase también
Anexo:Astrónomos y astrofísicos notables
Enlaces externos
Bruce Medal page
Awarding of Bruce Medal
Awarding of RAS Gold Medal
Obituarios
AN 200 (1915) 185/186 (in German)
MNRAS 76 (1916) 284
Obs 38 (1915) 177
Arthur Stanley Eddington
Sir Arthur Stanley
Eddington
Sir Arthur Stanley Eddington, orden al mérito, nació el 28
de diciembre de 1882 en Kendal (Inglaterra) y murió el 22
de noviembre de 1944 en Cambridge (Inglaterra). Fue un
astrofísico británico muy conocido a principios del siglo XX.
El límite de Eddington, el límite natural de la luminosidad
que puede ser radiada por acreción a un objeto compacto, de
él toma su nombre.
Arthur Eddington es famoso por su trabajo relacionado con
la Teoría de la Relatividad. Eddington escribió un artículo en
1919, Report on the relativity theory of gravitation (Informe
sobre la teoría relativista de la gravitación), que transmitió
la Teoría de la Relatividad de Einstein al mundo anglosajón.
Debido a la Primera Guerra Mundial, los avances científicos
alemanes no eran muy conocidos en Gran Bretaña.
Demostró que la energía era transportada por radiación y
convección. Estos trabajos quedaron plasmados en el libro
Constitution of Stars (1926).
Contenido
1 Sus inicios
2 Astronomía
3 Teoría fundamental
4 Premios
5 Llamados en su honor
6 Libros escritos por Eddington
7 Véase también
8 Enlaces externos
Sus inicios
Eddington nació en Kendal, Inglaterra. Su padre, Arthur
Henry Eddington, había sido profesor de una escuela
cuáquera (Sociedad Religiosa de los Amigos) en Lancashire
antes de mudarse a Kendal, donde se hizo director de la
Stramongate School. Murió de la epidemia tifoidea que
arrasó Inglaterra en 1884. Su madre, Sarah Ann Stout, a su
vez de una familia cuáquera, tras la muerte de su padre, se
quedó sola al cuidado de Arthur y sus hermanas mayores,
con relativamente poco dinero. La familia se desplazó a
Weston-super-Mare, donde Arthur fue educado en casa antes
de acudir durante tres años a una escuela primaria privada.
En 1893, Arthur ingresó en la Brymelyn School. Resultó ser
un estudiante brillante, y destacó especialmente en
matemáticas y en literatura inglesa. Esto le llevó a obtener
una beca de 60 libras en 1898, y así pudo ir al Owens
College de Manchester una vez que cumplió los 16 años. Su
primer curso tuvo una orientación general, pero los tres
siguientes se centraron en la física. Su profesor de
matemáticas, Horace Lamb, tuvo una gran influencia sobre
él. Su progreso siguió siendo rápido, ganando varias becas y
permitiéndole graduarse con un B.Sc. (Bachelor in Science,
título universitario británico), con mención de primero de
clase, en 1902.
Después de esta actuación en el Owens, le fue otorgada una
beca de 75 libras para acceder al Trinity College en
Cambridge, en 1903. Consiguió un Máster en 1905, y entró
en el Laboratorio Cavendish investigando sobre la emisión
termoiónica. Aquí no le fue demasiado bien, por lo que
volvió a las matemáticas, aunque tampoco pareció
satisfecho.
Astronomía
Eddington contribuyó a probar experimentalmente la teoría
de la Relatividad General mediante la observación del
desplazamiento de la posición relativa de una estrella
durante un eclipse total de Sol. Tras dejar la universidad en
1905, el primer trabajo fijo de Eddington fue el de asistente
jefe del Astronomer Royal (Astrónomo Real Británico) en el
Real Observatorio de Greenwich. Le fue encomendado el
análisis detallado de la paralaje de Eros sobre placas
fotográficas, cuestión que le sirvió para desarrollar un nuevo
método estadístico basado en el desplazamiento aparente de
dos estrellas lejanas, lo que le mereció el Premio Smith en
1907.
Ese premio hizo que le acogieran como Fellow del Trinity
College. En diciembre de 1912 George Darwin, hijo de
Charles Darwin, murió repentinamente, y Eddington fue
ascendido a la cátedra Plumian de Astronomía y Filosofía
Experimental en 1913. Tras la muerte de Robert Ball,
Eddington fue nombrado director del Observatorio de
Cambridge el año siguiente. Fue elegido Fellow de la Royal
Society poco después.
Durante la Primera Guerra Mundial, Eddington fue llamado
a filas, pero como era miembro de la Sociedad Religiosa de
Amigos (Quakers) y era pacifista, se negó a participar en el
ejército. Como objetor, pidió que le asignaran servicio
alternativo, y sus amigos científicos defendieron con éxito
que fuera absuelto del servicio militar por su importancia
para la ciencia.
Una de las fotografías tomadas del
eclipse de 1919 durante la expedición
de Eddington, la cual confirmó las
predicciones de Albert Einstein.
Tras la guerra, Eddington viajó a las islas Príncipe, cerca de
África, para observar el eclipse solar del 29 de mayo de 1919
. Durante el eclipse fotografió las estrellas que aparecían
alrededor del Sol. Según la Teoría de la Relatividad General,
las estrellas que deberían aparecer cerca del Sol deberían
estar un poco desplazadas, porque su luz es curvada por el
campo gravitatorio solar. Este efecto sólo puede observarse
durante un eclipse, ya que si no el brillo del Sol hace las
estrellas invisibles al ojo humano.
Las observaciones de Eddington confirmaron la teoría de
Einstein, y fueron tomadas en su época como la prueba de la
validez de la relatividad general frente a la en parte obsoleta
mecánica newtoniana. La noticia fue dada a conocer por
muchos periódicos en primera plana. Cuando a Eddington le
comentaron que, según Einstein, sólo había tres personas en
el mundo que comprendieran la teoría de la relatividad, este
respondió bromeando: “¡Ah!, ¿y quién es la tercera
persona?”
Sin embargo, según investigaciones históricas recientes, los
datos que tomó Eddington no eran correctos, y seleccionó
arbitrariamente qué información utilizar. Sin embargo,
posteriormente se ha comprobado el desplazamiento de la
luz de las estrellas al pasar cerca del Sol en repetidas
ocasiones.
Eddington también investigó el interior de las estrellas
teóricamente, y desarrolló el primer método para
comprender los procesos estelares. En su modelo tomó las
estrellas como gas en equilibrio radiativo, de manera que
está estable porque la presión del gas hacia fuera (por su
temperatura) compensa la fuerza que la gravedad ejerce
hacia dentro. Según él la temperatura implicaría que los
átomos estarían ionizados, por lo que supuso que las estrellas
se comportan como gases ideales, simplificando así los
cálculos necesarios.
Así demostró que el interior de las estrellas debe encontrarse
a millones de grados. También descubrió la relación
masa-luminosidad, calculó la abundancia de hidrógeno y
creó una teoría para explicar el cambio de brillo de las
variables cefeidas.
En 1920, basándose en la medición precisa de los pesos
atómicos hecha por F. W. Aston, fue el primero en sugerir
que las estrellas obtienen su energía a partir de la fusión
nuclear del hidrógeno y el helio. Aunque al principio esta
teoría fue controvertida, la discusión finalizó cuando Hans
Bethe desarrolló la teoría de la fusión entre 1938 y 1939.
Durante esta época Eddington dio clases de relatividad en la
universidad, y se hizo famoso por tener la habilidad de
explicar los conceptos tanto en términos científicos como
para el gran público. Su libro “Mathematical Theory of
Relativity” (Teoría Matemática de la Relatividad) es, según
el propio Albert Einstein, la mejor introducción al tema en
cualquier idioma.
Tuvo un largo enfrentamiento con el científico indio
Chandrasekhar sobre el límite de masa a partir de la cual una
estrella puede evolucionar a enana blanca, y a partir del cual
la estrella colapsa en una estrella de neutrones o un agujero
negro. Posteriormente se ha probado que ese límite,
conocido hoy como límite de Chandrasekhar es correcto, y
ese científico recibió el Premio Nobel de Física en 1983.
Eddington fue el principal mentor de Georges Lemaître y
contribuyó a la difusión de sus investigaciones.
Teoría fundamental
Durante los años 20, y hasta su muerte, Eddington se
concentró en lo que llamó la “teoría fundamental”, lo que
pretendía ser una unificación de la mecánica cuántica, la
teoría de la relatividad y la gravitación. Esta empresa
también la emprendió el mismo Einstein, aunque en ambos
casos sin éxito. De hecho, esa unificación sigue siendo uno
de los mayores interrogantes de la Física contemporánea.
El enfoque de Eddington sobre la unificación se centró en
combinar varias constantes fundamentales para producir un
número adimensional. Como siempre llegaba a números
próximos a la masa del protón o la carga del electrón, creyó
que estas debían ser las bases de la construcción del
Universo, y que sus valores no eran accidentales. El famoso
físico cuántico Paul Dirac también siguió una línea similar
de investigación (conocida como Hipótesis Dirac de
Números Grandes), con un gran enfoque numerológico. Sin
embargo, la constante de estructura fina, no correspondía
con los cálculos de Eddington (el llamado número de
Eddington), lo que hizo que el resto de la comunidad
científica dejara de prestarle tanta atención.
Eddington creía haber encontrado una base algebraica para
la Física Fundamental, que tiene similitud con las nociones
algebraicas que se encuentran tras los intentos modernos de
una Teoría de Gran Unificación.
Eddington no tuvo tiempo de completar esta línea de
investigación antes de su muerte, y su libro “Fundamental
Theory” (Teoría Fundamental), fue publicado póstumamente
en 1946. Sir Arthur Eddington murió en Cambridge,
Inglaterra, en 1944.
Premios
Bruce Medal (1924)
Henry Draper Medal (1924)
Gold Medal of the Royal Astronomical Society
(1924)
Royal Medal of the Royal Society (1928)
Knighted (1930)
Order of Merit (1938)
Llamados en su honor
Cráter Eddington, en la Luna
El Asteroide 2761 Eddington
La Medalla Eddington, de la Royal Astronomical
Society
Libros escritos por Eddington
1914. Stellar Movements and the Structure of the
Universe. London: Macmillan.
1920. Space, Time and Gravitation: An Outline of
the General Relativity Theory. Cambridge
University Press.
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2004 reimpresión:
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1939. Philosophy of Physical Science. Cambridge
University Press. (1938 Tarner lectures at
Cambridge))
1925. The Domain of Physical Science. 2005
reprint:
1946. Fundamental Theory. Cambridge University
Press.
Véase también
Astronomía: Límite de Eddington, Límite de
Chandrasekhar, Anexo:Astrónomos y astrofísicos
notables
Ciencia: Teoría de la Relatividad, Física de
Partículas
Otros: Universidad de Cambridge, Trinity College
Enlaces externos
(en inglés) Eddington - Quotations
Wikimedia Commons alberga contenido
multimedia sobre Arthur Stanley Eddington.
Commons
Asaph Hall
Asaph Hall en el observatorio naval de Estados
Unidos
Asaph Hall (Goshen, Connecticut (EE. UU.),15 de octubre
de 1829 - Maryland (EE. UU.), 22 de noviembre de 1907)
Astrónomo estadounidense.
Con una escasa formación académica, ya que a la muerte de
su padre tuvo que trabajar como carpintero para ayudar a su
madre, sus ansias de conocimiento y de estudiar el cielo le
llevaron a prepararse por su propia cuenta. En 1857 entró a
trabajar como ayudante del astrónomo William Cranch Bond
en el Observatorio de Harvard (Harvard College
Observatory): el sueldo que tenía era de doce dólares al mes.
En 1856 contrajo matrimonio con Angeline Stickney
(1830-1892), quien siempre le apoyó en su trabajo.
Después de efectuar numerosas observaciones, aprender
técnicas astronómicas y mejorar sus conocimientos, en 1863
fue nombrado director del Observatorio Naval de
Washington (USNO), donde descubrió los dos satélites de
Marte en agosto de 1877, Deimos y Fobos, con el gran
refractor de 66 cm de dicho observatorio, obra del óptico
estadounidense Alvan Clark. Antes había descubierto el
período de rotación de Saturno. En 1895 ocuparía el puesto
de profesor de astronomía en la Universidad Harvard.
Uno de los mayores cráteres de Fobos se llama Hall en su
honor; Stickney, bautizado así en honor de su esposa, es el
mayor y más profundo del satélite.
Tuvo cuatro hijos: Asaph Jr., Samuel, Angel y Percival; sólo
el primero (Asaph Hall Jr.) continuaría la tradición familiar
haciéndose astrónomo y efectuando numerosos trabajos
astronómicos; publicó gran cantidad de artículos y estudios
celestes.
Contenido
1 Publicaciones
2 Fuente
3 Véase también
4 Enlaces externos
Publicaciones
Nebulae in the Pleiades, (1886), Astronomische
Nachrichten, volume 114, p. 167.
Observations on Mars, (1888), Astronomical
Journal, vol. 8, iss. 181, p. 98-98.
Observations of Mars, 1892, (1893), Astronomical
Journal, vol. 12, iss. 288, p. 185-188.
The orbit of the satellite of Neptune, (1898),
Astronomical Journal, vol. 19, iss. 441, p. 65-66.
Motion of the perihelion of Mercury, (1900),
Astronomical Journal, vol. 20, iss. 479, p. 185-186.
The differential equations of disturbed elliptic
motion, (1906), Astronomical Journal, vol. 25, iss.
586, p. 77-79.
Fuente
Historia del Telescopio, Isaac Asimov, Alianza
Editorial (1986).
Buscador NASA ADS (trabajos, artículos y
publicaciones)[1].
Véase también
Anexo:Astrónomos y astrofísicos notables
Enlaces externos
Breve reseña sobre Asaph Hall (en inglés)
Asaph Hall Jr.
Asaph Hall Jr. (1859-1930). Astrónomo norteamericano.
Fue uno de los cuatro hijos del también astrónomo Asaph
Hall, quien en 1856 contrajo matrimonio con Angeline
Stickney (1830-1892).
Siguiendo los pasos de su padre realizó estudios superiores,
se graduó y trabajó en diferentes observatorios astronómicos.
Efectuó y publicó numerosos trabajos astronómicos,
firmando los mismos con el nombre " Asaph Hall Jr." para
diferenciarlos de los de su padre.
Entre sus estudios destacan las observaciones de los satélites
de Marte, descubiertos por su padre en agosto de 1877,
satélites de Saturno, eclipses de los satélites de Júpiter y
diversos estudios estelares.
Artículos
Aberration constant from zenith distances of Polaris
, (1902), Astronomical Journal, vol. 22, iss. 518, p.
109-113.
Elements and ephemerides of planet 1907 XP [(636)
Erika], (1907), Astronomical Journal, vol. 25, iss.
598, p. 180-181.
Observations of the satellites of Mars, (1913),
Astronomical Journal, vol. 27, iss. 645, p. 163-169.
Observations of the satellites of Saturn, 1910-11,
(1922), Astronomical Journal, vol. 34, iss. 798, p.
39-42.
Equatorial observations, 1908-1926, (1929),
Publications of the United States Naval
Observatory. 2d ser. vol. 12.
Observations of eclipses of satellites of Jupiter,
(1930), Astronomical Journal, vol. 40, iss. 943, p.
119-120.
Fuente
Buscador NASA ADS (trabajos, artículos y
publicaciones)[1].
Asociación Astronómica
Israelí
Observatorio Givatayim
Contenido
1 Historia
2 Actividades principales
3 Grupos de investigación
4 Dirección
5 Enlaces externos
Historia
El 28 de mayo de 1951 un grupo de aficionados a la
astronomía que inmigraron a Israel y que provenían de
Checoslovaquia y Alemania, entre ellos los doctores
Heilbruner y Zaichik, fundaron una Sociedad sin fines de
lucro que con el tiempo, en 1953, con el patrocinio del
entonces Primer Ministro David Ben Gurion, se transformo
en la Asociación Astronómica Israeli. Su cometido:
promover y difundir el conocimiento astronómico y
desarrollar las ciencias afines en el Estado de Israel recién
establecido.
El primer Presidente de la Asociación fue el Dr. Zaichik que
ejerció el cargo durante muchos años hasta que se vio
forzado a dimitir a causa de problemas de salud.
El predio que se le otorgo a la Asociación Astronómica para
realizar sus actividades estaba ubicado en Guivat Ram, en
Jerusalén. Gracias a la donación benemérita de la familia
Williams del Anglo-Palestine Bank( luego llamado Bank
Leumi) se construyó en el lugar, en 1956, un Planetario y fue
instalado el telescopio que pertenecio a Albert Einstein y que
fue donado por la escuela Ben Shemen en 1962.
Debido a una disminución temporal en las actividades de la
Asociación en Jerusalén y el traspaso de su centro de acción
a Givatayim, en el centro del país, paso la jurisdicción de sus
instalaciones, en 1986, a la Universidad Hebrea de Jerusalén.
En 1967 inauguró la Asociación el Observatorio
Astronomico en la ciudad de Givatayim. El lugar fue elegido
por sus condiciones altimétricas en relación al nivel del mar
y su distancia adecuada del mismo para aminorar las
posibles influencias higroscópicas. El Observatorio fue
construido con fondos de la Asociación, de la Municipalidad
de Givatayim y donaciones del extranjero recaudadas por el
entonces Gerente de la Asociación Ingeniero Iosef Fuks.
Durante 25 años el observatorio fue administrado
exclusivamente por la Asociación Astronómica Israelí y
desde 1994 coparticipa en la Administración la
municipalidad de Givatayim. Durante varios periodos los
Presidentes da la Asociación ejercieron también el cargo de
Administradores del Observatorio, entre ellos el Ing. Haim
Levy, Dr. Noaj Brosh (actualmente Director del
Observatorio Weiss de la Universidad de Tel Aviv), Ilan
Manulis (actualmente Director del Observatorio Technoda
en Hadera) y el Dr. Yigal Pat-El que desde 1987 preside y
administra la Asociación y el Observatorio respectivamente.
Actividades principales
La Asociación Astronomica Israeli es un “ente sin fines de
lucro“ que asocia cientos de miembros. Todos los
integrantes de la Comision Directiva y de las Subcomisiones
colaboran en forma absolutamente voluntaria y sin
remuneración.
La mayor parte de las actividades se centran en el
Observatorio de Givatayim, otras en distintos puntos del
país, tales como observaciones astronómicas organizadas
principalmente en el sur del país, fines de semana
astronómicos, convenciones anuales, seminarios, charlas y
cursos para el público en general. Las actividades son
financiadas especialmente por los fondos provenientes de las
cuotas sociales y eventualmente por algún subsidio del
Ministerio de Ciencias y donación de alguna firma
comercial.
La Revista de la Asociación “Astronomía“ sale a luz cuatro
veces al año. El Almanaque Anual, relatando todos los
fenomenos astronómicos a suceder en los cielos de Israel, es
publicado anualmente por la Asociación.
La Asociación Astronómica Israelí mantiene lazos con
Asociaciones similares en el extranjero y con instituciones
científicas nacionales e internacionales.
Grupos de investigación
Paralelamente a las actividades generales activan en la
Asociación Astronomica dos grupos de investigación:
Departamento de Meteoros - encabezado por Anna Levin.
Este grupo de trabajo esta dedicado a la observación de
meteoros, colección de datos e información corriente a la
Organización Internacional de Meteoros. Durante el año
2008 fue organizado un Seminario para capacitar a nuevos
observadores lo que llevó a aumentar su número de tres a
diez. El Departamento lleva a cabo dos veces al año
conferencias sobre el tema y publica en la revista de la
Asociación y en la WEB el pronóstico periódico de lluvias
de meteoros.
Departamento de Estrellas Variables - encabezado por
Ofer Gabzo. Este grupo de trabajo llego a la cima de sus
actividades en los años 90 del Siglo XX cuando contaba con
cinco miembros investigadores que regularmente enviaron
cientos de miles de resultados de sus observaciones que
incluían estimación de la magnitud de las Estrellas
Variables. En 1992 Ofer Gabzo, a la cabeza del grupo, bate
el record mundial con más de 22000 observaciones anuales.
Dirección
Israel Astronomical Association
P.O.B. 149
Givatayim 53101
Israel
Telefax: +972-3-7314345
Email: [email protected]
Enlaces externos
Asociación Astronómica Israeli
Astrofísica
Imagen de la galaxia de Andrómeda en Infrarrojo.
El término astrofísica se refiere al estudio de la física del
universo. Si bien se usó originalmente para denominar la
parte teórica de dicho estudio, la necesidad de dar
explicación física a las observaciones astronómicas ha
llevado a que los términos astronomía y astrofísica sean
usados en forma equivalente.
Una vez que se comprendió que los elementos que forman
los "objetos celestes" eran los mismos que conforman la
Tierra, y que las mismas leyes de la física se aplican a ellos,
había nacido la astrofísica como una aplicación de la física a
los fenómenos observados por la astronomía.
La mayoría de los astrónomos (si no todos) tienen una sólida
preparación en física, y las observaciones son siempre
puestas en su contexto astrofísico, así que los campos de la
astronomía y astrofísica están frecuentemente enlazados.
Historia
La astrofísica nace con la observación, realizada a
comienzos del siglo XIX por J. von Fraunhofer (1787-1826)
de que la luz del Sol, atravesando un espectroscopio (aparato
capaz de descomponer la luz en sus colores fundamentales),
da lugar a un espectro continuo sobre el cual se
sobreimprimen líneas verticales, que son la huella de
algunos de los elementos químicos presentes en la atmósfera
solar, por ejemplo el hidrógeno y el sodio. Este
descubrimiento introdujo un nuevo método de análisis
indirecto, que permite conocer la constitución química de las
estrellas lejanas y clasificarlas.
Otros medios de investigación fundamentales para la
astrofísica son la fotometría (medida de la intensidad de la
luz emitida por los objetos celestes) y la astrofotografía o
fotografía astronómica.
La astrofísica es una ciencia tanto experimental, en el
sentido que se basa en observaciones, como teórica, porque
formula hipótesis sobre situaciones físicas no directamente
accesibles. Otra gran zona de investigación de la astrofísica
está constituida por el estudio de las características físicas de
las estrellas.
La astrofísica también estudia la composición y la estructura
de la materia interestelar, nubes de gases y polvo que ocupan
amplias zonas del espacio y que en una época eran
consideradas absolutamente vacías. Los métodos de
investigación astrofísica son también aplicados al estudio de
los planetas y cuerpos menores del sistema solar, de cuya
composición y estructura, gracias a las investigaciones
llevadas a cabo por satélites artificiales y sondas
interplenetarias, se ha podido lograr un conocimiento
profundo, que en muchos casos ha permitido modificar
convicciones muy antiguas.
Véase también
Astronomía
Astronomía observacional
Astrofísica teórica
Enlaces externos
Instituto de Astrofísica de Canarias.
Instituto de Astrofísica de Andalucía. Observatorios:
Observatorio de Sierra Nevada (Granada).
Observatorio de Calar Alto (Sierra de Los
Filabres, Almería).
Instituto Nacional de Astrofísica Óptica y
Electrónica de México.
Atlas celeste.
Laboratorio de astrofísica espacial y física
fundamental Madrid.
CIRCULO ASTRONÓMICO (Informacion y
enlaces acerca de diferentes observatorios en el
hemisferio sur -principalmente Chile- y topicos
relacionados al tema)
Astrofísica estelar
Se llama astrofísica estelar al estudio de las estrellas; su
formación, evolución y muerte, así como sus propiedades y
distribución.
Una herramienta fundamental en el estudio de las estrellas es
el diagrama de Hertzsprung-Russell.
El estudio de las estrellas y de su evolución es
imprescindible para avanzar en nuestro conocimiento del
universo. La astrofísica estelar se realiza por medio de la
observación y el entendimiento teórico, así como por medio
de simulaciones informáticas de la composición interna de
las estrellas.
Contenido
1 Nacimiento y vida de una estrella
2 Evolución y muerte de una estrella
2.1 Estrellas de masa pequeña
2.2 Estrellas de masa intermedia
2.3 Estrellas de masa mayor y estrellas
masivas
3 Referencias
Nacimiento y vida de una estrella
Nebulosa del Rectángulo Rojo
La formación de las estrellas se produce en regiones densas
de polvo y gas, conocidas como nebulosas interestelares. La
fuerza de gravedad acerca a los átomos de hidrógeno hacia el
centro de la acumulación, haciéndolo más y más denso.
Llega un punto en que sus velocidades son tan grandes que
el protón de un núcleo de hidrógeno logra vencer la
repulsión eléctrica del núcleo en el que impacta,
fusionándose con él y otros más hasta formar un núcleo
estable de helio.
Una estrella desde su nacimiento tiene diferentes fases de
evolución. En sus primeras etapas como embrión es rodeada
por los restos de la nube de gas desde la cual se formó. Esa
nube de gas es gradualmente disipada por la radiación que
emana de la estrella, posiblemente quedando atrás un
sistema de objetos menores como planetas, etc.
Pasada la etapa de la infancia, una estrella entra a su
madurez, que se caracteriza por un período largo de
estabilidad en el cual el hidrógeno que almacena en su
núcleo se va convirtiendo en helio, liberando enormes
cantidades de energía. A esa etapa de estabilidad y madurez
de la estrella se le llama secuencia principal.
Las características de la estrella resultante dependerán de la
magnitud de su masa. Cuanto más masiva sea la estrella,
mayor será su luminosidad y con mayor velocidad agotará el
hidrógeno de su núcleo, lo que la hará más nítida, más
grande y más caliente. La transmutación rápida de hidrógeno
en helio también implica un agotamiento de las reservas del
primero más pronto en estrellas masivas que para las de
menor tamaño. Para una estrella como el Sol su permanencia
en la secuencia principal dura aproximadamente 10 mil
millones de años; una estrella diez veces más masiva será
10.000 veces más nítida pero durará en la secuencia
principal 100 millones de años.
Cuando todo el hidrógeno del núcleo de la estrella se haya
convertido en helio, ésta comenzará su desarrollo. La fusión
del helio requiere una mayor temperatura en el núcleo, por lo
que la estrella incrementará tanto su tamaño como la
densidad de su núcleo.
Evolución y muerte de una estrella
No todas las estrellas evolucionan del mismo modo. La masa
de la estrella es, de nuevo, determinante a la hora de hacer
un estudio sobre las distintas fases que experimenta a lo
largo de su vida.
Estrellas de masa pequeña
Este tipo de estrellas tienen una vida larga. Nuestro
conocimiento sobre su evolución es mera teoría, ya que su
etapa en la secuencia principal tiene mayor duración que la
actual edad del universo. Los astrofísicos consideran que
deberían tener una evolución muy parecida a las estrellas de
masa intermedia, a excepción de que en la fase final la
estrella se enfriaría convirtiéndose tras un billón de años en
una enana negra.
Estrellas de masa intermedia
Nuestro Sol se encuentra dentro de esta división. Son
estrellas que durante la fase de la secuencia principal
transmutan hidrógeno en helio en su núcleo central, pero el
primero, en millones de años, se va agotando hasta llegar a
un instante en que las fusiones son insuficientes para generar
las presiones necesarias para equilibrar la gravedad. Así, el
centro de la estrella se empieza a contraer hasta que llega a
una temperatura tan elevada que el helio entra en fusión y
convierte en carbono. El remanente de hidrógeno se aloja
como una cáscara quemándose y transmutándose en helio y
las capas exteriores de la estrella se expanden. Esa expansión
convierte a la estrella en una gigante roja más brillante y fría
que en su etapa en la secuencia principal.
Ciclo vital del Sol
Durante esta fase, una estrella pierde muchas de sus capas
exteriores las cuales son eyectadas hacia el espacio por la
radiación que emana. Eventualmente, las estrellas más
masivas de este tipo logran encender el carbono para que se
transmute en elementos más pesados, pero lo normal es que
la estrella se derrumbe hacia su interior debido a la presión
de la gravedad transformándose en una enana blanca.
Estrellas de masa mayor y estrellas masivas
Son estrellas de rápida combustión. La corta extensión de
sus vidas hace extrañas a las grandes estrellas, pues sólo
aquellas formadas en los últimos 30 millones de años -y no
todas ellas- existen todavía.
Al principio pasan rápidamente a través de casi las mismas
fases que una estrella de masa intermedia, pero las estrellas
masivas tienen núcleos tan calientes que transmutan
hidrógeno en helio de una manera diferente, usando restos de
carbono, nitrógeno y oxígeno. Una vez que la estrella haya
agotado el hidrógeno en el núcleo y alojado el remanente de
éste como cáscaras, entra a una fase que se conoce como de
supergigante roja. Cuando sus núcleos se hayan convertido
en helio, la enorme gravedad de las estrellas permite
continuar la fusión, convirtiendo el helio en carbono, el
carbono en neón, el neón en oxígeno, el oxígeno en silicio, y
finalmente el silicio en hierro. Llegado a este punto, como el
hierro no se fusiona, el núcleo de la estrella se colapsa,
resultando de ello una explosión de supernova.
Imagen del Hubble de la Supernova
1994D(SN1994D)en la galaxia NGC
4526
Se piensa que los restos de una supernova son generalmente
una estrella de neutrones. Un púlsar en el centro de la
Nebulosa del Cangrejo hoy se identifica con el núcleo de la
supernova de 1054. En el caso de que la masa persistente de
la estrella es de dos a tres veces la del Sol, la contracción
continuará hasta formar un agujero negro.
Las estrellas binarias pueden seguir modelos de evolución
mucho más complejos, podrían transferir parte de su masa a
su compañera y generar una supernova.
Las nebulosas planetarias y las supernovas son muy
necesarias para la distribución de metales a través del
espacio, sin ellas, todas las nuevas estrellas (y sus sistemas
planetarios) estarían formados exclusivamente de hidrógeno
y helio.
Referencias
(en inglés) Este artículo ha sido parcialmente
construido a partir de una traducción del artículo de
la Wikipedia en inglés: Stellar astronomy
A horcajadas en el tiempo - Astrocosmo.com
Astrofísica teórica
La astrofísica teórica es la rama de la astrofísica que busca
explicar en términos físicos los fenómenos observados por
los astrónomos. Con este propósito, los astrofísicos teóricos
crean y evalúan modelos para reproducir y predecir las
observaciones. En la mayoría de los casos, intentar entender
las implicaciones de modelos físicos no es fácil y exige
mucho tiempo y esfuerzo. Entre los temas estudiados por la
astrofísica teórica se encuentran los siguientes:
la Cosmología
las Estrellas compactas
los Agujeros negros
los Núcleos activos de galaxias (AGN)
el Medio interestelar
la evolución química del universo
la evolución de las estrellas
la dinamica de las galaxias
La astrofísica teórica usa una gama de herramientas, que
incluyen modelos analíticos y simulaciones numéricas. Cada
una tiene sus ventajas. Los modelos analíticos (como por
ejemplo los politropos que explican el comportamiento de
una estrella) son mejores para obtener un mayor
entendimiento de la esencia de un proceso físico. Las
simulaciones numéricas se usan para estudiar sistemas
descritos por ecuaciones muy complicadas, lo que pude
revelar fenómenos que serían imposibles de calcular a priori
en forma analítica. Algunos ejemplos de dichos procesos se
pueden ver en la siguiente tabla:
Proceso
físico
Herramienta
experimental
Gravitación
Radiotelescopios
Sistema
auto-gravitatorio
Fusión
nuclear
Espectroscopia
Evolución
estelar
Big Bang
Telescopio
Espacial Hubble
, COBE
Universo en
expansión
Fluctuaciones
cuánticas
Colapso
gravitacional
Ciclo CNO
en las
estrellas
Modelo teórico Explicac
Inflación
cósmica
Astronomía de
rayos-X
Relatividad
general
Genera
Cómo b
Eda
Proble
Agujeros
La materia oscura y la energía oscura son temas de
actualidad en la astrofísica, debido a su descubrimiento y a
la controversia generada durante el estudio de las galaxias.
Astrofotografía
La Luna tomada a 1/250 de segundo, f/11 con una
distancia focal de 800mm
La astrofotografía es un tipo especializado de fotografía
que consiste en la captación fotográfica de las imágenes de
los cuerpos celestes. El empleo de la fotografía en la
astronomía supone una serie de ventajas respecto a la
observación directa, por cuanto que la emulsión fotográfica,
expuesta por un tiempo suficientemente largo, viene
impresionada también de radiaciones visibles de intensidad
demasiado débil para poder ser percibidas por el ojo
humano, incluso con la ayuda de potentes telescopios.
Además el uso de emulsiones particularmente sensibilizadas
permite el estudio de los cuerpos celestes que emiten
radiaciones comprendidas en zonas del espectro luminosos a
las cuales el ojo humano no es sensible. A menudo son
usados también sistemas digitales, basados sobre CCD o
CMOS, enfriados a bajísimas temperaturas para disminuir el
ruido electrónico. Gracias al uso de filtros interferenciales,
es también posible obtener fotografías sólo a la luz de
algunas líneas espectrales, obteniendo por consiguiente
informaciones sobre la composición de su fuente de luz. Para
la práctica de la astrofotografía, pueden emplearse cámaras
digitales compactas de calidad y costo accesible, cuyas
calidad de ópticas y opciones de configuración en los
tiempos de exposición, sensibilidad, abertura y foco,
permitan la obtención de imágenes más que aceptables. Enlaces externos
[1] Pagina de Ferran Bosch
FotografiaAstronomica.com Foro de astrofotografía
y ciencias afines (en español)
Espacio Profundo Toda la información sobre
Astronomía en español.
Cofradía Astronómica Cuyum Grupo de Mendoza,
Argentina aficionados a la Astronomía,
Astrofotografía y Bricolaje Astronómico.
Buenos Aires Skies Página bilingüe de Sergio
Eguivar desde Buenos Aires, Argentina mostrando
los cielos del Hemisferio Sur.
Observatorio Astronómico Peumayen Astronomía y
astrofotografía aficionada del hemisferio sur.
Astrología védica
Yiótisha (más conocido por su nombre en inglés: Jyotisha)
es el nombre del sistema astrológico de la India. También se
le conoce como astrología hindú o astrología védica.
El término sánscrito yiótia proviene de yiótis, que ya
aparecía en el Rig Vedá con el significado de ‘luz [del sol,
del fuego, el relámpago] o brillo [del cielo]’.
Contenido
1 Ramas
2 Historia
3 Notas
4 Bibliografía
5 Véase también
6 Enlaces externos
Ramas
El Yiótisha tiene tres ramas:[1]
Siddhanta: astronomía.
Samhita: astrología mundana. Predice eventos
basándose en un análisis de la dinámica astrológica
en el horóscopo aplicado a un país o en eventos
como una guerra, un terremoto, etc.
Horá: astrología predictiva. Basada en el análisis de
la carta astral de nacimiento.
La base ideológica del Yiótisha es la noción (que proviene
de los Vedás o escrituras sagradas), que existe una conexión
entre el microcosmos y el macrocosmos.
Historia
El término yiótisha —en el sentido de uno de los Vedanga,
las seis disciplinas auxiliares de la religión védica histórica
— se usa en el Mundaka Upanishád y por lo tanto debe de
datar del periodo Mauria. El Vedanga Yiótisha (que contiene
reglas para trazar los movimientos del Sol y la Luna) fue
redactado por Lagadha en la época del Imperio mauria.
La historia documentada del Yiótisha comienza con la
interacción entre la cultura india y la helenística en el
periodo indogriego. Los tratados más antiguos que han
sobrevivido, tales como el Iavana Yataka o el Brijat Sanjitá,
datan de los primeros siglos antes de nuestra era.
El tratado astrológico más antiguo en sánscrito es el Iavana
Yataka (‘dichos de los griegos’), una versificación de Sphuyi
Dhwaya en el 269/270 de la ahora perdida traducción de un
tratado griego de Iavanéshwar durante el siglo II bajo el
patronazgo del rey shaka Rudradaman I, sátrapa occidental.[
2]
El primero de los tratados de astronomía data del siglo V.
Esta fecha se considera el comienzo del periodo clásico de la
astronomía hindú. Además de las teorías de Aria Bhata en el
Ariabhatíia y el perdido Aria Siddhnta, existe un texto
llamado Pancha Siddhntika de Varaja Mihira.
Los textos principales en los que se basa la astrología india
clásica son recopilaciones medievales, principalmente el
Brijat Parshara Jor Shstra, y el Saravalí de Kaliana
Varman. El Jora Shastra es una compilación de 71
capítulos, de los cuales los primeros 51 datan del siglo VII y
principios del VIII y la segunda parte (capítulos 52 a 71) de
fines del siglo VIII. El Srval también data del 800.[3] Las
traducciones al inglés de ambos textos se publicaron en 1963
y 1961, por N. N. Krishna Rau y V. B. Choudhari,
respectivamente.
Notas
1. Según ExploreAstrology.co.uk («What is Jyotisha
Astrology»).
2. Mc Evilley: The shape of ancient thought
(pág. 385): «The Yavanajataka is the earliest
surviving Sanskrit text in horoscopy, and constitute
the basis of all later Indian developments in
horoscopy», citando al The Yavanajataka of
Sphujidhvaja (pág. 5) de David Pingree.
3. David PINGREE: «Jyotistra», en J. Gonda (ed.): A
History of Indian Literature (volumen VI,
fascículo 4, pág. 81).
Bibliografía
Plantilla:See
Enciclopedias
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TRIVEDI, Prash: 27 Celestial Portals, Twin Lakes
(Wisconsin): Lotus Press. .
TRIVEDI, Prash, Key of Life: Astrology of the
Lunar Nodes. Twin Lakes (Wisconsin): Lotus Press.
.
Véase también
Astrología
Astrología celta
Astrología china
Astrología y alquimia
Enlaces externos
Astrología védica en Open Directory Project
KeralaCVNKalari.com («Beyond the Birth Chart»,
‘más allá de la carta natal’).
Astronomía
El Hubble: telescopio ubicado fuera de la atmósfera
que observa objetos celestes. Sus maravillosas
imágenes han asombrado al mundo, descubierto
estrellas y planteado hipótesis. Es el icono de la
astronomía moderna.
La astronomía (del griego: = + , etimológicamente la "Ley
de las estrellas") es la ciencia que se ocupa del estudio de los
cuerpos celestes, sus movimientos, los fenómenos ligados a
ellos, su registro y la investigación de su origen a partir de la
información que llega de ellos a través de la radiación
electromagnética o de cualquier otro medio. La astronomía
ha estado ligada al ser humano desde la antigüedad y todas
las civilizaciones han tenido contacto con esta ciencia.
Personajes como Aristóteles, Tolomeo, Copérnico, Brahe,
Kepler, Galileo, Newton, Kirchhoff y Einstein han sido
algunos de sus cultivadores.
La astronomía es una de las pocas ciencias en las que los
astrónomos aficionados aún pueden jugar un papel activo,
especialmente en el descubrimiento y seguimiento de
fenómenos como curvas de luz de estrellas variables,
descubrimiento de asteroides y cometas, etc. No debe
confundirse la astronomía con la astrología. Aunque ambos
campos comparten un origen común, son muy diferentes; los
astrónomos siguen el método científico, mientras que los
astrólogos se ocupan de la supuesta influencia de los astros
en la vida de los hombres. La astrología es una
pseudociencia que no tiene en cuenta la precesión de los
equinoccios, un descubrimiento que se remonta a Hiparco.
Contenido
1 Breve historia de la astronomía
1.1 Revolución científica
2 Astronomía Observacional
2.1 Estudio de la orientación por las
estrellas
2.2 Instrumentos de observación
2.2.1 Astronomía visible
2.2.2 Astronomía del espectro
electromagnético o
radioastronomía
2.2.2.1 Astronomía de
infrarrojos
2.2.2.2 Astronomía
ultravioleta
2.2.2.3 Astronomía de
rayos X
2.2.2.4 Astronomía de
rayos gamma
3 Astronomía Teórica
3.1 La mecánica celeste
3.2 Astrofísica
3.3 Estudio de los objetos celestes
3.3.1 El sistema solar desde la
astronomía
3.3.1.1 Astronomía del
Sol
3.3.1.1.1 Historia
de la observación
del Sol
3.3.1.1.2
Manchas solares
3.3.1.1.3 El fin
del Sol: ¿el fin de
la vida humana?
3.3.1.2 Astronomía de los
planetas, satélites y otros
objetos del sistema solar
3.3.2 Astronomía de los
fenómenos gravitatorios
3.3.3 Astronomía cercana y lejana
3.3.4 Cosmología
3.3.4.1 Formación y
evolución de las estrellas
3.4 Astronáutica
3.4.1 Expediciones espaciales
4 Hipótesis destacadas
5 Apéndices
5.1 Apéndice I - Astrónomos relevantes en
la Historia
5.1.1 Ampliaciones
5.2 Apéndice II - Ramas de la astronomía
5.3 Apéndice III - Campos de estudio de la
astronomía
5.3.1 Campos de estudio
principales
5.3.2 Otros campos de estudio
5.3.3 Campos de la astronomía por
la parte del espectro utilizado
5.4 Apéndice IV - Exploraciones
espaciales más relevantes
5.5 Apéndice V - Investigaciones activas y
futuras
5.5.1 Investigadores relevantes
5.5.2 Observatorios terrestres
5.5.3 Observatorios espaciales
5.5.4 Proyectos futuros
5.6 Apéndice VI - Líneas de tiempo en
astronomía
6 Bibliografía (en desarrollo)
7 Véase también
8 Referencias
9 Enlaces externos
Breve historia de la astronomía
Artículo principal: Historia de la astronomía
Stonehenge, 2800 a. C.: esta construcción
megalítica se realizó sobre conocimientos
astronómicos muy precisos. Un menhir que supera
los 6 m de altura indicaba a quien mirara desde el
centro la dirección exacta de la salida del Sol en el
solsticio de verano. Algunas cavidades servían para
colocar postes de madera capaces de indicar los
puntos de referencia en el recorrido de la Luna.
En casi todas las religiones antiguas existía la cosmogonía,
que intentaba explicar el origen del universo ligado a
elementos mitológicos. La historia de la astronomía es tan
antigua como la historia del ser humano. Antiguamente se
ocupaba únicamente de la observación y predicciones de los
movimientos de los objetos visibles a simple vista, quedando
separada durante mucho tiempo de la Física. En
Sajonia-Anhalt, Alemania se encuentra el famoso Disco
celeste de Nebra, que es la representación más antigua
conocida de la bóveda celeste. Quizá fueran los astrónomos
chinos quienes dividieron por primera vez el cielo en
constelaciones. En Europa, las doce constelaciones que
marcan el movimiento anual del Sol fueron denominadas
constelaciones zodiacales. Los antiguos griegos hicieron
importantes contribuciones a la astronomía, entre ellas, la
definición de magnitud. La astronomía precolombina poseía
calendarios muy exactos y parece ser que las pirámides de
Egipto están construidas sobre patrones astronómicos muy
precisos.
La cultura griega clásica primigenia postulaba que la Tierra
era plana. En el modelo aristotélico lo celestial pertenecía a
la perfección -"cuerpos celestes perfectamente esféricos
moviéndose en órbitas circulares perfectas"-, mientras que
lo terrestre era imperfecto; estos dos reinos se consideraban
como opuestos. Aristóteles defendía la teoría geocéntrica
para desarrollar sus postulados. Fue probablemente
Eratóstenes quien diseñara la esfera armilar que es un
astrolabio para mostrar el movimiento aparente de las
estrellas alrededor de la tierra.
Esfera armilar.
La astronomía observacional estuvo casi totalmente
estancada en Europa durante la Edad Media, a excepción de
algunas aportaciones como la de Alfonso X el Sabio con sus
tablas alfonsíes, o los tratados de Alcabitius, pero floreció en
el mundo con el Imperio Persa y la cultura árabe. Al final del
siglo X, un gran observatorio fue construido cerca de
Teherán (Irán), por el astrónomo persa Al-Khujandi, quien
observó una serie de pasos meridianos del Sol, lo que le
permitió calcular la oblicuidad de la eclíptica. También en
Persia, Omar Khayyam elaboró la reforma del calendario
que es más preciso que el calendario juliano acercándose al
Calendario Gregoriano. A finales del siglo IX, el astrónomo
persa Al-Farghani escribió ampliamente acerca del
movimiento de los cuerpos celestes. Su trabajo fue traducido
al latín en el siglo XII. Abraham Zacuto fue el responsable
en el siglo XV de adaptar las teorías astronómicas conocidas
hasta el momento para aplicarlas a la navegación de la
marina portuguesa. Ésta aplicación permitió a Portugal ser
puntera en el mundo en descubrimientos de nuevas tierras
fuera de Europa.
Revolución científica
Vista parcial de un monumento dedicado a
Copérnico en Varsovia.
Durante siglos, la visión geocéntrica de que el Sol y otros
planetas giraban alrededor de la Tierra no se cuestionó. Esta
visión era lo que para nuestros sentidos se observaba. En el
Renacimiento, Nicolás Copérnico propuso el modelo
heliocéntrico del Sistema Solar. Su trabajo De
Revolutionibus Orbium Coelestium fue defendido, divulgado
y corregido por Galileo Galilei y Johannes Kepler, autor de
Harmonices Mundi, en el cual se desarrolla por primera vez
la tercera ley del movimiento planetario.
Galileo añadió la novedad del uso del telescopio para
mejorar sus observaciones. La disponibilidad de datos
observacionales precisos llevó a indagar en teorías que
explicasen el comportamiento observado (véase su obra
Sidereus Nuncius). Al principio sólo se obtuvieron reglas
ad-hoc, cómo las leyes de movimiento planetario de Kepler,
descubiertas a principios del siglo XVII. Fue Isaac Newton
quien extendió a los cuerpos celestes las teorías de la
gravedad terrestre conformando la Ley de la gravitación
universal, inventando así la mecánica celeste, con lo que
explicó el movimiento de los planetas consiguiendo unir el
vacío entre las leyes de Kepler y la dinámica de Galileo.
Esto también supuso la primera unificación de la astronomía
y la física (véase Astrofísica).
Tras la publicación de los Principia de Isaac Newton (que
también desarrolló el telescopio reflector), se transformó la
navegación marítima. A partir de 1670 aproximadamente,
utilizando instrumentos modernos de latitud y los mejores
relojes disponibles se ubicó cada lugar de la Tierra en un
planisferio o mapa, calculando para ello su latitud y su
longitud. La determinación de la latitud es fácil pero la
determinación de la longitud fue mucho más delicada. Los
requerimientos de la navegación supusieron un empuje para
el desarrollo progresivo de observaciones astronómicas e
instrumentos más precisos, constituyendo una base creciente
de datos para los científicos.
Ilustración de la teoría del Big Bang o gran primera explosión y d
evolución esquemática del universo desde entonces.
A finales del siglo XIX se descubrió que, al descomponer la
luz del Sol, se podían observar multitud de líneas de espectro
(regiones en las que había poca o ninguna luz).
Experimentos con gases calientes mostraron que las mismas
líneas podían ser observadas en el espectro de los gases,
líneas específicas correspondientes a diferentes elementos
químicos. De esta manera se demostró que los elementos
químicos en el Sol (mayoritariamente hidrógeno) podían
encontrarse igualmente en la Tierra. De hecho, el helio fue
descubierto primero en el espectro del Sol y sólo más tarde
se encontró en la Tierra, de ahí su nombre.
Se descubrió que las estrellas eran objetos muy lejanos y con
el espectroscopio se demostró que eran similares al Sol, pero
con una amplia gama de temperaturas, masas y tamaños. La
existencia de la Vía Láctea como un grupo separado de
estrellas no se demostró hasta el siglo XX, junto con la
existencia de galaxias externas y, poco después, la expansión
del universo, observada en el efecto del corrimiento al rojo.
La astronomía moderna también ha descubierto una variedad
de objetos exóticos como los quásares, púlsares,
radiogalaxias, agujeros negros, estrellas de neutrones, y ha
utilizado estas observaciones para desarrollar teorías físicas
que describen estos objetos. La cosmología hizo grandes
avances durante el siglo XX, con el modelo del Big Bang
fuertemente apoyado por la evidencia proporcionada por la
astronomía y la física, como la radiación de fondo de
microondas, la Ley de Hubble y la abundancia cosmológica
de los elementos químicos.
Durante el siglo XX, la espectrometría avanzó, en particular
como resultado del nacimiento de la física cuántica,
necesaria para comprender las observaciones astronómicas y
experimentales.
Astronomía Observacional
Artículo principal: Astronomía observacional
Estudio de la orientación por las estrellas
La Osa Mayor es una constelación
tradicionalmente utilizada como punto de
referencia celeste para la orientación
tanto marítima como terrestre.
Representación virtual en 3D de la
situación de las galaxias de nuestro grupo
local en el espacio.
Artículo principal: Historia de la navegación astronómica
Para ubicarse en el cielo, se agruparon las estrellas que se
ven desde la Tierra en constelaciones. Así, continuamente se
desarrollan mapas (cilíndricos o cenitales) con su propia
nomenclatura astronómica para localizar las estrellas
conocidas y agregar los últimos descubrimientos.
Aparte de orientarse en la Tierra a través de las estrellas, la
astronomía estudia el movimiento de los objetos en la esfera
celeste, para ello se utilizan diversos sistemas de
coordenadas astronómicas. Estos toman como referencia
parejas de círculos máximos distintos midiendo así
determinados ángulos respecto a estos planos fundamentales.
Estos sistemas son principalmente:
Sistema altacimutal, u horizontal que toma como
referencias el horizonte celeste y el meridiano del
lugar.
Sistemas horario y ecuatorial, que tienen de
referencia el ecuador celeste, pero el primer sistema
adopta como segundo círculo de referencia el
meridiano del lugar mientras que el segundo se
refiere al círculo horario (círculo que pasa por los
polos celestes).
Sistema eclíptico, que se utiliza normalmente para
describir el movimiento de los planetas y calcular
los eclipses; los círculos de referencia son la
eclíptica y el círculo de longitud que pasa por los
polos de la eclíptica y el punto .
Sistema galáctico, se utiliza en estadística estelar
para describir movimientos y posiciones de cuerpos
galácticos. Los círculos principales son la
intersección del plano ecuatorial galáctico con la
esfera celeste y el círculo máximo que pasa por los
polos de la Vía Láctea y el ápice del Sol (punto de la
esfera celeste donde se dirige el movimiento solar).
La astronomía de posición es la rama más antigua de esta
ciencia. Describe el movimiento de los astros, planetas,
satélites y fenómenos como los eclipses y tránsitos de los
planetas por el disco del Sol. Para estudiar el movimiento de
los planetas se introduce el movimiento medio diario que es
lo que avanzaría en la órbita cada día suponiendo
movimiento uniforme. La astronomía de posición también
estudia el movimiento diurno y el movimiento anual del Sol.
Son tareas fundamentales de la misma la determinación de la
hora y para la navegación el cálculo de las coordenadas
geográficas. Para la determinación del tiempo se usa el
tiempo de efemérides ó también el tiempo solar medio que
está relacionado con el tiempo local. El tiempo local en
Greenwich se conoce como Tiempo Universal.
La distancia a la que están los astros de la Tierra en el de
universo se mide en unidades astronómicas, años luz o
pársecs. Conociendo el movimiento propio de las estrellas,
es decir lo que se mueve cada siglo sobre la bóveda celeste
se puede predecir la situación aproximada de las estrellas en
el futuro y calcular su ubicación en el pasado viendo como
evolucionan con el tiempo la forma de las constelaciones.
Con un pequeño telescopio pueden
realizarse grandes observaciones. El
campo amateur es amplio y cuenta con
muchos seguidores.
Instrumentos de observación
Galileo Galilei observó gracias a su
telescopio cuatro lunas del planeta Júpiter
, un gran descubrimiento que chocaba
diametralmente con los postulados
tradicionalistas de la Iglesia Católica de
la época.
Artículo principal: Observatorio astronómico
Para observar la bóveda celeste y las constelaciones más
conocidas no hará falta ningún instrumento, para observar
cometas o algunas nebulosas sólo serán necesarios unos
prismáticos, los grandes planetas se ven a simple vista; pero
para observar detalles de los discos de los planetas del
sistema solar o sus satélites mayores bastará con un
telescopio simple. Si se quiere observar con profundidad y
exactitud determinadas características de los astros, se
necesitan instrumentos que necesitan de la precisión y
tecnología de los últimos avances científicos.
Astronomía visible
Artículo principal: Astronomía visible
Artículo principal: Telescopio
El telescopio fue el primer instrumento de observación del
cielo. Aunque su invención se le atribuye a Hans Lippershey
, el primero en utilizar este invento para la astronomía fue
Galileo Galilei quien decidió construirse él mismo uno.
Desde aquel momento, los avances en este instrumento han
sido muy grandes como mejores lentes y sistemas avanzados
de posicionamiento.
Actualmente, el telescopio más grande del mundo se llama
Very Large Telescope y se encuentra en el observatorio
Paranal, al norte de Chile. Consiste en cuatro telescopios
ópticos reflectores que se conjugan para realizar
observaciones de gran resolución.
Astronomía del espectro electromagnético o
radioastronomía
Artículo principal: Radioastronomía
Artículo principal: Radiotelescopio
Se han aplicado diversos conocimientos de la física, las
matemáticas y de la química a la astronomía. Estos avances
han permitido observar las estrellas con muy diversos
métodos. La información es recibida principalmente de la
detección y el análisis de la radiación electromagnética (luz,
infrarrojos, ondas de radio), pero también se puede obtener
información de los rayos cósmicos, neutrinos y meteoros.
El Very Large Array. Como muchos otros
telescopios, éste es un array interferométrico
formado por muchos radiotelescopios más
pequeños.
Estos datos ofrecen información muy importante sobre los
astros, su composición química, temperatura, velocidad en el
espacio, movimiento propio, distancia desde la Tierra y
pueden plantear hipótesis sobre su formación, desarrollo
estelar y fin.
El análisis desde la Tierra de las radiaciones (infrarrojos,
rayos x, rayos gamma...) no sólo resulta obstaculizado por la
absorción atmosférica, sino que el problema principal,
vigente también en el vacío, consiste en distinguir la señal
recogida del "ruido de fondo", es decir, de la enorme
emisión infrarroja producida por la Tierra o por los propios
instrumentos. Cualquier objeto que no se halle a 0 K
(-273,15 °C) emite señales electromagnéticas y, por ello,
todo lo que rodea a los instrumentos produce radiaciones de
"fondo". Hasta los propios telescopios irradian señales.
Realizar una termografía de un cuerpo celeste sin medir el
calor al que se halla sometido el instrumento resulta muy
difícil: además de utilizar película fotográfica especial, los
instrumentos son sometidos a una refrigeración contínua con
helio o hidrógeno líquido
La radioastronomía se basa en la observación por medio de
los radiotelescopios, unos instrumentos con forma de antena
que recogen y registran las ondas de radio o radiación
electromagnética emitidas por los distintos objetos celestes.
Estas ondas de radio, al ser procesadas ofrecen un espectro
analizable del objeto que las emite. La radioastronomía ha
permitido un importante incremento del conocimiento
astronómico, particularmente con el descubrimiento de
muchas clases de nuevos objetos, incluyendo los púlsares (o
magnétares), quásares, las denominadas galaxias activas,
radiogalaxias y blázares. Esto es debido a que la radiación
electromagnética permite "ver" cosas que no son posibles de
detectar en las astronomía óptica. Tales objetos representan
algunos de los procesos físicos más extremos y energéticos
en el universo.
Este método de observación está en constante desarrollo ya
que queda mucho por avanzar en esta tecnología.
Diferencia entre la luz visible e infrarroja en la Galaxia del
Sombrero ó Messier 104.
Astronomía de infrarrojos
Artículo principal: Astronomía infrarroja
Artículo principal: Espectroscopia infrarroja
Gran parte de la radiación astronómica procedente del
espacio (la situada entre 1 y 1000m) es absorbida en la
atmósfera. Por esta razón, los mayores telescopios de
radiación infrarroja se construyen en la cima de montañas
muy elevadas, se instalan en aeroplanos especiales de cota
elevada, en globos, o mejor aún, en satélites de la órbita
terrestre.
Astronomía ultravioleta
Artículo principal: Astronomía ultravioleta
Artículo principal: Espectroscopía ultravioleta-visible
Imagen que ofrece una observación
ultravioleta de los anillos de Saturno.
Esta reveladora imagen fue obtenida por
la sonda Cassini-Huygens.
La astronomía ultravioleta basa su actividad en la detección
y estudio de la radiación ultravioleta que emiten los cuerpos
celestes. Este campo de estudio cubre todos los campos de la
astronomía. Las observaciones realizadas mediante este
método son muy precisas y han realizado avances
significativos en cuanto al descubrimiento de la composición
de la materia interestelar e intergaláctica, el de la periferia de
las estrellas, la evolución en las interacciones de los sistemas
de estrellas dobles y las propiedades físicas de los quásares y
de otros sistemas estelares activos. En las observaciones
realizadas con el satélite artificial Explorador Internacional
Ultravioleta, los estudiosos descubrieron que la Vía Láctea
está envuelta por un aura de gas con elevada temperatura.
Este aparato midió asimismo el espectro ultravioleta de una
supernova que nació en la Gran Nube de Magallanes en
1987. Este espectro fue usado por primera vez para observar
a la estrella precursora de una supernova.
La Galaxia elíptica M87 emite señales
electromagnéticas en todos los espectros
conocidos.
Astronomía de rayos X
Artículo principal: Astronomía de rayos-X
Artículo principal: Radiografía
La emisión de rayos x se cree que procede de fuentes que
contienen materia a elevadísimas temperaturas, en general en
objetos cuyos átomos o electrones tienen una gran energía.
El descubrimiento de la primera fuente de rayos x
procedente del espacio en 1962 se convirtió en una sorpresa.
Esa fuente denominada Scorpio X-1 está situada en la
constelación de Escorpio en dirección al centro de la Vía
Láctea. Por este descubrimiento Riccardo Giacconi obtuvo el
Premio Nobel de Física en 2002.
El observatorio espacial Swift está específicamente
diseñado para percibir señales gamma del universo
y sirve de herramienta para intentar clarificar los
fenómenos observados.
Astronomía de rayos gamma
Artículo principal: Astronomía de rayos gamma
Artículo principal: Espectroscopia de rayos gamma
Los rayos gamma son radiaciones emitidas por objetos
celestes que se encuentran en un proceso energético
extremadamente violento. Algunos astros despiden brotes de
rayos gamma o también llamados BRGs. Se trata de los
fenómenos físicos más luminosos del universo produciendo
una gran cantidad de energía en haces breves de rayos que
pueden durar desde unos segundos hasta unas pocas horas.
La explicación de estos fenómenos es aún objeto de
controversia.
Los fenómenos emisores de rayos gamma son
frecuentemente explosiones de supernovas, su estudio
también intenta clarificar el origen de la primera explosión
del universo o big bang.
El Observatorio de Rayos Gamma Compton -ya inexistentefue el segundo de los llamados grandes observatorios
espaciales (detrás del telescopio espacial Hubble) y fue el
primer observatorio a gran escala de estos fenómenos.
Actualmente el observatorio orbital INTEGRAL es capaz de
observar el cielo en todos los espectros simultáneamente.
Astronomía Teórica
Los astrónomos teóricos utilizan una gran variedad de
herramientas como modelos matemáticos analíticos y
simulaciones numéricas por computadora. Cada uno tiene
sus ventajas. Los modelos matemáticos analíticos de un
proceso por lo general, son mejores porque llegan al corazón
del problema y explican mejor lo que está sucediendo. Los
modelos numéricos, pueden revelar la existencia de
fenómenos y efectos que de otra manera no se verían.[1] [2]
Los teóricos de la astronomía ponen su esfuerzo en crear
modelos teóricos e imaginar las consecuencias
observacionales de estos modelos. Esto ayuda a los
observadores a buscar datos que puedan refutar un modelo o
permitan elegir entre varios modelos alternativos o incluso
contradictorios.
Los teóricos, también intentan generar o modificar modelos
para conseguir nuevos datos. En el caso de una
inconsistencia, la tendencia general es tratar de hacer
modificaciones mínimas al modelo para que se corresponda
con los datos. En algunos casos, una gran cantidad de datos
inconsistentes a través del tiempo puede llevar al abandono
total de un modelo.
Los temas estudiados por astrónomos teóricos incluyen:
dinámica estelar y evolución estelar; formación de galaxias;
origen de los rayos cósmicos; relatividad general y
cosmología física, incluyendo teoría de cuerdas y física de
astropartículas.
La mecánica celeste
Artículo principal: Mecánica celeste
La astromecánica o mecánica celeste tiene por objeto
interpretar los movimientos de la astronomía de posición, en
el ámbito de la parte de la física conocida como mecánica,
generalmente la newtoniana (Ley de la Gravitación
Universal de Isaac Newton). Estudia el movimiento de los
planetas alrededor del Sol, de sus satélites, el cálculo de las
órbitas de cometas y asteroides. El estudio del movimiento
de la Luna alrededor de la Tierra fue por su complejidad
muy importante para el desarrollo de la ciencia. El
movimiento extraño de Urano, causado por las
perturbaciones de un planeta hasta entonces desconocido,
permitió a Le Verrier y Adams descubrir sobre el papel al
planeta Neptuno. El descubrimiento de una pequeña
desviación en el avance del perihelio de Mercurio se
atribuyó inicialmente a un planeta cercano al Sol hasta que
Einstein la explicó con su Teoría de la Relatividad.
Astrofísica
Artículo principal: Astrofísica
La astrofísica es una parte moderna de la astronomía que
estudia los astros como cuerpos de la física estudiando su
composición, estructura y evolución. Sólo fue posible su
inicio en el siglo XIX cuando gracias a los espectros se pudo
averiguar la composición física de las estrellas. Las ramas de
la física implicadas en el estudio son la física nuclear
(generación de la energía en el interior de las estrellas) y la
física relativística. A densidades elevadas el plasma se
transforma en materia degenerada; esto lleva a algunas de
sus partículas a adquirir altas velocidades que deberán estar
limitadas por la velocidad de la luz, lo cual afectará a sus
condiciones de degeneración. Asimismo, en las cercanías de
los objetos muy masivos, estrellas de neutrones o agujeros
negros, la materia que cae se acelera a velocidades
relativistas emitiendo radiación intensa y formando potentes
chorros de materia.
Estudio de los objetos celestes
Posición figurada de los planetas y el sol en el sistema solar, sepa
por planetas interiores y exteriores.
El sistema solar desde la astronomía
Artículo principal: El sistema solar
Artículo principal: Formación y evolución del Sistema Solar
Véase también: Anexo:Cronología del descubrimiento de
los planetas del Sistema Solar y sus satélites naturales
El estudio del Universo o Cosmos y más concretamente del
Sistema Solar ha planteado una serie de interrogantes y
cuestiones, por ejemplo cómo y cuándo se formó el sistema,
por qué y cuándo desaparecerá el Sol, por qué hay
diferencias físicas entre los planetas, etc.
Es difícil precisar el origen del Sistema Solar. Los científicos
creen que puede situarse hace unos 4600 millones de años,
cuando una inmensa nube de gas y polvo empezó a
contraerse probablemente, debido a la explosión de una
supernova cercana. Alcanzada una densidad mínima ya se
autocontrajo a causa de la fuerza de la gravedad y comenzó a
girar a gran velocidad, por conservación de su momento
cinético, al igual que cuando una patinadora repliega los
brazos sobre si misma gira más rápido. La mayor parte de la
materia se acumuló en el centro. La presión era tan elevada
que los átomos comenzaron a fusionarse, liberando energía y
formando una estrella. También había muchas colisiones.
Millones de objetos se acercaban y se unían o chocaban con
violencia y se partían en trozos. Algunos cuerpos pequeños
(planetesimales) iban aumentando su masa mediante
colisiones y al crecer, aumentaban su gravedad y recogían
más materiales con el paso del tiempo (acreción). Los
encuentros constructivos predominaron y, en sólo 100
millones de años, adquirió un aspecto semejante al actual.
Después cada cuerpo continuó su propia evolución.
Astronomía del Sol
Artículo principal: Sol
El Sol es la estrella que, por el efecto gravitacional de su
masa, domina el sistema planetario que incluye a la Tierra.
Es el elemento más importante en nuestro sistema y el objeto
más grande, que contiene aproximadamente el 98% de la
masa total del sistema solar. Mediante la radiación de su
energía electromagnética, aporta directa o indirectamente
toda la energía que mantiene la vida en la Tierra. Saliendo
del Sol, y esparciéndose por todo el Sistema solar en forma
de espiral tenemos al conocido como viento solar que es un
flujo de partículas, fundamentalmente protones y neutrones.
La interacción de estas partículas con los polos magnéticos
de los planetas y con la atmósfera genera las auroras polares
boreales o australes. Todas estas partículas y radiaciones son
absorbidas por la atmósfera. La ausencia de auroras durante
el Mínimo de Maunder se achaca a la falta de actividad del
Sol.
Uno de los fenómenos más desconcertantes e impactantes que
podemos observar en nuestro planeta, son las auroras boreales.
Fueron misterio hasta hace poco pero recientemente han sido
explicadas, gracias al estudio de la astronomía del Sol.
A causa de su proximidad a la Tierra y como es una estrella
típica, el Sol es un recurso extraordinario para el estudio de
los fenómenos estelares. No se ha estudiado ninguna otra
estrella con tanto detalle. La estrella más cercana al Sol está
a 4,3 años luz.
El Sol (todo el Sistema Solar) gira alrededor del centro de la
Via Láctea, nuestra galaxia. Da una vuelta cada 200 millones
de años. Ahora se mueve hacia la constelación de Hércules a
19 Km./s. Actualmente el Sol se estudia desde satélites,
como el Observatorio Heliosférico y Solar (SOHO), dotados
de instrumentos que permiten apreciar aspectos que, hasta
ahora, no se habían podido estudiar. Además de la
observación con telescopios convencionales, se utilizan: el
coronógrafo, que analiza la corona solar, el telescopio
ultravioleta extremo, capaz de detectar el campo magnético,
y los radiotelescopios, que detectan diversos tipos de
radiación que resultan imperceptibles para el ojo humano.
La parte visible del Sol está a 6.000 °C y la corona, más
alejada, a 2000000 °C. Estudiando al Sol en el ultravioleta se
llegó a la conclusión de que el calentamiento de la corona se
debe a la gran actividad magnética del Sol. Los límites del
Sistema Solar vienen dados por el fin de su influencia o
heliosfera, delimitada por un área denominada Frente de
choque de terminación o Heliopausa.
Historia de la observación del Sol
Artículo principal: Formación y evolución del Sistema Solar
El estudio del Sol se inicia con Galileo Galilei de quien se
dice que se quedó ciego por observar los eclipses. Hace más
de cien años se descubre la espectroscopia que permite
descomponer la luz en sus longitudes de onda, gracias a esto
se puede conocer la composición química, densidad,
temperatura, situación los gases de su superficie, etc. En los
años 50 ya se conocía la física básica del Sol, es decir, su
composición gaseosa, la temperatura elevada de la corona, la
importancia de los campos magnéticos en la actividad solar
y su ciclo magnético de 22 años.
Imagen que ofrece una fotografía del sol en rayos x.
Las primeras mediciones de la radiación solar se hicieron
desde globos hace un siglo y después fueron aviones y
dirigibles para mejorar las mediciones con aparatos
radioastronómicos. En 1914, C. Abbot envió un globo para
medir la constante solar (cantidad de radiación proveniente
del sol por centímetro cuadrado por segundo). En 1946 el
cohete V-2 militar ascendió a 55 km. con un espectrógrafo
solar a bordo; este fotografió al sol en longitudes de onda
ultravioletas. En 1948 (diez años antes de la fundación de la
NASA) ya se fotografió al Sol en rayos X. Algunos cohetes
fotografiaron ráfagas solares en 1956 en un pico de actividad
solar.
En 1960 se lanza la primera sonda solar denominada Solrad.
Esta sonda monitoreó al sol en rayos x y ultravioletas, en una
longitud de onda muy interesante que muestra las emisiones
de hidrógeno; este rango de longitud de onda se conoce
como línea Lyman . Posteriormente se lanzaron ocho
observatorios solares denominados OSO. El OSO 1 fue
lanzado en 1962. Los OSO apuntaron constantemente hacia
el Sol durante 17 años y con ellos se experimentaron nuevas
técnicas de transmisión fotográfica a la tierra.
Imagen en la que pueden apreciarse las manchas solares.
El mayor observatorio solar ha sido el Skylab. Estuvo en
órbita durante nueve meses en 1973 y principios de 1974.
Observó al Sol en rayos g, X, ultravioleta y visible, y obtuvo
la mayor cantidad de datos (y los mejor organizados) que
hayamos logrado jamás para un objeto celeste. En 1974 y
1976 las sondas Helios A y B se acercaron mucho al Sol
para medir las condiciones del viento solar. No llevaron
cámaras.
En 1980 se lanzó la sonda Solar Max, para estudiar al Sol en
un pico de actividad. Tuvo una avería y los astronautas del
Columbia realizaron una complicada reparación.
Manchas solares
George Ellery Hale descubrió en 1908 que las manchas
solares (áreas más frías de la fotosfera) presentan campos
magnéticos fuertes. Estas manchas solares se suelen dar en
parejas, con las dos manchas con campos magnéticos que
señalan sentidos opuestos. El ciclo de las manchas solares,
en el que la cantidad de manchas solares varía de menos a
más y vuelve a disminuir al cabo de unos 11 años, se conoce
desde principios del siglo XVIII. Sin embargo, el complejo
modelo magnético asociado con el ciclo solar sólo se
comprobó tras el descubrimiento del campo magnético del
Sol.
El fin del Sol: ¿el fin de la vida humana?
En el núcleo del Sol hay hidrógeno suficiente para durar
otros 4.500 millones de años, es decir, se calcula que está en
plenitud, en la mitad de su vida. Tal como se desprende de la
observación de otros astros parecidos, cuando se gaste este
hidrógeno combustible, el Sol cambiará: según se vayan
expandiendo las capas exteriores hasta el tamaño actual de la
órbita de la Tierra, el Sol se convertirá en una gigante roja,
algo más fría que hoy pero 10.000 veces más brillante a
causa de su enorme tamaño. Sin embargo, la Tierra no se
consumirá porque se moverá en espiral hacia afuera, como
consecuencia de la pérdida de masa del Sol. El Sol seguirá
siendo una gigante roja, con reacciones nucleares de
combustión de helio en el centro, durante sólo 500 millones
de años. No tiene suficiente masa para atravesar sucesivos
ciclos de combustión nuclear o un cataclismo en forma de
explosión, como les ocurre a algunas estrellas. Después de la
etapa de gigante roja, se encogerá hasta ser una enana blanca
, aproximadamente del tamaño de la Tierra, y se enfriará
poco a poco durante varios millones de años.
Astronomía de los planetas, satélites y otros objetos del
sistema solar
Astronomía lunar: el cráter mayor es el Dédalo,
fotografiado por la tripulación del Apollo 11
mientras orbitaba la Luna en 1969. Ubicado cerca
del centro de la cara oculta de la luna, tiene un
diámetro de alrededor de 93 kilómetros.
Vista que presentó el cometa McNaught a su paso
próximo a la Tierra en enero de 2007.
Una de las cosas más fáciles de observar desde la Tierra y
con un telescopio simple son los objetos de nuestro propio
Sistema Solar y sus fenómenos, que están muy cerca en
comparación de estrellas y galaxias. De ahí que el aficionado
siempre tenga a estos objetos en sus preferencias de
observación.
Los eclipses y los tránsitos astronómicos han ayudado a
medir las dimensiones del sistema solar.
Dependiendo de la distancia de un planeta al Sol, tomando la
Tierra como observatorio de base, los planetas se dividen en
dos grandes grupos: planetas interiores y planetas exteriores.
Entre estos planetas encontramos que cada uno presenta
condiciones singulares: la curiosa geología de Mercurio, los
movimientos retrógrados de algunos como Venus, la vida en
la Tierra, la curiosa red de antiguos ríos de Marte, el gran
tamaño y los vientos de la atmósfera de Júpiter, los anillos
de Saturno, el eje de rotación inclinado de Urano o la extraña
atmósfera de Neptuno, etc. Algunos de estos planetas
cuentan con satélites que también tienen singularidades; de
entre estos, el más estudiado ha sido la Luna, el único
satélite de la Tierra, dada su cercanía y simplicidad de
observación, conformándose una historia de la observación
lunar. En la Luna hallamos claramente el llamado intenso
bombardeo tardío, que fue común a casi todos los planetas y
satélites, creando en algunos de ellos abruptas superficies
salpicadas de impactos.
Los llamados planetas terrestres presentan similitudes con la
Tierra, aumentando su habitabilidad planetaria, es decir, su
potencial posibilidad habitable para los seres vivos. Así se
delimita la ecósfera, un área del sistema solar que es propicia
para la vida.
Más lejos de Neptuno encontramos otros planetoides como
por ejemplo el hasta hace poco considerado planeta Plutón,
la morfología y naturaleza de este planeta menor llevó a los
astrónomos a cambiarlo de categoría en la llamada
redefinición de planeta de 2006 aunque posea un satélite
compañero, Caronte. Estos planetas enanos, por su tamaño
no pueden ser considerados planetas como tales, pero
presentan similitudes con éstos, siendo más grandes que los
meteoros. Algunos son: Eris, Sedna o 1998 WW31, este
último singularmente binario y de los denominados
cubewanos. A todo este compendio de planetoides se les
denomina coloquialmente objetos o planetas
transneptunianos. También existen hipótesis sobre un
planeta X que vendría a explicar algunas incógnitas, como la
ley de Titius-Bode o la concentración de objetos celestes en
el acantilado de Kuiper.
Entre los planetas Marte y Júpiter encontramos una
concentración inusual de asteroides conformando una órbita
alrededor del sol denominada cinturón de asteroides.
En órbitas dispares y heteromorfas se encuentran los
cometas, que subliman su materia al contacto con el viento
solar, formando colas de apariencia luminosa; se estudiaron
en sus efímeros pasos por las cercanías de la Tierra los
cometas McNaught o el Halley. Mención especial tienen los
cometas Shoemaker-Levy 9 que terminó estrellándose contra
Júpiter o el 109P/Swift-Tuttle, cuyos restos provocan las
lluvias de estrellas conocidas como Perseidas o lágrimas de
San Lorenzo. Estos cuerpos celestes se concentran en lugares
como el cinturón de Kuiper, el denominado disco disperso o
la nube de Oort y se les llama en general cuerpos menores
del Sistema Solar.
En el Sistema Solar también existe una amplísima red de
partículas, meteoros de diverso tamaño y naturaleza, y polvo
que en mayor o menor medida se hallan sometidos al influjo
del efecto Poynting-Robertson que los hace derivar
irremediablemente hacia el Sol.
Astronomía de los fenómenos gravitatorios
Artículo principal: La Gravedad
Artículo principal: Agujeros negros
El campo gravitatorio del Sol es el responsable de que los
planetas giren en torno a este. El influjo de los campos
gravitatorios de las estrellas dentro de una galaxia se
denomina marea galáctica.
Tal como demostró Einstein en su obra Relatividad general,
la gravedad deforma la geometría del espacio-tiempo, es
decir, la masa gravitacional de los cuerpos celestes deforma
el espacio, que se curva. Este efecto provoca distorsiones en
las observaciones del cielo por efecto de los campos
gravitatorios, haciendo que se observen juntas galaxias que
están muy lejos unas de otras. Esto es debido a que existe
materia que no podemos ver que altera la gravedad. A estas
masas se las denominó materia oscura.
Encontrar materia oscura no es fácil ya que no brilla ni
refleja la luz, así que los astrónomos se apoyan en la
gravedad, que puede curvar la luz de estrellas distantes
cuando hay suficiente masa presente, muy parecido a cómo
una lente distorsiona una imagen tras ella, de ahí el término
lente gravitacional o anillo de Einstein. Gracias a las leyes
de la física, conocer cuánta luz se curva dice a los
astrónomos cuánta masa hay. Cartografiando las huellas de
la gravedad, se pueden crear imágenes de cómo está
distribuida la materia oscura en un determinado lugar del
espacio. A veces se presentan anomalías gravitatorias que
impiden realizar estos estudios con exactitud, como las
ondas gravitacionales provocadas por objetos masivos muy
acelerados.
Los agujeros negros son singularidades de alta concentración
de masa que curva el espacio, cuando éstas acumulaciones
masivas son producidas por estrellas le les denomina agujero
negro estelar; esta curva espacial es tan pronunciada que
todo lo que se acerca a su perímetro es absorbido por este,
incluso la luz (de ahí el nombre). El agujero negro
Q0906+6930 es uno de los más masivos de los observados.
Varios modelos teóricos, como por ejemplo el agujero negro
de Schwarzschild, aportan soluciones a los planteamientos
de Einstein.
Astronomía cercana y lejana
Artículo principal: Astronomía galáctica
Artículo principal: Astronomía extragaláctica
Un caso particular lo hallamos en Andrómeda que
dado su grandísimo tamaño y luminiscencia es
posible apreciarla luminosa a simple vista. Llega a
nosotros con una asombrosa nitidez a pesar de la
enorme distancia que nos separa de ella: dos
millones y medio de años luz; es decir, si sucede
cualquier cosa en dicha galaxia, tardaremos dos
millones y medio de años en percibirlo, o dicho de
otro modo, lo que vemos ahora de ella es lo que
sucedió hace dos millones quinientos mil años.
La astronomía cercana abarca la exploración de nuestra
galaxia, por tanto comprende también la exploración del
Sistema Solar. No obstante, el estudio de las estrellas
determina si éstas pertenecen o no a nuestra galaxia. El
estudio de su clasificación estelar determinará, entre otras
variables, si el objeto celeste estudiado es "cercano" o
"lejano".
Tal como hemos visto hasta ahora, en el Sistema Solar
encontramos diversos objetos (v. El Sistema Solar desde la
astronomía) y nuestro sistema solar forma parte de una
galaxia que es la Vía Láctea. Nuestra galaxia se compone de
miles de millones de objetos celestes que giran en espiral
desde un centro muy denso donde se mezclan varios tipos de
estrellas, otros sistemas solares, nubes interestelares o
nebulosas, etc. y encontramos objetos como IK Pegasi, Tau
Ceti o Gliese 581 que son soles cada uno con determinadas
propiedades diferentes.
La estrella más cercana a nuestro sistema solar es Alpha
Centauri que se encuentra a 4,3 años luz. Esto significa que
la luz procedente de dicha estrella tarda 4,3 años en llegar a
ser percibida en La Tierra desde que es emitida.
Estos soles o estrellas forman parte de numerosas
constelaciones que son formadas por estrellas fijas aunque la
diferencia de sus velocidades de deriva dentro de nuestra
galaxia les haga variar sus posiciones levemente a lo largo
del tiempo, por ejemplo la estrella polar. Estas estrellas fijas
pueden ser o no de nuestra galaxia.
La astronomía lejana comprende el estudio de los objetos
visibles fuera de nuestra galaxia, donde encontramos otras
galaxias que contienen, como la nuestra, miles de millones
de estrellas a su vez. Las galaxias pueden no ser visibles
dependiendo de si su centro de gravedad absorbe la materia
(v. agujero negro), son demasiado pequeñas o simplemente
son galaxias oscuras cuya materia no tiene luminosidad. Las
galaxias a su vez derivan alejándose unas de otras cada vez
más, lo que apoya la hipótesis de que nuestro universo
actualmente se expande.
Las galaxias más cercanas a la nuestra (aproximadamente
30) son denominadas el grupo local. Entre estas galaxias se
encuentran algunas muy grandes como Andrómeda, nuestra
Vía Láctea y la Galaxia del Triángulo.
Cada galaxia tiene propiedades diferentes, predomino de
diferentes elementos químicos y formas (espirales, elípticas,
irregulares, anulares, lenticulares, en forma de remolino, o
incluso con forma espiral barrada entre otras más
sofisticadas como cigarros, girasoles, sombreros, etc.).
Cosmología
Artículo principal: Cosmología
Artículo principal: Cosmología física
La cosmología en rasgos generales estudia la historia del
universo desde su nacimiento. Hay numerosos campos de
estudio de esta rama de la astronomía. Varias
investigaciones conforman la cosmología actual, con sus
postulados, hipótesis e incógnitas.
La cosmología física comprende el estudio del origen, la
evolución y el destino del Universo utilizando los modelos
terrenos de la física. La cosmología física se desarrolló como
ciencia durante la primera mitad del siglo XX como
consecuencia de diversos acontecimientos y descubrimientos
encadenados durante dicho período.
Principio cosmológico
Constante cosmológica
Formación y evolución de las estrellas
Artículo principal: Formación estelar
Artículo principal: Formación y evolución de las galaxias
Artículo principal: Evolución estelar
Corrimiento al rojo
Fuerzas fundamentales
Aceleración de la expansión del Universo
Inestabilidad de Jeans
Interacción nuclear fuerte
Astronáutica
Artículo principal: Astronáutica
Asistencia gravitatoria
Expediciones espaciales
Imagen:Ant nebula.jpg
Astronomía estelar, Evolución
estelar: La nebulosa de hormiga
(Mz3). La expulsión de gas de una
estrella moribunda en el centro
muestra patrones simétricos
diferentes de los patrones caóticos
esperados de una explosión ordinaria.
Pioneer 10 y Anomalía de las Pioneer
Hipótesis destacadas
Aceleración de la expansión del Universo
Hipótesis Némesis
Colonización de Mercurio
Teoría del Big Bang y la Nucleosíntesis primordial
Teoría del Estado Estacionario
Expansión cósmica en escala
Ambiplasma
Inflación cósmica
Forma del Universo
Destino último del Universo
Apéndices
Apéndice I - Astrónomos relevantes en la Historia
Artículo principal: Astrónomo
A lo largo de la historia de toda la humanidad ha habido
diferentes puntos de vista con respecto a la forma,
conformación, comportamiento y movimiento de la tierra,
hasta llegar al punto en el que vivimos hoy en día.
Actualmente hay una serie de teorías que han sido
comprobadas científicamente y por lo tanto fueron aceptadas
por los científicos de todo el mundo. Pero para llegar hasta
este punto, tuvo que pasar mucho tiempo, durante el cual
coexistieron varias teorías diferentes, unas más aceptadas
que otras. A continuación se mencionan algunas de las
aportaciones más sobresalientes realizadas a la Astronomía.
Concibió la redondez de la tierra.
Tales de Mileto
Siglo VII a. C.
Aproximadamente
Discípulos de
Pitágoras
Siglo V a. C.
Aproximadamente
Teorizó que la Tierra era una
esfera cubierta por una superficie
redonda que giraba alrededor de
esta (así explicaba la noche) y que
tenía algunos agujeros por los
cuales se observaba, aun en la
oscuridad nocturna, un poco de la
luz exterior a la tierra; la que él
llamo "fuego eterno".
Sostuvieron que el planeta era
esférico y que se movía en el
espacio.
Tenían evidencia de nueve
movimientos circulares; los de las
estrellas fijas, los de los 5
planetas, los de la Tierra, la Luna
y el Sol.
Platón
del 427 a. C. al
347 a. C.
Aristóteles
del 384 a. C. 322 a. C.
Aristarco de
Samos
del 310 a. C. al
230 a. C.
Dedujo que la Tierra era redonda
basándose en la sombra de esta
sobre la Luna durante un eclipse
lunar.
Concibió a la Tierra inmóvil y
como centro del Universo.
Sostenía que la Tierra era inmóvil
y, además era el centro del
Universo.
Sostenía que la Tierra giraba, que
se movía y no era el centro del
Universo, proponiendo así el
primer modelo heliocéntrico.
Además determinó la distancia
Tierra-Luna y la distancia TierraSol.
Eratóstenes
Su contribución fue el cálculo de
del 276 a. C. al
194 a. C.
Hiparco de Nicea
Año 150 a. C.
Posidonio de
Apamea
del 135 a. C. al
31 a. C.
Claudio Ptolomeo
Año 140.
Nicolás Copérnico
(1477 - 1543).
la circunferencia terrestre.
Observó y calculó que la Tierra
era esférica y estaba fija.
El Sol, la Luna y los planetas
giraban alrededor de su propio
punto.
Observó que las mareas se
relacionaban con las fases de la
Luna.
Elaboró una enciclopedia
astronómica llamada Almagesto.
Consideró al sol en el centro de
todas las órbitas planetarias.
Galileo Galilei
(1564 - 1642).
Con su telescopio observó que
Júpiter tenía cuatro lunas que lo
circundaban.
Observó las fases de Venus y
montañas en la Luna.
Apoyó la teoría de Copérnico.
Demostró que los planetas no
siguen una órbita circular sino
elíptica respecto del Sol en un
foco del elipse derivando de esto
en su primera ley.
Johannes Kepler
(1571 - 1630).
La segunda ley de Kepler en la
cual afirma que los planetas se
mueven más rápidamente cuando
se acercan al Sol que cuando están
en los extremos de las órbitas.
En la tercera ley de Kepler
establece que los cuadrados de los
tiempos que tardan los planetas en
recorrer su órbita son
proporcionales al cubo de su
distancia media al Sol.
Estableció la ley de la Gravitación
Universal:
Isaac Newton
“Las fuerzas que mantienen a los
planetas en sus órbitas deben ser
recíprocas a los cuadrados de sus
distancias a los centros respecto a
los cuáles gira”.
(1642 - 1727).
Estableció el estudio de la
gravedad de los cuerpos.
Probó que el Sol con su séquito de
planetas viaja hacia la
constelación del Cisne.
Albert Einstein
(1879 - 1955).
Desarrolló su Teoría de la
Relatividad.
Fue coautor de unos 200 trabajos
científicos.
Carl Sagan
Fue promotor del proyecto SETI.
(1934 - 1996).
Escribió 10 libros de divulgación
astronómica entre ellos "Cosmos",
muy aclamado.
Ampliaciones
Entre otros:
Gerard Kuiper
Edwin Hubble
Milton Humason
Harlow Shapley
Alexander Friedmann
Vesto Slipher
Georges Édouard Lemaître
Herman Bondi, Thomas Gold y Fred Hoyle
George Gamow
Apéndice II - Ramas de la astronomía
Debido a la amplitud de su objeto de estudio la Astronomía
se divide en diferentes ramas. Aquellas ramas no están
completamente separadas. La astronomía se encuentra
dividida en cuatro grandes ramas:
Astronomía de posición. Tiene por objeto situar en
la esfera celeste la posición de los astros midiendo
determinados ángulos respecto a unos planos
fundamentales, utilizando para ello diferentes
sistemas de coordenadas astronómicas. Es la rama
más antigua de esta ciencia. Describe el movimiento
de los astros, planetas, satélites y fenómenos como
los eclipses y tránsitos de los planetas por el disco
del Sol. También estudia el movimiento diurno y el
movimiento anual del Sol y las estrellas. Incluye la
descripción de cada uno de los planetas, asteroides y
satélites del Sistema Solar. Son tareas
fundamentales de la misma la determinación de la
hora y la determinación para la navegación de las
coordenadas geográficas.
Astronomía planetaria o Ciencias planetarias: un
fenómeno similar a un tornado en Marte.
Fotografiado por el Mars Global Surveyor, la línea
larga y oscura está formada por un vórtice de la
atmósfera marciana. El fenómeno toca la superficie
(mancha negra) y asciende por la orilla del cráter.
Las vetas a la derecha son dunas de arena del fondo
del cráter.
Mecánica celeste. Tiene por objeto interpretar los
movimientos de la astronomía de posición, en el
ámbito de la parte de la física conocida como
mecánica, generalmente la newtoniana (Ley de la
Gravitación Universal de Isaac Newton). Estudia el
movimiento de los planetas alrededor del Sol, de sus
satélites, el cálculo de las órbitas de cometas y
asteroides. El estudio del movimiento de la Luna
alrededor de la Tierra fue por su complejidad muy
importante para el desarrollo de la ciencia. El
movimiento extraño de Urano, causado por las
perturbaciones de un planeta hasta entonces
desconocido, permitió a Le Verrier y Adams
descubrir sobre el papel al planeta Neptuno. El
descubrimiento de una pequeña desviación en el
avance del perihelio de Mercurio se atribuyó
inicialmente a un planeta cercano al Sol hasta que
Einstein la explicó con su Teoría de la Relatividad.
Astrofísica. Es una parte moderna de la astronomía
que estudia los astros como cuerpos de la física
estudiando su composición, estructura y evolución.
Sólo fue posible su inicio en el siglo XIX cuando
gracias a los espectros se pudo averiguar la
composición física de las estrellas. Las ramas de la
física implicadas en el estudio son la física nuclear
(generación de la energía en el interior de las
estrellas) y la física de la relatividad. A densidades
elevadas el plasma se transforma en materia
degenerada; esto lleva a algunas de sus partículas a
adquirir altas velocidades que deberán estar
limitadas por la velocidad de la luz, lo cual afectará
a sus condiciones de degeneración. Asimismo, en
las cercanías de los objetos muy masivos, estrellas
de neutrones o agujeros negros, la materia que cae
se acelera a velocidades relativistas emitiendo
radiación intensa y formando potentes chorros de
materia.
Cosmología. Es la rama de la astronomía que
estudia los orígenes, estructura, evolución y
nacimiento del universo en su conjunto.
Apéndice III - Campos de estudio de la astronomía
Campos de estudio principales
Astronomía extragaláctica: lente gravitacional. Esta
imagen muestra varios objetos azules con forma de
anillo, los cuales son imágenes múltiples de la
misma galaxia, duplicados por el efecto de lente
gravitacional del grupo de galaxias amarillas en el
centro de la fotografía. La lente es producida por el
campo gravitacional del grupo que curva la luz
aumentando y distorsionando la imagen de objetos
más distantes.
Astrometría. Estudio de la posición de los objetos
en el cielo y su cambio de posición. Define el
sistema de coordenadas utilizado y la cinemática de
los objetos en nuestra galaxia.
Astrofísica. Estudio de la física del universo,
incluyendo las propiedades de objetos astronómicos
(luminosidad, densidad, temperatura, composición
química).
Cosmología. Estudio del origen del universo y su
evolución. El estudio de la cosmología es la máxima
expresión de la astrofísica teórica.
Formación y evolución de las galaxias. Estudio de
la formación de galaxias y su evolución.
Astronomía galáctica. Estudio de la estructura y
componentes de nuestra galaxia y de otras.
Astronomía extragaláctica. Estudio de objetos
fuera de la Vía Láctea.
Astronomía estelar. Estudio de las estrellas, su
nacimiento, evolución y muerte.
Evolución estelar. Estudio de la evolución de las
estrellas desde su formación hasta su muerte como
un despojo estelar.
Formación estelar. Estudio de las condiciones y
procesos que llevan a la formación de estrellas en el
interior de nubes de gas.
Ciencias planetarias. Estudio de los planetas del
Sistema Solar y de los planetas extrasolares.
Astrobiología. Estudio de la aparición y evolución
de sistemas biológicos en el universo.
Otros campos de estudio
Arqueoastronomía
Astroquímica
Astrodinámica
Astronáutica
Campos de la astronomía por la parte del espectro
utilizado
Atendiendo a la longitud de onda de la radiación
electromagnética con la que se observa el cuerpo celeste la
astronomía se divide en:
Astronomía óptica, cuando la observación utiliza
exclusivamente la luz en las longitudes de onda que
pueden ser detectadas por el ojo humano, o muy
cerca de ellas (alrededor de 400 - 800 nm. Es la
rama más antigua [Radioastronomía]. Para la
observación utiliza radiación con longitudes de onda
de mm a cm, similar a la usada en radiodifusión. La
astronomía óptica y de radio puede realizarse
usando observatorios terrestres porque la atmósfera
es transparente en esas longitudes de onda.
Astronomía infrarroja. Utiliza detectores de luz
infrarroja (longitudes de onda más largas que la
correspondiente al rojo). La luz infrarroja es
fácilmente absorbida por el vapor de agua, así que
los observatorios de infrarrojos deben establecerse
en lugares altos y secos.
Astronomía de alta energía. Incluye la astronomía
de rayos X, astronomía de rayos gamma y
astronomía ultravioleta, así como el estudio de los
neutrinos y los rayos cósmicos. Las observaciones
se pueden hacer únicamente desde globos
aerostáticos u observatorios espaciales.
Apéndice IV - Exploraciones espaciales más relevantes
Apéndice V - Investigaciones activas y futuras
Investigadores relevantes
NASA
ESA
Sociedad Planetaria
Observatorios terrestres
Observatorios espaciales
Proyectos futuros
Orión (nave espacial)
Apéndice VI - Líneas de tiempo en astronomía
Astronomía del sistema solar
Astronomía estelar
Cosmología
Mapas y catálogos astronómicos
Satélites artificiales y sondas espaciales
Satélites naturales
Tecnología de observación astronómica
Bibliografía (en desarrollo)
Por orden alfabético del título de las obras:
Astronomía, José Luis Comellas. Editorial Rialp
(1983).
Cosmos, Carl Sagan. Editorial Planeta (1980).
Curso de Astronomía general, Bakulin, Kononóvich
y Moroz. Editorial MIR (1987).
De Saturno a Plutón, Isaac Asimov. Alianza
Editorial (1984).
El cometa Halley, José Luis Comellas y Manuel
Cruz. Aula Abierta Salvat, Salvat Editores (1985).
El mundo de los planetas, Wulff Heintz. Ediciones
Iberoamericanas (1968).
El nuevo Sistema Solar, varios autores. Libros de
"Investigación y Ciencia". Editorial Prensa
Científica (1982).
Guía de las Estrellas y los Planetas, Patrick Moore.
Ediciones Folio (1982).
Historia del Telescopio, Isaac Asimov. Alianza
Editorial (1986).
Sol, lunas y planetas. Erhard Keppler. (Ed. Salvat
Editores, Biblioteca Científica Salvat, 1986).
Introducción a la Astrofotografía, José García
García. Equipo Sirius.
La exploración de Marte, José Luis Sérsic. Editorial
Labor (1976).
Planetas del Sistema Solar, Mijail Márov. Editorial
MIR (1985).
Véase también
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ASAAF - Asociación de Astrónomos Aficionados
Astrobiología
Astrodinámica
Astronáutica
Astrónomo
Astronomía amateur
Astronomía estelar
Astronomía extragaláctica
Astronomía galáctica
Astronomía ultravioleta
Cosmología
Formación estelar
Formación y evolución de las galaxias
Historia de la astronomía
Instrumentos astronómicos
Telescopio
Observatorio
Observatorio espacial
Lista de estrellas cercanas a la Tierra
Objeto astronómico
Simbología astronómica
Sistema Solar
Referencias
1. H. Roth, A Slowly Contracting or Expanding Fluid
Sphere and its Stability, Phys. Rev. (39, p;525–529,
1932)
2. A.S. Eddington, Internal Constitution of the Stars
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Stellarium Software libre que simula un planetario.
Asociación Astronómica Hubble Web de
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Fundación Observatorio Astronómico, Página
dedicada al Estudio, Difusión y Investigación de la
Astronomía
Departamento de Astronomía y Astrofísica.
Pontificia Universidad Católica de Chile
Austrinus - Astronomía básica y avanzada para
aficionados
AstroAficionados Web sobre astronomía amateur.
IAA Instituto de astrofísica de Andalucía.
[1]Fundación Centro de Investigaciones de
Astronomía
[2]Buenos Aires Skies. Página bilingüe de Sergio
Eguivar desde Buenos Aires, Argentina mostrando
los cielos del Hemisferio Sur.
Astromia La Astronomía Educativa: Tierra, Sistema
Solar y Universo.
AESP Portal Astronómico de habla hispana,
noticias, foros, Astro fotografía.
A la Luna... y más allá! Página web sobre lo último
de astronomía y NASA en español.
Astronomía amateur
Astrónomos amateur observando la lluvia de
perseidas en el río Delaware, Nueva Jersey, EE.
UU. en agosto de 2006
La astronomía amateur es la realizada por astrónomos no
profesionales. Se suele considerar astrónomo amateur a
aquel astrónomo aficionado que no solo observa el cielo sino
que además contribuye a la astronomía con sus propias
observaciones. En muchas ocasiones, la frontera entre
astrónomos profesionales y amateur es muy tenue porque
algunos de ellos han contribuido de manera destacada al
desarrollo de la astronomía o a nuestro conocimiento del
cielo nocturno.
Esta denominación es discutida dada la aún más leve
diferencia entre los astrónomos amateur y aficionados.
La observación visual ha sido tradicionalmente la primera
actividad realizada dentro de la astronomía amateur. Por lo
general, los primeros pasos se dan contemplando el cielo a
simple vista, sin ayuda de ningún instrumento óptico. Con el
paso del tiempo, es habitual que se siga observando con
ayuda de prismáticos, para luego pasar al uso de un
telescopio. En los últimos tiempos esto está cambiando
drásticamente ya que las nuevas tecnologías CCD e Internet
están abriendo posibilidades insospechadas hace menos de
una década.
Las diferentes ramas en las que se puede dividir la
observación visual, son esbozadas a continuación:
Solar: Para observadores con experiencia, ya que es
necesario adoptar medidas de seguridad.
Lunar
Planetaria: La observación de los planetas puede
proporcionar información muy útil sobre los
cambios que se producen en sus atmósferas.
Eclipses: De forma totalmente casual, los diámetros
de la Luna y el Sol tal y como se ven desde nuestro
planeta son aproximadamente iguales, lo que
provoca, cuando los tres cuerpos se alinean, que
ocurran eclipses, tanto de Sol como de Luna. Ambos
tipos pueden ser totales o parciales. Como otro tipo
de eclipses pueden considerarse las ocultaciones.
Estas suceden cuando la luna oculta a otros planetas
o estrellas (ocultaciones lunares) o cuando cuerpos
menores, generalmente asteroides, ocultan en su
orbita estrellas (ocultaciones asteroidales).
Cielo Profundo: Galaxias, nebulosas, cúmulos
abiertos o globulares... hay centenares de objetos
que están al alcance de cualquier telescopio.
Estrellas dobles: Unos de los campos de la
astronomía que se puede practicar desde las
ciudades y sin necesidad de instrumental complejo.
Es interesante tanto por interés estético como por la
utilidad de los resultados de las mediciones que se
pueden realizar.
Estrellas variables: La búsqueda de supernovas,
estrella variables, planetas extrasolares son solo
algunos ejemplos en donde la labor de los
astrónomos amateur es más importante.
Lluvias de meteoros: La cuenta sistemática de
estrellas fugaces es una de las disciplinas de la
astronomía amateur más simples y de mayor
importancia, dada la dificultad de realizar las
observaciones con medios automáticos.
Contenido
1 Astrofotografía
2 Astrónomos amateurs famosos
3 Véase también
4 Enlaces externos
Astrofotografía
El siguiente paso para los astrónomos aficionados es el
inicio en la astrofotografía. Aunque hasta hace poco se
utilizaban cámaras reflex convencionales con películas de
alta sensibilidad, la llegada al mercado de cámaras CCD
relativamente baratas y, en especial, de las más baratas
webcam han revolucionado el concepto de astrofotografía
para los astrónomos amateurs. Es posible obtener imágenes
de planetas y de algunas de las mayores nebulosas como la
Nebulosa de Orión. Algunos de los mayores cometas y de
las lluvias de meteoritos también pueden ser fotografiadas
adecuadamente por amateurs. Muchas publicaciones de
divulgación en astronomía aceptan publicar las imágenes de
astrónomos aficionados. Tribuna de Astronomía y Universo
en España y revistas como Astronomy Magazine en el Reino
Unido o Sky & Telescope en Estados Unidos. Algunas
sociedades astronómicas amateur colaboran muy
activamente con astrónomos profesionales en el seguimiento
de cambios en la luminosidad de estrella variables,
búsquedas de cometas o el seguimiento de las atmósferas de
Júpiter y Saturno.
Astrónomos amateurs famosos
Alan Hale
Thomas Bopp
Véase también
Observación del cielo
Congreso Estatal de Astronomía
Centro Astronomico Caronte
Enlaces externos
Asociación de Aficionados a la Astronomía,
Uruguay
Astrowiki
Cosmowiki
Agrupaciones Astronómicas de España
Asociación Entrerriana de Astronomia (Argentina)
Asociaciones Astronómicas de Iberoamérica
Sociedad Astronómica Granadina
Grup d'Estudis Astronòmics en Cataluña
Agrupación Astronómica Vizcaína - Bizkaiko
Astronomi Elkartea
Sociedad astronómica de México
Agrupación Astronómica Cántabra
SAVAL Sociedad Astronómica de Valparaíso y
Viña del Mar
Astronomía Sur Toda la información para iniciarse
en la astronomía amateur. (en español)
Cofradía Astronómica Cuyum Grupo de Mendoza,
Argentina aficionados a la Astronomía,
Astrofotografía y Bricolaje Astronómico.
Espacio Profundo Toda la información sobre
Astronomía en español.
AstroMGS Astrofotografías de Marcelo Salemme.
Sur Astronomico Toda la Astronomía para el
Hemisferio Sur (en español).
Buenos Aires Skies Página bilingüe de Sergio
Eguivar desde Buenos Aires, Argentina mostrando
los cielos del Hemisferio Sur.
El rincón de alfacruz (Blog) Blog del aficionado
Rubén Barros.
Observatorio Astronómico Peumayen Astronomía y
astrofotografía aficionada del Hemisferio Sur.
Austrinus Astronomía básica y avanzada para
aficionados (en español).
Astronomía de neutrinos
La astronomía de neutrinos es la ciencia de observar
fenómenos astronómicos detectando neutrinos. Estos
neutrinos son un producto de las reacciones termonucleares
débiles que tienen lugar en el interior de cada estrella. Este
tipo de astronomía está aún en su infancia - las únicas
fuentes extraterrestres detectadas hasta ahora y que han sido
confirmadas son el sol y la supernova SN1987A.
Contenido
1 Retos para la observación
2 Diseño del detector
3 Detectores usados
3.1 Super-Kamiokande
3.2 AMANDA
3.3 IceCube
3.4 SNO, Kamland, Baikal, Antares,
ANITA, Nemo, Nestor, Auger, GLUE
4 Enlaces externos
Retos para la observación
Los neutrinos interaccionan muy raramente con la materia.
El flujo enorme de neutrinos solares que pasan a través de la
Tierra solo es suficiente para producir una interacción por
cada 1036 átomos, y cada interacción produce solamente
algunos fotones o la transmutación de un elemento. Para
observar las interacciones de los neutrinos se necesita pues
una masa grande para el detector, así como un sistema muy
sensible para la amplificación de la luz producida.
Dado que la señal es muy débil, las fuentes de ruido de
fondo se deben reducir todo lo posible. Las fuentes
principales del ruido en el detector son las cascadas de
partículas elementales producidas por los rayos cósmicos
que colisionan con la atmósfera, y las partículas producidas
por decaimiento radiactivo. Para reducir la cantidad de rayos
cósmicos, los detectores se deben blindar por una masa
grande protectora, por lo que son construidos en
subterráneos profundos, o bajo el agua. Las fuentes de
isótopos radiactivos también deben controlarse pues
producen partículas enérgias cuando decaen.
Para producir cualquier clase de imagen, el detector debe
proporcionar la información sobre el flujo de neutrinos y la
dirección de su recorrido. Aunque existen varios métodos de
detectar los neutrinos, la mayoría no proporciona
información direccional, y los que lo hacen, tienen una
resolución angular pobre. Para mejorar la resolución angular,
debe usarse un arsenal grande de detectores de neutrinos.
Diseño del detector
El diseño del detector consiste en una masa grande de agua o
hielo, rodeada por un arsenal de detectores ligeros sensibles
conocidos como tubos fotomultiplicadores. Este diseño se
aprovecha del hecho que las partículas producidas en la
interacción del neutrino entrante con un núcleo atómico
viajan típicamente más rápidamente que la velocidad de la
luz en el medio del detector (por supuesto, viajan más
lentamente que la velocidad de la luz en un vacío). Esto
genera una “onda de choque óptica” conocida como
radiación de Cherenkov que se puede detectar por los tubos
de fotomultiplicadores.
Detectores usados
Super-Kamiokande
El detector de neutrinos Super-Kamiokande utiliza 50.000
toneladas de agua pura rodeadas por 11.000 tubos de
fotomultiplicadores enterrados bajo 1 kilómetro de
profundidad. Puede detectar la dirección incidente de los
neutrinos entrantes detectando que fotomultiplicadores se
encienden. Kamiokande, el precursor del Super-Kamokande,
podía detectar la explosión de neutrinos asociados a la
supernova 1987A, y en 1988 fue utilizado para confirmar
directamente la producción de neutrinos solares.
AMANDA
El conjunto antártico de detectores de muones y neutrinos
(conocido como AMANDA por sus siglas en inglés)
funcionó entre 1996 y 2004. Este detector utilizó tubos de
fotomultiplicadores montados en cuerdas enterradas
profundamente (entre 1.5-2km) dentro del hielo glacial en el
polo sur en la Antártida. El hielo mismo se utiliza como la
masa del detector. La dirección de los neutrinos incidentes se
determinan registrando el momento de llegada de fotones
individuales usando un arsenal tridimensional de módulos en
el detector que contienen cada uno un tubo
fotomultiplicador. Este método permite la detección de
neutrinos sobre 50GeV con una resolución espacial de
aproximadamente 2 grados. Se ha utilizado AMANDA para
generar mapas de neutrinos del cielo norteño para buscar
para las fuentes extraterrestres de neutrinos y en las
búsquedas de la materia oscura.
IceCube
Desde el 2005, AMANDA está siendo actualizado al
observatorio de IceCube, aumentando eventualmente el
volumen del detector a un kilómetro cúbico.
SNO, Kamland, Baikal, Antares, ANITA, Nemo, Nestor,
Auger, GLUE
Otros detectores que también realizan experimentos con
neutrinos.
Enlaces externos
Superkamiokande
AMANDA, un telescopio de neutrinos en la
Antártida.
Fotos de Amanda
IceCube
SNO
KamLAND
Baikal
Antares
Nestor
Nemo
ANITA
Astronomía de rayos-X
Corte del telescopio Wolter
La astronomía de rayos-X es una rama de la astronomía,
que estudia la emisión de rayos-x de los objetos celestes. La
radiación de rayos-x es absorbida por la atmósfera, así que
los instrumentos para captar rayos-x deben estar a gran
altitud, en el pasado se utilizaban en globos y cohetes sonda.
En la actualidad la astronomía de rayos-x es parte de la
investigación espacial y los observatorios de rayos-x se
instalan en satélites.
La emisión de rayos-x se cree que procede de fuentes que
contienen gas muy caliente a varios millones de Kelvins, en
general en objetos cuyos átomos o electrones tienen una gran
energía. El descubrimiento de la primera fuente de rayos-x
procedente del espacio en 1962 se convirtió en una sorpresa.
Esa fuente se llamada Scorpio X-1, en la constelación de
Escorpio en dirección al centro de la Vía Láctea. Por este
descubrimiento Riccardo Giacconi obtuvo el Premio Nobel
de Física en 2002. Más tarde se descubrió que la emisión de
rayos-x de este objeto es 10.000 veces mayor de lo captado
en la emisión óptica. Esto es, el total de energía emitida por
esta fuente de rayos-x es 100.000 veces mayor que la
emitida por el Sol en todas las longitudes de onda. Se sabe
que esas fuentes de rayos-x son remanentes estelares, como
estrellas de neutrones o agujeros negros. La fuente de la
energía está en la energía gravitacional, que procede del gas
calentado por la caída en el campo gravitacional de esos
objetos.
En la actualidad se conocen miles de fuentes de rayos-x. Es
más, parece que el espacio entre las galaxias de los cúmulos
galácticos está repleto de gas muy caliente, pero poco denso,
a una temperatura de 100 millones de grados kelvin. La
cantidad total de gas es de cinco a diez veces la masa total de
las galaxias visibles.
Astronomía en Chile
Vista del desierto de Atacama donde
se encuentran algunos de los más
modernos y grandes complejos
astronómicos del mundo.
El norte de Chile alberga a algunas de las más grandes y
modernas instalaciones astronómicas del mundo. En las
próximas décadas, esta zona también recibirá gigantes
instrumentos ópticos, submilimétricos y de microndas. Esto
corresponde a las excepcionales condiciones climáticas y
geográfias de esta porción del territorio chileno que cuenta
con escaza nubosidad, baja humedad, altas cumbres y
planicies, y baja contaminación lumínica y radioeléctrica.
Logo del Nodo Chileno para el
Año Internacional de la
Astronomía 2009: [2]
http://www.astronomia2009.cl
Contenido
1 Historia
2 Instituciones Astronómicas Chilenas
2.1 Astronomía Profesional
2.1.1 Norte de Chile
2.1.2 Chile Central
2.1.3 Sur de Chile
2.2 Astronomía de Aficionados
3 Instituciones Astronómicas Internacionales en
Chile
4 Observatorios
4.1 Instalaciones Existentes
4.2 Instalaciones Futuras
5 Contaminación Lumínica
6 Educación
6.1 Programas de Postgrado
6.2 Programas de Pregrado
6.3 Programas Escolares
7 Personas
7.1 Astrónomos y Astrónomas
7.1.1 En Chile
7.1.2 Astrónomos Chilenos en el
Extranjero
7.2 Ingeniéros
7.3 Aficionados a la Astronomía y
Maestros
7.4 Planetarios
7.5 Publicaciones y Libros
7.6 Astroturismo
7.7 Atronomía en los Medios y Sitios de
Noticias
8 References
Historia
Artículo principal: Astronomía en Chile (Línea de Tiempo)
Instituciones Astronómicas Chilenas
Astronomía Profesional
Imagen:SOCHIAS logo.gif
Logo de la Sociedad Chilena de
Astronomia[3]
Sociedad Chilena de Astronomia (SOCHIAS)
Centro de Astrofisica FONDAP
Norte de Chile
Astronomy Group, Universidad de La Serena
Universidad de Tarapaca
Chile Central
Departamento de Física y Astronomía, Universidad
de Valparaíso
Departamento de Astronomía y Astrofísica,
Pontificia Universidad Católica de Chile.
Departmento de Astronomía, Universidad de Chile
Sur de Chile
Deparmento, Universidad de Concepción
Astronomía de Aficionados
Observatorio Cerro Los Condores (Región Atacama
Región)
Observatorio Cerro Mayu (Región de Coquimbo)
Observatorio Cerro Mamalluca (Región de
Coquimbo)
Observatorio Cerro Collowara (Región de
Coquimbo)
Observatorio Galileo (Región de Valparaíso)
Sociedad Astronómica de Valparaíso y Viña del
Mar (SAVAL) (Región de Valparaíso)
Rama de Astronomía (RASTRO), Universidad de
Concepcion (Región del Bio-Bio)
Asociación Chilena de Astronomía y Astronautica
(ACHAYA) (Región Metropolitan)
Instituciones Astronómicas Internacionales en Chile
Carnegie Observatories
European Southern Observatory (ESO)
National Optical Astronomical Observatories
(NOAO, USA)
National Radio Astronomy Observatory (NRAO,
USA)
Observatorios
Instalaciones Existentes
Imágen del Observatorio La Silla
tomada en camino al Observatorio
Las Campanas
Observatorio Interamericano de Cerro Tololo:
Telescopios de NOAO, Consorcio SMART, GONG,
PROMPT, ALPACA.
Observatorio Cerro Pachon: Observatorio Gemini,
Telescopio SOAR.
Observatorio Llano de Chajnantor: Cosmic
Background Imager (CBI), Atacama Pathfinder
Experiment (APEX), Q/U Imaging ExperimenT
QUIET,
Pampa La Bola y Complejo Purico: Atacama
Submillimeter Telescope Experiment (ASTE),
NANTEN2 Observatory
Observatorio Paranal: Very Large Telescope
(VLT), Visible & Infrared Survey Telescope for
Astronomy (VISTA Telescope).
La Silla Observatory: Telescopios de ESO.
Las Campanas Observatory: Telescopios de
Carnegie, Magellan Telescopes, Birmingham Solar
Oscillations Network
Observatorio Cerro El Roble
Observatorio Nacional
Observatorio Manuel Foster
Instalaciones Futuras
Imagen:GiantMagellanTelescope-CarnegieObservatories.gif
Visión artística del Giant Magellan
Telescope (GMT)
VLT Survey Telescope a ubicase en el
Observatorio Paranal.
Giant Magellan Telescope (GMT) a ubicarse en el
Observatorio Las Campanas.
Atacama Large Millimeter Array a ubicarse en el
Observatorio Llano de Chajnantor
Thirty Meter Telescope: ubicación no confirmada.
Algunos sitios potenciales en Chile son Cerro
Armazones (Región de Antofagasta), Cerro
Tolanchar (Región de Antofagasta) and Cerro Tolar
(Región de Antofagasta).
European-Extremely Large Telescope: ubicación
no confirmada.
Large Synoptic Survey Telescope (LSST) a ubicarse
en Cerro Pachon (El Peñón).
Overwhelmingly Large Telescope: ubicación no
confirmada. Algunos sitios potenciales se
encuentran en la Región de Antofagasta.
Contaminación Lumínica
Oficina de Contaminación Lumínica (OPCC):
depende de la Comisión Nacional de Medio
Ambiente (CONAMA) y de los observatorios
internaciones en Chile.
IDA-Chile: Sección Chilena de la Asociación
Internacional para los Cielos Oscuros (IDA, por sus
siglas en inglés)
Educación
Programas de Postgrado
Universidad de Chile (Santiago): Programas de
Magister y Doctorado en Ciencia con mención en
Astronomía.
Universidad de Concepción (Concepción):
Programas de Magister y Doctorado en Ciencias
Físicas con mención en Astronomía.
Pontificia Universidad Católica de Chile (Santiago):
Programa conjunto con el Departamento de Ciencias
Físicas de la Universidad de Princeton (EE.UU).
Magister y Doctorado en Ciencias Exáctas con
mención en Astronomía
Programas de Pregrado
Astronomía (U. de Concepción)
Licenciatura en Astronomía (U. de Chile)
Licenciatura en Astronomía (PUC)
Programas Escolares
CADIAS
Personas
Astrónomos y Astrónomas
En Chile
Luis Barrera, (UMCE)
Hamuy, Mario (U de Chile): supernovas, escala de
distancias, cosmología observational.
[Ramírez, Amelia]http://www.dfuls.cl (U. La
Serena): dinámica y evolución de galáxias, grupos y
cúmulos de galáxias.
Astrónomos Chilenos en el Extranjero
Ingeniéros
Seguel, Juan (CTIO): Monitoreo de potenciales
sitios astronómicos.
Aficionados a la Astronomía y Maestros
Gómez, Arturo: destacado astrofógrafo y
descubridor de la Hamburguesa Gómez, una
nebulosa protoplanetaria, o estrella que se encuentra
en un estado inmediatamente anterior al de nebulosa
planetaria.[1]
Jiménez, Carmen Gloria: maestra y psicóloga
trabajando como encargada del área de Educación y
Difusion del Departamento de Astronomía de la
Universidad de Concepción. Es ampliamente
conocida por su participación en el programa de
NASA llamado "Teachers in Space", con
posibilidades de viajar a la Estación Espacial
Internacional o de participar como apoyo de misión
en Tierra para los maestros que sean seleccionados
como astronautas.[2]
Picetti, Battista: maestro de física y astronomía del
Colegio Seminario Conciliar de La Serena. El 2007
obtuvo el premio Michael Faraday, otorgado por la
Pontificia Universidad Católica de Chile, al mejor
maestro de física. physics and astronomy teacher in
the Seminario Conciliar de La Serena. He won the
Michael Faraday Award for the Best Physics
Teacher in 2007. El padre Picetti además es el
creador de los Observatorios El Tololito y Cerro
Mayu cercanos la ciudad de La Serena.[3]
Planetarios
Planetario de la Universidad de Santiago (Santiago)
Planetarios Móviles Gémini (La Serena)
Publicaciones y Libros
Supernovas, José Maza, Mario Hamuy.
Hijos de las estrellas, María Ruiz. ISBN:
9789563040371
Mundos lejanos, Dante Minniti.
Con ojos de gigantes, Sebastián López, Felipe
Barrientos.
Astroturismo
Observatorio Cerro Mamayuca
Atronomía en los Medios y Sitios de Noticias
Círculo Astronómico
Red Astronomica de Chile. Por José Ojeda.
References
1. "Hubble Astronomers Feast on an Interstellar
Hamburger", News Release Number:
STScI-2002-19
2. [1] "Maestra chilena es la primera latinoamericana
que se prepara para ir al espacio", Icarito.
3. Premios EduCiencias: Una vida dedicada a la
ciencia y la educación, web site of
Explora-CONYCIT.
Astronomía extragaláctica
Representación de galaxias en
colisión
Se llama astronomía extragaláctica al estudio de objetos
fuera de la Vía Láctea.
La astronomía extragaláctica nació como tal cuando Edwin
Hubble descubrió las Cefeidas en la nebulosa de Andrómeda
, confirmando que por su distancia debía estar fuera de
nuestra galaxia y que por su tamaño debería ser una galaxia
comparable o incluso más grande que la nuestra.
Más tarde se encontró que las galaxias no se encuentran
aisladas, sino formando grupos de diferentes tamaños.
Además, existe una organización jerárquica donde
agrupaciones más pequeñas forman parte de agrupaciones
mayores.
Véase también:
Objeto astronómico
Agrupaciones galácticas
Estructura a gran escala del universo
Astronomía galáctica
Se denomina astronomía galáctica a la investigación
astronómica de nuestra galaxia, la Vía Láctea.
La diferencia entre astronomía galáctica y astronomía
extragaláctica sólo se empezó a hacer a principios del siglo
pasado, cuando las observaciones de Edwin Hubble
mostraron sin lugar a dudas que la nebulosa de Andrómeda
era una galaxia similar a la nuestra, y a una considerable
distancia de ella.
Los objetos de interés en nuestra galaxia son muchos,
incluyendo estrellas, nubes interestelares, que es donde la
formación estelar se realiza; nuestro centro galáctico, que
estamos casi seguros posee un agujero negro, etc.
Véase también
Galaxia
Astronomía gamma
La astronomía gamma, o astronomía de rayos gamma, es el
estudio astronómico del cosmos con los rayos gamma
Historia
Mucho antes de que varios experimentos pudieran detectar
rayos gamma emitidos por fuentes cósmicas, los científicos
conocían el hecho de que el universo producía fotónes.
Distintas investigaciones ( Feenberg y Primakoff en 1948,
Hayakawa y Hutchinson en 1952, y , especialmente,
Morrison en 1958), han llevado a los científicos a creer que
un número de diferentes procesos ocurridos en el universo,
iban a resultar en una emisión de rayos gamma. Estos
procesos incluían interacción entre radiación cósmica y
gases interestelares , supernovas, y electrónes con campos
magnéticos. A pesar de ello, no fue hasta 1960 que se
detectaran estas emisiones.
Los rayos gamma que provienen del espacio, son, en su
mayoría, absorbidos por la atmósfera de la Tierra, por ello,
la astronomía gamma no pudo desarrollarse hasta que fue
posible colocar sensores más allá de la atmósfera. El primer
telescopio de rayos gamma llevado en órbita, llevado por el
satélite Explorer-XI, en 1961, halló poco más que cien
fotones. Estos parecían provenir de todas direcciónes, lo que
llevó a pensar en una
Astronomía infrarroja
La astronomía infrarroja es la detección y el estudio del
universo por medio de la radiación infrarroja que éste emite.
La región del espectro estudiada tiene longitudes de onda de
1 a 200 micrómetros. El ojo humano detecta solamente 1%
de las ondas de luz de 0,69 micrómetros y 0,01% de las
ondas de 0,75 micrómetros; no puede ver longitudes de onda
mayores de 0,75 micrómetros, a menos que la fuente de luz
sea extremadamente brillante.
Debido a que la radiación infrarroja es menos absorbida o
desviada por polvo cósmico, se puede observar en infrarrojo
regiones ocultas por polvo en la región visible del espectro.
Entre las regiones que son más efectivamente estudiadas en
el infrarrojo se cuentan:
Centro galáctico
Regiones de formación estelar
Contenido
1 Las observaciones Infrarrojas revelan los estados
fríos de la materia
2 Las observaciones Infrarrojas exploran el
Universo Oculto
3 Las observaciones Infrarrojas proporcionan
acceso a muchas líneas espectroscópicas
4 Las observaciones Infrarrojas estudian el
Universo Joven.
5 Observatorios Espaciales
6 Enlace Externo
Las observaciones Infrarrojas revelan los estados fríos de
la materia
Los objetos sólidos en el espacio -- desde el tamaño de un
grano de polvo interestelar (de menos de una micra) hasta
los planetas gigantes -- tienen temperaturas que van de 3 a
1500 kelvins (K). La mayoría de la energía irradiada por
objetos en este rango de temperaturas se encuentra en el
infrarrojo. Las observaciones infrarrojas son por lo tanto de
particular importancia en el estudio de medios a baja
temperatura, como son las nubes interestelares con mucho
polvo, donde las estrellas se están formando, así como las
superficies heladas de los satélites planetarios y los
asteroides.
Las observaciones Infrarrojas exploran el Universo
Oculto
Los granos de polvo cósmico oscurecen partes del Universo,
bloqueando la luz que llega de regiones críticas. Este polvo
se vuelve transparente en el cercano infrarrojo, donde los
observadores pueden estudiar regiones ópticamente
invisibles como el centro de nuestra Galaxia (y de otras
galaxias) y densas nubes donde las estrellas y los planetas
están naciendo. Para muchos objetos, incluyendo las
estrellas en regiones con mucho polvo, los núcleos
galácticos activos e incluso galaxias enteras, la radiación
visible abosorbida por el polvo y re-emitida en el infrarrojo
constituye la mayor parte de su luminosidad.
Las observaciones Infrarrojas proporcionan acceso a
muchas líneas espectroscópicas
Las bandas de emisión y absorción de virtualmente todas las
moléculas y los sólidos se encuentran en el infrarrojo, donde
pueden usarse para estudiar las condiciones físicas y
químicas de ambientes relativamente fríos. Muchos átomos y
iones tienen líneas espectrales en el infrarrojo, que pueden
usarse para estudiar las atmósferas estelares y el gas
interestelar, explorando regiones que son demasiado frías o
con demasiado polvo para ser estudiadas en luz visible.
Las observaciones Infrarrojas estudian el Universo
Joven.
El corrimiento al rojo cósmico, que resulta de la expansión
general de Universo, desplaza la energía inexorablemente
hacia longitudes de onda largas, siendo el corrimiento
proporcional a la distancia del objeto. Debido a la velocidad
finita de la luz, los objetos con un gran corrimiento al rojo se
observan según eran cuando el Universo era mucho más
joven. Como resultado de la expansión del Universo, la
mayoría de la radiación óptica y ultravioleta emitida por las
estrellas, las galaxias y los quásares desde el principio de los
tiempos, ahora se encuentran en el infrarrojo. Cómo y
cuándo los primeros objetos del Universo se formaron será
esclarecido en gran parte gracias a las observaciones
infrarrojas.
Observatorios Espaciales
Debido a que la transmisión de la atmósfera en el infrarrojo
está limitada a algunas ventanas, e incluso en ellas, la
transparencia depende de la cantidad de vapor de agua por la
que tiene que pasar la luz, los telescopios para observar en el
infrarrojo se deben ubicar en lugares secos y a gran altura.
Entre los lugares donde estas condiciones se cumplen se
cuenta Mauna Kea, en Hawaii, Estados Unidos, donde existe
gran cantidad de telescopios y Paranal en la región de
Antofagasta, Chile, sitio del VLT, Very Large Telescope de
la ESO, Observatorio Europeo Austral.
Aún mejor es usar observatorios espaciales, que pueden ver
en regiones en que la atmósfera terrestre es completamente
opaca. Entre las misiones pasadas más importantes se
encuentran el IRAS y el Observatorio Espacial Infrarrojo.
Hoy por hoy destacan la cámara NICMOS en el Telescopio
Espacial Hubble, y el Telescopio Espacial Spitzer, lanzado
en 2003. En los próximos años, está previsto lanzar el
Telescopio Espacial James Webb y el Observatorio Espacial
Herschel, ambos centrados en el estudio del infrarrojo.
La mayor parte de la artículo fue obtenido de
http://sirtf.caltech.edu/espanol/ciencia/porque.shtml,
dominio público
Enlace Externo
http://sirtf.caltech.edu/espanol/edu/ir/
Astronomía observacional
La mayoría de procesos astrofísicos no pueden ser recreados
en los laboratorios de la Tierra. En cualquier caso, existe una
gran variedad de objetos astronómicos visibles a lo largo de
todo el espectro electromagnético. El estudio de dichos
objetos mediante la adquisición pasiva de datos es el
objetivo de la astronomía observacional.
El equipo y las técnicas necesarias para estudiar un
fenómeno astrofísico pueden variar muchísimo. Muchos
fenómenos astrofísicos de interés sólo pueden ser estudiados
mediante el uso de tecnología muy avanzada y simplemente
no se conocían hasta muy recientemente.
La mayoría de observaciones astrofísicas se realizan
utilizando el espectro electromagnético.
La radioastronomía estudia radiaciones con una
longitud de onda mayor que unos pocos milímetros.
Las ondas de radio suelen se originadas por objetos
fríos, incluyendo gas interestelar y nubes de polvo.
La radiación cósmica de microondas de fondo es la
luz del Big Bang con un corrimiento al rojo. Los
púlsars fueron detectados por primera vez a través
de microondas. el estudio de estas ondas requieren
radiotelescopios muy grandes.
La astronomía infrarroja estudia las radiaciones con
longitudes de onda demasiado largas para ser
visibles pero más cortas que las ondas de radio. Las
observaciones infrarrojas suelen realizarse con
telescopios similares a los telescopios ópticos
habituales. Objetos más fríos que las estrellas (como
planetas) se estudian normalmente a frecuencias
infrarrojas.
El Observatorio Chandra es el tercero de los
Grandes Observatorios de la Nasa. El primero fue el
Hubble, el segundo fue el Compton, y
posteriormente fue el Spitzer.
La astronomía óptica es el tipo más antiguo de
astronomía. Los instrumentos más comunes son
telescopios y espectroscopios. La atmósfera terrestre
interfiere en mayor o menor medida con las
observaciones ópticas, así que se utilizan ópticas
adaptativas y telescopios espaciales para obtener la
mayor calidad de imagen posible. En este rango, las
estrellas son altamente visibles, y pueden observarse
espectros químicos para estudiar la composición
química de estrellas, galaxias y nebulosas.
La astronomía con rayos ultravioleta, rayos X y
rayos gamma estudian procesos muy energéticos
como púlsars binarios, agujeros negros, magnetars y
muchos otros. Estos tipos de radiación no atraviesan
la atmósfera terrestre, por lo que son estudiados
desde telescopios espaciales como RXTE, el
Observatorio de Rayos X Chandra y el Observatorio
de rayos gamma Compton.
A parte de la radiación electromagnética, pocas cosas
originadas a grandes distancias pueden observarse desde la
Tierra. Se han construido observatorios de ondas
gravitacionales, péro éstas son extremadamente difíciles de
detectar. También han sido construidos observatorios de
neutrinos, principalmente para el estudio de nuestro propio
Sol. Se pueden observar rayos cósmicos, consistentes en
partículas de gran energía colisionando con la atmósfera
terrestre.
Las observaciones pueden variar también según la escala de
tiempo. La mayoría de observaciones ópticas llevan de
varios minutos a horas, de manera que los fenómenos que
cambian más rápidamente no pueden ser fácilmente
observados. De cualquier manera, los datos históricos de
algunos objetos están disponibles desde hace siglos o
milenios. Por otro lado, las observaciones a través de radio
pueden examinar eventos en escalas de milisegundos o
combinar años de datos. La información obtenida desde
diferentes escalas de tiempo es muy diferente.
El estudio de nuestro Sol ocupa un lugar especial en la
astrofísica observacional. Debido a las enormes distanias del
resto de estrellas, el Sol puede ser observado desde un lugar
privilegiado incomparable al de ninguna otra estrella. La
comprensión de nuestro propio Sol sirve de guía para la
comprensión de otras estrellas.
La forma en que cambian las estrellas, o evolución estelar,
suele representarse colocando las distintas variedades de
estrellas en sus respectivas posiciones del diagrama
Hertzsprung-Russell, que muestra los distintos estados de un
objeto estelar, desde su nacimiento hasta su muerte. La
composición material de los objetos astronómicos puede ser
examinada utilizando:
Fotometría
Espectroscopia
Radioastronomía
Observatorio astronómico
Astronomía visible
(Redirigido desde Astronomía óptica)
La astronomía visible es el área de la astronomía que para
estudiar el universo usa luz en una pequeña región del
espectro electromagnético, coincidente en su mayor parte
con la que el ojo humano puede detectar.
Es la parte más antigua de la astronomía, ya que recién en el
siglo XX comenzaron a ser usadas en la investigación
astronómica regiones del espectro electromagnético
diferentes a la visible.
La principal herramienta que utiliza es el telescopio. Hasta
fines del siglo XIX el único detector usado era el ojo
humano, pero el advenimiento de la fotografía cambió eso,
permitiendo un aumento enorme de la sensibilidad de las
observaciones. En vez de la fracción de segundo en que el
ojo recibe fotones antes de mandar la señal al cerebro, una
placa fotográfica podía ser expuesta durante horas.
La placa fotográfica fue usada tanto para detectar imágenes
como espectros. En el segundo caso, un espectrógrafo separa
la luz que llega al foco del telescopio por longitud de onda, y
el resultado queda registrado en la placa fotográfica.
En las últimas décadas del siglo XX, la placa fotográfia fue
gradualmente reemplazada por detectores electrónicos, el
más útil y ampliamente usado de ellos el CCD.
A pesar de la apertura de nuevas regiones del espectro a la
investigación astronómica, la astronomía óptica sigue siendo
un área inmensamente activa.
Astronomía radar
Imágenes de radar y modelo de computadora del asteroide
1998 JM8
La astronomía radar es una técnica de observar objetos
astronómicos próximos reflejando las microondas de estos
objetos y analizando los ecos. Esta investigación se ha
conducido por cuatro décadas. La astronomía radar difiere
de la radioastronomía en que la primera es una observación
activa, con emisión y recepción de señales, y la última es
una observación pasiva, en donde solo se reciben señales.
Los sistemas de radar han sido usados para una amplia gama
de estudios del Sistema Solar. La transmisión de radar puede
ser tanto pulsada como continua.
La fuerza de la señal de vuelta del radar es proporcional al
inverso de la cuarta potencia de la distancia. Las mejoradas
instalaciones, incrementan la energía del transmisor-receptor
, y los aparatos mejorados han incrementado las
oportunidades de observación.
Las técnicas de radar proporcionan información inasequible
por otros medios, como pruebas de la relatividad general al
observar el planeta Mercurio, y proporcionando un valor
refinado para la unidad astronómica. Las imágenes de radar
proporcionan información sobre las formas y las
características de la superficie de los cuerpos sólidos, que no
pueden ser obtenidas por otras técnicas terrestres.
La extremadamente precisa astrometría proporcionada por el
radar es crítica en predicciones a largo plazo de los impactos
de los asteroides cercanos a la Tierra, como lo ilustrado por
el objeto 99942 Apophis.
Véase también
Red del Espacio Profundo
Radar
Radioastronomía
Enlaces externos
Arecibo Planetary Radar Astronomy
Goldstone Solar System Radar
JPL Asteroid Radar Research
Astronomía ultravioleta
La astronomía por rayos ultravioletas utiliza una radiación
electromagnética cuyas longitudes de onda van
aproximadamente desde los 400 nm, el límite de la luz
violeta, hasta los 15 nm, donde empiezan los rayos X. La
radiación ultravioleta puede producirse artificialmente
mediante lámparas de arco; la de origen natural proviene
principalmente del Sol.
La astronomía ultravioleta se ha practicado desde comienzos
de la década de 1960, con la ayuda de detectores montados
en satélites artificiales que proporcionan datos sobre objetos
estelares inaccesibles desde la superficie de la Tierra. Uno de
estos satélites es el Explorador Ultravioleta Internacional,
lanzado en 1978.
La atmósfera de la Tierra impide que la mayor parte de la
radiación ultravioleta que proviene del espacio exterior
llegue a su superficie. Sin embargo, la luz ultravioleta con
una longitud de onda entre 410 y 300 nm, llamada 'región
ultravioleta cercana' puede alcanzar la superficie terrestre a
través de la atmósfera. La radiación ultravioleta con una
longitud de onda entre 300 y 10 nm solamente se puede
detectar mediante instrumentos de observación situados por
encima de la atmósfera de la Tierra. Estos instrumentos de
observación incluyen telescopios y satélites artificiales en el
espacio.
Un telescopio enviado a una altitud de 40 km, es decir, casi
por encima de la capa de ozono de la atmósfera, puede
observar la luz ultravioleta de hasta unos 200 nm. Para
observar longitudes de onda menores de 200 nm, el
dispositivo de observación tiene que estar colocado por
encima de la atmósfera terrestre. Los telescopios situados en
globos o pequeños cohetes son de gran utilidad, pero su
tiempo de observación se ve limitado a unos cuantos
minutos en el caso de un cohete y a algunas horas cuando se
trata de un globo. Desde 1968 la mayor parte de las
observaciones del ultravioleta medio y lejano se han
efectuado desde telescopios situados en la órbita de la Tierra.
(La región ultravioleta entre 300 y 200 nm se conoce como
el 'ultravioleta medio'. El 'ultravioleta lejano' se encuentra
entre 200 nm y aproximadamente 91 nm). Algunos de los
satélites artificiales puestos en órbita para detectar el
ultravioleta son: el Observatorio Astronómico en Órbita, el
Observatorio Astronómico Copérnico, el Satélite Europeo
TD-1, el Satélite Astronómico de los Países Bajos, el
Observatorio Astronómico UIE, el telescopio espacial
Hubble y, más recientemente, el Explorador de la Evolución
de Galaxias (GALEX).
El Explorador Ultravioleta Extremo exploró gran parte de la
región ultravioleta desde 91 hasta 10 nm, llamada el
ultravioleta extremo, zona difícil de detectar debido a la
continua absorción de fotones causada por la ionización de
los átomos de hidrógeno y helio interestelares.
Astrónomo
El Astrónomo (c. 1668), de Johannes
Vermeer.
Un astrónomo o astrofísico es un científico cuya área de
investigación es la astronomía o la astrofísica.
Se considera el comienzo de la astronomía en la antigua
Babilonia por sus sacerdotes. Estudios recientes de las
inscripciones babilónicas muestran el conocimiento
extremadamente preciso que poseían de su cielo nocturno.
Los sacerdotes del Antiguo Egipto también hacían especial
hincapié en la observación del cielo, quedando reflejado en
los denominados techos astronómicos, dibujados en muchas
tumbas del Valle de los Reyes.
La combinación de las interpretaciones religiosas del cielo,
como leyendas y mitos, conducen a una dualidad que hoy
nosotros identificamos como astrología. Es importante tener
en cuenta que antes de 1750, aproximadamente, no se hacía
distinción entre astronomía y astrología.
A diferencia de la mayoría de científicos, los astrónomos no
pueden manipular directamente los objetos que estudian, y
deben hacer uso de detalladas observaciones para sus
descubrimientos. Generalmente, los astrónomos usan
telescopios y otros instrumentos ópticos para sus
observaciones.
Astrónomos famosos
Astrónomo
Hiparco y
Ptolomeo
Contribución
Determinaron la posición de unas 1000
estrellas brillantes, intentaron explicar
misterios astronómicos sin renunciar al
modelo geocéntrico del Universo
comúnmente establecido en su época, y
clasificaron las estrellas por su magnitud.
Aristarco de
Samos
Nicolás
Copérnico
Galileo Galilei
Johannes
Kepler
Isaac Newton
Subrahmanyan
Chandrasekhar
Primera persona que propuso el modelo
heliocéntrico del Universo.
Apoyó el modelo heliocéntrico.
Fue el primer astrónomo que usó el
telescopio para observar el cielo. La
Inquisición lo condenó a arresto
domiciliario por sus descubrimientos, el
cual fue levantado 359 años después por el
Papa Juan Pablo II.
Sugirió la órbita elíptica de los planetas, y
propuso leyes sobre su movimiento
actualmente conocidas como Leyes de
Kepler.
Publicó Philosophiae naturalis principia
mathematica, también llamado los
Principia, en (1687), conteniendo Las leyes
de Newton del movimiento, las cuales son
fundamentales para la mecánica celeste y
explican las Leyes de Kepler. Predijo las
órbitas de los planetas.
Trabajó en los mecanismos internos de las
estrellas. Es particularmente conocido por
determinar el efecto de la relatividad
especial en las estrellas, incluyendo el
primer cálculo del límite de Chandrasekhar,
sin calculadora, durante un viaje en barco.
Catalogó estrellas variables Cefeidas en las
Henrietta
Swan Leavitt
Nubes de Magallanes. En 1912 descubrió la
relación entre luminosidad y periodicidad
de las Cefeidas - determinante para el
posterior trabajo de Hertzprung.
Determinó la distancia a varias Cefeidas,
Ejnar
cuando las estrellas eran detectadas en otras
Hertzprung
galaxias como Andrómeda, la distancia a
esas galaxias quedaba determinada.
Descubrió la expansión del universo. El
Edwin Hubble telescopio espacial Hubble lleva su nombre
en su honor.
Reconocido educador y escritor. Autor de
Carl Sagan
la serie "Cosmos". Murió en 1996.
Véase también
Astronomía amateur
Anexo:Astrónomos y astrofísicos notables
Astroquímica
La astroquímica es la ciencia que se ocupa del estudio de la
composición química del material difuso encontrado en el
espacio interestelar, normalmente concentrado en grandes
nubes moleculares. La astroquímica representa un campo de
unión entre las disciplinas de la astrofísica y de la química.
La molécula más abundante en el Universo, el hidrógeno
(H2) no presenta un momento dipolar eléctrico, por lo que
no es fácilmente detectable. En su lugar es mucho más fácil
estudiar el material difuso en moléculas como el CO. Los
astroquímicos han conseguido identificar cientos de tipos de
moléculas algunas tan complejas como aminoácidos o
fulerenos. La investigación moderna en astroquímica incluye
también el estudio de la formación e interacción de estas
moléculas complejas en medios tan poco densos pudiendo
tener implicaciones en la comprensión del origen de la vida
en la Tierra.
La astroquímica se solapa fuertemente con la astrofísica ya
que esta última describe las reacciones nucleares que ocurren
en las estrellas enriqueciendo el medio interestelar en
elementos pesados.
Espectroscopía
El análisis detallado del espectro de emisión o de absorción
de las estrellas, planetas y del medio interestelar permite
identificar su composición química, su temperatura
superficial e incluso la aceleración de la gravedad en la
superficie de las estrellas. Cada elemento químico posee un
espectro de emisión característico que puede ser identificado
y predecido basándose en la mecánica cuántica y la física
estadística. Esto es así ya que los procesos de emisión de luz
están cuantizados, permitiendo estas disciplinas científicas
calcular los diferentes niveles de energía (o estados
cuánticos) en los que se puede encontrar un elemento y sus
transiciones, asociadas a la emisión de luz en longitudes de
onda específicas.
En el caso del medio interestelar se utiliza el espectro de
emisión en el infrarrojo lejano o en longitudes de onda
milimétricas. El análisis del espectro de absorción de la luz
de fondo permite inferir datos sobre la cantidad de material
en las nubes interestelares.
Las atmósferas de los planetas del sistema solar se
investigan utilizando el espectro de reflexión de la luz solar
sobre el planeta y el espectro de emisión en el infrarrojo del
planeta.
En el análisis de las atmósferas estelares, realizado en
longitudes de onda visible y ultravioleta, es necesario
considerar efectos de desplazamiento de la longitud de onda
(efecto Doppler) asociados al movimiento de la estrella y
especialmente a su rotación.
Ataçir
Sea P y M las posiciones de dos astros el atazir es la distancia
angular P' M' medida sobre el ecuador celeste
El ataçir (a veces atazir, e incluso tasyir) se trata de un
procedimiento astronómico empleado en la edad media,
concretamente en la astrometría del Al-Ándalus. Este
procedimiento consistía en trasladar la posición en la esfera
celeste de un astro cualesquiera (por ejemplo un planeta) a
otra posición para determinar los grados sobre el ecuador
celeste que se encuantran ambas posiciones distantes. En
astrología este número de grados se asocia con un intervalo
de tiempo y se emplea para predecir el advenimiento de una
circunstancia.[1] [2] A veces se incluye en forma de
diagramas en los astrolabios árabes con el objeto de ayudar
en el cómputo de los años que pasarán para que llegue una
fecha dada.[3] Este cómputo se puede realizar mediante
diversos instrumentos astronómicos.
Alfonso X el Sabio en su compilación del saber astronómico
de la época dedica un libro en exclusiva a este método de
cálculo: Libro del ataçir que el rey mandó escribir a Rabiçag
(el rabí Isaac ben Sid). El procedimiento de cálculo del atazir
emplea la proyección estereográfica muy empleada en los
intrumentos astronómicos de la época: astrolabio, azafea,
etc. De la misma forma Abraham ben Meir ibn Ezra presenta
igualmente en sus obras estudios sobre el atazir.[4]
Referencias
1. "Encyclopédie de L'Islam", O. Schirmer; art. Tasyr,
Tomo IV, Paris 1934, 729-733
2. "E. J. Brill's First Encyclopaedia of Islam,
1913-1936", M. Th. Houtsma, E. van Donzel;
Entrada: Taysir, pp693-672, 1993, ed. BRILL,
3.
3. "Antigüedades medievales", Jorge A. Eiroa
Rodríguez, 2006, Real Academia de la Historia,
4. "Nuevos Estudios sobre Astronomía Española en el
siglo de alfonso X", Ed. Juán Vernet, Barcelona
1983
Véase también
Libro del ataçir, de Yehuda ben Moshe.
ascensión recta
Auguste Charlois
Auguste Honoré Charlois (26 de noviembre, 1864 – 26 de
marzo, 1910) fue un astrónomo francés que descubrió 99
asteroides trabajando en Niza. El asteroide (1510) Charlois
lleva su nombre.
Asteroides descubiertos : 99
(267) Tirza
27 de mayo de 1887
(272) Antonia
4 de febrero de 1888
(277) Elvira
3 de mayo de 1888
(282) Clorinde
28 de enero de 1889
(283) Emma
8 de febrero de 1889
(284) Amalia
29 de mayo de 1889
(285) Regina
3 de agosto de 1889
(289) Nenetta
10 de marzo de 1890
(293) Brasilia
20 de mayo de 1890
(294) Felicia
15 de julio de 1890
(296) Phaëtusa
19 de agosto de 1890
(297) Caecilia
9 de septiembre de 1890
(298) Baptistina
9 de septiembre de 1890
(300) Geraldina
3 de octubre de 1890
(302) Clarissa
14 de noviembre de 1890
(305) Gordonia
16 de febrero de 1891
(307) Nike
5 de marzo de 1891
(310) Margarita
16 de mayo de 1891
(311) Claudia
11 juin de 1891
(312) Pierretta
28 de agosto de 1891
(314) Rosalía
1er de septiembre de 1891
(316) Goberta
8 de septiembre de 1891
(317) Roxane
11 de septiembre de 1891
(318) Magdalena
24 de septiembre de 1891
(319) Leona
8 de octubre de 1891
(327) Columbia
22 de marzo de 1892
(331) Etheridgea
1er de abril de 1892
(336) Lacadiera
19 de septiembre de 1892
(337) Devosa
22 de septiembre de 1892
(338) Budrosa
25 de septiembre de 1892
(344) Desiderata
15 de noviembre de 1892
(345) Tercidina
23 de noviembre de 1892
(346) Hermentaria
25 de noviembre de 1892
(347) Pariana
28 de noviembre de 1892
(348) May
28 de noviembre de 1892
(349) Dembowska
9 de diciembre de 1892
(350) Ornamenta
14 de diciembre de 1892
(354) Eleonora
17 de enero de 1893
(355) Gabriella
20 de enero de 1893
(356) Liguria
21 de enero de 1893
(357) Ninina
11 de febrero de 1893
(358) Apollonia
8 de marzo de 1893
(359) Georgia
10 de marzo de 1893
(360) Carlova
11 de marzo de 1893
(361) Bononia
11 de marzo de 1893
(362) Havnia
12 de marzo de 1893
(363) Padua
17 de marzo de 1893
(364) Isara
19 de marzo de 1893
(365) Corduba
21 de marzo de 1893
(366) Vincentina
21 de marzo de 1893
(367) Amicitia
19 de mayo de 1893
(368) Haidea
19 de mayo de 1893
(370) Modestia
14 de julio de 1893
(371) Bohemia
16 de julio de 1893
(372) Palma
19 de agosto de 1893
(373) Melusina
15 de septiembre de 1893
(374) Burgundia
18 de septiembre de 1893
(375) Úrsula
18 de septiembre de 1893
(376) Geometría
18 de septiembre de 1893
(377) Campania
20 de septiembre de 1893
(378) Holmia
6 de diciembre de 1893
(379) Huenna
8 de enero de 1894
(380) Fiducia
8 de enero de 1894
(381) Myrrha
10 de enero de 1894
(382) Dodona
29 de enero de 1894
(383) Janina
29 de enero de 1894
(388) Charybdis
7 de marzo de 1894
(389) Industria
8 de marzo de 1894
(395) Delia
30 de noviembre de 1894
(396) Aeolia
1er de diciembre de 1894
(397) Vienna
19 de diciembre de 1894
(398) Admete
28 de diciembre de 1894
(400) Ducrosa
15 de marzo de 1895
(402) Chloë
21 de marzo de 1895
(403) Cyane
18 de mayo de 1895
(404) Arsinoë
20 juin de 1895
(405) Thia
23 de julio de 1895
(406) Erna
22 de agosto de 1895
(409) Aspasia
9 de diciembre de 1895
(410) Chloris
7 de enero de 1896
(411) Xanthe
7 de enero de 1896
(414) Liriope
16 de enero de 1896
(416) Vaticana
4 de mayo de 1896
(423) Diotima
7 de diciembre de 1896
(424) Gratia
31 de diciembre de 1896
(425) Cornelia
28 de diciembre de 1896
(426) Hippo
25 de agosto de 1897
(427) Galène
27 de agosto de 1897
(429) Lotis
23 de noviembre de 1897
(430) Hybris
18 de diciembre de 1897
(431) Néphélé
18 de diciembre de 1897
(432) Pythia
18 de diciembre de 1897
(437) Rhodia
16 de julio de 1898
(438) Zeuxo
8 de noviembre de 1898
(441) Bathilde
8 de diciembre de 1898
(451) Patientia
4 de diciembre de 1899
(453) Tea
22 de febrero de 1900
(498) Tokio
2 de diciembre de 1902
(537) Pauly
7 de julio de 1904
Véase también
Anexo:Astrónomos y astrofísicos notables
August Möbius
August Möbius
August Ferdinand Möbius (17 de noviembre de 1790,
Schulpforta, Sajonia, Alemania - 26 de septiembre de 1868,
Leipzig) fue un matemático alemán y astrónomo teórico. Es
muy conocido por su descubrimiento de la banda de Möbius,
una superficie de dos dimensiones no orientable con
solamente un lado cuando está sumergido en el espacio
euclidiano tridimensional. Fue descubierta
independientemente por Johann Benedict Listing casi al
mismo tiempo. Möbius fue el primero en introducir las
coordenadas homogéneas en geometría proyectiva. La
transformación de Möbius, importante en geometría
proyectiva, no debe ser confundida con la transformación de
Möbius de la teoría de números, que también lleva su
nombre. Se interesó también por la teoría de números, y la
importante función aritmética de Möbius (n) y la fórmula de
inversión de Möbius se nombran así por él. Era descendiente
de Martín Lutero.
Enlaces externos
Biografía en el MacTutor archive (en inglés)
August Winnecke
Friedrich August Theodor Winnecke.
Friedrich August Theodor Winnecke (Groß-Heere, cerca
de Hanóver, 5 de febrero de 1835 - Bonn, 3 de diciembre de
1897) fue un astrónomo alemán.
Después de completar sus estudios, trabajó en el
Observatorio de Pulkovo (cerca de San Petersburgo, Rusia)
entre 1858 y 1868. Posteriormente vivió una larga
temporada en Karlsruhe. También ejerció como profesor de
astronomía en el Observatorio de Estrasburgo entre 1872 y
1881.
Aunque desde un primer momento los recursos fueron muy
limitados, el observatorio ganó prestigio bajo su dirección,
construyendo un nuevo observatorio con una de las mejores
instalaciones para la investigación astronómica de la época.
Descubrió una gran cantidad de cometas, incluyendo el
cometa periódico 7P/Pons-Winnecke y el cometa
anteriormente denominado
"Pons-Coggia-Winnecke-Forbes", que pasó posteriormente a
llamarse 27P/Crommelin, ya que fue Andrew Crommelin
quien calculó su órbita. También compiló una lista de
estrellas binarias y descubrió numerosas nebulosas.
Winnecke tuvo una destacada participación en la expedición
alemana para la observación del tránsito de Venus de 1874.
Por cuestiones de salud, en 1886 Winnecke dejó la
profesión, y el 3 de agosto de 1897 murió en la ciudad de
Bonn.
Averroes
Detalle del fresco de Andrea de Bonaiuto El triunfo
de Santo Tomás, con la imagen sentada en reposo y
pensativa de Averroes, apoyado posiblemente en
algún libro de Aristóteles
Averroes (latinización del nombre árabe Ibn Rushd) es el
nombre por el que se conoce en la tradición occidental a Ab
l-Wald Muhammad ibn Ahmad ibn Muhammad ibn
Rushd (en árabe
) (Córdoba, Al-Andalus, 1126 –
Marrakech, 10 de diciembre de 1198), filósofo y médico
andalusí, maestro de filosofía y leyes islámicas, matemáticas
y medicina. Su nombre también puede encontrarse
transliterado como Averroës o Averrhoës.
Contenido
1 Biografía
2 Filosofía del conocimiento
3 Trascendencia
4 Obras principales
5 Resumen del Kitab fasl al-maqal
6 Averroes en la literatura
7 Bibliografía
7.1 Obra propia
7.2 Sobre Averroes
8 Enlaces externos
Biografía
Averroes proviene de una familia de estudiosos del derecho.
Su abuelo fue juez principal de Córdoba bajo el régimen de
los almorávides. Su padre mantuvo la misma posición hasta
la llegada de la dinastía almohade en 1146. El propio
Averroes fue nombrado Cadí de Sevilla sirviendo en las
cortes de Sevilla, Córdoba y Marruecos durante su carrera.
Escribió comentarios sobre la obra de Aristóteles (de ahí que
fuera conocido como «El Comentador») y elaboró una
enciclopedia médica. Jacob Anatoli tradujo sus obras del
árabe al hebreo en los años 1200. Sus escritos influyeron en
el pensamiento cristiano de la Edad Media y el
Renacimiento. En su más importante obra La incoherencia
del incoherente (Tahafut al-tahafut), defiende la filosofía
aristotélica frente a las afirmaciones de Al-Ghazali de que la
filosofía estaría en contradicción con la religión y sería por
lo tanto una afrenta a las enseñanzas del Islam.
A finales del siglo XII una ola de fanatismo invade
Al-Andalus después de la conquista de los Almohades y es
desterrado y aislado en la ciudad de Lucena, cerca de
Córdoba, prohibiéndose sus obras. Meses antes de su
muerte, sin embargo, fue revindicado y llamado a la corte en
Marruecos. Muchas de sus obras de lógica y metafísica se
han perdido definitivamente como consecuencia de la
censura. Gran parte de su obra sólo ha podido sobrevivir a
través de traducciones en hebreo y latín, y no en su original
árabe. Su principal discípulo fue Ibn Tumlus (Alcira, 11641223), quien le había sucedido como médico de cámara del
quinto califa almohade Al-Nasir.
Filosofía del conocimiento
La noética de Averroes, formulada en su obra conocida
como Gran comentario, parte de la distinción aristotélica
entre dos intelectos, el nous pathetikós (intelecto receptivo)
y el nous poietikós (intelecto agente), que permitió desligar
la reflexión filosófica de las especulaciones míticas y
religiosas.
Averroes se esforzó en aclarar cómo piensa el ser humano y
cómo es posible la formulación de verdades universales y
eternas por parte de seres perecederos.
El filósofo cordobés se distancia de Aristóteles al subrayar la
función sensorial de los nervios y al reconocer en el cerebro
la localización de algunas facultades intelectivas (
imaginación, memoria...).
Averroes sitúa el origen de la intelección en la percepción
sensible de los objetos individuales y concreta su fin en la
universalización, que no existe fuera del alma (el principio
de los animales): el proceso consiste en sentir, imaginar y,
finalmente, captar el universal.
Ese universal tiene, por lo demás, existencia en cuanto que
lo es por aquello que es particular. En cualquier caso, es el
intelecto o entendimiento el que proporciona la
universalidad a lo que parte de las cosas sensibles.
Así las cosas, en su obra Tahâfut, expone la necesidad de
que la ciencia se adecue a la realidad concreta y particular,
pues no puede existir conocimiento directo de los
universales.
La concepción del intelecto en Averroes es cambiante, pero
en su formulación más amplia distingue cuatro tipos de
intelecto, es decir, las cuatro fases que atraviesa el
entendimiento en la génesis del conocimiento: material
(receptivo), habitual (que permite concebirlo todo), agente
(causa eficiente y formal de nuestro conocimiento, intrínseco
al hombre y que existe en el alma) y adquirido (unión del
hombre con el intelecto).
Averroes distingue, además, entre dos sujetos del
conocimiento (más propiamente: los sujetos de los
inteligibles en acto): el sujeto mediante el cual esos
inteligibles son verdaderos (las formas que son imágenes
verdaderas) y el sujeto mediante el que los inteligibles son
un ente en el mundo (intelecto material). Consecuentemente,
el sujeto de la sensación (por el cual es verdadera) existe
fuera del alma y el sujeto del intelecto (por el cual este es
verdadero), dentro.
Trascendencia
A pesar de la condena de 219 tesis averroístas por parte del
obispo parisino Étienne Tempier en 1277 a causa de su
incompatibilidad con la doctrina católica, muchas de éstas
sobrevivieron en la literatura posterior de mano de autores
como Giordano Bruno o Pico della Mirandola. Así,
encontramos en estos autores una defensa de la superioridad
de la vida contemplativa-teórica frente a la vida práctica (en
línea con lo defendido por Aristóteles en su Ética
Nicomáquea, X o en y una reivindicación del carácter
instrumental-político de la religión como una doctrina
destinada al gobierno de las masas incapaces de darse una
ley a sí mismas por medio de la razón. La ley religiosa,
había dicho Averroes en su Tahafut al-tahafut ( ),
proporciona la misma verdad que el filósofo alcanza
indagando en la causa y la naturaleza de las cosas; sin
embargo, ello no implica que la filosofía actúe en modo
alguno en los hombres cultos como sustituto de la religión:
«los filósofos creen que las religiones son construcciones
necesarias para la civilización (...)». La existencia de la
religión es también necesaria para la integración del filósofo
en la sociedad civil.
Otras tesis que encontramos en Averroes son:
Que el mundo es eterno
Que el alma está dividida en dos partes, una
individual perecedera (intelecto pasivo) y otra
divina y eterna (intelecto activo).
El intelecto activo es común a todos los hombres.
El intelecto activo se convierte en intelecto pasivo
cuando se halla unido al alma humana. Cuando la
facultad imaginativa del hombre recibe las imágenes
que le proporciona la actividad de los sentidos, las
transmite al intelecto pasivo. Las formas, que
existen en potencia en tales imágenes, son
actualizadas por el intelecto activo, convirtiéndose
en conceptos y juicios.
A fin de salvar la incompatibilidad de las tesis averroístas
con la doctrina cristiana, Siger de Brabant propuso la
doctrina de la doble verdad, según la cual hay una verdad
religiosa y una verdad filosófica y científica. Esta doctrina
sería adoptada por la mayoría de defensores europeos del
averroísmo.
Obras principales
Tahafut al-tahafut ( , La incoherencia del
incoherente)
Kitab fasl al-maqal (Sobre la armonía entre
Religión y Filosofía)
Bidayat al-Mujtahid (Distinguido jurista)
Los Comentarios al «Corpus aristotelicum», que
comprenden:
Los Comentarios menores (Yawami) a la
Isagoge de Porfirio, al Organon, Retórica,
Poética, Física, De Coelo et Mundo, De
generatione et corruptione, Meteorológicos,
De Anima, Metafísica, De partibus
animalium, De generatione animalium y
Parva Naturalia, de Aristóteles.
Comentarios medios (Taljisat) a la Isagoge
de Porfirio. el Organon, Retórica, Poética,
Física, De Coelo et Mundo, De generatione
et corruptione, Meteorológicos, De Anima,
Metafísica y Ética nicomaquea, de
Aristóteles.
Comentarios mayores (Tafasir) a los
Segundos Analíticos, Física, De Coelo et
Mundo, de Anima y Metafísica de
Aristóteles.
Exposición de la República de Platón
Los Comentarios a Ptolomeo, Alejandro de
Afrodisia, Nicolás de Damasco, Galeno, al-Farabi,
Avicena y Avempace
El tratado De Substantia Orbis
Tres importantes escritos teológicos: Fals al Maqal,
Kasf´al-Manahiy y Damima
El Kitab al- kulliyyat al-Tibb (Libro de las
generalidades de la medicina).
Resumen del Kitab fasl al-maqal
Tratado decisivo que determina la naturaleza de la
relación entre Religión y Filosofía
La Ley obliga a hacer estudios de Filosofía
Si los estudios teológicos del mundo son
filosóficos, y la Ley obliga a realizar dichos
estudios, entonces, la Ley obliga a hacer
filosofía
La Ley obliga a realizar estos estudios.
Estos estudios deben realizarse de la mejor
manera, a través del razonamiento
demostrativo.
Para dominar este instrumento, el pensador
religioso debe llevar a cabo un estudio
preliminar de lógica, de la misma manera
que un abogado tiene que estudiar
razonamiento legal. Esto no es más herético
en un caso que en el otro. Y la lógica tiene
que ser aprendida de los maestros de la
antigüedad, independientemente del hecho
de que no sean musulmanes.
Después de la lógica debemos proceder a
filosofar correctamente. También acá
debemos aprender de nuestros predecesores,
igual que en matemáticas y en leyes. Por lo
tanto está mal prohibir el estudio de lo
filosofía antigua. El peligro que pueda
presentar es accidental, tal como el peligro
de tomar medicina, tomar agua o estudiar
leyes.
Para cada hombre la Ley ha previsto un
camino hacia la verdad de acuerdo a su
naturaleza, a través de métodos
demostrativos, dialécticos o retóricos.
La Filosofía no contiene nada que se oponga al
Islam
La verdad demostrativa y la verdad de las
escrituras no pueden estar en conflicto
Si el aparente significado de las Escrituras
está en conflicto con las conclusiones de la
demostración, entonces deben ser
interpretadas alegóricamente, es decir,
metafóricamente.
Con respecto a estas cuestiones tan difíciles,
el error cometido por un juez calificado en
la materia es perdonado por dios, mientras
que el error por parte de una persona no
entendida en la materia no es perdonado.
Las interpretaciones filosóficas de las Escrituras
no deberían ser enseñadas a las mayorías. La Ley
provee otro métodos para enseñarles.
El propósito de las Escrituras es enseñar las
ciencias teóricas y prácticas y la práctica y
las actitudes correctas.
Cuando se usan símbolos, cada tipo de
personas, demostrativas, dialécticas o
retóricas deben tratar de entender el sentido
interior simbolizado o el restarle al
contenido con el aparente sentido, de
acuerdo a sus capacidades.
Explicarle el sentido interno a personas que
no están capacitadas para entender, es
destruir su fe en el sentido aparente sin
reemplazarlo por otra cosa. El resultado es
descreencia en alumnos y profesores. Es
mejor para el estudioso profesar la
ignorancia, citando el Corán sobre los
límites del entendimiento humano.
Los métodos apropiados para enseñar a la
gente están indicados en el Corán, como
sabían los primeros musulmanes. Las partes
populares del Libro son maravillosas en
responder a las necesidades de todo tipo de
mentes.
Averroes en la literatura
Averroes es el protagonista de la historia «La busca de
Averroes» en El Aleph, de Jorge Luis Borges.
Bibliografía
Obra propia
Averroes (2004). Sobre el intelecto. Colección:
Al-Andalus. Textos y Estudios. Madrid: Editorial
Trotta. .
— (2003). El libro de las generalidades de la
medicina. edición de María de la Concepción
Vázquez de Benito, Camilo Álvarez Morales.
Colección: Al-Andalus. Textos y Estudios. Primer
premio de la II Edición del Premio Panhispánico de
Traducción Especializada, convocado por la Unión
Latina y la Fundación Española para la Ciencia y la
Tecnología. Madrid: Editorial Trotta. .
Sobre Averroes
Alonso, Manuel (1998). La teología de Averroes.
Madrid-Granada, CSIC; reimpresión: Sevilla,
Fundación El Monte.
Averroes. Introducción y selección de textos por R.
Ramón Guerrero (1998). Sobre filosofía y religión.
Cuadernos de Anuario Filosófico, Serie Filosofía
Española, Pamplona.
Cruz Hernández, Miguel (1997). Abû-l-Walîd
Muhammad ibn Rushd (Averroes). Vida, obra,
pensamiento, influencia. Córdoba, CajaSur
Publicaciones, 2ª ed.
Gómez Nogales, Salvador. Bibliografía sobre las
obras de Averroes, en Múltiple Averroès. París, Les
Belles Lettres, 1978, pp. 351-387.
Maiza Ozcoidi, Idoia (2001). La concepción de la
filosofía en Averroes. Análisis crítico del Tahafut
al-Tahafut. Madrid: Editorial Trotta. .
Puig, Josep (1997). Averroes (1126-1198).
Ediciones del Orto, Madrid.
Urvoy, Dominique; traducción del francés, Delfina
Serrano Ruano (1998). Averroes: las ambiciones de
un intelectual musulmán. Madrid: Alianza.
Quirós, C. (1919). Averroes, Compendio de
Metafísica. Madrid.
Cruz Hernández, Miguel (1957). Filosofía
Hispano-Musulmana, 2. Madrid, 1-245.
Morata, N. (1923). Los opúsculos de Averroes en la
Bibl. de El Escorial. I. El opúsc. de la unión del
entendimiento agente con el hombre. El Escorial.
De Barnola, Jorge (2008). Averroes el sabio de
Córdoba. Madrid: El Rompecabezas (Colección
Sabelotod@s, a partir de 9 años).
Castillejo Gorráiz, Miguel (2000). Averroes el
aquinatense islámico. Córdoba: Publicaciones Obra
Social y Cultural Cajasur.
Enlaces externos
Wikimedia Commons alberga contenido
multimedia sobre Averroes.Commons
JUDERIA.NET: Página multilingüe, dedicada a la
Judería de Córdoba y a Averroes con cerca de un
millar de imágenes y textos traducidos al inglés,
hebreo, castellano y árabe
Azarquiel
Azarquiel o Al-Zarqali (Toledo, c. 1029 - Sevilla, 1087)[1]
, cuyo nombre completo es Abu Ishäq Ibrahim Ibn Yahyà
al-Zarqalluh, fue un importante astrónomo de Al-Ándalus.
Vivió en Toledo hasta que en 1085 la conquista castellana de
la ciudad lo llevó a emigrar a Sevilla, donde murió.
Azarquiel trabajó como herrero u orfebre y, a pesar de que es
fama que era analfabeto, destacó por su destreza en el
trabajo de los metales y comenzó a elaborar instrumentos
científicos de precisión, como astrolabios, probablemente a
petición de los astrónomos árabes y hebreos del reino taifa
de Toledo. La comunicación con estos eruditos y la
inteligencia de Al-Zarqalí pudo llevarle a una notable
comprensión de la ciencia astronómica de forma autodidacta,
lo que le llevó a crear innovaciones a partir del astrolabio,
como la azafea.
Su obra la conocemos fundamentalmente a través de las
traducciones que hicieron los especialistas en astronomía
encargados de la obra científica del scriptorium real de
Alfonso X el Sabio. Así, entre 1225 y 1231 el también judío
toledano Yehuda ben Moshe y Guillelmus Anglicus
tradujeron su Tratado de la azafea al latín, que fue vertida en
los años 1260 al castellano por el mismo judío toledano,
llamado en los prólogos de las obras alfonsíes Yehuda
Mosca o Mosca el Coheneso.
Su mayor aportación a la astronomía la constituye el
desarrollo de la azafea, una variedad del astrolabio que
permitía que el observador no necesitara encontrarse en un
lugar determinado para desarrollar los cómputos
astronómicos, sino que podía ser usado en cualquier latitud
terrestre, lo que le convertía en un instrumento ideal para ser
usado en la navegación.
Obras
Tratado de la azafea
Tratado de la lámina de los siete planetas
Almanaque de ammonio
Tratado relativo al movimiento de las estrellas fijas
Véase también
Anexo:Astrónomos y astrofísicos notables
Referencias
1. Joseph F. O'Callaghan, A History of Medieval Spain
, Cornell University Press, 1983, p. 324
Proyecto Azarquiel, Proyecto educativo Helvia de la
Junta de Andalucía.
Estudios sobre Azarquiel, Millás Vallicrosa, José
María 531 pp. Madrid. Consejo Superior de
Investigaciones Científicas; Instituto Miguel Asín.
1943.
Los Tratados de Construcción y Uso de la Azalea de
Azarquiel.Roser Puig Aguilar, Cuadernos de
Ciencias del Instituto Hispano-Árabe de Cultura
Madrid, 1987.
Bariogénesis
En cosmología física, la bariogénesis es término genérico
utilizado para referirse a los hipotéticos procesos físicos que
produjeron una asimetría entre bariones y anti-bariones
durante los primeros instantes de la creación del universo,
resultando en cantidades elevadas de materia ordinaria
residual en el universo hoy en día.
Las teorías de bariogénesis — siendo la bariogénesis
electrodébil y la bariogénesis de GUT las más importantes
— emplean sub-disciplinas de la física, como la teoría
cuántica de campos y la física estadística, para describir
estos posibles mecanísmos. La diferencia fundamental entre
las teorías de bariogénesis está en la descripción que hacen
de las interacciones entre partículas fundamentales.
El paso siguente a la bariogénesis es la nucleosíntesis
primordial la cual esta mucho mejor entendida y explica la
formación de núcleos atómicos ligeros.
Contenido
1 Fundamento
2 Las condiciones de Sakharov
3 El contenido de materia del univeso
3.1 El parámetro de asimetría bariónica
3.2 Una estimación naive de la asimetría
bariónica en el universo
4 Consideraciones filosóficas
5 Véase también
6 Referencias
6.1 Artículos
6.2 Libros de texto
6.3 Enlaces externos
Fundamento
La ecuación de Dirac[1] , formulada por Paul Dirac en torno
al año 1928 como parte del desarrollo de la mecánica
cuántica relativista, predice la existencia de antipartículas
junto con la solución esperada correspondiente a partículas.
Desde entonces se ha verificado experimentalmente que toda
partícula tiene una antipartícula asociada. El teorema CPT
garantiza que una partícula y su anti-partícula tienen
exactamente la misma masa y vida media pero carga
exactamente opuesta. Dada esta simetría, es sorprendente
que el universo no tenga cantidades iguales de materia y
antimateria. Efectivamente, no hay ninguna evidencia
experimental de concentraciones significativas de
antimateria.
Hay dos interpretaciones dominantes para esta disparidad: o
cuando se creó el universo ya había una pequeña preferencia
por la materia, con el número bariónico total del universo
distinto de cero (
); o en origen el
universo era perfectamente simétrico (B(t = 0) = 0) pero de
alguna manera un conjunto de fenómenos contribuyeron a un
pequeño desequilibrio. El segundo punto de vista es el
preferido generalmente, aunque no hay una evidencia
experimental clara que indique cual es el correcto. La
preferencia mencionada está basada meramente en el
siguiente argumento filosófico: si el universo contiene a todo
(tiempo, espacio y materia), nada existe fuera de él y, por
tanto, nada existió antes, llevándonos a un número bariónico
B = 0. Desde un punto de vista más científico, hay razones
para esperar que cualquier asimetría inicial se terminaría
anulando durante la historia temprana del universo. Entonces
el problema es explicar cómo evoluciona el universo para
producir
.
Las condiciones de Sakharov
En 1967, Andrei Sakharov propuso[2] [3] un conjunto de
tres condiciones necesarias que debe cumplir una interacción
que genere bariones para producir materia y antimateria a
ritmos distintos. Estas condiciones se inspiraron los entonces
recientes descubrimientos sobre la radiación de fondo
cósmico[4] y la violación de CP en el sistema de kaones
neutros[5] .
Las tres condiciones necesarias de Sakharov son:
Violación de número bariónico B.
Violación de simetría C y simetría CP.
Interacciones fuera del equilibrio térmico.
En la actualidad, no hay evidencia experimental de
interacciones entre partículas donde esté rota
perturbativamente la conservación del número bariónico:
esto parecería sugerir que todas las reacciones entre
partículas observadas tienen el mismo número bariónico
antes y después de la reacción. Matemáticamente, el
conmutador del operador cuántico número bariónico con el
hamiltoniano (perturbativo) del Modelo Estándar es nulo: [B,
H] = BH HB = 0. Sin embargo, se sabe que el Modelo
Estándar viola la conservación del número bariónico
no-perturbativamente: una anomalía U(1) global. La
violación del número bariónico también puede resultar de
física más allá del Modelo Estándar (véase supersimetría y
teorías de gran unificación).
La segunda condición — la violación de la simetría CP — se
descubrió en 1964 (la violación directa de CP, esto es, la
violación de CP en un proceso de desintegración, se
descubrió más adelante, en 1999). Si se supone simetría CPT
, la violación de CP exige violación de la simetría bajo
inversión temporal (simetría bajo T).
La última condición nos dice que el ritmo de la reacción que
genera la asimetría bariónica debe ser menor que el ritmo de
expansión del universo. En esta situación, las partículas y
sus correspondientes antipartículas no alcanzan el equilibrio
térmico debido a que la rápida expansión disminuye la
probabilidad de sucesos de aniquilación de pares
partícula-antipartícula.
El contenido de materia del univeso
Véase también: Asimetría bariónica
El parámetro de asimetría bariónica
El reto que se le presenta a las teorías físicas es explicar
como producir esta preferencia de materia sobre antimateria,
y también la magnitud de esta asimetría. Un parámetro
importante para cuantificar esto es el parámetro de asimetría
,
.
Esta cantidad relaciona la diferencia de densidad global de
número de bariones y anti-bariones (nB y
,
respectivamente) y la densidad de número de fotones de
radiación de fondo cósmico, n.
Según el modelo del Big Bang, la materia se desacopló de la
radiación de fondo (RFC) a una temperatura de
aproximadamente 3000 kelvin, que se corresponde con una
energía cinética média de
. Después de desacoplarse, el número total de fotones de
RFC se mantiene constante. Entonces, dada la expansión
espacio-temporal, la densidad de fotones decrece. La
densidad de fotones a la temperatura de equilibrio T, por
kelvin cúbico y por centímetro cúbico, está dada por
,
siendo kB la constante de Boltzmann,
la constante de
Planck dividida por 2 y c la velocidad de la luz en el vacío.
En la aproximación numérica en la parte izquierda de la
ecuación, se ha usado la convención
(unidades naturales), y para T en
kelvin, el resultado viene dado en
. A la
temperatura actual de fotones de RFC de T = 2.73K, le
correspondería a una densidad de fotones n en torno a 411
fotones de RFC por centímetro cúbico.
Por tanto, el parámetro de asimetría definido más arriba, no
es el parámetro más conveniente. En lugar de éste, se
prefiere utilizar como parámetro de asimetría la densidad de
entropía s,
ya que la densidad de entropía del universo se ha mantenido
constante en gran medida a lo largo de su evolución. La
densidad de entropía es:
siendo p y la presión y densidad del tensor densidad de
energía T y g * el número efectivo de grados de libertad para
una partícula sin masa (dentro de los límites en los cuales
podemos considerar que se cumple que
) a la temperatura de T,
,
para bosones y fermiones con gi y gj grados de libertad a la
temperatura Ti y Tj respectivamente. Hoy en día, s = 7.04n.
Una estimación naive de la asimetría bariónica en el
universo
Los resultados de observaciones nos dan un valor de
aproximadamente igual a 1010 — más precisamente, 2.6 <
× 1010 < 6.2. Esto significa que por cada 10 mil millones de
parejas de partícula-antipartícula, hay una partícula de más
que no tiene una antipartícula con quien aniquilarse y
convertirse en radiación de fondo. Este número es muy
pequeño, y explicar como obtenerlo es muy complicado: uno
está intentando hacer predicciones a escalas muy grandes
(estructura a gran escala del cosmos) basándose en leyes de
lo muy pequeño (física de partículas).
Una idea razonable de como se obtiene este número
experimentalmente es la siguiente. Los informes del
Telescopio espacial Hubble sobre el universo observable nos
indica que éste contiene aproximadamente 125 mil millones
(1.25×1011) de galaxias. Suponiendo que son, en promedio,
similares a nuestra propia galaxia, cada una contiene
alrededor de 100 mil millones (1011) de estrellas. La masa
del Sol, que es una estrella típica, es de aproximadamente
2×1030 kg. Haciendo la estimación de que nuestro sol está
compuesto sólo de átomos de hidrógeno, los cuales pesan
aproximadamente 1.67×1027 kg, el sol contiene 1.2×1057
átomos. El número total de átomos en el universo observable
es entonces aproximadamente 1.5×1079. El radio del
universo observable está alrededor de 16 mil millones de
años luz, o 4.4×1026 m. Esto significa que el universo
observable es una esfera de 3.6×1080 m3. La densidad de
átomos sería entonces de 4.2×102 m3. Por otra parte, la
física estadística nos dice que un gas de fotones en equilibrio
térmico a la temperatura del fondo cósmico, 2.73 K, tiene
una densidad de número de fotones de 4.1×108 m3. La
estimación de que resulta es de 1.0×1010. Esta no es una
mala aproximación; está solo un poco apartada del rango que
se encuentra en la bibliografía. El valor experimental exacto
involucra la medida de la concentración de elementos
químicos del universo que no resultan de síntesis estelar.
Consideraciones filosóficas
Artículo principal: Principio antrópico
Es de notar que, si no fuera por la disparidad observada entre
bariones y anti-bariones, es cuestionable que realmente
existiera materia que permitiera vida capaz de observarla.
Este es un argumento común presentado en respuesta a
preguntas del tipo "¿Por qué el universo es así?", conocido
como el principio antrópico. En esencia, responde a la
pregunta diciendo que en aquellos universos o secciones
visibles del cosmos que no tenían condiciones favorables
para la vida, no habría surgido vida que se percatara de ello.
Si la asimetría entre bariones y antibariones fuera un
requisito esencial para la existencia material de estrellas,
planetas y vida, entonces (según el argumento) puede que
hayan existido universos o secciones del cosmos en las que
no pudo haber surgido vida, hasta que se generara por
casualidad una sección con las asimetrías adecuadas donde
pudieran existir observadores. Estos observadores se
percatarían de las condiciones que permitieron su existencia
por muy atípicas que fueran.
Algunos científicos utilizan argumentos similares al
responder a la pregunta de por qué nuestro planeta es así o
por qué existe vida en la Tierra.
Véase también
Leptón
Leptogénesis
Simetría CP, violación CP
Referencias
Artículos
1. P. A. M. Dirac (February de 1928). "The Quantum
Theory of the Electron". Proceedings of the Royal
Society of London 117: 610-624.
2. A. D. Sakharov (1967). "Violation of CP
invariance, C asymmetry, and baryon asymmetry of
the universe". Soviet Physics Journal of
Experimental and Theoretical Physics (JETP) 5:
24-27.
3. A. D. Sakharov (1991). "Violation of CP
invariance, C asymmetry, and baryon asymmetry of
the universe". Soviet Physics Uspekhi 34: 392-393.
4. A. A. Penzias and R. W. Wilson (1965). "A
Measurement of Excess Antena Temperature at
4080 Mc/s". Astrophysical Journal 5: 419-421.
5. J. W. Cronin, V. L. Fitch et al (1964). "Evidence
for the 2 Decay of the
Meson". Physical
Review Letters 13: 138-140.
Libros de texto
E. W. Kolb and M. S. Turner (1994). The Early
Universe. Perseus Publishing. .
Enlaces externos
A. D. Dolgov (July 1997). "Baryogenesis, 30 years
after". arXiv, hep-ph/9707419.
A. Riotto (July 1998). "Theories of baryogenesis".
arXiv, hep-ph/9807454. Also, CERN preprint
CERN-TH/98-204.
M. Trodden (March 1998). "Electroweak
baryogenesis". arXiv, hep-ph/9803479.
Bart Bok
Bart J. Bok
Ocupación:
28 de abril de 1906
Hoorn, Países Bajos
5 de agosto de 1983
Tucson, Arizona, EEUU
Astronómo
Cónyuge(s):
Pricilla Fairfield Bok
Nacimiento:
Fallecimiento:
Bartolomeus 'Bart' Jan Bok (Hoorn, 28 de abril de 1906 –
Tucson, 5 de agosto de 1983) fue un astrónomo neerlandésestadounidense.
Contenido
1 Biografía
1.1 Distinciones
2 Bibliografía
3 Véase también
4 Enlaces externos
4.1 Obituarios
Biografía
Bok nació en los Países Bajos y estudió en la universidades
de Leiden y Groningen. En 1929 se casa con la compañera
astrónoma Dr. Pricilla Fairfield Bok y durante el resto de sus
vidas colaboraron estrechamente. Ambos trabajaron en la
estructura y evolución de los cúmulos estelares y de la Vía
Láctea, mapeando los brazos espirales, especialmente la
región de Carina, y además estudiaron las Nubes de
Magallanes. Sus investigaciones sobre el gas y el polvo
interestelares le llevaron a estudiar la formación estelar
siendo conocido por sus trabajos sobre pequeñas nebulosas
oscuras hoy en día conocidas como glóbulos Bok.
Desde 1929 hasta 1957 trabajó en la Universidad de Harvard
. Tras ello trabajó como director del Observatorio de Monte
Stromlo en Australia durante nueve años antes de regresar a
los EEUU como director del Observatorio Steward
(1966-70). Se convirtió en ciudadado estadounidense en
1938.
Durante los años 40 ayudó en la construcción del
Observatorio Nacional de México en Tonantzintla y en los
años 50 ayudó en la construcción del Observatorio Boyden
(dependiente del Observatorio del Harvard College) en
Sudáfrica. Mientras, en Australia, participó en la
construcción del Observatorio Siding Spring.
En 1975 fue coautor del escrito Objeciones a la Astrología
(The Humanist, 1975) [1] que fue apoyado por 186
profesionales astrónomos, astrofísicos y científicos de otros
campos, incluyendo diecinueve ganadores del Premio Nobel.
Esto dio lugar a la formación del Comité para la
investigación científica de afirmaciones paranormales de la
que fue miembro fundador.
Bart Bok fue una personalidad muy popular en el campo de
la astronomía conocido por su afabilidad y humor así como
por su capacidad por la bebida. El asteroide 1983 Bok fue
llamado así como reconocimiento a él y su esposa. En la
ceremonia en la que se anunciaba este nombramiento
agradeció a la IAU por darle "un pequeño pedazo de tierra
en la que poder retirarse y seguir viviendo". Participó o
dirigió diversos grupos para ver eclipses solares, el último en
Irkutsk en Siberia en el verano de 1980.
Bok murió de un ataque al corazón en su casa en Tucson
(Arizona, EEUU)
Distinciones
Premios
Medalla ADION, de la Asociación por el Desarrollo
Internacional del Observatorio de Marsella. (1971)
Premio Jansky del Observatorio Nacional de
Radioastronomías de Estados Unidos (1972)
Medalla Bruce (1977)
Lección Magistral Henry Norris Russell (1982)
Premio Klumpke-Roberts (1982)
Epónimos
El cráter lunar Bok crater (también dedicado a su
esposa)
El asteroide 1983 Bok (también dedicado a su
esposa)
Los glóbulos Bok
La beca postdoctoral Bart J Bok, asignada por el
Departamento de la Universidad de Arizona y el
Observatorio Steward
Premio Bok de la Academia de las Ciencias de
Australia y la Sociedad Astronómica de Australia
Telescopio Bok del Observatorio Steward.
La Fundación J. Bok de la Sociedad Astronómica
del Pacífico
Los Premios Priscilla y Bart Bok de la Sociedad
Astronómica de Estados Unidos y la Sociedad
Astronómica del Pacífico
Bibliografía
Bart Jan Bok and Priscilla Fairfield Bok, The Milky
Way, 5th ed., Harvard University Press, 1981, . (en
inglés)
David H. Levy, The Man Who Sold the Milky Way:
A Biography of Bart Bok, University of Arizona
Press, 1993, (hardcover); 1995, (paperback). (en
inglés)
Véase también
Anexo:Astrónomos y astrofísicos notables
Enlaces externos
Página de la Medlla Bruce (en inglés)
Memorias biográficas de la Academia Nacional de
Ciencias de Estados Unidos V.64 (1994) (en inglés)
Observatorio Boyden (en inglés)
Obituarios
JRASC 78 (1984) 3 (en inglés)
JRASC 78 (1984) 8 (en inglés)
PASAu 5 (1984) 608 (en inglés)
QJRAS 28 (1987) 539 (en inglés)
Benjamin Apthorp Gould
Benjamin Apthorp Gould
Benjamin Apthorp Gould
Nacimiento
Muerte
Campo/s
27 de septiembre 1824
Boston, Massachusetts
26 de noviembre 1896
Cambridge, Massachusetts
Astronomía, Meteorología
Colegio de Harvard
Astronomical Journal
Conocido por
Cinturón de Gould
influenciado por Carl Friedrich Gauss
Alma máter
Benjamin Apthorp Gould ( * Boston, Estados Unidos, el
27 de septiembre de 1824 – - Cambridge, Estados Unidos, el
26 de noviembre de 1896) fue el iniciador de la astronomía
observacional y la meteorología en la República Argentina.
Se desempeñó como director del Observatorio Astronómico
de Córdoba entre 1871 y 1885 y gracias a sus registros
estelares se subsanó la deficiencia en información sobre el
cielo austral, lo que le valió el reconocimiento internacional.
Fue además uno de los primeros astrónomos del mundo en
utilizar la fotografía para el estudio astronómico.
Contenido
1 Biografía
2 Radicación en Argentina
3 Su regreso
4 Referencias
5 Véase también
6 Enlaces externos
Biografía
Benjamin Apthorp Gould se graduó en el "Colegio de
Harvard" en 1844. Estudió matemática y astronomía con
Carl Friedrich Gauss en Göttingen, Alemania, publicando en
ese lapso aproximadamente 20 artículos sobre observación y
movimiento de cometas y asteroides. Volvió a Estados
Unidos en 1848.
Entre 1852 y 1867 estuvo a cargo del Departamento de
Longitud de la Inspección Costera de los Estados Unidos,
donde desarrolló y organizó el servicio. Fue uno de los
primeros en determinar longitudes por medios telegráficos, y
empleó el cable Atlantico en 1866 para establecer relaciones
de longitud entre Europa y América.
De regreso en Cambridge comenzó a publicar el Jornal
Astronómico en 1849, que continuó hasta 1861; más
adelante volvió a publicarlo en 1885. Desde 1855 hasta 1859
se desempeñó como director del Observatorio Dudley en
Albany, New York, y publicó en 1859 una discusión sobre
lugares y movimientos de las estrellas circumpolares, para
ser usado como estandard por la Inspección Costera de los
Estados Unidos.
En 1861 se hizo cargo de la enorme tarea de preparar para su
publicación los registros de observaciones astronómicas
realizadas por el Observatorio Naval de los Estados Unidos
desde 1850. Inscripto en 1862 como actuario de la Comisión
Sanitaria de los Estados Unidos, organizó en 1869 un
importante volumen de Estadísticas Militares y
Antropológicas. En 1864 montó un observatorio privado en
Cambridge.
Radicación en Argentina
Benjamín Gould
Hasta entonces, la mayor parte de los observatorios
astronómicos se encontraban en el hemisferio norte y por lo
tanto no podían dar cuenta de un gran número de estrellas
australes, por lo que el catálogo de éstas era muy pobre.
Gould decidió ocuparse de este problema. En 1865, siendo
Domingo Faustino Sarmiento embajador argentino en
Estados Unidos, le manifestó sus deseos de viajar a la
Argentina y ofrecerle sus servicios científicos para realizar
estudios estelares del hemisferio sur. La propuesta encontró
favorable acogida de inmediato y si la empresa no se llevó a
cabo entonces fue debido a que la guerra con el Paraguay
que se desarrollaba en aquel entonces absorbía totalmente la
atención del gobierno argentino.
Ya instalado como presidente de su país, Sarmiento lo invitó
en 1869 a viajar a la Argentina prestándole todo su apoyo
para organizar un observatorio nacional. Por razones
astronómicas se eligió como lugar las proximidades de la
ciudad de Córdoba. Gould llegó en 1870 y tuvo que esperar
pacientemente la llegada de los aparatos encargados a una
firma europea. Pero, en la espera del instrumental científico,
comenzó a simple vista y con ayuda de un anteojo de teatro,
un mapa del cielo austral que el 24 de octubre de 1871, fecha
de inauguración del entonces llamado Observatorio Nacional
Argentino, (llamado luego Observatorio Astronómico de
Córdoba), contaba con más de 7.000 estrellas registradas que
se publicaron en la Uranometría argentina de 1879, su obra
mayor, por la cual recibió en 1883 la medalla de oro de la
Sociedad Real de Astronomía.
Entre sus trabajos debemos mencionar su Catálogo de Zonas
(1884), donde dejó registradas 73.160 estrellas del
hemisferio austral, y el Catálogo General Argentino (1886)
que contiene 32.448 estrellas cuyas posiciones fueron fijadas
con muy buena precisión. De esta manera Gould y el
Observatorio de Córdoba subsanaron la deficiencia de los
catálogos australes. Según el astrónomo Gustav Müller, de
Potsdam “son los frutos más preciosos de la vida laboriosa
de Gould, que inmortalizarán su nombre y le aseguran el
agradecimiento de los astrónomos de todos los tiempos y de
todos los países...”
Además, Gould fue uno de los primeros en el mundo que
aplicó la fotografía a los estudios astronómicos, a partir de
1866. A mediados de la década de 1870, sus fotos
astronómicas, de muy alta calidad, fueron elogiadas en todo
el mundo y muchas de ellas premiadas internacionalmente.
En especial sus mediciones sobre las fotografías de L. M.
Rutherfurd de las Pléyades en 1866 lo instalaron como
pionero en el uso de la cámera como instrumento de
precisión. En Córdoba obtuvo 1.400 negativos de cúmulos
estelares del sur, cuyo análisis le ocupó los años finales de su
vida. Fueron publicadas bajo el nombre de "Fotografías
Cordobesas", Volumen XIX de los Resultados del
Observatorio Nacional Argentino.
También gracias a Gould se iniciaron, los estudios de
meteorología en la Argentina. En efecto, por iniciativa de
Gould, Sarmiento remitió un proyecto de ley sancionado y
promulgado en 1872, creando la Oficina Meteorológica
Nacional que funcionó anexa al Observatorio de Córdoba
hasta 1884, bajo la dirección desinteresada de Gould,
apareciendo sus anales en 1878.
Su regreso
Como director del observatorio su labor de organizador y
científico se prolongó hasta 1885, año que marca su regreso
a Estados Unidos. Gould fue despedido con todos los
honores, y Sarmiento, orgulloso, señalaría: "Recién ahora, y
como movidos por el impulso dado desde el Observatorio de
Córdoba, se habla en Europa de adoptar y generalizar el
mismo procedimiento, aplicado con brillo doce años entre
nosotros. Por el mismo método quedan fijadas las
posiciones relativas de estrellas dobles, no sólo entre sí
mismas, sino en relación al meridiano celeste. Desde que se
emite la idea de que el movimiento es la ley universal, aun
en las estrellas, se comprende de cuánta magnitud pueden
ser los resultados de la fotografía celeste".
Le sucedió al frente del observatorio uno de sus asistentes,
John Macon Thome.
En 1887 recibió la Medalla James Craig Watson. Los
astrónomos continuaron investigando la astrofísica de una
amplia serie de características de la Vía Láctea sobre las que
llamó la atención en 1877, y lo nombraron como Cinturón de
Gould en su honor. Un cráter en la Luna lleva su nombre.
Murió en Cambridge en 1896.
El Museo Astronómico del Observatorio Astronómico de
Córdoba es llamado en su honor "Pte D. F. Sarmiento - Dr.
B. A. Gould". En esta misma institución se realiza
anualmente para su aniversario la conferencia
"Sarmiento-Gould", la que está a cargo de destacadas
personalidades. La Fuerza Aérea Argentina ha denominado
Doctor Benjamín Gould al Museo Meteorológico Nacional
de Córdoba.
Referencias
George C. Comstock (1922). Biographical Memoir
Benjamin Apthorp Gould 1824 - 1896. National
Academy of Sciences, Vol. XVII, Seventh Memoir.
Paolantonio Santiago y Minniti Edgardo (2001).
Uranometría Argentina 2001, Historia del
Observatorio Nacional Argentino.. SECyT/OAC
Universidad Nacional de Córdoba, Córdoba. .
Véase también
Anexo:Astrónomos y astrofísicos notables
Enlaces externos
Observatorio Astronómico de la Universidad
Nacional de Córdoba
Museo Astronómico "Pte D. F. Sarmiento - Dr. B.
A. Gould"
Benjamin Banneker
Benjamin Banneker (9 de noviembre, 1731, Ellicott City 25 de octubre, 1806, Baltimore) fue un astrónomo,
compilador de almanaques e inventor estadounidense. Era un
afroamericano libre quien poseía una granja cerca de
Baltimore, fue principalmente un autodidácta en astronomía
y matemáticas. En 1761 se hizo notar por construir un reloj
de madera que mantenía el tiempo preciso.
Comenzó a hacer cálculos astronómicos en 1773,
prediciendo acertadamente un eclipse solar en 1789 y
publicó anualmente desde 1791 hasta 1802 el almanaque y
las efemérides de Pensilvania, Delaware, Maryland y
Virginia. En 1790 fue adscrito para la comisión que haría el
levantamiento de planos en la obra de Washington, D.C.
También escribió ensayos condenando la esclavitud y la
guerra.
Véase también
Anexo:Astrónomos y astrofísicos notables
Bernard Lyot
Bernard Ferdinand Lyot más conocido como Bernard
Lyot (París, 27 de febrero de 1897 - El Cairo, 2 de abril de
1952) fue un astrónomo francés.
Contenido
1 Biografía
2 Observaciones y logros en Pic du
Midi
3 Inventos
4 Premios
Biografía
Su interés por la astronomía comenzó en 1914, adquiriendo
un telescopio de 100 mm y pronto elevado a 150 mm. A
partir de su graduación, trabajó en la École polytechnique,
una de las más célebres y prestigiosas escuelas de ingenieros
de Francia. Estudió ingeniería, física y química en la
Universidad de París y partir de 1920 hasta su fallecimiento,
trabajó en el Observatorio de Meudon. En 1930 obtuvo el
título de Astrónomo del Observatorio. Después de ganar el
título, ganó una buena reputación al ser un experto en luces
polarizadas y monocromáticas. En 1931, inventó el
Coronógrafo, un dispositivo creado para acoplarse a un
telescopio con el fin de bloquear la luz de un objeto central,
permitiendo observar objetos débilmente iluminados cerca
de una estrella. En 1938 mostró una tomas a la Unión
Astronómica Internacional y un año más tarde, fue elegido
para formar parte de la Academia de las Ciencias Francesa.
En 1943 se convirtió en jefe astrónomo del Observatorio de
Meudon y cuatro años más tarde, recibió Medalla Bruce, una
distinción otorgada anualmente por la Sociedad Astronómica
del Pacífico a las personas cuyas contribuciones en la
astronomía hayan sido destacdas. Lyot falleció 2 de abril de
1952 tras sufrir un ataque cardíaco cuando regresaba de una
expedición para observar un eclipse en Sudán.
Tras su muerte, en 1973 la Unión Astronómica Internacional
aprobó poner su apellido a un cráter de Marte, conocido
como Lyot. También existe un cráter en la luna en su honor
y un asteroide.
Observaciones y logros en Pic du Midi
El suelo lunar se se comporta como el polvo
volcánico.
En Marte hay tormentas de arena.
Creación y mejora del coronógrafo.
Realizó grabaciones en película de la corona solar.
Encontró líneas espectrales en la corona.
Inventos
Filtro de Lyot
Lyot Stop
Depolarizador de Lyot
Premios
1939, Medalla de oro de la Real Sociedad
Astronómica
1947, Medalla Bruce
1951, Medalla Henry Draper
Bertil Lindblad
Bertil Lindblad
Nacimiento:
Fallecimiento:
Ocupación:
26 de noviembre de 1895
Örebro, Suecia
25 de junio de 1965
Saltsjöbaden, Suecia
Astronómo
Bertil Lindblad (Örebro, 26 de noviembre de 1895 –
Saltsjöbaden, (a las afueras de Estocolmo) 25 de junio de
1965) fue un astrónomo sueco.
Tras finalizar su educación secundaria en Örebro högre
allmänna läroverk, Lindblad se matriculó en la Universidad
de Uppsala en 1914. Recibió su grado de filosofie magister
en 1917 y su grado de filosofie licentiat en 1918. Completó
su doctorado y se convirtió en docente de la universidad en
1920. Desde 1927 fue catedrático y astrónomo de la Real
Academia de las Ciencias de Suecia y director del
Observatorio de Estocolmo. Fue responsable del traslado del
observatorio del antiguo edificio en el centro de Estocolmo a
un nuevo complejo en el Observatorio de Saltsjöbaden que
fue inaugurado en 1931
Lindblad estudió la teoría de la rotación de las galaxias.
Haciendo observaciones cuidadosas de los movimientos
aparentes de las estrellas fue capaz de estudiar la rotación de
la Vía Láctea. Dedujo que la velocidad de rotación de las
estrellas en torno al centro galáctico en las partes externas de
la galaxia, donde se encuentra el Sol, decrece con la
distancia a dicho centro. Dicha deducción fue confirmada
por Jan Oort en 1927.
Un tipo particular de resonacias de discos estelares o
gaseosos en rotación llevan el nombre de resonancias de
Lindblad.
Su hijo Per-Olof Lindblad también se hizo astrónomo.
Honores
Premios
Medalla de oro de la Real Sociedad Astronómica (
1948)
Bruce Medal (1954)
Epónimos
El cráter Lindblad en la Luna
El asteroide 1448 Lindbladia
Enlaces externos
http://www.phys-astro.sonoma.edu/brucemedalists/lindbl
-- 1954 Condecorados con la Medalla Bruce (con
retrato) (en inglés)
Bhaskara II
Bhaskara (1114-1185), también conocido como Bhaskara
II y Bhaskara Achrya ("Bhaskara el profesor"), fue un
matemático-astrónomo indio. Nació cerca de Bijjada Bida
(hoy en día el distrito de Bijapur, estado de Karnataka, India
del Sur) y se convirtió jefe del observatorio astronómico de
Ujjain, continuando la tradición matemática de
Varahamihira y Brahmagupta.
Bhaskara representa el pico del conocimiento matemático y
astronómico en el siglo XII. Alcanzó un conocimiento de
cálculo, astronomía, los sistemas de numeración y la
resolución de ecuaciones, que no había sido alcanzado en
ninguna parte del mundo durante varios siglos o más. Sus
principales trabajos fueron el Lilavati (sobre aritmética),
Bijaganita (Álgebra) y Siddhanta Shiromani (escrito en
1150) que consiste de dos partes: Goladhyaya (esfera) y
Grahaganita (matemáticas de los planetas).
Leyendas
Lilavati, su libro sobre aritmética, es la fuente de
interesantes leyendas que afirman que fue escrito para su
hija, Lilavati. En uno de estos relatos, encontrado en una
traducción persa de Lilavati, Bhaskara II estudió el
horóscopo de Lilavati y predijo que su marido moriría poco
después del matrimonio si el matrimonio no sucedía en un
momento determinado. Para impedir esto, colocó una taza
con un pequeño agujero en la parte inferior de una vasija
rellena con agua, colocada de manera que la taza se hundiría
al principio de la hora propicia. Puso el mecanismo en una
habitación con un aviso a Lilavati de no acercarse. Aunque
por su curiosidad, ella fue a mirar el mecanismo y una perla
de su aro de la nariz se cayó accidentalmente dentro,
afectando a ello. El matrimonio tuvo lugar en el tiempo
incorrecto y ella se quedó viuda pronto. Se dice que
Bhaskara le enseñó matemáticas para consolarla en su dolor
y para escribir un libro para ella.
Matemáticas
Algunas contribuciones de Bhaskara a las matemáticas son
las siguientes:
Una demostración del teorema de Pitágoras
calculando la misma área de dos maneras diferentes
y después anulando términos para obtener a2 + b2 =
c2.
En Lilavati, soluciones de ecuaciones
indeterminadas de segundo grado, tercer grado y
cuarto grado.
Soluciones de ecuaciones de segundo grado
indeterminadas (del tipo ax2 + b = y2).
Soluciones enteras de ecuaciones indeterminadas
lineales y de segundo grado (Kuttaka). Las reglas
que da son (en efecto) las mismas que las dadas por
los matemáticos europeos del Renacimiento del
siglo XVII.
Véase también
Bhaskara I
Big Freeze
El Big Freeze ("Gran Frío"), también conocido cómo Big
Whimper ("Gran Gemido") es una teoría física sobre el
futuro del Universo, en la que se supone éste se seguirá
expandiendo eternamente -asume, por tanto, un universo
abierto- y está marcada por el triunfo de la segunda ley de la
termodinámica, con la consecución final de prácticamente
todos los procesos físicos que puedan darse y posiblemente
acabando con la muerte térmica del Universo. Ya que los
estudios recientes muestran que el Universo es abierto, es de
acuerdo con bastantes astrónomos el futuro que le espera.
Se ha intentado modelizar la evolución futura del Universo
en éste escenario, detallándose a continuación lo que le
espera a éste en ése posible futuro; es importante tener en
cuenta que los eventos y eras que se describen a
continuación están basadas en diversos modelos y teorías y
tienen una duración solamente aproximadas (y sobre todo
que las fechas dadas están escritas en notación científica, la
cual no transmite adecuadamente lo que significan las
cantidades aquí mencionadas). Asimismo, hay que tener en
cuenta que descubrimientos o teorías futuras pueden cambiar
algunas de los sucesos aquí descritos, cómo por ejemplo, la
posibilidad de un Big Rip -que se daría mucho antes de que
se produjeran muchos de los fenómenos aquí descritos- o la
de que el Universo sufra una transición de fase hacia un
vacío verdadero mediante efecto túnel, interrumpiéndose así
de manera súbita su evolución -e incluso la posibilidad de un
futuro colapso-. Dejada ya atrás hace mucho la era de la
radiación que tuvo lugar poco después del Big Bang, y en la
que la energía dominó sobre la materia, las diferentes eras
por las que pasará el universo son las siguientes:
Galaxia elíptica M87. En un futuro lejano,
todas las galaxias del Grupo Local se habrán
fundido en una galaxia parecida a ésta.
Contenido
1 Era estelífera
2 Era degenerada
3 Era de los agujeros negros
4 Era oscura
5 Vida en el futuro del universo
6 Véase también
7 Referencias
Era estelífera
Ésta era se caracteriza por ser las estrellas los objetos
dominantes del Cosmos. Gran parte de la energía generada
en el universo es debido a los procesos nucleares que tienen
lugar en su evolución, y sin duda es la era en la que más
fenómenos interesantes ocurrirán. Es la era en la que
nosotros nos hallamos. Su inicio fue 1 millón de años
después del Big Bang, con la formación de las primeras
estrellas y durará hasta dentro de 100 billones de años (1014)
en el futuro, cuando dejarán de formarse estrellas, al menos a
partir del gas interestelar, y todas ellas se habrán apagado. El
futuro en ésta era estará marcado por el progresivo
agotamiento del gas interestelar, y con él una progresiva
disminución de la formación estelar, disminuyendo las
estrellas que se forman y aumentando la proporción de
cadáveres estelares -enanas blancas, estrellas de neutrones, y
agujeros negros-. Asimismo, la metalicidad del gas
interestelar irá aumentando y ello tendrá profundas
consecuencias en la evolución estelar, disminuyendo la masa
máxima que puede tener una estrella y permitiendo la
existencia de estrellas aún menos masivas que las más
ligeras de las existentes actualmente y de mucha mayor vida,
pero por otro lado disminuyendo significativamente la vida
de los astros que se formen por entonces -aunque aun así,
ésas estrellas congeladas cómo han sido llamadas debido a
la bajísima temperatura superficial que tendrían -comparable
a la existente hoy en la superficie terrestre- vivirían mucho
más tiempo que las estrellas menos masivas existentes hoy-.
Llegará un momento en el que las únicas estrellas de la
secuencia principal que queden sean las enanas rojas.
Durante su evolución, hay una época en la que éstos astros
tienen una luminosidad similar a la del Sol actual, por lo que
gracias a ello incluso dentro de un billón de años (1012) las
galaxias tendrán luminosidades comparables a las actuales,
pero posteriormente la evolución estelar y primero la muerte
de dichas estrellas y luego la extinción de las enanas blancas
hará que las tinieblas las acaben envolviendo y extinguiendo,
lenta pero progresiva e irremediablemente.
Otros fenómenos de consecuencias mucho más cercanas
ocurrirán en ésta era. En particular, la Tierra será destruida
por la evolución futura del Sol durante su fase de gigante
roja y no escapará a éste destino tal y cómo se proponía. Más
o menos en la misma época en la que ocurrirá esto, es muy
probable que Andrómeda y nuestra galaxia colisionen,
formando una galaxia elíptica que ha sido bautizada por
algunos autores cómo Milkómeda, y aunque ello no
ocurriera por entonces eventualmente todo el Grupo Local
acabará por condensarse en una única galaxia gigante.
La aceleración de la expansión del Universo tendrá
consecuencias muy importantes en el futuro, provocando que
el Grupo Local no sea absorbido por el Cúmulo de Virgo.
Sin embargo, la consecuencia más dramática será el
aislamiento de las galaxias y los cúmulos de galaxias
formando auténticos "universos isla". El Cúmulo de Virgo
dejará de ser visible para "nosotros" dentro de apenas
1,32×1011 años, pareciendo -al igual que el resto de objetos
exteriores a nuestro Grupo Local- su imagen estar
"congelada" en el tiempo y enrojeciendo permanentemente (
desplazamiento infinito al rojo, el mismo fenómeno que
apreciaría un observador cercano a un agujero negro en un
objeto que cayera en él). Llegará un tiempo -dentro de
1,26×1012 años, mucho antes de que se apaguen las
estrellas- en el que la única galaxia visible será el resultado
de la fusión de todas las galaxias del Grupo Local.
Es muy interesante observar que en ésta lejana época, será
prácticamente imposible -si no imposible- determinar el
origen del universo. Los pilares básicos que determinan la
teoría del Big Bang (radiación de fondo, existencia de
galaxias exteriores a la nuestra en las que se pueda apreciar
la expansión del universo, y la nucleosíntesis primordial)
habrán desaparecido, respectivamente debido a la
aceleración del universo -que hará indetectable (o al menos
irreconocible) el fondo de radiación cósmica y hará invisible
ésas otras galaxias- y a la evolución estelar que habrá
acabado con las abundancias originales de deuterio, con lo
que se llegará al fin de la cosmología cómo ciencia; si bien
observadores hipotéticos que existieran por entonces podrían
saber que su "universo isla" tiene una edad finita y que su fin
último es -cómo se detalla abajo- colapsar en un gran
agujero negro, sería muy difícil para ellos deducir la teoría
antes mencionada, o, naturalmente, la existencia de otros
objetos cómo el suyo.[1]
Esto es lo que vería el ojo humano durante la
mayor parte del futuro descrito aquí.
Era degenerada
En esta era los objetos dominantes serán los restos densos,
inertes, y fríos que durante la era estelífera fueron estrellas,
estimándose que durará entre 1014 años y al menos 1032
años (dependiendo de cuando se desintegren los protones).
Será un universo prácticamente oscuro para un órgano como
el ojo humano, pero radiará en otras longitudes de onda. La
evolución galáctica por entonces estará dominada por la
interacción gravitatoria entre dichos objetos y los efectos
causados por ellas como relajación dinámica, disminución de
las órbitas debido a la emisión de ondas gravitatorias, y
finalmente aquellos causados por la aproximación de dichos
objetos, que provocará por un lado que las galaxias muestren
una distribución de masas cada vez más heterogénea, con
una pequeña parte (apenas un 1%) de la masa concentrada en
un volumen cada vez más pequeño en su centro -hasta
acabar por formarse un agujero negro gigantesco-, y el resto
de ella dispersa en un amplio volumen de espacio, o incluso
expulsada de la galaxia ("evaporación galáctica").
Seguirán formándose estrellas gracias a colisiones estelares,
aunque a un ritmo muy lento (aun así, se formarán bastantes
astros gracias a ése sistema, por lo que durante al menos
parte de ésta era una galaxia contendrá alrededor de 100
estrellas). Muy de vez en cuando, dos enanas marrones
pueden colisionar, formando una nueva estrella; una enana
roja que brillará 25 billones (2,5×1013) de años antes de
convertirse en una enana blanca -constituyendo este proceso
una manera de que nazcan estrellas, incluso cuando la
formación estelar normal haya cesado mucho antes y que
durará bastante tiempo, formando relativamente muchas
estrellas (se ha estimado que durante esta época la galaxia
que mucho antes fue el Grupo Local contendrá alrededor de
100 estrellas que consigan su energía gracias a la fusión del
hidrógeno, nacidas gracias a ésas colisiones)-, al igual que
dos enanas blancas (mejor dicho, enanas negras) formando
una nueva enana blanca. Otros objetos mucho más exóticos
que podrán formarse por este proceso -mediante la colisión
de enanas blancas si se dan las condiciones adecuadas- son
estrellas que fusionen helio o carbono en vez de hidrógeno
(aunque su esperanza de vida será mucho menor que una
estrella que fusione hidrógeno, respectivamente de unos
cientos de millones de años y de un millón de años) además
de supernovas de tipo I si la masa total de las dos estrellas
supera el límite de Chandrasekhar, o incluso un GRB si
colisionan dos estrellas de neutrones; en una galaxia oscura
y empobrecida estos fenómenos -ya impresionantes hoyserán realmente espectaculares.
Ésos fenómenos ocurrirán sobre todo en la parte central de
las galaxias, e incluso tras la formación del mencionado
agujero negro al destruir y absorber éste el resto de
cadáveres estelares cercanos que no se hayan fusionado con
él -brillando cómo un quasar durante mil millones de años
antes de que la oscuridad y el frío vuelvan a envolverlo
todo-. Ésos fenómenos se producirán también a escala
supergaláctica, convirtiendo cada cúmulo de galaxias en un
enorme agujero negro formado por la fusión de aquellos
agujeros negros que antes fueron galaxias individuales y
rodeado por un halo compuesto por aquellos cuerpos que
han conseguido escapar.
Las interacciones gravitatorias y la contracción orbital
debida a la emisión de energía en la forma de ondas
gravitatorias ya mencionadas también acabarán por destruir
los sistemas planetarios que puedan existir por aquel
entonces, disrompiendo sus órbitas y conviertiendo a los
planetas en vagabundos sin rumbo a través de la oscuridad, o
provocando que acaben por chocar con los cuerpos que
orbitan; parece que únicamente los que orbiten enanas rojas
-que no experimentan la fase de gigante roja-, cómo por
ejemplo los de Gliese 876, son los que sufrirán este último
destino.
Asimismo, si la materia oscura presente en los halos
galácticos está compuesta por partículas como los WIMPs,
dichas partículas acabarán por desaparecer vía aniquilación
debida a colisiones entre ellos o debido a la captura por
remanentes estelares. En este último caso, el efecto será la
disminución de la masa de la galaxia -y una consecuente
expansión de ella-, y que dichos remanentes estén más
calientes de lo que cabría esperar, con una temperatura de
apenas 5 grados sobre el cero absoluto.
Mucho más adelante, se producirá la desintegración de los
protones y por tanto de la materia, un fenónemo predicho
por las Teorías de la Gran Unificación. Éste fenómeno aún
no ha sido observado experimentalmente, pero parece claro
que acabará por producirse tarde ó temprano, incluso si las
teorías antes mencionadas resultan ser incorrectas; las
estimaciones de éste fenómeno varían entre 1032 y 1041
años en el primer caso y un intervalo mucho mayor en el
segundo, que puede llegar a 10200 años.
En cualquier caso, el resultado de la desintegración de los
protones es la producción de rayos gamma, y quizás
electrones y positrones que consigan sobrevivir a la
aniquilación mutua entre ellos al decaer dicha partícula así
cómo unos pocos neutrinos, e incluso reacciones nucleares
-aunque de producción de energía mucho menor comparada
a la desintegración de los protones, ya de por sí bajísima (de
apenas del orden de 400 vatios)- (los neutrones fuera de los
núcleos atómicos ó de las estrellas de neutrones son
inestables y se desintegran en apenas 15 minutos). Al ir
disminuyendo la masa, las enanas blancas irán
expandiéndose y llegará un momento en el cual sus masas
serán insuficientes para seguir estando su materia en estado
degenerado. Más adelante, ésos objetos acabarán por dejar
de ser estrellas, pasando a ser cuerpos del tamaño de una
roca mantenidos por fuerzas de Coulomb -las que mantienen
cuerpos cómo planetas, etcétera- hasta acabar por
desaparecer.
Las estrellas de neutrones evolucionarán de modo similar
debido a la presencia de materia ordinaria en su corteza
exterior, perdiendo progresivamente su degeneración y
primero convirtiéndose en objetos parecido a las enanas
blancas y en adelante siguiendo una evolución similar a la de
dichos cuerpos.
Finalmente, los planetas y otros cuerpos menores sufrirán
también una desintegración parecida, descomponiéndose
primero sus átomos constituyentes en elementos cada vez
más simples hasta llegar al hidrógeno y luego desintegrarse.
A los 1038 años en el futuro, toda la materia habrá
desaparecido y sólo quedarán agujeros negros.
Ha habido también especulaciones sobre lo que ocurriría si
los protones fueran absolutamente estables y no se
desintegraran de los modos antes comentados. El efecto
túnel, que hace que no se pueda calcular con total precisión
la posición de un átomo, se encargaría de que dentro de 1065
años los diamantes acabaran reducidos a esferas, así cómo de
hacer que los sólidos se comportaran cómo si fueran líquidos
(de modo que un pedazo de roca ó un diamente quedaría
reducido a una esfera), e incluso provocar reacciones de
fusión nuclear (una especie de fusión fría a temperatura
ambiente) -pero extraordinariamente lentas- que harían que
dentro de 101500 años prácticamente toda la materia
-excepto las estrellas de neutrones- acabaría convertida en
hierro (el elemento más estable de la naturaleza), después en
neutrones, y mucho después -dentro de entre (1 seguido de
1026 ceros) y (1 seguido de 1076 ceros) años-, casi toda ella
(incluyendo las estrellas de neutrones ésta vez) habría
colapsado formando agujeros negros; lo único que no
acabaría bajo ésa forma serían minúsculas partículas de
polvo de hierro.
Era de los agujeros negros
Una vez que los protones y los neutrones hayan
desaparecido o que la materia haya colapsado si el protón es
estable, prácticamente los únicos objetos que quedarán de la
época actual en un universo muchísimo más grande, frío, y
oscuro que el nuestro serán los agujeros negros. Ni siquiera
ellos son inmortales, y decaerán mediante la emisión de
radiación de Hawking. En esta era, poco más ocurrirá que la
emisión de partículas debido a la progresiva "evaporación"
de éstos, o la captura por ellos de alguna que otra partícula
extraviada que producirá una emisión de rayos X. Al irse
evaporando, la temperatura de los agujeros negros irá
subiendo a la vez que van encogiendo y perdiendo masa,
llegando un momento en el que brillarán cómo estrellas
minúsculas para desaparecer poco después en una potente
explosión, aunque según algunas teorías el agujero negro
podría dejar una especie de "residuo" de características
desconocidas. Los cálculos muestran que un agujero negro
con la masa del Sol desaparecerá en 1066 años, y uno con la
masa de nuestra galaxia habrá dejado de existir dentro de 10
99 años, y otros más masivos en un tiempo superior. La era
de los agujeros negros acabará con la desaparición de los
últimos y más masivos de ellos -alrededor de 10100 años en
el futuro-. Con ello, desaparecerán del universo los últimos
vestigios de lo que antes fueron estrellas y galaxias.
Era oscura
Los procesos antes mencionados tienen lugar a una escala
temporal desafiante para nuestra intuición, pero que no es
nada en comparación con la "muerte eterna" que tendrá por
delante tras la desaparición de los agujeros negros el
universo de la era oscura: un lugar inimaginablemente
enorme e increíblemente frío -a una temperatura de 10-29
Kelvin-, vacío -en el que las radiaciones producidas tanto
por el Big Bang como por los fenómenos antes descritos
hace ya mucho tiempo habrán desaparecido presa de un
enorme desplazamiento al rojo-, oscuro, en expansión
desbocada (si continúa la tendencia actual), y en el que los
únicos objetos existentes serán electrones, positrones,
neutrinos, fotones, y quizás algunas partículas exóticas. Un
proceso que podrá tener en ésta época es la aniquilación de
electrones y positrones, pero que de continuar la expansión
acelerada del universo apenas se producirá. De hacerlo, las
partículas implicadas formarán átomos de positronio,
orbitándose una alrededor de la otra a distancias
comparables a las del radio actual del universo o incluso
mayores, y acercándose en escalas temporales
inimaginablemente largas hasta acabar por colisionar y
desaparecer produciendo rayos gamma. Este fenómeno
podría durar indefinidamente -aunque cada vez a menor
escala-, por lo que quizás jamás se alcanzará el estado de
"muerte térmica" en el universo y este escenario de
oscuridad, vacío, y desolación fuera lo más cercano (y
bastante) a ese concepto, pero también entra dentro de lo
posible que el Universo acabe sufriendo un "Big Rip" o que
sufra una "transición de fase" hacia un vacío verdadero.
Asimismo, es muy probable que la aparente pobreza de
procesos físicos en una era tan lejana sea debida al
desconocimiento de las leyes físicas que operan en unas
condiciones tan extremas; en una época tan lejana y extrema,
las fluctuaciones cuánticas acabarán por tener dimensiones
macroscópicas y dejarán de funcionar las leyes físicas
conocidas, no habiendo manera de saber qué le acabará por
ocurrir al Universo en un futuro tan lejano (aunque ha
habido algunas especulaciones como que la radiación no
volverá a predominar sobre la materia como ocurrió en los
primeros instantes del universo (en otras palabras, que
incluso teniendo en cuenta la aniquilación mutua de los
positrones y de los electrones siempre quedará cierta
cantidad de "materia"), e incluso la posibilidad de que
regiones del Universo colapsen sobre sí mismas y se vuelva
a las condiciones existentes en la era del Big Bang. El físico
Sean Carroll, por ejemplo, ha calculado que se necesitarán
101056 años para que una de esas fluctuaciones cuánticas
genere un "Big Bang" como el que dio origen al universo.)
Vida en el futuro del universo
Sin entrar en las especulaciones realizadas por los autores de
ciencia-ficción (por ejemplo, Isaac Asimov en su relato The
Last Question (La Última Pregunta)) ó las ideas altamente
especulativas que hablan de crear "universos bebé" a partir
de fenómenos cómo agujeros de gusano, algunos científicos
como Freeman Dyson han especulado con el tipo de vida
que podría existir en un futuro tan remoto como el descrito
aquí. No cabe duda de que mientras existan estrellas, las
formas de vida que pudieran existir no serían muy distintas a
la vida existente actualmente -en el sentido de estar basadas
en el carbono y conseguir su energía gracias a reacciones
químicas-, pero los seres que existan en los lejanísimos
futuros aquí descritos van a tener que enfrentarse a dos
crisis: la desaparición de los cuerpos radiantes (estrellas), y
sobre todo la desintegración de la materia.
Para afrontar la primera crisis se ha sugerido que una
civilización muy avanzada podría "pastorear" nubes de gas
interestelar, controlándola para que formara estrellas tal y
como ellos desearan, e incluso llegar a controlar las órbitas
de las estrellas alrededor del centro galáctico creando
acumulaciones de cuerpos que utilizar posteriormente en
provecho propio. Una sugerencia que se ha hecho es
conseguir que por ejemplo dos agujeros negros colisionaran
entre sí y aprovechar tanto la energía desprendida en dicha
fusión como posteriormente de su propia rotación, o la
desprendida al lanzar objetos en la órbita adecuada
-incluyendo aprovechar de éste modo, quizás junto a otras
civilizaciones muy avanzadas, la energía del gran agujero
negro en el que quedaría convertida la galaxia-. De realizarse
esto, llegaría un momento en el que la naturaleza estaría
"tecnificada" y sería imposible distinguir lo natural de lo
artificial; esto es algo que en teoría puede realizarse al no
entrar en conflicto con las leyes físicas conocidas; lo único
que se necesita es tiempo y en el futuro de un universo
abierto lo habrá de sobra.
Para superar la segunda crisis, dichos seres deberían ser
radicalmente distintos a las actuales, probablemente en la
forma de entes enormes, muy poco densos -seguramente
hechos de electrones y/o positrones-, y capaces de
aprovechar los escasísimos recursos existentes, por ejemplo
estando activo entre períodos cada vez más largos de
hibernación y así indefinidamente -de modo que en cierto
modo se alcanzaría la inmortalidad, ya que se ha estimado
que una civilización con la complejidad de la nuestra
gastaría con este sistema en toda la eternidad la energía que
el Sol desprende en apenas unas horas-. Sin embargo,
recientes investigaciones demuestran que ello no es posible y
que cualquier ser de ese tipo tendría una vida finita, ya que
por un lado, la aceleración del universo antes mencionada
mantendría cada vez más alejados a esos seres y les
impediría mantener comunicación entre ellos, y por otro no
sólo el hecho de que el universo acabará por alcanzar una
temperatura mínima haría que terminara por serles imposible
disipar el calor producido por ellos, sino que los
"despertadores" que puedan utilizar para salir de dicha
hibernación tarde o temprano acabarían por fallar debido a
efectos cuánticos y con ellos el ser que los utiliza no podría
volver a despertar. Además, la temperatura del Universo
acabaría por alcanzar cómo se ha dicho arriba 10-29 grados
Kelvin y no bajaría más, dando numerosos problemas a tales
seres a la hora de deshacerse del calor producido en sus
procesos metabólicos.
Una opción que también existe es la posibilidad de que
puedan existir sistemas físicos capaces de procesar
información sin gastar energía (por ahora, totalmente
hipotéticos), y que no estarían sujetos a los problemas
mencionados arriba. Sin embargo, es muy probable que un
hipotético ser hecho de esa manera no pudiera interaccionar
con el universo que le rodea, incluyendo recabar
información de él -ya que ello supone gastar energía-, por lo
que es muy probable que estuviera limitado a vivir y cómo
mucho procesar (="soñar") una y otra vez sus recuerdos sin
poder borrarlos (ya que ello requiere también usar energía),
y sin tener percepciones del universo a su alrededor; de
hecho, algunos autores dudan de que tal tipo de existencia se
le pudiera llamar "vida".
Véase también
Big Crunch
Referencias
1. Es una situación muy parecida a la existente a
principios del siglo XX, cuándo se pensaba que los
únicos objetos existentes en el Universo eran la Vía
Láctea y las Nubes de Magallanes. Véase Universo
de Sitter
A DYING UNIVERSE: The Long Term Fate and Evolution
of Astrophysical Objects (en inglés. Archivo PDF)
FUTURE EVOLUTION OF COSMIC STRUCTURE IN
AN ACCELERATING UNIVERSE (en inglés. Archivo
PDF)
The Return of a Static Universe and the End of Cosmology
(en inglés. Archivo PDF)
Radiation can never again dominate Matter in a Vacuum
Dominated Universe (en inglés. Archivo PDF)
LIFE, THE UNIVERSE, AND NOTHING: LIFE AND
DEATH IN AN EVER-EXPANDING UNIVERSE (en
inglés. Archivo PDF)
Future and Origin of our Universe: Modern View (en inglés.
Archivo PDF)
Black hole Thermodynamics
UNIVERSO SIN FIN. Cayetano López. Ediciones Taurus,
1999.
LOS TRES ÚLTIMOS MINUTOS DEL UNIVERSO. Paul
Davies. Editorial Debate, 2001.
HISTORIA NATURAL DEL UNIVERSO. Colin A. Ronan.
Ediciones del Prado, 1992.
LA MELODÍA SECRETA... Y EL HOMBRE CREÓ EL
UNIVERSO. Trinh Xuan Thuan. Biblioteca Buridán.
Binaria de Rayos X
Las binarias de rayos x son una clase de sistemas binarios
que son muy luminosos en rayos x (1033 - 1039erg/s). Están
formados por un objeto compacto que se ha formado por
colapso de una estrella, y una estrella convencional, de la
secuencia principal. El objeto compacto puede ser una
estrella de neutrones o un agujero negro. Ambos tienen
masas mayores a la del Sol, pero concentradas en un
volumen mucho menor. La estrella convencional se suele
llamar estrella compañera.
Materia de la estrella convencional cae en el objeto
compacto, en general formando un disco de acrecimiento
que orbita alrededor del objeto compacto. En la caída se
convierte energía potencial gravitatoria en calor, haciendo
que el disco alcance temperaturas de millones de grados
kelvin y emita rayos x. A tan alta temperatura, toda la
materia del disco está en forma de plasma.
Representación artística de una binaria de rayos X
Las binarias de rayos X se clasifican según la masa de la
estrella compañera en binarias de rayos x de baja masa y
binarias de rayos x de alta masa. Las de baja masa tienen una
compañera de masa mucho menor a la del Sol (son estrellas
rojas de tipo espectral K o M). Las de alta masa tienen una
compañera con masa mucho mayor a del Sol (estrellas
azules de tipo O o Be).
Existen cientos de binarias de rayos X en nuestra galaxia y
se cuentan entre los objetos más brillantes del cielo en rayos
X, como por ejemplo Scorpius X-1 o Cygnus X-1.
Son objetos muy variables, en escalas de tiempo que van
desde pocos minutos a años. La variabilidad está relacionada
con cambios en el acrecimiento de materia, que a su vez
puede deberse, por ejemplo, al movimiento orbital de las dos
estrellas o a precesión del disco de acrecimiento.
Cuando el objeto compacto es una estrella de neutrones, su
fuerte campo magnético puede conducir el plasma hacia los
polos magnéticos. En los polos colisionan con la superficie
de la estrella de neutrones y emiten importantes cantidades
de rayos X muy enfocados a lo largo de los ejes magnéticos.
Son los llamados pulsares de rayos x.
Al igual que en las galaxias activas, en algunas binarias de
rayos X se general un jet o chorros de materia que emerge
del disco de acrecimiento, sale del sistema binario y puede
extenderse a lo largo de parsecs. Los chorros emiten en radio
por radiación de sincrotrón. En algunos de estos chorros se
observan componentes que viajan a velocidades próximas a
la velocidad de la luz. En tal caso, la binaria de rayos X se
conoce como microquasar.
Véase también
Binarias de rayos x de baja masa
Binarias de rayos x de alta masa
Pulsares de rayos x
Binarias de rayos x suaves
Microquasares
Fuentes X Ultraluminosas
Binaria de rayos x de alta
masa
Las binarias de rayos x de alta masa son un tipo de
binarias de rayos X que se componen de una estrella de la
secuencia principal de masa mucho mayor que la del Sol,
normalmente una estrella Be o una supergigante azul, y otra
que es un objeto compacto, ya sea un agujero negro o una
estrella de neutrones. En este tipo de binaria de rayos X la
acreción de materia se realiza mediante viento. El viento
estelar de la estrella primaria es capturado por la estrella
secundaria, y, cuando éste cae en el objeto, produce rayos x.
Uno de los más famosos sistemas de este tipo es Cygnus X-1
; en él se descubrió el primer agujero negro estelar.
Véase también
Binaria de Rayos X
Binaria de rayos x de baja masa
Binaria de rayos x de baja
masa
Las binarias de Rayos X de baja masa son sistemas binarios
formados por un objeto compacto (estrella de neutrones o
agujero negro) y una estrella compañera en la secuencia
principal y una masa mucho menor a la del Sol,
perteneciente al tipo espectral K ó M.
La estrella compañera llena lo que se conoce como lóbulo de
Roche y transfiere parte de masa a la estrella de neutrones o
el agujero negro. Una vez atravesado el lóbulo de Roche, la
materia de la estrella compañera todavía gira en una órbita
demasiado amplia para caer en el objeto compacto, con lo
que crea un disco de materia llamado disco de acreción.
Mediante sucesivas colisiones, los fragmentos del disco de
acrecimiento van perdiendo velocidad y son finalmente
engullidos por el objeto compacto. Las colisiones hacen que
los fragmentos se calienten a temperaturas de millones de
grados y generen rayos X.
Blazar
Un blazar es una fuente de energía muy compacta y
altamente variable situada en el centro de una galaxia. Los
blazares están entre los fenómenos más violentos del
Universo y son un tema importante en la astronomía
extragaláctica.
Los blazares son miembros de un grupo más grande de
galaxias activas, también llamados Núcleos Activos
Galácticos (AGN). Sin embargo, no son un grupo
homogéneo y pueden ser divididos en dos grupos de
galaxias:
quásares altamente variables, a veces llamados
quásares Variables Ópticamente Violentos (OVV)
(estos son un subconjunto pequeño de todos los
quasares)
objetos BL Lacertae (objetos "BL Lac" o
simplemente "BL Lacs").
Algunos de estos extraños objetos pueden ser blazares
intermedios, los cuales parecen tener una mezcla de las
propiedades de ambos.
Los blazares son AGN con un jet relativístico que está
apuntando en dirección a la Tierra. Nosotros observamos
"desde abajo" el jet, y esto responde a la rápida variabilidad
y rasgos de ambos tipos de blazars. Muchos blazars tienen
características superlumínicas dentro de los primeros parsecs
de sus jets, probablemente debido a los frentes de onda de
choque relativísticos.
Busca Bohdan Paczy en otros proyectos
hermanos de Wikipedia:
El cuadro generalmente aceptado de estos quasares OVV es
Wikcionario
que son, intrínsecamente,
potentes (diccionario)
radio galaxias, mientras
que los objetos BL Lac son, básicamente, galaxias de fuentes
de radio débil. En ambos
casos, los
centros galácticos son de
Wikilibros
(tutoriales/manuales)
galaxias gigantes elípticas.
Los modelos alternativos,
por ejemplo
Wikiquote
(citas)las microlentes
gravitacionales, pueden responder a las observaciones de
algunos blazars pero no son consistentes con las propiedades
Wikisource (biblioteca)
generales.
(noticias)
También se consideraWikinews
que los agujeros
negros configuran
blazares cuando los chorros de plasma que les pueden estar
asociados son visibles.Wikiversity (contenido académico)
Véase también:
Commons (imágenes y
multimedia)
Quásar
Rayo cósmico
Objeto astronómico
Protuberancia galáctica
Bohdan Paczy
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Bonaventura Cavalieri
Bonaventura Cavalieri (Milán, 1598 - Bolonia, 1647),
jesuita y matemático italiano.
Principio de Cavalieri.
Fue alumno de Galileo, y enseñó matemáticas en Bolonia
(1629). Su interés por las matemáticas fue estimulado por los
trabajos de Euclides y luego de encontrar a Galileo, se
consideró como un discípulo de este astrónomo. En Pisa,
Cavalieri fue educado en matemáticas por Benedetto
Castelli, un profesor de matemáticas en la Universidad de
esa ciudad.
En 1629 Cavalieri fue nombrado profesor de matemáticas en
Bolonia.
Fue el primero en introducir en Italia el cálculo logarítmico,
pero debe su celebridad a su teoría de los «indivisibles», que
expuso en Geometría indivisibilibus continuorum quadam
nova ratione promota (1635). Esta teoría estudia las
magnitudes geométricas como compuestas de un número
infinito de elementos, o indivisibles, que son los últimos
términos de la descomposición que se puede hacer. La
medida de las longitudes, de las superficies y de los
volúmenes se convierte en efectuar la suma de la infinidad
de indivisibles: es el principio del cálculo de una integral
definida, aunque sin la noción rigurosa moderna de paso al
límite. Por esto puede ser considerado como uno de los
precursores del análisis infinitesimal moderno. Figuró entre
los primeros que enseñaron la teoría copernicana de los
planetas. Otros trabajos suyos dignos de renombre son el
desarrollo dado a la trigonometría esférica, así como el
descubrimiento de las fórmulas relativas a los focos de los
espejos y de las lentes.
Véase también
Anexo:Astrónomos y astrofísicos notables
Bosque Lyman-alfa
El bosque de Lyman-alfa es el conjunto de líneas de
absorción que aparecen entre la transición Lyman-alfa del
hidrógeno neutro y la localización desplazada al rojo de esta
transición en el espectro de un cuásar o una galaxia lejana.
Estas líneas de absorción se producen por las nubes de
hidrógeno neutro que se encuentran entre nosotros y el
objeto distante. Debido a la Ley de Hubble los objetos
presentan un desplazamiento al rojo de sus líneas espectrales
proporcional a la distancia a la que se encuentran de
nosotros. Al encontrarse la luz emitida por el cuásar con una
nube de hidrógeno se produce una absorción Lyman-alfa al
desplazamiento al rojo que le corresponde a la nube. De esta
manera vemos distintas líneas de absorción correspondientes
a nubes a distintas distancias. El conjunto de estas líneas
(bosque) se encuentra entre la línea Lyman-alfa del cuásar y
zona donde se encontraría la línea a una distancia nula (sin
desplazamiento al rojo; 121,6 nm).
Este bosque de líneas nos permite comprobar las
propiedades del medio intergaláctico al poder observar
regiones que de otro modo serían imposibles de detectar.
Estas regiones se encuentran a distintas distancias y
muestrean distintas edades del Universo, de esta manera se
pueden usar para realizar estudios cosmológicos.
Brian Marsden
Brian G. Marsden (nacido en 1937) es un astrónomo
británico, director del Minor Planet Center. Se ha
especializado profesionalemnte en mecánica celeste y
astrometría, recolectando información sobre las posiciones
de los asteroides y cometas del Sistema Solar, y computando
sus órbitas.
En 1999, Marsden llegó a proponer que Plutón fuese
incluido en la lista de asteroides y objetos transneptunianos,
asignándole el número 10.000, lo que finalmente rechazó la
Unión Astronómica Internacional.
Brian May
Este artículo se refiere al guitarrista de Queen.
Para ver el artículo sobre el compositor australiano
de música de cine ir a Brian May (compositor).
Brian
Harold May
Información general
Personal
Nombre
Nacimiento
Origen
Brian Harold May
19 de julio de 1947 (61 años)
Hampton, Londres,
Inglaterra
Ocupación(es) Músico, compositor, productor
Artística
Estilo
Instrumento(s)
Período de
actividad
Rock
Pop rock
Rock progresivo
Hard rock
Heavy Metal
Glam rock
Guitarra, Voz, Ukelele, Bajo, Piano,
Teclados, Sintetizadores, Arpa, Voz
1968 - actualidad
Queen
Roger Taylor
John Deacon
Artistas
relacionados Freddie Mercury
Queen + Paul Rodgers
Paul Rodgers
Web
Sitio web
Sitio oficial de Brian May
Brian Harold May nació el 19 de julio de 1947 en
Hampton, Richmond upon Thames, una pequeña ciudad al
suroeste de Londres. Es conocido mundialmente por haber
sido guitarrista y tecladista ocasional de la exitosa banda
británica Queen. Es considerado uno de los 5 guitarristas
más grandes de la historia.[cita requerida] Compuso muchos
de los grandes éxitos de Queen, y utiliza una guitarra
eléctrica hecha por él mismo, llamada Red Special. Es, según
Eric Clapton, el "mejor guitarrista de todos los tiempos".[
cita requerida] En abril de 2007, fue electo rector honorífico
de la Universidad John Moores.[1] [2]
Influenciado por: Jimi Hendrix, Jimmy Page, Jeff Beck, The
Shadows, The Ventures, Eric Clapton
Influenció a: Eddie Van Halen, Joe Satriani, Dan Hawkins,
Steve Vai, Kirk Hammett, Nuno Bettencourt, Thom Yorke,
Marty Friedman, Yngwie Malmsteen, Ray Toro, Paul
Gilbert.
Contenido
1 Queen
2 Carrera solista
3 Doctorado
4 Red Special
5 Actualidad
6 Discografía solista
7 Referencias
8 Enlaces externos
Queen
Antes de formar la exitosísima banda Queen, Brian y Roger
Taylor tocaban en una banda llamada Smile. Freddie
Mercury había llegado a Londres, y junto a John Deacon
(quien se unió más tarde), formarían una de las mejores
bandas de la historia del Rock.
El sonido característico de la Red Special, la guitarra
eléctrica que May armó a los 16 años con ayuda de su padre,
es único y dotado de gran cuerpo y feedback. Impulsor de la
"guitarra-orquestación", llamada así por el uso de varias
guitarras que se escuchaban simultáneamente e imitando
diferentes voces logrando así frases contrapuntísticas en toda
la extensión musical. Ésta fue reverenciada por su bella
complejidad armónica con la que lograba crear atmósferas y
líneas melódicas llenando cada rincón de su música sin
necesidad de sintetizadores, hasta "The Game", en 1980, y la
cual se deja ver principalmente en los primeros discos de
Queen tal como "A Night at the Opera", en 1975.
Junto a Freddie Mercury, ha formado uno de los mejores
duetos de la historia del Rock And Roll siendo parte de
Queen, tal como Jimmy Page y Robert Plant de Led
Zeppelin o Bon Scott y Angus Young de AC/DC.
Sus solos de guitarra y riffs históricos estaban dotados de
armonía, lo que Freddie hacía con la voz se puede decir que
Brian lo hacía con su "Red Special", mencionada aparte más
abajo. Sus mejores solos y riffs de guitarra son: I Want It All
, Bohemian Rhapsody, Innuendo, Hammer To Fall, Princes
Of The Universe, We Will Rock You, Was It All Worth It,
Headlong, We Are The Champions, Tear It Up, etcétera.
May es conocido por rasguear las cuerdas con una moneda
británica de seis peniques. Según él, con ella logra un sonido
mucho más metálico y con más cuerpo. Muchos éxitos de
Queen fueron compuestos por él (We Will Rock You, I
Want It All, Save Me, Who Wants To Live Forever, Tie
Your Mother Down, entre otros).
Carrera solista
Ha hecho cuatro álbumes en solitario: Star Fleet Project
(Mini LP) en 1983 donde colaboró, entre otros, Eddie Van
Halen, Back To The Light en 1992, de gran éxito a nivel
europeo que lo llevó a una gira mundial, Live At The Brixton
Academy en 1994 y Another World en 1998, ilustrando dicho
álbum con fotos tomadas en la isla de El Hierro (Canarias).
En 1986, colaboró con el cantante español Ramoncín en la
canción "Como un susurro". En 2007 colaboró con un nuevo
solo de guitarra en una versión de Too much love will kill
you en el álbum Constante Contradicción, primero del grupo
madrileño Momo (liderado por Jose Luis Cortés "Momo"
protagonista del musical producido por Queen: We will rock
you, en su versión española).
Doctorado
Se licenció en Física y Astronomía en el Imperial College de
Londres en 1968 y pocos meses antes pasó un tiempo en la
isla de Tenerife (Canarias) estudiando distintos fenómenos
astronómicos desde Izaña en las Cañadas del Teide, escribió
en equipo dos trabajos sobre sus investigaciones y
resultados, que se publicaron en Monthly Notices of the
Royal Astronomic Society. Tras graduarse comenzó a
trabajar en su tesis.
En el año 2006, tras varios años alejado de los escenarios
decidió culminar su doctorado en astrofísica y el 23 de
agosto de 2007 aprobó el examen de doctorado en el
Imperial College con su tesis titulada "Radial velocities in
the zodiacal dust cloud" (Velocidad radial en la nube de
polvo zodiacal), grado que le fue otorgado oficialmente en
mayo de 2008. El 19 de julio de 2007 fue nombrado Rector
honorífico de la Universidad John Moores de Liverpool.
Red Special
Artículo principal: Red Special
La historia de ésta guitarra comenzó en 1963, cuando Brian
May, con tan sólo 16 años, se dio cuenta que con su guitarra
acústica no podía interpretar las canciones que escuchaba en
la radio y trataba de emular. Así que decidió cambiar su
guitarra acústica por una eléctrica, pero en esa época el
joven Brian no disponía del dinero para comprarse las caras
Gibson y Stratocaster que había en el mercado. Así que con
la ayuda de su padre, Harold May (Ingeniero electrónico),
decidió embarcarse en un difícil proyecto: fabricarse su
propia guitarra, trabajo que comenzó en agosto del ´63 en un
dormitorio de su casa convertido en taller. Para la elección
del material, Brian tuvo que buscar minuciosamente. Por
ejemplo, para el mástil utilizaron la madera de una chimenea
que un amigo de la familia iba a tirar. La madera era pura
caoba, pero estaba vieja y algo apolillada, pero Brian logró
darle forma a mano. Así lo explica él mismo:
El mástil formaba parte de una chimenea
que iba a ser destruida. La caoba era de
buena calidad, pero era tan vieja que
estaba algo apolillada. Rellené los
agujeros con madera de cerilla y los
cubrí con una capa de Rustin's Plastic
Coating (hay un montón en el cuello,
aunque ahora se están desprendiendo un
poco). La caja de la guitarra la hicimos
de un robusto trozo de roble. En un
momento determinado, el escoplo
estropeó parte de la madera de la caja, y
me sentí tan frustrado que tiré todo por
la ventana y empecé de nuevo. Las
herramientas utilizadas a lo largo del
proyecto, también eran hechas a mano, y
las que no estaban, eran herramientas
sencillas. En el lugar en el que están
unido el cuerpo y el mástil, sólo utilicé
un cortaplumas y una lija, porque no
teníamos ninguna herramienta más
compleja.
Para los marcadores del diapasón, Brian rebuscó en el
costurero de su madre Ruth, y encontró unos botones de
madre perla. Esos botones se convertirían en los marcadores
de la "Red Special", botones que aún duran en la guitarra.
Las cuerdas las tuvo que comprar, ya que no encontraba
ningún sustituto adecuado para ellas. El siguiente paso era
construir los fonocaptores (las tomas de sonido). Brian
construyó uno con dos cables atados a unos magnetos, pero
el resultado no fue el esperado, así que decidió comprar unos
fonocaptores Burns Tri-Sonic a tres guineas cada uno,
aunque a Brian tampoco le gustó el resultado y decidió hacer
unos pequeños retoques. "Los volví a enrollar y los rellené
con Araldite, menos el del "puente" que probablemente lo
haga algún día". El brazo del tremolo lo hizo con un trozo de
acero bastante especial, que él mismo modeló después. Para
equilibrarlo utilizó dos resortes de válvulas de motocicleta:
"El brazo de trémolos es una de esas cosas para aguantar los
cestos de las bicicletas, y el nudo del final está hecho con
una aguja de hacer ganchillos. Los resortes del trémolo son
de una motocicleta (ahora no recuerdo de que tipo), pero un
amigo mío tenía montones de resortes de válvulas de
motocicletas, y usamos eso".
Y por fin, tras un año y medio de trabajo, y con un costo de
8 libras esterlinas, la Red Special emergió. No se parecía a
ninguna otra guitarra y su sonido era y es bastante particular,
diferente al resto de las guitarras "normales". Antes de tener
la guitarra finalmente terminada, Brian la llevó a la escuela,
pero se sentía molesto porque no tenía el aspecto de una
guitarra comercial. Pero tras pulirla y barnizarla, la guitarra
quedó impecable y ya parecía una de las profesionales. Al
volver a llevarla a la escuela, sus compañeros quedaron tan
impresionados que uno de ellos ofreció cambiársela por su
guitarra comprada, obviamente Brian le dijo que no.
Brian continuó buscando el sonido que él perseguía. Tras
muchos experimentos, descubrió que tocando con una
moneda de seis peniques como púa conseguía un sonido
puro y limpio. Y usando esa moneda es como Brian ha
tocado en todos los discos y todos los recitales de Queen,
convirtiendo su guitarra en legendaria y a él en uno de los
mejores guitarristas del mundo y de la historia.
Actualidad
Al día de hoy, Brian se encuentra trabajando en el proyecto
post-Queen, Queen + Paul Rodgers, que ha juntado a May y
Taylor con Paul Rodgers, ex cantante de Free y Bad
Company. Con esta banda realizaron un exitoso tour llamado
The Return of The Champions (El regreso de los campeones)
en el año 2005.
El 15 de Septiembre de 2008, salió a la venta el primer disco
de estudio de Queen+PR, titulado The Cosmos Rocks, y es el
segundo bajo el nombre de Queen desde la muerte de
Freddie Mercury, después de Made in Heaven. El álbum
contiene catorce canciones nuevas, incluyendo el exitoso
single Say It's Not True y el nuevo corte C-Lebrity.
Actualmente, la banda se encuentra realizando un tour
mundial, que los llevará por Europa, Asia, América del norte
, y será motivo del retorno de May y Taylor a tocar en
escenarios de Sudamérica.
Discografía solista
Foto de archivo de Brian May.
Star Fleet Project (Mini LP), 1983
1. Star Fleet
2. Let me Out
3. BluesBreaker
Back To The Light, 1992
1.
1.
2.
3.
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6.
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10.
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12.
The Dark
Back To The light
Love Token
Resurrection
Too Much Love Will Kill You
Driven By You
Nothing But Blue
I'm Scared
Last Horizon
Let Your Heart Rule Your Head
Just One Life
Rollin'Over
Live At The Brixton Academy, 1993
1.
2.
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4.
5.
6.
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8.
9.
10.
11.
12.
13.
14.
15.
Back To The Light
Driven By You
Tie Your Mother Down
Love Token
Headlong
Love of My Life
39/Let Your Heart Rule Your Head
Too Much Love Will Kill You
Since You've Been Gone
Now I'm Here
Guitar Extravagance
Resurrection
Last Horizon
We Will Rock You
Hammer To Fall
Another World, 1998
1.
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3.
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7.
8.
9.
10.
11.
12.
Space
Business
China Belle
Why Don't We Try Again
Oh My Way Up
Cyborg
The Guv'nor
Wilderness
Slow Down
One Rainy Wish
All The Way From Memphis
Another World
Red Special (album), 1998
1.
2.
3.
4.
5.
6.
7.
8.
On My Way Up (Live in Paris, June 98)
Why Don't We Try Again
Maybe Baby
Business (USA Radio Mix Uncut)
Another World
Only Make Believe
Hammer to Fall (Live in Paris, June 98)
Brian Talks (A Tribute to Cozy Powell)
La musique de Furia – Un film de Alexandre Aja
(Soundtrack), 2000
1.
1.
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20.
21.
22.
Furia Theme – Opening Titles
First Glance (Solo Flute)
Landscape
Tango: 'Cuesta Abajo'
The Meeting (Solo Guitar)
First Kiss
Storm
Phone
Pursuit
Diner
Apparition
Arrest
Father and Son
Aaron
Fire
Gun (Solo Violin)
Reggae: 'Bird in Hand'
Killing
Escape
Go On
Dream of Thee
Alternative Gun (Bonus Track)
Referencias
1. BBC News, May installed as uni chancellor, Lunes
14 de abril de 2008.
2. Brian May siendo elegido el nuevo canciller de
LJMU.
Enlaces externos
Sitio oficial de Brian May
Sitio oficial de Queen
Reportaje a la guitarra de Brian May
Brillo superficial
El brillo superficial es un concepto utilizado en astronomía
para describir el brillo aparente de objetos astronómicos
extensos (a diferencia de las estrellas, que aparecen como un
punto), como galaxias y nebulosas.
Contenido
1 Descripción
2 Cálculo del brillo superficial
3 Relación entre unidades
4 Véase también
Descripción
Generalmente la magnitud aparente de un objeto indica su
brillo en conjunto. Si, por ejemplo, una galaxia tiene
magnitud 12,5, quiere decir que vemos la misma cantidad
total de luz de la galaxia que de una estrella de la misma
magnitud. Sin embargo, mientras que las estrellas son tan
pequeñas que se puede considerar un punto en la mayor
parte de las observaciones, una galaxia o nebulosa puede
extenderse por varios segundos de arco (arcsec) o minutos
de arco (arcmin). Es por ello que con la misma magnitud una
galaxia es más difícil de observar que una estrella, ya que el
brillo de la primera se distribuye en un área mayor. El brillo
superficial indica lo fácilmente observable que es un objeto.
Cálculo del brillo superficial
El brillo superficial se suele medir en magnitudes por arcsec
cuadrados. Como la magnitud es logarítmica, el cálculo del
brillo superficial no puede hacerse simplemente dividiendo
la magnitud entre el área. En vez de ello, para un objeto de
magnitud m que se extiende por un área de A arcsec
cuadrados, el brillo superficial S viene dado por:
El brillo superficial es constante con la distancia de
luminosidad. Para objetos cercanos, la distancia de
luminosidad es a la distancia física del objeto. El flujo
radiativo de un objeto cercano decrece con el cuadrado de la
distancia al objeto. Por otro lado, el área física que
corresponde a un ángulo sólido dado aumenta con el
cuadrado de esta misma distancia. Esto resulta en una
cancelación mutua de la dependencia de ambos parámetros
en la distancia, lo que convierte al brillo superficial en una
constante.
Relación entre unidades
El brillo superficial dado en unidades de magnitudes se
relaciona con el brillo superficial dado en unidades de
luminosidades solares a través de
con
la magnitud absoluta del Sol en la banda
visible, S(mag / arcsec2) el brillo superficial en unidades de
magnitud por segundo de arco cuadrado y
el mismo, dado en unidades de luminosidades solares por
pársec cuadrado.
Véase también
Galaxia de bajo brillo superficial
Magnitud aparente
Magnitud absoluta
Bruno B. Rossi
Bruno Benedetto Rossi (13 de abril de 1905 – 21 de
noviembre de 1993) fue un físico experimental italianoestadounidense. El hizó sus mayores contribuciones al
estudio de los rayos cósmicos y Física de partículas desde
1930 hasta los 1950s, y un pionero de la Astronomía de
rayos X y de la física del plasma en los 1960s.
Rossi nació en Venecia Italia, tuvo que emigrar de Europa a
Estado Unidos por su condición de judío, estuvo casado con
Nora Lombroso, la hija del antropologista Cesare Lombroso.
Murió en su hogar de Cambridge (Massachusetts) en 1993.
Contenido
1 Honores y
premios
1.1 Premios
2 Bibliografía
3 Enlaces externos
Honores y premios
Premios
Premio Wolf en Física por su trabajo en el
desarrollo de la astronomía de rayos X (1987)
National Medal of Science (1983)
Premio Rumford premio de la Academia
Estadounidense de las Artes y las Ciencias por sus
"descubrimientos concernientes a la naturaleza y
orígenes de las radiaciones cósmicas" (1976)
Medalla de Oro de la Sociedad de Física de Italia
(1970)
Doctors honoris causa de las universidades de
Palermo, Durham, y Chicago
Bibliografía
Rossi, Bruno (1952). High-energy Particles. New
York: Prentice-Hall.
Rossi, Bruno (1964). Cosmic Rays. New York:
McGraw-Hill.
Rossi, Bruno, S. Olbert (1970). Introduction to the
Physics of Space. New York: McGraw-Hill.
Rossi, Bruno (1990). Moments in the Life of a
Scientist. Cambridge: Cambridge University Press.
Bruno, Rossi (1957). Optics. Reading, MA: Addison
Wesley.
Enlaces externos
Cosmic Ray Observations in Eritrea: Research
Notes of Bruno Rossi, 1933
Bruno H. Bürgel
Bruno Hans Bürgel (1875-1948) fue un escritor y
astrónomo alemán. Nació el 14 de noviembre de 1875 en
Berlín, Alemania.
Al finalizar sus estudios escolares comenzó a trabajar en una
fábrica para ganar lo necesario para vivir. Sin embargo, en
su tiempo libre leía libros de astronomía y con sus ahorros
pudo comprar un pequeño telescopio.
Trabajó en el observatorio Urania entre los años 1894 y
1899, tras lo cual se dedicó a escribir y publicar sus
conocimientos.
A la edad de 40 años ingresó al ejército y sobrevivió a la
Primera Guerra Mundial, sirviendo en el Frente Oriental.
Una vez terminada la guerra volvió a escribir y publicó
varios escritos sobre sus pensamientos y experiencias en la
guerra, que llegaron a ser bastante populares.
Falleció en Potsdam, Alemania, el 8 de julio de 1948. El
asteroide (10100) Burgel recibió su nombre en honor a este
notable astrónomo.
Buenaventura Suárez
Buenaventura Suárez
Sello Postal conmemorativo
Nacimiento
Muerte
14 de Junio de 1679
Santa Fe (Capital), Argentina, Sud
América
24 de Agosto de 1750
Uruguay
Residencia
Paraguay
Nacionalidad/es
argentino
Astronomía
Campo/s
Reducciones Jesuíticas, Reduccion
Instituciones
de San Cosme y San Damián
Conocido por Predecir un eclipse.
Es considerado el "primer astrónomo paraguayo".
Buenaventura Suárez (Santa Fe, Argentina 3 de septiembre
de 1679 - Uruguay, 24 de agosto de 1750) fue un astrónomo
y sacerdote jesuita argentino.
Sus padres fueron Antonio Suárez y María Garay, sobrina de
Juan de Garay, fundador de las ciudades de Santa Fe y
Buenos Aires.
Cadena protón-protón
Generación de neutrinos solares en las cadenas protón-protón
La cadena protón-protón es una de las dos reacciones de
fusión que se producen en las estrellas para convertir el
hidrógeno en helio, el otro proceso conocido es el ciclo CNO
. Las cadenas protón-protón son más importantes en estrellas
del tamaño del Sol o menores. El balance global del proceso
es el equivalente de unir cuatro protones y dos electrones
para formar un núcleo de helio-4 (2 protones + 2 neutrones).
Para vencer la repulsión electromagnética entre dos núcleos
de hidrógeno se requieren grandes cantidades de energía. A
las temperaturas estelares de entre diez y veinte millones de
kelvins, el tiempo medio de la reacción es de alrededor de 10
9 años. Tiempo muy prolongado pero más que suficiente
para sostener al Sol dada la ingente cantidad de hidrógeno
contenido en el núcleo del Sol y las enormes cantidades de
energía que, incluso ese bajo ritmo de reacciones, aporta. Si
el tiempo medio de reacción fuera bastante más rápìdo el Sol
habría agotado ya su hidrógeno. Ritmos de reacción
demasiado veloces harían imposible la estabilidad
hidrodinámica en las estrellas consumiéndolas en
explosiones casi instantáneas tras su formación.
Por lo general, la fusión protón-protón ocurre solo si la
temperatura (i.e. energía cinética) de los protones es
suficientemente alta como para que logren vencer las fuerzas
coulombianas de repulsión mutua. La teoría de que los
protones son el principio básico a partir del cual las estrellas
generan su energía se remonta a los años 20 cuando Arthur
Eddington realiza sus primeras mediciones. En esos años las
temperaturas del Sol se consideraban demasiado bajas para
que las partículas penetraran la barrera colombiana. Con el
desarrollo de la mecánica cuántica se descubrió el efecto
túnel y las implicaciones que este tenía a la hora de facilitar
la fusión a temperaturas teóricamente imposibles.
Contenido
1 Reacciones de las cadenas pp
1.1 La cadena pp I
1.2 La cadena pp II
1.3 La cadena pp III
1.4 La cadena pp IV o
Hep
2 La reacción pep
3 Véase también
4 Enlaces externos
Reacciones de las cadenas pp
El primer paso conduce a la fusión de dos núcleos de
hidrógeno ¹H (protones) a deuterio ²H, liberando un positrón
y un neutrino al transformar un protón en un neutrón.
¹H + ¹H ²H + e+ + e ( ~ 7·109 años) <-- Tiempo
limitante
los neutrinos liberados en esta reacción portan energías por
encima de los 0,42 MeV.
Este primer paso es muy lento porque depende de la
interacción débil para convertir un protón en un neutrón. De
hecho es el paso más lento de todas las cadenas pp por lo
que recibe el nombre reacción limitante ya que es el que
dicta el ritmo de toda la cadena protón-protón.
El positrón resultante de dicha reacción se aniquila
inmediatamente con un electrón y su masa se convierte en
energía liberada a través de dos fotones gamma.
e+ + e 2 + 1.02 MeV
Tras esta reacción el deuterio producido en el primer paso se
puede fusionar con otro hidrógeno para producir un isótopo
ligero de helio ³He:
²H + ¹H ³He + + 5.49 MeV ( ~ 1,4 segundos)
A partir de este punto la reacción se subdivide en tres ramas
diferentes que desembocan todas en la generación de un
núcleo 4He. En la pp1 el helio-4 se produce por la fusión de
dos núcleos de helio-3; las otras dos ramas, pp2 y pp3
requieren del helio-4 previamente producido en la pp1,
ambas cadenas surgen de los dos caminos que el berilio-7
puede tomar. En el Sol, la cadena pp1 se da con una
frecuencia del 91%, la pp2 con el 9% y la pp3 es la más
infrecuente con un 0.1% de ocurrencia.
La cadena pp I
³He +³He 4He + ¹H + ¹H + 12.86 MeV ( ~ 2,4·105
años)
La energía de la cadena de reacciones ppI al completo arroja
un balance de 26,7 MeV netos. La cadena pp I es dominante
a temperaturas de 10 a 14 megakelvins (MK). Por debajo de
10 MK, la cadena PP1 no produce mucho 4He.
La cadena pp II
³He + 4He 7Be +
7Li +
7Be + e
e
7Li + ¹H
4He + 4He
La cadena pp II es dominante a temperaturas de 14 a 23 MK.
El 90% de los neutrinos producidos en la reacción 7Be(e,e)7
Li* tienen una energía de 0.861 MeV, mientras que un 10%
saldrán con 0.383 MeV (dependiendo de si el litio-7 está en
estado excitado o no).
La cadena pp III
³He + 4He 7Be +
7Be + ¹H 8B +
8Be + e+ +
8B
e
8Be
4He + 4He
La cadena pp III es dominante si las temperaturas exceden
los 23 MK.
Esta cadena no es la principal fuente de energía del Sol
debido a que las temperaturas de su núcleo aun no son los
suficientemente altas. Sin embargo, es muy importante en el
problema de los neutrinos solares debido a que estas
reacciones generan los neutrinos más energéticos. (14.06
MeV).
La cadena pp IV o Hep
Hep significa (helio-protón) En este caso el helio-3
reacciona directamente con un protón para dar helio-4
³He + ¹H 4He + e + e+
La reacción pep
pep significa (protón-electrón-protón) Esta reacción es muy
rara ya que en se trata de una colisión de tres partículas
simultaneamente lo cual es, lógicamente, mucho más
improbable. La reacción pep puede tener lugar en vez de la
reacción pp:
¹H + e + ¹H ²H + e
En el Sol, la frecuencia de la reacción pep en comparación
con la pp es de 1:400 (una vez de cada 400 reacciones). A
pesar de ello los neutrinos liberados son más energéticos:
mientras los neutrinos del primer paso de las cadenas pp
tienen 0.42 MeV, los neutrinos procedentes de la reacción
pep producen 1.44 MeV.
Véase también
Nucleosíntesis estelar
Proceso triple-alfa
Ciclo CNO
Enlaces externos
Cadena protón-protón Paso a paso, ilustrada (en
español)
Camille Flammarion
Camille Flammarion
Nicolas Camille Flammarion, más conocido como Camille
Flammarion (26 de febrero de 1842, Montigny-le-Roi - 3 de
junio de 1925, Juvisy-sur-Orge) era un astrónomo francés
conocido por sus obras de popularización de la astronomía.
Contenido
1 Vida
2 Publicaciones más importantes
3 Véase también
4 Enlaces externos
Vida
Camille era hermano de Ernest Flammarion (1846-1936),
fundador del grupo editorial francés Groupe Flammarion.
Comenzó su carrera como astrónomo en 1858 como
colaborador del Observatorio de París. En 1883 fundó un
observatorio astronómico en Juvisy-sur-Orge. En 1887
fundó la Sociedad astronómica francesa (Société
astronomique de France), de la que fue su primer presidente
y cuyo boletín mensual dirigía personalmente.
Flammarion fue el primero en sugerir los nombres actuales
de Tritón, satélite de Neptuno y de Amaltea, luna de Júpiter,
si bien estos nombres serían aceptados oficialmente
únicamente varias décadas más tarde.
Flammarion fue también un apasionado espiritista,
especialmente en sus últimos años, tema en el que mantenía
una actitud ambivalente considerando los fenómenos
espiritistas como regidos por principios científicos no
descubiertos todavía. A la muerte de su amigo Kardec,
rehusó la presidencia de la Societé Spirite de París. Entre sus
obras de ficción destacan algunas colecciones de cuentos
describiendo la reencarnación de un espíritu en otros mundos
en formas de vida completamente diferentes a las terrestres.
Sus numerosas observaciones de Marte le otorgaron el honor
de que uno de sus cráteres recibiera su nombre, llamado
Flammarion. Entre los muchos honores que recibió en vida
destaca la condecoración de la Legión de honor en 1912 por
su labor de popularización de la astronomía.
Fue uno de los primeros en practicar hipnosis e impartió
clases sobre ella.
Se casó en dos ocasiones, con Sylvie Petiaux quien fundaría
la asociación pacifista: "La paz y el desarme por las
mujeres" en 1899. Tras su muerte se casó con Gabrielle
Renaudot, quien colaboraría con Camille en sus obras
científicas y mantuvo el Observatorio fundado por él hasta
su muerte en 1962. Tras esta fecha el observatorio pasó a
manos de la Sociedad astronómica francesa fundada por
Flammarion.
Publicaciones más importantes
El Grabado Flammarion, famosa ilustración aparecida en L'Atmo
Météorologie Populaire (Paris, 1888) en su página 163 y utilizada
multitud de ocasiones para representar el descubrimiento de la
astronomía por el hombre.
Camille Flammarion escribió cerca de cincuenta obras
cubriendo numersosos campos de la astronomía.
La Pluralité des mondes habités (1862)
Les Mondes imaginaires et les mondes réels (1865)
Études et lectures sur l'astronomie (9 volumes,
1866-1880)
Dieu dans la nature (1869)
Contemplations scientifiques (1870)
L'Atmosphère (1871)
Récits de l'infini (1872)
Lumen, histoire d'une comète (1872)
Dans l'infini (1872)
Les Terres du ciel (1877)
Atlas céleste (1877)
Cartes de la Lune et de la planète Mars (1878)
Catalogue des étoiles doubles en mouvement (1878)
Astronomie sidérale (1879)
Astronomie populaire (1880), su obra más conocida,
ganadora del premio Montyon de la Academia
francesa.
Le Monde avant la création de l'homme (1885)
Les Comètes, les étoiles et les planètes (1886)
Uranie (1889), otra de sus populares obras de
divulgación astronómica.
Centralisation et discussion de toutes les
observations faites sur Mars (2 volumes,
1892-1902)
Les Imperfections du calendrier (1901)
Les Phénomènes de la foudre (1905)
L'Atmosphère et les grands phénomènes de la
nature (1905)
L'Inconnu et les problèmes psychiques (1917)
La Mort et son mystère (1917)
Véase también
Anexo:Astrónomos y astrofísicos notables
Enlaces externos
Wikimedia Commons alberga contenido
multimedia sobre Camille Flammarion.Commons
Observatoire Camille Flammarion (en francés).
Flamarion en www.daviddarling.info (en inglés).
Campo magnético estelar
EL campo magnético del Sol produce esta eyección
masiva de plasma. Imagen del NOAA.
Un campo magnético estelar es un campo magnético
generado por el movimiento del plasma conductivo dentro
de una estrella en la secuencia principal. Este movimiento se
crea por convección, que es una forma de transporte de
energía que involucra al movimiento fisico de material. El
campo magnético ejerce una fuerza sobre el plasma,
aumentando efectivamente la presión sin una ganancia
comparable en la densidad. Como resultado, la región
magnetizada se eleva relativamente con respecto al resto del
plasma, hasta que alcanza la fotosfera de la estrella. Esto
crea las manchas solares y los bucles en la corona solar.[1]
Contenido
1 Mediciones
2 Generación del campo
3 Actividad superficial
4 Estrellas magnéticas
5 Referencias
6 Enlaces externos
Mediciones
El espectro más bajo demuestra el efecto Zeeman después
de aplicar un campo magnético a la fuente superior.
El campo magnético de una estrella puede ser medido por
medio del efecto Zeeman. Normalmente los átomos en las
atmósfera de una estrella absorben ciertas frecuencias o
longitudes de onda en el espectro electromagnético,
produciendo líneas oscuras de absorción dentro del espectro
de la estrella. Cuando los átomos se encuentran dentro de un
campo magnético, estas lineas de absorción se separan en
múltiples líneas separadas por un pequeño espacio.
Adicionalmente la energía se polariza con una orientación
que depende de la orientación del campo magnético. Por lo
tanto, la fuerza y la dirección del campo magnético de las
estrellas pueden determinarse examinando las líneas del
efecto Zeeman.[2] [3]
Para medir el campo magnético de una estrella se usa un
espectropolarímetro estelar. Este instrumento consiste en un
espectrógrafo combinado con un polarímetro. El primer
instrumento dedicado al estudio de campos magnéticos
estelares fue el NARVAL, que fue montado en el telescopio
Bernard Lyot del Pic du Midi de Bigorre, en los Pirineos
franceses.[4]
Generación del campo
Se cree que los campos magnéticos estelares se forman
dentro de la zona convectiva de la estrella. La circulación
convectiva del plasma conductor funciona como una dinamo
. Esta actividad destruye el campo magnético primordial de
la estrella, y entonces genera un campo magnético bipolar.
Como la estrella experimenta una rotación diferencial
—rotando a diferentes velocidades en varias latitudes—el
magnetismo se enrolla en un campo toroidal de cuerdas de
flujo que queda envuelto alrededor de la estrella. Los campos
pueden llegar a ser altamente concentrados, produciendo
actividad cuando emergen a la superficie.[5]
Actividad superficial
Las manchas solares son regiones de intensa actividad
magnética en la superficie de la estrella. (En el Sol hay
manchas solares periódicas.). Forman un componente visible
de los tubos de flujo que se forman dentro de la zona de
convección de la estrella. Debido a la rotación diferencial de
la estrella, los tubos se extienden y se curvan, inhibiendo la
convección y produciendo zonas de temperatura inferior a la
normal.[6] A menudo se forman anillos coronales por
encima de las manchas solares, provenientes de líneas de
campo magnético que se han extendido dentro de la corona
solar. Esto, a su vez, sirve para calentar la corona hasta
temperaturas por encima del millón de kelvins.[7]
Los campos magnéticos ligados a las manchas solares y
anillos coronales están asociados a erupciones solares y a la
eyección de masa coronal. El plasma es calentado a decenas
de millones de grados kelvin, y las partículas se aceleran
escapando de la superficie de la estrella a velocidades
extremas.[8]
La actividad superficial parece estar relacionada con la edad
y la rotación de las estrellas de la secuencia principal. Las
estrellas jóvenes con un índice de rotación elevado muestran
una fuerte actividad. En contraste, las estrellas de mediana
edad como el Sol con índices de rotación más lentos
muestran niveles más bajos de actividad, que además varía
en ciclos. Algunas estrellas viejas no muestran prácticamente
actividad, lo que podría significar que han entrado en una
calma comparable al mínimo de Maunder del Sol. Las
medidas en la variación de la actividad estelar pueden ser
útiles para determinar los índices de rotación diferencial de
una estrella.[9]
Estrellas magnéticas
Campo magnético superficial de SU Aur (una
estrella joven de tipo T Tauri).
Una estrella T Tauri es un tipo de estrella pre-secuencia
principal que se está calentando a través de la contracción
gravitatoria y que todavía no ha empezado a quemar
hidrógeno en su núcleo. Son estrellas variables que son
magnéticamente activas. Se cree que el campo magnético de
estas estrellas interactúa con su potente viento estelar,
transfiriendo momento angular al disco protoplanetario que
lo rodea. Esto permite a la estrella frenar su índice de
rotación mientras colapsa.[10]
Las pequeñas estrellas de clase M (con 0.1–0.6 masas
solares) que muestran una variabilidad rápida e irregular se
conocen como estrellas fulgurantes. Se piensa que estas
fluctuaciones están causadas por erupciones, aunque la
actividad es mucho más fuerte en relación al tamaño de la
estrella. Las erupciones en esta clase de estrellas pueden
extenderse hasta el 20% de la circunferencia, e irradiar la
mayor parte de su energía en el espectro azul y ultravioleta.[
11]
Las nebulosas planetarias se forman cuando una estrella
gigante roja eyecta su cobertura exterior, formando una capa
de gas en expansión. No obstante, todavía no está claro por
qué estas capas no son siempre simétricament esféricas. El
80% de las nebulosas planetarias no tienen forma esférica,
tienen formas bipolares o elípticas. Una hipótesis para la
formación de formas no esféricas es el efecto del campo
magnético de la estrella. En vez de expandirse
uniformemente en todas direcciones, el plasma eyectado
tiende a salir por los polos magnéticos. Las observaciones de
las estrellas centrales de al menos cuatro nebulosas
planetarias han confirmado que poseen potentes campos
magnéticos.[12]
Después de que algunas estrellas masivas hayan cesado su
fusión termonuclear, una porción de su masa se colapsa en
un cuerpo compacto de neutrones llamado estrella de
neutrones. Estos cuerpos retienen una parte significativa del
campo magnético de la estrella original, pero el colapso de
tamaño causa el reforzamiento de este campo. La rotación
rápida de estas estrellas de neutrones colapsadas dará como
resultado un púlsar, que emite una estrecha banda de energía
que puede apuntar hacia el observador periódicamente.
Una forma extrema de una estrella de neutrones magnetizada
es un magnetar, que se forman como resultado del colapso
de un núcleo de supernova.[13] La existencia de estas
estrellas fue confirmada en 1998 con los medición de la
estrella SGR 1806-20. El campo magnético de esta estrella
ha incrementado la temperatura superficial hasta los 18
millones de K y libera enormes cantidades de energía en
forma de explosión de rayos gamma.[14]
Referencias
1. X-rays from Stellar Coronas (6 de julio de 2005).
2. Wade, Gregg A. (8-13 de julio de 2004). «Stellar
Magnetic Fields: The view from the ground and
from space». Cambridge University Press The
A-star Puzzle: Proceedings IAU Symposium No. 224
: 235-243.
3. Basri, Gibor (2006). "Big Fields on Small Stars".
Science 311 (5761): 618-619. Consultado el
04-02-2007.
4. Staff. «NARVAL: First Observatory Dedicated To
Stellar Magnetism», Science Daily, February 22,
2007. Consultado el 21-06-2007.
5.
5. Piddington, J. H. (1983). "On the origin and
structure of stellar magnetic fields". Astrophysics
and Space Science 90 (1): 217-230. Consultado el
21-06-2007.
6. Sherwood, Jonathan. «Dark Edge of Sunspots
Reveal Magnetic Melee», Universidad de Rochester
, 3 de diciembre de 2002. Consultado el 21-06-2007.
7. Hudson, H. S.; Kosugi, T. (1999). "How the Sun's
Corona Gets Hot". Science 285 (5429): 849.
Consultado el 21-06-2007.
8. Hathaway, David H. (18 de enero de 2007). Solar
Flares. NASA. Consultado el 21-06-2007.
9. Berdyugina, Svetlana V. (2005). Starspots: A Key
to the Stellar Dynamo. Living Reviews. Consultado
el 21-06-2007.
10. Küker, M.; Henning, T.; Rüdiger, G. (2003).
"Magnetic Star-Disk Coupling in Classical T Tauri
Systems". The Astrophysical Journal 589: 397-409.
Consultado el 21-06-2007.
11. Templeton, Matthew (otoño de 2003). Variable Star
Of The Season: UV Ceti. AAVSO. Consultado el
21-06-2007.
12. Jordan, S.; Werner, K.; O'Toole, S.. «First
Detection Of Magnetic Fields In Central Stars Of
Four Planetary Nebulae», Space Daily, 6 de enero
de 2005. Consultado el 21-06-2007.
13. Duncan, Robert C. (2003). 'Magnetars', Soft
Gamma Repeaters, and Very Strong Magnetic
Fields. University of Texas at Austin. Consultado el
21-06-2007.
14.
14. Isbell, D.; Tyson, T.. «Strongest Stellar Magnetic
Field yet Observed Confirms Existence of
Magnetars», NASA/Goddard Space Flight Center,
M20 de mayo de 1998. Consultado el 24-05-2006.
Enlaces externos
Donati, Jean-François (June 16, 2003). Surface
magnetic fields of non degenerate stars. Laboratoire
d’Astrophysique de Toulouse. Consultado el
2007-06-23.
Donati, Jean-François (November 5, 2003).
Differential rotation of stars other than the Sun.
Laboratoire d’Astrophysique de Toulouse.
Consultado el 2007-06-24.
Campo Profundo del
Hubble
El Campo Profundo del Hubble
El Campo Profundo del Hubble (Hubble Deep Field o
HDF en inglés) es una imagen de una pequeña región en la
constelación Osa Mayor, basada en los resultados de una
serie de observaciones con el Telescopio espacial Hubble.
Cubre un área de 144 segundos de arco de diámetro,
equivalente en tamaño angular a una pelota de tenis a una
distancia de 100 metros. La imagen fue compuesta a partir
de 342 exposiciones diferentes tomadas con la Wide Field
and Planetary Camera 2 (WFPC2) del Telescopio espacial
Hubble durante diez días consecutivos entre el 18 y el 28 de
diciembre de 1995.
El campo es tan pequeño que sólo se destacan unas pocas
estrellas de la Vía Láctea. Por ello, la mayoría de los 3.000
objetos en la imagen son galaxias, algunas de las cuales
están entre las más jóvenes y más distantes que se conocen.
Al revelar un número tan grande de galaxias muy jóvenes, el
HDF se ha convertido en una imagen de referencia en el
estudio del principio del universo, y ha sido la fuente de
unos 400 artículos científicos desde su creación.
Tres años después de las observaciones del HDF, se tomó
una imagen de una región en el hemisferio sur celeste de
forma similar y fue llamada el Campo Profundo Sur del
Hubble. Las similitudes entre las dos regiones reforzaron la
idea de que el universo es uniforme si se estudia en gran
escala y que La Tierra ocupa una región típica en el universo
(el principio cosmológico). En 2004, se obtuvo una imagen
más profunda conocida como el Campo Ultra Profundo del
Hubble, a partir de imágenes tomadas durante once días de
observación. Esta imagen es la imagen más profunda (más
sensible) nunca tomado en longitudes de onda visibles.
Contenido
1 Concepción
2 Selección del campo
3 Observaciones
4 Procesamiento de los datos
5 Contenido del Campo profundo
6 Resultados científicos
7 Observaciones posteriores
8 Referencias
9 Enlaces externos
Concepción
La mejora espectacular en las capacidades de toma de
imágenes del Hubble después de que correctivos ópticos
fueran instalados animó los intentos de obtener imágenes muy
profundas de galaxias distantes
Uno de los objetivos principales de los astrónomos que
diseñaron el Telescopio espacial Hubble era usar su alta
resolución óptica para estudiar galaxias distantes con un
nivel de detalle que no era posible desde el suelo.
Posicionado encima de la atmósfera, el Hubble evita el
"airglow" atmosférico permitiéndole tomar imágenes más
sensibles a la luz visible y ultravioleta que las que pueden
obtenerse con telescopios terrestres (cuando una buena
corrección óptica está disponible en el visible, telescopios
terrestres de 10m pueden ser competentes). Aunque el espejo
del telescopio sufrió de una aberración esférica cuando el
telescopio fue lanzado en 1990, pudo seguir siendo usado
para tomar unas imágenes de galaxias más distantes de las
que habían sido conseguidas anteriormente. Como la luz
tarda miles de millones de años en llegar a la Tierra de
galaxias muy distantes, nosotros las vemos como eran miles
de millones de años atrás; así, extendiendo el alcance de esta
investigación a galaxias cada vez más distantes permite un
mejor entendimiento de cómo evolucionan.
Después de que la aberración esférica fuera corregida
durante la misión STS-61 de 1993 del Transbordador
espacial, las ahora excelentes capacidades de imagen del
telescopio fueron usadas para estudiar las cada vez más
distantes y débiles galaxias. El Medium Deep Survey (MDS)
usó la WFPC2 para tomar imágenes profundas de campos
aleatorios mientras otros instrumentos eran usados para
observaciones previstas. A la vez, otros programas
dedicados se centraron en galaxias que ya eran conocidas a
través de observaciones terrestres. Todos estos estudios
revelaron diferencias sustanciales entre las propiedades de
las galaxias actuales y aquellas que existieron hace varios
miles de millones de años.
Hasta un 10% del tiempo de observación del HST se designa
como Director's Discretionary (DD) Time, y se concede
típicamente a astrónomos que desean estudiar fenómenos
inesperados transitorios, como supernovas. Una vez la óptica
correctiva del Hubble demostraron funcionar bien, Robert
Williams, el entonces director del Space Telescope Science
Institute, decidió dedicar una fracción sustancial de su
tiempo DD durante 1995 al estudio de galaxias distantes. Un
Institute Advisory Committee especial recomendó usar la
WFPC2 para tomar una parcela "típica" del cielo a altas
coordenadas galácticas, usando varios filtros ópticos.
Selección del campo
El campo HDF se ubica en el centro de esta imagen, mide un
grado de diámetro y muestra un área poco notable del espacio.
El campo seleccionado para las observaciones necesitaba
cumplir con varios criterios. Tenía que estar en una alta
latitud galáctica, para evitar el plano de la Vía Láctea que
contiene materia y polvo interestelar que oscurece la visión.
También debía evitar fuentes de luz visible conocidas (como
las estrellas de fondo), y emisiones infrarrojas, ultravioletas
y de rayos X, para facilitar posteriores estudios de los
objetos que se encuentran en el campo profundo en muchas
longitudes de ondas. Otra condición necesaria era estar
localizado en una región con bajo cirro infrarrojo (baja
emisión difusa en el infrarrojo, considerada asociada a
emisiones difusas infrarrojas en nubes frías de gas hidrógeno
, regiones H I, causadas por granos de polvo caliente).
Estos criterios redujeron considerablemente el campo de
búsqueda de áreas potenciales. Se decidió además que el
objetivo debería estar en las zonas de visión continúa del
Hubble (ZVC)— que son las áreas del cielo que no son
ocultadas por la Tierra o la Luna durante la órbita de Hubble.
El grupo de trabajo decidió concentrarse en la zona norte de
la ZVC, de manera que los telescopios del hemisferio norte,
como el telescopio Keck y el Very Large Array, pudieran
continuar estas observaciones posteriormente.
Inicialmente se identificaron una veintena de campos entre
los cuales se seleccionaron tres candidatos óptimos, todos
dentro de la constelación de la Osa Mayor. Las
observaciones de radio permitieron descartar uno de ellos
debido a que contenía una fuerte fuente de radio; La decisión
final entre los dos restantes se hizo sobre la base de la
disponibilidad de estrellas de guía cerca del campo: Las
observaciones del Hubble requieren normalmente de un par
de estrellas cercanas a las que se fijan los sensores de guía
fina del telescopio durante la toma de imágenes, pero debido
a la importancia dada a las observaciones del HDF, el grupo
de trabajo estableció como requisito un segundo juego de
estrellas de guía como medida de seguridad. Finalmente se
seleccionó el campo ubicado en ascensión recta de 12h 36m
49.4s y de declinación de +62° 12 48 [1].
Observaciones
El HDF está ubicado en la zona norte de
visión continua de Hubble, como se
muestra en este diagrama
Una vez seleccionado el campo, se desarrolló una estrategia
de observación. Una de las decisiones importantes fue el
filtro a utilizar; WFPC2 está equipado con cuarenta y ocho
filtros, incluyendo filtros de banda estrecha que aíslan líneas
de emisión particulares de interés astrofísico, y filtros de
banda ancha, útiles para el estudio de los colores de estrellas
y galaxias. La selección de filtros a ser utilizados para el
HDF dependía de la cantidad de información que produciría
cada filtro— la proporción de luz que dejaría pasar a
través— y la cobertura espectral disponible. Lo más
deseable sería utilizar filtros paso banda que se solaparan lo
menos posible.
Al final se seleccionaron cuatro filtros de banda ancha,
centrados en la longitud de onda de 300 nm (cerca del
ultravioleta), 450 nm (luz azul), 606 nm (luz roja) y 814 nm
(cerca del infrarrojo). Debido a que la eficiencia cuántica de
los detectores de Hubble es relativamente baja a 300 nm, el
ruido en las observaciones a estas longitudes de onda se debe
principalmente al ruido de los CCD y no del fondo estelar;
de manera que estas observaciones no podrían llevarse a
cabo en momentos en los que un alto ruido de fondo hubiera
disminuido la eficiencia de las observaciones en otros pasos
de banda.
Se tomaron imágenes del área con los filtros escogidos
durante diez días consecutivos, durante los cuales Hubble
orbitó la Tierra unas 150 veces. Los tiempos de exposición
total en cada ancho de banda fueron de 42,7 horas (300 nm),
33,5 horas (450 nm), 30,3 horas (606 nm) y 34,3 horas (814
nm), divididos entre 342 exposiciones individuales para
prevenir daño significativo producido por rayos cósmicos,
que pueden causar trazas brillantes cuando llegan a los
detectores CCD.
Procesamiento de los datos
El procesado de los datos para obtener una imagen final en
color combinando información de las diferentes longitudes
de onda era un proceso complejo. Los píxeles brillantes
causados por los impactos de rayos cósmicos durante las
exposiciones fueron eliminados comparando exposiciones en
la misma longitud de onda tomadas una después de otra, e
identificando los píxeles afectados por los rayos cósmicos en
las diferentes exposiciones. Los rastros de basura espacial y
de los satélites artificiales estaban presentes en las imágenes
originales, y fueron eliminados cuidadosamente mediante
procedimientos similares de comparación automática entre
imágenes del mismo campo visual.
La luz dispersada procedente de la Tierra era evidente en,
aproximadamente, un cuarto de las imágenes obtenidas. Este
defecto se eliminó tomando una imagen con luz dispersada,
alineándola con una imagen sin esta luz, y restando ambas
imágenes de manera análoga a como se realiza la corrección
estándar de flat-fields en imágenes astronómicas. La imagen
resultante se suavizaba, y se podía entonces restar de la
imagen brillante. Este procedimiento eliminó casi toda la luz
dispersada de las imágenes afectadas.
Una vez que las 342 imágenes individuales se limpiaron de
estos defectos, fueron combinadas para obtener una imagen
de un campo mayor. Los científicos que planificaron las
observaciones del HDF iniciaron una técnica llamada "
drizzling", que consistía en variar minuciosamente la
orientación del telescopio entre las distintas exposiciones.
Cada píxel en los chips de la cámara WFPC2 registró un
área del cielo de 0.09 segundos de arco de diámetro y se
tomaron imágenes del mismo área del cielo variando la
orientación de la cámara en cantidades menores a este
ángulo. Las imágenes resultante se combinaron usando
técnicas sofisticadas de procesamiento de imágenes para
obtener una resolución angular final mejor que este valor.
Las imágenes de HDF obtenidas en cada longitud de onda
tenían unos tamaños (de píxel) de 0.03985 segundos de arco.
El procesamiento de los datos producía cuatro imágenes
monocromáticas, una en cada longitud de onda. Combinarlas
para obtener imágenes a color (tal y como aparecen
publicadas) era un proceso algo arbitrario. Combinando tres
imágenes tomadas en filtros anchos cercanos al rojo, verde y
azul se puede obtener una imagen a color. Debido a que las
longitudes de onda en las que se tomaron las imágenes no
corresponden a las longitudes de onda de la luz roja, verde y
azul, los colores en la imagen final dan solamente una
representación aproximada de los colores reales de las
galaxias. La selección de filtros utilizadas en el HDF fue
realizada para aumentar la utilidad científica de las
observaciones más que para crear las imágenes tal y como
las vería el ojo humano.
Contenido del Campo profundo
Las imágenes revelaron un campo repleto de galaxias apenas
perceptibles. Se pudieron identificar más de 3.000 galaxias
distantes con formas irregulares y en espiral. Algunas de las
galaxias observadas sólo ocupan unos cuantos píxeles de
ancho en las imágenes. En total se piensa que el HDF
contiene menos de diez estrellas galácticas cercanas siendo
la gran mayoría de los objetos observados en el campo
galaxias distantes.
Hay cerca de cincuenta objetos de tipo punto azul en el
HDF. Muchos parecen estar asociados con galaxias
próximas formando con ellas cadenas y arcos siendo
probable que se trate de regiones donde se forman
actualmente estrellas. Otros podrían ser quasares distantes.
Los astrónomos descartaron inicialmente la posibilidad de
que algunos de estos puntos fueran enanas blancas ya que su
color no era compatible con las teorías que prevalecen
actualmente sobre la evolución de enanas blancas. Sin
embargo, trabajos más recientes han mostrado que muchas
enanas blancas toman color azul con los años apoyando la
idea de que el HDF pudiera contener más enanas blancas de
las supuestas inicialmente.[1]
Resultados científicos
Detalles dek HDF muestran la amplia variedad de
formas, tamaños y colores de las galaxias del
universo distante
La información obtenida con el estudio del HDF ofrece
material extremadamente rico para ser analizado por los
cosmólogos y hasta 2005, se han escrito cerca de 400
artículos científicos sobre el HDF en la literatura sobre
astronomía. Uno de los descubrimientos más fundamentales
es el alto número de galaxias con valores corridos al rojo.
A medida que el universo se expande, más objetos se alejan
de la Tierra a grandes velocidades, en lo que se ha
denominado el flujo de Hubble. La luz proveniente de las
galaxias más distantes está afectada significativamente por el
corrimiento Doppler, que hace que la radiación que se reciba
de ellas se vuelva roja. Si bien se conocían quasares con
corrimiento al rojo, antes del estudio del HDF se conocían
muy pocas galaxias con corrimiento al rojo. En las imágenes
del HDF, se observan al menos seis galaxias corridas al rojo,
a distancias de 12.000 millones de años luz [2]. (Debido al
corrimiento al rojo, no es posible observar en las imágenes
del HDF los objetos más distantes; sólo pueden ser
detectados en imágenes del HDF tomadas con telescopios
terrestres con mayor longitud de onda.)
Entre las galaxias observadas en el HDF una considerable
proporción son irregulares o perturbadas. Esta proporción es
mayor a la del universo local; esto se explica debido a que
las colisiones y mezclas de galaxias eran más comunes en el
universo cuando era más joven que en la actualidad. Se
piensa que las galaxias elípticas se forman cuando colisionan
galaxias en espiral e irregulares.
La salud de las galaxias durante los diferentes estadios de su
evolución permitió también que los astrónomos estimaran la
variación en la tasa de formación de estrellas con respecto al
tiempo de existencia del universo. Si bien las estimaciones
de las galaxias corridas al rojo del HDF no son precisas, los
astrónomos creen que la formación de estrellas ocurría a una
tasa máxima de 8–hace 10.000 millones de años, y ha
decrecido por un factor de cerca de 10 desde entonces.[2]
Otro resultado importante del estudio del HDF fue el
pequeño número de estrellas “cercanas” (foreground stars).
Durante años, los astrónomos se han preguntado acerca de la
naturaleza de la llamada materia oscura, masa que parece
indetectable pero que según las observaciones son cerca del
90% de la masa del universo. Una teoría postula que la
materia oscura podría estar compuesta de objetos astrofísicos
masivamente compactos (Massive Astrophysical Compact
Halo Objects) o MACHOs — objetos masivos pero
imperceptibles como las enanas rojas y planetas en las
regiones más externas de las galaxias. El HDF mostró, sin
embargo, que no hay un número importante de enanas rojas
en las partes externas de nuestra galaxia.
Observaciones posteriores
El HDF (Hubble Deep Field) se ha convertido en una
imagen representativa en el estudio del universo y todavía se
puede aprender mucho de él. Desde 1995, el campo ha sido
observado tanto por muchos telescopios terrestres como por
algunos otros telescopios del espacio, en las longitudes de
onda de los rayos X.
Los objetos de mayor radiación infrarroja se descubrieron
con el HDF utilizando varios telescopios terrestres, en
particular el telescopio James Clerk Maxwell. La alta
radiación infrarroja de estos objetos implica que no pueden
ser vistos en luz visible, y generalmente son detectados en
las longitudes de onda del infrarrojo o submilimétricas del
HDF.
Las importantes observaciones del espacio lo constatan,
tanto el observatorio Chandra de rayos X como el
Observatorio Espacial de Radiación Infrarroja (ISO). Las
observaciones de rayos X mostraron seis fuentes en el HDF,
que se corresponden con tres galaxias elípticas: una galaxia
espiral, un núcleo galáctico activo y un objeto
extremadamente rojo, se cree que puede ser una galaxia
distante que contiene una gran cantidad de polvo que
absorbe sus emisiones ligeras azules.[3]
Las observaciones del ISO indicaron que la emisión
infrarroja en las imágenes ópticas era visible desde 13
galaxias, lo que se atribuye a las grandes cantidades de polvo
asociadas a la intensa formación estelar. Las imágenes de
radio terrestres tomadas usando el VLA revelaron siete
fuentes de radio en el HDF, que corresponden a las galaxias
visibles en las imágenes ópticas.
En 1998, y usando una estrategia de observación similar, se
observó la creación de un HDF en el hemisferio celestial
meridional: el HDF-Sur. El HDF-S era muy similar al HDF
original. Esto apoya el principio cosmológico que dice que el
universo, en su escala mayor, es homogéneo.
Referencias
Williams RE et al. (1996), The Hubble Deep Field:
Observations, data reduction, and galaxy
photometry, Astronomical Journal, 112:1335
Ferguson HC (2000), The Hubble Deep Fields,
Astronomical Data Analysis Software and Systems
IX, ASP Conference Proceedings, Vol. 216, N
Manset, C Veillet, and D Crabtree (eds).
Astronomical Society of the Pacific, , p.395
1. Hansen BMS (1998), Observational signatures of
old white dwarfs, 19th Texas Symposium on
Relativistic Astrophysics and Cosmology, J Paul, T
Montmerle, and E Aubourg (eds)
2. Connolly AJ et al. (1997),. The evolution of the
global star formation history as measured from the
Hubble Deep Field, Astrophysical Journal Letters,
486:L11
3. Hornschemeier A et al.. (2000), X-Ray sources in
the Hubble Deep Field detected by Chandra,
Astrophysical Journal, 541:49–53
Enlaces externos
En inglés:
Sumario de resultados científicos obtenidos a partir
del HDF
Nota de prensa y fotos del anuncio original de la
NASA
Página de información del ESA sobre el HDF
Resumen de los principales descubrimientos
realizados usando el HDF
Página del STScI con información sobre las
imágenes i observaciones subsecuentes
En español:
Nuestras raíces cósmicas: El campo profundo del
Hubble (Observatorio ARVAL)
El campo profundo del Hemisferio Sur
Candela estándar
En Astrofísica, el término candela estándar se usa para
referirse a las propiedades físicas de determinados objetos o
procesos que tienen lugar en ellos que permiten estimar la
distancia a la que se encuentran.
Excepto para los objetos muy próximos a la Tierra (unos
pocos años luz) en los que es posible determinar la distancia
por procedimientos geométricos, la fuente de información en
que se basa la estimación de cualquier distancia cósmica
consiste en comparar la luz que se recibe de un determinado
objeto con la luz que emite (su luminosidad intrínseca).
Mientras que es posible determinar la primera con bastante
precisión, no es posible saber la segunda a no ser a través de
alguna propiedad del objeto emisor que pueda medirse y que
esté relacionada con dicha luminosidad. Entre las principales
candelas estándar están el período de variabilidad de
determinadas estrellas, principalmente las cefeidas y las RR
Lyrae, las supernovas de tipo Ia o la anchura de
determinadas líneas espectrales de emisión (relación de
Tully-Fisher).
Capas de airglow
Son capas situadas cerca de la mesopausa, que se
caracterizan por la luminiscencia (incluso nocturna) causada
por la reestructuración de átomos en forma de moléculas que
habían sido ionizadas por la luz solar durante el día, o por
rayos cósmicos. Las principales capas son la del OH, a unos
85 km, y la de O2, situada a unos 95 km de altura, ambas
con un grosor aproximado de unos 10 km.
Sin embargo, el elemento más importante por su
concentración, que genera el fenómeno del airglow es el
nitrógeno, tanto cuando combina con el hidrógeno como
cuando se combina con el oxígeno; pero también podemos
encontrar luminiscencia con OI y NaI (ver artículo en inglés
)
Carlos Ulrrico Cesco
Carlos Ulrrico Cesco
Carlos Ulrrico Cesco (m 1987) fue un astrónomo argentino
fundador y director de la Estación Astronómica que hoy
lleva su nombre (ex El Leoncito). Algunas fuentes los
nombran como Carlos Ulrico Cesco, de manera
aparentemente incorrecta.
Cesco fue discípulo del astrónomo e ingeniero Félix Aguilar
y se dirigió a San Juan con otros astrónomos como Bernard
Dawson y Juan Nissen, para instalar allí el 28 de septiembre
de 1953 el tercer observatorio astronómico establecido en la
Argentina, que llevó el nombre de "Félix Aguilar".
Fue descubridor de numerosos asteroides.
En 1947, el astrónomo norteamericano W. Wright inició en
Estados Unidos un programa para establecer los
movimientos propios de las estrellas visibles en el
hemisferio norte, para lo cual se construyó un telescopio
fotográfico de gran campo. En 1952 los científicos
comprendieron que el programa sería más efectivo si se
realizaba desde el hemisferio sur. A tal fin Cesco, en 1962,
propuso a las universidades de Yale y Columbia,
organizadoras del proyecto, ejecutar el proyecto desde San
Juan, Argentina. Aprobada su propuesta Cesco eligió la
estancia "El Leoncito", ubicada a 40 km de Barreal, para
instalar un nuevo observatorio para emprender el proyecto.
Inicialmente el observatorio se llamó Observatorio Austral y
fue rebautizado en 1990 como Estación Astronómica Dr.
Carlos Ulrrico Cesco. Se trata del observatorio astronómico
ubicado a mayor altura en la Argentina.
Asteroides descubiertos: 20
con A. R.
1770 Schlesinger 10 de mayo, 1967
Klemola
1829 Dawson
6 de mayo, 1967
1867 Deiphobus 3 de marzo, 1971
1917 Cuyo
1 de enero, 1968
16 de septiembre,
1919 Clemence
1971
11 de noviembre,
1920 Sarmiento
1971
24 de septiembre,
1958 Chandra
1970
1991 Darwin
6 de mayo, 1967
2308 Schilt
6 de mayo, 1967
2399 Terradas
17 de junio, 1971
2504 Gaviola
6 de mayo, 1967
5299 Bittesini
27 de septiembre,
1971
8 de junio, 1969
5757 Tichá
6 de mayo, 1967
3833 Calingasta
(6810) 1969 GC 9 de abril, 1969
(8127) 1967 HA 27 de abril, 1967
8128
con A. R.
Klemola
con A. G. Samuel
con J. Gibson
con J. Gibson
con A. R.
Klemola
con A. R.
Klemola
con A. R.
Klemola
con J. Gibson
con A. R.
Klemola
con A. R.
Nicomachus
6 de mayo, 1967
(10450) 1967 JQ 6 de mayo, 1967
(11437) 1971 SB
16 de septiembre,
1971
(30720) 1969
GB
9 de abril, 1969
Klemola
con A. R.
Klemola
con J. Gibson
Cesco coordinó las investigaciones realizadas desde El
Leoncito hasta su muerte.
Existe otro astrónomo argentino llamado Reynaldo Cesco.
También existe un matemático argentino llamado Juan
Carlos Cesco. Es posible que ambos tengan relación familiar
con Carlos Ulrrico Cesco.
Carl Charlier
Carl Vilhelm Ludwig Charlier (1 de abril, 1862 – 5 de
noviembre, 1934) fue un astrónomo sueco. Trabajó en la
Universidad de Uppsala, Observatorio de Estocolmo y en la
Universidad de Lund. Hizo extensos trabajos sobre modelos
estadísticos de las estrellas de nuestra galaxia y su posición y
movimiento, y trató de crear un modelo de galaxia basado en
sus trabajos.. Ganó la Medalla James Craig Watson en 1924
y la Medalla Bruce en 1933.
Véase también
Anexo:Astrónomos y astrofísicos notables
Carl Friedrich Gauss
Carl Friedrich Gauss
Retrato de Carl Friedrich Gauss, por Christian
Albrecht Jensen
Nacimiento
Muerte
30 de abril de 1777
Brunswick, Alemania
23 de febrero de 1855
Göttingen, Hanover (Alemania
)
Residencia
Alemania
Nacionalidad/es
Alemana
Matemático y físico
Campo/s
Universidad de Göttingen
Instituciones
Universidad de Helmstedt
Alma máter
Supervisor doctoral Johann Friedrich Pfaff
Friedrich Bessel
Estudiantes
destacados
Conocido por
Cónyuge
Christoph Gudermann
Christian Ludwig Gerling
J. W. Richard Dedekind
Johann Encke
Johann Listing
Bernhard Riemann
Teoría de números
Magnetismo
Johanna Osthoff
Minna Waldeck
Johann Carl Friedrich Gauss (ayuda·info·en ventana) (30
de abril de 1777 – 23 de febrero de 1855, s. XIX), fue un
matemático, astrónomo y físico alemán que contribuyó
significativamente en muchos campos, incluida la teoría de
números, el análisis matemático, la geometría diferencial, la
geodesia, el magnetismo y la óptica. Considerado "el
príncipe de las matemáticas" y "el matemático más grande
desde la antigüedad", Gauss ha tenido una influencia notable
en muchos campos de la matemática y de la ciencia, y es
considerado uno de los matemáticos que más influencia ha
tenido en la historia. Fue de los primeros en extender el
concepto de divisibilidad a otros conjuntos.
Gauss fue un niño prodigio de quien existen muchas
anécdotas acerca de su asombrosa precocidad siendo apenas
un infante, e hizo sus primeros grandes descubrimientos
mientras era apenas un adolescente. Completó su magnum
opus, Disquisitiones Arithmeticae a los veintiún años (1798),
aunque no sería publicado hasta 1801. Un trabajo que fue
fundamental para que la teoría de los números se consolidara
y ha moldeado esta área hasta los días presentes.
Contenido
1 Biografía
1.1 Infancia
1.2 Juventud
1.3 Madurez
2 Publicaciones
3 Véase también
4 Enlaces externos
Biografía
Infancia
Es célebre la siguiente anécdota: Tenía Gauss diez años
cuando un día en la escuela el profesor manda sumar los cien
primeros números naturales. El maestro quería unos minutos
de tranquilidad... pero transcurridos pocos segundos Gauss
levanta la mano y dice tener la solución: los cien primeros
números naturales suman 5.050. Y efectivamente es así.
¿Cómo lo hizo Gauss? Pues mentalmente se dio cuenta de
que la suma del primer término con el último, la del segundo
con el penúltimo, y así sucesivamente, era constante:
1, 2, 3, 4, ..., 97, 98, 99, 100
1+100 = 2+99 = 3+98 = 4+97 =... = 101
Con los 100 números se pueden formar 50 pares, de forma
que la solución final viene dada por el producto
101· 50 = 5050
Gauss había deducido la fórmula que da la suma de n
términos de una progresión aritmética de la que se conocen
el primero y el último término:
dónde a1 es el primer término, an el último, y n es el número
de términos de la progresión.
Juventud
Fue el primero en probar rigurosamente el Teorema
Fundamental del Álgebra (disertación para su tesis doctoral
en 1799), aunque una prueba casi completa de dicho teorema
fue hecha por Jean Le Rond d'Alembert anteriormente.
En 1801 publicó el libro Disquisitiones Aritmeticae, con seis
secciones dedicadas a la Teoría de números, dándole a esta
rama de las matemáticas una estructura sistematizada. En la
última sección del libro expone su tesis doctoral. Ese mismo
año predijo la órbita del asteroide Ceres aproximando
parámetros por mínimos cuadrados.
Madurez
Distribución normal
En 1809 fue nombrado director del Observatorio de
Göttingen. En este mismo año publicó Theoria motus
corporum coelestium in sectionibus conicis Solem
ambientium describiendo cómo calcular la órbita de un
planeta y cómo refinarla posteriormente. Profundizó sobre
ecuaciones diferenciales y secciones cónicas.
Quizás Gauss haya sido la primera persona en intuir la
independencia del postulado de las paralelas de Euclides y
de esta manera anticipar una geometría no euclidiana. Pero
esto sólo se afirma, sacando conclusiones de cartas enviadas
a sus amigos, Farkas Bolyai y a János Bolyai a quien Gauss
calificó como un genio de primer orden.
En 1823 publica Theoria combinationis observationum
erroribus minimis obnoxiae, dedicado a la estadística,
concretamente a la distribución normal cuya curva
característica, denominada como Campana de Gauss, es muy
usada en disciplinas no matemáticas donde los datos son
susceptibles de estar afectados por errores sistemáticos y
casuales como por ejemplo la psicología diferencial.
Hay que aclarar que Gauss no fue el primero en hacer
referencia a la distribución normal.
Mostró un gran interés en geometría diferencial y su trabajo
Disquisitiones generales circa superficies curva publicado
en 1828 fue el más reconocido en este campo. En dicha obra
expone el famoso teorema egregium. De esta obra se deriva
el término curvatura gaussiana.
En 1831 se asocia al físico Wilhelm Weber durante seis
fructíferos años en los que realizan investigaciones sobre las
Leyes de Kirchhoff, publicaciones sobre magnetismo y
construyen un telégrafo eléctrico primitivo.
Aunque a Gauss le desagradaba dar clases, algunos de sus
alumnos resultaron destacados matemáticos como Richard
Dedekind y Bernhard Riemann. Otros matemáticos
contemporáneos fueron Carl Gustav Jakob Jacobi, Dirichlet
y Sophie Germain.
Gauss murió en Göttingen el 23 de febrero de 1855.
Tumba de Gauss en Göttingen
Un gauss (G) es una unidad de campo magnético del
Sistema Cegesimal de Unidades (CGS), nombrada en honor
del matemático y físico alemán Carl Friedrich Gauss. Un
gauss se define como un maxwell por centímetro cuadrado.
La unidad del Sistema Internacional de Unidades (SI) para el
campo magnético es el tesla. Un gauss es equivalente a 10-4
teslas.
Publicaciones
1799: Disertación doctoral sobre Teorema
fundamental del álgebra, con el título: Demonstratio
nova theorematis omnem functionem algebraicam
rationalem integram unius variabilis in factores
reales primi vel secundi gradus resolvi posse
("Nuevas pruebas del teorema donde cada función
integral algebráica de una variable puede resolverse
en factores reales [i.e. polinomiales] de primer o
segundo grado")
1801: Disquisitiones Arithmeticae
1809: Theoria Motus Corporum Coelestium in
sectionibus conicis solem ambientium (Theorie der
Bewegung der Himmelskörper, die die Sonne in
Kegelschnitten umkreisen), trad. al inglés × C. H.
Davis, reempreso 1963, Dover, NY
1821, 1823 & 1826: Theoria combinationis
observationum erroribus minimis obnoxiae. Drei
Abhandlungen betreffend die
Wahrscheinlichkeitsrechnung als Grundlage des
Gauß'schen Fehlerfortpflanzungsgesetzes. trad. al
inglés × G. W. Stewart, 1987, Society for Industrial
Mathematics.
1827: Disquisitiones generales circa superficies
curvas, Commentationes Societatis Regiae
Scientiarum Gottingesis Recentiores. Volume VI,
pp. 99-146. "General Investigations of Curved
Surfaces" (published 1965) Raven Press, New York,
trad. × A.M.Hiltebeitel & J.C.Morehead.
1843/44: Untersuchungen über Gegenstände der
Höheren Geodäsie. Erste Abhandlung,
Abhandlungen der Königlichen Gesellschaft der
Wissenschaften in Göttingen. Zweiter Band, pp.
3-46
1846/47: Untersuchungen über Gegenstände der
Höheren Geodäsie. Zweite Abhandlung,
Abhandlungen der Königlichen Gesellschaft der
Wissenschaften in Göttingen. Dritter Band, pp. 3-44
Mathematisches Tagebuch 1796–1814, Ostwaldts
Klassiker, Harri Deutsch Verlag 2005, mit
Anmerkungen von Neumamn, (es gibt auch engl.
Übers. mit Anmerkungen von Jeremy Gray,
Expositiones Math. 1984)
Obras colectivas de Gauss online, traducciones al
alemán del texto en latín y comentarios de varias
autoridades
Véase también
Electricidad
Historia de la electricidad
Anexo:Astrónomos y astrofísicos notables
Enlaces externos
Wikimedia Commons alberga contenido
multimedia sobre Carl Friedrich Gauss.Commons
Biografía en el MacTutor archive (en inglés)
Carl Friedrich von
Weizsäcker
Carl Friedrich von Weizsäcker y Friedrich Hund, Drittes
Physikalisches Institut Goettingen (1993)
Carl Friedrich Freiherr von Weizsäcker (* 28 de junio
1912 en Kiel - †28 de abril 2007), físico y filósofo alemán.
Recibió el Premio Templeton en 1989.
Trabajos
Zum Weltbild der Physik, Leipzig 1943 ()
Die Geschichte der Natur, Göttingen 1948 ()
Die Einheit der Natur, München 1971 ()
Aufbau der Physik, München 1985 ()
Die Zeit drängt, München 1986 ()
Die Tragweite der Wissenschaft, Stuttgart
1964/1990 ()
Zeit und Wissen, München 1992 ()
Große Physiker, München 1999 ()
Der begriffliche Aufbau der theoretischen Physik,
Stuttgart 2004 ()
Pastore, Giovanni, Antikythera E I Regoli
Calcolatori, Rome, 2006, privately published
Enlaces externos
Wikiquote
Wikiquote alberga frases célebres de Carl
Friedrich von Weizsäcker.
Geheimdokumente zum deutschen Atomprogramm,
daraus Carl Friedrich von Weizsäcker: Eine
Möglichkeit der Energiegewinnung aus Uran 238,
17. Juli 1940
The Antikythera Calculator (Italian and English
versions)
Niels Bohr Archive, Kopenhagen: Release of
documents relating to 1941 Bohr-Heisenberg
meeting
Die Weisheit der Bombe - Das 20. Jahrhundert in
einem Leben und Werk: Der Physiker und
Philosoph Carl Friedrich von Weizsäcker wird
neunzig in Die Zeit, 27/2002
Carl Sagan
Carl Sagan
Sagan junto a los fundadores de La Sociedad
Planetaria
9 de noviembre de 1934
Brooklyn, Nueva York
Fallecimiento: 20 de diciembre de 1996 (62 años)
Seattle, Washington
Nacimiento:
Carl Edward Sagan (9 de noviembre de 1934 — 20 de
diciembre de 1996)[1] [2] popular astrónomo y divulgador
científico de Estados Unidos. Fue pionero en campos como
la exobiología y promotor del proyecto SETI (literalmente
Búsqueda de inteligencia extraterrestre). Conocido por el
gran público por la serie para la televisión de Cosmos: Un
viaje personal, presentada por él mismo y escrita junto con
su tercera y última esposa, la científica Ann Druyan
(también estuvo casado con la prestigiosa bióloga Lynn
Margulis). Fue titular de la cátedra de astronomía y ciencias
del espacio de la Universidad Cornell en Estados Unidos.[3]
Somos el medio para que el Cosmos se
conozca a sí mismo.
Carl Sagan, Cosmos: Un viaje personal[
4] [5]
Visionario de personalidad emblemática y de fuerte carisma,
intentó toda su vida acercar la ciencia, mostrándola como
una manera de pensar y descubrir el mundo: desde las
partículas elementales constituyentes últimos de la materia a
los organismos vivos, la comunidad de seres humanos y el
Universo contemplado en toda su globalidad.
...Después de todo, cuando estás
enamorado, quieres contarlo a todo el
mundo. Por eso, la idea de que los
científicos no hablen al público de la
ciencia me parece aberrante.
Contenido
1 Logros científicos
1.1 Vida extraterrestre
2 Influencia científica
3 Reconocimiento y premios
4 Personalidad
5 Obra
5.1 Libros
5.2 Documentales
5.3 Publicaciones
6 Referencias
7 Véase también
8 Enlaces externos
8.1 Más información
8.2 Artículos de Carl Sagan
Logros científicos
Sagan junto a un modelo de la nave
Viking
Se doctoró en 1960 en la Universidad de Chicago trabajando
con el famoso astrónomo Gerard Kuiper.[6] [7] A partir de
las observaciones en microondas, que mostraban que la
atmósfera de Venus era extremadamente caliente y densa,
Sagan propuso el efecto invernadero provocado por el
dióxido de carbono como la causa de estas elevadas
temperaturas. Esto le llevó a alertar de los peligros del
cambio climático producidos por la actividad industrial del
hombre. Sagan también es conocido como uno de los
coautores del artículo científico en el que se advertía de los
peligros del invierno nuclear, un estudio basado en sus
trabajos sobre la atmósfera marciana y los posibles cambios
climáticos marcianos producidos por tormentas de arena.
El Dr. Sagan colaboró en el diseño de la misión Mariner 2 a
Venus, y de las misiones Mariner 9 y Viking a Marte.
También trabajó en la misión Voyager hacia el exterior del
sistema solar y en la misión Galileo a Jupiter.
Vida extraterrestre
Sagan fue uno de los primeros científicos en proponer la
hipótesis de que Europa, uno de los satélites de Júpiter y
Titan, el satélite más grande de Saturno, podrían contener un
océano, en el caso de Europa bajo su gran capa de hielo, y en
el caso de Titan superficial, sugiriendo la posibilidad de un
posible entorno habitable. En el caso del satélite Europa, su
océano fue más tarde confirmado indirectamente por los
resultados de la misión espacial Galileo.
También concibió la idea de enviar un mensaje inalterable al
espacio más allá del Sistema Solar que pudiera ser entendido
por una posible civilización extraterrestre que lo interceptara
en un futuro. El primer mensaje así enviado fue una placa de
oro en la sonda Pioneer,[1] posteriormente un disco de oro
en las sondas Voyager y el mensaje de Arecibo.
En total fue coautor de unos 200 trabajos científicos de
investigación en ciencias planetarias y sobre la búsqueda de
vida extraterrestre.
Influencia científica
Sagan fue cofundador y promotor de numerosos proyectos
dentro del ámbito de las ciencias planetarias. Cofundó la
revista Icarus destinada a estudios del Sistema Solar de la
cual fue editor en jefe durante 12 años. Impulsó la creación
de la División de Ciencias Planetarias de la Asociación
Estadounidense de Astronomía. También fue cofundador de
La Sociedad Planetaria, una sociedad dedicada a la
investigación en las siguientes áreas: búsqueda de vida
extraterrestre por medio de ondas de radio, identificación y
estudio de asteroides cercanos a la Tierra y exploración de
Marte por medio de robots. Sagan fue también miembro del
Instituto SETI y del Comité de Investigación Científica de
Declaraciones Paranormales.
Trabajó durante años para la NASA y dirigió diferentes
proyectos de investigación para tratar de detectar vida en el
Universo.
Reconocimiento y premios
En reconocimiento a su labor científica y de divulgación se
le otorgaron numerosos premios por sus aportaciones al
pensamiento humano. Entre ellos la medalla de la NASA (
NASA medal for distinguished scientific achievement) en dos
ocasiones y el galardón más importante de la Academia de
Ciencias Americana, la medalla al mérito público (Public
Welfare Medal).
En 1978 recibió uno de los premios más respetados, el
Premio Pulitzer, por su obra de divulgación "Los Dragones
del Edén: especulaciones sobre la posible evolución de la
inteligencia humana", un ensayo sobre la evolución del
cerebro humano y la inteligencia.
Como reconocimiento a sus trabajo sobre exobiología, le
ofrecieron describir el término vida para la Enciclopedia
Británica. La División de Ciencias Planetarias (DPS) de la
Asociación Astronómica Americana (AAS) otorga cada año
la medalla Sagan al mérito de divulgación científica en
ciencias planetarias. El lugar de amartizaje de la misión
Mars Pathfinder fue nombrado en su honor como estación
Carl Sagan Memorial. El asteroide 2709 Sagan también
recibe su nombre en su honor.
Personalidad
Sagan nació en el seno de una familia judía, en Brooklyn,
Nueva York. Su padre, Sam Sagan, fue un trabajador de la
industria del vestido. Su madre, Rachel Molly Gruber, fue un
ama de casa. Carl recibió su nombre en honor a su abuela,
Chaiya Clara, "la madre que nunca conoció", en palabras del
propio Sagan. Sagan se graduó en la Rahway High School
en New Jersey en 1951. Estudió en la Universidad de
Chicago, en la que se graduó como Bachiller en Artes con
honores generales y especiales (1954) y como Bachiller en
Ciencias(1955), y donde obtuvo una Maestría en Fisica
(1956), antes de acceder al Doctorado en Filosofia Ph.D.
(1960) en astronomía y astrofísica.
Sagan se consideraba agnóstico. También era un conocido
escéptico con un fuerte posicionamiento en contra de las
pseudociencias y las religiones en general.[8]
No puedes convencer a un creyente de
nada porque sus creencias no están
basadas en evidencia, están basadas en
una enraizada necesidad de creer.
Sagan se casó en tres ocasiones. Con la bióloga Lynn
Margulis en 1957, madre de Dorion Sagan; con la artista
Linda Salzman (la cual le ayudaría en el diseño del mensaje
interesterlar en las placas del Pioneer 10) y finalmente con
Ann Druyan, con quien tuvo dos hijos y permaneció casado
hasta su muerte.
También fue consumidor de marihuana o cannabis, aunque
nunca lo admitió públicamente en vida, sólo en su círculo
íntimo de amigos. Bajo el pseudónimo de Mr. X escribió un
ensayo sobre el consumir cannabis en 1971 en el libro
Marihuana Reconsidered, cuyo editor era el profesor Lester
Grinspoon. En este ensayo, Sagan señalaba que el consumo
de cannabis le ayudaba en algunos de sus proyectos o
experiencias.[9] [10] [11] Después de su muerte, Grinspoon
se lo dio a conocer a su biógrafo, Keay Davidson. Cuando la
biografía, titulada Carl Sagan: A life se publicó en 1999, este
hecho llamó una cierta atención en los medios de
comunicación, respecto al asunto de la legalización de la
marihuana.
Murió a los 62 años víctima de una neumonía, consecuencia
de la complicación de la enfermedad mielodisplasia, una
anomalía en el desarrollo de las células sanguíneas que
frecuentemente desemboca en leucemia, la que le afectó
durante sus dos últimos años de vida (mielodisplasia).[2]
Obra
Libros
La diversidad de la ciencia (2006) cuyo título en
inglés es "The Varieties of Scientific Experience"
El mundo y sus demonios (1997)
Miles de millones (1997)
Un punto azul pálido (1994) cuyo título fue
inspirado por la fotografía homónima.
Contacto o Contact (1985)
Cosmos (1980)
Los dragones del Edén (1977)
El cerebro de broca (1974)
La conexión cósmica
El invierno nuclear
El cometa
Sombras de antepasados olvidados
Documentales
Cosmos: Un viaje personal
Publicaciones
Sagan, Carl y Jonathon Norton Leonard y editores
de Life, Planetas, Time, 1966.
Sagan, Carl and I.S. Shklovskii, Vida inteligente en
el universo, Random House, 1966. Aborda de forma
científica y crítica pero entusiasta los temas del
universo, la vida y la conciencia. Conjetura sobre
viajes por el cosmos y comunicación extraterrestre.
Sagan, Carl, Comunicación con inteligencia
extraterrestre. MIT Press, 1973. Plantea la duda de
si realmente hay vida alienígena y la posibilidad de
un encuentro utilizando transmisiones de radio.
Sagan, Carl, La conexión cósmica. Anchor Press,
1973
Sagan, Carl, et al, Marte y la mente del hombre,
Harper & Row, 1973
Sagan, Carl, Otros mundos, Bantam Books, 1975
Sagan, Carl, et. al. Murmullos de la Tierra: El
mensaje interestelar del Voyager. Random House,
1977
Sagan, Carl, Cosmos. Random House, 1980, 384 p.
Es su libro más conocido, rastrea los 15 mil millones
de años de la existencia del Universo. La serie
televisiva del mismo nombre ganó varios premios
Emy y Peabody y convirtió a Sagan en una figura
popular a nivel mundial.
Sagan, Carl et. al. Invierno nuclear: El mundo
después de la guerra nuclear, Sidgwick & Jackson,
1985
Sagan, Carl, Contacto, Simon and Schuster, 1985;
Reeditado en Agosto 1997 por Doubleday Books, ,
352 p. En castellano: Contacto. El llamado de las
estrellas. México: Emecé Editores, 1987, pp. 364,
Novela de ciencia ficción sobre la posibilidad de
comunicación con vida extraterrestre. Fue llevada al
cine.
Sagan, Carl, "Introducción" en Hawking, Stephen,
Historia del Tiempo. Del Bing Bang a los Agujeros
Negros, Bantam Books, NY, 1988
Sagan, Carl, Los Dragones del Edén:
Especulaciones sobre la evolución de la inteligencia
humana, Ballantine Books, diciembre de 1989, , 288
p. Obra en la que intenta explicar la evolución del
cerebro desde el origen de la vida hasta nuestros
días. Esta obra recibió un premio Pulitzer.
Sagan, Carl and Richard Turco, Un camino que
ningún hombre imaginó: Invierno nuclear y el fin de
la raza de las armas, Random House, 1990
Sagan, Carl, El cerebro de Broca: Reflexiones sobre
el romance de la ciencia, Ballantine Books, Octubre
1993, , 416 p.
Sagan, Carl y Ann Druyan, Sombras de antepasados
olvidados: Una búsqueda de quienes somos,
Ballantine Books, octubre 1993, , 528 p.
Reflexiones sobre la situación actual de la
humanidad ante preguntas sobre la naturaleza y el
papel del ser humano en el Universo.
Sagan, Carl y Ann Druyan, Cometa, Ballantine
Books, febrero de 1997, , 496 p.
Sagan, Carl, Un punto azul pálido: Una visión del
futuro del hombre en el espacio, Ballantine Books,
septiembre 1997, , 384 p. Una visión personal de la
exploración del Sistema Solar y del futuro del
hombre en el espacio.
Sagan, Carl y Ann Druyan, Miles de millones:
Pensamientos de vida y muerte en la antesala del
milenio. Ballantine Books, junio de 1998, , 320 p.
Sagan, Carl, El mundo y sus demonios: La ciencia
como un candil en la oscuridad. Ballantine Books,
marzo de 1997, , 480 p. Una reflexión contra la
pseudociencia, una defensa de la ciencia. También
contiene elementos de crítica contra el sistema
educativo estadounidense.
Sagan, Carl y Jerome Agel, La conexión cósmica:
Una perspectiva extraterrestre. Cambridge
University Press, Enero 15, 2000, , 301 p. Edición
ampliada y actualizada de La conexión cósmica de
1973 donde aparece Jerome Agel como coautor.
Terzian, Yervant y Elizabeth Bilson (eds.), El
Universo de Carl Sagan. Cambridge University
Press, 1997, ISSN 052157286X
Película de Zemeckis, Robert, Contacto. Estudios
Warner, 1997, ASIN 0790736330 IMDB.
Protagonizada por Jodie Foster y Matthew
McConaughey.
Davidson, Keay, Carl Sagan: Una vida. John Wiley
& Sons, Agosto 31, 2000, , 560 p.
Referencias
1. a b Dr. Carl Sagan en nasa.gov
2. a b Carl Sagan dies at 62 en cnn.com
3. Carl Sagan, Cornell astronomer, dies today (Dec.
20) in Seattle
4. Memorable quotes for "Cosmos" (1980) en
imdb.com
5. Carl Sagan en Wikiquote
6. Astrobiografías - Carl Sagan
7. Carl Sagan, una vela en la oscuridad
8. Pale Blue Dot, capítulo 4 y The Demon Haunted
World, capítulos 1-2-7-8-12-15.
9. Dr David Whitehouse. «Carl Sagan: A life in the
cosmos», BBC News, 1999-10-15. Consultado el
2008-08-18.
10. «Billions and Billions of '60s Flashbacks», San
Francisco Examiner, 1999-08-22. Consultado el
2008-08-18.
11. Dana Larsen. «Carl Sagan: Toking Astronomer»,
Cannabis Culture magazine, 1999-11-01.
Consultado el 2008-08-18.
Véase también
Un punto azul pálido
Enlaces externos
Wikimedia Commons alberga contenido
multimedia sobre Carl Sagan.Commons
Wikiquote
Wikiquote alberga frases célebres de Carl Sagan
.
Página Oficial (en inglés)
Carl Sagan y señoras (biografía sentimental)
Más información
Astronomy Picture of the Day, foto homenaje a Carl
Sagan de la NASA en tamaño grande (26 de
diciembre, 1996) (en inglés)
Carl Sagan según su hijo
Artículos de Carl Sagan
La carga del escepticismo
Carl Wilhelm Wirtz
Carl Wilhelm Wirtz (Krefeld, 24 de agosto de 1876 Hamburgo, 18 de febrero de 1939) fue un astrónomo que
trabajó en observatorios en Alemania y Estrasburgo.
Observó sistemáticamente el corrimiento hacia el rojo de las
nebulosas, que en su época era difícil de interpretar en
términos de la cosmología según la cual el universo está
contiene estrellas y nebulosas de forma uniforme.
Utilizó el término en alemán equivalente a corrección-K. El
término continua a ser utilizado en la cosmología
observacional en la actualidad, pero la evidencia
observacional de la expansión del universo de Wirtz es poco
mencionada en la literatura.
No está claro si Wirtz se dio cuenta de las implicaciones
cosmológicas de sus resultados observacionales.
Enlaces externos
Carl Wilhelm Wirtz en el sistema de datos
astrofísicos de la NASA
Wirtz, Carl Wilhelm, 1918, Astronomische
Nachrichten, volume 206, p.109 – artículo donde se
menciona por primera vez el término corrección-K –
no disponible en el sistema de datos astrofísicos de
la NASA
Carolina Herschel
Carolina Herschel
Caroline Lucretia Herschel (16 de marzo de 1750 – 9 de
enero de 1848) fue una astrónoma inglesa de origen alemán.
Trabajó con su hermano Sir William Herschel ayudándole
tanto en la elaboración de sus telescopios como en sus
observaciones. Descubrió varios cometas entre los que
destaca el correo 35P/Herschel-Rigollet, que lleva su
nombre.
Carolina Herschel fue la primera "astrónoma profesional" y
el rey Jorge III de Inglaterra le otorgó un salario anual de 50
libras como ayudante de su hermano. En 1828 recibió la
medalla de oro de la Royal Astronomical Society, sociedad
de la que fue su primer miembro honorario femenino. En
1846 recibió la medalla de oro de ciencias del rey
Federico-Guillermo IV de Prusia.
Además de como secretaria de su hermano, trabajando
independientemente descubrió varios cometas.
Véase también
Anexo:Astrónomos y astrofísicos notables
Enlaces externos
Wikimedia Commons alberga contenido
multimedia sobre Carolina Herschel.Commons
Carolyn Shoemaker
Carolyn Shoemaker
Carolyn Jean Spellmann Shoemaker (Gallup, Nuevo
México, 1929) es una astrónoma norteamericana, viuda del
también astrónomo Eugene Shoemaker y que ostenta el
record del mayor número de cometas descubiertos por una
única persona: en 2002 había descubierto 32 cometas y más
de 800 asteroides. Junto a su marido y a David H. Levy, fue
codescubridora del Cometa Shoemaker-Levy 9 en 1993,
cuando trabajaba en el Observatorio Monte Palomar.
Fue nombrada doctor honoris causa por la Northern Arizona
University de Flagtaff en 1990 y la medalla Exceptional
Scientific Achievement de la NASA en 1996. Junto a su
marido, fueron agraciados con la medala Rittenhouse en
1988, el Premio Scientists of the Year en 1995 y la Medalla
James Craig Watson en 1998.
Referencias
Página en la U.S. Geological Survey sobre Carolyn
Shoemaker, en inglés.
Catena
La Catena Enki es una cadena de
cráteres de impacto en Ganímedes,
causado posiblemente por un cometa
fragmentado. La imagen cubre un
área de unos 190 kilómetros de
ancho.
Imagen de NASA
.
En astronomía, una catena es una cadena de cráteres de
impacto sobre la superficie de un cuerpo astronómico, como
lo especifica la Unión Astronómica Internacional en sus
reglas de nomenclatura planetaria.[1]
Se cree las catenas se producen por el impacto de un cuerpo
que fue roto por las fuerza de la marea, en una cadena de
cuerpos menores que siguen aproximadamente la misma
trayectoria, o por actividad volcánica, o son cráteres
secundarios de un impacto mayor. Un ejemplo es el impacto
contra Júpiter del Cometa Shoemaker-Levy 9. Durente la
misión Voyager al Júpiter, se detectó 13 catenas en Calisto y
3 en Ganímedes.
Se ha encontrado cadenas de cráteres en la Luna, a menudo
radiando de cráteres mayores, por lo que se cree que puede
tratarse de impactos secundarios producidos por material
eyectado en el momento de la colisión, o por actividad
volcánica producto de la fisura resultante.[2]
Referencias
1. Gazetteer of Planetary Nomenclature - Descriptor
Terms (Feature Types). Consultado el 2008-02-03.
2. Apollo over the Moon - Chapter 5: Craters.
Consultado el 2008-02-03.
Cecilia Helena
Payne-Gaposchkin
Cecilia Helena Payne-Gaposchkin
Cecilia Payne-Gaposchkin (10 de mayo de 1900 – 7 de
diciembre de 1979) fue una astrónoma anglo-americana.
Contenido
1 Biografía
2 Honores
3 Citas
4 Enlaces externos
4.1 Obituarios
Biografía
Cecilia Payne nació en Inglaterra y estudió inicialmente
botánica, física y química en la Cambridge University.
Abandonó Inglaterra en el año 1922 con la intención de vivir
en Estados Unidos. En 1925 ella se convirtió en la primera
persona en lograr un PhD en el área de astronomía en
Harvard y lo hizo gracias a su disertación sobre “atmósferas
estelares, una contribución al estudio de observación de la
temperatura alta en las capas que invertían de estrellas” ("
Stellar Atmospheres, A Contribution to the Observational
Study of High Temperature in the Reversing Layers of Stars
"). El astrónomo Otto Struve caracterizó el trabajo de Cecilia
como: “indudablemente la tesis más brillante de Ph.D.
escrita en astronomía”. Aplicó la teoría de la ionización
desarrollada por el físico Meghnad Saha de esta forma ella
podía relacionar exactamente clasificación estelar con su
temperatura absoluta. La tesis estableció que hidrógeno era
el componente más abundante de las estrellas.
En un viaje posterior a través Europa en el año 1933, ella
satisfizo su ilusión de visitar al ruso Sergei I. Gaposchkin en
Alemania. Ella le ayudó a conseguir un visado a los Estados
Unidos y se casaron en marzo de 1934, llegaron a tener tres
niños. Payne-Gaposchkin seguía siendo científico activo a
durante toda su vida, pasó toda su carrera académica en
Harvard. Durante varias décadas ella no tuvo posición oficial
allí, hasta que en 1938 se le concedió el título oficial de
“astrónoma”. En el año 1956 ella fue la primera profesora
asociada mujer en Harvard, y más adelante su silla fue la
primera ocupada por una fémina en el departamento.
Honores
Premios
Premio Annie J. Cannon en Astronomía (1934)
Lectura del Henry Norris Russell de la American
Astronomical Society (1976)
Nombres a objetos estelares en su honor
Asteroide 2039 Payne-Gaposchkin
Citas
La recompensa del joven científico joven es la
emoción de ser la primera persona en la historia del
mundo para considerar algo o para entender algo.
Nada se puede comparar con esa experiencia… La
recompensa del científico mayor es el sentimiento
de considerar un vago bosquejo en un paisaje
principal.
—Cecilia Payne-Gaposchkin
Enlaces externos
http://www.harvardsquarelibrary.org/unitarians/payne2.h
Obituarios
Physics Today 33 (1980) 64
QJRAS 23 (1982) 450
Cecilio Pujazón y García
Cecilio Pujazón y García era un capitán de navío y
astrónomo español nacido en San Fernando (provincia de
Cádiz) en 1833 y fallecido en París en 1891.
En 1875 asiste al Congreso Internacional de Meteorología en
Londres; en 1878 pasa a Cuba a observar un eclipse de Sol.
En 1879 asiste a otro congreso meteorológico en Roma. En
1882 acude a París a la Conferencia Internacional que
estudió el paso de Venus por el disco solar, en cuya ocasión
no sólo contribuye al éxito de dicha investigación, sino que
se desplaza a Puerto Rico y La Habana para crear estaciones
que observen y estudien las diferentes fases del fenómeno.
En 1884 vuelve a Roma con ocasión de una conferencia
geodésica internacional, y en 1887 acude de nuevo a París,
como uno de los mejores colaboradores, para levantar el
mapa del cielo, en cuya labor le sorprende la muerte en
1891.
Cerebro de Boltzmann
Ludwig Boltzmann, que da nombre a
los "cerebros de Boltzmann"
Un Cerebro de Boltzmann es una conjetural entidad
consciente de sí misma, que se imagina originada por
fluctuaciones aleatorias cosmológicas surgidas de un estado
caótico de la realidad. Esta idea toma su nombre del físico
estadístico Ludwig Boltzmann (1844 - 1906), a quien la
literatura sobre este tema comunmente le atribuye -sin
identificar otra fuente que la tradición oral- haber propuesto
que el Universo conocido surgió como una fluctuación
aleatoria, similar a los imaginarios procesos bajo los que se
supone que podrían darse los Cerebros de Boltzmann.
La perspectiva de la realidad, que se halla presupuesta por el
hecho de considerar esta propuesta, es que el "ser", esto es,
la constitución final de todas las entidades o entes, consiste
en una predicación: que se agota en su descripción o mera
variante lógica. Quizás el ejemplo más conocido de lo ser
considerado como mera predicación es el "argumento
ontológico" propuesto por Anselmo de Canterbury para
probar que Dios existe. Expuesto sucintamente, ese
argumento afirma que si Dios no existiera no sería perfecto,
lo que en lógica puede admitirse como correcto; y a partir de
allí el argumento ontológico propone que, en consecuencia,
un ser que debe concebirse como perfecto debe también
existir, lo que deriva de haber supuesto que "ser" consiste en
mera predicación. Suponer, así, que el "ser" es mera
predicación es una postura típica del llamado pensamiento
poietizante pitagórico-parmenídeo-platónico-puritano
(PPPPPP), o sea la línea filosófica que supone que el
pensamiento puede crear el "ser" (es decir, que el
pensamiento es poietizante o productivo, del griego
"póiesis", producir). En términos religiosos, se trata de
afirmar que "el Hijo prevalece sobre el Padre" (similar, en
términos filosóficos, a afirmar que el Lógos o plexo de todas
las distinciones prevalece sobre el Ser de los entes), o que
Zeus devora a Chronos. Esta suposición la compartieron las
posturas idealistas y subjetivistas-transcendentalistas (como
el idealismo alemán o la expuesta en el filme The Matrix). El
PPPPPP es posiblemente la postura filosófica más extendida
entre los físicos matemáticos, y Ludwig Boltzmann la
compartía plenamente. También es una de las halladas con
más frecuencia en los sostenedores del creacionismo y del
llamado principio antrópico, que han prosperado sobre todo
en países cuya cultura se desarrolló tributariamente al
Protestantismo. Es solamente para quienes comparten ese
ambiente conceptual o esa postura filosófica que se les
aparece una paradoja, explicada en lo que sigue, y que para
superar o resolver esa paradoja deben imaginarse los
Cerebros de Boltzmann.
Contenido
1 La paradoja del Cerebro de Boltzmann
2 Otras críticas a la paradoja
3 Referencias
4 Divulgaciones y foros de Internet (no constituyen
referencia académica), en inglés
La paradoja del Cerebro de Boltzmann
Se suele hacer referencia a estas conjeturales entidades en el
contexto de "la Paradoja del Cerebro de Boltzmann" (
paradoja BB en inglés, Boltzmann Brain paradox), es decir
en el marco del 'pensamiento poietizante
pitagórico-parmenídeo-platónico-puritano' (PPPPPP).
El problema en que se genera proviene de la necesidad,
supuesta por el PPPPPP, de explicar por qué observamos tal
grado de orden en el Universo. La segunda ley de la
termodinámica afirma que la entropía en el Universo
siempre se incrementará. Algunos han podido pensar, pues,
que el estado más probable del Universo es uno de alta
entropía, casi uniforme y desordenado. Así que, se
preguntan, ¿por qué la entropía que observamos es tan baja?
Debe aclararse que ese Universo, al que así se contempla, es
el subuniverso (término este de John Archibald Wheeler) o
porción completa de la naturaleza que teóricamente sería
posible llegar a observar, y no rincones tan pequeños como
la superficie de nuestro planeta. En esta, el orden abunda aun
mucho más (por ejemplo, en los organismos vivos, o en
complejas estructuras como el cerebro) debido al subproceso
integrativo de la evolución biológica o subproceso de
Crocco. Este subproceso (explicado en castellano en una
clase disponible como audiotexto en
http://electroneubio.secyt.gov.ar/palindrome_spanish_1parte.mp3
, que traduce el capítulo 12 de la Referencia en inglés, "A
Palindrome") no deroga la segunda ley de la termodinámica
ni impide que, en nuestro subuniverso, la entropía tienda
siempre a aumentar. Este último hecho actualmente se
relaciona con la creación de espacio en forma continua, en la
llamada expansión del universo. Dentro de una nueva
descripción que se mantuvo en el PPPPPP pero señalaba el
paso del determinismo hacia las probabilidades y de la
reversibilidad hacia la irreversibilidad, Prigogine y
colaboradores lo habían abordado en términos
probabilísticos (Prigogine suponía que "los objetos
fundamentales de la física ya no son trayectorias o funciones
de onda sino probabilidades"), sin llegar a un tratamiento
causal-dinámico no estadístico de por lo menos algunas
eclosiones, que es el que advierte en trabajos aun más
recientes. Esta creación de espacio en tiempos modernos es
un observable de la astronomía, que en los días de
Boltzmann era desconocido por completo.
Por otra parte, es difícil percibir cómo aquella comparación
estadística atribuida a Boltzmann podría entenderse, o
justificarse, sin una previa asunción o suposición de
independencia, similar a la formulada por Albert Einstein,
Podolski y Rosen para sostener su propia paradoja.
Prigogine, aun describiendo la evolución de la naturaleza -en
todos sus niveles- como pura estadística de probabilidades,
se opuso a reconocer realidad a una tal independencia. Dijo
(ver reseña por Jorge Palacios C., en Referencias) que "Aquí
la noción central es la de correlación. En el curso del tiempo
nacen y se propagan correlaciones. Empezamos a concebir el
modo como la irreversibilidad puede aparecer en el nivel
estadístico. Se trata de construir una dinámica de las
correlaciones y ya no una dinámica de las trayectorias". Tal
como la paradoja EPR, también esta alegada paradoja del
Cerebro de Boltzmann puede sostenerse dentro su contexto
de prefiguraciones filosóficas, ya señalado, solamente
mientras uno estime asimismo posible alguna correlación
(por vía de "entanglement" cuántico o de alguna otra
manera; es decir, un universo que esté transformándose
solidariamente en todas sus partes o "en bloque") entre
partes del universo tan separadas que a la velocidad de la luz
no habrían podido comunicarse hasta ahora.
A Boltzmann pues la literatura sobre este tema le atribuye
haber propuesto que nosotros y el Universo de mucho orden
(o baja entropía) que observamos somos en realidad una
fluctuación aleatoria eclosionada en un Universo de mayor
entropía, mucho más grande e inobservable. Incluso en un
estado cercano al equilibro, allí existirían fluctuaciones
estocásticas del nivel de entropía. Las fluctuaciones
(subuniversos) más comunes serían relativamente pequeñas,
únicamente dando lugar a pequeñas cantidades de orden,
mientras que fluctuaciones mayores y sus mayores niveles
de organización asociados serían relativamente más raros.
En otras palabras, en tal propuesta no se advierte que el
orden en ciertas circunstancias (a saber, tras la extensión
espacial de los procesos temporales) incrementa el desorden
(subproceso integrativo de Crocco, citado, que se describe en
términos no-probabilísticos) ni que es superluo acudir a
fluctuaciones cosmológicas globales para dar cuenta de los
aumentos locales y transitorios del inverso de la entropía
(orden, o entalpía). En la línea del PPPPPP y del
pensamiento atribuido a Boltzmann, se reconoce que
enormes fluctuaciones cosmológicas serían altísimamente
improbables, pero se afirma que esto puede ser explicado por
el enorme tamaño del Universo (aunque este es concebido
como un bloque ligado) y por la idea de que, si somos
resultado de una fluctuación, hay un proceso de "selección"
implícito: observamos este universo tan improbable porque
tal improbabilidad es necesaria para que estemos aquí.
Todo ello conduce al concepto del Cerebro de Boltzmann: si
nuestro actual nivel de organización, donde están dadas
muchas entidades conscientes de sí mismas, es el resultado
de una fluctuación aleatoria, este nivel sería mucho más
improbable que un nivel de organización que sólo fuera
capaz de crear una única entidad consciente de sí misma. Ha
de advertirse que en tal suposición se identifica psiquismo o
consciencia con sus contenidos mentales o mente, en la
tradición de John Locke, y se supone que el psiquismo
resulta del nivel de organización (complejidad), en modo
paralelo pero inverso a como los escolásticos consideraban
que la existencia del alma derivaba de su nivel de
simplicidad. Asimismo, no se supera el nivel descriptivo
propio de los tratamientos probabilísticos y, debido al
mencionado entendimiento de lo ser como predicación, se
considera a las probabilidades como si fueran existentes en
acto. Ha de advertirse también que los elaboradores de la
conjetura del Cerebro de Boltzmann a menudo se refieren a
la entropía como si esta fuera una cantidad absoluta, pasando
de "entropía en aumento" a "baja entropía". En realidad, la
entropía se define por su fórmula dS = dQ/T, que expresa
una relación diferencial entre energía Q y entropía S
mediada por la temperatura T. Esto permite pensar a la
temperatura como si estuviera diluyendo el impacto del
cambio de energía (potencia) a lo largo del cambio de
entropía (tasa de bits, o bit rate, en las equivalencias
informáticas de la termodinámica), de modo similar a como
el ruido diluye la tasa de bits en un canal de información
para una potencia de transmisor determinada. (Nota técnica:
esta ilustración se ve aun más clara cuando ambos lados de
la ecuación son divididos por dt como la diferencial de
tiempo, para obtener dS/dt = (dQ/dt)/T ). En otros términos,
se pueden medir cambios en entropía integrando sobre un
intervalo (tiempo), de modo que uno puede perfectamente
referirse a entropía creciente o decreciente, pero no existe
fórmula ninguna para la constante de integración. Por este
motivo no se alude a ninguna noción con significado al
pretender referirse a entropía alta o baja en términos
absolutos (error este en el que no se conoce que Boltzmann
mismo hubiera incurrido). Sólo cabe referirse con sentido a
una entropía más alta o bien más baja que otra.
Otras críticas a la paradoja
Además de saltearse no pocas veces ese esencial requisito
técnico, los elaboradores de la conjetura del Cerebro de
Boltzmann con frecuencia suponen que, para cada
subuniverso con el nivel de organización que vemos en éste,
debería haber una cantidad enorme de solitarios cerebros de
Boltzmann vagando en entornos desorganizados. Con esto
los análisis suelen pasar a una serie de ideas que a veces se
califican como New Age, pero en realidad provienen del
Gnosticismo antiguo y fueron retomadas por seguidores
modernos del PPPPPP en sus formas de
subjetivismo-transcendentalismo (por ejemplo, Alfred North
Whitehead) y del panpsiquismo (por ejemplo, la idea de
William James del "polvo psíquico", que al conglomerarse
formaría los psiquismos).
Allende este nivel de exposición, las publicaciones actuales
discrepan mucho entre sí. Algunos refutan el argumento
previo: la organización que veo es tremendamente mayor de
la que es requerida para explicar mi consciencia, y por lo
tanto es altamente improbable que yo sea el resultado de
una fluctuación estocástica. Otros imaginan que la paradoja,
en resumen, consiste en que sea más probable que un
cerebro se forme aleatoriamente desde el caos con recuerdos
falsos sobre su vida, a que el Universo que nos rodee tenga
billones de cerebros conscientes de sí mismos. Un punto
esencial, y revelativo de la proveniencia teórica de estas
ideas, es que en todas ellas resulta constante el olvido de la
inhesión, o sea que, contra los hechos observados, a los
contenidos mentales se los supone transferibles y
compartibles entre psiquismos, como si estuvieran
constituidos por algún material extramental.
Referencias
"Disturbing Implications of a Cosmological
Constant", Lisa Dyson, Matthew Kleban, y Leonard
Susskind, Journal of High Energy Physics 0210
(2002) 011 (en arXiv)
"Can the universe afford inflation?", Andreas
Albrecht y Lorenzo Sorbo, Physical Review D 70
(2004) 063528 (en arXiv)
"Is Our Universe Likely to Decay within 20 Billion
Years?", Don N. Page, (en arXiv)
"Sinks in the Landscape, Boltzmann Brains, and the
Cosmological Constant Problem", Andrei Linde,
Journal of Cosmology and Astroparticle Physics,
0701 (2007) 022 (en arXiv)
"Prigogine: el fin de las certidumbres" – Reseña del
libro, por Jorge Palacios C. En
http://www.rrojasdatabank.org/cuquiprigogine.pdf
"A Palindrome", Mario Crocco, Capítulo 12 en
Helmut Wautischer, editor, Ontology of
Consciousness, The MIT Press; a Bradford Book,
Cambridge - London, 2008, ISBN 978 0 262 23259
3 (hardcover) 978 0 262 73184 3 (softcover,
alkaline), páginas 359-396. Disponible como
audiotextos leídos en castellano en
http://electroneubio.secyt.gov.ar/
Divulgaciones y foros de Internet (no constituyen
referencia académica), en inglés
"Spooks in Space", Mason Inman, New Scientist,
Volume 195, Issue 2617, 18 August 2007, Pages
26-29
"Big Brain Theory: Have Cosmologists Lost
Theirs?", Dennis Overbye,
37a07c&ei=5124&partner=permalink&exprod=permalin
New York Times, 15 January 2008
http://www.bautforum.com/questions-answers/63924-bol
question.html#post1057956
http://motls.blogspot.com/2007/01/boltzmanns-brain-and
Esta referencia menciona "la cuestión de
Boltzmann-Penrose, de por qué las condiciones
cosmológicas iniciales son de baja entropía" ("the
Boltzmann-Penrose question of why the initial
conditions for cosmology have low entropy").
Charles Dillon Perrine
Charles Dillon Perrine (n. el 28 de julio de 1867 en Ohio,
Estados Unidos; m. el 21 de junio de 1951, en Villa del
Totoral, Córdoba (Argentina)) fue un astrónomo
estadounidense radicado en Argentina.
Biografía
Charles Dillon Perrine nació en Ohio (Estados Unidos)
donde trabajó en el Observatorio Lick desde 1893 a 1909,
desempeñándose luego como director del Observatorio
Nacional de Argentina hoy Observatorio Astronómico de
Córdoba) en Argentina desde 1909 hasta 1936.
En 1901, él y George Ritchey observaron el aparente
movimiento superlumínico en la nebulosidad envolvente
Nova Persei 1901.
Descubrió dos lunas de Júpiter, conocidas hoy como Himalia
(en 1904) y Elara (en 1905). En ese momento fueron
designadas simplemente como "Jupiter VI" y "Jupiter VII" y
sus nombres no le fueron dados hasta 1975.
Co-descubrió el perdido cometa periódico
18D/Perrine-Mrkos y muchos otros cometas. Antonín Mrkos
nombró el asteroide 6779 Perrine en su memoria.
Promovió el estudio de la astrofísica en Argentina y
promovió la construcción de un gran telescopio (el
telescopio de Bosque Alegre), que recién fue finalizado en
1942. Se retiró de su actividad en 1936 pero permaneció en
la entonces llamada Villa General Mitre y hoy Villa del
Totoral, Córdoba, Argentina, donde murió. Está enterrado en
el cementerio disidente en la ciudad de Córdoba.
Charles Edward Burton
Charles Edward Burton (1846-1882). Astrónomo
británico.
Inició su carrera observacional trabajando, a los 22 años,
como asistente nocturno de William Parsons (Lord Rosse) en
su gran telescopio del observatorio de Birr Castle, Irlanda; se
mantuvo en este puesto entre 1868 y 1869.
Más tarde (1876) aceptó el puesto como astrónomo asistente
en el Dunsink Observatory, próximo a Dublín, en donde
permaneció hasta el año 1878; se le ofreció el puesto de
asistente en la London Meteorological Office, en 1880, que
aceptó.
Interesado en la observación planetaria, especialmente de
Marte, realizó extensos trabajos de Marte en el año 1871
desde Loughlinstown, Irlanda, que serían continuadas en las
oposiciones de 1873, 1879 y 1881-1882: todos estos trabajos
y observaciones serían publicados extensamente en las
Transactions of the Royas Irish Academy (1878) y las
Scientific Transactions of the Royan Dublin Society (1880 y
1882).
Publicó una carta de los accidentes marcianos con las
observaciones realizadas en la oposición de 1879, demostró
que los canales de Schiaparelli eran reales, ya que
permanecían en las mismas posiciones geográficas a lo largo
de los meses e incluso de oposición en oposición. Estudió la
superficie lunar y realizó mediciones micrométricas de
algunos de sus accidentes, especialmente el cratercillo
Linné. Estudió un tránsito de Venus y efectuó sencillos
trabajos sobre fotografía lunar.
Un cratercillo marciano, situado en la zona de Memnonia,
lleva su nombre para honrar su trabajo y dedicación al
estudio del planeta rojo.
Artículos y trabajos
Refractors and Reflectors Compared (1872),
Astronomical Register, vol. 10, pp. 289-290.
Jupiter's Fourth Satellite (1873), Astronomical
Register, vol. 11, pp. 213-213.
On certain phenomena presented by the shadows of
the satellites of Jupiter while in transit (1874),
Monthly Notices of the Royal Astronomical Society,
Vol. 35, p. 65.
Transit of Venus (1876), Astronomical Register, vol.
14, p. 66.
The "Canals" of Mars (1880), Astronomical
Register, vol. 18, p.116.
Canals on Mars (1882), Astronomical Register, vol.
20, pp.142.
Fuente
Mars and it Satellites, Jürgen Blunck,
Exposition Press (1977).
Buscador NASA ADS (trabajos, artículos y
publicaciones de Burton)[1].
Charles Greeley Abbot
Charles Greeley Abbot
Charles Greeley Abbot (31 de mayo de 1872, 17 de
diciembre de 1973) fue un astrónomo estadounidense,
nacido en Wilton[1]
Se dedicó al estudio de las radiaciones solares.
Obras:
"El Sol" (1929).
"La Tierra y las Estrellas" (1925).
"Grandes Invenciones" (1925).
Referencias
1. Charles Greeley Abbot - BIOGRAPHICAL
MEMOIRS. National Academy of Sciences.
Consultado el 2008-05-09.
Véase también
Anexo:Astrónomos y astrofísicos notables
Charles Hitchcock Adams
Charles Hitchcock Adams (1868 – 1951) fue un astrónomo
estadounidense aficionado.
Nació en Belmont, California, quinto y último hijo de
William y Cassandra Adams. Entró a la Universidad de
California en 1886 y enfocó el campo de sus estudios en la
Química. Sin embargo, durante su segundo año de estudios
el negocio de su padre sufrió terribles pérdidas debidas a
desastres naturales, y debió abandonar sus estudios.
Pasó los siguientes años ayudando a su familia, y se
convirtió en corredor de seguros. Fue secretario ejecutivo de
la Asociación de Intercambio Mercantil desde 1917 hasta
1940.
Luego de obtener un telescopio de tres pulgadas, y aprender
a disfrutar el hobby de observar las estrellas, se unió a la
Sociedad Astronómica del Pacífico, donde en 1925 se
convirtió en el secretario y tesorero de la asociación, cargo
que ocupó hasta su retiro en 1950.
Charles se casó con Olive Bray, con quien fue padre de
Ansel Easton Adams, el renombrado fotógrafo.
El crater lunar Adams es llamado en su honor.
Fuentes
Obituario en NASA ADS.
Véase también
Anexo:Astrónomos y astrofísicos notables
Charles Mason
Charles Mason (1730–1787) fue un astrónomo inglés.
Los comienzos de la carrera de Mason transcurrieron en el
Observatorio de Greenwich cerca de Londres. Trabajó en el
trazado de la Línea Mason-Dixon (1763–1767), junto a su
compañero inglés Jeremiah Dixon. Los dos habían viajado
anteriormente alrededor del Cabo de Buena Esperanza,
donde observaron el tránsito de Venus.
El cráter Mason en la Luna recibió este nombre por él, y es
uno de los personajes protagonistas de la novela de Thomas
Pynchon Mason & Dixon (1997).
La canción Sailing to Philadelphia del álbum del mismo
nombre de Mark Knopfler, también se refiere a Mason y
Dixon, y está inspirada en el libro de Pynchon.
Enlaces externos
Biografía de Mason en el Diccionario de Biografía
Nacional (en inglés)
Informe sobre las observaciones de Mason respecto
al Tránsito de Venus en 1769 - PDF (en inglés)
Charles Messier
Charles Messier
El cazacometas Charles Messier, (16 de junio de 1730 - 12
de abril de 1817) fue un astrónomo francés conocido por ser
el creador del catálogo de 110 objetos del espacio profundo (
nebulosas, galaxias y cúmulos de estrellas) (los objetos
Messier) que llevan su nombre. Este catálogo se publicó por
primera vez en 1774. Los objetos Messier se numeran del
M1 al M110, y aún hoy en día los aficionados los conocen
por ese nombre.
Messier había trabajado muchos años como asistente en el
Observatorio Marino, instalado en el Hôtel de Cluny, en
pleno París, desde donde había realizado todos sus
descubrimientos.
Cuenta la leyenda que Messier, gran aficionado a la caza de
cometas, inauguró su catálogo con M1 (la Nebulosa del
Cangrejo) la noche del 28 de agosto de 1758, cuando
buscaba en el cielo el cometa 1P/Halley en su primera visita
predicha por el astrónomo inglés.
Él no descubrió todos los objetos de su catálogo ya que
muchos fueron observados por el también francés Pierre
Méchain y, años antes, por otros astrónomos como Edmond
Halley. El primer verdadero descubrimiento de Messier fue
el Cúmulo globular M3 en Canes Venaciti en 1764.
Curiosamente Messier es más famoso por su catalogo de
no-cometas que por los cometas que descubrió. El interés de
Messier en catalogar aquellos objetos fijos estaba en poder
distinguirlos de los errantes, lo que le facilitaría la tarea de
buscar cometas. Gracias a la publicación de su catálogo,
William Herschel se vio estimulado para iniciar (1783) un
ambicioso proyecto que, a lo largo de 20 años de
investigación, le permitió catalogar un gran número de
nebulosas y cúmulos en el hemisferio norte,
El cráter Messier de la Luna y el asteroide 7359 Messier
fueron bautizados en su honor.
Véase también
Catálogo Messier
Lista de objetos Messier
Enlaces externos
Wikimedia Commons alberga contenido
multimedia sobre Charles Messier.Commons
Información sobre Charles Messier en SEDS (en
inglés)
Charles Thomas Kowal
Charles Thomas Kowal (*8 de noviembre 1940) es un
astrónomo estadounidense. Kowal ha descubierto satélites,
asteroides y cometas.
En 1974 y 1975 ha descubierto las lunas de Júpiter Leda y
Themisto, tras lo cual Themisto no se volvió a encontrar
hasta 2000.
En 1977 descubrió el asteroide Chiron, que podría ser un
cometa. Ha descubierto los Asteroides Apolo, Hathor, Midas
, Bacchus, Tantalus, 1974 MA, los Amor-asteroides, 1981
QB, 1980 WF y los asteroides troyanos Alcathous y Acamas
.
Los cometas descubiertos por Kowal son: 99P/Kowal,
104P/Kowal, 134P/Kowal-Vavrova, 143P/Kowal-Mrkos y
158P/Kowal-LINEAR.
Adémas ha descubierto muchas supernovas en otras galaxias
.
Cherenkov (Telescopio)
MAGIC, un telescopio Cherenkov en operación en la isla
canaria de La Palma. En noches de niebla, pueden verse los
láseres que sirven para enfocar los espejos.
Un telescopio Cherenkov detecta rayos gamma de muy alta
energía en el rango de 25 GeV a 50 TeV desde la superficie
terrestre. En la actualidad hay cuatro grandes telescopios
Cherenkov en operación, CANGAROO-III, MAGIC, HESS
y VERITAS.
Debido a la rapidez con la que disminuye el flujo de rayos
gamma de fuentes cósmicas a altas energías, los detectores
espaciales resultan ineficientes porque están limitados en su
área de colección a unos centenares de centímetros
cuadrados. En el caso de los telescopios Cherenkov, la
atmósfera de nuestro planeta se utiliza como medio de
detección y el área de colección alcanza muchos miles de
metros cuadrados. Esto permite a los telescopios Cherenkov
detectar rayos gamma en un rango de energías inaccesible
para los instrumentos espaciales.
El telescopio Cherenkov registra la imagen del breve
destello de radiación de Cherenkov que produce una
Cascada Atmosférica Extensa generada a su vez por el rayo
gamma de alta energía. Esta cascada de partículas se inicia a
una altura de 10-20 km. El rayo gamma inicial produce un
par electrón-positrón cerca de una molécula del aire. El
electrón y positrón tienen una energía muy alta y producen
más rayos gamma por Bremsstrahlung o "radiación de
frenado". Se producen más pares electrón-positrón que a su
vez emiten por Bremsstrahlung etc, con el resultado final de
una cascada atmosférica extensa. Las partículas de la
cascada, debido a su elevada energía, producen un destello
de radiación de Cherenkov que dura entre 5 y 20 ns. En
realidad las partículas (cargadas eléctricamente) de la
cascada polarizan asimétricamente (pues viajan a mayor
velocidad que la de la luz en la atmósfera) las moléculas de
nitrógeno y oxígeno de la atmósfera, las cuales, al
despolarizarse espontáneamente, emiten la radiación
Cherenkov que será detectada por los telescopios
Cherenkov. El área total iluminada por el destello es de
miles de metros cuadrados, razón por la cual el área efectiva
de los telescopios Cherenkov es tan grande.
El telescopio está formado por un gran espejo segmentado
que enfoca la radiación de Cherenkov en una matriz de tubos
fotomultiplicadores. Los fotomultiplicadores están acoplados
a electrónica rápida que amplifica, digitaliza y almacena la
imagen de la cascada. La colaboración Whipple fue pionera
en los telescopios Cherenkov y descubrió la emisión de la
Nebulosa del Cangrejo a energías del TeV en 1989. El
telescopio Whipple también descubrió la primera fuente
extragaláctica de rayos gamma de alta energía, la galaxia
activa Markarian 421. La colaboración HEGRA construyó el
primer sistema de varios telescopios usando la llamada
técnica estereoscópica en la isla de La Palma, sistema que
fue superado después por HESS en Namibia. El mayor
telescopio Cherenkov del mundo es el telescopio MAGIC
con un espejo de 17 m de diámetro y también localizado en
La Palma. Para reducir las aberraciones ópticas fuera del eje
óptico, el espejo de 17 m de diámetro está segmentado en
250 espejos esféricos (recortados con forma cuadrada),
montados sobre un paraboloide. Los espejos, en función de
su distancia al centro del disco de 17 m, tienen diferente
radio de curvatura y están orientados de diferente forma.
Los telescopios Cherenkov, a diferencia de los ópticos, están
enfocados a un punto de la atmósfera terrestre situado a una
altura de unos 8-12 Km (depende del rango de energía que
se quiera medir), que es donde se desarrollan las cascadas de
partículas (es de donde viene la radiación Cherenkov).
La radiación Cherenkov (luz ultravioleta) asociada a una
cascada de partículas es como un enorme cilindro de luz (en
realidad es como un enorme puro) de varios Km de altura.
La imagen registrada en el detector de fotomultiplicadores
(en el plano focal del telescopio) de este cilindro de luz tiene
forma de elipse. La forma de esta elipse y su orientación en
el plano focal determina la dirección de incidencia del fotón
gamma que originó la cascada. También determina lo lejos o
cerca que se desarrolló en la atmósfera, que junto con la
intensidad de la luz registrada permite estimar la energía del
fotón gamma. De esta forma se puede estimar el flujo de
radiación gamma procedente de supernovas, de púlsars, de
núcleos de galaxias activas, etc.
La mayor dificultad en la detección de fotones gamma es
que las cascadas atmosféricas que producen son muy
parecidas a las que producen los rayos cósmicos formados
por partículas cargadas eléctricamente (como protones). La
dirección desde la que llegan a La Tierra esos rayos
cósmicos (esos protones) no es relevante en astrofísica pues,
debido a los campos magnéticos galácticos e intergalácticos,
no se puede determinar la fuente emisora de esos protones
(no fueron emitidos desde el lugar desde donde parecen
venir). Aproximadamente una de cada mil imágenes de
cascadas atmosféricas registradas por un telescopio
Cherenkov corresponde a un fotón gamma. Las 999 restantes
corresponden a rayos cósmicos de partículas cargadas
eléctricamente.
Christiaan Huygens
Christiaan Huygens
Nacimiento:
14 de abril de 1629
La Haya,
Fallecimiento: 8 de julio de 1695
La Haya,
Ocupación:
Matemático, físico y astrónomo
Christiaan Huygens ['krstja:n 'hœyxns] (14 de abril de 1629
- 8 de julio de 1695) fue un astrónomo, físico y matemático
neerlandés, nacido en La Haya.
Contenido
1 Biografía
2 Obra científica
3 Véase también
4 Referencias
5 Enlaces externos
Biografía
Huygens nació en el seno de una importante familia
holandesa. Su padre, el diplomático Constantin Huygens, le
proporcionó una excelente educación y le introdujo en los
círculos intelectuales de la época.
Estudió mecánica y geometría con preceptores privados. En
esta primera etapa, Huygens estuvo muy influido por el
matemático francés René Descartes, visitante habitual de la
casa de Constantin durante su estancia en Holanda. Su
formación universitaria transcurrió entre 1645 y 1647 en
Leiden, y entre 1647 y 1649 en el Colegio de Orange de
Breda. En ambos centros estudió Derecho y Matemáticas,
destacándose en la segunda.
Huygens dedicó sus siguientes años a viajar como embajador
de Holanda, visitando, entre otros lugares, Conpenhague,
Roma y París.
En 1660 volvió a París para instalarse definitivamente. Allí
mantuvo frecuentes reuniones con importantes científicos
franceses, entre otros, Blas Pascal.
Sin embargo, pronto abandonó la ciudad para marchar a
Londres en 1661. Ingresó en la recién formada Royal
Society, donde pudo comprobar los asombrosos avances
realizados por los científicos ingleses. Allí pudo mostrar sus
superiores telescopios y conoció a científicos como Robert
Hooke o Robert Boyle, entre otros.
En 1666 aceptó la invitación de Colbert, ministro de Luis
XIV, para volver a París e incorporarse a la Academia de las
Ciencias Francesa. Dada su experiencia en la Royal Society
de Londres, Huygens pudo llegar a liderar esta nueva
academia e influir notablemente en otros científicos del
momento, como su amigo y pupilo Leibniz. Fueron años
muy activos para Huygens, pero se enturbiaron por sus
problemas de salud y las guerras del Rey Sol contra
Holanda. Huygens abandonó Francia en 1681.
Tras una estancia en su Holanda natal, Huygens decidió
volver a Inglaterra en 1689. Allí volvió a relacionarse con la
Royal Society y conoció a Isaac Newton, con el que
mantuvo frecuentes discusiones científicas. Y es que
Huygens siempre criticó la teoría corpuscular de la luz y la
ley de la Gravitación universal de Newton.
Volvió a Holanda poco antes de morir.
Nunca se casó ni tuvo descendencia, al igual que Newton.
Obra científica
Matemáticas
Huygens fue uno de los pioneros en el estudio de la
Probabilidad, tema sobre el que publicó el libro De
ratiociniis in ludo aleae (Sobre los Cálculos en los Juegos de
Azar), en el año 1656. En el introdujo algunos conceptos
importantes en este campo, como la esperanza matemática, y
resolvía algunos de los problemas propuestos por Pascal,
Fermat y De Méré.
Además resolvió numerosos problemas geométricos como la
rectificación de la cisoide y la determinación de la curvatura
de la cicloide. También esbozó conceptos acerca de la
derivada segunda.
Física
Los trabajos de Huygens en Física se centraron
principalmente en dos campos: la Mecánica y la Óptica
En el campo de la mecánica publicó su libro Horologium
oscillatorum (1675); en el se halla la expresión exacta de la
fuerza centrífuga en un movimiento circular, la teoría del
centro del centro de oscilación, el principio de la
conservación de las fuerzas vivas (antecedente del principio
de la conservación de la energía) centrándose esencialmente
en las colisiones entre partículas (corrigiendo algunas ideas
erróneas de Descartes) y el funcionamiento del péndulo
simple y del reversible.
En el campo de la Óptica elaboró la teoría ondulatoria de la
luz, partiendo del concepto de que cada punto luminoso de
un frente de ondas puede considerarse una nueva fuente de
ondas (Principio de Huygens). A partir de esta teoría
explicó, en su obra Traité de la lumière, la reflexión,
refracción y doble refracción de la luz. Dicha teoría quedó
definitivamente demostrada por los experimentos de Thomas
Young, a principios del siglo XIX.
Astronomía
Aficionado a la astronomía desde pequeño, pronto aprendió
a tallar lentes (especialidad de Holanda desde la invención
del telescopio, hacia el año 1608) y junto a su hermano llegó
a construir varios telescopios de gran calidad. Por el método
de ensayo y error comprobaron que los objetivos de gran
longitud focal proporcionaban mejores imágenes, de manera
que se dedicó a construir instrumentos de focales cada vez
mayores: elaboró un sistema especial para tallar este tipo de
lentes, siendo ayudado por su amigo el filósofo Spinoza,
pulidor de lentes de profesión. El éxito obtenido animó a
Johannes Hevelius a fabricarse él mismo sus telescopios.
En 1655 terminó un telescopio de gran calidad: apenas tenía
5 cm de diámetro aunque medía más de tres metros y medio
de longitud, lo que le permitía obtener unos cincuenta
aumentos: con este aparato descubrió que en torno al planeta
Saturno existía un anillo (visto por otros astrónomos
anteriores pero no identificado claramente) y la existencia de
un satélite, Titán, el 25 de marzo de ese año. Después de
seguirlo durante varios meses, para estar seguro de su
período y órbita, dio a conocer la noticia en 1656.
Realizó importantes descubrimientos en el campo de la
astronomía gracias a la invención de una nueva lente ocular
para el telescopio. Estudió la Nebulosa de Orión (conocida
también como M42), descubriendo que en su interior
existían estrellas diminutas. En 1658 diseñó un micrómetro
para medir pequeñas distancias angulares, con el cual pudo
determinar el tamaño aparente de los planetas o la
separación de los satélites planetarios.
Continuó con la fabricación y pulido de lentes con focales
cada vez mayores: después de obtener objetivos de cinco,
diez y veinte metros de focal (que probó en telescopios
aéreos, sin tubo) terminó un telescopio con una focal de 37
metros. Instalado sobre largos postes, sostenido por cuerdas
para evitar el alabeo de la madera, con él llegó a obtener una
imagen muy clara de los anillos de Saturno, llegando a
divisar la sombra que arrojaban sobre el planeta. También
estudió el cambio en la forma e iluminación de los anillos a
medida que el planeta giraba alrededor del Sol.
En honor suyo, la sonda de exploración de Titán —la mayor
luna de Saturno— construida por la ESA lleva su nombre (
sonda Huygens).
Véase también
Referencias
Enlaces externos
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multimedia sobre Christiaan Huygens.Commons
Wikiquote
Wikiquote alberga frases célebres de Christiaan
Huygens.
Christian August Friedrich
Peters
Peters Christian August Friedrich
Christian August Friedrich Peters (Hamburgo, 7 de
septiembre de 1806 – Kiel, 8 de mayo de 1880) fue un
astrónomo alemán. Fue además el padre del también
astrónomo Carl Friedrich Wilhelm Peters.
Desde 1826 fue el ayudante de Heinrich Christian
Schumacher en el Observatorio de Altona. Luego fue
ayudante en el Observatorio de Hamburgo en 1834 y en
1839 se unió a la plantilla del Observatorio de Pulkovo. En
1849 se convirtió en prodesor de astronomía en Königsberg
y pronto sucedió a Friedrich Wilhelm Bessel como directo
del observatorio de la ciudad. En 1854 fue elegido director
del Observatorio de Altona y continuó con la publicación del
Astronomische Nachrichten. En 1872 el observatorio se
trasladó a Kiel, a donde se mudó él, continuando en el
puesto.
Ganó la Medalla de oro de la Real Sociedad Astronómica en
1852.
Christian Heinrich
Friedrich Peters
Christian Heinrich Friedrich Peters fue un astrónomo
alemán. Nació en el 19 de septiembre de 1813 en
Coldenbüttel, Schleswig-Holstein (en el norte de Alemania).
Estudió astronomía y matemáticas en la universidad de
Berlín con el astrónomo Johann Franz Encke (descubridor
del cometa que lleva su nombre) y fue asistente de Carl
Friedrich Gauss en Göttingen.
En 1838 se trasladó a Sicilia para dedicarse a trabajos
geodésicos y fue nombrado director del departamento de
aquel país, pero en 1848 fue desterrado por simpatizar con
los sublevados sicilianos, uniéndose a éstos y tomando parte
en los combates con el grado de mayor. Después de la toma
de Palermo huyó a Francia para pasar después a
Constantinopla. En 1854 se trasladó a Estados Unidos.
Trabajó en el observatorio de la universidad Harvard y en el
observatorio Dudley en Albany (Nueva York) y en 1858 fue
nombrado director del observatorio de Clinton (Nueva
York).
Peters fue un astrónomo famoso porque desde 1861 hasta
1889 descubrió 48 asteroides (como el Feronia, y el Adeona
), y porque generó excelentes cartas estelares. Murió el 18 de
julio de 1890.
Asteroides descubiertos
29 de mayo de
Feronia
1861
22 de
Eurídice septiembre de
1862
12 de
Frigga noviembre de
1862
19 de
Ío
septiembre de
1865
15 de junio de
Thisbea
1866
7 de julio de
Undnia
1867
18 de abril de
Yantea
1868
22 de agosto de
Miriam
1868
15 de agosto de
1876
28 de agosto de
Urda
1876
14 de octubre
Idunna
de 1877
1 de marzo de
Eunice
1878
18 de junio de
Menippo
1878
9 de
Phthia
septiembre de
1878
22 de
Ismena
setiembre de
1878
30 de
Kolga
setiembre de
1878
21 de marzo de
Rodope
Felicitas 9 de octubre de
1869
14 de agosto de
Atea
1870
19 de
Ifigenia septiembre de
1870
23 de julio de
Casandra
1871
8 de septiembre
Sirona
de 1871]
31 de julio de
Gerda
1872
31 de julio de
Brunilda
1872
23 de agosto de
Alceste
1872
5 de febrero de
Antígona
1873
17 de febrero de
Electra
1873
24 de mayo de
Vala
1873
18 de febrero de
Herta
1874
3 de junio de
Procnea
Filomela
Byblis
Dinamena
Chryseis
Pompeya
Hersilia
Dido
Lilaea
Bárbara
Ilse
Aletheia
1879
14 de mayo de
1879
9 de julio de
1879
27 de julio de
1879
11 de
setiembre de
1879
25 de
setiembre de
1879
13 de octubre
de 1879
22 de octubre
de 1879
16 de febrero
de 1880
12 de agosto de
1883
16 de agosto de
1885
28 de junio de
1886
31 de octubre
Vibilia
1875
3 de junio de
Adeona
1875
20 de febrero de
Una
1876
9 de agosto de
Loreley
1876
Prymno
Libussa
Anahita
Nephtys
de 1886
22 de
diciembre de
1886
8 de octubre de
1887
25 de agosto de
1889
Christopher Clavius
Christopher Clavius (1538-1612), fue un jesuita alemán
conocido como matemático, astrónomo y un gran
gnomonicista. Se puede considerar como uno de los
primeros promotores del Calendario Gregoriano. En sus
últimos días de vida fue el astrónomo más respetado en
Europa y sus libros de texto fueron empleados en las
universidades de todo el mundo durante varios siglos
después de su época, considerados algunos de ellos como
auténticas enciclopedias del saber. Clavius es considerado a
veces como el Euclides del siglo XVI.
Christopher Clavius
Contenido
1 Biografía
2 Obras Astronómicas y
Gnomónicas
3 Bibliografía
4 Enlaces externos
Biografía
Clavius nació en Bamberg el 25 de marzo de 1538. Se
conoce poco sobre sus primeros años, por ejemplo la fecha
exacta de su nacimiento no es muy segura y puede oscilar
entre 1537 o 1538. Su verdadero nombre tampoco es muy
conocido y el origen es debido a que los conocidos de la
época le denominaban Christoph Clau o Klau y el sonido
de la pronunciación alemana de la época debería sonar
similar a "Clavius", por juego de palabras hubiera sido
"Schlüssel" (Palabra alemana para "Llave", o lo que es lo
mismo en latín "clavis"). De todas formas la palabra llave
indica que es tomado por una persona inteligente capaz de
abrir y desentrañar los problemas más ocultos.
Clavius se reclutó en la orden de los Jesuitas en 1555. Fue
alumno en la Universidad de Coimbra en Portugal y fue allí
donde conoció al famoso matemático portugués Pedro
Nunes (Petrus Nonius) como profesor. Tras esta estancia fue
a Italia y estudió teología en el Colegio Romano Jesuita en
Roma. Permaneció en el Colegio Romano y allí dio clases de
matemática.
Se puede decir que excepto en los periodos que estuvo en
Nápoles, sobre 1596, y la visita que hizo a España en 1597
Clavius permaneció como profesor de Matemática en el
Collegio Romano durante el resto de su vida. En 1579 fue
asignado por el Vaticano para calcular las bases de la
reforma del calendario con el objeto de proporcionar una
solución al constante desplazamiento de las fiestas religiosas
cristinas a lo largo de los años. Él contribuyó a una solución
que finalmente se adoptó en 1582 en los países católicos por
orden del Papa Gregorio XIII y que hoy en día se emplea en
la mayoría del mundo y es conocido como Calendario
Gregoriano.
La propuesta de Clavius era que el miércoles 4 de octubre de
1582 (Calendario juliano) debería continuarse por el jueves
15 de octubre de 1582 (Calendario Gregoriano).
Proponiendo además que los años bisiestos ocurrieran
exactamente en los años cuyos dígitos fueran divisibles entre
cuatro, con excepción de aquellos en los que su cifra acabara
en 00 y que fueran divisibles entre 400. Esta regla se aprobó
y hoy en día se sigue aplicando, haciendo que podamos
disfrutar de un calendario estable por muchos miles de años.
La idea de Clavius no fue apoyada inicialmente, algunos
matemáticos como Viète mostraron una gran oposición y
disputa contra él y los matemáticos del Papa Gregorio,
indicando en todo momento que este cambio de calendario
no era sino una gran conspiración papal para robar 11 días al
calendario, la disputa llegó a niveles personales llegando a
veces al insulto personal, a Clavius le llamaron Viejo tonel
Alemán aludiendo a su corpulencia. Cuando apareció esta
resistencia Clavius escribió su famosa epístola Novi
calendarii romani apologia (1595) en la que justificaba el
uso de este nuevo calendario defendiéndose así de los
ataques.
En el terreno de la astronomía tuvo muy claro que la Tierra
era el centro del universo, fue un defensor acérrimo de la
teoría geocéntrica, oponiéndose en todo momento a las
nuevas corrientes que defendían las teorías heliocéntricas
muy defendidas por su contemporáneo Galileo Galilei.
Cuando Galileo comenzó con sus observaciones
astronómicas mediante su telescopio Clavius ya era bastante
mayor, pero aún seguía siendo activo. Y no vio con malos
ojos lo que mencionaba Galileo de sus observaciones.
Aunque no estaba muy de acuerdo con las interpretaciones
que hacía. Por ejemplo, no estaba nada de acuerdo con la
interpretación de que las manchas que Galileo veía en la
Luna fueran de verdad montañas y valles. Lo paradójico es
que aunque no creía en ellos, hoy en día uno de los mayores
cráteres de la Luna lleva su nombre (233 km de diámetro).
Dejó una buena cantidad de libros (fueron publicados en
ediciones muy extensas y hoy en día pueden adquirirse
algunas de sus obras en original) y también dejó discípulos
como Matteo Ricci que fue el que hizo una traducción de sus
obras al lenguaje chino, dando una oportunidad a China de
disfrutar de textos de Euclides. La influencia de Clavius se
extiende también a su extensa correspondencia epistolar hoy
en día preservada en diferentes archivos de la Universidad
Gregoriana en Roma. Se puede hablar de más de 291
extensas cartas (algunas de ellas pueden considerarse
auténticos tratados).
Cuando Clavius tenía 73 años y su salud le obligó a
abandonar sus trabajos pasando el testigo a sus colegas más
jóvenes, muriendo poco después el 12 de febrero de 1612.
Obras Astronómicas y Gnomónicas
Novi calendarii romani apologia, (Roma 1595)
De Spheris (Roma 1570): se trata de un comentario
a la obra de astronomía de Sacrobosco, se publicó
inicialmente en 1570. Se trata de uno de los libros
más influyentes de Clavius en el área de la
astronomía. De este libro se hicieron re-ediciones en
1581, 1585, 1593, 1607, y 1611. El libro contiene
gran cantidad a de referencias a su estudio previo
sobre los elementos de Euclides, este libro fue muy
importante en las Universidades de la época de toda
europa y fue reimpreso posteriormente tras la
mueste de Clavius en 1612. Se puede considerar
desde el punto de vista astronómico que es una
presentación de una visión de la cosmología
Ptolemaica.
Euclid elementorum (Roma 1589)
Geometrica practica (Roma 1604)
Opera mathematica (Roma 1611)
Gnomonices Libris VIII (Roma 1602): se puede
considerar una obra enciclopédica (más de 800
páginas con abundantes ilustraciones) sobre
Gnomónica en la que por primera vez se describe, y
se demuestra geométricamente cada una de las
posibilidades de construir un Reloj de sol. Menciona
los principios para la medida del tiempo. Para
algunos estudiosos este libro es una de las
explicaciones más extensas de la Gnomónica y para
otros se trata de un amplio y complejo entramado de
demostraciones difícil de leer (Montucla dice en su
famoso libro de la historia de la matemática que es
preferible inventar la gnomónica que seguir las
demostraciones de Clavius). El caso es que trata
todos los problemas planteados hasta la época y
relata la forma de resolverlos mediante geometría.
Bibliografía
Lattis, J. 1994, Between Copernicus and Galileo:
Christopher Clavius and the collapse of Ptolemaic
Astronomy (Chicago: The University of Chicago
Press). Se trata de una fuente muy completa de
textos traducidos al inglés.
Ugo Baldini, Christopher Clavius and the Scientific
Scene in Rome in G. V. Coyne, M. A. En este libro
se describe con detalle el aporte de Calvius en la
reforma Gregoriana.
Enlaces externos
Enciclopedia Católica
Christoph Arnold
Christoph Arnold (17 de diciembre de 1650—15 de abril
de 1695) fue un astrónomo aficionado alemán.
Nacido en Sommerfeld, cerca de Leipzig, Arnold era
granjero de profesión pero su interés, sin embargo, se
encontraba en la astronomía. Detectó el gran cometa de 1683
ocho días antes que lo hiciera Johannes Hevelius. En 1686,
Gottfried Kirch viajó a Leipzig, donde observó un gran
cometa junto a Arnold. En ese viaje, Kirch conoció a su
segunda esposa, Maria Margarethe Winckelmann
(1670-1720), quien había aprendido astronomía junto a
Arnold.
Arnold observó un tránsito de Mercurio frente al Sol el 3 de
octubre de 1690.
Para realizar su trabajo, Arnold recibía algo de dinero, y una
exención tributaria, de parte de la ciudad de Leipzig. Fue el
autor de Göttliche Gnadenzeichen, in einem Sonnenwunder
vor Augen gestellt (Leipzig, 1692) que da cuenta del tránsito
de Mercurio de 1690.
Falleció en Leipzig.
El cráter lunar Arnold fue bautizado en su honor.
Véase también
Anexo:Astrónomos y astrofísicos notables
Fuentes
Chris Plicht, Biografías(inglés)
Catalogo Messier: Biografía en línea de Gottfried
Kirch(inglés)
Ciclo CNO
Diagrama del ciclo CNO.
El ciclo CNO (carbono-nitrógeno-oxígeno) es una de las dos
reacciones de fusión por las que las estrellas convierten
hidrógeno en helio, siendo la otra la cadena protón-protón.
Aunque la cadena protón-protón es más importante en las
estrellas de la masa del Sol o menor, los modelos teóricos
muestran que el ciclo CNO es la fuente de energía
dominante en las estrellas más masivas. El proceso CNO fue
propuesto en 1938 por Hans Bethe.
Las reacciones del ciclo CNO son:[1]
12C + 1H 13N +
+1,95 MeV
13
+
13N
C + e + e +1,37 MeV
13C + 1H 14N +
14N + 1H 15O +
+7,54 MeV
+7,35 MeV
15N + e+ +
e +1,86 MeV
15N + 1H 12C + 4He
+4,96 MeV
15O
El resultado neto del ciclo es la fusión de cuatro protones en
una partícula alfa y dos positrones y dos neutrinos, liberando
energía en forma de rayos gamma. Los núcleos de carbono,
oxígeno y nitrógeno sirven como catalizadores y se
regeneran en el proceso.
Hay una versión poco importante de la reacción, que ocurre
solo un 0,04% de las veces, en la que la reacción final de
arriba no produce 12C y 4He, sino 16O y un fotón, y
continúa así:
15N + 1H 16O +
16O + 1H 17F +
17F
17O + e+ +
e
17O + 1H 14N + 4He
Como con el carbono, nitrógeno y oxígeno implicados en la
reacción principal, el flúor producido en la rama secundaria
es meramente catalítico y en estado estacionario no se
acumula en la estrella.
Aunque el número total de núcleos "catalíticos" del CNO se
conserva durante el ciclo, durante la evolución estelar se
alteran las proporciones relativas de los núcleos. Cuando el
ciclo llega al equilibrio, la proporción de núcleos de 12C/13
C llega a 3,5, y el 14N se convierte en el núcleo más
numeroso, sin importar la composición inicial. Durante la
evolución de una estrella, episodios de mezcla convectiva
llevan material sobre el que ha operado el ciclo CNO desde
el interior de la estrella hasta la superficie, alterando la
composición observada de la estrella. Se observa que las
gigantes rojas tienen proporciones menores de 12C/13C y 12
C/14N que las estrellas de la secuencia principal, algo que se
considera como una prueba de la generación de energía
nuclear en las estrellas por fusión del hidrógeno.
Véase también
Nucleosíntesis estelar
Proceso triple-alfa
Cadena protón-protón
Enlaces externos
H. A. Bethe: Energy Production in Stars, 1938
I. Iben: Stellar Evolution Within and off the Main
Sequence, 1967
Referencias
1. "Introductory Nuclear Physics", Kenneth S. Krane,
John Wiley & Sons, New York, 1988, p.537
Cielo
El cielo visto de día
El cielo se define a menudo como el espacio en el que se
mueven los astros y por efecto visual parece rodear la Tierra.
En astronomía, cielo es sinónimo de esfera celestial: una
bóveda imaginaria sobre la cual se distribuyen el Sol, las
estrellas, los planetas y la Luna. La esfera celestial se divide
en regiones denominadas constelaciones.
En mitología, entre los romanos, nombre latino del dios
Urano y de las deidades preolímpicas.
En meteorología el término cielo hace referencia a la zona
gaseosa más densa de la atmósfera de un planeta.
El color del cielo es resultado de la radiación difusa,
interacción de la luz solar con la atmósfera. En un día de sol
el cielo de nuestro planeta se ve generalmente celeste. El
color varía entre el naranja y rojo durante el amanecer y al
atardecer. Cuando llega la noche el color pasa a ser un azul
muy oscuro, casi negro. Durante el día el sol se puede ver en
el cielo, a menos que esté oculto por las nubes. Durante la
noche (y en cierto grado durante el día) la Luna, las estrellas
y, en ocasiones, algunos planetas vecinos son visibles en el
cielo.
Algunos de los fenómenos naturales vistos en el cielo son las
nubes, el arco iris y la aurora. El relámpago se puede ver en
el cielo durante las tormentas eléctricas. Como resultado de
actividades humanas, la niebla se ve a menudo sobre
ciudades grandes durante las primeras horas del día.
Contenido
1 Día
2 Atardecer
3 Noche
4 Otros casos
5 Enlaces internos
6 Enlaces externos
Día
Durante el día vemos el cielo de color azul, esto se debe a
que la desviación para los rayos de longitud de onda corta
(de 380 a 500 aproximadamente) , como el azul y el violeta,
es máxima, lo que provoca que vayan rebotando de partícula
en partícula y parezcan llegar como una fina lluvia, y por
tanto que esta radiación se presente más... El ojo humano es
más sensible al azul que al violeta, además la luz solar
cuenta con más azul, ello hace que el cielo no sea violeta,
que tiene una longitud más corta. Si miramos al sol, veremos
que tiene un color amarillo rojizo, esto se debe a que la
desviación para los rayos de longitud de onda larga, el
amarillo y el rojo, es muy pequeña, así que estos llegan casi
en linea recta desde el sol...
Atardecer
Durante el atardecer la luz del sol llega de manera tangente a
la superficie de la tierra, por lo tanto recorre mucho más aire,
lo que provoca que hasta los rayos amarillos sean
difuminados, solo los rojos llegan directamente desde el sol,
esto provoca que veamos el cielo amarillo o anaranjado y el
sol prácticamente rojo. También influye el polvo y partículas
que flotan en el aire, factor que aumenta significativamente
cuando hay altas presiones.
Noche
Por la noche vemos el cielo extremadamente oscuro, se
podría decir que negro. Esto se debe a que no llega casi nada
de luz, solo la reflejada por la luna, y la de las estrellas, que
no llegan a iluminar la superficie terrestre.
Otros casos
Las nubes, que se forman de grandes partículas incoloras,
reciben la luz y la reflejan sin cambiar su color, por eso
vemos las nubes blancas. Este es un ejemplo de la difusión
de Mie. Si esta ocurre de forma masiva, la luz no es tanto
reflejada sino retenida, y el blanco pasa a una escala de
grises a negro, dependiendo de lo gruesa que sea la nube.
Enlaces internos
Dispersión de Rayleigh
Difusión de Mie
Longitud de onda
Luz
Enlaces externos
Wikimedia Commons alberga contenido
multimedia sobre Cielo.Commons
¿Por qué el cielo es azul?
Galería de la fotos del cielo
Otra definición de cielo
Cielo nocturno
La Luna es el cuerpo celeste más visto en el cielo
nocturno.
Cielo nocturno, es el término a menudo empleado para
referirse al cielo cuando es visto durante la noche. El
término está generalmente asociado a la astronomía, a la
observación de las estrellas, la Luna y los planetas, que se
hacen visibles cuando el Sol se oculta.
Los estudios sobre el cielo nocturno han tenido un lugar en
las culturas ancestrales y en las modernas. En el pasado, por
ejemplo, los agricultores observaban el cielo nocturno como
calendario o guía para realizar las cosechas. Muchas culturas
han realizado, a lo largo de la historia, representaciones de
las constelaciones de estrellas, asociándolas a leyendas y
mitologías sobre sus deidades.
Las creencias históricas se basaban generalmente en las
relaciones entre los cuerpos celestes o en los eventos
relacionados con la Tierra. Los estudios científicos del cielo
nocturno y los cuerpos observados en él tienen su lugar en la
ciencia de la astronomía.
La visibilidad de los cuerpos celestes en el cielo nocturno es
afectada por la contaminación lumínica. La presencia de la
Luna en el cielo, ha dificultado históricamente la
observación astronómica al aumentar la cantidad de luz
ambiental, pero con el desarrollo y la proliferación de las
fuentes de luz artificiales este problema se ha incrementado
considerablemente. Existen filtros especiales que pueden
ayudar a aliviar esta circunstancia, pero tanto para los
astrónomos aficionados como para los profesionales, la
mejor solución es buscar lugares alejados de las grandes
ciudades y demás fuentes luminosas.
La Vía Láctea puede ser vista como una larga banda o como un ar
condiciones de visibilidad son las apropiadas. Esta es una imagen
.
Véase también
Astronomía amateur
The Astronomical Almanac
Astrología
Objeto astronómico
Constelación
Planetario
Cielo profundo
Cielo profundo es un término astronómico utilizado para
referirse a los objetos astronómicos más débilmente visibles
a grandes distancias de la Tierra como cúmulos estelares,
nebulosas y galaxias. Por lo general los objetos del espacio
profundo aparecen registrados en diferentes catálogos
astronómicos como el catálogo Messier o el NGC (New
General Catalogue. El telescopio que ha realizado
observaciones de objetos a mayor distancia de la Tierra es el
Telescopio espacial Hubble y una de sus imágenes más
famosas es conocida como campo Profundo del Hubble.
Catalogación
Tabla de imágenes de los 110 objetos del catálogo
Messier.
Para distinguir los objetos de cielo profundo, se establecen
categorías en cuanto al tipo de objeto, su brillo y su tamaño.
De igual manera, se distinguen las magnitudes relativas (las
observadas a visualmente) de las absolutas (las que se
obtienen de un cálculo de las anteriores en función de la
distancia del objeto). En los catálogos más comunes se
establecen números de objeto en función del orden en el que
han sido descubiertos. Hay una cantidad inmensa de objetos
de cielo profundo, podríamos decir que más de mil millones.
Por supuesto, todo depende de lo que consideremos un
objeto de cielo profundo: una galaxia, un cúmulo estelar, o
una nube de polvo galáctica, un agujero negro distante...
Habitualmente, se consideran objetos de cielo profundo
aquellos que son visualmente distinguibles del resto en una
fotografía, aunque hay que puntualizar que mediante un
análisis del desplazamiento al rojo del espectro del objeto (
Efecto Doppler-Fizeau), se podrían diferenciar dos objetos
aparentemente unidos. Al decir "tamaño", hay que distinguir
si nos referimos al tamaño real del objeto, habitualmente
medido en años luz, o al tamaño relativo del objeto, medido
en unidades de arco, o segundos de arco. Un objeto típico de
cielo profundo visible a simple vista, pongamos por ejemplo
la Galaxia de Andrómeda o M31, tiene una magnitud
relativa (o aparente) de 3,4, y un tamaño relativo de 3x1º
aproximadamente. Teniendo en cuenta que la Luna tiene un
tamaño relativo de aproximadamente medio grado,
podríamos pensar que la Galaxia de Andrómeda se verá más
grande a simple vista, pero esto no es así, porque por su bajo
brillo superficial y el hecho de que palidece al acercarse a
los bordes, con instrumentos normales sólo podemos ver su
núcleo, de un tamaño mucho menor de medio grado, hasta el
punto de que es casi inapreciable, a no ser que la noche sea
muy clara.
Véase también
Objeto del espacio profundo
Enlaces externos
Cielo Profundo
Deep-sky.org (website de guía en las observaciones
del cielo profundo, en inglés)
Clasificación estelar
Las estrellas pueden clasificarse a partir de la temperatura
efectiva de sus fotosferas siguiendo la ley de Wien. Esta
tarea se complica en el caso de estrellas distantes. La
espectroscopia permite entonces una mejor clasificación
atendiendo a sus líneas de absorción. Una clasificación
inicial se formuló en el siglo XIX organizando las estrellas
en tipos espectrales de la A a la P, siendo este el origen de
los modernos tipos espectrales.
Contenido
1 Clasificación gravitacional de estrellas
1.1 Clasificación por centro gravitacional
estelar
1.2 Clasificación de estrellas sistémicas
por posición
1.3 Clasificación de estrellas por
agrupación gravitacional
1.4 Clasificación de estrellas por sistema
planetario
2 Clasificación según magnitudes
3 Clasificación por tipos espectrales
3.1 Catálogo Henry Draper
3.2 Orden de la secuencia
3.3 Tipos espectrales clásicos
3.4 Nuevos tipos espectrales
3.5 Tipos espectrales no estelares:
4 Clasificación por clases de luminosidad
5 Véase también
Clasificación gravitacional de estrellas
Las pueden clasificar de acuerdo a cuatro criterios
gravitacionales instaurados recientemente por la Unión
Astronómica Internacional en el 2006.
Clasificación por centro gravitacional estelar
El primer criterio es la presencia o ausencia de un centro
gravitacional estelar, es decir si forman parte de un Sistema
Estelar. Las estrellas que forman parte de un sistema estelar
(presencia de centro gravitacional estelar) se denominan
estrellas sistémicas. Las estrellas que no forman parte de un
sistema estelar (ausencia de centro gravitacional estelar) se
denominan estrellas solitarias.
Clasificación de estrellas sistémicas por posición
Si una estrella es sistémica (forma parte de un sistema
estelar) puede ser a su vez de dos tipos. Las estrellas
centrales son aquellas estrellas sistémicas que actúan como
centro gravitacional de otras estrellas. Esto quiere decir que
otras estrellas las orbitan. Las estrellas sistémicas que
orbitan a una estrella central se denominan estrellas satélites.
Clasificación de estrellas por agrupación gravitacional
Esta clasificación de estrellas se basa en distinguir dos tipos
de estrellas dependiendo de si estas se agrupan con otras
estrellas mediante fuerzas de atracción gravitacional. Esta
clasificación refiere a dos tipos de estrellas (cumulares e
independientes) de acuerdo a si se encuentran o no unidas a
otras estrellas y además esta unión no se debe a la presencia
de un centro gravitacional estelar; es decir ninguna estrella
gira alrededor de otra y sin embargo se encuentran unidas
gravitacionalmente.
Las estrellas cumulares son aquellas que forman cúmulos
estelares. Si el cúmulo es globular, las estrellas se atraen por
gravedad (las estrellas se atraen mutuamente). Si el cúmulo
es abierto, las estrellas se atraen por gravitación en donde el
centro gravitacional es el centro de masa del cúmulo (las
estrellas orbitan un centro gravitacional en común que las
mantiene unidas). Las estrellas independientes son aquellas
que no forman cúmulos estelares con ninguna otra estrella.
Sin embargo, hay estrellas independientes que sí forman
parte de un sistema estelar pues orbitan estrellas o son centro
de otras. Este sería el caso de estrellas
sistémicas-independientes.
Clasificación de estrellas por sistema planetario
Las estrellas que poseen un sistema planetario en donde ellas
son centro gravitacional y los demás cuerpos celestes las
orbitan se denominan estrellas planetarias. Las estrellas
únicas son aquellas que no poseen un sistema planetario
orbitante. Entiéndase por sistema planetario cualquier cuerpo
celeste (planeta, asteroide, cometa) que orbita una estrella.
Clasificación según magnitudes
Este sistema de clasificación proviene originalmente del
astrónomo griego Hiparco, quién en el año 134 AC había
clasificado las estrellas en seis magnitudes de acuerdo con su
brillo. Hiparco asignó la magnitud 1 a las 20 estrellas más
brillantes del firmamento y fue asignando valores mayores a
estrellas cada vez más débiles hasta asignar la magnitud 6 a
estrellas apenas visibles a simple vista. Este esquema fue
adoptado posteriormente por el astrónomo egipcio Ptolomeo
y transmitido en la tradición astronómica occidental.
Actualmente la clasificación por magnitudes aparentes es
más bien complementaria a los dos grandes tipos de
clasificación: el de tipo espectral y el de clases de
luminosidad.
Clasificación por tipos espectrales
Conocida también como Clasificación espectral de
Harvard, ya que se comenzó a usar por científicos en la
Universidad Harvard en los años 1980, esta clasificación
estelar es la más utilizada en astronomía. Las diferentes
clases se enumeran de las más cálidas a frías. Son las
siguientes:
Clase Temperatura
O
B
A
F
28 000 50 000 °C
Color
Masa Radio Luminosidad
Azul
60
15
1.400.000
Blanco
azulado
18
7
20.000
Blanco
3,1
2,1
80
5 700 - 7 100 Blanco
1,7
°C
amarillento
1,3
6
9 600 28 000 °C
7 100 - 9 600
°C
G
4 600 - 5 700 Amarillo
(como el
°C
Sol)
1,1
1,1
1,2
K
3 200 - 4 600 Amarillo
0,8
°C
anaranjado
0,9
0,4
M
1 700 - 3 200
°C
0,4
0,04
Rojo
0,3
Las magnitudes Masa, Radio y Luminosidad, en
proporción respecto al Sol (Sol=1).
Las diferentes clases se dividen posteriormente siguiendo
números arábicos del 0 al 9. A0 especifica las estrellas más
calientes de la clase A, mientras que A9 se refiere a las más
frías. Por ejemplo, el Sol es una estrella de tipo G2. Esta
clasificación se completa con los tipos R, N y S.
El diagrama Hertzsprung-Russell relaciona la clasificación
espectral con la magnitud absoluta, luminosidad y
temperatura superficial de las estrellas. Existe una regla
nemotécnica para recordar la secuencia, consistente en una
frase en inglés cuyas palabras empiezan por esas letras: Oh
Be A Fine Girl/Guy/Gay, Kiss Me Right Now Sweetly.
También existe una regla mnemotécnica en castellano: Otros
Buenos Astrónomos Fueron Galileo, Kepler, Messier. Y otra
más, introducida hace tiempo por los jesuitas: "Oh,
Bienaventurados Aquellos Feligreses, Gimió Krispín
Mientras Regaba Nuestros Sauces".[cita requerida]
Relación entre tipo espectral y tamaño de las estrellas
Catálogo Henry Draper
Esta clasificación espectral surgió de los trabajos iniciados a
comienzos del siglo XX por Henry Draper en el Harvard
College Observatory. Draper pretendía establecer una
clasificación estelar en tipos utilizando la intensidad de las
líneas de Balmer del hidrógeno. Tras su muerte, su viuda
consiguió reunir una importante cantidad de dinero que donó
al observatorio para continuar los trabajos de clasificación.
Éstos fueron realizados por Williamnia Fleming (1857-1910)
quién clasificó más de 10.000 estrellas y supervisó los
trabajos del personal femenino del Observatorio, dedicado a
tal tarea. El catálogo fue publicado finalmente en 1918 y
recibió el nombre de Catálogo Henry Draper. Un catálogo
expandido y revisado fue publicado en 1924 realizado por
Annie Jump Cannon quién clasificó los espectros de más de
250.000 estrellas y que incluía estrellas de hasta la 9ª
magnitud.
Orden de la secuencia
Pronto resulta evidente el orden curioso en el que se
disponen los tipos espectrales. La clasificación de Harvard
de tipos espectrales estaba basada en la intensidad de las
líneas de absorción de la serie de Balmer que son sensibles a
la temperatura de la estrella. Estas líneas son las más
prominentes del espectro en la mayor parte de las estrellas
visibles. A las estrellas con líneas más intensas se les dio el
nombre de clase espectral A, las siguientes en intensidad B y
así hasta la P (líneas más débiles). Otras líneas de especies
neutrales e ionizadas comenzaron a ser estudiadas (líneas H
y K del calcio, líneas del sodio, etc). Se descubrió que parte
de las clases utilizadas en la época estaban duplicadas y estas
clases fueron retiradas. Después se descubrió que el orden en
el que se habían establecido las clases era erróneo y también
que finalmente era necesario incluir algunos de los tipos que
habían sido retirados.
Por otro lado, la gravedad de la estrella desempeña un papel
menor en la formación de estas líneas.
Tipos espectrales clásicos
Clase O: son estrellas muy calientes y luminosas
destacando en brillantes colores azules. Naos (en la
constelación de Puppis) brilla con una potencia
cercana a un millón de veces superior a la del Sol.
Estas estrellas tienen líneas de helio ionizado y
neutro muy prominentes y presentan líneas débiles
de Balmer de hidrógeno. Emiten la mayor parte de
su radiación en el ultravioleta.
Clase B: extremadamente luminosas, como Rigel en
Orión, una supergigante azul. Los espectros de estas
estrellas tienen líneas de helio neutral y líneas
moderadas de hidrógeno. Como las estrellas O y B
tienen tanta masa consumen su energía mucho más
deprisa que otras estrellas más pequeñas liberando
cantidades inmensas de energía y viviendo durante
un corto periodo de tiempo de unos millones de
años. En este tiempo no pueden alejarse demasiado
de las regiones de formación estelar en las que
nacen por lo que suelen presentarse en grupos de
varias estrellas en lo que se conoce como
asociaciones OB1, formadas en el interior de nubes
moleculares gigantes. La asociación OB1 de Orión
es el ejemplo más cercano.
Clase A: son las estrellas más comunes que
observamos a simple vista. Deneb en el Cisne es una
estrella de gran brillo mientras que Sirio, la estrella
más brillante desde la Tierra es también una estrella
de tipo A muy cercana pero no tan grande como
Deneb. Las estrellas de clase A tienen pronunciadas
líneas de Balmer de hidrógeno y poseen también
líneas de metales ionizados.
Clase F: siguen siendo estrellas de gran masa y muy
brillantes pero pertenecen ya a la secuencia principal
. Como ejemplo podemos considerar Fomalhaut en
Piscis Australis. Sus espectros se caracterizan por
líneas de Balmer de hidrógeno débiles y metales
ionizados. Son de color blanco con un ligero
componente amarillo.
Clase G: son las mejor conocidas ya que nuestro Sol
pertenece a esta clase siendo una estrella de tipo G2.
Tienen líneas de hidrógeno aún más débiles que las
F y cuentan con líneas de metales ionizados y
neutros.
Clase K: estrellas naranja algo más frías que el Sol.
Algunas de ellas son gigantes e incluso
supergigantes como Antares, mientras que otras
estrellas K como Alpha Centauri B pertenecen a la
secuencia principal. Tienen líneas de hidrógeno muy
débiles y en ocasiones algunas líneas
correspondientes a metales neutros.
Clase M: es la más común de todas por el número de
estrellas. Todas las enanas rojas pertenecen a esta
clase y más del 90% de todas las estrellas son de
este tipo como Próxima Centauri. La clase M
también corresponde a la mayoría de las gigantes y a
algunas supergigantes como Arcturus y Betelgeuse,
así como a las variables Mira. El espectro de una
estrella M tiene líneas moléculas y de metales
neutros pero normalmente no muestra líneas de
hidrógeno. El óxido de Titanio puede formar líneas
intensas en las estrellas M.
Nuevos tipos espectrales
Más recientemente la clasificación ha sido extendida con
nuevos tipos espectrales resultando en la secuencia W O B A
F G K M L T y R N C S donde W son estrellas de
Wolf-Rayet, L y T representan estrellas extremadamente
frías y de poca masa del tipo de las enanas marrones y R, N,
C y S que son utilizadas para clasificar estrellas ricas en
carbono.
W: más de 70.000 K - Estrellas de Wolf-Rayet.
Estas estrellas superluminosas son muy distintas a
otros tipos estelares por mostrar grandes cantidades
de helio. Se considera que son grandes
supergigantes en el final de sus vidas con su capa de
hidrógeno exterior expulsada por el fuerte viento
estelar causado a tan altas temperaturas. Por este
motivo dejan expuesto su núcleo rico en helio.
L: 1500 - 2000 K - Estrellas con masa insuficiente
para desarrollar reacciones nucleares. Son enanas
marrones, estrellas de poca masa incapaces de
producir reacciones termonucleares de hidrógeno y
que conservan intacto el litio que es destruido por
reacciones termonucleares en estrellas mayores (L
proviene de hecho del litio presente en estas
estrellas). Estas estrellas son tan frías que emiten en
el infrarrojo cercano.
T: 1000 K - Se trata de estrellas T Tauri, muy
jóvenes y de baja masa, algunas a temperaturas tan
frías como 600 K. Se trata muy probablemente de
estrellas de baja masa en proceso de formación y
suelen estar rodeadas de discos de acreción.
C: estrellas de carbono. Se subdividen en los
siguientes tipos: R, N y S. Se trata de gigantes rojas
en el final de sus vidas.
D: enanas blancas, por ejemplo Sirio B. La mayoría
de las estrellas terminan sus vidas perteneciendo a
este tipo.
Tipos espectrales no estelares:
Finalmente, las dos últimas clases son para identificar
objetos no estelares. Clase Q: Clasificación espectral de las
Novas. Clase P: Clasificación espectral de las Nebulosas
Planetarias.
Clasificación por clases de luminosidad
En la década de 1940 se inició un nuevo proyecto de
clasificación complementaria en el Observatorio de Yerkes.
Se trataba de una clasificación basada en líneas espectrales
sensibles a la gravedad estelar e introducida en el año 1943
por William W. Morgan, Phillip C. Keenan y Edith Kellman,
razón por la que en ocasiones se le conoce también como
clasificación de Morgan Keenan Kellman o simplemente
MKK.
Al utilizarse líneas espectrales sensibles a la gravedad de la
superficie se obtiene información sobre la densidad de las
estrellas. Como el radio de una estrella gigante es muy
superior al de una enana blanca de la misma masa, la
gravedad es muy diferente manifestándose en la intensidad y
en la forma de las líneas espectrales. Esta clasificación no
sustituye a la anterior sino que la complementa.
Del mismo modo el observatorio Yerkes propuso una
subdivisión de la clasificación de Harvard utilizando
subíndices, por ejemplo, de la A1 a la A9. De este modo y
utilizando ambos sistemas de clasificación es posible afinar
en el tipo espectral. Se distinguen las siguientes clases de
luminosidad:
Clase
Descripción
0
Hipergigante
Ia
Supergigante muy luminosa
Ib
Supergigante de menor brillo
II
Gigantes luminosas
III
Gigantes
IV
Sub-gigantes
V
Estrellas enanas de la secuencia principal
VI
Sub enanas (poco utilizada)
VII
Enanas blancas (poco utilizada)
Véase también
Objeto astronómico
Claudio Ptolomeo
Claudio Ptolomeo, según un grabado alemán del
siglo XVI
Claudio Ptolomeo, en griego, , Klaudios Ptolemaios; (
Tolemaida, Tebaida, c. 85 – Cánope, c. 165; otros autores
dicen c. 100 – c.170). Astrónomo, químico, geógrafo y
matemático greco-egipcio, llamado comúnmente en español
Ptolomeo (o Tolomeo).
Vivió y trabajó en Alejandría, Egipto (se cree que en la
famosa Biblioteca de Alejandría). Fue astrólogo y
astrónomo, actividades que en esa época estaban
íntimamente ligadas. Es autor del tratado astronómico
conocido como Almagesto (en griego Hè Megalè Syntaxis,
El gran tratado). Se preservó, como todos los tratados
griegos clásicos de ciencia, en manuscritos árabes (de ahí su
nombre) y sólo disponible en la traducción en latín de
Gerardo de Cremona en el siglo XII.
Heredero de la concepción del Universo dada por Platón y
Aristóteles, su método de trabajo difirió notablemente del de
éstos, pues mientras Platón y Aristóteles dan una
cosmovisión del Universo, Ptolomeo es un empirista. Su
trabajo consistió en estudiar la gran cantidad de datos
existentes sobre el movimiento de los planetas con el fin de
construir un modelo geométrico que explicase dichas
posiciones en el pasado y fuese capaz de predecir sus
posiciones futuras.
La ciencia griega tenía dos posibilidades en su intento de
explicar la naturaleza: la explicación realista, que consistiría
en expresar de forma rigurosa y racional lo que realmente se
da en la naturaleza; y la explicación positivista, que radicaría
en expresar de forma racional lo aparente, sin preocuparse de
la relación entre lo que se ve y lo que en realidad es.
Ptolomeo afirma explícitamente que su sistema no pretende
descubrir la realidad, siendo sólo un método de cálculo. Es
lógico que adoptara un esquema positivista, pues su Teoría
geocéntrica se opone flagrantemente a la física aristotélica:
por ejemplo, las órbitas de su sistema son excéntricas, en
contraposición a las circulares y perfectas de Platón y
Aristóteles.
Aunque no queda ninguna carta sobre la obra de
Ptolomeo, en el Renacimiento se copiaron de la
Mapa Mundi como lo veía Ptolomeo en c.150.
Esta carta fue copiada por Johannes de
Armsshein, Ulm, en 1482.
Ptolomeo catalogó muchas estrellas, asignándoles un brillo y
magnitud, estableció normas para predecir los eclipses.
Su aportación fundamental fue su modelo del Universo:
creía que la Tierra estaba inmóvil y ocupaba el centro del
Universo, y que el Sol, la Luna, los planetas y las estrellas,
giraban a su alrededor. A pesar de ello, mediante la técnica
del epiciclo-deferente, cuya invención se atribuye a
Apolonio, trató de resolver con bastante éxito los dos
grandes problemas del movimiento planetario:
1.- la retrogradación de los planetas y su aumento de brillo,
mientras retrogradan.
2.- la distinta duración de las revoluciones siderales.
Sus teorías astronómicas influyeron en el pensamiento
astrónomo y matemático científico hasta el siglo XVI.
Aplicó sus estudios de trigonometría a la construcción de
astrolabios y relojes de sol. Y también aplicó el estudio de la
astronomía al de la astrología, creando los horóscopos.
Todas estas teorías y estudios están escritos en su obra
Tetrabiblon.
Fue también un buen óptico y geógrafo. En el campo de la
óptica exploró las propiedades de la luz, sobre todo de la
refracción y la reflexión. Su obra Óptica es un buen tratado
sobre la teoría matemática de las propiedades de la luz. Otra
gran obra suya es la Geografía, en que describe el mundo de
su época. Utiliza un sistema de latitud y longitud por lo que
sirvió de ejemplo a los cartógrafos durante muchos años.
Una de las ciudades descrita en esta obra es La Meca, en la
Península Arábiga, a la que llama Makoraba.
El mundo de la música tampoco fue ignorado por Ptolomeo.
Escribió un tratado de teoría musical llamado Harmónicos.
Pensaba que las leyes matemáticas subyacían tanto los
sistemas musicales como en los cuerpos celestes, y que
ciertos modos y aun ciertas notas correspondían a planetas
específicos, las distancias entre estos y sus movimientos. La
idea había sido propuesta por Platón en el mito de la música
de las esferas, que es la música no escuchada producida por
la revolución de los planetas.[1]
Actualmente la NASA ha comprobado que el sol produce un
sonido, no audible por el oído humano, por el casi vacío que
nos separa. Incluso si pudiese llegar hasta nosotros no sería
musicalmente perceptible ya que su frecuencia es muy baja.[
2]
La unión de la música y la poesía es otra concepción griega
sobre el género musical. Eran prácticamente sinónimos.
Bibliografía
Bagrow, L. 1945. The Origin of Ptolemy's
Geographia. Geografiska Annaler 27:318-387.
Campbell, T. 1987. The Earliest Printed Maps,
British Museum Press.
Berggren, J. Lennart and Jones, Alexander. 2000.
Ptolemy's Geography: An Annotated Translation of
the Theoretical Chapters. Princeton University
Press. Princeton and Oxford. .
Nobbe, C. F. A., ed. 1843. Claudii Ptolemaei
Geographia. 3 vols. Lipsiae (Leipzig): Carolus
Tauchnitus. (The most recent edition of the
complete Greek text)
Stevenson, Edward Luther. Trans. and ed. 1932.
Claudius Ptolemy: The Geography. New York
Public Library. Reprint: Dover, 1991. (This is the
only complete English translation of Ptolemy's most
famous work. Unfortunately, it is marred by
numerous mistakes and the placenames are given in
Latinised forms, rather than in the original Greek).
Referencias
1. Platón, República 10.616b-617d (cf. 7.530d); Timeo
35a-36d, 38c-39e (cf. 47b-e, 90c-d).
2. «Music From the Sun - NASA», Nasa's
Observatorium, 1996-11-13. Consultado el
2006-09-13.
Enlaces externos
Wikimedia Commons alberga contenido
multimedia sobre Claudio Ptolomeo.Commons
Noticia sobre nueva luz de los mapas de Ptolomeo
(10/10/2006)
Clifford Stoll
Clifford Stoll (o Cliff Stoll) es un físico estadounidense,
astrónomo, experto en ordenadores, y escritor. Se licenció
por la Universidad de Arizona en 1980. Durante los años 60
y 70, Stoll fue ingeniero jefe ayudante[1] en la WBFO, una
emisora pública de radio en Buffalo, New York.
Stoll ha escrito tres libros así como artículos sobre
tecnología en la prensa no especializada (e.g., en Scientific
American sobre la calculadora mecánica Curta).
Stoll participó en la captura del hacker Markus Hess durante
los años 1986 y 1987, cuando trabajaba en el Lawrence
Berkeley National Laboratory en California. Sobre ello
escribió en el libro "El huevo del cuco" y en el trabajo
"Stalking the Wily Hacker", publicado en el "Professional
Journal Communications of the ACM". También actuó como
experto en la investigación del primer ejemplar de malware
auto replicable que afectó a Internet, el Gusano Morris
En su libro de 1995, "Silicon Snake Oil", Stoll plantea
preguntas sobre la infuencia de Internet en la sociedad
futura, y si ésta será beneficiosa. Realiza varias predicciones,
como la inviabilidad el comercio electrónico debida a la falta
de contacto personal.
Stoll está fascinado por los objetos de una sóla superficie, y
actualmente vende botellas de Klein a través de Internet. En
sus propias palabras, es "mayoritariamente" un papá casero.
Enseña física a estudiantes de octavo grado en la Tehiyah
Day School, en El Cerrito, California. Stoll fue un regular
colaborador del programa The Site, de la cadena MSNBC.
Stoll es radioaficionado amateur, y su código [[código
Q|QRZ] es K7TA.
Notas y referencias
1. WBFO Alumni: N-S
High-Tech Heretic: Reflections of a Computer
Contrarian, Clifford Stoll, 2000, .
Enlaces externos
Wikiquote
Wikiquote alberga frases célebres de Clifford
Stoll.
Web page at Berkeley
Stalking the Wily Hacker copy at Electronic
Frontier Foundation
Klein bottles by Cliff Stoll
1995 Newsweek article where he downplays the
internet and social networks
Picture of Stoll from an interview with by Pro-Linux
Magazine
2004 audio interview with Clifford Stoll by Karen
Saupe
2006 article in Scientific American, "When the Slide
Rules Ruled"
Talk by Cliff Stoll April 4, 1996
Talk at TED Feb 2006
Clyde Tombaugh
Instrumento para tomar fotografías usado
por Tombaugh
Clyde William Tombaugh (4 de febrero de 1906 – 17 de
enero de 1997) fue un astrónomo norteamericano que
descubrió el planeta enano Plutón en 1930.
Tombaugh trabajaba en el Observatorio Lowell en Flagstaff,
Arizona donde llevaba una búsqueda sistemática de cuerpos
más allá de la órbita de Neptuno. Tombaugh buscaba el
Planeta X, un hipotético planeta capaz de explicar por sus
interacciones gravitatorias con Neptuno algunos detalles de
la órbita de este último. La existencia del Planeta X había
sido predicha por Percival Lowell y William Pickering.
Plutón recibió su nombre del dios romano del mundo de los
muertos, capaz de volverse invisible. El nombre fue
favorecido entre una lista de varios otros en parte por
iniciarse con las letras PL, iniciales de Percival Lowell.
El asteroide 1604 Tombaugh descubierto en 1931 fue
nombrado en su honor. Tombaugh descubrió 14 asteroides
principalmente en sus búsquedas de Plutón y otros planetas.
Son los siguientes:
Asteroides descubiertos: 14
2839 Annette
5 de octubre 1929
2941 Alden
24 de octubre 1930
3310 Patsy
9 de octubre 1931
3583 Burdett
5 de octubre 1929
3754 Kathleen
16 de marzo 1931
3775 Ellenbeth
6 de octubre 1931
3824 Brendalee
5 de octubre 1929
4510 Shawna
13 de diciembre 1930
4755 Nicky
6 de octubre 1931
5701 1929 VS
26 de octubre 1929
6618 1936 SO
16 de septiembre 1936
7101 1930 UX
17 de octubre 1930
7150 1929 TD1
11 de octubre 1929
8778 1931 TD3
10 de octubre 1931
Enlaces externos
Wikimedia Commons alberga contenido
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Coma (óptica)
En óptica (especialmente telescopios), el coma (comatic
aberration o aberración comática) en un sistema óptico se
refiere a la aberración inherente a determinados sistemas
ópticos, debida a algunos defectos de diseño o
imperfecciones en las lentes u otros componentes, lo que
resulta en fuentes puntuales fuera de eje, como por ejemplo
estrellas, que pueden aparecer distorsionadas.
Concretamente, el coma se define como una variación en el
aumento sobre la pupila de entrada. En sistemas ópticos
refractivos o difractivos, especialmente aquellos que abarcan
un amplio intervalo espectral, el coma puede depender de la
longitud de onda.
El coma es una propiedad inherente de los telescopios que
usan espejos parabólicos. La luz de una fuente puntual
(como una estrella) en el centro del campo se enfoca
perfectamente en el punto focal del espejo (no como en los
espejos esféricos, donde la luz de las partes externas del
espejo enfocan más cerca de él que las partes procedentes
del centro, hecho conocido como aberración esférica). Sin
embargo, cuando la fuente de luz no procede del centro del
campo (fuera de eje), las diferentes partes del espejo no
reflejan la luz hacia el mismo punto. Esto da como resultado
un punto de luz que no está centrado, apareciendo en forma
de cuña. A más desplazamiento del centro del eje, más
notorio es este efecto. Este hecho provoca que algunas
estrellas aparezcan como comas cometarios, de ahí el
nombre. Algunos diseños ópticos que intentan minimizar
este efecto incluyen el Schmidt, Maksutov y
Ritchey-Chretien.
El coma de un único conjunto de lentes puede ser
minimizado, e incluso eliminado, eligiendo la curvatura
adecuada para el propósito del instrumento óptico. Las lentes
en las que se ha minimizado tanto el coma como la
aberración esférica (para una determinada longitud de onda)
son llamadas lentes bestform o aplanáticas.
Cono de luz
Un cono de luz es una representación del espacio-tiempo
con arreglo a la teoría de la relatividad especial. Según dicha
teoría, el cono de luz es un modelo útil para describir la
evolución en el tiempo de un haz luminoso en el
espacio-tiempo de Minkowski. El fenómeno real
cuadridimensional (tres dimensiones espaciales más la
dimensión temporal) puede visualizarse a través de un
gráfico tridimensional en el cual los dos ejes horizontales
figuran dos de las dimensiones espaciales, y el eje vertical la
dimensión temporal.
El cono de luz sirve asimismo como representación del
principio de causalidad, que enlaza entre sí causa y efecto de
los fenómenos.
Conos de luz futuro y pasado de un evento cualquiera.
Contenido
1 Representación
2 Explicación
3 Los conos de luz en relatividad general
4 Véase también
5 Enlaces externos
Representación
El cono de luz se diseña del siguiente modo: tomando como
evento p un haz luminoso (o pulso de luz) en un tiempo 0 (el
punto convergente de los ejes del gráfico), todos los
acontecimientos que dicho pulso es capaz de alcanzar desde
el punto p forman el cono de luz futuro de p, mientras que
aquellos eventos capaces de enviar un pulso de luz hasta p
forman el cono de luz pasado de p. El vértice de dicho cono,
a efectos de representación, es de 45 grados.
Dado un evento cualquiera E, el cono de luz clasifica todos
los eventos espacio-temporales en cinco categorías distintas:
Eventos en el cono de luz futuro de E, a los que
puede alcanzar la luz desde E.
Eventos en el cono de luz pasado de E, desde los
cuales la luz pudo haber llegado a E.
Eventos dentro del cono de luz futuro de E que están
afectados por una partícula material emitida “desde”
E.
Eventos dentro del cono de luz pasado de E que
pueden haber emitido una partícula material y
afectar a lo que ocurre en E.
Todos los demás eventos que están en “cualquier
otro sitio”, más allá de los conos de E y nunca
afectarán ni podrán ser afectados por lo que suceda
en E.
Explicación
Si el espacio se mide en segundos-luz y el tiempo en
segundos, el cono, como puede verse, tendrá una abertura de
45°, ya que, en el vacío, la luz viaja a una velocidad de un
segundo-luz por segundo, expandiéndose concéntricamente
de esa forma. Dado que la relatividad espacial requiere que
la velocidad de la luz sea igual en todo marco de referencia
en reposo, todos los observadores deben observar el mismo
ángulo de 45 grados a causa de sus propios conos de luz.
Todo esto está demostrado en la transformación de Lorentz.
“Cualquier otro sitio”, que es una parte integrante de los
conos de luz, es la región del espacio-tiempo que queda
fuera de los conos de luz de un evento dado (un punto en el
espacio-tiempo). Los eventos que están en cualquier otra
parte, alejados unos de otros, son mutuamente inobservables,
y no pueden ser conectados causalmente.
El cono de luz futuro englobaría todos los "efectos" posibles
de un evento dado, mientras que el cono de luz pasado
englobaría todas las "causas" posibles de dicho evento.
Dicho de otro modo, todo aquello que percibimos en cada
instante se halla contenido en nuestro particular cono de luz
pasado, mientras que todo aquello sobre lo que podríamos
influir se encuentra contenido en nuestro cono de luz futuro.
Los conos de luz en relatividad general
En la relatividad general, como se ha visto, el cono de luz
futuro es el límite del futuro causal de un punto y el cono de
luz pasado es el límite del pasado causal, es decir, que causa
y efecto en ambos conos no pueden estar separados por
distancias superlumínicas.
En un espacio-tiempo curvo, los conos de luz pasado y
futuro no pueden hallarse inclinados de manera que queden
en paralelo uno del otro; esto refleja el hecho de que el
espacio-tiempo se encuentra curvado y es esencialmente
diferente del espacio de Minkowski.
Véase también
Futuro
Pasado
Teoría de la relatividad especial
Enlaces externos
www.astronomia.net
Ciencia astroseti.org
En inglés
The Einstein-Minkowski Spacetime: Introducing the
Light Cone
The Paradox of Special Relativity
RSS feed of stars in one's personal light cone
Constante cosmológica
En relatividad general, la constante cosmológica aparece en
las ecuaciones de campo de Einstein como un término
proporcional al tensor métrico.
Historia
La constante cosmológica fue introducida inicialmente por
Einstein para lograr un Universo estático, que coincidía con
la filosofía de la concepción del universo reinante en su
tiempo, siendo descartada luego por el descubrimiento de la
expansión del Universo. La constante cosmológica es un
término que equilibra la fuerza de atracción de la gravedad.
Toma la forma de una fuerza gravitatoria repulsiva y fue
añadida como una constante de integración a las ecuaciones
de Einstein.
Al contrario que el resto de la relatividad general, esta nueva
constante no se justificaba para nada en el modelo actual de
la gravedad, y fue introducida exclusivamente con el fin de
obtener el resultado que en la época se pensaba era el
apropiado. Cuando se presentó la evidencia de la expansión
de universo, Einstein llegó a declarar que la introducción de
dicha constante fue el «peor error de su carrera».
Recientemente ha cobrado importancia debido a mediciones
que indican una expansión acelerada del Universo, lo cual
podría explicarse mediante un valor negativo de
o
equivalentemente como se hace modernamente la
introducción de una energía del vacío negativa, asociada a la
llamada energía oscura.
Interpretación física
Aunque Einstein introdujo la constante cosmológica como
un término independiente en las ecuaciones del campo
gravitatorio, de hecho, el término asociado a la constante
cosmológica puede ser interpretada como una energía o
presión del vacío. Si suponemos que el vacío viene
representado por un tensor de energía impulso dado por:
Entonces la constante cosmológica está relacionada con la
densidad de energía del vacío puede escribirse en términos
de esa constante como:
donde es la densidad de energía del vacío. La expansión
acelerada del universo de hecho puede ser atribuida a la
presencia de esta energía del vacío diferente de cero, y por
tanto, puede ser explicada fenomenológicamente mediante la
constante cosmológica.
Véase también
Energía oscura
Cosmología Física
Constante de Hubble
Constelación
Planisferio francés del siglo XVII que muestra las
constelaciones reconocidas en aquella época
Representación de la constelación de Orión en el libro
Uranometria de Johann Bayer
Una constelación, en astronomía, es una agrupación de
estrellas cuya posición en el cielo nocturno es aparentemente
tan cercana que los astrónomos de las civilizaciones antiguas
decidieron vincularlas mediante líneas imaginarias, ideando
así figuras sobre la bóveda celeste. En la inmensidad del
espacio, en cambio, las estrellas de una constelación no
están, necesariamente, localmente asociadas; incluso pueden
encontrarse a cientos de años luz unas de otras. Además,
dichos grupos son completamente arbitrarios, ya que
distintas culturas han ideado constelaciones diferentes,
incluso vinculando las mismas estrellas. Aun así, algunos
conjuntos tienden a reaparecer, ya sea por su configuración
tan peculiar —como es el caso de Scorpius, el escorpión—,
su magnitud aparente (el brillo) de sus estrellas o debido al
paso recurrente de algunos cuerpos celestes —los planetas y
la Luna— por sus inmediaciones.
Algunas constelaciones son muy antiguas, pues fueron
ideadas hace muchos siglos por los pueblos que habitaban
las regiones del Medio Oriente y el Mediterráneo. Otras, en
cambio, tuvieron su origen en tiempos más recientes, cuando
los viajes a otros lugares, hasta entonces desconocidos,
llevaron a los navegantes europeos a explorar los mares del
sur (aunque los pueblos que habitaban las regiones australes
ya habían nombrado sus propias constelaciones).
Se acostumbra a separar las constelaciones en dos grupos,
dependiendo el hemisferio celeste dónde se encuentren:
1. constelaciones septentrionales, las ubicadas al norte
del ecuador celeste
2. constelaciones australes, al sur.
A partir de 1928, la Unión Astronómica Internacional (UAI)
decidió reagrupar oficialmente la esfera celeste en 88
constelaciones con límites precisos, tal que todo punto en el
cielo quedara dentro de los límites de una figura. Antes de
dicho año, eran reconocidas otras constelaciones menores
que luego cayeron en el olvido; muchas, ya no se recuerdan.
El trabajo de delimitación definitiva de las constelaciones
fue llevado a cabo fundamentalmente por el astrónomo belga
Eugène Joseph Delporte y publicado por la UAI en 1930.
Contenido
1 Historia de las constelaciones
1.1 Constelaciones antiguas
1.2 Constelaciones aztecas
1.3 Constelaciones chinas
1.4 Constelaciones hindúes
1.5 Constelaciones incas
1.6 El Zodíaco
1.7 Constelaciones de Ptolomeo
1.8 Constelaciones modernas
1.8.1 Johann Bayer y Uranometria
1.8.2 Otras creaciones europeas
1.8.3 Johannes Hevelius
1.8.4 Invenciones de Nicolas
Lacaille
1.9 Constelaciones perdidas
2 Las constelaciones en la actualidad
3 Cómo observar las constelaciones
4 Los nombres de las estrellas de una constelación
5 Véase también
6 Referencias
7 Enlaces externos
Historia de las constelaciones
Constelaciones antiguas
Placa tallada en el templo de Hator de Dendera (Egipto),
alrededor del 50 AC, que representa las constelaciones
zodiacales
Debido al tiempo transcurrido y a la falta de registros
históricos, es difícil conocer el origen preciso de las
constelaciones más antiguas del mundo occidental. Tal
parece que Leo, el león, Taurus, el toro, y Scorpius, el
escorpión, existían desde hacía mucho tiempo en la cultura
de Mesopotamia, unos 4000 años antes de la era cristiana,
aunque no recibían esos nombres necesariamente.
Se cree que el interés de estos antiguos pueblos por la
disposición de las estrellas tuvo motivos fundamentalmente
prácticos, usualmente con propósitos agrícolas, de viaje y
religiosos: como ayuda para medir el tiempo y las estaciones
y para servir de orientación a navegantes y mercaderes
cuando realizaban travesías durante la noche, ya fuese por
mar o por el desierto. Así, imaginando figuras con las cuales
relacionar los grupos de estrellas (y creando leyendas e
historias de lo que representaban —ver Mitología,
Astrología—) les sería más fácil y seguro recordar las rutas a
seguir.
De las 88 constelaciones adoptadas por la UAI, casi la mitad
provienen de la imaginación de los astrónomos griegos.
Homero menciona a Orión en la Odisea (obra que data del
siglo IX a. C.). En el Antiguo Egipto era conocido como
Sahu mil años antes. El Zodíaco, dividido en doce
constelaciones, surgió en Babilonia durante el reinado de
Nabucodonosor II siglo VI a. C., vinculado a las doce
lunaciones anuales. Lo adoptará la cultura griega, dándole a
las constelaciones los actuales nombres.
La compilación exhaustiva de constelaciones más antigua
conocida se remonta a Claudio Ptolomeo, quien en el siglo
II a. C. presentó un catálogo de 1022 estrellas, agrupadas en
48 constelaciones, en su obra Almagesto; la obra fue escrita
en griego, con el título —He Megále Síntaxis— El gran
tratado. Dicho trabajo, que será la base de muchos
resumenes astronómicos occidentales posteriores, hasta
finales de la Edad Media, sólo incluía las estrellas visibles
desde Alejandría, lugar desde donde Ptolomeo llevó a cabo
sus observaciones.
Constelaciones aztecas
No solo los griegos y civilizaciones del viejo mundo crearon
formas imaginarias en la bóveda celeste, los aztecas
imaginaron varias figuras celestes como son:
Ilhuicamina (flechador del cielo), que corresponde a
la constelación griega Orión.
Altar serp
Constelaciones chinas
Carta estelar del libro de Dunhuang, escrito alrededor del año
700. Las constelaciones corresponden a Ursa Major,
Capricornus y Sagittarius
Las constelaciones chinas son uno de los agrupamientos
estelares más antiguos del mundo. Éstas son muy diferentes
de las modernas constelaciones reconocidas por la UAI (que
se basan en la astronomía griega); esto se debe
principalmente a que el desarrollo de la astronomía china fue
independiente, aunque paralelo a la griega.
Los astrónomos chinos dividieron el cielo en 31 regiones,
llamados 3 Recintos ( sn yuán) y 28 Mansiones ( èrshíb
xiù). Los tres recintos ocupan la zona cercana al polo norte,
por lo que en las latitudes altas se pueden ver durante todo el
año, mientras las veintiocho mansiones ocupan la zona del
zodíaco, por lo que pueden ser estimados como el
equivalente a las doce constelaciones zodiacales
occidentales. Contrariamente a la astronomía occidental, las
veintiocho mansiones no reflejan el movimiento (aparente)
del Sol sino el movimiento de la Luna en su recorrido
mensual alrededor de la Tierra.
Los tres Recintos y las 28 Mansiones se dividen además en
283 asterismos. Cada estrella se asigna a uno de los
asterismos e incluso algunos de ellos sólo poseen una
estrella. Tradicionalmente, una estrella lleva el nombre de su
asterismo combinado con un número.
El cielo alrededor del polo sur celeste se desconocía en la
antigua China. Por lo tanto, no se incluyó como parte de los
tres recintos y las 28 mansiones. Sin embargo, a finales de la
Dinastía Ming, Xu Guangqi introdujo otros 23 asterismos
basado en las cartas estelares occidentales.
Constelaciones hindúes
Las constelaciones de la astronomía hindú se denominan
nakshatra () o mansión lunar, que correponden a cada una
de las 27 divisiones del cielo, identificadas por la(s)
estrella(s) más destacada(s) dentro de las mismas, por las
cuales pasa la Luna durante su ciclo mensual. Por lo tanto,
cada uno de ellos representa una división de la eclíptica
similar a la del zodíaco occidental (13° 20' en lugar de los
30° para cada signo del zodiaco). El periodo orbital de la
Luna es de 27.3 días, por lo que la Luna tarda
aproximadamente un día para pasar a través de cada
nakshatra.
El punto de partida para la nakshatras es el punto de la
eclíptica directamente opuesto a la estrella Spica llamdo
Chitr (que correpondería aproximadamente al comienzo de
Aries). La eclíptica se divide en cada uno de los nakshatras
hacia el este a partir de este punto.
La lista de Nakshatras se encuentra en los textos védicos, y
también en el Shatapatha Brahmana. El primer texto de
astronomía que enumera es el Vedanga Jyotisha de Lagadha.
En la mitología hindú los Nakshastras fueron inventados por
Daksha, y se personifican como las hijas de la deidad y las
esposas de Chandra, el dios de la luna.
Cada uno de los nakshatras se rige por uno de los señores de
los nueve graha en la siguiente secuencia: Ketu (Nodo Sur
Lunar), Shukra (Venus), Ravi o Surya (Sol), Chandra
(Luna), Mangala (Marte), Rahu (Nodo Norte Lunar), Gurú o
Brihaspati (Júpiter), Shani (Saturno) y Budha (Mercurio).
Este ciclo se repite tres veces para cubrir los 27 nakshatras.
Constelaciones incas
Los astrónomos de la civilización Inca identificaron diversas
áreas oscuras de la Vía Láctea como animales, y los
asociaron con la temporada de lluvias; debido a esto se les
conoce como constelaciones oscuras. Estas áreas son las
que comúnmente se denominan nebulosas oscuras.
Sin duda alguna, los Incas es el imperio más representantivo
de América del Sur. Es precisamente en Cuzco, en donde
muchos investigadores han encontrado documentos de
colonizadores españoles que describen el Templo del Sol,
del cual irradiaban cuarenta y un ejes llamados ceques, cuya
disposición implicaba lineamientos geománticos o
astronómicos, que definían el valle en 328 huacas las cuales
cumplían funciones rituales y políticas.
Los Incas conocían la revolución sinódica del los planetas,
Construyeron un calendario Lunar para las fiestas religiosas
y uno solar para la agricultura. Utilizaron elementos como
montículos alrededor de los pueblos para realizar astronomía
observacional. Los Chibchas conocían la constelación de
Orión y reconocían la relación entre la salida heliacal de
Sirio con el comienzo de la temporada de lluvias.
El calendario consistía en un año solar de 365 días,
repartidos en 12 meses de 30 días y con 5 días intercalados.
Se sabe que el calendario era determinado observando al sol
y a la luna. Para fijar las fechas exactas del año y meses,
Pachacútec dispuso la edificación de 12 torres o pilares
localizados al Este de la llacta del Cusco, llamados sucangas.
Los Incas daban mucha importancia a las constelaciones y
estaban muy interesados en la medición del tiempo para
fines agrícolas. Poseían sus propias constelaciones entre las
cuales, se destacan la Cruz del Sur y el Centauro. Para ellos
las vía láctea era oscurecida por sacos de carbón. La
Astronomía jugó un papel muy importante para la
construcción de sus ciudades.
El Zodíaco
El Zodíaco es una banda de cielo por donde, aparentemente,
transitan el Sol y los planetas. Durante el siglo V a. C., dicha
región fue dividida en 12 partes iguales (una por cada mes
del año) a las cuales dieron el nombre de la constelación más
próxima (grupos que muy bien podrían haber existido antes
de la invención del Zodíaco propiamente). Estas
constelaciones fueron las siguientes. Se ofrecen,
primeramente, sus nombres en latín, que son los que se usan
comúnmente, luego los nombres en español.
Nombre en
Nro
01
02
03
04
05
06
07
08
09
10
latín
Aries
Taurus
Gemini
Cancer
Leo
Virgo
Libra
Scorpius
Sagittarius
Capricornus
11
Aquarius
12
Pisces
Nombre en español
Aries, el carnero
Tauro, el toro
Géminis, los gemelos
Cáncer, el cangrejo
Leo, el león
Virgo, la virgen
Libra, la balanza
Escorpio, el escorpión
Sagitario, el arquero
Capricornio, la cabra de mar
Acuario, el aguador o portador de
agua
Piscis, los peces
Nota: Aries es la primera constelación del Zodíaco,
comienza sus días el 21 de marzo, el primer día del
año de muchos de los calendarios antiguos.
Las constelaciones de esta lista son consideradas las más
antiguas, teniendo una importancia evidente en la astrología
(disciplina que antiguamente se confundía con la astronomía
). Hay que señalar que, a esa lista de 12 constelaciones,
convendría añadir, modernamente, una decimotercera:
Ophiuchus, el serpentario. Actualmente, y
astronómicamente hablando, el Sol transita por sus límites,
según definidos por la UAI, del 30 de noviembre al 17 de
diciembre. Los antiguos probablemente no tomaron esto en
consideración (o no lo revelaron) por razones estéticas o
astrológicas, o simplemente para el tiempo de los creadores
del primer Zodíaco no existía.
Constelaciones de Ptolomeo
Argo Navis, la Nave Argo
Las constelaciones de Ptolomeo (mapa de Durero, 1515)
Además de las doce constelaciones del Zodíaco antes
presentadas, Ptolomeo recogió en su inventario otras 36
figuras:
Andromeda (Andrómeda), la princesa
Aquila, el águila
Ara, el altar
Argo Navis, el navío Argo.
Auriga, el cochero
Boötes, el boyero o pastor
Canis Major (Can Mayor)
Canis Minor (Can Menor)
Cassiopeia (Casiopea), la reina
Centaurus (Centauro)
Cepheus (Cefeo), el rey
Cetus, la ballena o monstruo marino
Corona Australis (Corona Austral), la corona del sur
Corona Borealis (Corona Boreal), la corona del
norte
Corvus, el cuervo
Cráter, la copa
Cygnus, el cisne
Delphinus, el delfín
Draco, el dragón
Equuleus, el pequeño caballo
Eridanus, el río Erídano, un río mitológico
Hercules (Hércules), el héroe
Hidra, la hidra o serpiente de mar, un monstruo
mitológico
Lepus, la liebre
Lupus, el lobo
Lyra, la lira
Ophiuchus (Ofiuco), el serpentario
Orión (Orión), el cazador
Pegasus (Pegaso), el caballo alado
Perseus (Perseo), otro héroe
Piscis Austrinus (Pez Austral), el pez del sur
Sagitta, la flecha
Serpens la serpiente (Ofiuco divide esta
constelación en dos partes: Serpens Caput, la cabeza
de la serpiente, y Serpens Cauda, la cola de la
serpiente
Triangulum el triángulo
Ursa Major (Osa Mayor)
Ursa Minor (Osa Menor)
Las 48 constelaciones inscritas por Ptolomeo en el
Almagesto fueron las únicas reconocidas en el mundo
occidental hasta el final de la Edad Media. Con excepción de
Argo Navis, que fuera dividida en cuatro constelaciones más
tarde, todas ellas fueron adoptadas sin cambios por la Unión
Astronómica Internacional.
Constelaciones modernas
Sagitario en la obra del astrónomo árabe Abd Al-Rahman Al
Sufi, Libro de las Estrellas Fijas escrito alrededor del 964
El mundo occidental perdió el gran tratado astronómico de
Ptolomeo por muchos años. Fueron los astrónomos árabes
quienes heredaron el Almagesto (de ellos proviene el nombre
por el cual se conoce generalmente) y expandieron sus
observaciones. Estos destacados estudiosos del cielo
añadieron algunas constelaciones que ya no se utilizan
actualmente y expandieron otras ya existentes (como
Eridanus, a la cual asignaron otra serie de estrellas más al
sur). Su propósito fue describir e incorporar estrellas que no
eran visibles desde Alejandría, pero sí desde el sur de sus
dominios. Tras muchos años, hacia fines de la Edad Media,
la obra de Ptolomeo es recuperada en Europa a través de
traducciones en latín de fuentes árabes.
A partir del siglo XVI, cuando de Europa salieron
navegantes a explorar los mares del sur, los marinos se
encontraron, así mismo, con un cielo desconocido, cuyas
estrellas requerían ser identificadas por ellos. Por lo tanto, y
para que sirvieran de ayuda en la navegación, se idearon
nuevas constelaciones.
Johann Bayer y Uranometria
Las nuevas constelaciones del sur en Uranometria
En 1603, el astrónomo alemán Johann Bayer publicó su obra
Uranometria, el primer atlas astronómico en cubrir toda la
esfera celeste. Además de incluir las 48 constelaciones de
Ptolomeo, Bayer añadió 12 adicionales, trazadas para el
hemisferio sur, de donde único se veían. Las mismas habían
sido originalmente cartografiadas por el navegante holandés
Pieter Dirkszoon Keyser, asistido por Frederick de Houtman,
durante un viaje por los mares del sur entre 1595 y 1596
(año en que muere Keyser en la expedición). La inclusión de
estos nuevos grupos en el atlas de Bayer —la obra maestra
de la época— aseguró su permancencia en la lista de
constelaciones reconocidas. Éstas fueron:
Apus, el ave del Paraíso
Chamaeleon, el camaleón
Dorado, el pez
Grus, la grulla; se conoció como Phoenicopterus, el
flamenco, en Inglaterra durante el siglo XVII
Hydrus, la hidra macho
Indus, el indio americano
Musca, la mosca
Pavo
Phoenix, el ave fénix
Triangulum Australe, el triángulo del sur
Tucana, el tucán
Volans, el pez volador
Los nombres tan exóticos (para la época) de estas nuevas
constelaciones, muchas de las cuales reflejaban las nuevas
realidades descubiertas durante las grandes exploraciones de
esos años les aseguraron un éxito inmediato. Tan es así que
rápidamente se incorporaron a la lista de constelaciones
antiguas y se siguen usando al presente.
La obra de Bayer trajo otro cambio de percepción en cuando
a qué es una constelación. En el pasado, los griegos y demás
pueblos de la antigüedad sólo reconocían como parte de una
constelación aquellas estrellas que se usaban para trazar las
figuras legendarias. Lo demás simplemente era espacio
vacío. Bayer, en cambio, con sus planos, comienza a asignar
a todo punto en el cielo su lugar como parte de una
constelación.
Otras creaciones europeas
Contelaciones del sur, en la obra de Andreas Cellarius
Harmonia Macrocosmica escrito en 1661
A partir de Uranometria otros astrónomos europeos se
vieron tentados en imponer sus propias creaciones, aunque
no todos lograron el mismo éxito de Bayer.
En 1624, el también astrónomo alemán Jakob Bartsch
introdujo cinco nuevas constelaciones entre las ya existentes:
Monoceros, el unicornio
Camelopardalis, la jirafa
Crux, la cruz
Tigris, el río Tigris
Jordanus, el río Jordán
Estas constelaciones también se acreditan a Petrus Plancius.
Sólo las tres primeras se incorporaron definitivamente a la
lista de constelaciones actuales; las demás desaparecieron
rápidamente.
Para la misma época, Tycho Brahe elevó al rango de
constelación el antiguo asterismo de Coma Berenices, la
Cabellera de Berenice, creada de estrellas pertenecientes
anteriormente a Leo y Virgo.
En 1643, Anton de Rheita, tratando de cristianizar un poco el
panteón estelar, ampliamente pagano, imaginó una figura de
Jesús entre Leo e Hydra, pero dicha nueva constelación no
tuvo buena acogida. El mismo también propuso una Mosca (
Musca Borealis) al lado de Aries, que más tarde fuera
rebautizada como Lilium (Flor de lis) durante el reinado de
Luis XIV, el "Rey Sol". Es entonces cuando nombrar
constelaciones se convirtió en un juego de corte, con el que
los proponentes pretendían lograr la gracia de la monarquía.
En Francia, En 1679, Augustin Royer creo la constelación
Columba, separando parte de la constelación Canis Major.
Además, identificó un grupo de estrellas entre Andrómeda,
Cefeo y Pegaso, al cual nombró como el Cetro.
En Prusia, el astrónomo real Gottfried Kirch creó un
segundo Cetro al sur de Eridanus, con el fin de hacer lo
propio por su monarca. No obstante, ninguno de estos
intentos de reivindicación real se impuso en la comunidad,
por lo que los grupos nunca lograron el apoyo que necesitaba
para integrarse a la lista de constelaciones reconocidas.
Johannes Hevelius
La constelación de Taurus en la obra de Johannes Hevelius
Firmamentum Sobiescianum publicado en 1690
Algunos años más tarde, para 1690, desde la ciudad de
Danzig (hoy Gdask) en la región polaca de Pomerania,
Johannes Hevelius propuso otras constelaciones:
Canes Venatici, los perros de caza
Lacerta, la lagartija, asterismo que correspondía al
Cetro de Augustin Royer
Leo Minor, el pequeño león
Lynx, el lince, un grupo de estrellas tan tenues, que
el propio Hevelius decía que se necesitaban los ojos
de un lince para poder verlas
Sextans, el sextante
Vulpecula, la pequeña zorra
Scutum (Sobieski), el Escudo de Sobieski; ésta es la
única constelación moderna que responde a un
personaje histórico real (Jan III Sobieski, rey de
Polonia), pero como generalmente sólo se le conoce
como Scutum, la relación con este monarca pasa
totalmente desapercibida.
A diferencia de las anteriores, estas nuevas propuestas no
estaban asociadas a algún monarca. Por ello, probablemente,
lograron la aceptación de público con mayor facilidad. La
excepción fue Scutum, que tuvo que perder el apellido para
ser aceptada debidamente (hoy no se recuerda, para nada,
que una vez tuvo abolengo).
Hevelius también propuso otros grupos que no tuvieron la
suerte de estas siete. Éstas fueron:
Cerberus, el Cerbero o Cancerbero de la mitología
Mons Maenalus, la montaña
Triangulum Minor, el pequeño triángulo
Invenciones de Nicolas Lacaille
Nicolas-Louis de Lacaille, un abad, astrónomo y matemático
francés, que durante los años 1750 y 1751 vivió en el cabo
de África del Sur, se propuso proseguir con la relación
sistemática de las estrellas del cielo del hemisferio sur. En su
obra Coelum australe stelliferum, publicada póstumamente
en 1763, incluyó otros asterismos con el fin de cubrir
espacios que todavía no respondían a constelación alguna.
Las invenciones de Lacaille se diferencian de todas las
anteriores, pues honran las creaciones del ingenio humano
(que era la mentalidad de su época), en vez de animales y
figuras mitológicas.
Antlia, la máquina neumática
Circinus, el compás
Caelum, el buril
Fornax, el horno
Horologium, el reloj
Mensa, la mesa o meseta
Microscopium, el microscopio
Norma, la regla
Octans, el octante
Pictor, la paleta del pintor
Reticulum, la retícula
Sculptor, el taller del escultor
Telescopium, el telescopio, el primer grupo en
honrar a aquellos que se dedican y se han dedicado
al estudio de los astros.
A Lacaille también se debe el desmantelamiento de Argo
Navis en cuatro constelaciones menores, que son las que
llegan hasta nuestros días:
Carina, la quilla
Puppis, la popa
Vela, la vela
Pyxis, la brújula
Constelaciones perdidas
Además de los grupos que se han mencionado previamente,
que fueron propuestos, mayormente, durante el siglo XVII, y
que nunca gozaron del aval de la comunidad, hay otra serie
de asterismos que tuvieron una existencia muy efímera.
Un caso muy particular es el de la constelación de Antínoo
(o Antinous), probablemente la única constelación antigua
que cayó en desuso. Se supone que Antínoo era la figura de
un joven griego a quien el emperador Adriano favorecía. Sus
estrellas correspondían a un pequeño grupo al sur de Aquila,
el águila. Según versa la historia, Adriano creó esta
constelación en el año 132 tras la muerte del adolescente
(quien supuestamente se sacrificó para salvar la vida al
emperador).
Otras constelaciones perdidas son:
Apis, la abeja (1603) - ésta se convirtió,
posteriormente, en Musca Australis, nuestra actual
Musca.
Cancer Minor, el pequeño cangrejo (1613)
Cerberus, el perro que guarde las puertas del
infierno.
Custos Messium, el guardián de la cosecha (1775)
Felis, el gato (1805)
Frederici Honores, la gloria de Frederick, rey de
Prusia (1787)
Gallus, el gallo (c. s. XVII)
Globus Aerostaticus, el globo aerostático (1798)
Jordanus, el río Jordán
Lochium Funis, creada por Johann Elert Bode
utilizando algunas estrellas de Pyxis (sólo él la
reconoció)
Machina Eléctrica, la máquina eléctrica o
generador de electricidad (1800)
Malus, el mástil de la Nave de Argos
Mons Maenalus, la montaña
Musca Borealis, la mosca boreal
Noctua, el búho (el mismo asterismo que Turdus
Solitarius)
Officina Typographica, la imprenta (c. s. XVIII)
Phoenicopterus, el flamenco (1787)
Polophylax, el guardián del polo (c. s. XVII)
Psalterium Georgii, el arpa del rey Jorge II (1781)
Quadrans Muralis, el cuadrante (1795)
Ramus Pomifer, la rama del manzano
Robur Carolinum, el roble de Carlos (1679)
Sceptrum Brandenburgicum, el cetro de
Brandeburgo (1688)
Sceptrum et Manus Iustitiae, literalmente cetro y
mano de la justicia (1679)
Solarium, el reloj solar
Tarandus vel Rangifer, el venado o ciervo(1736)
Taurus Poniatovii, el toro de Poniatowski, rey de
Polonia (1777)
Telescopium Herschelii, el telescopio de Herschel
Testudo, la tortuga
Tigris, el río Tigris
Turdus Solitarius, el tordo (o mirlo) solitario (1776)
Triangulum Minor, el pequeño triángulo
Vespa, la avispa (c. s. XVII)
Las constelaciones en la actualidad
Carta moderna de las 88 constelaciones reconocidas por la
Unión Astronómica Internacional
Los límites de las constelaciones, en su gran mayoría, siguen
los trazos, igualmente imaginarios, impuestos por la Unión
Astronómica Internacional de 1928 a 1930. Estas fronteras
utilizan como guía las líneas de declinación y ascensión
recta para la época 1875,0 (es por ello que no hay líneas
diagonales). Desde entonces, y debido a la precesión (el
desplazamiento del eje de la Tierra con respecto a las
estrellas), esos límites se han desplazado, pero el área
cubierta por cada signo se ha mantenido igual.
En nuestros días, las constelaciones han perdido la
importancia que antaño poseían. Ahora los astrónomos
profesionales se refieren a los objetos por su posición en la
esfera celeste, usando el sistema de coordenadas. En
términos generales, sólo los astrónomos aficionados siguen
conociendo y estudiando las constelaciones.
Cómo observar las constelaciones
Para poder identificar correctamente las constelaciones, es
necesario poder ver las estrellas que dibujan sus figuras. Las
personas que viven en las ciudades o áreas limítrofes ven
muy pocas de ellas porque la contaminación de luz (la luz
generada en exceso por el hombre y que se escapa al
ambiente) afecta adversamente la visibilidad de los astros
más tenues. Se recomienda, pues, buscar un lugar oscuro.
Los nombres de las estrellas de una constelación
En la antigüedad, sólo unas pocas estrellas brillantes
recibieron nombres propios (inclusive, algunas eran
consideradas constelaciones en sí mismas). Posteriormente,
los árabes, con su dedicación a la observación astronómica,
asignaron nombres a muchas otras. En su gran mayoría
respondían a la posición que corresponde a cada astro dentro
de su constelación. Aldebarán, la estrella más brillante de
Tauro, proviene del árabe an-Dabarab (), que significa el
que sigue (a las Pléyades). En esa misma constelación
también se encuentra Alnath (o Elnath), del árabe an-Nath (
), que significa (la punta de) el cuerno.
Además de los nombres propios tradicionales (de origen
griego, latino o árabe), las estrellas reciben un nombre
formado por una letra del alfabeto griego en minúscula,
siguiendo en orden decreciente de su magnitud aparente (en
términos generales, aunque la secuencia no se aplica en
algunos casos). Este sistema fue iniciado por Johann Bayer a
comienzos de siglo XVII. Más tarde, John Flamsteed asignó
números arábigos para identificar las estrellas de cada
constelación. En ambos sistemas, a las letras o números
sigue el genitivo latino del nombre de la constelación. Así,
Aldebarán y Alnath son también conocidas como Alfa () y
Beta () Tauri en el sistema de Bayer, u 87 y 112 Tauri en el
sistema de Flamsteed, respectivamente. También pueden
recibir otros nombres, dependiendo de los diversos catálogos
que se han compilado y de los que forman parte. De tal
forma, una misma estrella puede recibir muchas
denominaciones.
Las estrellas dobles o variables siguen otras nomenclaturas,
de acuerdo a sus respectivos catálogos. Igualmente, dentro
de los límites de las constelaciones existen otros objetos que
no son estrellas (nebulosas planetarias, galaxias, etc.) y que
han sido clasificados y denominados siguiendo varios
catálogos acidionales (Messier, NGC, IC). El primero que
hizo una clasificación de esta índole fue Charles Messier;
así, por ejemplo, M31 designa a la Galaxia de Andrómeda.
Véase también
Lista de constelaciones
Lista de constelaciones por área
Lista de constelaciones por fecha de creación
Asterismo
Referencias
Allen, Richard Hinckley (1899), Star Names: Their
Lore and Meaning.
Delporte, E. (1930). "Delimitation scientifique des
constellations (tables et cartes)". Cambridge, At the
University press, 1930..
Enlaces externos
Commons
Wikimedia Commons alberga contenido
multimedia sobre Constelación.
Guía Fotográfica de las Constelaciones
Vídeo creado con Celestia que muestra el aspecto de
la constelación de Orión desde diversas estrellas
brillantes.
Star Atlas of Jan Hevelius.
Star Atlas of Johann Bayer.
Descripción de las constelaciones y varios mapas
celestes.
Constelaciones perdidas del cielo. (en italiano)
Felice Stoppa: Le costellazioni scomparse dal cielo.
(en italiano)
Constelaciones chinas
Las constelaciones chinas son las agrupaciones que se
hacían de las estrellas antiguamente en la cultura china. Son
distintas de las constelaciones de la IAU basadas en la
astronomía griega y sólo comprenden las formaciones
estelares del hemisferio norte.
Estas constelaciones se agrupan en 31 regiones recogidas a
su vez en los llamados Tres recintos ( san yuán) y
Veintiocho casas ( er shi ba xiù). Los tres recintos ocupan el
área que comprende el Polo norte celeste. Las Veintiocho
casas acaparan la región zodiacal y pueden considerarse
equivalentes a los 12 signos de zodiaco. Al contrario de lo
que ocurre con los signos del horóscopo occidental, las
Veintiocho casas hacen referencia a las fases del mes lunar
más que a la posición del sol a lo largo del año, de ahí viene
su denominación de Palcos lunares.
Los Tres encierros y las Veintiocho Casas se dividen en 283
asterismos. A cada estrella visible se le asigna un asterismo
y algunos de los asterismos sólo cuentan con una estrella.
Tradicionalmente, cada estrella recibe un nombre
relacionando su asterismo con un número
Contenido
1 Tres recintos
2 Las veintiocho casas
3 Nomenclatura
4 Enlaces externos
Tres recintos
Serían el Recinto Púrpura Prohibido (, Z Wi Yuán), el
Recinto del Palacio Supremo (, Tài Wi Yuán) y el Recinto
del Mercado Celestial (, Tin Shì Yuán). El primero abarcaría
la mayor parte del área de norte del cielo nocturno, mientras
que el tercero el área del sur. Cada recinto está separado por
"muros", que son asterismos.
Las veintiocho casas
nota: todas las traducciones no son exactas, más bien literales, e
frecuente la designación directamente en pinyin sin acentos.
note 2: junto al nombre, aparece la correspondencia aproximada
constelaciones occidentales
Cuatro símbolos
"Xiu" ()
()
Dragón azur del este (Qing Long,
Seiry,Cheong-ryong,Thanh-Long)
()
Tortuga negra del norte(Xuan
Wu, Genbu, Hyeon-mu, Huyn-V
()
Tigre blanco del oeste(Bai Hu,
Byakko, Baekho, Bch-H
()
name pinyin lit. translation
Jio
Cuerno
Kang
D
Fang
Xn
Wi
J
Du
Niu
N
X
Cuello
Raíz
Habitación
Corazón
Cola
Cedazo
Ñandú
Buey
Chica
Emptiness
Wi
Peligro
Shi
Sala
Bi
Muro
Kui
Lou
Wei
Piernas
Bond
Estómago
Cabeza
peluda
Rojo
Mo
Bi
Zi
(Zu)
Shen
(Cn)
Jng
Pájaro bermellón del sur
(Fénix)(Zhu Que, Suzaku, Ju-jak,
Chu-Tc
()
Morro de
tortuga
Tres estrellas
Pozo
Ogro,
Gu
Demonio,
Fantasma
Li
Álamo
Xng Estrella
Creciemiento,
Zhng Red
extendida
Yi
Alas
Zhn Fuerte, Carro
Nomenclatura
A cada estrella se le asigna un asterismo y dentro de éste, se
le asigna un número, por lo tanto cada estrella se designa
como "Nombre del asterismo" + "Número". La numeración
de las estrellas no se basa en la magnitud como en la
Denominación de Bayer, sino en la posición en el asterismo.
Además algunas estrelllas tienen un nombre tradicional,
normalmente relacionado con la mitología o la astronomía
Enlaces externos
Chinese Zodiac Chart Find your Chinese Zodiac
sign based on your date of birth.
http://www.chinapage.com/astronomy/astronomy.html
http://homepages.primex.co.uk/~sproston/sstar9.htm
http://www.ld.nbcom.net/shiji/shu/shu005.htm
Chinese Astrology and Constellation
Contaminación lumínica
Ciudad de México de noche, con el cielo iluminado por la
contaminación lumínica en 2005
Los Ángeles de noche, con el cielo iluminado por la
contaminación lumínica
La contaminación lumínica puede definirse como la
emisión de flujo luminoso de fuentes artificiales nocturnas
en intensidades, direcciones, rangos espectrales u horarios
innecesarios para la realización de las actividades previstas
en la zona en la que se instalan las luces.
Un ineficiente y mal diseñado alumbrado exterior, la
utilización de proyectores y cañones láser, la inexistente
regulación del horario de apagado de iluminaciones
publicitarias, monumentales u ornamentales, etc., generan
este problema cada vez más extendido.
La contaminación lumínica tiene como manifestación más
evidente el aumento del brillo del cielo nocturno, por
reflexión y difusión de la luz artificial en los gases y en las
partículas del aire, de forma que se altera su calidad y
condiciones naturales hasta el punto de hacer desaparecer
estrellas y demás objetos celestes.
Es indudable que el alumbrado exterior es un logro que hace
posible desarrollar múltiples actividades en la noche, pero es
imprescindible iluminar de forma adecuada, evitando la
emisión de luz directa a la atmósfera y empleando la
cantidad de luz estrictamente necesaria allí donde
necesitamos ver. Toda luz enviada lateralmente, hacia arriba
o hacia los espacios en donde no es necesaria no proporciona
seguridad ni visibilidad y es un despilfarro de energía y
dinero.
Sobre este grave problema, hasta el momento, existe escasa
conciencia social, pese a que genera numerosas y
perjudiciales consecuencias como son el aumento del gasto
energético y económico, la intrusión lumínica, la inseguridad
vial, el dificultar el tráfico aéreo y marítimo, el daño a los
ecosistemas nocturnos y la degradación del cielo nocturno,
patrimonio natural y cultural, con la consiguiente pérdida de
percepción del Universo y los problemas causados a los
observatorios astronómicos.
Estos perjuicios no se limitan al entorno del lugar donde se
produce la contaminación -poblaciones, polígonos
industriales, áreas comerciales, carreteras, etc.-, sino que la
luz se difunde por la atmósfera y su efecto se deja sentir
hasta centenares de kilómetros desde su origen.
Desde comienzos de los años 1980 existen diferentes
movimientos organizados de gente preocupada por este
problema y que promueven campañas de prevención de la
contaminación lumínica. Es posible aplicar medidas que,
manteniendo un correcto nivel de iluminación, llevarían a
prevenir el problema de la contaminación lumínica como las
siguientes:
a) Impedir que la luz se emita por encima de la
horizontal y dirigirla sólo allí donde es necesaria.
Emplear de forma generalizada luminarias
apantalladas cuyo flujo luminoso se dirija
únicamente hacia abajo.
b) Usar lámparas de espectro poco contaminante y
gran eficiencia energética, preferentemente de vapor
de sodio a baja presión (VSBP) o de vapor de sodio
a alta presión (VSAP), con una potencia adecuada al
uso.
c) Iluminar exclusivamente aquellas áreas que lo
necesiten, de arriba hacia abajo y sin dejar que la luz
escape fuera de estas zonas
d) Ajustar los niveles de iluminación en el suelo a
los recomendados por organismos como el Instituto
Astrofísico de Canarias[1] o la Comisión
Internacional de Iluminación.[2]
e) Regular el apagado de iluminaciones
ornamentales, monumentales y publicitarias.
f) Prohibir los cañones de luz o láser y cualquier
proyector que envíe la luz hacia el cielo.
g) Reducir el consumo en horas de menor actividad,
mediante el empleo de reductores de flujo en la red
pública o el apagado selectivo de luminarias. Apagar
totalmente las luminarias que no sean necesarias.
Para medir la calidad del cielo, se utiliza la escala de cielo
oscuro de Bortle.
El 20 de abril de 2007 se promulgó la Declaración de la
Palma[3] por el derecho a observar las estrellas con el apoyo
de la UNESCO.
Referencias
1. Instituto Astrofísico de Canarias
2. Comisión Internacional de Iluminación
3. Declaración de la Palma
Enlaces externos
Wikimedia Commons alberga contenido
multimedia sobre Contaminación lumínica.
Commons
Cel Fosc, Asociación contra la Contaminación
Lumínica
Grupo para la Protección del Cielo
Campaña Cielo Oscuro en la Región de Murcia España
International Dark-Sky Association
CieloBuio
Istituto di Scienza e Tecnologia dell'Inquinamento
Luminoso -ISTILIniciativa Starlight
There is a petition available in Germany against
light pollution until 27. December 2007
REAL DECRETO 1890/2008: Normativa española
de eficiencia energética de alumbrado público.
Corrimiento al azul
En astronomía se denomina corrimiento al azul (blueshift
en inglés) al fenómeno inverso del corrimiento al rojo,
siendo éste más conocido debido a su enorme importancia en
la astronomía moderna.
Es un fenómeno que ocurre cuando la frecuencia de un rayo
de luz emitido por un objeto que se aproxima al observador
es recibida por éste desplazada hacia el extremo azul del
espectro, es decir, con su frecuencia aumentada (o lo que es
equivalente, con su longitud de onda disminuida). Se aplica
de la misma manera a cualquier onda electromagnética que
alcanza al observador con frecuencia mayor que aquella con
la que fue emitida.
El fenómeno del corrimiento de ondas en sistemas de
referencia en movimiento se conoce como desplazamiento
Doppler o efecto Doppler.
Mientras que el corrimiento al rojo de la mayoría de luz de
las estrellas demuestra que el universo está en expansión,
existen algunos ejemplos de corrimientos al azul en
astronomía:
La Galaxia de Andrómeda se mueve hacia nuestra
Vía Láctea dentro del Grupo Local; por tanto, al ser
observada desde la Tierra, su luz se desplaza hacia
el azul.
Al observar galaxias espirales, el lado que gira hacia
nosotros tendrá un ligero corrimiento al azul (véase
relación Tully-Fisher).
Algunas galaxias, más allá del Gran Atractor,
presentan un corrimiento al azul debido a que se
acercan, al igual que nuestro Grupo Local, al centro
del mismo.
También, los Blazars, son conocidos por emanar jets
relativísticos hacia nosotros, emitiendo radiación
síncrona y Bremsstrahlung (radiación de frenado,
suele citarse en alemán) que muestran corrimiento al
azul.
Véase también
Efecto Doppler
Corrimiento al rojo
Teoría de la relatividad
Corrimiento al rojo
Corrimiento al rojo de las líneas
espectrales en el espectro visible de un
supercúmulo de galaxias distantes
(derecha), comparado con el del Sol
(izquierda). La longitud de onda se
incrementa hacia el rojo y más allá.
Figura ilustrando corrimiento al rojo
de tipo gravitacional.
En física y astronomía, el corrimiento al rojo, corrimiento
hacia el rojo o desplazamiento hacia el rojo, ocurre
cuando la radiación electromagnética, normalmente la luz
visible, que se emite o refleja desde un objeto es desplazada
hacia el rojo al final del espectro electromagnético. De
manera más general, el corrimiento al rojo es definido como
un incremento en la longitud de onda de radiación
electromagnética recibidas por un detector comparado con la
longitud de onda emitida por la fuente. Este incremento en la
longitud de onda se corresponde con un decremento en la
frecuencia de la radiación electromagnética. En cambio, el
decrecimiento en la longitud de onda es llamado corrimiento
al azul. Cualquier incremento en la longitud de onda se
llama "corrimiento hacia el rojo", incluso si ocurre en
radiación electromagnética de longitudes de onda no
visibles, como los rayos gamma, rayos X y radiación
ultravioleta. Esta denominación puede ser confusa ya que, a
longitudes de onda mayores que el rojo (p.ej. infrarrojo,
microondas y ondas de radio), los desplazamientos hacia el
rojo se alejan de la longitud de onda del rojo.
Un corrimiento hacia el rojo puede ocurrir cuando una
fuente de luz se aleja de un observador, correspondiéndose a
un desplazamiento Doppler que cambia la frecuencia
percibida de las ondas sonoras. Aunque la observación de
tales desplazamientos hacia el rojo, o su complementario
hacia el azul, tiene numerosas aplicaciones terrestres (p.ej.
Radar Doppler y pistola radar),[1] la espectroscopia
astronómica utiliza los corrimientos al rojo Doppler para
determinar el movimiento de objetos astronómicos distantes.
[2] Este fenómeno fue predicho por primera vez y observado
en el Siglo XIX cuando los científicos empezaron a
considerar las implicancias dinámicas de la naturaleza
ondulatoria de la luz.
Otro mecanismo de corrimiento hacia el rojo es la expansión
métrica del espacio, que explica la famosa observación de
los corrimientos al rojo espectrales de galaxias distantes,
quasars y nubes gaseosas intergalácticas se incrementan
proporcionalmente con su distancia al observador. Este
mecanismo es una característica clave del modelo del Big
Bang de la cosmología física.[3]
Un tercer tipo de corrimiento al rojo, el corrimiento al rojo
gravitacional (también conocido como efecto Einstein), es
un resultado de la dilatación del tiempo que ocurre cerca de
objetos masivos, de acuerdo con la relatividad general.[4]
Estos tres fenómenos, se pueden comprender bajo el
paraguas de leyes de transformación de marcos. Existen
otros muchos mecanismos con descripciones físicas y
matemáticas muy diferentes que pueden conducir a un
desplazamiento en la frecuencia de radiación
electromagnética y cuyas acciones pueden ocasionalmente
ser conocidas como "desplazamiento al rojo", incluyendo la
dispersión y efectos ópticos.
Contenido
1 Historia
2 Medida, caracterización e interpretación
3 Mecanismos
3.1 Efecto Doppler
3.2 Efecto Doppler Relativista
3.3 Expansión del espacio
3.4 Corrimiento al rojo gravitacional
4 Observaciones astronómicas
4.1 Observaciones locales
4.2 Observaciones extragalácticas
4.3 El corrimiento al rojo en expediciones
5 Efectos debidos a transferencias ópticas o
radiactivas
6 Referencias
6.1 Notas
6.2 Artículos
6.3 Referencias de libros
7 Enlaces externos
Historia
La historia del corrimiento al rojo empezó con el desarrollo
en el siglo XIX de la mecánica ondulatoria y la exploración
del fenómeno asociado con el efecto Doppler. El efecto es
llamado así después de que Christian Andreas Doppler, que
ofreció la primera explicación física conocida para el
fenómeno en 1842.[5] La hipótesis fue probada y
confirmada mediante ondas sonoras por el científico
holandés Christophorus Buys Ballot en 1845.[6] Doppler
predijo correctamente que el fenómeno debería aplicarse a
todas las ondas y en particular sugirió que la variación de los
colores de las estrellas podía ser atribuída a su movimiento
con respecto a la Tierra.[7] Mientras que esta atribución
terminó siendo incorrecta (los colores de las estrellas son
indicadores de la temperatura, no del movimiento), Doppler
sería posteriormente reivindicado por la verificación de
observaciones de corrimiento al rojo.
El primer corrimiento al rojo Doppler fue descrito en 1848
por el físico francés Hippolyte Fizeau, que indicó que el
desplazamiento en líneas espectrales visto en las estrellas era
debido al efecto Doppler. El efecto es llamado algunas veces
el "efecto Doppler-Fizeau". En 1868, el astrónomo británico
William Huggins fue el primero en determinar la velocidad
de una estrella alejándose de la Tierra mediante este método.
[8]
En 1871, el corrimiento al rojo óptico fue confirmado
cuando el fenómeno fue observado en las líneas de
Fraunhofer utilizando la rotación solar, a unos 0.1 Å del
rojo.[9] En 1901 Aristarkh Belopolsky verificó el
corrimiento al rojo óptico en el laboratorio utilizando un
sistema de rotación especular.[10]
La primera aparición del término "corrimiento al rojo" en la
literatura, fue debida al astrónomo estadounidense Walter
Sidney Adams en 1908, donde menciona "Dos métodos de
investigación de la naturaleza del corrimiento al rojo
nebular".[11]
Empezando con las observaciones en 1912, Vesto Slipher
descubrió que muchas nebulosas espirales tenían
considerables corrimientos al rojo.[12] Posteriormente,
Edwin Hubble descubrió una relación aproximada entre el
desplazamiento al rojo de tales "nebulosas" (ahora conocidas
como galaxiaa) y la distancia a ellas con la formulación de
su epónimo la ley de Hubble.[13] Estas observaciones
corroboraron el trabajo de Alexander Friedman de 1922, en
que halló las famosas ecuaciones de Friedmann,
demostrando, que el Universo podía expandirse y presentó la
velocidad de expansión en ese caso.[14] Hoy son
consideradas fuertes pruebas para un Universo en expansión
y la Teoría del Big Bang.[15]
Medida, caracterización e interpretación
Un corrimiento al rojo se puede medir mirando el espectro
de la luz que viene de una fuente sencilla. Si hay
características en este espectro tales como líneas de
absorción, líneas de emisión u otras variantes de intensidad
de la luz, entonces en principio se puede calcular el
corrimiento hacia el rojo. Para ello, se necesita la
comparación del espectro observado con un espectro
conocido de características similares. Por ejemplo, el
espectro del Hidrógeno, cuando está expuesto a la luz tiene
un espectro que muestra características a intervalos
regulares. Si se observa el mismo patrón de intervalos en un
espectro observado pero que ocurre a longitudes de onda
desplazadas, entonces se puede medir el corrimiento al rojo
del objeto. Para determinar el desplazamiento hacia el rojo
de un objeto por tanto requiere un rango de frecuencias o
longitudes de onda. Los desplazamientos al rojo no pueden
ser calculados observando características sin identificar
cuyas frecuencias residuales son desconocidas o con un
especro que no tiene características o ruido blanco
(fluctuaciones aleatorias en un espectro.[16]
El corrimiento al rojo (y al azul) se pueden caracterizar por
la diferencia relativa entre las longitudes de onda (o
frecuencias) observadas y emitidas de un objeto. En
astronomía, es habitual referirse a este cambio utilizando una
magnitud adimensional llamada z. Si representa la longitud
de onda f la frecuencia (f = c donde c es la velocidad de la
luz, entonces z se define por las ecuaciones:
Medida del corrimiento al rojo, z
Basada en longitud de onda
Basada en frecuencia
Después de medir z, la distinción entre el corrimiento al rojo
y al azul es simplemente si z es positiva o negativa. Por
ejemplo, en los corrimientos al azul (z < 0), el efecto
Doppler está asociado con objetos aproximándose al
observador en el que la luz se desplaza hacia energías
mayores. Contrariamente, en los corrimientos al rojo (z > 0),
el efecto Doppler está asociado a objetos alejándose del
observadon con la luz desplazándose hacia energías
menores. Asimismo, los desplazamientos al azul del efecto
Einstein están asociados con luz que entra en un fuerte
campo gravitatorio mientras que los desplazamientos al rojo
de efecto Einstein implican que la luz está dejando el campo.
Mecanismos
Un simple fotón propagado a través del vacío puede
desplazarse hacia el rojo de varias maneras distintas. Cada
uno de estos mecanismos produce un desplazamiento de tipo
Doppler, es decir, z es independiente de la longitud de onda.
Estos mecanismos son descritos mediante transformaciones
galileanas, lorentzianas o relativistas entre un sistema de
referencia y otro.[2]
Resumen de corrimientos al rojo
Tipo de
Ley de
Ejemplo de [17]
corrimiento transformación
Definición[
métrica
al rojo
de sistema
Corrimiento
Transformaciones Distancia
al rojo
de Galileo
euclidiana
Doppler
Doppler
relativista
Corrimiento
Transformaciones Métrica
de Lorentz
Minkowski
al rojo
Transformaciones FLRW
cosmológico relativistas
Corrimiento
Transformaciones Métrica de
al rojo
relativistas
Schwarzschild
gravitacional
Efecto Doppler
Artículo principal: Efecto Doppler
Si una fuente de luz se está alejando de un observador,
entonces los corrimientos al rojo (z > 0) ocurren, si la fuente
se acerca, entonces ocurre un corrimiento al azul. Esto es
cierto para todas las ondas electromagnéticas y es explicado
por el efecto Doppler. Consecuentemente, este tipo de
corrimiento al rojo es denominado el corrimiento al rojo
Doppler. Si la fuente se aleja del observador con velocidad v
, entonces, ignorando los efectos relativistas, el corrimiento
al rojo viene dado por
(Ya que
, ver debajo)
donde c es la velocidad de la luz. En el efecto Doppler
clásico, la frecuencia de la fuente se modifica, pero el
movimiento recesivo causa la ilusión de una frecuencia
menor.
Efecto Doppler Relativista
Artículo principal: Efecto Doppler relativista
Un tratamiento más completo del corrimiento al rojo
Doppler necesita la consideración de efectos relativistas
asociados con el movimiento de fuentes cercanas a la
velocidad de la luz. En breve, los objetos moviéndose cerca
de la velocidad de la luz experimentarán desviaciones de la
fórmula del efecto Doppler simpls debido a la dilatación del
tiempo de la relatividad especial que puede ser corregido
introduciendo el factor de Lorentz ? en la fórmula clásica de
Doppler como sigue:
Este fenómeno fue observado por primera vez en un
experimento de 1938 realizado por Herbert E. Ives y G.R.
Stilwell.[19] Como el factor de Lorentz sólo depende de la
magnitud de la velocidad, esto causa el desplazamiento hacia
el rojo asociado con la corrección relativista para ser
independiente de la orientación de la fuente del movimiento.
En contraste, la parte clásica de la formula depende de la
proyección del movimiento de la fuente en la línea de vista
que proporciona diferentes resultados para diferentes
orientaciones. Consecuentmente, para un objeto moviéndose
formando un ángulo con el observador (el ángulo nulo tiene
una línea directa con el observador), la forma completa para
el efecto Doppler relativista se convierte en:
y solamente para los movimientos en la línea de vista (, esta
ecuación se reduce a:
Para el caso especial en que la fuente se está moviendo en
ángulos rectos ( = 90°) al detector, el corrimiento al rojo
relativista es conocido como el efecto Doppler transversal y
un corrimiento al rojo de:
es medido, incluso aunque el objeto no se está alejando del
observador. Incluso si la fuente se está moviéndose hacia el
observador, si hay un componente trensversal al movimiento
entonces hay alguna velocidad a la que la dilatación cancela
exactamente el corrimiento al azul esperado y a velocidades
mayores la fuente que se aproxima se desplazaría hacia el
rojo.[20]
Expansión del espacio
Artículo principal: Métrica de expansión del universo
En la primera parte del siglo XX, Slipher, Hubble y otros
hicieron las primeras medidas de corrimientos al rojo y al
azul de galaxias más allá de la Vía Láctea. Inicialmente
interpretaron estos desplazamientos al rojo y al azul como
debidos únicamente al efecto Doppler, pero después Hubble
descubrió una leve correlación entre el incremento del
desplazamiento al rojo y el incremento de la distancia de
galaxias. Los teóricos casi inmediatamente se dieron cuenta
que estas observaciones se podían explicar por un
mecanismo diferente de corrimiento al rojo. La ley de
Hubble de la correlación entre corrimientos al rojo y
distancias es requerida por los modelos de cosmología
procedentes de la relatividad general que tienen una métrica
de expanción del espacio.[15] Como resultado, los fotones
propagándose a través del Universo en expansión son
extendidos, creando el corrimiento al rojo cosmológico. Esto
difiere de los desplazamientos al rojo por efecto Doppler
descritos antes porque la velocidad de empuje (p.ej. la
transformación de Lorentz) entre la fuente y el observador
no es debida a la transferencia clásica entre momento y
energía, sino que en vez de ello los fotones incrementan su
longitud de onda y se desplazan haca el rojo según el espacio
que están atravesando se expande.[21] Este efecto está
prescrita en el modelo cosmológico actual como una
manifestación observable del factor de escala cósmico
dependiente del tiempo (a) de la siguiente manera:
Este tipo de corrimiento al rojo se llama corrimiento al rojo
cosmológico o corrimiento al rojo de Hubble. Si el Universo
se estuviera contrayendo en vez de expandirse, veríamos las
galaxias distantes desplazándose hacia el azul por una suma
proporcional a su distancia en vez de desplazarse hacia el
rojo.[22]
Estas galaxias no están retrocediendo simplemente por
medio de una velocidad física alejándose del observador, en
vez de ello, el espacio que interviene se está extendiendo, lo
que cuenta lara la isotropía a gran escala del efecto
demandado por el principio cosmológico.[23] Para los
desplazamientos al rojo cosmológicos con z < 0.1 los efectos
de la expansión del espacio-tiempo son mínimos y los
corrimientos al rojo están dominados por los movimientos
relativos peculiares entre una galaxia a otra que causa
corrimientos al rojo y al azul Doppler adicionales.[24] La
diferencia entre la velocidad física y la expansión del
espacio se puede ilustrar por la Expansión de la Hoja de
Caucho del Universo, una analogía cosmológica común
utilizada para describir la expansión del espacio. Si dos
objetos son representados por cojinetes de bolas y el
espacio-tiempo por una hoja de caucho expandiéndose, el
efecto Doppler es causado por el rodar de las bolas a través
de la hoja creando un movimiento particular. El corrimiento
al rojo cosmológico ocurre cuando los cojinetes de bolas se
pegan a la hoja y la hoja es expandida. (Obviamente, hay
problemas dimensionales con el modelo, ya que los cojinetes
de bolas deberían estar en la hoja y el corrimiento al rojo
produce velocidades mayores que las del efecto Doppler si la
distancia entre dos objetos es lo suficientemente larga.).
A pesar de la distinción entre los corrimientos al rojo
causados por la velocidad de los objetos y los asociados con
la expansión del Universo, los astrónomos algunas veces lo
llaman "velocidad de recesión" en el contexto de los
desplazamientos al rojo de galaxias distantes a partir de la
expansión del Universo, incluso aunque es sólo una recesión
aparente.[25] Como consecuencia,la literatura popular a
menudo utiliza la expresión "corrimiento al rojo Doppler" en
vez de "corrimiento al rojo cosmológico" para describir el
movimiento de las galaxias dominado por la expansión del
espacio, a pesar del hecho de que una "velocidad
cosmológica recesiva" cuando se calcula no igualará la
velocidad en la ecuación Dopples relativista.[26] En
particular, el corrimiento al rojo Doppler está acotado por la
relatividad especial; con lo que v > c es imposible mientras,
en contraste, v > c es posible para corrimientos al rojo
cosmológicos porque el espacio que separa los objetos (p.ej.
un quasar desde la tierra) se puede expandir más deprisa que
la velocidad de la luz.[27] Más matemáticamente, el punto
de vista de que "las galaxias distantes están retrocediendo" y
el punto de vista de que "el espacio entre galaxias está
expandiéndose" esta relacionado con el cambio de sistema
de coordenadas. Expresando de forma precisa requiere
trabajar con las matemáticas de la métrica de
Friedman-Lemaître-Robertson-Walker.[28]
Corrimiento al rojo gravitacional
En la teoría de la relatividad general, exite la dilatación
temporal dentro de pozos gravitacionales. Esto se conoce
como el corrimiento al rojo gravitacional o desplazamiento
Einstein.[29] La demostración teórica de este efecto se
obtiene del la solución de Schwarzschild de las ecuaciones
de Einstein de las que se forma la siguiente para el
desplazamiento al rojo asociado con un fotón viajando en el
campo gravitatorio de una masa esféricamente simétrica, sin
carga no rotatoria:
,
donde
es la constante gravitacional,
es la masa del objeto que crea el campo
gravitatorio,
es la coordenada radial del observador (que es
análoga a la distancia clásica desde el centro del
objeto, pero realmente es una
coordenada Schwarzschild, y
es la velocidad de la luz.
Este desplazamiento al rojo gravitacional se puede calcular a
partir de la suposición de la relatividad especial y el
principio de equivalencia; la teoría fe la relatividad general
al completo no es necesaria.[30]
El efecto es muy pequeño pero medible en la Tierra
utilizando el efecto Mossbauer y fue observado por primera
vez en el experimento de Pound y Rebka.[31] Sin embargo,
es significante cerca de un agujero negro y cuando un objeto
se aproxima al horizonte de sucesos el desplazamiento al
rojo vale infinito. Es también la causa dominante de las
grandes fluctuaciones de temperatura de escala angular en el
fondo cósmico de microondas (ver el efecto Sachs-Wolfe).[
32]
Observaciones astronómicas
El corrimiento al rojo observado en astronomía se puede
medir porque los espectros de emisión y absorción para
átomos son distintivos, calibrados a partir de los
experimentos de espectroscopia en laboratorios terrestres.
Cuando el corrimiento al rojo de varias líneas de absorción y
emisión desde un simple objeto astronómico es medida, z se
encuentra que es extraordinariamente constante. Aunque los
objetos distantes pueden estar ligeramente borossos y las
líneas ensanchadas, no es más que porque se puede explicar
por los movimientos térmicos y mecánicos de la fuente. Por
estas y otras razones, el consenso entre los astrónomos es
que los desplazamientos al rojo que observan son debidos a
alguna combinación de estas tres formas establecidas de
desplazamientos al rojo estilo Doppler. Las hipótesis
alternativas no son consideradas generalmente como
plausibles.[33]
La espectroscopia, como medida, es considerablemente más
difícil que la simple fotometría, que mide el brillo de objetos
astronómicos a través de filtros.[34] Cuando los datos
fotométricos son los únicos disponibles (por ejemplo, en el
Campo Profundo del Hubble y el Campo Ultra Profundo del
Hubble), los astrónomos confían en una técnica de medida
de desplazamientos al rojo fotométricos.[35] Debido a la
sensibilidad del filtrado en un rango de longitudes de onda y
la técnica que confía en muchas suposiciones sobre la
naturaleza del espectro en una fuente de luz, los errores para
estos tipos de medida pueden estar en rangos superiores a z =
0.5 y son muchos menos fiables que las resoluciones
espectroscópicas.[36] Sin embargo, la fotometría permite al
menos una caracterización cualitativa de un corrimiento al
rojo. Por ejemplo, si un espectro tipo solar tiene un
corrimiento al rojo de z = 1, sería más brillante en los
infrarrojos que en el color amarillo-verde asociado con el
pico de su espectro de cuerpo negro y la intensidad de la luz
se reducirá en el filtro en un factos de dos (1 +z) (ver la
corrección K para más detalles en las consecuencias
fotométricas del corrimiento al rojo).[37]
Observaciones locales
Una foto de la corona solar tomado con el
coronágrafo LASCO C1. La fotografía es
una imagen codificada en color del
desplazamiento Doppler de la línea
FeXIV 5308 Å, causada por la velocidad
coronaria del plasma hacia o desde el
satélite.
En objetos cercanos (dentro de nuestra Vía Láctea), los
desplazamientos al rojo observados están casi siempre
relacionados con las velocidades de la LOS asociadas con
los objetos que están siendo observados. Las observaciones
de tales desplazamentos al rojo y al azul han permitido a los
astrónomos medir velocidades y parametrizar las masas de
las órbitas estelares en binarias espectroscópicas, un método
empleado por primera vez en 1868 por el astrónomo
británico William Huggins.[8] De forma similar, los
pequeños desplazamientos al rojo y al azul detectados en las
medidas espectroscópicas de estrellas individuales son una
manera de que los astrónomos puedan diagnosticar medir la
presencia y características de sistemas planetarios alrededor
de otras estrellas.[38] Las medidas de desplazamientos al
rojo para detalles finos se utilizan en heliosismología para
determinar los movimientos precisos de la fotosfera del Sol.[
39] Los desplazamientos al rojo también se han utilizado
para hacer las primeras medidas de la rotación de los
planetas,[40] velocidades de nubes interestelares,[41] la
rotación de galaxias,[2] y la dinámica del disco de
acrecimiento en estrellas de neutrones y agujeros negros que
exhiben desplazamientos al rojo Doppler y gravitacionales.[
42] Adicionalmente, las temperaturas de emisión y absorción
de varios objetos se puede obtener midiendo el
ensanchamiento Doppler, los desplazamientos al rojo y al
azul sobre una línea sencilla de absorción o emisión.[43]
Midiendo el ensanchamiento y los desplazamientos de
21-centímetros de la línea del hidrógeno en diferentes
direcciones, los astrónomos han podido medir las
velocidades de recesión de gas interestelar, que al final
reveló la curva de rotación de nuestra Vía Láctea.[2] Se han
realizado medidas similares en otras galaxias, como la de
Andrómeda.[2] Como herramienta de diagnóstico, las
medidas de desplazamiento al rojo son una de las más
importentes medidas espectoscópicas hechas en la
astronomía.
Observaciones extragalácticas
Los objetos más distantes exhiben los mayores corrimientos
al rojo correspondientes al flujo de Hubble del Universo. Los
mayores desplazamientos observados, correspondientes a las
mayores distancias y a los más lejanos atrás en el tiempo,
son los de la Radiación cósmica de microondas y el valor
numérico de su desplazamiento es aproximadamente z =
1089 (z = 0 se corresponde al momento actual) y muestra el
estado del Universo hace unos 13700 millones de años y
379000 años después de los momentos iniciales del Big
Bang.[44]
Los núcleos luminosos puntuales de los quasars fueron los
primeros objetos "altamente-desplazados al rojo"(z > 0.1)
descubiertos antes de que la mejora de los telescopios
permitiera el descubrimiento de otras galaxias altamente
desplazadas. Actualmente, el corrimiento al rojo de quasar
medidos más alto es de z = 6.4,[45] con la confirmación de
que el mayor corrimiento al rojo de una galaxia es z = 7.0[46
] mientras que otros informes no confirmados más de una
lente gravitacional observada en un cúmulo de galaxias
distante puede indicar que una galaxia tiene un
desplazamiento al rojo de z = 10.[47]
Para galaxias más lejanas del Grupo Local y cercanas al
Cúmulo de Virgo, pero dentro de unos miles de megaparsecs
, el corrimiento al rojo es aproximadamente proporcional a la
distancia de la galaxia. Esta correlación fue observada por
Edwin Hubble y es conocida como la ley de Hubble. Vesto
Slipher fue el descubridor de los corrimientos al rojo
galáctico. Entorno al año 1912, mientras Hubble correlaba
las medidas de Slipher con las distancias las midió por otros
medios para formular su Ley. En el modelo ampliamente
aceptado basado en la relatividad general, los
desplazamientos al rojo es sobre todo un resultado de la
expansión del espacio: esto significa que el más allá de una
galaxia es desde nosotros, la mayoría del espacio se ha
expandido en el tiempo desde que la luz dejó la galaxia, así
que la mayoría de la luz se ha extendido, la mayoría de la luz
se ha desplazado al rojo y así pacece que se está moviendo
desde nosotros. La ley de Hubble viene en parte del
principio copernicano.[48] Como no se conoce normalmente
cómo de luminosos son los objetos, la medición del
corrimiento al rojo es más fácil que las medidas de distancia
más directas, de tal manera que los corrimientos al rojo son
algunasveces convertidos en una medida de distancia
utilizando la ley de Hubble.
Las interacciones gravitatorias de las galaxias las unas con
las otras y con los cúmulos causan una dispersión en el
dibujo normal del diagrama de Hubble. Las velocidades
peculiares asociadas con galaxias superpuestas dejando un
rastro rudo de masa de objetos virializados en el Universo.
Este efecto conduce a tal fenómeno como en las galaxias
cercanas (como la galaxia de Andrómeda) exhibiendo
desplazamientos al azul según caemos hacia un baricentro
común y los mapas de corrimientos al rojo de cúmulos
muestran un efecto de Dedo de Dios debido a la dispersión
de velocidades peculiares en una distribución esférica.[49]
Este componente añadido da a los cosmólogos una
oportunidad de medir las masas de objetos independientes de
la relación masa-luz (la relación de la masa de una galaxia
en masas solares con su btillo en luminosidades solares), una
herramienta importante para medir materia oscura.[50]
La relación lineal de la ley de Hubble entre la distancia y el
corrimiento al rojo asume que la tasa de expansión del
Universo es constante. Sin embargo, cuando el Universo era
mucho más joven, la tasa de expansión y entonces la
"constante" de Hubble era mayor que en la actualidad. Para
galaxias más distantes, cuya luz ha estado viajando durante
mucho más tiempo, la aproximación de la tasa de expansión
constante falla y la ley de Hubble se convierte en una
relación integral no lineal y dependiente de la historia de la
tasa de la expansión ya que la emisión de luz desde la
galaxia en cuestión. Las observaciones de la relación de
distancia del corrimiento al rojo se puede utilizar, entonces,
para determinar la historia de expansión del Universo y así la
materia y energía contenida.
Durante mucho tiempo se creyó que la tasa de expansión
había estado continuamente decreciendo desde el Big Bang,
observaciones recientes de la relación de distancia de
corrimiento al rojo utilizando supernovas tipo Ia han
sugerido que en tiempos comparativamente recientes el
Universo ha empezado a acelerarse.
El corrimiento al rojo en expediciones
Con la aparición de los telescopios automatizados y las
mejoras en los espectroscopios, se han realizado varias
colaboraciones para mapear el Universo en el corrimiento al
rojo del espacio. Combinando estos desplazamientos al rojos
con datos de posiciones angulares, una expedición de
corrimiento al rojo mapea la distribución 3D de materia
dentro de una parte del cielo. Estas observaciones suelen
medir propiedades de la estructura a gran escala del universo
. La Gran Muralla, un gran supercúmulo de galaxias a unos
500 millones de a ños luz, proporciona un ejemplo dramático
de una estructura a gran escala que las expeciciones de
corrimiento al rojo pueden detectar.[51]
La primera expedición de corrimiento al rojo fue la CfA
Redshift Survey, que empezó en 1977 y completó la
colección de datos inicial en 1982.[52] Más recientemente,
la 2dF Galaxy Redshift Survey halló la estructura a gran
escala de una sección del Universo, midiendo valores de z de
más de 220000 galaxias, la recolección de datos se completó
en 2002 y el conjunto final de datos se lanzó el 30 de junio
de 2003.[53] (Además de los patrones de mapeo a gran
escala de galaxias, el 2dF estableció un límite superior para
la masa del neutrino). Otra expedición notable, el Sloan
Digital Sky Survey (SDSS), sigue su curso (al menos en
2005) e intenta obtener medidas de unos 100 millones de
objetos.[54] El SDSS ha grabado corrimientos al rojo para
galaxias por encima de 0.4 y se ha involucrado en la
detección de quasars más allá de z = 6. La DEEP2 Redshift
Survey utiliza los telescopios Keck con el nuevo
espectrógrafo "DEIMOS]]. Una continiación del programa
piloto DEEP1, DEEP2 está diseñado para medir galaxias
débiles con desplazamientos al rojo de 0.7 y superiores y
está por tanto planeado para complenebtar al SDSS y al 2dF.
[55]
Efectos debidos a transferencias ópticas o radiactivas
Las interacciones y fenómenos resumidos en las materias de
transferencia radiactiva y óptica física pueden dar como
resultado desplazamiendos en la longitud de onda y la
frecuencia de la radiación electromagnética. En tales casos
los desplazamientos se corresponden a una transferencia
física de energía a materia u otros fotones más que debida a
una transformación entre marcos de referencia. Estos
desplazamientos pueden ser debidos a tales fenómenos
físicos como el efecto Wolf o la dispersión de radiación
electromagnética desde partículas elementales cargadas,
desde partículas o desde fluctuaciones del índice de
refracción en un medio dieléctrico como ocurre en el
fenómeno de los radio silbidos.[2] Mientras tales fenómenos
son conocidos como "corrimientos al rojo" y "corrimientos
al azul", las interacciones físicas de los campos de radiación
electromagnética con materia propia o intermedia distingue
estos fenómenos de los efectos de marcos de referencia. En
astrofísica, las interacciones de materia ligera que
proporcionan desplazamientos de energía en el campo de
radiación son generalmente conocidos como "enrojecidos"
más que "desplazados al rojo", que como término,
normalmente está reservado para los mecanismos discutidos
anteriormente.[2]
En muchas circunstancias la dispersión causa que la
radiación se enrojezca porque la entropía resulta de la
predominancia de muchos fotones de baja energía sobre
unos cuantos de alta energía (cumpliendo el principio de
conservación de la energía).[2] Excepto posiblemente bajo
condiciones cuidadosamente controladas, la dispersión no
produce el mismo cambio relativo en la longitud de onda a
través de todo el espectro; es decir, cualquier z calculada es
generalmente una función de la longitud de onda. Más allá,
la dispersión de materia aleatoria generalmente ocurre en
muchos ángulos y z es función del ángulo de dispersión. Si
ocurre la dispersión múltiple o las partículas dispersadas
tienen movilidad relativa, entonces generalmente también se
produce distorsión de línea espectral.[2]
En astronomía interestelar, el espectro visible puede aparecer
enrojecido debido a procesos de dispersión en un fenómeno
conocido como enrojecimiento interestelar[2] . De forma
similar la dispersión de Rayleigh causa el enrojecimiento
atmosférico del Sol visto en el amanecer o el ocaso y causa
que el resto del cielo tenga un color azul. Este fenómeno es
distinto del desplazamiento al rojo porque las líneas
espectroscópicas no están desplazadas a otras longitudes de
onda en objetos enrojecidos y hay un oscurecimiento
adicional y una distorsión asociada con el fenómeno debido
a los fotones que son dispersados dentro y fuera de la LOS.
Referencias
Notas
1. See Feynman, Leighton y Sands (1989) o una
introducción para estudiantes universitarios (y
muchos institutos). Ver Taylor (1992) para una
discusión relativista.
2. a b c d e f g h i j Ver Binney y Merrifeld (1998),
Carroll y Ostlie (1996), Kutner (2003) para
aplicaciones astronómicas.
3. See Misner, Thorne and Wheeler (1973) y
Weinberg (1971) o cualquier libro de texto de
cosmología física.
4. See Misner, Thorne y Wheeler (1973) y Weinberg
(1971).
5. Doppler, Christian, "Beitrage zur fixsternenkunde"
(1846), Prag, Druck von G. Haase sohne
6. Dev Maulik, "Doppler Sonography: A Brief History
" en Doppler Ultrasound in Obstetrics And
Gynecology (2005) por Dev (EDT) Maulik, Ivica
Zalud
7. [
http://www-history.mcs.st-andrews.ac.uk/Biographies/Do
Biografía de Christian Doppler en McTuttor
8. a b William Huggins, "Observaciones adicionales
en el Espectro de algunas Estrellas y Nebuloas, con
un Intento de Determinar si Estos Cuerpos se están
moviendo hacia o desde la Tierra, También
Observaciomes del Espectro del Sol y del Cometa
II." (1868) Philosophical Transactions of the Royal
Society of London, Volumen 158, pp. 529-564
9. Reber, G., "Plasma Intergaláctico"(1995)
Astrofísica y Ciencia Espacial, v. 227, p. 93-96.
10. Bélopolsky, A., "Un Aparato para la Demostración
en Laboratorio del Principio Doppler-Fizeau" (1901)
Astrophysical Journal, vol. 13, p.15
11.
11. Adams, Walter S., "No. 22. Catálogo preliminar de
líneas afectadas por manchas solares" (1908)
Contribuciones del observatorio de Monte Wilson /
Instituto Carnegie de Washington, vol. 22, pp.1-21
12. Primeros informes de Slipher de sus medidas en el
volumen inagural del Lowell Observatory Bulletin,
pp.2.56-2.57[1]. De su artículo tiltulado La
velocidad radial de la Nebulosa de Andromeda
reporta haciendo la primera medida Doppler el 17 de
septiembre de 1912. En su informe, Slipher
escriobe: "La magnitud de esta velocidad, que es el
mayor observado hasta la fecha, aparece la pregunta
de si la velocidad de desplazamiento no podría ser
debida a otra causa, pero creo que no tenemos
actualmente otra interpretaciñon de ello." Tres años
después, en la revista Popular Astronomy, Vol. 23,
p. 21-24 [2], Slipher escribió una revisión titulada
Observaciones espectrográficas de Nebulosas. En él
afirma, "El descubrimiento anterior de que la gran
espiral de Andrómeda tenía la velocidad excepcional
de - 300 km/s demostraba que los medios entonces
disponibles, eran capaces de investigar no sólo el
espectro de las espirales sino también sus
velocidades". Slipher reportó las celocidades de 15
espirales de nebulosas esparcidas a través de la
entera esfera celeste, de todas sólo trea habían
tenido observaciones de velocidad "positivas" (es
decir recesivas).
13. Hubble, Edwin, "Una relación entre la Distancia y
la Velocidad Radial entre Nebulosas
Extra-Galáacticas" (1929) Proceedings de la
Academia Nacional de Ciencias de Estados Unidos,
Volumen 15, Issue 3, pp. 168-173 (Artículo
completo, PDF)
14. Friedman, A: Über die Krümmung des Raumes, Z.
Phys. 10 (1922), 377-386. (Traducción al inglés en:
Gen. Rel. Grav. 31 (1999), 1991-2000.)
15. a b Esto fue reconocido pronto por los físicos y los
astrónomos que trabajan en cosmología en los años
1930. La primera publicación lagada describiendo
los detallas de esta correspondencia fue el libro de
Sir Arthur Eddington The Expanding Universe:
Astronomy's 'Great Debate', 1900-1931, publicado
por Press Syndicate of the University of Cambridge
en 1933.
16. Ver, por ejemplo, este artículo del 25 de Mayo de
2004 del telescopio espacial Swift de la NASA que
está investigando los GRBs: "En las medidas de
espectros de rayos gamma obtenidos durante la
principal emisión de las ráfagas de rayos gamma se
han encontrado pequeños valores a modo de
indicares de corrimiento al rojo, debidos a la falta de
características bien definidas. sin embargo, las
observaciones ópticas de la luminiscencia del GRB
han producido especrtros con líneas identificables,
conduciendo a medidas precisas del desplazamiento
al rojo."
17. Notar que puede haber otras métricas que también
exhiban estos corrimientos al rojo, especialmente
desplazamientos al rojo gravitacionales
18. Donde z = corrimieto al rojo; v = velocidad; c =
velocidad de la luz; = Factor de Lorentz; a = Factor
de escala del Universo; G = Constante gravitacional;
M = masa del objeto; r = Coordenada Schwarzschild
radial
19. H. Ives y G. Stilwell, Un estudio experimental de la
tasa de un reloj atómico en movimiento, J. Opt. Soc.
Am. 28, 215-226 (1938) [3]
20. Ver "Fotones, Relatividad, desplazamiento Doppler
" en la Universidad de Queensland
21. La distinción es clara en el artículo de Harrison,
E.R. 1981 Cosmología: La Ciencia del Universo
(New York: Cambridge University Press).
22. Esto sólo es verdad en un Universo donde no hay
velocidades peculiares. de otra forma, los
desplazamientos al rojo se combinan como
1 + z = (1 + zDoppler)(1 + zexpansion) que
proporciona soluciones donde ciertos objetos que
retroceden son desplazados hacia el azul y otros
objetos que se aproximan son desplazados hacia el
rojo. Para más detalles de estos bizarros resultados
ver Davis, T. M., Lineweaver, C. H. y Webb, J. K. "
Soluciones al problema de la atadura de galaxias en
un Universo en expansión y la observación de
23.
24.
25.
26.
27.
28.
29.
30.
desplazamiento al azul de objetos recesivos",
American Journal of Physics (2003), 71 358-364.
Peebles (1993).
Medidas de las velocidades peculiares por encima
de 5 Mpc utilizando el Telescopio espacial Hubble
fueron reportados en 2003 por Karachentsev y otros
Galaxias locales fluyen con 5 Mpc. 02/2003
Astronomy and Astrophysics, 398, 479-491. [4]
Universidad de Massachusetts, Amherst profesor
Edward Harrison da un resumen de esta confusión
en este artículo Las leyes de la distancia:
corrimiento al rojo vs velocidad(01/1993
Astrophysical Journal, Parte 1 (ISSN 0004-637X),
403, no. 1, p. 28-31.) [5]
Odenwald & Fieberg 1993
Esto esporque la métrica de expansión del espacio
es describible por la relatividad general y cambian
dinámicamenta las medidas opuestas a una rígida
métrica de Minkowski. El espacio, que no está
compuesto de ningún matarial que pueda crecer más
deprisa que la velocidad de la luz ya que, son siendo
un objeto, no está acotado por la velocidad de la luz.
M. Weiss, ¿Qué causa el corrimiento al rojo de
Hubble?, entrada en las FAQs de Física (1994),
disponible por el website de John Baez
Ver por ejemplo, Chant, C. A., "Notas y Preguntas
(Telescopios y Equipo de Observación del
Desplazamiento Einstein de las Líneas Solares)"
(1930) Revista de la Real Sociedad Astronómica de
Canadá, Vol. 24, p.390
30. Einstein, Albert (1907). «Desconocido». Jahrbuch
der Radioaktivität und Elektronik 4: 411–?.
31. R. V. Pound y G. A. Rebka Jr., Peso aparente de
fotones, Phys. Rev. Lett. 4, 337 (1960). [6] Este
artículo fue la primera medida.
32. Sachs, R. K., A.M. Wolfe (1967). «Perturbaciones
de un modelo cosmológico y variaciones angulares
del fondo de radiación de microondas».
Astrophysical Journal 147 (73).
33. Cuando los corrimientos al rojo fueron
descubiertos, Fritz Zwicky propuso un efecto
conocido como luz cansada. Aunque normalmente
se considera por interés histórico, a veces junto con
las sugerencias del corrimiento al rojo intrínseco, es
utilizda por cosmologías no convencionales. En
1981, H. J. Reboul resumió muchos mecanismos
alternativos de corrimiento al rojo que habían sido
idscutidos en la literatura desde los años 1930. En
2001, Geoffrey Burbidge remarcó en una revisión
que la mayoría de la comunidad científica ha
marginalizado este tipo de discusiones desde los
años 1960. Burbidge y Halton Arp, mientras
investigaban el misterio de la naturaleza de los
quásares, intentaron desarrollar mecanismos de
corrimiento al rojo alternativos y unos cuantos de
sus científicos seguidores reconocieron su trabajo.
34. Para una revisión de la materia de la fotometrís, ver
Budding, E., Introducción a la Fotometría
Astronómica, Cambridge University Press (24 de
Septiembre de 1993),
35.
35. La técnica fue descrita por Baum, W. A.: 1962, en
G. C. McVittie (ed.), Problemas en investigaciones
extragalácticas, p. 390, IAU Symposium No. 15
36. Bolzonella, M.; Miralles, J.-M.; Pelló, R.,
Desplazamientos al rojo fotométricos basados en
procedimientos estándar de ajuste SED, Astronomy
and Astrophysics, 363, p.476-492 (2000).
37. Una vista general pedagógica de la corrección K
por David Hogg y otros miembros del [[Sloan
Digital Sky Survey|]] se pueden encontrar en
astro-ph.
38. El Exoplanet Tracker es el nuevo proyecto de
observación que usa esta técnica, puede rastrear
variaciones del corrimiento al rojo en múltiples
objetos a la vez, según informó en Ge, Jian y otros
El Primer Planeta Extrasolar Descubierto con un
Instrumnto Doppler de Alto-Rendimiento de Nueva
Generación, The Astrophysical Journal, 2006 648,
Número 1, pp. 683-695. [7]
39. Libbrecht, Ken G., Seismología solar y estelar,
Space Science Reviews, 1988 37 n. 3-4, 275-301.
40. En 1871 Hermann Carl Vogel midió la tasa de
rotación de Venus. Vesto Slipher estaba trabajando
en tales medidas cuando cambió su interés hacia las
espirales nebulosas.
41. Una revisión temprana de Jan Oort en la materia:
La formación de galaxias y el origen del hidrógeno
de alta velocidad, Astronomy and Astrophysics, 7,
381 (1970) [8].
42. Asaoka, Ikuko, Espectros de rayos X en el infinito a
pertir de discos de acrecimiento relativistas
alrededor de un agujero negro de Kerr,
Publicaciones de la Sociedad Astronómica de Japón
(ISSN 0004-6264), 41 nº 4, 1989, p. 763-778 [9]
43. G. B. Rybicki y A. R. Lightman, Procesos
Radiactivos en Astrofísica, John Wiley & Sons,
1979, p. 288
44. Una medida precisa del fondo cósmico de
microondas fue alcanzada por el experimento COBE
. La temperatura final publicada de 2.73 K fue
reportada en este artículo: Fixsen, D. J., Cheng, E.
S., Cottingham, D. A., Eplee, R. E., Jr., Isaacman,
R. B., Mather, J. C., Meyer, S. S., Noerdlinger, P.
D., Shafer, R. A., Weiss, R., Wright, E. L., Bennett,
C. L., Boggess, N. W., Kelsall, T., Moseley, S. H.,
Silverberg, R. F., Smoot, G. F., Wilkinson, D. T..
(1994). "Espectro dipolar del CMB medido por el
COBE FIRAS", Astrophysical Journal, 420, 445. La
medida más precisa en 2006 fue conseguida por el
experimento WMAP.
45. Fan, Xiahoui y otros, Una Expedición de Quasars
de z>5.7 en la Sloan Digital Sky Survey. II. El
Descubrimiento de Tres Quasars Adicionales de
z>6, Astronomical Journal (2003), v. 125, nº 4, pp.
1649-1659 [10].
46. Egami, E., y otros, Restricciones de los Telescopios
Espaciales Spitzer y Hubble Constraints sobre las
47.
48.
49.
50.
51.
52.
53.
54.
55.
Propiedades Físicas de la Galaxia Fuertemente
Cristalina de z~7 por el A2218, Astrophysical
Journal (2005), v. 618, Nº 1, pp. L5-L8 [11].
Pelló, R., Schaerer, D., Richard, J., Le Borgne, J.-F.
y Kneib, J.P., ISAAC/VLT observaciones de una
lente galáctica de z = 10.0, Astronomy and
Astrophysics (2004), 416, L35 [12].
Peebles (1993).
Peebles (1993).
en Princeton University Press: Dinámica Galáctica.
.
M. J. Geller & J. P. Huchra, Science 246, 897
(1989). online
Ver la web oficial del Cfa para más detalles.
Shaun Cole y otros (Colaboración 2dFGRS ). "La
2dF galaxy redshift survey: análisis del espectro de
potencia del conjunto final de datos y las
implicaciones cosmológicas". Home del 2dF Galaxy
Redshift Survey
SDSS Homepage
Marc Davis y otros (colaboración DEEP2) (2002).
«Objetivos de la ciencia y resultados tempranos de
la expedición de corrimiento al rojo DEEP2».
Conferencia sobre Telescopios Astronómicos e
Instrumentación, Waikoloa, Hawaii, 22-28 Ago
2002.
Artículos
Odenwald, S. & Fienberg, RT. 1993;
"Reconsideraciones de Corrimientos al Rojo de
Galaxias" en Sky & Telescope Feb. 2003; pp31-35
(Este artículo es una útil lectura en la que se
distinguen 3 tipos de corrimiento al rojo y sus
causas).
Lineweaver, Charles H. y Tamara M. Davis, "[
http://www.sciam.com/article.cfm?chanID=sa006&colID
Ideas
equivocadas sobre el Big Bang]", Scientific American,
Marzo de 2005. (Este artículo es útil para explicar el
mecanismo de corrimiento al rojo cosmológico así como
aclarar equívocos reapecto a la física de la expansión del
espacio).
Referencias de libros
(1998) en Princeton University Press: Astronomía
Galáctica. .
Carroll, Bradley W. y Dale A. Ostlie (1996). en
Addison-Wesley Publishing Company, Inc.: Una
Introducciñin a la Astrofísica Moderna. .
Feynman, Richard; Leighton, Robert; Sands,
Matthew (1989). en Addison-Wesley: Lecturas de
Feynman sobre Física Vol. 1. .
Kutner, Marc (2003). en Cambridge University
Press: Astronomía: Una Perspectiva Física. .
(1973) en W. H. Freeman: Gravitación. .
(1993) en Princeton University Press: Principios de
Cosmología Física. .
Taylor, Edwin F.; Wheeler, John Archibald (1992).
en W.H. Freeman: Física espacio-temporal:
Introducción a la Relatividad Especial (2º ed.). .
(1971) en John Wiley: Gravitación y Cosmología. .
Enlaces externos
Wikimedia Commons alberga contenido
multimedia sobre Corrimiento al rojo.Commons
Corrimiento al rojo gravitacional
Tutorial de Cosmología de Ned Wright
Artículo sobre al corrimiento al rojo en SPACE.com
Guía de referencia cósmica sobre desplazamientos al
rojo
Tutorial Astronómico de Mike Luciuk sobre
Corrimientos al Rojo
En español:
Las galaxias de alto corrimiento al rojo
El efecto Doppler y el corrimiento al rojo de los
espectros estelares.
Desplazamientos al rojo
Corrimiento al Rojo en Relatividad Especial
El efecto Mössbauer en Relatividad Especial
Desplazamiento al rojo cosmológico
Cosmología
Cosmología, del griego: (cosmologia, (cosmos) orden +
(logia) discurso) es el estudio a gran escala de la estructura y
la historia del Universo en su totalidad y, por extensión, del
lugar de la humanidad en él.
Contenido
1 Contexto
2 Cosmología física
3 Cosmología alternativa
3.1 Cosmología física alternativa
3.2 Cosmología filosófica
3.3 Cosmología religiosa
4 Referencias
5 Véase también
6 Enlaces externos
Contexto
Aunque la palabra «cosmología» es reciente (utilizada por
primera vez en 1730 en el Cosmologia Generalis de
Christian Wolff), el estudio del Universo tiene una larga
historia involucrando a la física, la astronomía, la filosofía,
el esoterismo y la religión.
Cosmología física
Artículo principal: Cosmología física
Se entiende por cosmología física el estudio del origen, la
evolución y el destino del Universo utilizando los modelos
terrenos de la física. La cosmología física se desarrolló como
ciencia durante la primera mitad del siglo XX como
consecuencia de los acontecimientos detallados a
continuación:
1915-16. Albert Einstein formula la Teoría General
de la Relatividad que será la teoría marco de los
modelos matemáticos del universo. Al mismo
tiempo formula el primer modelo matemático del
universo conocido como Universo estático donde
introduce la famosa constante cosmológica y la
hipótesis conocida como Principio Cosmológico que
establece que universo es homogéneo e isótropo a
gran escala, lo que significa que tiene la misma
apariencia general observado desde cualquier lugar.
1916-1917. El astrónomo Willem de Sitter formula
un modelo estático de universo vacío de materia con
la constante cosmológica donde los objetos
astronómicos alejados tenían que presentar
corrimientos al rojo en sus líneas espectrales.
1920-21. Tiene lugar el Gran Debate entre los
astrónomos Heber Curtis y Harlow Shapley que
estableció la naturaleza extragaláctica de las
nebulosas espirales cuando se pensaba que la Vía
Láctea constituía todo el universo.
1922-24. El físico ruso Alexander Friedmann
publica la primera solución matemática a las
ecuaciones de Einstein de la Relatividad General
que representan a un universo en expansión. En un
artículo de 1922 publica la solución para un
universo finito y en 1924 la de un universo infinito.
1929. Edwin Hubble establece una relación lineal
entre la distancia y el corrimiento al rojo de las
nebulosas espirales que ya había sido observado por
el astrónomo Vesto Slipher en 1909. Esta relación se
conocerá como Ley de Hubble.
1930. El sacerdote y astrónomo belga Georges
Édouard Lemaître esboza su hipótesis del átomo
primitivo donde sugería que el universo había
nacido de un solo cuanto de energía.
1931. El colaborador de Hubble Milton Humason
dio la interpretación de los corrimientos al rojo
como efecto Doppler debido a la velocidad de
alejamiento de las nebulosas espirales.
1933. El astrónomo suizo Fritz Zwicky publicó un
estudio de la distribución de las galaxias sugiriendo
que estaban permanente ligadas por su mutua
atracción gravitacional. Zwicky señaló sin embargo
que no bastaba la cantidad de masa realmente
observada en la forma de las galaxias para dar
cuenta de la intensidad requerida del campo
gravitatorio. Se introducía así el problema de la
materia oscura
1948. Herman Bondi, Thomas Gold y Fred Hoyle
proponen el Modelo de Estado Estacionario donde
el universo no sólo tiene las misma apariencia a gran
escala visto desde cualquier lugar, sino que la tiene
vista en cualquier época.
1948. George Gamow y Ralph A. Alpher publican
un artículo donde estudian las síntesis de los
elementos químicos ligeros en el reactor nuclear que
fue el universo primitivo, conocida como
nucleosíntesis primordial. En el mismo año, el
mismo Alpher y Robert Herman mejoran los
cálculos y hacen la primera predicción de la
existencia de la Radiación de fondo de microondas.
En 1965 Arno Penzias y Bob Wilson de los laboratorios Bell
Telephone descubren la señal de radio que fue rápidamente
interpretada como la radiación de fondo de microondas que
supondría una observación crucial que convertiría al modelo
del Big Bang o "de la Gran Explosión" en el modelo físico
estándar para describir el universo. Durante el resto del siglo
XX se produjo la consolidación de este modelo y se
reunieron las evidencias observacionales que establecen los
siguientes hechos fuera de cualquier duda razonable:
El universo está en expansión, en el sentido de que
la distancia entre cualquier par de galaxias lejanas se
está incrementando con el tiempo.
La dinámica de la expansión está con muy buena
aproximación descrita por la Teoría General de la
Relatividad de Einstein.
El universo se expande a partir de un estado inicial
de alta densidad y temperatura donde se formaron
los elementos químicos ligeros, estado a veces
denominado "Big Bang" o "Gran Explosión".
A pesar de que el modelo del Big Bang es un modelo teórica
y observacionalmente bastante robusto y ampliamente
aceptado entre la comunidad científica, hay algunos aspectos
que todavía quedan por resolver:
Se desconoce qué ocurrió en los primeros instantes
tras el Big Bang. La respuesta se busca mediante el
estudio del Universo temprano, una de cuyas metas
es encontrar la explicación a una posible unificación
de las cuatro fuerzas fundamentales (fuerte, débil,
electromagnética y gravitacional).
No existe un modelo definitivo de la formación de
las estructuras actuales, a partir del Big Bang. La
respuesta se busca mediante el estudio de la
formación y evolución de las galaxias y la inflación
cósmica.
Queda por saber a qué se debe el hecho de que el
universo se expanda con aceleración (Véase
Aceleración de la expansión del universo).
No se sabe cual es el destino final del universo.
Se desconoce en su mayor parte la naturaleza de la
materia oscura y la energía oscura.
En el momento después del Big Bang las partículas
elementales aparecieron, los quarks arriba en los
protones y los quarks abajo en los neutrones, por ser
de la misma carga eléctrica, no se habrían podido
unir gracias a la interacción electromagnética, es
inútil recurrir a la interacción nuclear fuerte, pues
ésta sólo tiene un alcance del tamaño máximo de un
núcleo atómico y además porque la interacción
electromagnética tiene un alcance gigantesco y si el
universo se agrandó en un sólo segundo cien
octillones de veces, en este brevísimo lapso de
tiempo la interacción nuclear fuerte no podría unir la
casi totalidad (si no es la totalidad) de los quarks.
También mensionamos a uno de los grande de la cosmologia
JULIAN en el año 1845 D.C que también opino de algunos
aspecto acerca de la cosmologia
Cosmología alternativa
Se entiende por cosmología alternativa todas aquellas
teorías, modelos o ideas cosmológicas que contradicen el
modelo estándar de cosmología. Se puede clasificar en tres
grandes grupos:
Cosmología física alternativa
Cosmología de plasma: Ambiplasma
Teoría del Estado Estacionario
Expansión cosmica en escala de Johan Masreliez
MOND de Mordehai Milgrom
Cosmología filosófica
Filosofía presocrática es aquella que acontece antes
del nacimiento de Sócrates.
Principio antrópico
Cosmología religiosa
Artículo principal: Cosmología religiosa
La cosmología religiosa es un debate abierto, un tema muy
delicado. De hecho, la cosmología científica es
esencialmente igual a la religiosa, sólo que cada una se
desarrolla bajo un patrón de utilidad diferente, bajo unas
referencias diferentes.
Creacionismo
Diseño inteligente
Cosmogonía
Referencias
Alemañ Berenguer, Rafael Andrés (2001). Tras los
Secretos del Universo. .
Longair, Malcolm S. Los orígenes del universo.
Weinberg, S. Los tres primeros minutos del
universo. Alianza Editorial.
Véase también
Origen del universo
Cosmología budista
Enlaces externos
Cosmología. Origen, evolución y destino del
Universo. Pedro J. Hernández
Cosmología Nahualteca. Domingo Delgado
Solórzano
Cosmología budista
La Cosmología Budista es la descripción de la forma y
evolución del universo de acuerdo con los escritos y
comentarios canónicos Budistas. No es solamente la forma
de múltiples mundos o esferas en un espacio, sino su
evolución en el tiempo. Se divide en Cosmología Espacial y
Cosmología Temporal.
Contenido
1 Introducción
2 Cosmología Espacial
3 Cosmología Vertical: cakrava
3.1 rpyadhtu
3.2 Rpadhtu
3.2.1 Planos uddhvsa
3.2.2 Planos Bhatphala
3.2.3 Planos ubhaktsna
3.2.4 Planos bhsvara
3.2.5 Planos Brahm
3.3 Kmadhtu
3.3.1 Paraísos
3.3.2 Mundos de Sumeru
3.3.3 Reinos Terrestres
3.3.4 Narakas
3.3.4.1 Narakas Fríos
3.3.4.2 Narakas Calientes
3.4 Los cimientos de la Tierra
4 Cosmología Horizontal: Sahasra
5 Cosmología Temporal
6 Véase también
7 Referencias
Introducción
La auto-consistente cosmología budista que es presentada en
comentarios y trabajos de Abhidharma, tanto en escuelas
Theravda como Mahyna, es el producto final de un análisis y
reconciliación de los comentarios cosmológicos presentes en
las stras budistas y en las tradiciones vinaya. No hay un solo
stra que explique toda la estructura del multiverso. Sin
embargo, en varios stras el Buda Gautama describe otros
mundos y estados del ser, y otros stras describen el origen y
destrucción del universo. La síntesis de estos conocimientos
en un solo sistema exhaustivo debió de haber ocurrido
tempranamente en la historia del Budismo, ya que el sistema
descrito en la tradición Pli Vibhajyavda (representada por los
Theravdas de hoy) concuerda, a pesar de inconsistencias
triviales de nomenclatura, con la tradición Sarvstivda que es
preservada por los budistas Mahyna.
La visión del mundo presentada en las descripciones de la
cosmología budista no se debe interpretar como una
descripción literal del universo. Es inconsistente, y no se
puede hacer consistente, con la información astronómica que
era ya conocida en la antigua India. Sin embargo, no es la
intención de ser una descripción de como los humanos
ordinarios perciben su mundo; más bien, es el universo como
es visto a través del divyacakus, el "Ojo Divino" por el cual
un Buda o Arhat que ha cultivado esta facultad puede
percibir todos los demás mundos y seres naciendo y
muriendo dentro de estos, y saber sus renacimientos
pasados y futuros. Esta cosmología también ha sido
interpretada de manera simbólica o alegórica (ver Diez
Reinos Espirituales).
La Cosmología Budista puede ser dividida en dos clases
relacionadas: cosmología espacial, que describe la
organización de los distintos mundos dentro del universo, y
cosmología temporal, que describe los ciclos de estos
mundos empezando y terminando su existencia.
Cosmología Espacial
La Cosmología Espacial puede dividirse en dos ramas. La
vertical (cakrava) describe el arreglo de mundos en un
patrón vertical, algunos siendo más altos, superiores y otros
más bajos, inferiores. En cambio, la horizontal (sahasra)
describe el agrupamiento de estos mundos verticales en
conjuntos de miles, millones o billones.
Cosmología Vertical: cakrava
En la cosmología vertical, el universo consiste en muchos
mundos o "planos" (lok) apilados uno encima del otro en
capas. Cada mundo corresponde a un estado mental o a un
estado del ser. Un mundo es más los seres que componen un
lugar que el lugar en sí; sostenido por su karma. Si todos los
seres en un mundo mueren o desaparecen, el mundo
desaparece también. Así mismo, un mundo aparece en la
existencia cuando el primer ser nace en este. La separación
física no es tan importante como la diferencia en estado
mental; humanos y animales, a pesar de compartir los
mismos entornos físicos, siguen perteneciendo a distintos
mundos porque sus mentes perciben y reaccionan a estos
entornos de manera distinta.
La cosmología vertical está dividida en treinta y un planos
de existencia y estos planos en tres reinos, o dhtus, cada uno
correspondiendo a un diferente tipo de mentalidad. Estos tres
(Tridhtu) son el rpyadhtu, el Rpadhtu, y el Kmadhtu. Esta
división técnica no corresponde a la más informal
categorización de los "seis reinos". En el esquema posterior,
todos los seres nacidos en rpyadhtu y Rpadhtu se pueden
clasificar como "dioses" o "deidades" (dev), así como una
fracción considerable de los seres nacidos en Kmadhtu,
aunque las deidades de Kmadhtu difieren más de las de
rpyadhtu de lo que difieren de la humanidad. Se debe
entender que deva es un término impreciso que se refiere a
cualquier ser actualmente viviendo una vida más larga y
generalmente con menos dolor que el de los humanos. Estas
"deidades" tienen poco o ningún interés en la humanidad y
raramente, si acaso, interactúan con esta; solo las deidades
inferiores de Kmadhtu corresponden a dioses descritos en
muchas religiones politeistas.
El término "brahm" es usado tanto como nombre como
término genérico para uno de los devas superiores. En su
sentido más amplio, puede referirse a cualquier habitante de
rpyadhtu o de Rpadhtu. En un sentido más restricto, puede
referirse a un habitante de los nueve planos inferiores de
Rpadhtu, o en su sentido más reducido, a los tres planos
inferiores de Rpadhtu. Un largo número de devas usa el
nombre "Brahm", como Brahm Sahampati, Brahm
Sanatkumra, Baka Brahm, etc. No es claro a que plano
pertenecen, sin embargo siempre tiene que ser uno de los
mundos de Rpadhtu debajo de los planos uddhvsa.
rpyadhtu
Los rpyadhtu (Sánskrito), Arpaloka (Pli) (Tib:
gzugs.med.pa'i khams), "Reino Sin Forma" o "Reino
Inmaterial" no tendrían un lugar en una cosmología
puramente física, ya que ninguno de los seres habitándolo
tienen forma o lugar; y correspondientemente, el reino no
tiene localización. Sin embargo, estos seres aún viven dentro
del tiempo y la Ley del Karma. Este reino pertenece a los
devas que alcanzaron y mantuvieron las Cuatro Absorciones
Inmateriales (catu-sampatti) o arupa jhanas en una vida
pasada, y ahora disfrutan los frutos (vipka) del buen karma
de este logro. Sin embargo, quienes son Bodhisattvas nunca
nacen en el rpyadhtu aunque hayan alcanzado los arupa
jhanas. Hay cuatro tipos de rpyadhtu devas, correspondiendo
a los cuatro tipos de arpajhnas:
Naivasajñnsajñyatana o Nevasaññnsaññyatana (
Tibetano: 'du.shes.med 'du.shes.med.min) "Esfera
que trasciende la dualidad percepción-no
percepción". En esta esfera los seres inmateriales
han trascendido la simple negación de la percepción,
alcanzando un estado en el cual no hay "percepción"
(sajñ, reconocimiento de algo particular por sus
marcas) pero que no están totalmente inconcientes.
Este fue el estado alcanzado por Udraka Rmaputra
(Pli: Uddaka Rmaputta), el segundo de dos maestros
de Buda Gautama, quien lo consideró equivalente a
la iluminación.
kicanyyatana o kiñcaññyatana (Tibetano:
ci.yang.med) "Esfera de la Nada" (literalmente
"ausencia de todo"). En esta esfera los seres
inmateriales meditan, contemplando en el
pensamiento "no existe ninguna cosa". Esto es
cosiderado una forma de percepción, aunque una
muy sutil. Esta fue la esfera alcanzada por ra Klma
(Pli: ra Klma), el primero de dos maestros de Buda
Gautama, quien lo consideró equivalente a la
iluminación.
Vijñnnantyyatana, Viññnañcyatana o
Viññañcyatana (Tibetano: rnam.shes mtha'.yas)
"Esfera de la Conciencia Infinita". En esta esfera,
los seres inmateriales contemplan, meditan en su
conciencia (vijñna) como infinitamente
omnipresente.
knantyyatana o ksnañcyatana (Tib: nam.mkha'
mtha'.yas) "Esfera del Espacio Infinito". En esta
esfera los seres inmateriales contemplan, meditan
sobre el espacio o extensión (ka) como infinitamente
omnipresente.
Rpadhtu
Rpadhtu (Pli: Rpaloka; Tib: gzugs.kyi khams) o "Reino
Material" o "Reino de las Formas" es, como su nombre lo
implica, el primero de los reinos físicos; todos sus habitantes
tienen un lugar y cuerpos o formas de algún tipo. Sin
embargo, en este reino los cuerpos de los seres que lo
habitan están compuestos por una sustancia sutil que es
invisible para los habitantes de Kmadhtu. De acuerdo con la
Sutra Janavasabha, cuando un brahma (un ser del mundo de
brahmas en Rpadhtu) quiere visitar a un deva del cielo de
Tryastria (en Kmadhtu), el o ella debe asumir su "forma fea"
para así ser visible a seres de otro reino.
Quienes habitan en el Reino Material no viven en los
extremos del placer o el dolor, y no son gobernados por los
deseos de aquello que es placentero a los sentidos, como lo
son los seres de Kmadhtu. Los cuerpos de este reino no
tienen distinciones sexuales.
Como los seres de rpyadhtu, los habitantes de Rpadhtu
tienen mentes correspondientes a los jhnas. En este caso son
los cuatro primeros jhnas o rpajhnas. Los seres de Rpadhtu
pueden dividirse en cuatro grandes grados correspondientes
a los cuatro rpajhnas, a su vez subdivididos en más grados,
tres para cada uno de los cuatro rpajhnas y cinco para los
devas uddhvsa, para un total de diecisiete grados (la
tradición Theravda cuenta un grado menos para el cuarto
jhna, para un total de dieciséis).
Físicamente, Rpadhtu consiste en una serie de planos
enpilados uno encima de otro, cada uno en una serie de
escalones con un tamaño que es la mitad del anterior a
medida que se desciende. En parte, esto refleja el hecho de
que los devas se cree que son físicamente más grandes en los
planos superiores. Los planos superiores también tienen una
extensión más amplia que los planos inferiores, como se
discute en Cosmología Sahasra. La altura de estos planos se
expresa en yojanas, una medida de tamaño no muy
especificado, pero a veces descrito como 4 000 veces la
altura de un humano, entonces es aproximadamente 4,54
millas o 7.32 kilómetros.
Planos uddhvsa
Los planos uddhvsa (Pli: Suddhvsa; Tib: gnas gtsang.ma), o
"Moradas Puras", son distintos de los demás mundos de
Rpadhtu en el hecho de que no habitan seres que nacieron
ahí por mérito ordinario o logros en la meditación, solamente
habitan Angmins ("alguien que no regresa") quienes ya están
en el camino hacia el Nirvana y que alcanzarán la
iluminación directamente en los planos uddhvsa sin renacer
en un plano inferior (Angmins también pueden nacer en
planos inferiores). Cada deva uddhvsa es entonces alguien
que protege el budismo. (Brahma Sahampati, quien solicitó
al nuevo Buda (Siddharta Gautama) que enseñara, fue un
Anagami de un Buda anterior[1] ). Ya que un deva uddhvsa
no renacerá fuera de los planos uddhvsa, ningún Bodhisattva
nace en estos mundos, ya que un Bodhisattva debe renacer
como humano en su última vida.
Como estos devas surgen de planos inferiores debido a las
enseñanzas de un Buda, pueden permanecer vacíos por
largos periodos de tiempo si no surge un Buda. Sin embargo,
a diferencia de los mundos inferiores, los planos uddhvsa
nunca son destruidos por catástrofes naturales. Los devas
uddhvsa predicen la venida de un Buda y, tomando la forma
de brahmins, le revelan a los humanos los signos por los
cuales se puede reconocer un Buda. También se aseguran de
que un Bodhisattva en su última vida vea los cuatro signos
que llevan a la renunciación.
Los cinco mundos uddhvsa son:
Akaniha o Akaniha – Mundo de los devas "de
igual rango" (literalmente: sin tener a alguien de
menor edad que el resto). Es el más alto de los
mundos Rpadhtu, se usa regularmente para referirse
al extremo más alto del universo. El akra actual
eventualmente nacerá ahí. La duración de una vida
en Akaniha es 16,000 kalpas (tradición
Vibhajyavda). La altura de este mundo es de
167,772,160 yojanas encima de la Tierra.
Sudarana o Sudass – devas de "ver claro" viven en
un mundo similar y amigable al mundo Akaniha. La
altura de este mundo es de 83,886,080 yojanas
encima de la Tierra.
Suda o Sudassa – en el mundo de devas con
"belleza" se dice que nacen cinco tipos de angmins.
La altura de este mundo es de 41,943,040 yojanas
encima de la Tierra.
Atapa o Atappa – el mundo de devas "sin
problemas", cuya compañía es deseada por aquellos
de reinos inferiores. La altura de este mundo es de
20,971,520 yojanas encima de la Tierra.
Avha o Aviha – el mundo de los devas que "no
caen", tal vez la destinación más común para que
renazcan Angmins. Pueden alcanzar el Nirvana
directamente en este mundo, pero también hay
quienes mueren y renacen en planos
consecutivamente superiores de las "Moradas Puras"
hasta que finalmente renacen en el mundo Akaniha.
Quienes habitan este plano se llaman en Pli
uddhasotas, "quienes tienen una corriente que solo
va hacia arriba". La duración de la vida en este
plano en es 1,000 kalpas (tradición Vibhajyavda).
La altura de este mundo es de 10,485,760 yojanas
encima de la Tierra.
Planos Bhatphala
El estado mental de los devas de los mundos Bhatphala
corresponde al cuarto jhna, y se caracteriza por el factor del
Nirvana equanimidad (upek). Los mundos Bhatphala forman
el límite superior de la destrucción del universo por el viento
en el final de un mahkalpa (ver Cosmología Temporal), lo
que significa que son librados de esta destrucción.
Asaññasatta (Sánscrito: Asajñasattva) (solo en la
escuela Vibhajyavda) – "Seres Inconcientes", devas
que han obtenido un alto jhna (similar al del Reino
Inmaterial), y, deseando evitar los inconvenientes de
la percepción sensorial, alcancan un estado de no
percepción en el cual se mantienen por un tiempo.
Luego, sin embargo, la percepción aparece de nuevo
y caen a un estado inferior.
Bhatphala o Vehapphala (Tibetano: 'bras.bu che)
– Devas "con grandes frutos". Su esperanza de vida
es de 500 mahkalpas. (tradición Vibhajyavda).
Algunos angmins renacen aquí. La altura de este
mundo es de 5,242,880 yojanas encima de la Tierra.
Puyaprasava (solamente en la tradición Sarvstivda;
Tibetano: bsod.nams skyes) – El mundo de devas
que son "hijos del mérito". La altura de este mundo
es de 2,621,440 yojanas encima de la Tierra.
Anabhraka (solamente en la tradición Sarvstivda;
Tibetano: sprin.med) – El mundo de devas "sin
nubes". La altura de este mundo es de 1,310,720
yojanas encima de la Tierra.
Planos ubhaktsna
El estado mental de los devas de los mundos ubhaktsna
corresponde al tercer jhna, y se caracteriza por la felicidad
(sukha). Estos devas tienen cuerpos que irradian una luz
constante. Los mundos ubhaktsna forman el límite superior
de la destrucción del universo por el agua al final de un
mahkalpa (ver Cosmología Temporal), lo que significa que
la inundación de agua no sube lo suficiente para alcanzarlos.
ubhaktsna o Subhakia / Subhakiha (Tibetano:
dge.rgyas) – El mundo de devas con "belleza total".
Su esperanza de vida es de 64 mahkalpas (algunas
fuentes: 4 mahkalpas) de acuerdo con la tradición
Vibhajyavda. 64 mahkalpas es el intervalo entre las
destrucciones del universo por viento, incluyendo
los mundos ubhaktsna. La altura de este mundo es
de 655 360 yojanas encima de la Tierra.
Apramaubha o Appamasubha (Tibetano:
tshad.med dge) – El mundo de devas con "belleza
ilimitada". Su esperanza de vida es de 32 mahkalpas
(tradición Vibhajyavda). Poseen "fe, virtud,
aprendizaje, generosidad y sabiduría". La altura de
este mundo es de 327 680 yojanas encima de la
Tierra.
Parttaubha o Parittasubha (Tibetano: dge.chung)
– El mundo de devas de "belleza limitada". Su
esperanza de vida es de 16 mahkalpas. La altura de
este mundo es de 163 840 yojanas encima de la
Tierra.
Planos bhsvara
El estado mental de devas en los planos bhsvara corresponde
al segundo jhna, y se caracteriza por el placer (prti) y la
alegría (sukha); se dice que los devas bhsvara gritan por su
alegría aho sukham! ("Oh alegría!"). Estos devas tienen
cuerpos que emiten rayos en destellos de luz como los de
relámpagos. Se dice que tienen cuerpos similiares (entre
ellos) pero percepciones diversas.
Los mundos bhsvara forman el límite superior de la
destrucción del universo por fuego al final de un mahkalpa
(ver Cosmología Temporal), esto significa que la columna
de fuego no sube lo suficiente para alcanzarlos. Después de
la destrucción del mundo, al inicio del vivartakalpa, los
mundos son poblados primero por seres que renacen desde
los mundos bhsvara.
bhsvara o bhassara (Tibetano: 'od.gsal) – el mundo
de devas "que poseen esplendor". La esperanza de
vida de los devas bhsvara es de 8 mahkalpas (otras
fuentes: 2 mahkalpas). 8 mahkalpas es el intervalo
de tiempo entre la destrucción del universo por
agua, que incluye los mundos bhsvara. La altura de
este mundo es de 81 920 yojanas encima de la
Tierra.
Aprambha o Appambha (Tibetano: tshad.med 'od)
– El mundo de devas de "luz ilimitada", un concepto
en el cual meditan. Su esperanza de vida es de 4
mahkalpas. La altura de este mundo es de 40 960
yojanas encima de la Tierra.
Parttbha o Parittbha (Tibetano: 'od chung) – El
mundo de devas de "luz limitada". Su esperanza de
vida es de 2 mahkalpas. La altura de este mundo es
de 20 480 yojanas encima de la Tierra.
Planos Brahm
Artículo principal: Brahma (Budismo)
El estado mental de devas en los planos Brahm corresponde
al primer jhna, y se caracteriza por al observación atenta
(vitarka) y la reflexión (vicra) como también por el placer
(prti) y la alegría (sukha). Los mundos Brahm, junto con los
otros mundos inferiores del universo, son destruidos por
fuego al final de un mahkalpa (ver Cosmología Temporal).
Mahbrahm (Tibetano: tshangs.pa chen.po) – el
mundo del "Gran Brahm", quienes muchos creen ser
el creador del universo, y teniendo como títulos
"Brahm, Gran Brahm, Conquistador, No
Conquistado, Omnisciente, Omnipotente, el Señor,
el Creador, quien Regula (Ley), quien Designa y
Ordena, Padre de Todo lo que Existe y Existirá". De
acuerdo con el Sutta Brahmajla Sutta (DN.1), un
Mahbrahm es un ser de los mundos bhsvara quien
cayó en un mundo inferior debido a que sus méritos
se terminaron y renace solo en el plano Brahma;
olvidando su existencia pasada, se imagina como
alguien que empezó a existir sin una causa. Nótese
que inclusive una deidad de tan alto rango no tiene
un conocimiento intrínseco de los planos superiores
al plano Brahma. Mahbrahm tiene 1 1/2 yojanas de
alto. Su esperanza de vida se dice que es de 1 kalpa
(tradición Vibhajyavda) o de 1 1/2 kalpas (tradición
Sarvstivda), aunque parece ser que no puede ser
mayor a 3/4 de un mahkalpa; todo el mahkalpa
excepto por el Savartasthyikalpa, porque ese es el
período total de tiempo entre la reconstrucción del
mundo inferior y su destrucción. No es claro a qué
período de tiempo "kalpa" se refiere en este caso. La
altura de este mundo es de 10240 yojanas encima de
la Tierra.
Brahmapurohita (Tibetano: tshangs.'khor) – los
"Ministros de Brahm" son seres, también orignarios
de los mundos bhsvara, que nacen como
compañeros de Mahbrahm después de que él ha
pasado un tiempo solo. Como aparecen después de
su pensamiento en desear compañía, se cree a sí
mismo como su creador, y ellos asimismo creen que
él es su creador y señor. Tienen 1 yojana de altura y
su esperanza de vida se dice que variadamente que
es Plantilla:Fraction kalpa (tradición Vibhajyavda) o
un kalpa entero (tradición Sarvstivda). Si renacen
posteriormente en un mundo inferior, y recuerdan
alguna parte de su existencia pasada, enseñan la
doctrina que MahaBrahm es el creador como verdad
revelada. La altura de este mundo es de 5120
yojanas encima de la Tierra.
Brahmapriadya o Brahmaprisajja (Tibetano:
tshangs.ris) – Los "consejeros de Brahm" o los
devas "que pertenecen al séquito de Brahm".
También se les llama Brahmakyika, pero este
nombre se puede usar para todos los habitantes de
los mundos-Brahma. Tiene medio yojana de altura y
su esperanza de vida se dice que es de
Plantilla:Fraction kalpa (tradición Vibhajyavda) o 1/
2 kalpa (tradición Sarvstivda). La altura de este
mundo es de 2560 yojanas encima de la Tierra.
Kmadhtu
Los seres que nacen en Kmadhtu (Pli: Kmaloka; Tibetano:
'dod.pa'i khams) difieren en su grado de felicidad, pero todos
están, con excepción de arhats y Budas, bajo el dominio de
Mra y están atados por el deseo sensual, cuyo anhelo causa
sufrimiento.
Paraísos
Los siguientes cuatro mundos son planos atados. Cada uno
es de 80000 yojanas cuadradas, flotando en el aire encima de
la cima del Monte Sumeru. Aunque todos los mundos
habitados por devas (esto es, todos los mundos debajo del
mundo Cturmahrjikakyika y también incluyendo los Asuras)
a veces son llamados "paraísos", en el sentido occidental de
la palabra el término aplica mejor a los siguientes cuatro
mundos:
Parinirmita-vaavartin o Paranimmita-vasavatti (
Tibetano: gzhan.'phrul dbang.byed) –
Nirmarati o Nimmnarat (Tibetano: 'phrul.dga' ) –
Tuita o Tusita (Tibetano: dga'.ldan) –
Yma (Tibetano: 'thab.bral) –
Mundos de Sumeru
Artículo principal: Sumeru
El mundo-montaña de Sumeru es un pico inmenso y de
forma extraña que se erige en el centro del mundo, en cuyo
borde se mueven el Sol y la Luna. Su base descansa en un
vasto oceano, y es rodeado por varios anillos de cadenas
montaños y océanos inferiores.
Tryastria o Tvatisa (Tibetano: sum.cu.rtsa.gsum.pa
)–
Cturmahrjikakyika o Ctummahrjika
Asura (Tibetano: lha.ma.yin) –
Reinos Terrestres
Manuyaloka (Tibetano: mi) –
Jambudvpa o Jambudpa
Prvavideha o Pubbavideha
Aparagodnya o Aparagoyna
Uttarakuru
Tiryagyoni-loka o Tiracchna-yoni (Tibetano:
dud.'gro) –
Pretaloka o Petaloka (Tibetano: yi.dvags) –
Narakas
Artículo principal: Reino Naraka
Naraka o Niraya (Tibetano: dmyal.ba)
Narakas Fríos
Arbuda – el Naraka "ampolla"
Nirarbuda – el Naraka "ampolla rota"
Aaa – el Naraka de escalofríos
Hahava – el Naraka de la lamentación
Huhuva – el Naraka de los dientes castañeantes
Utpala – el Naraka del "loto azul"
Padma – el Naraka del "loto"
Mahpadma – el Naraka del "gran loto"
Narakas Calientes
Sañjva – el Naraka del "resurgimiento". La vida en
este Naraka dura 162*1010 años.
Klastra – el Naraka del "hilo negro". La vida en
este Naraka dura 1296*1010 años.
Saghta – el Naraka del "aplastamiento". La vida en
este Naraka dura 10,368*1010 años.
Raurava – el Naraka del "grito". La vida en este
Naraka dura 82,944*1010 años.
Mahraurava – el Naraka del "gran grito". La vida
en este Naraka dura 663,552*1010 años.
Tapana – el Naraka del "calentamiento". La vida en
este Naraka dura 5,308,416*1010 años.
Pratpana – el Naraka del "gran calentamiento". La
vida en este Naraka dura 42,467,328*1010 años.
Avci – el Naraka "sin interrupción". La vida en este
Naraka dura 339,738,624*1010 años.
Los cimientos de la Tierra
Cosmología Horizontal: Sahasra
Cosmología Temporal
Artículo principal: Cosmología Budista Temporal
Véase también
Diez mundos
Kalpa
Catorce preguntas sin respuesta
Cosmología Jainista
Cosmología Hindù
Referencias
1. Susan Elbaum Jootla “Teacher of the Devas”: The
Wheel Publication No. 414/416 (Kandy: Buddhist
Publication Society, 1997) enlace al artículo en
"Access to Insight"
Cosmología cuántica
En física teórica, la cosmología cuántica es un campo joven
que procura estudiar el efecto de la mecánica cuántica en los
primeros momentos del universo después de la Gran
Explosión (Big Bang). A pesar de muchas tentativas, el
campo sigue siendo una rama algo especulativa de la
gravedad cuántica. El Big Bang/Big Crunch es reemplazado
por un rebote cuántico removiendo de esta manera las
singularidades.
Un importante problema en este campo es el origen de la
información en el universo.
Véase también
Historias múltiples
Aquí está la explicación de un laico sobre la
cosmología cuántica en el sitio web de Cambridge:
[1]
Enlaces externos
Quantum Nature of the Big Bang in Loop Quantum
Cosmology by Abhay Ashtekar
Cosmología física
Imagen de la radiación de fondo de microondas por la sonda
WMAP.
La Cosmología física, como rama de la astrofísica, es el
estudio del origen, la evolución y el destino del Universo
utilizando los métodos de esta ciencia.
La cosmología física, tal y como se comprende actualmente,
empieza en el siglo XX con el desarrollo de la Teoría
general de la relatividad de Albert Einstein y la mejora en las
observaciones astronómicas de objetos extremadamente
distantes. Estos avances hicieron posible pasar de la
especulación a la búsqueda científica de los orígenes del
universo y permitió a los científicos establecer la conocida
como Teoría del Big Bang que se ha convertido en el
modelo estándar mayoritariamente aceptado por los
cosmólogos por su nivel de desarrollo, el amplio rango de
fenómenos que abarca y las evidencias observacionales que
lo apoyan, aunque todavía existan unos pocos investigadores
que presenten otros puntos de vista basados en alguno de los
modelos cosmológicos alternativos propuestos en el pasado.
La cosmología física trata de entender las grandes
estructuras del universo en el presente (galaxias,
agrupaciones galácticas y supercúmulos), utilizar los objetos
más distantes y energéticos (quásares, supernovas y GRBs)
para entender la evolución del universo y estudiar los
fenómenos ocurridos en el universo primigenio cerca de la
singularidad inicial (inflación cósmica,nucleosíntesis
primordial' y Radiación de fondo de microondas).
Contenido
1 Historia de la física cosmológica
2 Áreas de estudio
2.1 El Universo primigenio
2.2 Nucleosíntesis del Big Bang
2.3 Radiación de fondo de microondas
2.4 Formación y evolución de estructuras a
gran escala
2.5 Materia oscura
2.6 Energía oscura
2.7 Otras áreas de investigación
3 Referencias
3.1 Lecturas populares
3.2 Libros de texto
4 Enlaces externos
4.1 Grupos
4.2 Páginas personales
Historia de la física cosmológica
Véase también: Cronología de la cosmología y
Investigadores en cosmología
La cosmología física se desarrolló como ciencia durante la
primera mitad del siglo XX como consecuencia de los
acontecimientos detallados a continuación:
1915-16. Albert Einstein formula la Teoría General
de la Relatividad que será la teoría marco de los
modelos matemáticos del universo. Al mismo
tiempo formula el primer modelo matemático del
universo conocido como Universo Estático donde
introduce la famosa constante cosmológica y la
hipótesis conocida como Principio Cosmológico que
establece que universo es homogéneo e isótropo a
gran escala, lo que significa que tiene la misma
apariencia general observado desde cualquier lugar.
1916-1917. El astrónomo Willem de Sitter formula
un modelo estático de universo vacío de materia con
la constante cosmológica donde los objetos
astronómicos alejados tenían que presentar
corrimientos al rojo en sus líneas espectrales.
1920-21. Tiene lugar el Gran Debate entre los
astrónomos Heber Curtis y Harlow Shapley que
estableció la naturaleza extragaláctica de las
nebulosas espirales cuando se pensaba que la Vía
Láctea constituía todo el universo.
1922-24. El físico ruso Alexander Friedmann
publica la primera solución matemática a las
ecuaciones de Einstein de la Relatividad General
que representan a un universo en expansión. En un
artículo de 1922 publica la solución para un
universo finito y en 1924 la de un universo infinito.
1929. Edwin Hubble establece una relación lineal
entre la distancia y el corrimiento al rojo de las
nebulosas espirales que ya había sido observado por
el astrónomo Vesto Slipher en 1909. Esta relación se
conocerá como Ley de Hubble.
1930. El sacerdote y astrónomo belga Georges
Édouard Lemaître esboza su hipótesis del átomo
primitivo donde sugería que el universo había
nacido de un solo cuanto de energía.
1931. El colaborador de Hubble Milton Humason
dio la interpretación de los corrimientos al rojo
como efecto Doppler debido a la velocidad de
alejamiento de las nebulosas espirales.
1933. El astrónomo suizo Fritz Zwicky publicó un
estudio de la distribución de las galaxias sugiriendo
que las galaxias estaban permanente ligadas por su
mutua atracción gravitacional. Zwicky señaló sin
embargo que no bastaba la cantidad de masa
realmente observada en la forma de las galaxias para
dar cuenta de la intensidad requerida del campo
gravitatorio. Se introducía así el problema de la
materia oscura
1948. Herman Bondi, Thomas Gold y Fred Hoyle
proponen el Modelo de Estado Estacionario donde
el universo no sólo tiene las misma apariencia a gran
escala visto desde cualquier lugar, sino que la tiene
vista en cualquier época.
1948. George Gamow y Ralph A. Alpher publican
un artículo donde estudian las síntesis de los
elementos químicos ligeros en el reactor nuclear que
fue el universo primitivo, conocida como
nucleosíntesis primordial. En el mismo año, el
mismo Alpher y Robert Herman mejoran los
cálculos y hacen la primera predicción de la
existencia de la Radiación de fondo de microondas.
1965. Arno Penzias y Bob Wilson de los
laboratorios Bell Telephone descubren la señal de
radio que fue rápidamente interpretada por el grupo
de teóricos de Princeton liderados por Robert Dicke
como la Radiación de fondo de microondas. Esta
observación descartó Modelo de Estado
Estacionario y afianzó el modelo del Big Bang
1981. Alan Guth propone el escenario de universo
con una tasa tremenda de expansión en sus primeros
instantes conocido como inflación cósmica.
1990. Los resultados preliminares del satélite COBE
muestra que el espectro de la Radiación de fondo de
microondas es el de un cuerpo negro a 2,7 kelvin
con una precisión de una parte en cien mil.
1998. Un grupo de astrónomos liderado por Adam
Riess y Saul Perlmutter descubren la Aceleración de
la expansión del universo mediante el estudio de
supernovas de tipo Ia, lo que constituye la primera
evidencia observacional de la existencia de una
constante cosmológica o de un campo escalar más
general conocido como energía oscura.
2003. La sonda WMAP --sucesora de COBE-obtiene el espectro de la Radiación de fondo de
microondas más preciso de la historia que confirma
las observaciones que se habían realizado hasta la
fecha por numerosos experimentos que favorecen
con gran precisión un universo de materia oscura
fría dominado por una constante cosmológica y con
una edad de 13700 millones de años, con una
precisión de 200 millones de años arriba o abajo.
Áreas de estudio
Debajo se describen algunas de las áreas más activas de
investigación en cosmología, en orden cronológico. Estas no
incluyen todo sobre la cosmologís del Big Bang, que se
presenta en la cronología del Big Bang
El Universo primigenio
Mientras al principio, el universo caliente parece estar bien
explicado por en Big Bang desde unos 10-43 segundos en
adelante, hay varios problemas. Lo primero es que no hay
ninguna razón de peso, usando la física de partículas actual,
para esperar que el Universo sea plano, homogéneo e
isótropo (ver el principio cosmológico). Además, la Teoría
de la gran unificación de la física de partículas sugiere que
debería haber monopolos magnéticos en el Universo, que no
han sido encontrados. Estos problemas son resueltos durante
un breve periodo de inflación cósmica, que conduce el
universo a ser plano, resolviendo las anisotropías y las
inhomogeneidades al nivel observado y exponencialmente
adulterados los monopolos. El modelo físico detrás de la
inflación cósmica es extremadamente simple, sin embargo
no se ha confirmado todavía por la física de partículas y hay
difíciles problemas para reconciliar la inflación y la Teoría
cuántica de campos. Algunos cosmólogos piensan que la
teoría de cuerdas y la cosmología de branas proporcionarán
una alternativa a la inflación.
Otro gran problema en cosmología es que saber qué ha
causado que el Universo contenga más partículas que
antipartículas. Los cosmólogos pueden utilizar
observaciones de Rayos X para deducir que el Universo no
está dividido en regiones de materia y antimateria, sino que
predominantemente está hecho de materia. Este problema es
llamado la asimetría bariónica y la teoría para describir la
resolución es llamada bariogénesis. La teoría de la
bariogénesis fue formulada por Andrei Sakharov en 1967 y
requiere la violación de la simetría de la física de partículas,
llamada simetría CP, entre la materia y la antimateria. Los
aceleradores de partículas, sin embargo, miden son poco
sensibles a las violaciones de Simetría CP para notar la
asimetría bariónica. Los cosmólogos y los físicos de
partículas están intentando encontrar más violaciones de la
Simetría CP en el Universo primigenio que pueden tener
importancia para la asimetría bariónica.
Los problemas de la bariogénesis y la inflación cósmica
están íntimamente relacionados con la física de partículas y
su resolución puede venir de la teoría de alta energía y
experimentos en el acelerador de partículas, más que a través
de la observación del Universo.
Nucleosíntesis del Big Bang
Artículo principal: Nucleosíntesis primordial
La Nucleosíntesis del Big Bang es la teoría de la formación
de los elementos en el Universo primigenio. Acaba cuando
el Universo tiene tres minutos de edad y su temperatura cae
lo suficiente como para que cese la fusión nuclear. Este
tiempo en el que ocurrió la nucleosíntesis del big bang fue
tan corto, se sólo se produjeron los elementos más ligeros, a
diferencia de la nucleosíntesis estelar. Empezando desde los
iones de hidrógeno (protónes), se produjo principalmente
deuterio, helio y litio. Los otros elementos se produjeron en
sólo pequeñas cantidades. Mientras que la teoría básica de la
nucleosíntesis ha sido aceptada durante décadas (fue
desarrollada por George Gamow, Ralph Asher Alpher y
Robert Herman). es una prueba física extremadamente
delicada del big bang en la actualidad, ya que la teoría de la
nucleosíntesis conecta la abundancia de los elementos
ligeros primordiales con las características del Universo
primigenio. Específicamente, se puede utilizar para
comprobar el principio de equivalencia, la materia oscura y
la física del neutrino. Algunos cosmólogos han propuesto
que la nucleosíntesis del big bang sugiere la existencia de
cuatro especies "estériles" de neutrino.
Radiación de fondo de microondas
Artículo principal: Radiación de fondo de microondas
El fondo cósmico de microondas es la radiación sobrante del
desacople, cuando los átomos se formaron por primera vez,
y la radiación producida en el Big Bang parada por la
difusión de Thomson de iones cargados. La radiación
observada por primera vez en 1965 por Arno Penzias y
Robert Woodrow Wilson, tenía un espectro de cuerpo negro
térmico perfecto. Tiene una temperatura de 2.7 kelvins y es
anisótropo en una parte de 105. La Teoría perturbacional
cosmológica, que describe la evolución de ligeras
inhomogeneidades en el universo primigenio, ha permitido a
los cosmólogos calcular de manera precisa la densidad
espectral angular de la radiación y ha sido medida por los
recientes satélites de experimentación (COBE y WMAP) y
muchos asuntos y experimentos basados en globos (como el
DASI, el CBI y el Experimento BOOMERanG). Uno de los
objetivos de estos esfuezos es medir los parámetros del
Modelo Lambda-CDM con un incremento de precisión, así
como comprobar las predicciones del modelo del Big Bang y
las búsquedas de los nuevos físicos. Las recientes medidas
hechas por WMAP, por ejemplo, han acotado la masa del
neutrino.
Los nuevos experimentos, como los del Telescopio
Cosmológico de Atacama están intentando medir la
polarización del fondo cósmico de microondas, que
proporcionará más confirmaciones de la teoría así como
información sobre la inflación cósimca y las conocidas como
anisotropías secundarias, como el efecto Sunyaev-Zel'dovich
y el efecto Sachs-Wolfe, que son causados por la interacción
entre galaxias y agrupaciones galácticas con el fondo
cósmico de microondas.
Formación y evolución de estructuras a gran escala
Artículo principal: Formación estructural
Comprendiendo la formación y evolución de las estructuras
más grandes y primigenias (p.ej. cuásares, galaxias,
agrupaciones galácticas y supercúmulos) es uno de los
mayores esfuerzos en cosmología. Los cosmólogos estudian
un modelo de formación jerárquica estructural en el que
las estructuras se forman desde el fondo, con pequeños
objetos primero, después con grandes objetos, como los
suercúmulos se siguen formando. El camino más sencillo
para estudiar la estructura del Universo es observar las
galaxias visibles, para constuir un dibujo tri-dimensional de
las galaxias en el Universo y medir la densidad espectral de
materia. Esta es la aproximación delSloan Digital Sky
Survey y del 2dF Galaxy Redshift Survey.
Una herramienta importane para comprenden la formación
estructural son las simulaciones, que los cosmólogos utilizan
para estudiar las sumas gravitacionales de materia en el
Universo, como se agrupan en filamentos, supercúmulos y
vacíos. Muchas simulaciones contienen sólo materia oscura
fría no bariónica, que debería ser suficiente para comprender
el Universo en las escalas más grandes, ya que hay mucha
más materia oscura en el Universo que materia visible
bariónica. Muchas simulaciones avanzadas están empezando
a incluir bariones y estudiar la formación de galaxias
individuales. Los cosmólogos estudian estas simulaciones
para ver si concuerdan con sus investigaciones y
comprenden cualquier discrepancia.
Otras técnicas complementarias permitirán a los cosmólogos
medir la distribución de materia en el Universo distante y
probar la reionización. Estas técnicas son:
El bosque Lyman-alfa, que permite a los
cosmólogos medir la distribución de un átomo de
gas hidrógeno neutro en el universo primigenio,
midiendo la absorción de luz desde cuásares
distantes debido al gas.
La línea de adsorción de 21 centímetros de átomos
de hidrógenos neutros también proporciona una
prueba sensible en cosmología.
Lentes débiles, la distorsión de una imagen distante
por lentes gravitacionales debido a la materia
oscura.
Esto ayudará a los cosmólogos a decidir la pregunta de
cuando se formó el primer cuásar.
Materia oscura
Artículo principal: Materia oscura
Las pruebas de la nucleosíntesis Big Bang, la radiación de
fonde de microondas y las formaciones estructurales
sugieren que el 23% de la masa del Universo consiste en
materia oscura no bariónica, donde sólo el 4% es materia
bariónica visible. Los efectos gravitacionales de la materia
oscura están bien comprendidos, ya que se comporta como el
polvo frío no radiativo que se forma alrededor de halos
alrededor de galaxias. La materia oscura nunca ha sido
detectada en laboratorio: la naturaleza de la física de
partículas de la materia oscura es completamente
desconocida. Sin embargo, hay varios candidatos, como una
partícula supersimétrica, una WIMP, un axión, un MACHO
o incluso una modificación de la gravedad con pequeñas
aceleraciones (MOND) o un efecto de la cosmología de
branas.
La física en el centro de las galaxias (ver Galaxia activa y
Agujero negro supermasivo) puede dar algunas pistas sobre
la naturaleza de la materia oscura.
Energía oscura
Artículo principal: Energía oscura
Si el Universo fuera plano, tiene que haber un componente
adicional formando el 73% (además del 23% de materia
oscura y el 4% de bariónica) de la densidad del universo.
Esto es llamado energía oscura. Para no interferir con la
nucleosíntesis del Big Bang y la radiación de fonde de
microondas, no puede agruparse en halos como los bariones
y la materia oscura. Hay fuertes pruebas observacionales
para la energía oscura, como la masa total del Universo es
conocida y se mide que es plano, pero la suma de materia
agrupada es medida ajustadamente y es mucho menor que
esta. El caso de la energía oscura fue reforzado en 1999,
cuando las medidas demostraron que la expansión del
Universo estaba acelerando, más rápido que durante la
inflación cósmica.
Sin embargo, aparte de su densidad y sus propiedades de
agrupación, nada se conoce sobre la energía oscura. La
teoría cuántica de campos predice una constante
cosmológica junto con la energía oscura, pero 120 órdenes
de magnitud más grande. Steven Weinberg y varios teóricos
de cuerdas (ver paisaje de cuerdas) han usado esta prueba
para el principio antrópico, que sugiere que la constante
cosmológica es tan pequeña porque la vida (y de esta manera
los físicas que hacen observaciones) no pueden existir en un
Universo cun una gran constante cosmológica, pero mucha
gente encuentra que esta es una explicación insatisfactoria.
Otras posibles explicaciones para la energía oscura son la
quintaesencia o una modificación de la gravedad en escalas
grandes. El efecto en cosmología de la energía oscura que
estos modelos describen es dada por la ecuación de estado de
la energía oscura, que varía dependiendo de la teoría.La
naturaleza de la energía oscura es uno de los problemas más
desafiantes en cosmología.
Una mejor comprensión de la energía oscura es como
resolver el problema del destino último del Universo. En la
época cosmológica actual, la expansión acelerada debida a la
energía oscura previene la formación de estructuras más
grandes que los supercúmulos. No es conocido si la
aceleración continuará indefinidamente, tal vez incluso
incrementándose y causando un Big Rip o si eventualmente
se revertirá.
Otras áreas de investigación
Los cosmólogos también estudian:
Si los agujeros negros primordiales se formaron en
nuestro Universo y qué les ocurre.
El límite GZK para rayos cósmicos de alta energía y
si señala un fallo de relatividad especial de alta
energía.
El principio de equivalencia y si la Teoría general de
la relatividad de Einstein es la teoría correcta para la
gravedad y si las leyes de la física fundamentales y
las mismas en cualquier parte del Universo.
Referencias
Lecturas populares
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big bang a los agujeros negros. Grijalbo. .
Stephen Hawking (2002). El Universo En Una
Cascara de Nuez. Critica. .
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Brevisima Historia del Tiempo. Critica. .
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universe. Fourth Estate. .
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Brian Greene (2005). La fábrica del cosmos. Crítica.
.
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Quest for a New Theory of Cosmic Origins. Random
House. .
Michio Kaku (1994). Hiperspacio. Crítica. .
Libros de texto
Cheng, Ta-Pei (2005). Relativity, Gravitation and
Cosmology: a Basic Introduction. OUP. . La
cosmología es introducida en el marco de la
relatividad general, pero sin los tensores al
completo, que son presentados en ña çultima parte
del libro.
Scott Dodelson (2003). Modern Cosmology.
Academic Press. . Publicado poco antes de los
resultados del WMAP, este es el libro de texto
introductorio más moderno.
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the universe. Cambridge University Press. . Un libro
de texto con pocas matemáticas.
Marc Kutner (2003). Astronomy: A Physical
Perspective. Cambridge University Press. . Un libro
de texto de introducción a la astronomía.
Edward Kolb y Michael Turner (1988). The Early
Universe. Addison-Wesley. . Cñásico de referencua
para los cosmólogos.
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Cosmology. John Wiley. . Una introducción a la
cosmología sin relatividad general.
Andrew Liddle y David Lyth (2000). Cosmological
Inflation and Large-Scale Structure. Cambridge. .
Una introducción a la cosmología con una discusión
sobre inflación.
Viatcheslav Mukhanov (2005). Physical
Foundations of Cosmology. Cambridge University
Press. .
Padmanabhan, T. (1993). Structure formation in the
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formación de estructuras de gran escala en detalle.
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Cambridge University Press. . Una introducción con
más fondo en relatividad general y teoría cuántica
que otros.
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Peebles tiene un gran enfoque histórico.
P. J. E. Peebles (1980). The Large-Scale Structure of
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clásico en estructuras de gran escala, en particular la
discusión de las funciones de correlación.
Martin Rees (2002). New Perspectives in
Astrophysical Cosmology. Cambridge University
Press. .
Steven Weinberg (1971). Gravitation and
Cosmology. John Wiley. . Un libro antiguo, pero
sigue siendo una referencia estándar para un montón
de formalismos matemáticos.
Enlaces externos
Grupos
En inglés:
Cambridge Cosmology - de la Universidad de
Cambridge
Cosmology 101 - del grupo WMAP de la NASA
Origins, Nova Online - Proporcionado por el PBS.
Cosmología -- Cosmología del Universo
Centro de Cosmologís Física. Universidad de
Chicago, Chicago, Illinois.
Dictionario de la Historia de las Ideas:
Imágenes Cósmicas
Cosmología desde la Antigüedad hasta 1850
Cosmología desde 1850
Cosmos - un Periódico Dimensinal Ilustrado desde
el microcosmos hasta el macrocosmos - de la DNA
Digital Nature Agency
Buscador AstroFind - Motor de Búsqueda para
Cosmología y Astronomía
'El Matemático que no Podía Sumar por Emma King
Cosmóloga video del Vega Science Trust.
Páginas personales
En inglés:
Carroll, Sean. "Cosmology Primer". Instituto de
Tecnología de California.
Gale, George, "Cosmología: Debates Metodológicos
en los años 1930 y 1940", The Stanford
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"Meditando sobre la Evolución del Cosmos
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conocimiento para Astronomía Extragaláctica y
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Smith, Tony, "Cosmología -- En el Millennium, las
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sobre Cosmología".
Tyler, Pat y Phil Newman "Más allá de Einstein".
Laboratorio para Astrofísica de Alta Energía
(LHEA) NASA Goddard Space Flight Center.
Wright, Ned. "Tutorial de Cosmología y FAQ".
División de Astronomía y Astrofísica de UCLA.
Scientific American Magazine (Febrero de 2004)
Four Keys to Cosmology Sobre aceleración.
Cosmología fractal
Una "galaxia de galaxias" en el conjunto de Mandelbrot
En el ámbito de la cosmología física, la cosmología fractal
refiere el uso y aparición de fractales en el estudio del
universo conocido. Los cosmólogos emplean diversas
herramientas en su estudio del universo, tanto aparatos
teóricos como observaciones físicas, tomando en
consideración el rango completo de escalas desde el reino de
lo infinitesimalmente pequeño a la escala de Planck, hasta la
escala macro del universo conocido. En ocasiones llegan
más allá de lo que es observable por medios directos. Lo
cierto es que las fractales y sus estructuras derivadas surgen
en casi cualquier lugar que haya caido bajo el escrutinio de
los cosmólogos.
Es digno de mención que se encuentren fractales y trazas de
fractalidad, tanto en cosmología teórica como observacional.
Hacen acto de presencia en ambos extremos de la escala y
también a diversas escalas intermedias como los mercados
de valores (principio ondular de Elliot) el conocido ejemplo
del brócoli o los estudios sobre tumores. Los investigadores
próximos a la corriente popularmente aceptada manejan cada
vez más las fractales para responder cuestiones
cosmológicas. Sin embargo, la metáfora también ha sido
adoptada por otros, fuera del ámbito común de la ciencia, así
que algunas ramas de la cosmología fractal están
sólidamente imbricadas en el reino de las teorías científicas,
mientras que otras se consideran cosmología metafísica o
ciencia espúrea. Es por esto último que las variadas
formulaciones existentes disfrutan de un amplio abanico de
aceptación y reconocimiento que oscila entre ambos
extremos y también el intermedio.
Existen diversos sitios web dedicados a la divulgación de la
cosmología fractal y artículos sobre la misma, revisados por
pares dedicados a la materia. En particular, una de las más
recientes disputas incluye la discusión sobre si la estructura a
gran escala del universo (más de 300 millones de años luz)
podría considerarse fractal, en contraposición con el actual
modelo que la define como homogénea (por un mero
ejercicio de simplificación histórico). La demostración de la
fractalidad a gran escala del universo requiere de
observaciones adicionales (en concreto de la radiación
microondulada de fondo y complicadas soluciones
matemáticas basadas en la teoría de la relatividad de Einstein
, lo que presenta gran complejidad. Entre algunos de sus
objetivos más ambiciosos, la fractalidad del universo podría
determinar con una grado de exactitud sin precedentes, la
distribución de los supercúmulos galácticos y en general de
toda la materia del universo, incluyendo la oscura. También
se propone explicar el colapso del espacio-tiempo que se
produce en el interior de los agujeros negros y relacionarlo
con la gravedad a nivel protónico, superando algunos de los
mayores escollos de la cosmología actual. Sin embargo, en
caso de demostrarse su modelo, podría tambalearse 1 el
actual modelo del Big Bang y todo un extenso conjunto de
teorías que se sustentan sobre esta hipótesis. Este impacto
tan potencialmente elevado influye lógicamente en la intensa
polarización existente entre sus partidarios y detractores.
Otro indicio que apunta a la necesidad de un desarrollo
fractal de la cosmología, es la postulación de masa
imaginaria (entendida como un número imaginario) asociada
a la definición de los taquiones, habida cuenta de la relación
[1] entre el plano de los números complejos y la geometría
fractal.
Para ampliar información se recomienda visitar los enlaces y
el artículo en la wikipedia inglesa: "Fractal Cosmology".
Cosmología observacional
La cosmología observacional es el estudio de la estructura,
la evolución y el origen del Universo a través de la
observación, utilizando instrumentos como telescopios y
detectores de rayos cósmicos.
Contenido
1 Primeras observaciones
1.1 Edwin Hubble y la escalera de
distancias cósmicas
1.2 Abundancias de elementos
1.3 Detección del fondo cósmico de
microondas
2 Observaciones modernas
2.1 Sondeos de corrimiento al rojo
2.2 Experimentos de la radiación de fondo
de microondas
2.3 Observaciones de telescopios
2.3.1 Radio
3 Observaciones futuras
3.1 Neutrinos cósmicos
4 Véase también
5 Referencias
Primeras observaciones
La ciencia de la cosmología física como se practica hoy en
día fue definida durante los años siguientes al debate
Shapley-Curtis cuando se determinó que el universo tiene
una escala mayor que la Vía Láctea. Esto se precipitó por las
observaciones que establecían que el tamaño y la dinámica
del cosmos podían explicarse mediante la Teoría general de
la Relatividad de Einstein. Durante sus comienzos, la
cosmología era una ciencia especulativa basada en un
número de observaciones muy limitado y caracterizada por
la disputa entre los teóricos del estado estacionario y los
promotores del Big Bang. No fue hasta los años 1990 del
siglo XX y posteriormente que las observaciones
astronómicas pudieron eliminar las teorías competidoras y
llevar a la ciencia hasta la "Edad Dorada de la Cosmología",
anunciada por David Schramm durante un coloquio en la
Academia Nacional de Ciencias en 1992.[1]
Edwin Hubble y la escalera de distancias cósmicas
Artículos principales: Ley de Hubble y Escalera de
distancias cósmicas
La estimación de las distancias astronómicas ha sido
históricamente y sigue siendo imprecisa debido a la
considerable incertidumbre en las medidas. En particular,
aunque el paralaje estelar puede usarse para medir la
distancia a las estrellas cercanas, los límites observacionales
impuestos por la dificultad de medir los diminutos paralajes
asociados a los objetos situados más allá de nuestra galaxia
significan que los astrónomos tienen que buscar métodos
alternativos para medir distancias. Con esta finalidad, la
medida de la candela estándar de las estrellas variables
Cefeidas, que fue descubierta por Henrietta Swan Leavitt en
1908 proporcionaría a Edwin Hubble el peldaño que
necesitaba en escalera de distancias cósmicas para
determinar la distancia a las nebulosas espirales. Cuando
Hubble apuntó el telescopio Hooker de 100 pulgadas del
Observatorio Monte Wilson, pudo identificar estrellas
individuales en esas galaxias, y determinó la distancia a las
galaxias aislando Cefeidas individuales. Esto estableció
firmemente a las nebulosas espirales como objetos exteriores
a la Via Láctea. La determinación de la distancia a estos
"universos isla", como se les llamó en los medios de
comunicación, estableció la escala del universo y resolvió el
debate Shapley-Curtis de una vez por todas.[2]
Combinando sus medidas de distancia con los hallazgos de
Vesto Slipher sobre el corrimiento al rojo de estos objetos,
Hubble pudo determinar una correlación entre la distancia a
las galaxias y lo que se llamó sus "velocidades recesivas".
Esta correlación se conocería como Ley de Hubble y serviría
como fundamento observacional para las teorías de
expansión del Universo en las que la cosmología continúa
basándose. La publicación de los datos de Hubble y la
aceptación por los teóricos de sus implicaciones teóricas en
la luz de la teoría de la relatividad general de Einstein es
considerada el principio de la cosmología moderna.[3]
Abundancias de elementos
Artículos principales: Cosmoquímica y Astroquímica
La determinación de las abundancias cósmicas de elementos
tiene una historia que data desde las primeras medidas
espectroscópicas de luz de objetos astronómicos y la
identificación de líneas de emisión y absorción] que se
correspondían con las transiciones electrónicas particulares
de algunos elementos químicos identificados en la Tierra.
Por ejemplo, el Helio fue identificado por primera vez
mediante su firma espectroscópica en el Sol antes de que
fuera aislado en forma de gas en la Tierra.[4] [5]
La computación de las abundancias relativas fue conseguida
mediante observaciones espectroscópicas correspondientes a
medidas de las composiciones de elementos de meteoritos.
Detección del fondo cósmico de microondas
Artículo principal: Radiación de fondo de microondas
En 1948 se predijo la existencia de la radiación de fondo de
microondas por parte de George Gamow y Ralph Alpher, y
Alpher y Robert Herman interpretaron que era debida al
modelo del Big Bang caliente. Además, Alpher y Herman
pudieron estimar la temperatura,[6] pero sus resultados no
fueron amplimente reconocidos y discutidos por la
comunidad. Su predicción fue redescubierta por Robert H.
Dicke y Yakov Zel'dovich a principios de los años 1960 con
el primer reconocimiento de la radiación de fondo como un
fenómeno detectable aparecido en un breve artículo por los
astrofísicos soviéticos A. G. Doroshkevich e Igor
Dmitriyevich Novikov, en la primavera de 1964.[7] En 1964
, David Todd Wilkinson y Peter Roll, colegas de Dicke en la
Universidad de Princeton, empezó a construir un radiómetro
Dicke para medir la radiación de fondo de microondas.[8]
En 1965, Arno Penzias y Robert Woodrow Wilson en
Crawford Hill de los Laboratorios Bell cerca de Holmdel
Township (Nueva Jersey) habían construido un radiómetro
Dicke que intentaron utilizar para experimentos de
radioastronomía y comunicaciones por satélite. Su
instrumental tenía un exceso de 3,5 K de temperatura de
antena que no podían saber de donde venía. Después de
recibir una llamada telefónica de Crawford Hill, Dicke dijo
brillantemente: "Chicos, nos lo han puesto en bandeja".[9]
Una reunión entre grupos de Princeton y Crawford Hill
determinó que la temperatura de antena era debida a la
radiación de fondo de microondas. Penzias y Wilson
recibieron el Premio Nobel de Física de 1978 por su
descubrimiento.
Observaciones modernas
Hoy en día, la cosmología observacional continúa probando
las predicciones de la cosmología teórica y ha llevado al
perfeccionamiento de los modelos cosmológicos. Por
ejemplo, las evidencias observacionales de la materia oscura
han influido fuertemente en el modelado teórico de la
formación de galaxias y sus estructuras. Al intentar calibrar
el diagrama de Hubble usando las precisas candelas estándar
de supernovas se encontraron evidencias de energía oscura a
finales de la década de 1990. Estas observaciones se han
incorporado a un marco de seis parámetros conocido como
modelo Lambda-CDM que explica la evolución del universo
en términos de su material constituyente. Este modelo
subsecuentemente se ha verificado por las detalladas
observaciones del fondo cósmico de microondas,
especialmente mediante el experimento WMAP.
Aqui están incluidos los esfuerzos observacionales modernos
que han influenciados directamente la cosmología.
Sondeos de corrimiento al rojo
Con la aparición de telescopios automatizados y las mejoras
en los espectroscopios, se han realizado varias
colaboraciones para trazar mapas del Universo del
corrimiento al rojo. Combinando el corrimiento al rojo con
los datos de posiciones angulares, un sondeo de corrimiento
al rojo mapea la distribución tridimensional de materia
dentro de un campo del cielo. Estas observaciones son
utilizadas para medir las propiedades de la estructura a gran
escala del Universo. La Gran Muralla, un gran supercúmulo
de galaxias de más de 500 millones de años luz de ancho,
proporciona un claro ejemplo de una estructura a gran escala
que los sondeos de corrimiento al rojo pueden detectar.[10]
El primer sondeo de corrimiento al rojo fue el sondeo CfA,
comenzado en 1977 con la colección de datos inicial
completada en 1982.[11] De manera más reciente, la 2dF
Galaxy Redshift Survey determinó la estructura a gran escala
de una sección del Universo, midiendo valores de z (variable
con la que se suele denominar al corrimiento al rojo) de más
de 220.000 galaxias. La colección de datos fue completada
en 2002 y el conjunto de datos final fue lanzado el 30 de
junio de 2003.[12] Junto con los patrones para el mapeo a
gran escala de galaxias, el 2dF estableció un límite superior
para la masa del neutrino. Otro sondeo notable, el Sloan
Digital Sky Survey (SDSS), sigue su curso (en 2007) e
intenta obtener medidas de alrededor de 100 millones de
objetos.[13] El SDSS ha obtenido el corrimiemto al rojo de
galaxias hasta z = 0,4 y ha conseguido detectar algunos
quásares por encima de z = 6. El DEEP2 Redshift Survey
utiliza los telescopios Keck con el nuevo espectrógrafo
"DEIMOS". Una continuación del programa piloto DEEP1.
DEEP2 se ha diseñado para medir galaxias débiles con
corrimientos al rojo de 0,7 y superiores y por tanto, está
planeada para proporcionar un complemento al SDSS y al
2dF.[14]
Experimentos de la radiación de fondo de microondas
Después del descubrimiento de la radiación de fondo de
microondas, se han realizado cientos de experimentos para
medir y caracterizar las firmas de la radiación. El
experimento más famoso es probablemente el satélite de la
NASA, Cosmic Background Explorer (COBE), que orbitó
entre 1989 y 1996 y que detectó y cuantificó las anisotropías
a gran escala en el límite de sus capacidades de detección.
Inspirado por los resultados iniciales del COBE los
resultados arrojan un fondo extremadamente homogéneo e
isótropo. Hubo una serie de experimentos desde tierra y
desde globos que cuantificaron las anisotropías de la
radiación de fondo de microondas a escalas angulares
pequeñas durante la siguiente década. El objetivo primario
de estos experimentos fue medir la escala angular del primer
pico acústico, para el que el COBE no tenía suficiente
resolución. Estas medidas podían descartar las teorías de
cuerdas cósmicas así como la teoría principal de la
formación de estructuras cósmicas y sugirieron que la
inflación cósmica era la teoría correcta. Durante los años
1990, el primer pico fue medido con sensibilidad creciente y
en el 2000 el experimento BOOMERanG reportó que las
mayores fluctuaciones de potencia ocurrían a escalas de
aproximadamente un grado. Junto con otros datos
cosmológicos, estos resultados implicaban que la geometría
del Universo era plana. Varios interferómetros
proporcionaron medidas de las fluctuaciones con gran
precisión durante los tres años siguientes, incluyendo el
Very Small Array, el Degree Angular Scale Interferometer
(DASI) y el Cosmic Background Imager. De hecho, el DASI
hizo la primera detección de la polarización de la radiación
de fondo de microondas.
En junio de 2001, la NASA lanzó una segunda misión
espacial, el WMAP, para hacer medidas mucho más precisas
de las anisotropías a gran escala en todo el cielo. Los
primeros resultados de esta misiín, hechos públicos en 2003,
fueron medidas detalladas del espectro de potencia angular
para grados de escala bajos, forzando ajustadamente varios
parámetros cosmológicos. Estos resultados son ampliamente
consistentes con los esperados para la inflación cósmica así
como otras varias teorías competidoras y están disponibles
en detalle en el centro de datos de la NASA para el Fondo
Cósmico de Microondas.[15] Aunque el WMAP
proporcionó medidas muy precisas de las fluctuaciones a
gran escala angular en la radiación de fondo de microondas
(estructuras casi tan grandes como en el cielo como la luna),
no tenía la resolución angular necesaria para medir las
fluctuaciones a pequeña escala que se habían observado
utilizando anteriores interferómetros terrestres.
Una tercera misión espacial, el Planck Surveyor, será
lanzada en 2008. El Planck emplea radiómetros HEMT así
como bolómetros y medirá la radiación de fondo de
microondas a escalas menores que el WMAP. Al contrario
que las dos misiones espaciales previas, el Planck es una
colaboración entre la NASA y la ESA. Sus detectores fueron
probados en el Viper telescope antártico como parte del
experimento ACBAR (Arcminute Cosmology Bolometer
Array Receiver), que ha producido las medidas más precisas
a pequeñas escalas angulares hasta la fecha, y en el
telescopio portado en globo llamado Archeops.
Otros instrumentos terrestres como el South Pole Telescope
en la Antártida, el propuesto Clover Project y el Atacama
Cosmology Telescope en Chile proporcionarán datos
adicionales no disponibles en observaciones desde el
espacio, posiblemente incluyendo la polarización modo B.
Observaciones de telescopios
Radio
Las fuentes más luminosas de radio a bajas frecuencias (10
MHz y 100 GHz) son radiogalaxias que se pueden observar
a desplazamientos al rojo extremadamente altos. Estos son
un subgrupo de galaxias activas que han desarrollado
características conocidas como lóbulos y chorros, que se
extienden desde sus núcleos galácticos hasta distancias del
orden de megaparsecs. Al ser tan luminosas se pueden
observar a distancias muy lejanas, por este motivo los
astrónomos las han utilizado para estudiar el Universo a
distancias extremas y en sus primeros tiempos de evolución.
Observaciones futuras
Neutrinos cósmicos
Artículo principal: Fondo cósmico de neutrinos
El Fondo cósmico de neutrinos es una predicción del modelo
del Big Bang que dice que el Universo está lleno de una
radiación de fondo de neutrinos, análoga a la radiación de
fondo de microondas. El fondo de microondas es una
reliquia de cuando el Universo teíia unos 380.000 años, pero
el fondo de neutrinos es una reliquia de cuando el Universo
tenía unos dos segundos.
Si esta radiación de neutrinos pudiera ser observada, sería
una ventana de las etapas más tempranas del Universo.
Desafortunadamente, estos neutrinos ahora estarían muy
frios y así son imposibles de observarlos directamente.
Véase también
Astronomía
Big Bang
Cosmología
física
Fondo
cósmico de
microondas
Cronología
del Big Bang
Destino
último del
Universo
Edad del
universo
Inflación
cósmica
Nucleosíntesis
primordial
Cronología de
la cosmología
Ecuaciones de
Friedmann
Energía
oscura
Materia
oscura
Métrica
FLRW
Ley de
Hubble
Modelo
Lambda-CDM
Métrica de
Expansión del
Universo
Corrimiento al
rojo
CoBE
Estructura a
gran escala
del univers
BOOMERa
Forma del
Universo
Formación
estructural
Formación
evolución d
galaxias
SDSS
WMAP
2dF
Referencias
1. Arthur M. Sackler Colloquia of the National
Academy of Sciences: Physical Cosmology; Irvine,
California: March 27-28, 1992.
2. "Universos isla" es una referencia a las ideas
especulativas propuestas por los pensadores de los
siglos XVIII y XIX. El promotor mas famoso de
esta idea fue el filósofo Immanuel Kant el cual
publicó un número de tratados sobre astronomía
además de sus trabajos filosóficos mas famosos.
Véase Kant, I., 1755. Allgemeine Naturgeschichte
und Theorie des Himmels, Part I, J.F. Peterson,
Königsberg and Leipzig.
3. Esta consideración popular se repite en la inclusión
en la lista de las 100 personas más influyentes del
siglo XX de la revista Time. Michael Lemonick
cuenta sobre Hubble, "Descubrió el cosmos y
haciendo esto fundó la ciencia de la cosmología."
[1]
4. La Enciclopedia de los Elementos Químicos, página
256
5. Diccionario Inglés Oxford (1989), s.v. "helio".
Obtenido el 16 de Diciembre de 2006, del
Diccionario Inglés Oxford Online. También, citado
quí: Thomson, W. (1872). Rep. Brit. Assoc. xcix:
"Frankland y Lockyer encuentran que las
prominencias amarillas dan una línea decididamente
6.
7.
8.
9.
10.
11.
brillante no lejos de D, pero hasta ahora no
identificada en ninguna llama terrestre. Parece
indicar una nueva substancia, que ellos proponen
llamar Helio."
G. Gamow, "El Origen de los Elementos y la
Separación de las Galaxias", Physical Review 74
(1948), 505. G. Gamow, "La evolución del
Universo", Nature 162 (1948), 680. R. A. Alpher y
R. Herman, "Sobre las Abundancias Relativas de
Los Elementos," Physical Review 74 (1948), 1577.
A. A. Penzias. "El origen de los elementos.".
Premio Nobel de Física.
R. H. Dicke, "La medida de la radiación térmica a
frecuencias de microondas", Rev. Sci. Instrum. 17,
268 (1946). Este diseño básico para un radiómetro
se ha utilizado en muchos experimentos posteriores
del fondo cósmico de microondas.
A. A. Penzias y R. W. Wilson, "Una Medida del
Exceso de Temperatura de Antena de 4080 Mc/s,"
Astrophysical Journal 142 (1965), 419. R. H. Dicke,
P. J. E. Peebles, P. G. Roll y D. T. Wilkinson,
"Radiación Cósmica de Cuerpo Negro",
Astrophysical Journal 142 (1965), 414. La historia
se cuenta en P. J. E. Peebles, Principios de
cosmología física (Princeton Univ. Pr., Princeton
1993).
M. J. Geller & J. P. Huchra, Science 246, 897
(1989). online
Ver la web oficial de la CfA para más detalles.
12. Shaun Cole et al. (Colaboracíon 2dFGRS). "La 2dF
galaxy redshift survey: Análisis de espectro de
potencia del conjunto de datos final y sus
implicaciones cosmológicas". Web del 2dF Galaxy
Redshift Survey
13. Web del SDSS
14. Marc Davis et al. (Colaboración DEEP2) (2002). «
Objetivos de la ciencia y primeros resultados del
sondeo de corrimiento al rojo DEEP2». Conferencia
sobre Telescopios Astronómicos e Instrumentación,
Waikoloa, Hawaii, 22-28 Agosto de 2002.
15. NASA's data center for Cosmic Microwave
Background (CMB) research Base de datos de la
NASA para los datos de los experimentos de la
radiación de fondo de microondas.
Cosmología taoísta
En la cosmología taoísta, o en la explicación del origen del
universo, utilizar la palabra creación está absolutamente
fuera de lugar. En la óptica taoísta, de hecho, el todo no ha
sido creado por una entidad suprema, un dios, que como un
artesano crea sus obras creó el universo con sus manos sino
que el universo es una correlación de fuerzas en equilibrio
sin creador o mando central.
Cosmólogo
Un cosmólogo es un astrónomo que estudia la cosmología,
que es una rama de la astronomía que se encarga de estudiar
la historia, origen y futuro del Universo, así como su
estructura a gran escala.
Véase también
Cosmos
Aceleración de la expansión del universo
Cosmoquímica
La cosmoquímica concierne sobre el origen y desarrollo de
los elementos y sus isótopos en el universo. Conecta con la
astrofísica, en particular con la física de las estrellas y las
supernovas, en particular la cosmoquímica trata sobre el
origen y desarrollo de los elementos y sus isótopos en el
Sistema Solar y por lo tanto, la cosmoquímica es una parte
importante de la planetología y sus investigaciones dan
explicación al origen y desarrollo del Sistema Solar.
Véase también
Astroquímica
Geoquímica
Astronomía
Cosmos
En su sentido más general, un cosmos es un sistema
ordenado o armonioso. Se origina del termino griego "", que
significa orden u ornamentos, y es la antítesis del caos. Hoy
la palabra suele utilizar como sinónimo de universo
(considerando el orden que éste posee). Las palabras
cosméticos y cosmetología tienen el mismo origen. El
estudio del cosmos (desde cualquier punto de vista) se llama
cosmología. Cuando esta palabra es usada como término
absoluto, significa todo lo que existe, incluyendo lo que se
ha descubierto y lo que no.
Contenido
1 Filosofía
2 Teología
3 Cosmología
4 Filosofía de la Nueva Era
5 Literatura
6 Referencias
7 Véase también
Filosofía
La gran extensión del Universo,
capturada por la Nasa
Se dice que Pitágoras ha sido el primer filósofo en aplicar el
término cosmos hacia el Universo, tal vez por el orden del
firmamento estrellado.
El cosmismo ruso es una filosofía cosmocéntrica y
movimiento cultural que surgió en Rusia a principios del
siglo XX.
Además Cosmos significa organización.
Teología
En teología el término puede ser usado para denotar la
creación del universo, sin incluir a Dios. La Septuaginta usa
tanto Kosmos y oikumene para los núcleos habitados del
mundo. En la teología cristiana, la palabra también se utiliza
como sinónimo de aion para referirse a la "vida mundana" o
"este mundo", contrario al más allá.
Cosmología
Universum – Grabado Flammarion,
París 1888.
La cosmología es el estudio del cosmos desde varios puntos
de vista, según el contexto. Todas las cosmologías tienen en
común un intento de entender el orden implícito en el
conjunto del ser. De esta manera, la mayoría de las
religiones y sistemas filosóficos tienen una cosmología.
Imagen de la distribución del fondoo
de radiación cósmico 700.000 años
después del Big Bang, generalmente
se asume que ocurrió hace
13,700,000,000 años.
En la cosmología física, el término cosmos se usa a menudo
en una forma técnica, refiriéndose a un continuo
espacio-tiempo dentro de un (postulado) multiverso. Nuestro
particular cosmos en general, es nombrado como el Cosmos.
Ver física.
En lo filosófico el uso de la palabra "absoluto", cosmos y
universo puede ser empleado como sinónimo de todo lo que
existe.
Filosofía de la Nueva Era
El filósofo Ken Wilber utiliza el término Kosmos para
referirse a todas las existencias manifiestas, con inclusión de
diversos reinos de la conciencia. El término Kosmos utiliza
con tal fin se distingue un nondual Universo (que, a su
juicio, incluye tanto la noetica y los aspectos físicos) del
Universo estrictamente físico, que es la preocupación de las
ciencias tradicionales.
Literatura
La vista del cosmos como “naturaleza autosuficiente,
autónomo” está en contraste agudo a la vista de la naturaleza
como un simple mecanismo para el crecimiento de los seres
humanos.
En la opinión del mundo del cosmos, el hombre es una parte
de la naturaleza, mientras que en la opinión del mundo del
mecanismo, el hombre domina la naturaleza.
El filósofo Ken Wilber utiliza el término cosmos para
referirse a todo lo que existe. El término cosmos se utiliza
para distinguir este universo no dual (que, en su opinión,
incluye aspectos no éticos y físicos) del universo
terminantemente físico que es la preocupación (“estrecho”)
de las ciencias tradicionales y que se asocia extensamente al
término cosmos.
Cosmos es todo lo que es, lo que ha sido
o lo que será.
Carl Sagan, Cosmos: Un viaje personal[
1]
Referencias
1. Cosmos: Un viaje personal. Capítulo 1. En la orilla
del océano cósmico. 1980. Minuto 1:00 al 2:00.
Véase también
Caos
Cosmografía
Cosmología
Cráter secundario
Los cráteres secundarios son cráteres de impacto que se
forman por trozos eyectados por un impacto mayor. A veces
forman cadenas de cráteres.[1]
Los trozos pueden viajar por muchos cientos de kilómetros
antes de volver a colisionar con el cuerpo mayor. En la
Tierra, los restos de los cráteres son erosionados
rápidamente por el clima y la actividad de los seres vivos,
por lo que los cráteres secundarios son más claros en otros
cuerpos celestes, como la Luna o Marte.
Ejemplos lunares
Los rayos que radian desde el
cráter Tycho son cráteres
El Mare Imbrium (al frente)
secundarios, restos del impacto
está cruzado por cráteres
original. Son más fáciles de
secundarios del impacto que
observar durante la Luna llena.
formó el cráter Copérnico
(arriba, al centro)
Referencias
1.
http://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/secondary_
Encyclopaedia of Science
Enlaces externos
Algunos cráteres secundarios y cadenas de cráteres
vistos por las misiones Apollo
Cronología del Big Bang
Esta cronología del Big Bang describe los eventos que han
ocurrido y ocurrirán de acuerdo a la teoría del Big Bang,
utilizando el parámetro del tiempo cosmológico como las
coordenadas comóviles.[1] Las observaciones sugieren que
el universo como lo conocemos empezó hace
aproximadamente 13.700 millones de años. Desde entonces,
la evolución del universo ha pasado por tres fases. El
universo muy primigenio, que sigue siendo comprendido
pobremente, fue la fracción de segundo que el universo
estaba tan caliente que las partículas tenían una energía tan
alta que estas sólo son accesibles en la Tierra con un
acelerador de partículas. Por tanto, mientras las
características básicas de esta época han sido resueltas en la
teoría del Big Bang, los detalles están ampliamente basados
en conjeturas de culto. Siguiendo a esto, en el Universo
primigenio, la evolución del Universo procedió de acuerdo a
la conocida física de alta energía. Fue enconces cuando se
formaron los primeros protones, neutrones y electrones,
después los núcleos y finalmente los átomos. Con la
formación de hidrógeno neutro, se emitió el fondo cósmico
de microondas. Finalmente, la época de las formaciones
estructurales comenzó, cuando la materia empezó a
agregarse en las primeras estrellas y quasars y por último se
formaron las galaxias, las agrupaciones galácticas y los
supercúmulos. El futuro del Univeso no es firmemente
conocido.
Contenido
1 El Universo muy primigenio
1.1 La era Planck: 10–43 segundos
1.2 La Época de la Gran Unificación: 10
–33 segundos
1.3 Inflación cósmica
1.3.1 Recalentamiento
1.3.2 Bariogénesis
2 El Universo primigenio
2.1 La época electrodébil: 10–12 s
2.1.1 Ruptura de la Supersimetría
2.2 La época del hadrón: 10–6 - 10–2 s
2.3 Nucleosíntesis: 1 s - 3 minutos
2.4 Dominación de la materia: 70.000 años
2.5 Recombinación: 300.000 años
2.6 Épocas oscuras
3 Formación de estructuras
3.1 Reionización
3.2 Formación de las estrellas
3.3 Formación de galaxias
3.4 Formación de grupos, cúmulos y
supercúmulos
3.5 Formación del Sistema Solar, 8.000
millones de Años
3.6 Hoy, 13.700 millones de años
4 Destino final del Universo
4.1 Muerte caliente, 1-100 billones de años
4.2 El Big Crunch, 100.000 millones de
años a ?? años
4.3 Big Rip
4.4 Metaestabilidad del vacío
5 Véase también
6 Referencias
7 Enlaces externos
El Universo muy primigenio
Toda nuestra comprensión cosmogónica del Universo muy
primigenio es especulativa. Ningún experimento actual
prueba suficientemente las altas energías como para
proporcionar entendimiento sobre este periodo. Los
escenarios difieren radicalmente. Algunas ideas son el estado
inicial Hartle-Hawking, el paisaje de cuerdas, la inflación
brana, la cosmología de las cuerdas gaseosas y el Universo
ekpyrótico. Algunas de estas ideas son mutuamente
compatibles, otras no.
La era Planck: 10–43 segundos
Artículo principal: Época de Planck
De acuerdo con teorías tentativas y que por el momento no
han tenido confirmación empírica adecuada como, la
supersimetría como otras teorías que incluirían las teorías de
la gran unificación inicialmente lo que hoy en día vemos
como cuatro fuerzas fundamentales independientes:
electromagnetismo, interacción nuclear débil, interacción
nuclear fuerte y la gravedad, serían manifestaciones de una
única fuerza fundamental, descritos por un lagrangiano
único. Así las constantes de acoplamiento de estas cuatro
fuerzas fundamentales habrían tenido el mismo valor y el
grupo de simetría de esta teoría incluiría los grupos parciales
de simetría de las cuatro fuerzas fundamentales, razón por la
que se afirma que estarían unificadas en una única fuerza
fundamental.
Poco se conoce sobre esta época, aunque diferentes teorías
hacen diferentes predicciones. La teoría de Einstein de la
relatividad general predice una singularidad espaciotemporal
antes de este tiempo, pero bajo estas condiciones la teoría se
espera que fracase debido a los efectos cuánticos. Los físicos
esperan que las teorías propuestas de la gravedad cuántica,
así como la teoría de cuerdas y la gravedad cuántica de
bucles, eventualmente conducirán a una mejor comprensión
de esta época.[2]
La Época de la Gran Unificación: 10–33 segundos
Artículo principal: Teoría de la gran unificación
Como el Universo se expande y se enfría desde la época de
Planck, la gravedad se empieza a separar de las interacciones
de gauge: el electromagnetismo y las interacciones nucleares
débil y fuerte. La física a esta escala se puede describir por
una gran teoría de unificación en el que los grupos de gauge
del modelo éstandar se integra en un grupo mucho mayor,
que se rompe para producir las fuerzas de la Naturaleza
observadas. Eventualmente, la gran unificación se rompe
cuando la interacción nuclear fuerte se separa de la fuerza
electrodébil. Esto debería producir monopolos magnéticos.
Inflación cósmica
Artículo principal: Inflación cósmica
La temperatura, y por tanto el tiempo, en que la inflación
cósmica ocurrió no se conoce. Durante la inflación, el
Universo es alisado y el Universo entra en una fase de
expansión rápida homogénea e isótropa en la que se las
bases de la formación de estructuras son sentadas en la
forma de un espectro primordial de fluctuaciones de
casi-invariantes en escala. Parte de la energía de los fotones
se convierten en quarks virtuales e hiperiones, pero estas
partículas decaen rápidamente. Un escenario sugiere que
antes de la Inflación Cósmica, el Universo era frío y vacío, y
el inmenso calor y energía asociada con los primeros estados
del Big Bang se crearían en el cambio de fase asociado con
el fin de la inflación.[3] [4]
Recalentamiento
Durante el recalentamiento, la expansión potencial que
ocurrió durante la inflación cesa y la energía potencial del
campo inflatón se descompone en calor, plasma relativista
de partículas. Si la gran unificación es una característica de
nuestro Universo, la inflación cósmica tiene que ocurrir a la
vez o después de que la simetría de la gran unificación se
rompe, de otra manera los monopolos magnéticos se podrían
observar en el Universo visible. en este momento, el
Universo está dominado por la radiación y se forman los
quarks, los electrones y los neutrinos.
Bariogénesis
Artículo principal: Bariogénesis
El universo actual parece contener muchos más bariones que
antibariones. Esta asimetría sólo puede explicarse aceptando
algún tipo de violación de la simetría CP, entonces una
partícula y su correspondiente antipartícula no se
comportarían de modo simétricamente equivalente en la
evolución temporal del universo. Ya que el universo tiene
simetría CPT, la violación CP es posible si existe también
violación T (temporal). La bariogénesis asimétrica requiere
además que el equilibrio químico sea mucho más rápido que
el equilibrio térmico, para que al expandirse el universo
tenga una composición homogénea. Además las condiciones
de Sakharov tienen que cumplirse poco tiempo después de la
inflación. Hay indicios que indican que es posible en
modelos físicos conocidos y del estudio de las teorías de la
gran unificación, pero el cuadro completo no es conocido.
El Universo primigenio
En este punto, el Universo está relleno de plasma de
quarks-gluones.
La época electrodébil: 10–12 s
Véase también: Modelo electrodébil
Cuando se produce la ruptura espontánea de simetría
electrodébil, se cree que todas las partículas fundamentales
adquieren masa vía el mecanismo de Higgs en el que los
bosones de Higgs adquieren un valor esperado en el vacío.
En este momento, los neutrinos se desemparejaron y
empezaron a viajar libremente a través del espacio. Este
fondo cósmico de neutrinos, a pesar de ser improbable su
observación en detalle, es análogo al fondo cósmico de
microondas que fue emitido mucho después.
Ruptura de la Supersimetría
Artículo principal: Ruptura de la supersimetría
Si la supersimetría es una propiedad de nuestro Universo,
entonces tiene que romperse a una energía por debajo de 1
TeV, la escala de simetría electrodébil. Las masas de las
partículas y sus supercompañeras no serían iguales, lo que
explicaría por qué no se han observado supercompañeros de
las partículas conocidas.
La época del hadrón: 10–6 - 10–2 s
Artículo principal: Plasma quark-gluon
El plasma quark-gluon del que está compuesto el Universo
se enfría hasta formar hadrones, incluyendo bariones como
los protones y los neutrones.
Nucleosíntesis: 1 s - 3 minutos
Artículo principal: Nucleosíntesis primordial
En este momento, el Universo se ha enfriado lo suficiente
como para que se empiecen a formar los núcleos atómicos.
Los protones (iones de hidrógeno) y neutrones se empiezan a
combinar en núcleos atómicos. Al final de la nucleosíntesis,
unos tres minutos después del Big Bang (el libro de Steven
Weinberg sobre el Universo primigenio se tituló Los Tres
Primeros Minutos del Universo) el Universo se había
enfriado hasta el punto que la fusión nuclear paró. En este
momento, hay unas tres veces más iones de hidrógeno que
núcleos de 4He y solo escasas cantidades de otros núcleos.
Dominación de la materia: 70.000 años
En este momento, las densidades de materia no-relativista
(núcleos atómicos) y radiación relativista (fotones) son
iguales. La longitud de Length, que determina las estructuras
más pequeñas que se pueden formar (debido a la
competencia entre la atracción gravitacional y los efectos de
la presión), empieza a caer y las perturbaciones, en vez de
empezar a aniquilarse por la circulación libre de radiación,
pude empezar a crecer en amplitud.
Recombinación: 300.000 años
Véase también: Radiación cósmica de microondas
Los datos del WMAP muestran las variaciones del
fondo de radiación de microondas a través del
Universo desde nuestra perspectiva, aunque las
variaciones actuales son más suaves que lo que
sugiere el diagrama.
Los átomos de hidrógeno y helio se empiezan a formar y la
densidad del Universo disminuye. Durante la recombinación
ocurre el desemparejamiento, causando que los fotones
evolucionen independientemente de la materia. Esto
significa en gran medida, que los fotones que componen el
fondo cósmico de microondas son un dibujo del Universo de
esa época.
Épocas oscuras
Véase también: Radiación de 21 centímetros
En esta época, muy pocos átomos son ionizados, así que la
única radiación emitida es el spin de 21 cm de la línea del
hidrógeno neutro. Actualmente hay un esfuerzo
observacional en proceso para detectar esta radiación tenue,
como es en principio una herramienta más potente que el
fondo de radiación de microondas para estudiar el Universo
primigenio.
Formación de estructuras
Véase también: Estructura a gran escala del universo y
Formación de estructuras
El Campo Ultra Profundo del Hubble a menudo
exhibe galaxias de una era antigua que nos dice
cómo era la Era Estelñifera.
Otra imagen del Hubble muestra una galaxia
infantil formándose cerca, que significa que ha
ocurrido recientemente en la escala temporal
cosmológica. Esta es la prueba de que el Universo
no está terminado con la formación de galaxias.
La formación de estructuras en el modelo del Big Bang
avanzan jerárquicamente, las estructuras pequeñas se forman
antes que las grandes. Las primeras estructuras que se
formaron fueron los quasares, que se piensa que son
brillantes, las primeras galaxias activas y las estrellas de la
población III. Antes de esta época, la evolución del Universo
podría comprenderse a través de la teoría de la perturbación
lineal cosmológica: todas las estructuras se podrían
comprender como pequeñas desviaciones de un Universo
homogéneo perfecto. Esto es computacionalmente
relativamente fácil de estudiar. En este momento se
empiezan a formar las estructuras no lineales y el problema
computacional se hace mucho más difícil, convirtiéndose en,
por ejemplo, simulaciones-N con miles de millones de
partículas.
Reionización
Véase también: Reionización y Radiación de 21 centímetros
Los primeros quasares se formaron del colapso
gravitacional. La intensa radiación que emiten, reioniza el
Universo circundante. Desde este punto en adelante, buena
parte del Universo se compone de plasma.
Formación de las estrellas
Véase también: Formación estelar
Las primeras estrellas, muchas estrellas parecidas a las de la
Población III, se formaron y empezaron el proceso de
prender los elementos luminosos que se formaron en el Big
Bang (hidrógeno, helio y litio) en elementos más pesados.
Formación de galaxias
Véase también: Formación y evolución de galaxias
Los grandes volúmenes de materia colapsan para formar una
galaxia. Las estrellas de la Población II se formaron pronto
en este proceso y las estrellas de la Población I se formaron
después.
Formación de grupos, cúmulos y supercúmulos
Véase también: Estructura a gran escala del universo
La atracción gravitacional atrae a las galaxias las unas a las
otras para formar grupos, cúmulos y supercúmulos.
Formación del Sistema Solar, 8.000 millones de Años
Véase también: Sistema Solar
Finalmente, se forman los objetos de la escala de nuestro
Sistema Solar. Nuestro Sol es una estrella de generación
tardía, incorporando los escombros de muchas generaciones
de estrellas primigenias y formado hace unos 5.000 millones
de años ó unos 8.000 ó 9.000 millones de años después del
Big Bang.
Hoy, 13.700 millones de años
Las mejores estimaciones actuales de la edad del Universo
dicen que hoy han pasado 13.700 millones de años desde el
Big Bang. Como la expansión del Universo parece que se
está acelerando, los supercúmulos son considerados como
las estructuras más grandes que se habrán formado en el
Universo. La presente expansión acelerada previene a
cualquier estructura inflacionaria de entrar en el horizonte y
previene la formación de nuevas estructuras
gravitacionalmente unidas.
Destino final del Universo
Artículo principal: Destino último del Universo
Así como con las interpretaciones de lo qué ocurrió en el
Universo muy primigenio, se necesitan avances en Física
fundamental antes de que sea posible conocer con mayor
certeza el destino final del Universo. Abajo se mencionan
algunas de las principales posibilidades .
Muerte caliente, 1-100 billones de años
Véase también: Muerte caliente del Universo
Este escenario es generalmente considerado como el más
probable y ocurrirá si el Universo continúa en expansión
como hasta ahora. Sobre la escala de tiempo en el orden de
un billón de años, las estrellas existentes se apagarán y la
mayor parte del Universo se volverá oscuro. El Universo se
aproxima a un estado altamente entrópico. Sobre una escala
del tiempo mucho más larga en las eras siguientes, las
galaxias colapsarían en agujeros negros con la evaporación
consecuente vía la radiación de Hawking. En algunas teorías
de la gran unificación, la descomposición de protones
convertirá el gas interestelar subyacente en positrones y
electrones, que se recombinarán en protones. En este caso, el
Universo indefinidamente consistirá solamente en una sopa
de radiación Uniforme que estará ligeramente corrida hacia
el rojo con cada vez menos energía, enfriándose.
El Big Crunch, 100.000 millones de años a ?? años
Véase también: Big Crunch
Si la densidad de energía de la energía oscura fuera negativa
o el Universo fuera cerrado, entonces sería posible que la
expansión del Universo se revirtiera y el Universo se
contrajera hacia un estado caliente y denso. Esto sería
análogo a una inversión temporal del Big Bang. A menudo
se propone como parte de un escenario de Universo oscilante
, como el modelo cíclico. Las observaciones actuales
sugieren que este modelo del Universo es poco probable que
sea correcto y la expansión continuará.
Big Rip
Véase también: Big Rip
Este escenario es posible sólo si la densidad de energía de la
energía oscura realmente se incrementa sin límite a lo largo
del tiempo. Tal energía oscura se llama energía fantasma y
es diferente de cualquier tipo de energía conocida. En este
caso, la tasa de expansión del Universo se incrementará sin
límite. Los sistemas vinculados gravitacionalmente, como
los cúmulos de galaxias, las galaxias y en última instancia
los sistemas solares se destrozarán. Eventualmente la
expansión será tan rápida que superará las fuerzas que
sustentan las moléculas y los átomos. Finalmente incluso los
núcleos atómicos se desintegrarán y el Universo tal como le
conocemos acabará en un inusual tipo de singularidad
espacio-temporal. En otras palabras, el Universo se
expandirá tanto que la fuerza electromagnética que mantiene
a las cosas jutas caerá a esta expansión, haciendo que las
cosas se desintegren.
Metaestabilidad del vacío
Véase también: Falso vacío
Si nuestro Universo está en un falso vacío de larga vida, es
posible que el Universo hará un túnel hacia un estado de
energía menor. Si esto ocurriera, todas las estructuras se
destruirán instantáneamente, sin alertar.
Véase también
Universo
Big Bang
Big Crunch
Big Rip
Edad del
universo
Destino
último del
Universo
Cronología de
la cosmología
Investigadores
en cosmología
Cosmología
física
Referencias
Nucleosíntesis
primordial
Inflación
cósmica
Radiación de
fondo de
microondas
Fondo
cósmico de
neutrinos
Corrimiento
al rojo
Ley de
Hubble
Métrica de
Expansión del
Universo
Ecuaciones de
Friedmann
Energía
oscura
Materia
oscura
Forma del
Universo
Formación
estructural
Formación
y
evolución
de
galaxias
Estructura
a gran
escala del
universo
1. [W. Hogg] (11 de Mayo de 1999). «Distance
measures in cosmology». Consultado el 23 de
Febrero de 2007.
2. The Planck Era - The Astronomy Cafe, Dr. Sten
Odenwald
3. Página de A. Gulth
4. Andrew R. Liddle (11 de enero de 1999). «An
introduction to cosmological inflation». nombre de
la revista o publicación donde apareció el artículo.
Consultado el 23 de Febrero de 2007.
Enlaces externos
Brian Holtz (2002). Cronología del Conocimiento
Humano: Fundamentos y Límites.
PBS Online (2000). Desde el Big Bang al Final del
Universo - Los Misterios de la Cronología del
Espacio Profundo.
Eric Schulman (1997). La Historia del Universo en
250 Palabras o Menos.
Página Principal del Telescopio Espacial Hubble.
Fermilab graphics
Primeras pistas de los astrónomos de qué pasaría
dentro de mil millones de años desde un segundo
antes de que empezara el tiempo
La Aventura del Universo
Cronología de la cosmología
Esta cronología de teorías cosmológicas y descubrimientos
es un catálogo cronológico de la evolución de la
comprensión humana del cosmos durante más de dos
milenios. Las concepciones cosmológicas modernas siguen
el desarrollo de la disciplina científica de la cosmología
física.
Contenido
1 Antes de 1900
2 1900-1949
3 1950 a 1999
4 Desde 2000
5 Referencias
Antes de 1900
Siglo III a. C.- Aristarco de Samos propone un
Universo heliocentrista
Siglo II - Claudio Ptolomeo propone un Universo
centrado en la Tierra, con el Sol y los planetas
girando alrededor de la tierra.
A partir del 500 - Varios astrónomos proponen un
Universo heliocentrista, entre los que están
Aryabhata, Bhaskara I, Ibn al-Shatir y Nicolás
Copérnico.
1576 - Thomas Digges modifica el sistema
copernicano eliminando su límite exterior y
reemplazándo el borde por un espacio sin acotar
lleno de estrellas.
1584 - Giordano Bruno propone una cosmología no
jerárquica, donde el Sistema Solar copernicano no es
el centro del Universo, sino más bien, un sistema de
estrellas relativamente insignificante, entre una
multitud infinita de otros.
1610 - Johannes Kepler utiliza el oscuro cielo
nocturno para argumentar un Universo finito.
1687 - Las Leyes de Newton describen los
movimientos a gran escala del Universo.
1720 - Edmund Halley lanza una forma primitiva de
la Paradoja de Olbers.
1744 - Philippe Loys de Chéseaux lanza otra forma
primitiva de la Paradoja de Olbers.
1791 - Erasmus Darwin escribe la primera
descripción de un Universo cíclico de expansión y
contracción en su poema The Economy of
Vegetation.
1826 - Heinrich Olbers formula su Paradoja de
Olbers
1848 - Edgar Allan Poe ofrece la primera solución a
la Paradoja de Olbers en "Eureka", un ensayo que
también sugiere la expansión y colapso del
Universo.
1900-1949
1905 - Albert Einstein publica la Teoría de la
Relatividad Especial, diciendo que el espacio y el
tiempo no son continuos separados.
1915 - Albert Einstein publica la Teoría de la
Relatividad General, demostrando que la densidad
de energía comba el espacio-tiempo.
1917 - Willem de Sitter obtiene una cosmología
estática isotrópica con una constante cosmológica
así como una cosmología de expansión del vacío
con una constante cosmológica, llamado el Universo
de Sitter.
1922 - Vesto Slipher resume sus hallazgos sobre los
corrimientos al rojo sistemáticos de las nebulosas en
espiral.
1922 - Alexander Friedmann encuentra una solución
a las Ecuaciones del campo de Einstein que sugieren
una expansión general del espacio.
1927 - Georges Lemaître discute el evento de
creación event de un Universo en expansión
gobernado por las Ecuaciones del campo de Einstein
.
1928 - Howard Percy Robertson menciona
brevemente que las medidas de corrimiento al rojo
Vesto Slipher combinadas con las medidas de brillo
de las mismas galaxias indican una relación
corrimiento al rojo-distancia.
1929 - Edwin Hubble demuestra la relación lineal
corrimiento al rojo-distancia y así demuestra la
expansón del Universo.
1933 - Edward Milne nombra y formaliza el
principio cosmológico.
1934 - Georges Lemaître interpreta la constante
cosmológica como debida a la energía del vacío con
una inusual ecuación de estado de un fluido
perfecto.
1938 - Paul Dirac sugiere la hipótesis de los grandes
números, en la que la constante gravitacionas puede
ser pequeña porque disminuye con el tiempo.
1948 - Ralph Alpher, Hans Bethe("en ausencia") y
George Gamow examinan la sítesis de elementos en
un Universo en rápida expansión y enfriamiento y
sugieren que los elementos fueron producidos por
captura rápida de neutrones.
1948 - Hermann Bondi, Thomas Gold y Fred Hoyle
proponen la Teoría del Estado Estacionario basadda
en el principio cosmológico perfecto.
1948 - George Gamow predice la existencia de la
radiación de fondo de microondas considerando el
comportamiento de la radiación primigenia en un
Universo en expansión.
1950 a 1999
1950 - Fred Hoyle acuñó con sorna el término "Big
Bang".
1961 - Robert H. Dicke dice que la vida basada en
carbono sólo puede aparecer si la fuerza
gravitacional es pequeña, porque es entonces cuando
las estrellas se queman. Primera utilización del
principio antrópico débil.
1965 - Hannes Olof Gösta Alfvén propone el ahora
olvidado concepto de ambiplasma para explicar la
asimetría bariónica.
1965 - Martin Rees y Dennis Sciama analiza los
datos cuánticos de las fuentes quásar y descubre que
la densidad de los quásares se incrementan con el
corrimiento al rojo.
1965 - Arno Allan Penzias y Robert Woodrow
Wilson, astrónomos en los Laboratorios Bell
descubrieron la radiación de fondo de microondas
de 2.7 K, que les permitió ganar el Premio Nobel de
Física en 1978. Robert H. Dicke, Philip James
Edwin Peebles, Peter Roll y David Todd Wilkinson
lo interpretaron como una reliquia del Big Bang.
1966 - Stephen Hawking y George Ellis demuestran
que cualquier cosmología relativista general
plausible es singular.
1966 - Philip James Edwin Peebles demuestra que el
Big Bang caliente predice la abundancia correcta de
Helio.
1967 - Andrei Sakharov presenta los requisitos para
la bariogénesis, una asimetría barión-antibarión en
el Universo.
1967 - John Bahcall, Wal Sargent y Maarten
Schmidt miden la división de la estructura fina de
las líneas espectrales en 3C191 y por tanto,
demostraron que la Constante de estructura fina no
varía significantemente con el tiempo.
1968 - Brandon Carter especula con que tal vez las
constantes fundamentales de la naturaleza tienen que
estar dentro de un rango restringido para permitir la
emergencia de la vida. Primera utilización del
principio antrópico fuerte.
1969 - Charles Misner formalmente presenta el
problema de horizonte del Big Bang.
1969 - Robert H. Dicke formalmente presenta el
problema de la monotonía del Big Bang.
1973 - Edward Tryon propone que el Universo
pueda ser una fluctuación del vacío de la mecánica
cuántica a gran escala donde la masa-energía
positiva es balanceada por la energía potencial
gravitacional negativa.
1974 - Robert Wagoner, William Fowler y Fred
Hoyle demuestran que el Big Bang caliente predice
las abundancias correctas de deuterio y litio.
1976 - Alex Shlyakhter utiliza las relaciones de
samario del reactor de fisión nuclear natural de Oklo
en Gabón para demostrar algunas leyes de la física
que han permanecido invariantes durante más de dos
mil millones de años.
1977 - Gary Steigman, David Schramm y James
Gunn examinan la relación entre la abundancia
primigenia de helio y el número de neutrinos y
afirman que pueden existir al menos cinco familias
de leptones.
1981 - Viacheslav Mukhanov y G. Chibisov
proponen que las fluctuaciones cuánticas podrían
conducir a la estructura a gran escala a un Universo
inflacionario.
1981 - Alan Guth propone el Universo del Big Bang
inflacionario como una posible solución a los
problemas del horizonte y la monotonía.
1990 - Los resultados preliminares de la misión
COBE de la NASA confirman que la radiación de
fondo de microondas es un cuerpo negro isótropo
con una sorprendente precisión de una parte entre 10
5, eliminando así la posibilidad de un modelo
integrado de luz estelar propuesto por los entusiastas
de la teoría del estado estacionario.
Años 1990 - Experimentos terrestres de la radiación
de fondo de microondas miden el primer pico,
determinan que el Universo es geométricamente
plano.
1998 - Prueba contradictoria para la constante de
estructura fina que varía durante el tiempo de vida
del Universo es publicada.
1998 - Adam Riess, Saul Perlmutter y otros
descubren la aceleración cósmica en observaciones
de Supernovas Tipo Ia proporcionando la primera
prueba para una constante cosmológica no nula.
1999 - Las medidas de la radiación de fondo de
microondas (de forma más notable por el
experimento BOOMERanG ver Mauskopf et al.,
1999, Melchiorri et al., 1999, de Bernardis et al.
2000) proporcionan pruebas de oscilaciones (picos)
en el espectro de anisotropía angular como se
esperaba en el modelo estándar de la cosmología
para la formación de estructuras. Estos resultados
indican que la geometría del Universo es plana.
Junto con los datos de la estructura a gran escala,
esto proporciona pruebas complementarias para
constantes cosmológicas no nulas.
Desde 2000
2002 - El Cosmic Background Imager (CBI) en
Chile obtiene imágenes de la radiación de fondo de
microondas con la mayor resolución (4 arcmin) a la
fecha. Logra cubrir y obtener datos del espectro de
anisotropías no alcanzados anteriormente (hasta l ~
3000). Se infiere un leve exceso de potencia al final
del espectro (l > 2500) que aún no logra explicarse
completamente, llamado "exceso-CBI".
2003 - El WMAP de la NASA toma más fotografías
detalladas del cielo completo de la radiación de
fondo de microondas. La imagen se puede
interpretar para indicar que el Universo tiene 13.700
millones de años (con un 1% de error) y confirmar
que el Modelo Lambda-CDM y la inflación cósmica
son correctas al complementarse con datos del CBI.
2003 - El Sloan Great Wall es descubierto.
2004 - El Cosmic Background Imager (CBI) obtiene
el primer espectro del modo-E de polarización de la
radiación de fondo de microondas.
2006 - Los tres años de resultados largo tiempo
esperados del WMAP son publicados, confirmando
los análisis previos, corrigiendo varios puntos e
incluyendo datos de polarización.
Referencias
Bunch, Bryan, y Alexander Hellemans, "La Historia
de la Ciencia y la Tecnología: Una Guía Buscador
de los Grandes Descubrimientos, Invenciones y la
Gente Que los Hizo desde el Amanecer de los
Tiempos hasta Hoy".
P. Mauskopf et al.,astro-ph/9911444, Astrophys.J.
536 (2000) L59-L62.
A. Melchiorri et al.,astro-ph/9911445, Astrophys.J.
536 (2000) L63-L66.
P. de Bernardis et al., astro-ph/0004404, Nature 404
(2000) 955-959.
Cuerpo negro
Radiación de cuerpo negro para diferentes temperaturas. El
gráfico también muestra el modelo clásico que predijo a la ley
de Planck.
Un cuerpo negro es un objeto teórico o ideal que absorbe
toda la luz y toda la energía radiante que incide sobre él.
Nada de la radiación incidente se refleja o pasa a través del
cuerpo negro. A pesar de su nombre, el cuerpo negro emite
luz y constituye un modelo ideal físico para el estudio de la
emisión de radiación electromagnética. El nombre Cuerpo
negro fue introducido por Gustav Kirchhoff en 1862. La luz
emitida por un cuerpo negro se denomina radiación de
cuerpo negro.
Todo cuerpo emite energía en forma de ondas
electromagnéticas, siendo esta radiación, que se emite
incluso en el vacío, tanto más intensa cuando más elevada es
la temperatura del emisor. La energía radiante emitida por un
cuerpo a temperatura ambiente es escasa y corresponde a
longitudes de onda superiores a las de la luz visible (es decir,
de menor frecuencia). Al elevar la temperatura no sólo
aumenta la energía emitida sino que lo hace a longitudes de
onda más cortas; a esto se debe el cambio de color de un
cuerpo cuando se calienta. Los cuerpos no emiten con igual
intensidad a todas las frecuencias o longitudes de onda, sino
que siguen la ley de Planck.
A igualdad de temperatura, la energía emitida depende
también de la naturaleza de la superficie; así, una superficie
mate o negra tiene un poder emisor mayor que una
superficie brillante. Así, la energía emitida por un filamento
de carbón incandescente es mayor que la de un filamento de
platino a la misma temperatura. La ley de Kirchhoff
establece que un cuerpo que es buen emisor de energía es
también buen absorbedor de dicha energía. Así, los cuerpos
de color negro son buenos absorbedores y el cuerpo negro es
un cuerpo ideal, no existente en la naturaleza, que absorbe
toda la energía.
Contenido
1 Bases experimentales
2 Notas históricas
3 Ley de Planck
4 Cuerpos reales y aprox. de cuerpo
gris
5 Aplicaciones astronómicas
6 Más negro que el negro
Bases experimentales
Es posible estudiar objetos en el laboratorio con
comportamiento muy cercano al del cuerpo negro. Para ello
se estudia la radiación proveniente de un agujero pequeño en
una cámara aislada. La cámara absorbe muy poca energía
del exterior, ya que ésta solo puede incidir por el reducido
agujero. Sin embargo, la cavidad irradia energía como un
cuerpo negro. La luz emitida depende de la temperatura del
interior de la cavidad, produciendo el espectro de emisión de
un cuerpo negro. El sistema funciona de la siguiente manera:
La luz que entra por el orificio incide sobre la pared más
alejada, donde parte de ella es absorbida y otra reflejada en
un ángulo aleatorio y vuelve a incidir sobre otra parte de la
pared. En ella, parte vuelve a ser absorbido y otra parte
reflejada, y en cada reflexión una parte de la luz es absorbida
por las paredes de la cavidad. Después de muchas
reflexiones, toda la energía incidente ha sido absorbida.
Notas históricas
Lummen y Pringsheim estudiaron experimentalmente la
energía emitida a diferentes longitudes de onda, obteniendo
distintas curvas a distintas temperaturas. Este espectro de
emisión de la radiación de cuerpo negro no podía ser
explicado con la teoría clásica del electromagnetismo y la
mecánica clásica. Estas teorías predecían una intensidad
creciente (infinita, para longitudes de onda tendiendo a cero)
de la radiación hacia longitudes de onda bajas (altas
frecuencias) y, sin embargo, las mediciones experimentales
mostraban que la intensidad decrecía a cero. A este problema
se le conoce como la catástrofe ultravioleta. El problema
teórico fue resuelto por Max Planck, quien supuso que la
radiación electromagnética se debía a la emisión de un
enorme número de osciladores elementales que sólo pueden
emitir en paquetes de energía discretos, a los que llamó
quanta. La energía E de cada oscilador no puede tomar
valores arbitrarios, sino sólo múltiplos de la frecuencia del
oscilador
. A partir de aquí, Planck
explicó la radiación del cuerpo negro, uno de los mayores
retos de la física de finales del siglo XIX.
La idea de Planck fue utilizada poco después por Albert
Einstein para explicar el efecto fotoeléctrico. Estos dos
trabajos constituyen los cimientos básicos sobre los que se
asentó la mecánica cuántica. Hoy llamamos fotones a los
quanta de Planck.
Ley de Planck
La intensidad de la radiación emitida por un cuerpo negro
con una temperatura T viene dada por la ley de Planck:
donde
es la cantidad de energía por unidad de
área, unidad de tiempo y unidad de ángulo sólido emitida en
el rango de frecuencias entre y
, h es una
constante que se conoce como constante de Planck, c es la
velocidad de la luz y k es la constante de Boltzmann.
Se llama Poder emisivo de un cuerpo
a la
cantidad de energía radiante emitida por la unidad de
superficie y tiempo entre las frecuencias
y
.
La longitud de onda en la que se produce el máximo de
emisión viene dada por la ley de Wien; por lo tanto, a
medida que la temperatura aumenta, el brillo de un cuerpo
va sumando longitudes de onda, cada vez más pequeñas, y
pasa del rojo al blanco según va sumando las radiaciones
desde el amarillo hasta el violeta. La potencia emitida por
unidad de área viene dada por la ley de Stefan-Boltzmann}.
Cuerpos reales y aprox. de cuerpo gris
Los objetos reales nunca se comportan como cuerpos negros
ideales. En su lugar, la radiación emitida a una frecuencia
dada es una fracción de la emisión ideal. La emisividad de
un material especifica cuál es la fracción de radiación de
cuerpo negro que es capaz de emitir el cuerpo real. La
emisividad puede ser distinta en cada longitud de onda, y
depende de factores tales como la temperatura, condiciones
de las superficies (pulidas, oxidadas, limpias, sucias, nuevas
o intemperizadas, etc.) y ángulo de emisión. En algunos
casos resulta conveniente suponer que existe un valor de
emisividad constante para todas las longitudes de onda,
siempre menor que 1 (que es la emisividad de un cuerpo
negro). Esta aproximación se denomina aproximación de
cuerpo gris. La Ley de Kirchhoff indica que la emisividad es
igual a la absortividad, de manera que un día este objeto que
no es capaz de absorber toda la radiación incidente también
emite menos energía que un cuerpo negro ideal.
Aplicaciones astronómicas
En astronomía, las estrellas se estudian en muchas ocasiones
como cuerpos negros, aunque esta es una aproximación muy
mala para el estudio de sus fotosferas. La radiación cósmica
de fondo de microondas proveniente del Big Bang se
comporta como un cuerpo negro casi ideal. La radiación de
Hawking es la radiación de cuerpo negro emitida por
agujeros negros.
Más negro que el negro
Según el Libro Guinness de los Récords, la sustancia que
menos refleja la luz (en otras palabras, la sustancia más
negra) es una aleación de fósforo y níquel, con fórmula
química NiP. Esta sustancia fue producida, en principio, por
investigadores hindúes y estadounidenses en 1980, pero
perfeccionada (fabricada más oscura) por Anritsu (Japón) en
1990. Esta sustancia refleja tan sólo el 0,16 % de la luz
visible; es decir, 25 veces menos que la pintura negra
convencional.
En el año 2008 fue publicado en la revista científica
Nanoletters un artículo con resultados experimentales acerca
de un material creado con nanotubos de carbono que es el
más absorbente creado por el hombre, con una reflectancia
de 0.045 %.[1]
Cuno Hoffmeister
Cuno Hoffmeister (2 de febrero de 1892 - 2 de enero de
1968) fue un astrónomo alemán.
Cuno Hoffmeister fundó el Observatorio Sonneberg, donde
trabajó entre otros con Paul Oswald Ahnert (a quien ofreció
un trabajo en 1938, aunque Ahnert era un conocido opositor
al régimen Nazi).
Descubrió aproximadamente 10.000 estrellas variables y
varios asteroides. También codescubrió el cometa C/1959
O1.
El cráter de impacto lunar Hoffmeister fue bautizado en su
honor, como los asteroides (1726) Hoffmeister y (4183)
Cuno.
Sus estudiantes incluyeron a Eva Ahnert-Rohlfs.
Biografía
Meteore, ihre kosmischen und irdischen
Beziehungen. Casa editorial Académica, sociedad
con m.b. H.,, Leipzig (1937)
Die veränderlichen Sterne der nördlichen
Milchstraße. T.4. (C. Hoffmeister y P. Ahnert)
Veröffentlichungen der Sternwarte zu Sonneberg
(Publicaciones del Observatorio Sonneberg) (1947)
Zur Photometrie der Milchstraße. Casa editorial
académica, Berlin (1947)
Meteorströme. Casa editorial J. A. Barth, Leipzig
(1948)
Die Sterne. Zeitschrift für alle Gebiete der
Himmelskunde. (Herausgeber C. Hoffmeister
1951-1967) Casa editorial J. A. Barth, Leipzig Editor - Berlin
Die veränderlichen Sterne der nördlichen
Milchstraße. T.6. (C. Hoffmeister u. a.) Casa
editorial académica, Berlin (1951)
Die veränderlichen Sterne der nördlichen
Milchstraße. T.7. (C. Hoffmeister u. a.) Casa
editorial académica, Berlin (1954)
Sterne über der Steppe. VEB Casa editorial de F. A.
Brockhaus, Leipzig (1954)
Zählungen der Meteore in Südwestafrika
1937-1938. Casa editorial académica, Berlin (1955)
Messungen zur atmosphärischen Optik in
Südwest-Afrika. Casa editorial académica, Berlin
(1956) u. (1966)
Photographische Aufnahmen von Kometen. Casa
editorial académica, Berlin (1956)
Bearbeitung des Lichtwechsels von 75
kurzperiodischen veränderlichen Sternen zwischen
25° und 90° südlicher Deklination. Casa editorial
académica, Berlin (1956)
Die veränderlichen Sterne der nördlichen
Milchstraße. T.9. (C. Hoffmeister, W. Götz, H.
Huth) Casa editorial académica, Berlin (1957)
Über das Verhalten von drei typischen und sechs
atypischen RW Aurigae-Sternen. Casa editorial
académica, Berlin (1958)
Beobachtungen hochatmosphärischer Erhellungen
des Nachthimmels in Südwestafrika 1952-1953.
Casa editorial académica, Berlin (1958)
Beobachtungen des verstärkten
Nachthimmelleuchtens in den Jahren 1946-1957.
Casa editorial académica, Berlin (1959)
Die veränderlichen Sterne der nördlichen
Milchstraße. T.11. (C. Hoffmeister) Casa editorial
académica, Berlin (1960)
Veränderliche Sterne am Südhimmel. Casa editorial
académica, Berlin (1963)
Astronomische Abhandlungen. (Escrito junto a P.
Ahnert) Casa editorial de J. A. Barth, Leipzig (1965)
Analyse der Lichtkurven von vier RW
Aurigae-Sternen. Casa editorial académica, Berlin
(1965)
Der Aufbau der Galaxis. Casa editorial académica,
Berlin (1966)
Veränderliche Sterne. (Escrito junto a G. Richter y
W. Wenzel) Casa editorial de J. A. Barth, Leipzig
(1990),
Curva de luz
Curva de luz del asteoride 201
Penelope basada en imágenes
tomadas el 6 de octubre de 2006 en el
Observatorio Universitario Mount
John. Muestra algo más de una
rotación que dura 3,7474 horas.
En astronomía, una curva de luz es una gráfica de la
intensidad de luz de un objeto celeste o región, en función
del tiempo. La curva de luz se suele contruir a partir de luz
de una región particular del espectro o banda fotométrica:
por ejemplo banda B, con filtro azul o banda V, con filtro
verde.
Las curvas de luz pueden ser periódicas, como en el caso de
binarias eclipsante, estrellas cefeidas y otras estrellas
variables, o aperiódicas, como la curva de luz de una nova,
una estrella variable cataclísmica o una supernova
El estudio de las curvas de luz, junto con otras
observaciones, pueden proporcionar gran cantidad de
información sobre los procesos físicos que las producen o
constreñir teorías físicas sobre ellas.
En planetología, una curva de luz puede ser usada para
estimar el periodo de rotación de una planeta menor o un
luna. Desde la Tierra muy a menudo no es posible resolver
un objeto pequeño de nuestro Sistema Solar, incluso con los
telescopios más potentes, ya que el tamaño angular aparente
del objeto es más pequeño que un pixel de una cámara CCD.
Por eso, los astrónomos miden la cantidad de luz producida
por el objeto en función del tiempo (la curva de luz).
Observando los picos de la curva de luz se puede estimar la
frecuencia de rotación del objeto, asumiendo que hay partes
del objeto que son más brillantes u oscuras que la media.
Enlaces externos
Enrique García. Los Fundamentos del análisis de
curvas de luz. Consultado el 08-10-2007.
Mónica Fernández Perea. Curvas de luz de estrellas
variables. Consultado el 08-10-2007.
Generador on-line de curvas del luz de la AAVSO
puede dibujar curvas de miles de estrellas variables.
(en inglés)
Curvas de luz: Una introducción en "Imagina el
Universo", web creada por la NASA. (en inglés)
Cyril V. Jackson
Cyril V. Jackson (5 diciembre 1903 – febrero 1988) fue un
astrónomo sudafricano nacido en Yorkshire, Inglaterra que
vivió en Sudafrica desde 1911.
Trabajó en el Observatorio de la Unión de Johanesburgo
entre 1928 y 1947. Llegó a ser director del Yale's Columbia
Southern Observatory de Johanesburgo. Jakson supervisó el
traslado del telescopio al Observatorio de Mount Stromlo, en
Australia.
Desde 1963 trabajo en el Observatorio El Leoncito (actual
Observatorio Félix Aguilar en Argentina, que dirigió hasta
su jubilación en 1966.
Descubrió asteroides y cometas como
47P/Ashbrook-Jackson o 58P/Jackson-Neujmin
Asteroides descubiertos
Asteroide
(1116)
Fecha del
descubrimiento
Catriona
(1186)
Turnera
(1193) Africa
(1194) Aletta
(1195)
Orangia
(1196) Sheba
(1197)
Rhodesia
(1242)
Zambesia
(1243) Pamela
(1244) Deira
(1245)
Calvinia
(1246) Chaka
(1248)
Jugurtha
(1264) Letaba
(1268) Libya
(1278) Kenya
(1279)
Uganda
(1282) Utopia
1929
1929
1931
1931
1931
1931
1931
1932
1932
1932
1932
1932
1932
1933
1930
1933
1933
1933
(1318) Nerina
(1319) Disa
(1320) Impala
(1321) Majuba
(1323) Tugela
(1324) Knysna
(1325) Inanda
(1326) Losaka
(1327)
Namaqua
(1349)
Bechuana
(1354) Botha
(1355)
Magoeba
(1356) Nyanza
(1357) Khama
(1358) Gaika
(1359) Prieska
(1360) Tarka
(1362) Griqua
(1367)
Nongoma
(1368)
1934
1934
1934
1934
1934
1934
1934
1934
1934
1934
1935
1935
1935
1935
1935
1935
1935
1935
1934
Numidia
(1393) Sofala
(1394) Algoa
(1396)
Outeniqua
(1397) Umtata
(1427)
Ruvuma
(1428)
Mombasa
(1429) Pemba
(1430)
Somalia
(1431) Luanda
(1432)
Ethiopia
(1456)
Saldanha
(1467)
Mashona
(1468) Zomba
(1474) Beira
(1490)
Limpopo
(1505)
1935
1936
1936
1936
1936
1937
1937
1937
1937
1937
1937
1937
1938
1938
1935
1936
Koranna
(1506) Xosa
1939
1939
(1595) Tanga 1930
(1634) Ndola
(1638) Ruanda
(1641) Tana
(1676) Kariba
(1712) Angola
(1784)
Benguella
(1816) Liberia
(1817)
Katanga
(1948)
Kampala
(1949)
Messina
(2066) Palala
(2825) Crosby
(2865) Laurel
(3768)
Monroe
(5452) 1937
NN
1935
1935
1935
1939
1935
1935
1936
1939
1935
1936
1934
1938
1935
1937
1937
con Harry Edwin
Wood
(7102) 1936
NB
1936
Véase también
Anexo:Astrónomos y astrofísicos notables
Daniel Kirkwood
Daniel Kirkwood fue el astrónomo norteamericano que
observó por primera vez en 1857, y explicó correctamente
como efecto de la resonancia orbital con Júpiter, los huecos
en la distribución de asteroides en el cinturón principal.
También explicó cómo podían originarse las divisiones de
Cassini y Encke en los anillos de Saturno.
Además, fue el primero en sugerir la existencia de un grupo
de cometas que rozan al Sol y que conocemos como cometas
del grupo de Kreutz, en honor del astrónomo alemán
Heinrich Carl Friedrich Kreutz, que los estudió en 1888. En
la actualidad (2004) se llevan descubierto más de 500 de
estos cometas con los coronógrafos C3 y C2 LASCO del
satélite de investigación solar SOHO.
David Brewster
David Brewster
Sir David Brewster (11 de diciembre de 1781 - 10 de
febrero de 1868) fue un científico, naturalista escocés,
inventor y escritor. Realiza investigaciones en el campo de la
óptica (polarización de la luz, doble refracción, etc.). Inventó
el caleidoscopio, y perfeccionó el estereoscopio. Sus
investigaciones sobre la polarización de la luz le valieron la
Medalla Copley en 1815.
Ley de Brewster - Física - Al incidir un rayo de luz
sobre la superficie de separación de dos medios
opticos, el rayo reflejado y el refractado sufren una
polarización máxima cuando el ángulo de incidencia
es tal que las direcciones de propagación de dichos
rayos son perpendiculares.
Abreviatura
La abreviatura Brewster se emplea para indicar a David
Brewster como autoridad en la descripción y clasificación
científica de los vegetales. (Ver listado de spp. signadas por
este autor en IPNI)
Enlaces externos
Wikimedia Commons alberga contenido
multimedia sobre David Brewster.Commons
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Wikiespecies tiene un artículo sobre David
Brewster.
Sir David Brewster -- breve biografía (en inglés)
The Brewster Kaleidoscope Society
David Brewster en IPNI
David Fabricius
David Fabricius (latinización de su propio nombre David
Faber o David Goldschmidt) (n. 9 de marzo, 1564, Esens,
Ostfriesland - m. 7 de mayo, 1617, Osteel, Ostfriesland).
Fue un teólogo luterano y astrónomo alemán que tuvo el
mérito de ser uno de los primeros en utilizar un telescopio
para observar el cielo. El estudio de las manchas solares así
como de la primera estrella variable de la que el mundo
occidental moderno tomó registro son sus dos principales
hechos destacables en el campo de la astronomía.
Biografía
Fabricio fue amigo de Tycho Brahe y Johannes Kepler. Se
hizo famoso por localizar en 1596 una estrella en la
constelación de la Ballena que no había estado antes allí. Por
su brillo aparente medio era de tercera magnitud. La estrella
resultó ser así la primera de brillo variable de la que se tenga
registro en Europa, y se constituyó en una prueba a favor de
la imperfección del cielo y en contra de la teoría aristotélica
que imperaba en ese momento. Con el tiempo a dicha
estrella, Omicrón Ceti, se la denominó Mira (en latín "
maravillosa").
De manera independiente a Galileo Galilei y junto a su hijo
mayor Johannes Fabricius observó las manchas solares a
partir de 1611 y las estudió.
Poco más se sabe de su vida, excepto que murió asesinado
después de denunciar desde el púlpito a un ladrón de gansos:
el acusado lo mató con un golpe de pala en la cabeza.
Véase también
Anexo:Astrónomos y astrofísicos notables
David Gill
David Gill
Sir David Gill (12 de junio de 1843 – 24 de enero de 1914)
fue un astrónomo británico nacido Aberdeen, Escocia, que
pasó la mayor parte de su carrera profesional en Sudáfrica.
Usó el paralaje de Marte para determinar la distancia al Sol,
y también midió distancias a las estrellas. Perfeccionó el uso
del heliómetro. Fue Astrónomo de Su Majestad en el Cabo
de Buena Esperanza desde 1879 a 1906. Fue pionero en el
uso de la astrofotografía, y uno de los primeros en proponer
la elaboración de la Carte du Ciel.
Contenido
1 Reconocimientos
2 Enlaces externos
2.1 Obituarios
3 Véase también
Reconocimientos
Premios
Medalla Bruce (1900)
Medalla de oro de la Real Sociedad Astronómica (en
1882 y 1908)
Medalla James Craig Watson (1899)
Con posterioridad a su fallecimiento
Crater Gill en la Luna
Un cráter de impacto en Marte
Enlaces externos
(en inglés) Página de Bruce Medal
(en inglés) Premios de Bruce Medal: PASP 12
(1900) 49
(en inglés) Premios de RAS gold medal, 1882:
MNRAS 42 (1882) 216
(en inglés) Premios de RAS gold medal, 1908:
MNRAS 68 (1908) 317
(en inglés) Fuentes biográficas
Obituarios
ApJ 40 (1914) 161
MNRAS 75 (1915) 236
Obs 37 (1914) 115
PASP 26 (1914) 67
Véase también
Anexo:Astrónomos y astrofísicos notables
David H. Levy
David H. Levy
David H. Levy (nacido en 1948) es un astrónomo
canadiense y escritor científico conocido por el
descubrimiento del cometa Shoemaker-Levy 9, que
colisionó con el planeta Júpiter en 1994.
Levy nació en Montreal, Québec, Canadá, pero ahora vive
en Nuevo México.
Levy ha descubierto 21 cometas, de forma independiente o
con Carolyn y Eugene Shoemaker, y ha escrito alrededor de
30 libros, la mayoría de temática astronómica.
Entre los cometas periódicos co-descubiertos se incluyen
118P/Shoemaker-Levy, 129P/Shoemaker-Levy,
135P/Shoemaker-Levy, 137P/Shoemaker-Levy,
138P/Shoemaker-Levy, 145P/Shoemaker-Levy.
El asteroide (3673) Levy fue nombrado en su honor.
Asteroides descubiertos: 41
5261 Eureka
20 de junio
de 1990
con Henry E. Holt
5852 Nanette
19 de abril
de 1991
con Carolyn S.
Shoemaker
6398
Timhunter
10 de
febrero de
1991
con Carolyn S.
Shoemaker y Eugene M.
Shoemaker
6401
Roentgen
15 de abril
de 1991
con Carolyn S.
Shoemaker y Eugene M.
Shoemaker
6485
Wendeesther
25 de
octubre de
1990
con Carolyn S.
Shoemaker y Eugene M.
Shoemaker
6670 Wallach
4 de junio
de 1994
con Carolyn S.
Shoemaker
6715
Sheldonmarks
22 de
agosto de
1990
con Henry E. Holt
6914
Becquerel
3 de abril
de 1992
con Carolyn S.
Shoemaker y Henry E.
Holt
7344
Summerfield
4 de junio
de 1992
con Carolyn S.
Shoemaker
8021 Walter
22 de
octubre de
1990
con Carolyn S.
Shoemaker
8358
Rickblakley
4 de
noviembre
de 1989
con Carolyn S.
Shoemaker
9070 Ensab
23 de julio
de 1993
con Carolyn S.
Shoemaker
9083
Ramboehm
28 de
noviembre
de 1994
con Carolyn S.
Shoemaker
10332 Defi
13 de mayo
de 1991
con Carolyn S.
Shoemaker
10346
Triathlon
2 de abril
de 1992
con Carolyn S.
Shoemaker
11548
Jerrylewis
25 de
noviembre
de 1992
con Carolyn S.
Shoemaker
11569
Virgilsmith
27 de mayo
de 1993
con Carolyn S.
Shoemaker
11911 Angel
4 de junio
de 1992
con Carolyn S.
Shoemaker
11941
Archinal
23 de mayo
de 1993
con Carolyn S.
Shoemaker
13057
Jorgensen
13 de
noviembre
de 1990
con Carolyn S.
Shoemaker
13111
Papacosmas
23 de julio
de 1993
con Carolyn S.
Shoemaker
13123 Tyson
16 de mayo
de 1994
con Carolyn S.
Shoemaker
13615
Manulis
28 de
noviembre
de 1994
con Carolyn S.
Shoemaker
14429 Coyne
3 de
diciembre
de 1991
con Carolyn S.
Shoemaker
15276 Diebel
14 de abril
de 1991
con Carolyn S.
Shoemaker
15294
Underwood
7 de
noviembre
de 1991
con Carolyn S.
Shoemaker
15321
Donnadean
13 de
agosto de
1993
con Carolyn S.
Shoemaker
15779
Scottroberts
26 de julio
de 1993
con Carolyn S.
Shoemaker
16514
Stevelia
11 de
noviembre
de 1990
con Carolyn S.
Shoemaker
16669
Rionuevo
8 de
diciembre
de 1993
con Carolyn S.
Shoemaker
17493
Wildcat
31 de
diciembre
de 1991
con Carolyn S.
Shoemaker
18368 Flyrau
15 de abril
de 1991
con Carolyn S.
Shoemaker
18434
Mikesyras
12 de
marzo de
1994
con Carolyn S.
Shoemaker
19980
Barrysimon
22 de
noviembre
de 1989
con Carolyn S.
Shoemaker
22312 Kelly
14 de abril
de 1991
con Carolyn S.
Shoemaker
22338
Janemojo
3 de junio
de 1992
con Carolyn S.
Shoemaker
24778 Nemsu
24 de mayo
de 1993
con Carolyn S.
Shoemaker
24779
23 de julio
con Carolyn S.
Presque Isle
de 1993
Shoemaker
27776 Cortly
25 de
febrero de
1992
con Carolyn S.
Shoemaker
27810
Daveturner
23 de julio
de 1993
con Carolyn S.
Shoemaker
29292
Conniewalker
24 de mayo
de 1993
con Carolyn S.
Shoemaker
Enlaces externos
Página personal de David Levy (en inglés)
DeLisle Stewart
Asteroides descubiertos : 1
(475) Ocllo 14 de agosto 1901
DeLisle Stewart (16 de marzo de 1870 - 2 de febrero de
1941) fue un astrónomo estadounidense.
En 1896 se convirtió en empleado del Harvard College
Observatory, y de 1898 a 1901 trabajó en la estación de este
observatorio en Arequipa (Perú), donde tomó las placas
fotográficas utilizadas por William Henry Pickering para
descubrir Phoebe, un satélite de Saturno. También descubrió
varias nebulosas y el asteroide (475) Ocllo.
Posteriormente trabajó en el observatorio de Cincinnati hasta
1910, y fundó la Sociedad de Astronómica de Cincinnati.
Enlaces externos
Pequeña biografía y fotos
Breve necrológica
Depleción
Depleción o deplección, significa, en astronáutica, un tipo
de heterogeneidad en un astro que se traduce en una
disminución de su campo de gravitación, como en los
mascon negativos lunares.
El antónimo de depleción es repleción.
Desarrollo de los sistemas
planetarios
Primera fotografía de un planeta exosolar o exoplaneta.
En astronomía, el desarrollo de los sistemas planetarios se
refiere a la formación de planetas, asteroides y otros cuerpos
celestes desde el instante que son gases y polvo cósmico, al
igual que su posterior evolución. Se cree que los sistemas
planetarios nacen primero por el acumulamiento de helio e
hidrógeno al formarse una estrella. Ésta posteriormente
genera una atracción gravitacional que captura mas polvo
estelar para formar los demás cuerpos celestes.
Contenido
1 Contracción de la nube inicial
2 Formación de planetas
3 Formación de otros cuerpos celestes
4 Véase también
5 Referencias
6 Enlaces externos
Contracción de la nube inicial
Artículo principal: Formación estelar
Para la formación de un sistema planetario, lo fundamental
que se necesita es una estrella sobre la cual, el resto de
cuerpos celestes puedan rotar. Todo esto comienza cuando
grandes cantidades de polvo estelar, compuesto por
hidrógeno molecular principalmente, comienzan a agolparse
en una región dada. Estas regiones, al igual que todo lo que
existe en la galaxia, rotan alrededor del centro de la galaxia y
contienen tanto material como para hacer muchas estrellas
como nuestro sol. Estas regiones, también llamadas cúmulo
abierto de estrellas, se caracterizan por tener alta densidad
(aprox. 103 a 104 cm-3) y temperaturas muy bajas (entre 10
y 30 K).
Debido a la rotación y a la acumulación del material, este
cúmulo comienza a rotar cada vez con mayor rapidez, lo que
provoca que las partículas colapsen con mayor frecuencia y
hace que cada vez las fuerzas gravitacionales sean mayores.
Al acumularse el material, la temperatura de estos cúmulos
comienza a ascender y debido a las colisiones de partículas
que comienzan a crear concentraciones de material cada vez
mayores. El material más ligero sale de estas partículas mas
grandes pero gracias a la gravitación comienza a rotar en
torno a estas aglomeraciones.
Cuando el hidrógeno concentrado en el centro comienza a
convertirse en helio por fusión nuclear, la estrella comienza a
brillar y con esto pequeñas partículas de menos de un
milímetro forman una especie de disco alrededor de esta
estrella.
Formación de planetas
Todas esas partículas van chocando entre si y van
adhiriéndose una a otra, creciendo con el paso del tiempo.
Primero se crean especies de asteroides, como los del
cinturón dentro de nuestro sistema solar, que giran alrededor
de su estrella y gracias a la atracción gravitacional de las
masas cada vez mas fuertes se comienzan a crear los
planetas.
Véase también: Planeta gaseoso
Cabe indicar que hasta ahora solo se ha hablado de como se
han creado los planetas rocosos o sólidos. Pero también
existen planetas gaseosos como Júpiter o Saturno. Éstos son
planetas gigantes formados por gases, que al igual que lo
ocurrido con los sólidos, sus partículas se fueron uniendo
gracias a la atracción gravitacional, solo que sus
componentes variaron.
Toda esta explicación sirve para aquellos sistemas
planetarios con una sola estrella. La mayoría de estrellas no
están solas como nuestro sol. Para estos casos, en los que
existen dos o mas estrellas cercanas, la fuerza de atracción
que existe entre estas dos no permite la aglomeración de
material para la formación de planetas.
Formación de otros cuerpos celestes
Asteroide Mathilde (253).
La mayor relación que tenemos sobre la formación de
sistemas planetarios es nuestro propio sistema solar. En él,
tenemos a 4 planetas rocosos cercanos a su estrella, luego un
cinturón de rocas llamado cinturón de asteroides y por
ultimo los otros cuatro planetas gigantes que son
completamente gaseosos. Se cree que este cinturón se creo
debido a que una gran concentración de rocas no pudieron
juntarse por la gran atracción gravitatoria del sol y de los
gigantes planetas gaseosos.
Pero no solo se crean cuerpos celestes en torno a una
estrella. En nuestro sistema solar y hasta en nuestro propio
planeta, podemos ver que otras pequeñas rocas rotan en
torno a un planeta. Lo que los astrónomos creen es que estos
satélites se formaron de la misma manera que los planetas
antes mencionados, solo que debido a la gravedad que
ejercen estos planetas, éstos quedaron atrapados bajo la
acción de su gravedad.
Véase también
Origen del universo
Estrella
Cosmología
Cuerpos celestes
Exoplanetas
Referencias
El cómo nace una estrella
Enciclopedia Encarta
Enlaces externos
Una breve historia sobre el hallazgo de exoplanetas
Designación provisional en
astronomía
Una designación provisional en astronomía es un
convenio de nomenclatura utilizado para los objetos
astronómicos recién descubiertos. La designación
provisional es, normalmente, reemplazada por una
designación permanente una vez que se haya calculado una
órbita fiable.
A continuación, se describen las particularidades de la
nomenclatura según el tipo de objeto astronómico.
Contenido
1 Asteroides
1.1 Ejemplos
2 Cometas
3 Satélites
4 Anillos de planetas
5 Satélites de asteroides
Asteroides
El primer elemento de una designación provisional para
asteroides es el año de descubrimiento, seguido por dos
letras y, opcionalmente, un número.
La primera letra indica la quincena de descubrimiento, tal
como se asigna en la siguiente tabla:
Letra
A
C
E
G
J
L
N
Fecha de
descubrimiento
Primera quincena de
Enero
Primera quincena de
Febrero
Primera quincena de
Marzo
Primera quincena de
Abril
Primera quincena de
Mayo
Primera quincena de
Junio
Primera quincena de
Julio
Primera quincena de
Letra
B
D
F
H
K
M
O
Fecha de
descubrimiento
Segunda quincena de
Enero
Segunda quincena de
Febrero
Segunda quincena de
Marzo
Segunda quincena de
Abril
Segunda quincena de
Mayo
Segunda quincena de
Junio
Segunda quincena de
Julio
Segunda quincena de
P
R
T
V
X
Agosto
Primera quincena de
Septiembre
Primera quincena de
Octubre
Primera quincena de
Noviembre
Primera quincena de
Diciembre
Q
S
U
W
Y
Agosto
Segunda quincena de
Septiembre
Segunda quincena de
Octubre
Segunda quincena de
Noviembre
Segunda quincena de
Diciembre
Nótese que la letra 'I' no se usa.
La segunda letra y el número indican el orden de
descubrimiento dentro de la quincena. Las letras se asignan
por orden alfabético sin usar la 'I', al igual que con la letra
referente a la quincena. En caso, de que se acaben las letras
se añadirán números a continuación de las letras
cíclicamente.
Ejemplos
El primer asteroide descubierto en la primera quincena de
2008 se nombró 2008 AA. El 25º asteroide descubierto en la
misma quincena se denominó 2008 AZ y el 26º 2008 AA1, y
así sucesivamente. El primer asteroide descubierto el 16 de
Enero se denominó 2008 BA.
Cometas
Su designación provisional es similar a la de los asteroides,
salvo en que solo se usa una letra en vez de dos. Por tanto la
designación tendría igualmente el año de descubrimiento y
una letra referente a la quincena. En este caso, el orden de
descubrimiento se representa simplemente por un número. A
los cometas se les añade un prefijo referente a su
clasificación. Los cometas periódicos añaden "P/", los no
periódicos "C/, los que se han desintegrado "D/" y los que se
conocen únicamente por datos históricos "X/".
Por ejemplo, el primer cometa descubierto la primera
quincena de 2008, se denominó 2008 A1. Y al resultar no ser
periódico, se le añadío el prefijo "C/", resultando C/2008 A1
Si un cometa se divide en varios fragmentos, cada fragmento
recibe la denominación del nombre del cometa original y
una letra como sufijo, empezando por las mayúsculas y
seguido de las minúsculas. Se asume que es poco probable
seguir más de 52 fragmentos de un cometa. Por ejemplo, si
el cometa 2008 A1 se fragmentara en dos, los fragmentos se
denominarían C/2008 A1 A y C/2008 A1 B.
Si un cometa tiene en principio una apariencia asteroidal y
recibe una denominación provisional tipo asteroide, tras
desarrollar una cola y descubrir que es un cometa, mantendrá
dicha denominación.
Satélites
Los satélites se nombran con el prefijo "S/", el año de
descubrimiento, una letra referente al planeta y un número.
El número hace referencia al orden de descubrimiento de
satélites en el mismo planeta y año. La letra del planeta se
asigna conforme a la siguiente tabla:
Letra
H
V
E
M
J
S
U
N
P
Planeta
Mercurio
Venus
Tierra
Marte
Júpiter
Saturno
Urano
Neptuno
Plutón
Por ejemplo, el 13º satélite descubierto en Júpiter en 2003,
se denominó provisionalmente como S/2003 J 13
Anillos de planetas
Los anillos se nombran provisionalmente exactamente igual
que los satélites salvo que la letra del prefijo es "R".
Satélites de asteroides
Los satélites de los asteroides se nombran provisionalmente
igual que los satélites de los planetas, sustituyendo la letra
que hace referencia al planeta por el número del asteroide
entre paréntesis.
Por ejemplo, el satélite del asteroide 87 Sylvia, se denominó
provisionalmente S/2001 (87) 1
Destino último del Universo
El destino último del Universo es un tema en cosmología
física. Las teorías científicas rivales predicen si el Universo
tendrá duración finita o infinita. Una vez que la noción de
que el Universo empezó con el Big Bang se hizo popular
entre los científicos, el destino final del Universo se
convirtió en una pregunta cosmológica válida, dependiendo
de la densidad media del Universo y la tasa de expansión.
El Universo está actualmente en expansión. Sin embargo, las
mediciones que Allan R. Sandage realizó en los años 1960
con su telescopio de 200 pulgadas muestran que el ritmo de
expansión actual es menor que el de hace 1.000 millones de
años. Este hecho puede implicar o no que la expansión se
detenga, planteándose dos alternativas para el destino último
del Universo.
Según las teorías cosmológicas actuales, la cantidad de
materia que hay en el Universo es la que decidirá el futuro
del mismo. Se tiene una idea bastante aproximada de la
cantidad de materia visible que existe, pero no de la cantidad
de materia oscura, dependiendo entonces de ésta el futuro
del Universo.
Se ha podido calcular que si la densidad del Universo es
menor que tres átomos por metro cúbico, será insuficiente
para frenar la expansión, el Universo se expandirá
indefinidamente (Big Rip) y será condenado a una muerte
fría en medio de la oscuridad más absoluta. En este caso el
tiempo se acabaría en unos 35.000 millones de años. Pero si
la masa es suficiente para detener la expansión, tendrá lugar
el Big Crunch o, lo que es lo mismo, el Universo, forzado
por la gran cantidad de masa, empezaría a comprimirse hasta
que, dentro de unos 20.000 millones de años, acabe por
colapsarse en una singularidad, algo parecido al Big Bang,
pero al revés. En este caso tras el Big Crunch es posible que
el Universo comience de nuevo con otro (o, según el modelo
cíclico, el mismo) Big Bang.
Contenido
1 Bases científicas emergentes
2 Papel de la forma del Universo
2.1 Universo cerrado
2.2 Universo abierto
2.3 Universo plano
3 Restricciones observacionales en las teorías
4 Vida en un Universo mortal
5 Cultura popular
5.1 Libros
5.2 Películas y programas de TV
5.3 Videojuegos
6 Referencias
7 Enlaces externos
8 Lecturas complementarias
8.1 No ficción
8.2 Ficción
Bases científicas emergentes
La exploración científica teórica del destino final del
Universo se hizo posible con la teoría de la relatividad
general formulada por Albert Einstein en 1915. La
relatividad general se puede emplear para describir el
Universo con la mayor escala posible. Hay muchas
soluciones posibles a las ecuaciones de la relatividad general
y cada solución implica un posible destino final del
Universo. Alexander Friedmann propuso una solución en
1921. Estas ecuaciones de Friedmann implican que el
Universo ha estado expandiéndose desde una singularidad
inicial; es decir, esencialmente el Big Bang.
Un parámetro importante en las teorías del destino del
Universo es el parámetro de densidad, Omega (O), definido
como la densidad de materia media del Universo dividido
por un valor crítico de esa densidad. Esto crea tres posibles
destinos del Universo, dependiendo de si O es igual, menor o
mayor que 1. Estos se llaman respectivamente, Universo
plano, abierto y cerrado. Estos tres adjetivos se refieren a la
geometría global del Universo y no a la curvatura local del
espacio-tiempo causadas por pequeñas agrupaciones de masa
(por ejemplo, las galaxias y las estrellas).
Las pruebas observacionales no tardaron en llegar. En 1929,
Edwin Hubble publicó sus conclusiones, basado en las
observaciones de las estrellas variable Cefeida en galaxias
lejanas, que el Universo estaba en expansión. Desde
entonces, el principio del Universo y su posible final han
sido objeto de seria investigación científica. En 1933,
Georges Lemaître presentó una teoría que se había llamado
la teoría del Big Bang del origen del Universo. En 1948,
Fred Hoyle propuso la teoría opuesta de un Universo
estático, llamada la Teoría del Estado Estacionario. Estas dos
teorías fueron contendientes activos hasta el descubrimiento
de Arno Penzias y Robert Wilson en 1965, del fondo
cósmico de microondas, un hecho que es una predicción
sencilla de la teoría del Big Bang y una de que la Teoría del
Estado Estacionario no es válida. La teoría del Big Bang
inmediatamente se convirtió en el más ampliamente
sostenido punto de vista del origen del Universo.
Cuando Einstein formuló la relatividad general, él y sus
contemporáneos creían en un Universo estático. Cuando
Einstein encontró que sus ecuaciones podían fácilmente ser
resueltas de tal manera que se permitiera que el Universo
estuviera en expansión y se contrajera en un futuro lejano,
añadió a estas ecuaciones lo que él llamó una constante
cosmológica cuyo papel era compensar el efecto de la
gravedad en el Universo en conjunto de tal manera que el
Universo permanezca estático. Después de que Hubble
anunciara su conclusión de que el Universo estaba en
expansión, Einstein escribió que su constante cosmológica
era su "gran metedura de pata".
Empezando en 1998, las observaciones de las supernovas en
galaxias distantes han sido interpretadas como consistentes
con un Universo cuya tasa de expansión se está acelerando.
Se han formulado teorías cosmológicas posteriores para
permitir esta posible aceleración, casi siempre apelando a la
energía oscura y a la materia oscura. De ahí las recientes
teorías sobre el destino final del Universo que permiten una
constante cosmológica distinta de cero.
Véase también: Cronología de la cosmología y cronología
del Big Bang
Papel de la forma del Universo
El destino final de un Universo en expansión está determinado po
menor o igual a 1.
El consenso científico actual de muchos cosmólogos es que
el destino final del Universo depende de su forma global y
de cuánta energía oscura contiene.
Universo cerrado
Si >1, entonces la geometría del espacio sería cerrada como
la superficie de una esfera. La suma de los ángulos de un
triángulo exceden 180 grados y no habría líneas paralelas. Al
final, todas las líneas se encontrarían. La geometría del
Universo es, al menos en una escala muy grande, elíptico.
En un Universo cerrado carente del efecto repulsivo de la
energía oscura, la gravedad acabará por detener la expansión
del Universo, después de lo que empezará a contraerse hasta
que toda la materia en el Universo se colapse en un punto.
Entonces existirá una singularidad final llamada el Big
Crunch, por analogía con el Big Bang. Sin embargo, si el
Universo tiene una gran suma de energía oscura (como
sugieren los hallazgos recientes), entonces la expansión
podrá continuar para siempre —incluso si >1—.
Universo abierto
Si <1, la geometría del espacio es abierta, p.ej.,
negativamente curvada como la superficie de una silla de
montar. Los ángulos de un triángulo suman menos de 180
grados y las líneas paralelas no se encuentran nunca
equidistantes, tienen un punto de menor distancia y otro de
mayor. La geometría del Universo sería hiperbólica.
Incluso sin energía oscura, un Universo negativamente
curvado se expandirá para siempre, con la gravedad apenas
ralentizando la tasa de expansión. Con energía oscura, la
expansión no sólo continúa sino que se acelera. El destino
final de un Universo abierto tampoco es universal muerte
caliente del Universo, el "Big Freeze" o el "Big Rip", dónde
la aceleración causada por la energía oscura terminará siendo
tan fuerte que aplastará completamente los efectos de las
fuerzas gravitacionales, electromagnéticas y los enlaces
débiles.
Universo plano
Si la densidad media del Universo es exactamente igual a la
densidad crítica tal que =1, entonces la geometría del
Universo es plana: como en la geometría euclidiana, la suma
de los ángulos de un triángulo es 180 grados y las líneas
paralelas nunca se encuentran.
Sin energía oscura, un Universo plano se expande para
siempre pero a una tasa continuamente desacelerada: la tasa
de expansión se aproxima asintóticamente a cero. Con
energía oscura, la tasa de expansión del Universo
inicialmente baja, debido al efecto de la gravedad, pero
eventualmente se incrementa. El destino final del Universo
es el mismo que en un Universo abierto, la muerte caliente
del Universo, el "Big Freeze" o el "Big Rip". En 2005, se
propuso la teoría del destino del Universo Fermión-bosón,
proponiendo que gran parte del Universo estaría finalmente
ocupada por condensado de Bose-Einstein y la
quasipartícula análoga al fermión, tal vez resultando una
implosión. Muchos datos astrofísicos hasta la fecha son
consistentes con un Universo plano.
Véase también: Forma del Universo
Teorías sobre el final del Universo El destino del Universo
viene dado por la densidad del Universo. La preponderancia
de las pruebas hasta la fecha, basadas en las medidas de la
tasa de expansión y de la densidad, favorecen la teoría de
que el Universo no se colapsará[cita requerida].
Big Freeze o Heat Death
Artículo principal: Big Freeze
El Big Freeze es un escenario bajo el que la expansión
continúa indefinidamente en un Universo que es demasiado
frío para tener vida. Podría ocurrir bajo una geometría plana
o hiperbólica, porque tales geometrías son una condición
necesaria para un Universo que se expande por siempre. Un
escenario relacionado es la Muerte Caliente, que dice que el
Universo irá hacia un estado de máxima entropía en el que
cada cosa se distribuye uniformemente y no hay gradientes,
que son necesarios para mantener el tratamiento de la
información, una forma de vida. El escenario de Muerte
Caliente es compatible con cualquiera de los tres modelos
espaciales, pero necesita que el Universo llegue a una
eventual temperatura mínima.
Big Rip: tiempo infinito, periodo de vida finito
Artículo principal: Big Rip
En un Universo abierto, la relatividad general predice que el
Universo tendrá una existencia indefinida, pero con un
estado donde la vida que se conoce no puede existir. Bajo
este escenario, la energía oscura causa que la tasa de
expansión del Universo se acelere. Llevándolo al extremo,
una aceleración de la expansión eterna significa que toda la
materia del Universo, empezando por las galaxias y
eventualmente todas las formas de vida, no importa cuanto
de pequeñas sean, se disgregarán en partículas elementales
desligadas. El estado final del Universo es una singularidad,
ya que la tasa de expansión es infinita.
Big Crunch: tiempo y periodo de vida finito
Artículo principal: Big Crunch
El Big Crunch. El eje vertical se puede considerar
como tiempo positivo o negativo.
La teoría del Big Crunch es un punto de vista simétrico del
destino final del Universo. Justo con el Big Bang empezó
una expansión cosmológica, esta teoría postula que la
densidad media del Universo es suficiente para parar su
expansión y empezar la contracción. De ser así, se vería
cómo las estrellas tienden a ultravioleta, por efecto Doppler.
El resultado final es desconocido; una simple extrapolación
sería que toda la materia y el espacio-tiempo en el Universo
se colapsaría en una singularidad espaciotemporal
adimensional, pero a estas escalas se desconocen los efectos
cuánticos necesarios para ser considerados (Véase Gravedad
cuántica).
Este escenario permite que el Big Bang esté precedido
inmediatamente por el Big Crunch de un Universo
precedente. Si esto ocurre repetidamente, se tiene un
universo oscilante. El Universo podría consistir en una
secuencia infinita de Universos finitos, cada Universo finito
terminando con un Big Crunch que es también el Big Bang
del siguiente Universo. Teóricamente, el Universo oscilante
no podría reconciliarse con la segunda ley de la
termodinámica: la entropía aumentaría de oscilación en
oscilación y causaría la muerte caliente. Otras medidas
sugieren que el Universo no es cerrado. Estos argumentos
indujeron a los cosmólogos a abandonar el modelo del
Universo oscilante. Una idea similar es adoptada por el
modelo cíclico, pero esta idea evade la muerte caliente
porque de una expansión de branas se diluye la entropía
acumulada en el ciclo anterior.
Multiversos: sin final completo
Artículo principal: Multiverso
Los multiversos (o Universos paralelos) es un escenario en
el que aunque el Universo puede ser de duración finita, es un
Universo entre muchos. Además, la física de los multiversos
podría permitirles existir indefinidamente. En particular,
otros Universos podrían ser objeto de leyes físicas diferentes
de las que se aplican en el Universo conocido.
Falso vacío
Artículo principal: Falso vacío
Si el vacío no es el estado de energía más bajo (un falso
vacío), se podría colapsar en un estado de energía menor.
Esto es llamado evento de metaestabilidad del vacío. Esto
fundamentalmente alteraría el Universo, las constantes
físicas podían tener valores diferentes, severamente
afectando a los fundamentos de la materia.
Niveles indefinidos El modelo cosmológico multi-nivel
postula la existencia de niveles indefinidos del Universo.
Mientras la existencia de nuestro nivel del Universo es finita,
hay un número indefinido de niveles del Universo cada uno
con su principio y su fin, pero el completo tiene una
existencia infinita.[1]
Restricciones observacionales en las teorías
La elección entre estos escenarios rivales se hace 'pesando' el
Universo, p.ej., midiendo las contribuciones relativas de
materia, radiación, materia oscura y energía oscura a la
densidad crítica. Más concretamente, compitiendo con
escenarios que son evaluados contra los datos obtenidos en
agrupaciones galácticas y supernovas lejanas y en
anisotropías en el fondo cósmico de microondas.
Vida en un Universo mortal
La hipótesis de la inteligencia eterna de Dyson propone que
una civilización avanzada podría sobrevivir durante un
periodo de tiempo infinito consumiendo sólo una suma finita
de energía. Tal civilización alternaría breves periodos de
actividad con largos periodos de hibernación.
John Barrow y Frank Tipler (1986) propusieron el principio
del final antrópico: la emergencia de vida inteligente es
inevitable y una vez que la vida llegue a estar en alguna
parte del Universo, nunca morirá. Barrow y Tipler van
incluso más allá: el destino eventual de la vida inteligente es
extenderse y controlar el Universo entero en todos los
aspectos menos uno: la inteligencia no puede parar el Big
Crunch. Además, no se querría hacer de esta manera porque
la fuente principal de energía del Universo al experimentar
un Big Crunch será una mancha caliente en el cielo
surgiendo de una contracción asimétrica del Universo. Se
especula con que la asimetría necesaria sería ingeniada por
alguna forma de vida inteligente.
El escenario del punto Omega de Tipler (Tipler 1994)
concluye que el contrario de la eterna inteligencia sería el
caso de una civilización en los instantes finales de un Big
Crunch. Tal civilización, en efecto, experimentaría una suma
infinita de tiempo "subjetivo" durante la vida finita restante
del Universo, usando la enorme energía de la implosión para
acelerar el tratamiento de la información más deprisa que la
alternativa de la singularidad final.
Aunque es posible en teoría, no está claro si existirá alguna
vez tecnología que haga que estos escenarios sean factibles.
Además, las soluciones efectivas pueden ser indistinguibles
desde el presente estado del Universo. En otras palabras, si
los humanos no pueden parar el Universo del colapso, al
menos podrán utilizar la energía del colapso para simular
futuros Universos que se parecerían al final del Universo,
pero con escalas de tiempo artificiales o comprimidas.
Los recientes trabajos en cosmología inflacionaria, la teoría
de cuerdas y la mecánica cuántica han movido la discusión
del destino final del Universo en distintas direcciones desde
los escenarios establecidos por Dyson y Tipler. El trabajo
teórico de Eric Chaisson y David Layzer encuentra que una
expansión del espacio-tiempo da pie a un salto de entropía
creciente, pone en duda la hipótesis de la muerte caliente del
Universo. Invocando el trabajo de Ilya Prigogine en
termodinámica lejos del equilibrio, sus análisis sugieren que
este salto de entropía puede contribuir a la información y así
a la formación de estructuras.
Mientras tanto, Andrei Linde, Alan Guth, Edward Harrison y
Ernest Sternglass argumentan que la cosmología
inflacionaria fuertemente sugiere la presencia de multiversos
y que sería práctico incluso con el conocimiento actual para
los seres inteligentes generar y transmitir información de
novo a un Universo distinto. Alan Guth ha especulado que
una civilización en la cima de la escala de Kardashev puede
crear universos personalizados como continuación de la
evolución de la existencia, el crecimiento y la
multiplicación.[2] Además, el reciente trabajo teórico sobre
el problema sin resolver de la gravedad cuántica y el
principio holográfico sugieren que las cantidades físicas
tradicionales se pueden describir por sí mismas, se pueden
describir en términos de intercambios de información, que
en cambio hace que aparezcan las preguntas sobre la
aplicabilidad de los modelos cosmológicos antiguos.
Cultura popular
Prácticamente todas las grandes religiones tienen una
historia del fin del Universo. El estudio teológico del destino
final del Universo o el destino final de la existencia humana
se conoce como escatología. Muchos grupos religiosos están
divididos en sus creencias teológicas sobre cómo será el
final del mundo compatibilizando con las teorías científicas
del final del Universo. Por ejemplo, un texto que dice "y
todas las estrellas caerán del cielo" puede implicar una mal
comprensión de que las estrellas son meros puntos de luz.
Pero si ese texto tiene implicaciones verdaderas actuales de
una inteligencia divina, se puede referenciar como una de las
teorías modernas seculares sobre el final del Universo.
Además, numerosos autores de ciencia ficción y humoristas
han escrito sobre el final del Universo. Los incontables
trabajos de sci-fi y fantasía utilizan la amenaza de la
destrucción de Universo como su dispositivo argumental,
normalmente con un malo supervillano o la incompetencia
de los humanos como causas y generalmente con la
ingenuidad humana que salva el día.
Libros
La historia corta de Isaac Asimov La Última
Pregunta propone un Universo experimentando la
muerte caliente y una tecnología de computación
térmica tan potente que finalmente descubre cómo
revertir la muerte térmica por ignición que es, en
efecto, un nuevo Big Bang. Cuando Asimov publicó
esta historia, en 1959, la muerte térmica era el único
escenario de este tipo en ser discutido.
La novela Tau Zero de Poul Anderson propone un
Universo cíclico que termina en un Big Crunch
seguido de una expansión con un nuevo Big Bang.
Propone que la gran implosión estará rodeada por
una nube de hidrógeno y que un barco estelar podría
navegar con cierto rumbo para evitar la singularidad
y emerger en un nuevo Universo.
El poema narrativo "A Long Time Dying" de
Geoffrey A. Landis propone un Universo que
termina en un Big Crunch.
Milliways, El Restaurante al Final del Universo, es
un lugar de ficción en la serie de ciencia-ficción de
Douglas Adams Guía del autoestopista galáctico. El
restaurante entero y sus patrones son proyectados a
través del tiempo vía una burbuja temporal hasta el
punto en que el Universo se acaba. El techo está
hecho de cristal de tal manera que los clientes
pueden ver el final del Universo como un
entretenimiento de la cena. El final del Universo es
descrito por Zaphod Beeblebrox como un "Gnab
Gib" ("Big Bang" deletreado hacia atrás).
La novela Excession, de Iain M. Banks, involucra a
una misteriosa sonda alienígena construida por una
civilización capaz de viajar entre Universos jóvenes
y antiguos.
En la novela Sueños de Gravedad, de L.E Modesitt,
Engee, un "Dios" nanobot que utiliza el personaje
pricipal para investigar un Universo de antimateria
que está explotando para crear nueva materia. La
explicación dada por Engee a Tristan es que intenta
prevenir al Universo de satisfacer su propósito
reemplazando tanta energía o materia que está
perdido en el proceso de creación de información.
En la novela El Mundo al Final del Tiempo, de
Frederik Pohl, el planeta (y el resto del sistema
solar) de los protagonistas, junto con algunas
estrellas cercanas son lanzadas a casi la velocidad de
la luz, de modo que el tiempo para ellos pasa mucho
más despacio que en el Universo exterior. Cuando
vuelven a frenar, descubren que están en el futuro
lejano del Universo, cuando todas las demás
estrellas hace tiempo que se han apagado.
Películas y programas de TV
La película de Woody Allen Annie Hall tiene a la
joven Alvy Singer quejándose a un médico de que si
el Universo se está expandiendo, no hay ningún
interés en hacer sus tareas domésticas. Su madre le
pregunta "¿Cual es tu negocio?" y "¿Qué quieres
hacer con el Universo?, su médico fumando un
cigarrillo postula que debería simplemente disfrutar
la vida.
En la serie de televisión Enano Rojo y también en el
libro de Enano Rojo Hacia Atrás, la tripulación
tropieza con una realidad donde el tiempo está
viajando hacia atrás. Kryten teoriza que esto es
algún tiempo en el futuro de su Universo, donde está
yendo hacia un Big Crunch, causando al tiempo ir
hacia atrás. Otro episodio del programa entró en la
idea de los multiversos, profundizando en la idea de
un número infinito de Universos paralelos, cada uno
de ellos separados por diferentes bifurcaciones en la
"línea del destino".
En la serie de televisión Lexx, el episodio 2.20 "El
Final del Universo", toda la materia del Universo,
excepto los personajes principales y su barco, son
convertidos en brazos robóticos voladores
autónomos con una consciencia simple del villano
principal Mantrid. La fuerza gravitacional de estos
brazos cerrándose uno con otro causa un Big Crunch
con Lexx en el centro. Lexx es de alguna manera
enviado a un Universo alternativo para continuar la
temporada 3 de la serie.
En la serie de televisión Star Trek: Espacio
Profundo Nueve (Episodio: "Chrysalis"), varios
humanos ingeniados genéticamente determinan que
el Universo se colapsará en un Big Crunch e
intentarán desarrollar un camino para alterar la
constante cosmológica del Universo para mantener
su masa de colapsarse a sí misma.
En la famosa película de Ed Wood Plan 9 del
espacio exterior, los invasores alienígenas
despiertan a los muertos para prevenir a los
humanos de la destrucción del Universo a través de
un dispositivo que puede "explotar la luz solar".
En la temporada 2006 de Doctor Who, el
Torchwood Institute adquiere una misteriosa orbe
que el doctor identifica como un "barco nulo", una
nave prevista para existir fuera del espacio-tiempo y
así sobrevivir al Universo. Se sugiere que el
Universo es cíclico u oscilatorio, diciendo que en el
barco nulo se podría sobrevivir al final del Universo
y a la creación del siguiente.
En la serie de anime Eureka 7, se dice que existe un
límite de interrogantes, la cual consiste en que si
demasiadas formas de vida habitan determinada
región (se podría expresar como densidad
biológica), tal región se empezará a colapsar en una
singularidad similar a un hoyo negro que finalmente
acabaría con todo el universo.
Videojuegos
Durandal, el juego de Inteligencia Artificial
rampante de la serie Marathon de Bungie Studios,
muestra una preocupación e incluso obsesión, con
escapar del fin del Universo, que él insiste en que es
inevitable, pero puede ser evitado de alguna manera
desconocida por el jugador.
Referencias
1.
1. www.slovio.com: multi-level-universe
2. www.universetoday.com: Advanced civilization
become
Enlaces externos
Caldwell, R. R., Kamionski, M. y Weinberg, N. N.,
Energía Fantasma y Juicio Final Cósmico.
Una Breve Historia del final de cada cosa, una serie
de radio de BBC 4.
Hjalmarsdotter, Linnea, 2005, Parámetros
cosmológicos.
Cosmología en Caltech.
Baez, John, 2004, El final del Universo.
Una mirada en profundidad a lo que en futuro
depara para el Universo.
Malm T.M., Modelo Rotacional Espiral.
Lecturas complementarias
No ficción
Adams, Fred; Gregory Laughlin (2000). en Simon &
Schuster Australia: The Five Ages of the Universe:
Inside the Physics of Eternity. .
John D. Barrow y Frank Tipler, 1986. The Anthropic
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Chaisson, Eric (2001). en Harvard University Press:
Cosmic Evolution: The Rise of Complexity in Nature
..
Davies, Paul (2001). en Pensamiento: Los Últimos
Tres Minutos: Conjecturas acerca del destino final
del Universo. .
Dyson, Freeman (1991). en Tusquets: El Infinito en
Todas Direcciones. .
Goldstein, Martin, y Inge F., 1993. The Regrigerator
and the Universe. Harvard Univ. Press. Esp. chpt.
15.
Guth, Alan (1998). en Addison-Wesley: Inflationary
Universe: Quest for a New Theory of Cosmic
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Hawking, Stephen (1998). en Grijalbo: Historia del
Tiempo. .
Layzer, David (1991). en Oxford University Press:
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Universe. .
Linde, Andrei (1990). en Taylor & Francis: Particle
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Penrose, Roger (2006). en Debate: El camino a la
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universo. .
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Quantum Gravity: A New Understanding of Space,
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Tipler, Frank (1997). en Alianza: La Física de la
Inmortalidad.
Ficción
Poul Anderson, Tau Zero
Isaac Asimov, La Última Pregunta
John D. Barrow, Impossibility
Stephen Baxter, Diagramas de vacío, Futuro
Profundo, Múltiple: Tiempo, Exultant y otros
L. E. Modesitt, Jr. Sueños Gravitatorios
Diagrama de
Hertzsprung-Russell
Diagrama de Hertzsprung-Russell.
El diagrama de Hertzsprung-Russell (comúnmente
abreviado como diagrama H-R) muestra el resultado de
numerosas observaciones sobre la relación existente entre la
magnitud absoluta de una estrella y su temperatura
superficial.
Fue realizado en 1911 por el astrónomo Ejnar Hertzsprung y,
de manera independiente, en 1913 por Henry Norris Russell.
El diagrama de Hertzsprung mostraba la luminosidad de las
estrellas en función de su color, mientras que el diagrama
inicial de Russell mostraba la luminosidad en función del
tipo espectral. Ambos diagramas son equivalentes.
Contenido
1 Usos del diagrama
2 Diagramas H-R de cúmulos
3 Diagrama teórico versus diagrama experimental
4 Véase también
5 Enlaces externos
Usos del diagrama
El diagrama H-R se utiliza para diferenciar tipos de estrellas
y para estudiar la evolución estelar. Un examen del diagrama
muestra que las estrellas tienden a encontrarse agrupadas en
regiones específicas del mismo. La predominante es la
diagonal que va de la región superior izquierda (caliente y
brillante) a la región inferior derecha (fría y menos brillante)
y se denomina secuencia principal. En este grupo se
encuentran las estrellas que extraen su energía de las
reacciones termonucleares de fusión del hidrógeno en helio.
En la esquina inferior izquierda se encuentran las enanas
blancas, y por encima de la secuencia principal se
encuentran las gigantes rojas y las supergigantes.
Diagramas H-R de cúmulos
Una de las complicaciones de realizar un diagrama H-R es
que la cantidad del eje vertical, la magnitud absoluta, no es
observable directamente. La cantidad observada es la
magnitud aparente en alguna banda, y para obtener una
magnitud absoluta se necesita una distancia. Las distancias
en astronomía son notablemente difíciles de obtener. En el
caso de estrellas individuales relativamente cercanas el único
método disponible es la paralaje. Pero en el caso de estrellas
que se encuentren a aproximadamente la misma distancia,
como cúmulos globulares o cúmulos abiertos, al poner en el
eje vertical la magnitud aparente, se encuentra un diagrama
reconocible. De la comparación de ese diagrama con un
diagrama teórico, se puede deducir la distancia de un cúmulo
y su edad.
Diagrama teórico versus diagrama experimental
El diagrama original tiene en sus ejes cantidades
observables: magnitud y color o tipo espectral. Sin embargo,
las simulaciones de evolución de interiores estelares
producen dos cantidades diferentes: luminosidad y
temperatura. Un diagrama HR que tiene esas dos cantidades
en sus ejes es a veces llamado diagrama H-R teórico. En
apariencia es bastante similar al observacional, pero la
relación exacta entre ellos depende de los detalles del
modelo de atmósfera estelar usado, y no es trivial.
Véase también
Clasificación estelar
Secuencia principal
Enlaces externos
Diagramas H-R en el Sloan Digital Survey (En
inglés, enlace educacional)
Diego Rodríguez
Diego Rodríguez (Ciudad de México; 1569 - 1668) es uno
de los personajes más importantes del periodo de ilustración
científica que se vivió en México en la segunda mitad del
siglo XVII. Matemático, astrónomo e innovador tecnológico
que tuvo gran influencia sobre la comunidad científica que
apareció en ese periodo.
En 1613, ingresó como fraile a la orden de la Merced y en
1620 inició sus estudios astronómicos y matemáticos. Fue
tan destacado que el claustro de la Universidad Real y
Pontificia lo eligió para ocupar la primera Cátedra de
Astrología y Matemática, en 1637. Numerosos médicos,
ingenieros y agrimensores fueron beneficiarios de sus
modernas enseñanzas. Además, participó en muchas obras
de ingeniería importantes para la Ciudad de México, como la
construcción de los campanarios de la catedral o el gran
desagüe que ayudó a prevenir las grandes inundaciones que
ocurrían frecuentemente en la ciudad.
El padre Rodríguez muestra en sus escritos una
desvinculación de las ciencias exactas de la metafísica y la
teología. La comunidad científica encabezada por él en
México aceptó estos cambios radicales unos 30 años antes
de que lo hicieran sus colegas españoles. Esta ventaja se
debe, en parte, a que los libros de ciencia moderna
provenientes de países protestantes, eran rechazados por los
censores de España, por lo que los libreros, para no perder
sus inversiones, los enviaban de contrabando a América.
Melchor Pérez de Soto, miembro de la comunidad
encabezada por Fray Diego y maestro mayor de obras de la
catedral, sufrió un proceso inquisitorial gracias al cual llegó
hasta nuestros días el catálogo de su biblioteca, con más de
1660 volúmenes; muchos de los cuales trataban sobre
ciencia moderna de la Europa contemporánea, junto con
muchos otros de contenido tradicional.
Fray Diego escribió numerosas obras, algunas de ellas
verdaderas aportaciones revolucionarias a las matemáticas
(como su extenso tratado sobre logaritmos), la astronomía y
la ingeniería, además de tratados tecnológicos, como el que
trata de la construcción de relojes precisos. Muchas de estas
obras fueron desarrolladas para sus propios cursos en la
universidad, otras fueron hechas para apoyar sus propias
investigaciones, como el tratado para la predicción y
medición exacta de los eclipses, que sería fundamental para
el cálculo preciso de las posiciones geográficas (longitudes)
ya que un eclipse permite sincronizar la hora en que se
registró el suceso en distintos lugares geográficos. Esto y sus
trabajos para el perfeccionamiento de los relojes le
permitieron medir la posición de la Ciudad de México con
una exactitud mayor que la que realizó siglo y medio más
tarde y con mejores medios, Alejandro de Humboldt. Su
notable alumno peruano y activo corresponsal, Francisco
Ruiz Lozano, usó la misma técnica para medir la posición de
su natal Lima, Perú.
Es curioso que tantas y tan valiosas aportaciones de un solo
personaje y sus alumnos no haya dejado mucha huella en la
memoria histórica más allá de sus aplicaciones para las
necesidades de la colonia. Sus métodos de cálculo de
posiciones no fueron usados por los navegantes españoles,
quienes habrían obtenido gran provecho de ellos. La mayoría
de los escritos de fray Diego quedaron manuscritos. En la
colonia era muy difícil imprimirlos, no sólo por los altos
costos sino porque ni siquiera existían los tipos especiales
para, por ejemplo, la notación matemática de entonces, y
sobre todo no había el mercado que lo justificara. Por esa
razón algunos de estos manuscritos fueron enviados a
España, pero allá no hubo mayor interés y fueron
francamente desdeñados. A la muerte de fray Diego, en 1668
, la mayor parte de sus manuscritos quedaron sepultados en
la biblioteca de su orden y el resto se dispersaron en
colecciones privadas o se perdieron irremediablemente.
Los sucesores inmediatos de fray Diego en la cátedra de
matemáticas y astrología tuvieron periodos cortos y poco
interesantes, hasta que finalmente tomó posesión el siguiente
personaje insigne de la época: don Carlos de Sigüenza y
Góngora.
Dinámica newtoniana
modificada
En física, la dinámica newtoniana modificada o MOND (
Modified Newtonian dynamics) se refiere a una teoría que
propone una modificación de la segunda ley de Newton para
explicar el problema de la velocidad de rotación de las
galaxias de manera alternativa que materia oscura.
Cuando se observó por primera vez que la velocidad de
rotación de las galaxias era uniforme e independiente de la
distancia al centro de giro, esto constituyó un hecho no
esperado ya que tanto la teoría newtoniana como la
relatividad general sugería que la velocidad de giro de
rotación debía decrecer con la distancia. Así por ejemplo, en
el sistema solar los planetas que orbitan a menor distancia
tienen velocidades de giro mayor que los más lejanos.
La teoría MOND explica satisfactoriamente las curvas de
rotación observadas, introduciendo una hipótesis ad hoc: que
la fuerza sobre una partícula no es proporcional a la
aceleración para valores muy pequeños de la aceleración. La
escasa motivación independiente de esta teoría, hace que no
tenga un amplio apoyo dentro de la comunidad científica,
que prefiere algún tipo de explicación alternativa basada en
la materia oscura.
La teoría MOND fue propuesta por Mordehai Milgrom en
1981 para modelar la velocidad uniforme observada en el
giro de las galaxias. Su afirmación clave era que la expresión
de la segunda ley de Newton (F = ma) debía ser substituida
por una expresión más general del tipo:
Donde a0 es una nueva constante física que debe ser
ajustada experimentalmente y
siguientes propiedades asintóticas:
es una función con las
Enlaces externos
¿La Materia Oscura en (Serios) Problemas? Parte I
Por Jorge A. Vázquez y Gema Hebrero
Dionís Renart
La Resurrección de Jesús. Primer Misterio de Gloria del
Rosario Monumental de Montserrat
Dionís Renart i García (Barcelona, 1878 - ídem, 1946) fue
un escultor y astrónomo catalán.
Formado en la Escuela Llotja, trabajó en el taller de Josep
Llimona. Participó en las exposiciones de Bellas Artes de
Barcelona (Eva, 1911; La Raza, 1918) y Madrid (Alegoría y
Retratos, 1912). Autor del grupo Las Tres Marías de La
Resurrección de Jesús, en el Primer Misterio de Gloria del
Rosario Monumental de Montserrat, en el que trabajó con
Antoni Gaudí y Josep Llimona. Trabajó en obras de arte
aplicado haciendo modelos de cerámica, jarrones, medallas y
joyas, a tono con el estilo Art Nouveau. Fue escultor
anatómico de la Facultad de Medicina de Barcelona.
Como astrónomo fue presidente de la sección lunar de la
Sociedad Astronómica de Barcelona, organizador de la
Exposición de Estudios Lunares de 1912 y autor de un mapa
en proyección estereográfica de relieves lunares. Un recinto
lunar lleva su nombre.
Disco circumestelar
Representación artística de una estrella T Tauri con un
disco circumestelar
Un disco circumestelar es un toro o una acumulación de
forma anular de material en el estado del gas, del polvo, de
los planetesimales, de los asteroides o de los fragmentos de
la colisión en órbita alrededor de una estrella en diversas
fases de su ciclo de vida. Tal disco puede manifestarse como
Disco de acrecimiento
Disco protoplanetario
Disco de escombros
Cinturón de asteroides
Cinturón de Kuiper
Nube de Oort
Nebulosa protosolar
Véase también
Estrellas T Tauri
Formación estelar
Planetas extrasolares
Formación del Sistema Solar
Nebulosa
Enlaces externos
El Universo Infrarrojo
Disco de acrecimiento
Representación artística de un disco de acrecimiento en una
estrella alimentado por material procedente de su compañera
binaria.
Un disco de acrecimiento es una estructura en forma de
disco alrededor de un objeto central masivo. El disco
alimenta el cuerpo central siendo acretado por éste y
contribuyendo a su aumento de masa. La dinámica de estos
objetos astrofísicos está gobernada principalmente por la ley
de conservación del momento angular. El disco puede ser
extenso verticalmente dando lugar a una estructura de tipo
toroidal. Los discos de acrecimiento pueden encontrarse
alrededor de agujeros negros, núcleos de galaxias activos o
AGN (Active Galactic Nuclei) o alrededor de estrellas muy
jóvenes en proceso de formación. En este último caso se
denominan también discos circumestelares. Los sistemas
planetarios se originan a partir de discos de este tipo
mediante fenómenos de acrecimiento (o agregación) de las
partículas originarias, hasta formar los planetas, satélites y
los cuerpos menores del sistema.
Cuando se deja caer miel lentamente, desde un envase, se
crea una especie de disco de acrecimiento entre la tierra y la
miel del envase, debido a la gravedad. Esto es, básicamente,
un disco de acrecimiento, ya que se forma con principios
similares, en cuestiones gravitatorias. Podría decirse que, en
la tierra, la consistencia de la miel (y líquidos similares)
poseen un comportamiento similar al de la masa estelar que
compone un disco de acrecimiento, el cual está hecho del
plasma que compone las estrellas.
Una estrella u otro astro situado en un sistema binario puede
también formar un disco de acrecimiento robando materia de
las capas exteriores de su compañera. Esta materia forma un
anillo en torno a la estrella captora, pudiendo llegar a caer
sobre la superficie de la misma tras describir una trayectoria
en espiral. Debido a las enormes velocidades que alcanza la
materia en dicha caída se observa una fuerte emisión de
rayos X, que ha servido para detectar objetos que no emiten
radiación por sí solos, como es el caso de las estrellas de
neutrones o los agujeros negros. Estos sistemas binarios se
conocen como binarias de rayos X.
Contenido
1 Formación de discos de acrecimiento
2 Discos de acrecimiento alrededor de estrellas
jóvenes
3 Discos de acrecimiento alrededor de objetos
compactos
4 Núcleos de galaxia activos
5 Véase también
Formación de discos de acrecimiento
El disco es una estructura común en el universo. Tanto
galaxias como estrellas se han formado a la vez en discos de
acrecimiento de muy diferentes dimensiones. El motivo que
origina tan comunes estructuras a partir de informes nubes
de gas es sencillo. Casi toda masa de gas posee un cierto
momento angular, una mínima cantidad de rotación. Es
decir, las inmensas nubes que se colapsan formando estas
estructuras giran inicialmente, aunque sea muy lentamente.
El sistema de gas en rotación se mantiene en un delicado
equilibrio que se puede romper debido, p.ej., a la onda de
presión de una supernova o a que alcanza una cantidad de
masa crítica. Cuando sobreviene la inestabilidad y la nube se
comprime por el efecto creciente de la gravedad ésta
empieza a experimentar ciertos cambios que la conducirán a
formar un disco.
Al comprimirse la nube gira más deprisa por conservación
del momento angular. Pero este giro solo ocurre a lo largo de
su plano de giro. En las zonas de mayor rotación la fuerza
centrífuga adquiere cada vez mayor intensidad. Esta
asimetría cada vez más acusada es la que, poco a poco,
acaba por dar forma al disco. Las regiones suprayacentes y
subyacentes al plano de giro, es decir los polos, caen libres a
gran velocidad mientras que el gas que gira a lo largo de
dicho plano se ve muy frenado por la creciente fuerza
centrífuga. Así pues, la acción combinada de rotación y
gravedad es la que, al final, dará la característica forma de
disco.
Los discos de acrecimiento más activos presentan fuertes
chorros de emisión de material a lo largo del eje de rotación.
Este fenómeno se denomina comúnmente difusión
ambipolar. La estructura y naturaleza de los mecanismos de
emisión en chorro no se conocen con precisión aunque se
cree que tienen que ver con la presencia de un fuerte campo
magnético. El material central fuertemente ionizado escupe
una parte de sí a través de las líneas de campo que actúan a
modo de guías.
Discos de acrecimiento alrededor de estrellas jóvenes
Visión artística de un disco protoplanetario
Disco secundario de polvo alrededor del sistema
AU Microscopii. Imagen del Telescopio Espacial
Hubble.
Más información en: Disco circumestelar |
Nebulosa protosolar
La formación de una estrella a partir de una nube de gas
molecular es un proceso que transcurre en escalas de tiempo
de 105-106 años. Como el momento angular ha de ser
conservado la mayor parte del material cae inicialmente
sobre un disco de acrecimiento que lentamente va
acrecionando sobre la estrella central. El momento angular
es redistribuido hacia las regiones exteriores del disco, es
decir, la mayor parte de la masa acreta sobre la estrella
central mientras que una pequeña parte del material exterior
se extiende alejándose y llevándose el momento angular
necesario para producir el acrecimiento interior. Estos discos
tienen periodos de vida de 1-10 Myr. Las estrellas jóvenes
muestran señales de acrecimiento por medio de excesos de
emisión infrarroja (presencia de disco) y ultravioleta
(acreción de material). El disco, iluminado y calentado por la
estrella central, puede percibirse en algunas imágenes
astronómicas en el infrarrojo y en rangos de onda del
milimétrico. Los discos que no pueden resolverse
ópticamente (extensión espacial inferior a la resolución del
instrumento) su presencia puede detectarse por medio de la
distribución espectral de energía (SED Spectral Energy
Distribution) que presenta un exceso de emisión en el
infrarrojo.
En el caso de ser sistemas múltiples, se ha comprobado que
se pueden dar dos configuraciones distintas de discos de
acrecimiento: o se forma un disco alrededor de cada uno de
los componentes del sistema y un disco en común alrededor
de todos ellos, o directamente se forma un disco en común
alrededor de los componentes del sistema, sin discos
"individuales".
En estrellas jóvenes pero dentro ya de la secuencia principal
y con edades en torno a 100 millones de años se pueden
observar discos secundarios de polvo sin restos importantes
de gas orbitando la estrella central. Estos discos de segunda
generación se formarían a partir de los impactos destructivos
entre planetesimales remanentes de la formación planetaria
capaces de producir una gran cantidad de polvo.
Discos de acrecimiento alrededor de objetos compactos
A menudo, en sistemas binarios en los que una de las
estrellas es un objeto compacto como un púlsar o un agujero
negro las observaciones muestran indicios de material
circulando de la estrella brillante hacia el objeto compacto.
Esto ocurre cuando la estrella posee sus capas exteriores en
el interior del límite de Roche del objeto compacto. El
material arrancado fluye sobre dicho objeto formando un
disco de acrecimiento a su alrededor. En el caso de los
agujeros negros, la materia se llega a acelerar tanto que las
emisiones de radiación procedentes del vórtice se dan en la
banda de los rayos X. Las fuentes de rayos X suelen ser, de
hecho, una pista que delata su presencia.
Núcleos de galaxia activos
Véase también
Formación estelar
Formación planetaria
Agujero negro
Vórtice
Estrellas binarias
AGN
Disco protoplanetario
Imagen artística de un disco protoplanetario.
Un disco protoplanetario es un disco circumestelar de
material alrededor de una estrella joven, generalmente del
tipo T Tauri. En ocasiones se les conoce también por la
abreviatura proplyds al producirse en estos discos los
procesos físicos que llevan a la formación de planetas. Los
discos protoplanetarios son discos de acrecimiento alrededor
de estrellas jóvenes fundamentales para comprender la
formación de la estrella y de un posible sistema planetario.
Contenido
1 Observación
2 Formación
3 Discos circumestelares secundarios
4 Véase también
Observación
Los discos son observables de forma directa como material
nebuloso en determinadas longitudes de onda o como un
exceso en la emisión infrarroja de la estrella central. Su
tamaño suele ser de varios centenares de unidades
astronómicas pudiendo alcanzar radios de hasta 1000 UA.
Sus regiones centrales pueden estar a altas temperaturas
calentadas por la estrella central y los procesos de acreción.
Los discos protoplanetarios más jóvenes están acompañados
a menudo por chorros polares por los que se escapa parte del
material que fluye hacia la estrella central.
Formación
Los discos se forman en el mismo proceso de formación
estelar que producen la estrella central. Una protoestrella se
forma por la condensación de material procedente de una
nube molecular compuesta principalmente por hidrógeno
molecular fragmentada por su propia gravedad al alcanzar
unas condiciones críticas de tamaño, masa o densidad. En el
colapso la nube fragmentada se contrae ganando en densidad
y formando una protoestrella en su centro. Sin embargo, el
material exterior, obligado a conservar el momento angular
del sistema no cae directamente sobre el cuerpo central sino
que es sustentado por la fuerza centrípeta asociada a su
rotación. La rotación hace que el material exterior caiga
sobre una región extendida en forma de disco perpendicular
al eje de rotación del sistema. Los tiempos característicos de
colapso son de unos 100.000 años y los discos formados
pueden persistir durante 1-10 millones de años. El material
del disco es acretado lentamente por la estrella central
mientras que el material exterior se difunde lentamente hacia
distancias mayores conservando el momento angular. El
disco protoplanetario más antiguo descubierto hasta ahora
podría tener 25 millones de años.
Discos circumestelares secundarios
Disco secundario de polvo alrededor
del sistema AU Microscopii.
En los discos protoplanetarios se forman los sistemas
planetarios. El material exterior frío se condensa en granos
de hielo que pueden interaccionar entre sí agregándose y
formando cuerpos progresivamente mayores hasta adquirir
suficiente masa para influir gravitacionalmente las órbitas de
otros cuerpos cercanos. Estos cuerpos reciben el nombre de
planetesimales. En las regiones internas del sistema estelar
las temperaturas son lo bastante altas como para impedir la
condensación de hielos pero los mismo procesos actúan
sobre materiales refractarios con temperaturas de
evaporación mucho más elevadas. Las colisiones entre
planetesimales pueden ser destructivas o producir cuerpos
aún mayores hasta formar protoplanetas. Sin embargo las
colisiones destructivas producen grandes cantidades de
polvo que rodea la estrella central en un disco secundario
ausente de gas y que puede persistir varios centenares de
millones de años.
Véase también
Disco de acrecimiento
Nebulosa solar
Planetas extrasolares
Donald Machholz
Donald Edward Machholz es un astrónomo aficionado
estadounidense de Colfax, California.
Es el actual observador de cometas con más éxito en los
Estados Unidos, estando acreditado el descubrimiento por su
parte de 10 cometas, incluyendo los cometas periódicos
96P/Machholz, 141P/Machholz y, su más reciente
descubrimiento, el no periódico C/2004 Q2 (Machholz) que
fue fácilmente visible con binoculares en el cielo boreal en
2004 y 2005.
Machholz es también considerado uno de los inventores del
Maratón Messier, que es una competición cuyo objetivo es
observar todos los objetos Messier en una única noche.
Obras
The Observing Guide to the Messier Marathon: A
Handbook and Atlas
Decade of Comets: A Study of the 33 Comets
Discovered by Amateur Astronomers Between 1975
and 1984
An observer's guide to comet Hale-Bopp: Making
the most of Comet Hale-Bopp : when and where to
observe Comet Hale-Bopp and what to look for
Referencias
Sky and Telescope: Comet Machholz in the Evening
Sky
Ecuaciones de Friedmann
Las ecuaciones de Friedmann son un conjunto de
ecuaciones utilizadas en cosmología física que describen la
expansión métrica del espacio en modelos homogéneos e
isótropos del Universo dentro del contexto de la Teoría
General de la Relatividad. Fueron halladas por Alexander
Friedman en 1922[1] a partir de las ecuaciones de campo de
Einstein para la métrica de
Friedman-Lemaître-Robertson-Walker y un fluido con una
densidad de energía () y una presión (p) dadas. Las
ecuaciones son:
donde es la constante cosmológica, posiblemente causada
por la energía del vacío, G es la constante de gravitación, c
es la velocidad de la luz, a es el factor de escala del Universo
y K es la curvatura gaussiana cuando a = 1 (p.ej. hoy). Si la
forma del universo es hiperesférica y R es el radio de
curvatura (R0 en el momento actual), entonces a = R / R0.
Generalmente,
es la curvatura gaussiana. Si K es
positiva, entonces el Universo es hiperesférico. Si K es cero,
el Universo es plano, y si K es negativo, el Universo es
hiperbólico. Nótese que y p son función de a. El parámetro
de Hubble, H, es la velocidad de expansión del universo.
Estas ecuaciones a veces se simplifican redefiniendo la
densidad de energía y la presión:
para obtener:
El parámetro de Hubble puede cambiar en el tiempo si otros
miembros de la ecuación son dependientes del tiempo (en
particular la densidad de energía, la energía del vacío y la
curvatura). Evaluando el parámetro de Hubble en el
momento actual produce que la constante de Hubble que es
la constante de proporcionalidad de la ley de Hubble.
Aplicado a un fluido con una ecuación de estado dada, las
ecuaciones de Friedmann dan como resultado la evolución
en el tiempo y la geometría del Universo como función de la
densidad del fluido.
Algunos cosmólogos llaman a la segunda de estas dos
ecuaciones la ecuación de aceleración y se reservan el
término ecuación de Friedmann sólo para la primera
ecuación.
El parámetro de densidad
El parámetro de densidad, , se define como la relación de la
densidad actual (u observada) respecto a la densidad crítica
c del Universo de Friedmann. Una expresión para la
densidad crítica se encuentra asimiendo que es cero (como
es para todos los Universos de Friedmann básicos) y
estableciendo la curvatura K igual a cero. Cuando se
sustituyen estos parámetros en la primera ecuación de
Friedmann se encontra que:
y se obtiene que la expresión para el parámetro de densidad
(útil para comparar diferentes modelos cosmológicos) es:
Este término originalmente fue utilizado como una manera
de determinar la geometría del campo en el que c es la
densidad crítica para la que la geometría es plana.
Asumiendo una densidad de energía del vacío nula, si es
mayor que uno, la geometría es cerrada y el Universo
eventualmente parará su expansión y entonces se colapsará.
Si es menor que uno, será abierto y el Universo se expandirá
para siempre. Sin embargo, también se pueden sintetizar los
términos de curvatura y de la energía del vacío en una
expresión más general para en el caso de que este parámetro
de densidad de energía sea exactemente igual a la unidad.
Entonces es una cuestión de medir los diferentes
componentes, normalmente designados por subíndices. De
acuerdo con el modelo Lambda-CDM, hay importantes
componentes de debido a bariones, materia oscura fría y
energía oscura. La geometría del espacio-tiempo fue medida
por el satélite WMAP estando cerca de ser una geometría
plana, es decir, el parámetro de curvatura K es
aproximadamente cero.
La primera Ecuación de Friedmann a menudo se escribe
formalmente con los parámeros de densidad.
Donde, R es la densidad de radiación actual, M es la
densidad de materia (oscura más la bariónica) actual y es la
constante cosmológica o la densidad de vacío actual.
Ecuación de Friedmann reescalada
Estableciendo
donde a0 y H0 son por separado el factor de escala y el
parámetro de Hubble actuales. Entonces podemos hallar que:
donde
. Para cualquier forma
del potencial efectivo
estado p = p() que la producirá.
, hay una ecuación de
Referencias
1. Friedmann, A: Über die Krümmung des Raumes, Z.
Phys. 10 (1922), 377-386. (Traducción al inglés en
¡: Gen. Rel. Grav. 31 (1999), 1991-2000.)
Edad del Universo
La edad del Universo, de acuerdo con la Teoría del Big
Bang, es el tiempo pasado entre el Big Bang y el presente. El
consenso de los científicos contemporáneos es sobre
13.700.000.000 años (trece mil setecientos millones).
Contenido
1 Explicación
2 Edad basada en los resultados del WMAP
3 Edad como función de parámetros cosmológicos
4 Edad basada en el ciclo CNO
5 Fuertes suposiciones previas
6 Referencias
7 Enlaces externos
Explicación
El modelo más prudente (y ampliamente aceptado) de la
formación del Universo es el Big Bang y no especula sobre
qué puede haber existido "antes" (o incluso si esta pregunta
adquiere sentido). Sin embargo hay alternativas. En algunos
modelos cosmológicos (como la Teoría del Estado
Estacionario o el Universo estático) donde no hay Big Bang
y el Universo tiene edad infinita: sin embargo, los científicos
contemporáneos consensúan que las pruebas observacionales
irrefrenablemente apoyan la ocurrencia de un Big Bang. Hay
también modelos cosmológicos (como el modelo cíclico) en
el que el Universo ha existido siempre pero ha sufrido una
serie repetida de Big Bangs y Big Crunchs. Si estos modelos
son correctos, entonces la edad del Universo descrita en este
artículo se puede tomar como el tiempo desde el último Big
Bang.
Hay siempre una ambigüedad en la relatividad especial y la
relatividad general definiendo de forma precisa que se
entiende por tiempo entre dos eventos. En general, el tiempo
propio medido por un reloj depende de su estado de
movimiento. En la métrica FLRW generalmente se toma
para describir el Universo, la medida preferida de tiempo es
la coordenada del tiempo (t) que aparece en la métrica.
Edad basada en los resultados del WMAP
El proyecto WMAP de la NASA estimó la edad del
Universo en:
(13,7 ± 0,2) × 109 años.
Esto es, el Universo tiene unos 13.700 millones de años,[1]
con una incertidumbre de 200 millones de años. Sin
embargo, esta edad está basada en la suposición de que el
modelo utilizado en el proyecto es correcto, otros métodos
de estimación de la edad del Universo podrían dar edades
diferentes.
Esta medida está realizada utilizando la localización del
primer pico acústico en el espectro de potencia de la
radiación de fondo de microondas para determinar el tamaño
de la superficie desacople (tamaño del Universo en el
momento de la recombinación). El tiempo de viaje de la luz
a esta superficie (dependiendo de la geometría utilizada)
produce una edad fiable para el Universo. Asumiendo la
validez de los modelos utilizados para determinar esta edad,
la precisión residual proporciona un margen de error cerca
del 1%.[2]
Este es el valor más citado por los astrónomos
contemporáneos.
Edad como función de parámetros cosmológicos
La edad del Universo puede determinarse midiendo la constante d
extrapolando hacia atrás en el tiempo con los valores observados
de densidad (O). Antes del descubrimiento de la energía oscura, s
Universo era dominante en materia y así O en este gráfico se corr
Notar que la aceleración de la expansión del Universo fue la era m
mientras que el Big Crunch del Universo fue la edad más corta.
El problema de determinar la edad del Universo está más
cerca del problema de determinar los valores de los
parámetros cosmológicos. Hoy esto está ampliamente
superado en el contexto del modelo CDM, donde se asume
que el Universo contiene materia normal (bariónica), materia
oscura fría, radiación (protones y neutrinos) y una constante
cosmológica. La contribucción fraccional de cada densidad
de energía actual del Universo viene dado por los parámetros
de densidad m, r y . El modelo completo CDM está descrito
por otros parámetros, pero para el propósito del cálculo de la
edad del Universo, estos tres, junto con la constante de
Hubble H0 son los más importantes.
Si una de las medidas de estos parámetros fuera exacta,
entonces la edad del Universo se podría determinar usando
la ecuación de Friedmann. Esta ecuación relaciona la tasa de
cambio en el factor de escala a(t) con la materia total del
Universo. Dando la vuelta a esta relación, podemos calcular
el cambio en el tiempo poc los cambios en el factor de escala
y así calcular la edad total del Universo integrando esta
fórmula. La edad t0 está entonces dada por una expresión de
la forma:
Dónde la función F() depende sólo de la contribución
fraccional del contenido de la energía del Universo que
viene de varios componentes. La primera observación que
uno puede hacer de esta fórmula es que es el parámetro
Hubble el que controla la edad del Universo, con una
corrección procedente del contenido de materia y energía.
Así se puede hacer una estimación ruda de la edad del
Universo como el inverso del parámetro de Hubble,
El valor del factor de corrección de la edad F es mostrado como f
parámetros cosmológicos: la densidad de materia fraccional actua
cosmológica de densidad . Los valores más exactos de estos parám
en la caja de la parte superior izquierda, la materia dominante del
muestra con la estrella en la parte inferior derecha.
Para obtener un número más exacto, el factor de corrección
F() tiene que ser calculado. En general tiene que hacerse
numéricamente y el resultado para un rando de parámetros
cosmológicos se muetra en la figura. Para los valores
WMAP (m, ) = (0.266, 0.732), mostrados en la caja de la
parte superior izquierda de la figura, este factor de correción
está realmente próximo a uno: F = 0.996. Para un Universo
plano sin constante cosmológica, mostraco con la estrella en
la esquina inferior derecha, F = 2 / 3 es mucho menor y así
en Universo es más joven para un valor fijo del parámetro de
Hubble. Para hacer esta figura, r es considerada como
constante (rudamente equivalente a mantener la temperatura
del fondo de radiación de fondo de microondas constante) y
el parámetro de densidad de curvartura está fijado por el
valor de los otros tres.
El WMAP fue el instrumento utilizado para establecer una
edad exacta del Universo, aunque otras medidas tienen que
ser tomadas en cuenta para obtener el número exacto. Las
medidas del fondo de radiación de microondas son muy
buenas para acotar la materia contenida m[3] y el parámetro
de curvatura k.[4] No es tan sensible a directamente,[5]
parcialmente porque la constante cosmológica sólo llega a
ser importante en pequeños corrimientos al rojo. Las
determinaciones más exactas del parámetro Hubble H0
vienen de las supernovas de tipo SNIa. Combinando estas
medidas conducen a un valor generalmente aceptado para la
edad del Universo citado arriba.
La constante consmológica hace que el Universo "anciano"
para valores fijos de otros parámetros. Esto es significante,
ya que la constante cosmológica está aceptada generalmente,
el modelo del Big Bang tendría dificultades explicando el
por qué de los cúmulos globulares en la Vía Láctea parece
estar lejos de la edad del Universo calculada del parámetro
Hubble y un Universo de sólo materia.[6] [7] Introduciendo
la constante cosmológica permite al Universo ser más viejo
que estos cúmulos, así como explicar otras características
que el modelo cósmológico de solo materia no puede.[8]
Edad basada en el ciclo CNO
Algunos estudios recientes de gran controversia demuestran
que el ciclo CNO es dos veces más lento de lo que
previamente se creía, llegando a la conclusión de que el
Universo podría ser mil millones de años más viejo (unos
15.000 millones de años) que las estimaciones anteriores.[9]
[10] [11] [12]
Fuertes suposiciones previas
El cálculo de la edad del Universo es sólo exacto si las
suposiciones de los modelos utilizados son también exactas.
Estas se conocen como suposiciones fuertes y esencialmente
implica deshacer los errores potenciales en otras partes del
modelo para obtener la exactitud de los datos
observacionales actuales directamente en resultados
concluidos. Aunque esto no un procedimiento totalmente
válido en ciertos contextos, debería notarse que la
advertencia, "basado en el hecho de asumir el modelo
subyacente utilizado es correcto", entonces la edad dada es
aproximada al error especificado (ya que este error
representa el error del instrumental utilizado para formar la
entrada de datos sin formato del modelo).
La edad del Universo basada en el "mejor ajuste" a los datos
WMAP es "sólo" 13.4±0.3 Gyr (el número ligeramente
superior de 13.7 incluye algunos otros datos mezclados).
Este número representa la primera medida "directa" exacta
de la edad del Universo (otros métodos típicamente
involucran la ley de Hubble y la edad de las estrellas más
viejas en los cúmulos globulares, etc). Es posible utilizar
métodos diferentes para determinar el mismo parámetro (en
este caso, la edad del Universo) y llegar a respuestas
diferentes sin sopalamiento en los "errores". Para abordar el
problema de la mejor manera posible, es común mostrar dos
conjuntos de incertidumbres: una relacionada con las
medidas actuales y la otra con los errores sistemáticos del
modelo que está siendo usado.
Un componente importante para el análisis de datos utilizado
para determinar la edad del Universo (p.ej desde el WMAP)
es por tanto es utilizar un análisis bayesiano, que
normalizaba el resultado basado en suposiciones (p.ej.
modelo).[2] Esto cuantifica cualquier incertidumbre en la
precisión de una medida debido al modelo utilizado.[13] [14
]
Referencias
1. The Age of the Universe with New Accuracy.
2. a b Spergel, D. N., et al. (2003). "First-Year
3.
4.
5.
6.
7.
8.
9.
Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP)
Observations: Determination of Cosmological
Parameters". The Astrophysical Journal Supplement
Series 148: 175—194. DOI:10.1086/377226.
Animation
Animation
Animation
Globular Star Clusters
Independent age estimates
[astro-ph/9505066] Cosmic Concordance
Istituto Nazionale di Fisica Nucleare: El Universo,
visto bajo la montala Gran Sasso, parece ser más
viejo que lo esperado. Consultado el 13 de mayo de
2004.
10. Imbriani, G, et al. (2004). "Cuello de botella del
CNO ardiendo y la edad de Cúmulos globulares".
A&A 420: 625—629. DOI:
10.1051/0004-6361:20040981.
11. Bolte, M., C. J. Hogan (3 de augosto de 2002).
"Conflicto sobre la edad del Universo". 376:
399—402. DOI:10.1038/376399a0.
12. Prochaska, Jason X., et al. (20 de septiembre de
2003). "La Relación Edad-Metalicidad del Universo
en Gases Neutros: El Primer sistema 100 Damped
Lya". The Astrophysical Journal 595: L9-L12.
13. Loredo, T. J.. La Promesa de la Inferencia
Bayesiana para los Astrofísicos (PDF).
14. Colistete, R., J. C. Fabris & S. V. B. Concalves
(2005). "Estadísticas Bayesianas y Parámetros
Restringidos en el Modelo de Gases Chaplygin
Generalizado Utilizando Datos SNe ia".
International Journal of Modern Physics D 14 (5):
775—796. Plantilla:Arxiv.
Enlaces externos
Tutorial Cosmológico de Ned Wright
Wright, Edward L. (2 de julio de 2005). Age of the
Universe.
Animaciones con parámetros cosmológicos de
Wayne Hu
Jeremiah P. Ostriker y Paul Steinhardt,
Concordancia Cósmica, arXiv:astro-ph/9505066.
Página del SEDS sobre Cúmulos Globulares
Estelares
Douglas Scott "Estimacines de Edad Independentes"
Edmund Halley
Edmund Halley.
Edmund Halley o Edmond Halley (29 de octubre de 1656–
14 de enero de 1742). Hijo de un acaudalado fabricante de
jabón, nació en Haggerston, cerca de Londres en 1656. A los
17 años se trasladó a Oxford.
Desde muy joven sintió una gran inclinación por las
matemáticas e interesado en la investigación de los cielos
por el astrónomo real, John Flamsteed (1646-1719). En 1676
publicó en "Philosophical Transactions" una disertación
sobre la teoría de los planetas, y en el mismo año se trasladó
a la isla de Santa Helena para observar las estrellas del cielo
austral y hacer un catálogo de las mismas: se llevó relojes,
micrómetros y un gran telescopio refractor de 7,3 metros de
longitud que utilizó con gran provecho, pese a las malas
condiciones atmosféricas; el resultado fue el "Catalogus
stellarun australium", publicado en Londres en 1679, obra
que tabula la posición de 341 estrellas australes.
Amigo de Isaac Newton (1642-1727), le animó a escribir su
"Principia Mathematica". Es posible que en la época de
Newton no se hubieran publicado, de no haber sido por su
amistad con Halley, pues se sabe que al primero no le
preocupaba la publicación de su obra. Halley no solo pagó la
impresión sino que se encargó de corregir pruebas y de otras
labores editoriales. El libro original se vendió a las librerías
por seis chelines, sin encuadernar.
A su regreso de Santa Helena, en 1678, Halley recibió su
maestría en Oxford. El mismo año fue elegido miembro de
la Royal Society, de la que llegó a ser, sucesivamente, Clerk
en 1686 y secretario en 1702, pero nunca fue su presidente;
tal honor recayó en su amigo Newton en 1703.
La teoría de la gravitación de Newton le impulsó a calcular
por primera vez la órbita de un cometa, el de 1682,
anunciando que era el mismo que había sido visto en 1531 y
1607, y anunciando que volvería a pasar en 1758. En su
honor se dio al cometa su nombre y que hoy día se le conoce
como 1P/Halley.
De 1698 a 1700 recorrió las costas de África austral y de
América, ocupado en la teoría del magnetismo terrestre en el
barco "Paramore" , un "pink" ( barco de plan holandes y de
formas redondas y àmplias , bien adaptado a mares
peligrosas ) . El fruto más importante de estas dos
expediciones fue la primera carta de la variacion de la
declinacion magnetica , con las curvas isogonas . Al regreso
de esta expedición se comprobó que Halley bebía ron y
blasfemaba como un consumado marino. Durante la misma
pensó en la posibilidad de hacer una estimación de la edad
de la Tierra por medio del cálculo de la concentración de sal
en los mares, suponiendo que la deposición de todos los ríos
terrestres había sido constante a lo largo del tiempo; más
tarde llevó a cabo este experimento obteniendo una edad
superior a la indicada en la Biblia.
En 1712, sin el permiso del Astrónomo Real John Flamsteed
, publicó un mapa estelar con el material obtenido por éste;
más tarde (1725) aparecería una edición autorizada (en tres
volúmenes) que contaba con la posición exacta de 3.000
estrellas determinadas desde el recientemente inaugurado
Observatorio de Greenwich.
En 1693 y 1716 publicó en "Philosophical Transactions" su
método para la determinación de la paralaje del Sol por
medio de los tránsitos de Venus. En 1718 llamó la atención
sobre el movimiento propio de varias estrellas fijas,
reflexionó sobre la posibilidad de medir las distancias
estelares por medio del paralaje estelar y calculó
aproximadamente la distancia existente entre el Sol y Sirio,
que estimó en 120.000 veces la distancia Tierra-Sol. Estos
cálculos animaron al astrónomo irlandés Samuel Molineux a
intentar medir (en 1725) el paralaje de Gamma Draconis:
después de varios meses fracasó en la medición del paralaje
de la estrella pero por el contrario su ayudante, James
Bradley, descubrió la aberración de la luz.
A la muerte de Flamsteed, en 1720 le sucedió como segundo
Astrónomo Real y director del Observatorio de Greenwich,
cargo que ocupó hasta su muerte. Casó en 1682 con Mary
Tooke y tuvieron dos hijas y un hijo. Halley murió en
Greenwich en 1742 a los 85 años.
Predecesor:
John
Flamsteed
Astrónomo Real
1720-1742
Sucesor:
James Bradley
Véase también
Anexo:Astrónomos y astrofísicos notables
Enlaces externos
Wikimedia Commons alberga contenido
multimedia sobre Edmund Halley.Commons
Édouard Roche
Édouard Roche (1820-1883) fue un astrónomo francés. En
el año 1848 estudió el efecto que ejercía la gravedad de los
planetas sobre sus satélites y determinó que cualquier
materia (satélites o anillos planetarios) situada a menos de
2,44 veces el radio del planeta no se podría aglutinar para
formar un cuerpo sólido, y si ya era un cuerpo (como un
satélite natural), se disgregaría llegando a romperse. Esta
distancia mínima se denomina límite de Roche.
En su honor uno de los cráteres de Fobos, satélite de Marte,
lleva su nombre.
Véase también
Lóbulo de Roche
Límite de Roche
Eduardo Battaner
Eduardo Battaner López (Burgos, 1945), es un astrofísico
español.
Contenido
1 Biografía
2 Trayectoria profesional
3 Libros publicados
4 Enlaces externos
Biografía
Estudió física en Madrid y completó su formación en el
Instituto Max Planck. Es catedrático de física de la Tierra,
astronomía y astrofísica en la Universidad de Granada y
doctor vinculado del Instituto de Astrofísica de Andalucía.
Trayectoria profesional
Se dedicó al principio de su carrera al estudio de las
atmósferas planetarias y se ha especializado en la mecánica
de fluidos en el cosmos y la magnetohidrodinámica del gas
interestelar. Desde los años 70, ha publicado numerosos
artículos en medios especializados de primera línea, como
Nature, Astronomy & Astrophysics o Astrophysic and Space
Science. También ha publicado libros de texto sobre
astrofísica y libros de divulgación científica para un público
más generalista.
Libros publicados
Fluidos cósmicos (Ed. Labor, 1986)
Física de las noches estrelladas (Ed. Tusquets,
1988, 1996)
Planetas (Alianza editorial, 1991)
Astrophysical fluids dinamics (Cambridge
University Press, 1996)
Introducción a la astrofísica (Alianza editorial,
1999)
100 problemas de astrofísica, en colaboración con
E. Florido (Alianza editorial, 2001)
Un físico en la calle: fluidos, entropía y antropía,
(Universidad de Granada, 2005)
Enlaces externos
Página personal
Eduard Schönfeld
Eduard Schönfeld (Hildburghausen, 22 de diciembre de
1828 - Bonn, 1 de mayo de 1891) fue un astrónomo alemán.
Biografía
Nació en Hildburghausen, en el Ducado
Sajonia-Meiningen-Hildburghausen, el 22 de diciembre de
1828. Comenzó su formación de manera brillante en el
gimnasio de su pueblo natal, queriendo marcharse para
estudiar astronomía, pero abandonó la idea obedeciendo a
los deseos de su padre. Primero marchó a Hanóver, y
después a Kassel para estudiar arquitectura, aunque parece
que sentía poca inclinación hacia dicha carrera. En 1849
estudió química, siendo alumno de Robert Bunsen en la
Universidad de Marburg, donde su amor por la astronomía
resurgió gracias a las lecturas de Gerling.
En 1851 visitó el Observatorio de Bonn, y estudió
astronomía, siendo alumno de Friedrich Argelander. En
1853 trabajó como asistente, y al año siguiente consiguió el
doctorado con su tratado Nova elementa Thetidis.
Contribuyó en gran medida en el Bonner Durchmusterung
("Compilación de Bonn") de los cielos del norte. También
participó en la investigación de los cambios lumínicos de las
estrellas variables, decicando a esta labor noches que, a
causa de la luna llena, no resultaron ser adecuadas para la
observación. Los resultados de esta investigación fueron
publicados en Sitz. Berich. Wien. Akad. vol. xlii.
Durante un breve período de tiempo fue Privatdozent en
Bonn, pero en 1859 ejerció de director en el Observatorio
Mannheim. El equipo instrumental de aquel observatorio se
hallaba muy anticuado, el mayor telescopio era un pequeño
refractor de 73 líneas de apertura, pero siguió una línea de
trabajo que le permitió adaptarse a los instrumentos de los
que disponía, observando nebulosas, estrellas variables,
cometas, y nuevos planetas. Los resultados de sus
observaciones de nebulosas están contenidos en dos
catálogos publicados en Astronomische Beobachtungen der
Grossherzoglichen Sternwarte zu Mannheim (1862 y 1875),
y las observaciones de estrellas variables aparecen en
Jahresberichte des Mannheimer Vereins fur Naturkunde
Nos.32 y 39 (1866 y 1875).
Debido a la muerte de Argelander, el 17 de febrero de 1875,
Schönfeld le sucedió como director del Observatorio de
Bonn, y poco después comenzó su mayor y último trabajo, la
ampliación del plan de Argelander, de los cielos por debajo
de los 23º de declinación sur. La experiencia adquirida
anteriormente bajo la dirección de Argelander permitió a
Schönfeld introducir mejoras en los métodos empleados,
incrementando la precisión de su trabajo, el cual, en marzo
de 1881, ya estaba prácticamente finalizado a falta de
algunas revisiones. Este trabajo sirvió de base para el
catálogo de 133.659 estrellas entre 2º y 23º declinación sur,
el cual fue publicado en 1886 en ocho volúmenes.
Schönfeld fue miembro de la Astronomische Gesellschaft
desde su fundación en 1863, siendo miembro del Consejo
hasta 1869, y en 1875 convirtiéndose en editor de sus
propias publicaciones junto con Winnecke. En 1878 fue
elegido Relaciones Públicas de la Royal Astronomical
Society. Murió el 1 de mayo de 1891.
Referencias
Este artículo incorpora texto de la Encyclopædia
Britannica de 1911 (dominio público).
Edward Charles Pickering
Edward Charles Pickering
Edward Charles Pickering (Boston (Massachusetts), 19 de
julio 1846 - Cambridge (Massachusetts), 3 de febrero 1919).
Astrónomo estadounidense, cuarto director del Observatorio
de Harvard (Harvard College Observatory).
Estudió durante varios años en la "Boston Latin School"
hasta graduarse en el año 1865 en la Universidad de
Harvard. Fue profesor de física en el Instituto Tecnológico
de Massachussetts (1867).
Nombrado director del Observatorio de Harvard, se dedicó a
la fotografía y más especialmente, al estudio de los espectros
estelares. Gracias a la inmensa colección de espectros que
había dejado Henry Draper pudo iniciar, ampliar y completar
una colección de espectrogramas que más adelante darían
origen a la clasificación espectral gracias a al ayuda
económica de la fundación "Henry Harper Memorial". Con
este dinero pudo financiar su ambicioso proyecto, para el
cual contrató a buen número de mujeres especializadas en el
tema: Williamina Fleming, Antonia Maury, Annie Jump
Cannon o Henrietta Swan Leavitt entre otras, grupo
femenino que fue conocido (en broma) por la comunidad
científica como el Harén de Pickering. Prácticamente todas
ellas hicieron grandes descubrimientos y aportaciones
astronómicas.
Hermann Carl Vogel y él, conjuntamente, descubrieron las
primeras estrellas binarias espectroscópicas en 1889; en
colaboración con Olcott fundó (1911) la Asociación
Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables
(AAVSO), entidad que todavía continúa en activo. Entre
1879 y 1881 realizó estudios para determinar la magnitud de
los astros, especialmente los satélites planetarios y los
asteroides más brillantes.
Su hermano menor William Henry Pickering también fue un
destacado astrónomo gracias a su apoyo y ayuda.
Por su trabajo y dilatada carrera como investigador se le
concedió la Medalla dorada de la "Real Sociedad
Astronómica" en 1886 y 1901, la "Medalla Henry Draper" (
1888) y la preciada "Medalla Bruce" en 1908. Existe un
cráter en la Luna y otro en Marte (en el sector de
Phaethontis) bautizados "Pickering" en honor de ambos
hermanos astrónomos.
Artículos
Obs. of the corona during the eclipse. Aug. 7, 1869,
(1869).
A nebula photometer, (1876).
Stellar magnitudes, (1879), Astronomische
Nachrichten, volume 95, p. 29.
New planetary nebulae, (1881), The Observatory,
Vol. 4, p. 81-83.
Photometric magnitude of Jupiter's satellite III,
(1881), The Observatory, Vol. 4, p. 113-114.
Observations of the transit of Venus, December 5
and 6, 1882, made at the Harvard college
observatory (1883).
Photometric observations of Ceres, Pallas, and
Vesta, at the Harvard College Observatory, (1885),
The Observatory, Vol. 8, p. 238-239.
Fuente
Mars and it Satellites, Jürgen Blunck,
Exposition Press (1977).
Historia del Telescopio, Isaac Asimov,
Alianza Editorial (1986).
Buscador NASA ADS (trabajos, artículos y
publicaciones de Pickering)[1].
Enlaces
Página web del Harvard College Observatory
Edward Emerson Barnard
Edward Emerson Barnard
Nacimiento
6 de diciembre de 1857
Nashville, Tennessee
6 de febrero de 1923
cerca del Observatorio Yerkes,
Wisconsin
Estados Unidos
Residencia
Estadounidense
Nacionalidad/es
Astronomía
Campo/s
Observatorio Lick
Instituciones
Universidad de Chicago
Universidad Vanderbilt
Alma máter
Estrella de Barnard
Conocido por
Amaltea (luna)
Medalla de oro de la Real
Premios destacados Sociedad Astronómica (1897)
Medalla Bruce (1917)
Rhoda Calvert
Cónyuge
Muerte
Edward Emerson Barnard (Nashville, Tennessee 6 de
diciembre, 1857 – cerca del Observatorio Yerkes, Wisconsin
, 6 de febrero, 1923) fue un astrónomo estadounidense
conocido por ser un hábil observador entre cuyos
descubrimientos destacan la estrella de Barnard (tercera
estrella más cercana a la Tierra), la luna joviana Amaltea
además de cometas y nebulosas.
Contenido
1 Infancia y juventud
2 Investigación
2.1 Distinciones
2.2 Selección de artículos publicados
3 Véase también
3.1 Obituarios
4 Fuente
5 Enlaces externos
Infancia y juventud
Nacido del matrimonio entre Reuben Barnard y Elizabeth
Jane Barnard (de soltera Haywood), su padre falleció al poco
tiempo de nacer por lo cual no pudo permitirse tener una
educación formal; a los nueve años comenzó a trabajar como
ayudante de un fotógrafo, de dondo nació su curiosidad por
la fotografía y, algo más tarde, por la astronomía.
Investigación
En 1876 se construyó su primer telescopio, un refractor de
127 mm de abertura con el que descubrió su primer cometa
en 1881 (aunque cometió el error de no comunicarlo);
continuando con este tipo de observaciones tan fructíferas
descubrió un segundo cometa ese mismo año y un tercero en
1882.
Empleado como fotógrafo, abrió un estudio como retratista y
contrajo matrimonio con Rhoda Calvert en 1881.
En la década de 1880 se recompensaba el descubrimiento de
cada nuevo cometa con una prima de 200 dólares: Barnard
descubrió un total de ocho, invirtiendo ese dinero en la
construcción de una casa para su esposa.
Sus trabajos astronómicos de aficionado pronto llamaron la
atención de otros aficionados, quienes realizaron una colecta
para pagarle los estudios en la Vanderbilt University, donde
se graduó a los 30 años de edad; poco después entraba a
trabajar como empleado del Observatorio Lick.
En 1892 realizó observaciones de una nova, y al comprobar
que era una nube gaseosa dedujo que se trataba de una
explosión estelar; ese mismo año (9 de septiembre),
trabajando visualmente con el gran refractor de 91 cm del
observatorio, descubrió la quinta luna de Júpiter, el pequeño
satélite Amaltea.
Su fama como observador escrupuloso le llevó a trabajar
para la Universidad de Chicago (1895), pudiendo acceder a
trabajar al Observatorio Yerkes en donde pudo efectuar
observaciones y estudios con el mayor telescopio del mundo
de la época, el gran refractor de 101 cm de abertura: nada
más ser instalado descubrió una estrella compañera de Vega
la noche siguiente a su montaje (20 de mayo de 1897).
Dotado de una vista muy aguda llegó a observar cráteres
sobre la superficie de Marte, pero no publicó este
descubrimiento por miedo al ridículo; sus mapas visuales de
los satélites jovianos no fueron igualados hasta mediados del
siglo pasado y sólo serían mejorados por los elaborados
gracis a las sondas espaciales.
Entre 1900 y 1914 efectuó estudios colorimétricos de las
estrellas de cúmulos estelares, descubriendo que los astros
de M13 sólo eran de dos tipos: astros amarillos (gigantes
rojas) y astros blancos. Siguiendo con este tipo de trabajos
fotográficos descubrió varias estrellas variables en cúmulos
globulares. Siguiendo con este tipo de trabajos midió el
período de algunas variables cumulares, determinó el
movimiento propio de sus componentes y en sus últimos
años intentó determinar la distancia hasta ellos,
encontrándolos extraordinariamente lejanos.
Pionero de la astrofotografía, que aplicó sin descanso a sus
estudios estelares, descubrió en 1916 una débil estrella roja
dotada de un elevado movimiento propio anual (la Estrella
de Barnard): se trata de la tercera estrella más próxima a la
Tierra, detrás del Sol y Alfa Centauri. Catalogó un total de
336 nebulosas oscuras, así como cientos de campos estelares
de la Vía Láctea, nebulosas gaseosas brillantes (como la que
rodea la estrella Antares: el complejo gaseoso de Rho
Ophiuchi).
Por sus trabajos, descubrimientos e investigaciones se le
concedió la Medalla de Oro de la Royal Astronomical
Society en 1897; en 1917 recibiría la prestigiosa Medalle
Bruce.
En su honor dos cráteres han sido nominados con su nombre:
uno de ellos en la Luna, otro en Marte; una zona destacada
de la luna Ganimedes, Barnard Regio, recuerda el satélite
joviano que tanto estudió.
Distinciones
Premios
Medalla de oro de la Real Sociedad Astronómica (
1897)
Medalla Bruce (1917)
Epónimos
Cráter lunar Barnard
Cráter Barnard en Marte
Región Barnard on Ganímedes
El asteroide 819 Barnardiana
Estrella de Barnard
Barnard Hall, en la Universidad Vanderbilt
Selección de artículos publicados
”Jupiter. Observations of the Great Red Spot”,
(1881), Science, Volume 2, Issue 28, pp. 9-10.
”New Nebula near General Catalogue No 4510”,
(1885), Astronomische Nachrichten, volume 110,
p.125.
”New Double Stars”, (1889), Publications of the
Astronomical Society of the Pacific, Vol. 1, No. 3,
p. 38.
”Apparent duplicity of the first Satellite of Jupiter”,
(1890), Astronomische Nachrichten, volume 125,
p.317.
”Micrometrical measures of the diameters of Ceres
Pallas, and Vesta made with the 36-inch refractor of
the Lick Observatory”, (1894), Monthly Notices of
the Royal Astronomical Society, Vol. 54, p. 571.
”Observations of the fifth satellite of Jupiter”,
(1894), Astronomical Journal, vol. 14, iss. 329, p.
135-135 (1894).
”On a great photographic nebula near Antares”,
(1895), Astronomische Nachrichten, volume 138, p.
211.
”Observations of the companions of Procyon, and of
beta 883”, (1898), Astronomical Journal, vol. 19,
iss. 435, p. 23-24.
”Note on some of the variable stars of the cluster
Messier 5”, (1895), Astronomische Nachrichten,
volume 147, p. 243.
”Some abnormal stars in the cluster M13 in
Hercules”, (1900), Astrophys. J., 12, 176-181.
”Discovery and period of a small variable star in the
cluster M13 Hercules”, (1900), Astrophys. J., 12,
182-184.
”The annular nebula in Lyra (M 57)”, (1906),
Monthly Notices of the Royal Astronomical Society,
Vol. 66, p.104-113.
”The Great Red Spot on Jupiter”, (1908),
Astronomische Nachrichten, volume 178, p. 389.
”On the colors of some of the stars in the globular
cluster M13 Herculis”, (1909), Astrophys. J., 29,
72-75.
”On the motion of some of the stars of Messier 92
(Hercules)” (1909), Astronomische Nachrichten,
volume 182, p. 305.
”The Variable Star No. 33 in the Cluster M. 5”,
(1914), Astronomische Nachrichten, volume 196,
p.11.
”Photographic determination of the colors of some
of the stars in the cluster M13 (Hercules)”, (1914),
Astrophys. J., 40, 173-181.
”On the comparative distances of certain globular
clusters and the star clouds of the Milky Way”,
(1920), Astronomical Journal, vol. 33, iss. 778, p.
86-86.
Véase también
Barnard 33, (Nebulosa Cabeza de Caballo)
Familia Barnard
Anexo:Astrónomos y astrofísicos notables
Obituarios
AJ 35 (1923) 25 (en inglés)
AN 218 (1923) 159/160 (en inglés)
AN 218 (1923) 241/242 (en alemán)
AN 218 (1923) 247/248 (en inglés)
ApJ 57 (1923) 128 (en inglés)
ApJ 58 (1923) 1 (en inglés)
JRASC 17 (1923) 97 (en inglés)
JRASC 18 (1924) 309 (en inglés)
MNRAS 84 (1924) 221 (en inglés)
Obs 46 (1923) 95 (en inglés)
Obs 46 (1923) 158 (en inglés)
PASP 35 (1923) 72 (en inglés)
PASP 35 (1923) 87
Fuente
Historia del Telescopio, Isaac Asimov, Alianza
Editorial (1986).
Buscador NASA ADS (trabajos, artículos y
publicaciones)[1].
Enlaces externos
Biografía (en inglés)
Atlas Fotográfico de Regiones Selectas de la Vía
Láctea de Edward Emerson Barnard
Edward L. G. Bowell
Edward L.G. Bowell (Londres, 1943), es un astrónomo
estadounidense, principal investigador del Lowell
Observatory Near-Earth-Object Search (LONEOS). Ha
descubierto una gran cantidad de asteroides, algunos dentro
del proyecto LONEOS y otros antes de que comenzase el
mismo. Entre ellos se encuentran los asteroides troyanos
(2357) Phereclos, (2759) Idomeneus, (2797) Teucer, (2920)
Automedon, (3564) Talthybius, (4057) Demophon y (4489)
1988 AK.
También fue codescubridor del cometa periódico
140P/Bowell-Skiff y del no peródico C/1980 E1.
Enlaces externos
Web de Edward Bowell
Edward Maunder
Edward Walter Maunder (12 de abril de 1851 - 21 de
marzo de 1928) fue un astrónomo inglés que estudió las
manchas solares y el ciclo magnético solar que le llevaron a
identificar un período sin manchas entre 1645 a 1715
conocido ahora como el Mínimo de Maunder.
Después de trabajar en el Real Observatorio de Greenwich
se graduó de King’s Collage de Londres antes de emplearse
en un banco de Londres. En 1873 volvió al Observatorio
Real, como ayudante de espectroscopista. Su trabajo le
involucró en fotografiar y medir las manchas solar y observó
que las latitudes a que las manchas solar ocurren varían de
una manera regular en el transcurso del ciclo de 11 años.
Después de 1891, le ayudó en su trabajo su segunda esposa,
Annie Scott Dill Maunder (nacida Russell), una matemática
educada en la Universidad de Cambridge.
Después de estudiar el trabajo de Gustav Spoerer, quién
había identificado un período de 1400 a 1510 cuando las
manchas solar habían sido escasas ("Mínimo de Spörer"),
examinó los viejos archivos del observatorio para determinar
si había otros de tales períodos. Estos estudios lo llevaron en
1893 a anunciar el periodo que ahora llamamos Mínimo de
Maunder.
Observó Marte y era un escéptico de los canales marcianos.
Dirigió experimentos visuales que lo llevaron a concluir,
correctamente, que los canales eran una ilusión óptica. Un
cráter de impacto en Marte lleva en su honor su nombre.
Edward Singleton Holden
Edward Singleton Holden (St. Louis, Misuri, 5 de
noviembre de 1846 – Nueva York, 16 de marzo de 1914) fue
un astrónomo estadounidense.
Contenido
1 Carrera
1.1 Astronomical Society of the Pacific
1.2 Descubrimientos
2 Reconocimientos
3 Referencias
4 Enlaces externos
4.1 Obituarios
Carrera
En 1870 ingresó a la Academia Militar de Estados Unidos.
En 1873 ejerció como profesor de matemáticas en el
Observatorio Naval de los Estados Unidos, donde generó
una favorable impresión en Simon Newcomb. Fue director
del observatorio de Washburn de la Universidad de
Wisconsin-Madison entre 1881 y 1885. Fue elegido
miembro de la Academia Nacional de Ciencias de Estados
Unidos en 1885.
Fue presidente de la Universidad de California entre 1885 y
1888, y el primer director del Observatorio Lick entre 1888
y 1897. Posteriormente, en 1901, asumió como bibliotecario
de la Academia Militar de Estados Unidos de West Point,
cargo que desempeñó hasta su fallecimiento.
Su primo George Phillips Bond, fue director del Harvard
College Observatory.
Astronomical Society of the Pacific
Mientras trabajaba en el Observatorio Lick, fundó en 1889 la
Astronomical Society of the Pacific (Sociedad astronómica
del Pacífico), de la que fue el primer presidente. Dentro de la
Sociedad, también fue entre 1889 y 1898 el Editor en Jefe de
la revista astronómica mensual Publications of the
Astronomical Society of the Pacific.[1]
Descubrimientos
El 28 de agosto de 1877, pocos días después de que Asaph
Hall descubriera las lunas marcianas Deimos y Fobos,
Holden dijo haber hallado un tercer satélite, pero análisis
posteriores mostraron errores en las observaciones en las que
se basó.[2]
Además de este descubrimiento errado, Holden descubrió un
total de 22 objetos NGC durante su labor en el observatorio
de Washburn.
Escribió varios libros, incluyendo textos de ciencia para
niños, como por ejemplo Real Things In Nature. A Reading
Book of Science for American Boys and Girls ("Cosas reales
en la naturaleza. Texto de lecturas de ciencia para niños y
niñas estadounidenses") publicado en 1916.
Reconocimientos
Los cráteres Holden de la Luna y Holden de Marte fueron
bautizados en su honor.
Referencias
1. Publications of the Astronomical Society of the
Pacific: Editorial Board (inglés). University of
Chicago Press. Consultado el 14/05/2008.
2. The Planet Mars: A History of Observation and
Discovery. Capítulo 5: 1877. University of Arizona
Press
Enlaces externos
Obras de Edward Singleton Holden en el Proyecto
Gutenberg
University of California Presidents' biographies
Family Tree of Edward Singleton Holden
Osterbrock, Donald E., The Rise and Fall of Edward
S. Holden - Part One, JOURN. HISTORY OF
ASTRONOMY V.15:2, NO.43, P. 81, 1984
Part Two - V.15, NO. 3/OCT, P.151, 1984
Obituarios
JRASC 8 (1914) 142
MNRAS 75 (1914) 264
Obs 37 (1914) 182 (un párrafo)
PASP 26 (1914) 77–87
Edward Troughton
Edward Troughton (octubre de 1753 – 12 de junio de 1835
) fue un fabricante de instrumental, notable en la fabricación
de telescopios y otros instrumentos astronómicos.
En 1779 se asoció con su hermano John, y pronto se
estableció como el mejor fabricante de instrumental para la
navegación, medición y para la astronomía en Inglaterra.
Creó el Círculo de Tránsito Groombridge en 1806, lo que
usó Stephen Groombridge para compilar su catálogo de
estrellas. No sólo construyó instrumentos, también inventó y
diseñó otros nuevos.
Fue premiado con la Medalla Copley en 1809.
En 1826, en mal estado de salud, se asoció con William
Simms, fundando Troughton & Simms
Tuvo problemas legales con Sir James South, quien estaba
insatisfecho con la calidad de una montura que le había
hecho. Troughton le demandó para que pagara, y gracias al
consejo legal de Richard Sheepshanks, ganó.
Troughton fue daltónico.
Edwin Foster Coddington
Asteroides descubiertos: 3
(439) Ohio
13 de octubre de 1898
(440) Theodora 13 de octubre 1898
(445) Edna
2 de octubre 1899
Edwin Foster Coddington (24 de junio de 1870 – 21 de
diciembre de 1950) fue un astrónomo estadounidense.
Codescubrió el cometa C/1898 L1 (Coddington-Pauly),
también conocido por su designación antigua Cometa 1898
VII. También descubrió unos pocos asteroides, y la galaxia
IC 2574, en la constelación de Ursa Major, que luego fue
conocida como la Nebulosa Coddington.
Véase también
Anexo:Astrónomos y astrofísicos notables
Edwin Francis Carpenter
Edwin Francis Carpenter (Boston, 1898 - Tucson, 1963 )
fue un astrónomo estadounidense.
Realizó sus estudios de pregrado en Harvard, y obtuvo su
Doctorado en la Universidad de California en Berkeley, en
1925. Comenzó sus labores de enseñañnza en la Universidad
de Arizona, y se convirtió en jefe del departamento de
astronomía en 1936, y dos años después en director del
Observatorio Steward. Sus investigaciones se centraban en la
muerte estelar, a través de supernovas, o por medio de
enanas blancas. Fue miembro del concejo de la Sociedad
Astronómica Americana, además de presidente de la división
astronómica de la Asociación Americana para el Avance de
la Ciencia.
Falleció en Tucson, Arizona en 1963. Le sobrevivieron su
esposa, Ethel, y sus hijos Roger y Emily.
Enlaces externos
Arizona Archives Online: Edwin Francis Carpenter papers,
1917-1963 Collection Number: MS 332 (consultado el 20 de
mayo de 2008)
Edwin Hubble
Edwin Powell Hubble (Marshfield, Misuri, 20 de
noviembre de 1889 - Pasadena, California, 28 de septiembre
de 1953) fue uno de los más importantes astrónomos
estadounidenses del siglo XX, famoso principalmente por
haber demostrado la expansión del universo midiendo el
desplazamiento al rojo de galaxias distantes. Hubble es
considerado el padre de la cosmología observacional aunque
su influencia en astronomía y astrofísica toca muchos otros
campos.
Contenido
1 Primeros años
2 Hubble en el Monte Wilson
3 La expansión del Universo
4 Referencias
5 Enlaces externos
Primeros años
Hubble nació en Marshfield (Misuri) el 20 de noviembre de
1889. Era un hijo de un abogado y él mismo estaba
destinado a ejercer la carrera legal. Cursó estudios en la
Universidad de Chicago, centrándose en matemáticas y
astronomía. Se licenció en 1910.
Hubble en el Monte Wilson
Retornó al campo de la astronomía al incorporarse al
Observatorio Yerkes de la Universidad de Chicago, donde
obtuvo el doctorado en física en 1917. Al volver de su
servicio en la primera Guerra mundial, en 1919, le fue
ofrecido un puesto en el nuevo observatorio del monte
Wilson, donde tenía acceso a una telescopio de 254
centímetros, por ese entonces, el más potente del mundo,
junto a Milton Humason.
Al principio de su carrera en el observatorio, su atención fue
atraída por las nebulosas. Por entonces, la forma y el tamaño
de las galaxias se conocían razonablemente bien, pero no se
sabía qué existía más allá de sus límites... si es que existía
algo. Al principio del Siglo XX, la palabra galaxia se
consideraba intercambiable con Universo.
Estaba claro que algunas nebulosas se encontraban en la
galaxia y que, básicamente, eran gas iluminado por estrellas
en su interior. En 1924 Hubble tuvo éxito al distinguir
estrellas en la Nebulosa de Andrómeda. Usando la ley del
perio-luminosidad de Leavitt, pudo llegar a estimar su
distancia, que calculó en 800.000 años luz, ocho veces más
lejos que las estrellas más remotas conocidas (más tarde
resultaría infravalorada). En los años siguientes, repitió su
éxito con nebulosa tras nebulosa dejando claro que la galaxia
era una entre toda una hueste de "micro universos aislados".
La expansión del Universo
Aunque Hubble "sólo" hubiera transformado la imagen del
universo, hizo más. En medio siglo transcurrido desde que
Huggins registró el corrimiento hacia el rojo del espectro de
Sirio, había registrado múltiples corrimientos al rojo y al
azul de varios objetos del universo.
En 1929, Hubble publicó un análisis de la velocidad radial
de las nebulosas cuya distancia había calculado; se trataba de
sus velocidades respecto a la tierra. Lo que estableció fue
que, aunque algunas nebulosas extragalácticas tenían
espectros que indicaban que se movían hacia la Tierra, la
gran mayoría, mostraba corrimientos hacia el rojo que solo
podían explicarse asumiendo que se alejaban. Más
sorprendente fue su descubrimiento de que existía una
relación directa entre la distancia de una nebulosa y su
velocidad de retroceso.
Hubble concluyó que la única explicación consistente con
los corrimientos hacia el rojo registrados, era que, dejando
aparte a un "grupo local" de galaxias cercanas, todas las
nebulosas extragalácticas se estaban alejando y que, cuanto
más lejos se encontraban, más rápidamente se alejaban. Esto
sólo tenía sentido si el propio universo, incluido el espacio
entre galaxias, se estaba expandiendo. Junto a Milton
Humason postuló la Ley de Hubble acerca de la expansión
del universo.
George Hale, el fundador y director del Observatorio Monte
Wilson en las cercanías de Pasadena (California),
dependiente del Instituto Carnegie, le ofreció un puesto de
trabajo en el que permaneció hasta su muerte, acaecida en
1953 al sufrir un accidente. Antes de su muerte, Hubble fue
el primero en utilizar el telescopio Hale del Observatorio
Palomar.
Referencias
Aydon, Cyril (2006), Historias curiosas de la ciencia,
Ediciones Robinbook. .
Enlaces externos
Wikimedia Commons alberga contenido
multimedia sobre Edwin Hubble.Commons
Efecto Casimir
En física, el efecto Casimir o la fuerza de Casimir-Polder es
una fuerza física ejercida entre objetos separados debido a la
resonancia de los campos energéticos en el espacio entre los
objetos. A veces, esto se describe en términos de partículas
virtuales que interaccionan con los objetos, debido a una de
las formulaciones matemáticas posibles para calcular la
fuerza del efecto. Como la intensidad de la fuerza cae
rápidamente con la distancia, es solamente medible cuando
la distancia entre los objetos es extremadamente pequeña. En
una escala por debajo del micrómetro, esta fuerza llega a ser
tan fuerte que se convierte en la fuerza dominante entre dos
conductores neutros. De hecho en separaciones de 10
nanómetros, alrededor de cientos de veces el tamaño típico
de un átomo, el efecto Casimir produce el equivalente de 1
atmósfera de presión (101.3 kPa).
Los físicos holandeses Hendrik B.G. Casimir y Dirk Polder
fueros los primeros en proponer la existencia de esta fuerza
en 1948 y formularon un experimento para detectarla
mientras participaban en la investigación en los laboratorios
de investigación de Philips. La forma clásica del
experimento utiliza un par de placas paralelas de metal
neutras en el vacío, y demostró con éxito la fuerza dentro del
15% del valor predicho por la teoría.
La fuerza de Van der Waals entre un par de átomos neutros
es un efecto similar. En la física teórica moderna, el efecto
Casimir desempeña un papel importante en el modelo quiral
del nucleón; y en física aplicada, es cada vez más importante
en el desarrollo de componentes nanotecnológicos.
Contenido
1 Descripción
2 Energía del vacío
3 Generalidades
4 Medidas
5 Véase también
6 Enlaces externos
Descripción
El efecto Casimir se puede entender por la idea que la
presencia de metales conductores y dieléctricos alteran el
valor esperado del vacío para la energía del campo
electromagnético cuantizado. Puesto que el valor de esta
energía depende de las formas y de las posiciones de los
conductores y de los dieléctricos, el efecto Casimir se
manifiesta como fuerza entre tales objetos.
Energía del vacío
La fuerza Casimir en placas paralelas.
El efecto Casimir es un resultado de la teoría cuántica de
campos, que indica que todos los campos fundamentales,
tales como el campo electromagnético, debe ser cuánticos en
cada punto del espacio. De manera muy simple, un campo en
la física puede ser previsto como si el espacio estuviera lleno
de bolas y de resortes que vibraran interconectados, y la
fuerza del campo se puede visualizar como la dislocación de
una bola de su posición de resto. Las vibraciones en este
campo se propagan y están gobernadas por la ecuación de
onda apropiada para el campo particular. El campo
electromagnético cuantizado en la teoría cuántica de campos
requiere que cada combinación bola-resorte sea cuántica, es
decir, que la fuerza del campo será cuántica en cada punto en
espacio. Canónicamente, el campo en cada punto del espacio
es un oscilador armónico simple. Las excitaciones del campo
corresponden a partículas elementales de la física de
partículas. Sin embargo, incluso el vacío tiene una estructura
sumamente compleja. Todos los cálculos de la teoría
cuántica de campos se deben hacer referentes a este modelo
de vacío.
El vacío tiene, implícito, todas las características que una
partícula pueda tener: spin, polarización en el caso de la luz,
energía, y así sucesivamente. En promedio, todas estas
características se cancelan: el vacío es después de todo,
vacío en este sentido. Una excepción importante es la
energía del vacío o el valor de la expectativa de la energía
del vacío. La cuantización de un oscilador armónico simple
indica que la energía posible más baja o la energía del punto
cero que tal oscilador puede tener es:
Al sumar sobre todos los osciladores posibles en todos los
puntos en espacio da una cantidad infinita. Para quitar este
infinito, uno puede decir que solamente las diferencias en
energía son físicamente mensurables; este principio es la
base de la teoría de la renormalización. En los cálculos
prácticos, así es cómo el infinito se maneja siempre. En un
sentido más profundo, sin embargo, la renormalización no es
satisfactoria, y el eliminar este infinito es uno de los desafíos
en la búsqueda de una teoría del todo. No hay actualmente
una explicación fuerte sobre cómo este infinito se debe tratar
como esencialmente cero; un valor diferente a cero es
esencialmente la constante cosmológica y cualquier valor
grande causa problemas en la cosmología.
Generalidades
Stephen Hawking en su obra El universo en una cáscara de
nuez da dos explicaciones posibles y, tal vez,
complementarias.
Una hace referencia al campo electromagnético cuantizado,
que se describe como un conjunto de infinitos osciladores
armónicos simples cuya oscilación crea las ondas
electromagnéticas. En su estado fundamental estos
osciladores poseen algo de energía debido al principio de
incertidumbre de Heisenberg. Como cada oscilador sólo se
corresponde con una frecuencia y tenemos infinitos
osciladores en cada punto del espacio, en una cantidad finita
de espacio hay una cantidad infinita de dichos osciladores, y
sumando la energía media de dichos osciladores obtenemos
una cantidad infinita de energía en cada punto del espacio.
Al colocar unas placas metálicas plano paralelas en el
espacio, estas limitan la cantidad de longitudes de onda que
caben entre ellas, creando una diferencia de energía entre el
exterior y el interior de las placas. Entre ambas placas sigue
habiendo una cantidad infinita de energía, pero aún así es
inferior al infinito exterior.
La otra se basa en el número de "historias en bucle cerrado"
de partículas subatómicas. Entre ambas placas hay menos
espacio para que estas historias tengan lugar que en el
exterior, luego las historias exteriores crearían una diferencia
de presión entre las placas que tendería a juntarlas.
Medidas
Uno de las primeras pruebas experimentales la realizó
Marcus Spaarnay en Philips en Eindhoven, en 1958, en un
experimento delicado y difícil con placas paralelas,
obteniendo resultados que no estaban en contradicción con la
teoría de Casimir, pero que tenían errores experimentales
grandes.
El efecto Casimir se midió de forma más precisa en 1997 por
Steve K. Lamoreaux del laboratorio nacional de Los Álamos
National y por Umar Mohideen de la Universidad de
California en Riverside y su colega Anushree Roy. En la
práctica, en vez de usar dos placas paralelas, las cuales
requieren un alineamiento demasiado preciso para asegurar
que son paralelas, los experimentos usaron una placa que es
plana y otra placa que es parte de una esfera con un amplio
radio de curvatura. En el 2001, otro grupo de la Universidad
de Padua consiguió finalmente medir la fuerza de Casimir
entre placas paralelas usando microresonadores.
Más investigaciones han mostrado que con materiales de
cierta conductividad y permeabilidad, o con una cierta
configuración, el efecto Casimir se puede hacer repulsivo en
vez de atractivo, aunque no hay aún pruebas experimentales
de tales predicciones.
Véase también
Energía del vacío
Energía negativa
Enlaces externos
Logran medir un análogo clásico del efecto Casimir
Efecto Casimir inverso produciría levitación
Efecto Shapiro
El efecto Shapiro (dilatación gravitacional de desfases
temporales) consiste en un retraso en los tiempos de llegada
de los fotones que pasan cerca del Sol. Por tanto, no sólo la
trayectoria de la luz es desviada por el campo gravitatorio
solar, sino que los fotones también son frenados.
Este efecto, nada despreciable, fue calculado y observado
por primera vez por Shapiro en 1964. Su experiencia
consistió en medir el tiempo de ida y vuelta de la Tierra a
Mercurio de fotones de radio emitidos en nuestro planeta
cuando su recorrido era próximo a la superficie solar. El
menor mayor tiempo para atravesar dicho campo está
relacionado con las distancias relativas de la Tierra y
Mercurio respecto al Sol.
Efecto Sunyaev-Zel'dovich
Introducción
El efecto Sunyaev-Zeldovich (efecto SZ) es el resultado de
la interacción de la radiación de fondo, con electrones libres
a una temperatura mayor. Esta interacción se da en las
grandes estructuras del universo como los supercúmulos o
cúmulos galácticos. Teniendo como resultado neto un
corrimiento al azul en el espectro del CMB.]] ==
Idea Física
La densidad electrónica Ne en un cúmulo galáctico a una
temperatura entre 107K y 109K producen una dispersión en
la radiación de fondo. El efecto neto de esta dispersión es,
por un lado, la disminución de intensidad en el CMB antes
de los 220GHz y un aumento en la intensidad registrada
después de los 220GHz. Este efecto hace ver en algunos
casos regiones del CMB más frías (150GHz), regiones
homogéneas (220GHz) y regiones más calientes (275GHz).
Si por ejemplo, hacemos un censo a 275GHz de la radiación
de fondo, observaremos regiones mucho más calientes que el
promedio, descubriendo así las estructuras de los cúmulos
galácticos, estas variaciones no tienen nada que ver con las
fluctuaciones de densidad del CMB.
Calculando la Distancia a un Cumulo
Debido a que este fenómeno es independiente del
corrimiento al rojo, podemos calcular la distancia a la que se
encuentra el cumulo a partir del efecto S-Z y la emisión en
rayos X producido por el bremstrahlung.
Si suponemos que el cumulo es esférico y esta a una
distancia D, con un diámetro angular
y con un
diámetro L, entonces
el ángulo lo podemos sacar del efecto S-Z, para obtener L
usamos lo siguiente.
Sabemos que la emisión bremstrahlung en rayos X es
Y por el efecto S-Z que
donde TSZ es la diferencia de
temperatura producida por el efecto S-Z, TCMB es la
temperatura del CMB, L el diámetro del cumulo y Ne la
densidad electrónica,
entonces:
así, la distancia es:
este método es independiente del corrimiento al rojo, dando
un parámetro más, para encontrar la constante de Hubble.
Efecto Yorp
El Efecto Yarkovsky-O'Keefe-Radzievskii-Paddack, o
efecto Yorp, es una variación de segundo-orden del Efecto
Yarkovsky que causa que un cuerpo pequeño (como un
asteroide) gire muy rápido o muy lento. El término lo
introdujo el Dr. David P. Rubincam en el año 2000.
Las observaciones muestran que los asteroides más grandes
de 125 km tienen periodos de rotación que siguen una
distribución estadística de Maxwell-Boltzmann, mientras
que los asteroides más pequeños (de 50 a 125 km de tamaño)
presentan un pequeño exceso de rotaciones rápidas. Los
asteroides aún más pequeños (de tamaño menor que 50 km)
muestran un exceso claro de periodos rotatorios muy rápidos
y lentos. Estos resultados sugieren que uno o más
mecanismos dependientes del tamaño están despoblando el
centro de la distribución de periodos de giro en beneficio de
los extremos. El efecto de Yorp es el primer candidato. Sólo
no es capaz de modificar significativamente el giro de
asteroides grandes, sin embargo, así que una explicación
diferente debe buscarse para los asteroides grandes como
(253) Matilde.
El efecto Yorp es causado por la luz solar que llega a la
superficie de los asteroides, produce un efecto mientras que
es liberada. "Si uno iluminara una hélice por un período
suficiente de tiempo, ésta comenzaría a rotar".
A pesar de que se trata de una fuerza débil e
inconmensurable, su efecto a lo largo de millones de años
está lejos de ser insignificante. Los astrónomos piensan que
el efecto Yorp podría ser responsable de hacer rotar a los
asteroides a velocidades capaces de destruirlos, y quizás
permitir así la formación de asteroides dobles. Otros pueden
ser frenados hasta lograr que tarden varios días en completar
un giro en torno a su eje.
El tamaño así como la forma afecta la cantidad del efecto.
Los objetos más pequeños cambiarán su giro mucho más
rápidamente. Así el asteroide (951) Gaspra, con un radio de
6 km y un semieje mayor de 2,21 UA, tardaría 240 millones
de años en cambiar su período de rotación de 12 h a 6 h y
viceversa. Si Gaspra fuera más pequeño en un factor de 10
(con un radio de 500 m), su giro lo partiría en dos en sólo
unos millones de años. El efecto de Yorp se intensifica
cuando los objetos están más cerca del Sol. A 1 UA, Gaspra
habría doblado o partdo por dos su proporción del giro en
sólo 100.000 años. Éste es un mecanismo común para que se
puedan formar los asteroides binarios, y puede ser más
corriente que el mecanismo de las colisiones.
Este efecto también juega un papel importante en el
intercambio de asteroides entre Marte y Júpiter, incluyendo
la producción de órbitas que cruzan los planetas, tales como
las de los asteroides cercanos a la Tierra (NEOs).
En 2007 utilizando una gran cantidad de imágenes ópticas y
de radar, los astrónomos han observado por primera vez la
acción directa del efecto Yorp sobre un pequeño asteroide
cercano, conocido como (54509) 2000 PH5.
Ejnar Hertzsprung
Diagrama de Hertzsprung-Russell.
Ejnar Hertzsprung (8 de octubre de 1873, Copenhague –
21 de octubre 1967, Roskilde) fue un astrónomo danés, que
también ejerció como químico. Conocido por elaborar en
1911 un diagrama que relacionaba la luminosidad de las
estrellas conocidas en función de su color. Dos años más
tarde, Henry Norris Russell relacionó luminosidad con tipo
espectral. Como ambos en realidad representan lo mismo,
recibió el nombre de "diagrama de Hertzsprung-Russell".
Contenido
1 Honores
1.1 Premios
1.2 En su nombre
2 Enlaces externos
2.1 Obituarios
Honores
Premios
Medalla de oro de la Real Sociedad Astronómica en
1929
Medalla Bruce en 1937.
En su nombre
Cráter Hertzsprung sobre la Luna.
Asteroide 1693 Hertzsprung.
Enlaces externos
Página de la medalla Bruce
Premio de la medalla Bruce: PASP 49 (1937) 65
Premio de la medalla de oro de la Real Sociedad
Astronómica: MNRAS 89 (1929) 404
Obituarios
AN 290 (1968) 287 (en alemán)
AN 291 (1969) 85 (en alemán)
JRASC 62 (1968) 137
Obs 87 (1967) 298
PASP 79 (1967) 638
PASP 80 (1968) 51
QJRAS 9 (1968) 337
Eleanor F. Helin
Biografía
Eleanor Francis Helin es una astrónoma estadounidense
que organizó y coordinó el International Near-Earth Asteroid
Survey (INAS) durante la década de 1980. Principal
investigadora del programa Near Earth Asteroid Tracking
(NEAT), y el Jet Propulsion Laboratory de la NASA.
Algunas fuentes se refieren a ella como Eleanor Kay Helin.
Descubrió unos 872 asteroides, incluyendo los dos primeros
asteroides 2062 Aten y 2100 Ra-Shalom. Otros asteroides
importantes son los Asteroides Apolo, 4660 Nereus, 4769
Castalia y otros muchos como el Asteroide Amor, 3240
Laocoon y el 9969 Braille.
Asteroides descubiertos: 872
7 de enero
(2062) Aten
1976
10 de
(2100) Ra-Shalom septiembre
1978
Asteroide
Aten
Asteroide
Aten
(2135) Aristaeus
17 de abril
1977
4 de
(3360) Syrinx
noviembre
1981
15 de agosto
(3752) Camillo
1985
14 de
(3757) 1982 XB diciembre
1982
4 de junio
(3988) 1986 LA
1986
15 de
(4015)
noviembre
Wilson-Harrington
1979
2 de agosto
(4034) 1986 PA
1986
24 de febrero
(4055) Magellan
1985
11 de octubre
(4197) 1982 TA
1982
28 de febrero
(4660) Nereus
1982
9 de agosto
(4769) Castalia
1989
15 de
(4957)
diciembre
con S. J. Bus Asteroide
Apolo
con R. S.
Dunbar
Asteroide
Apolo
con M. A.
Barucci
Asteroide
Apolo
Asteroide
Amor
Asteroide
Amor
con E. M.
Shoemaker
Asteroide
Apolo
Asteroide
Amor
Asteroide
Apolo
Asteroide
Apolo
Asteroide
Apolo
Asteroide
Brucemurray
1990
21 de
(5653) Camarillo noviembre
1992
27 de julio
(6456) Golombek
1992
10 de mayo
(6489) Golevka
1991
6 de
(7336) Saunders septiembre
1989
(8013)
18 de mayo
Gordonmoore
1990
27 de mayo
(9969) Braille
1992
(26858)
21 de marzo
Misterrogers
1993
Amor
con K. J.
Lawrence
Asteroide
Amor
con K. J.
Lawrence
Asteroide
Amor
Asteroide
Apolo
Asteroide
Amor
Asteroide
Amor
con K. J.
Lawrence
Enlaces externos
Women in Science & Technology Month 1998 June
12, WITI museum (en inglés)
El universo en una cáscara
de nuez
El universo en una cáscara de nuez, es un libro de
divulgación científica escrito por el profesor Stephen
Hawking, publicado por primera vez en 2001 y que trata
sobre el universo y todo aquello que se encuentra a su
alrededor..
Utiliza, como siempre, términos muy sencillos para explicar
desde los principios que rigen el universo, hasta la frontera
misma de la física teórica.
En este libro, Hawking nos guía a través de un viaje por el
espacio-tiempo, donde partículas, membranas y cuerdas
danzan en un espacio 11-dimensional, donde los agujeros
negros tienen la posibilidad de evaporarse y desaparecer
llevándose consigo su secreto, y donde habita la pequeña
nuez "la semilla cósmica originaria" de la que surgió nuestro
universo.
El autor empieza hablando de la historia de la cosmología a
partir de las antiguas teorías y sus posteriores modificaciones
hasta llegar a las teorías actuales. Durante este viaje, el autor
va citando los descubrimientos más importantes y nos habla
de personajes ilústres como Aristóteles, Copérnico, Galileo,
Keppler, Newton...
Véase también
Big Bang
Cosmología
Stephen Hawking
Supercuerdas
Energía del vacío
La energía del vacío es una energía de fondo existente en el
espacio incluso en ausencia de todo tipo de materia. La
energía del vacío tiene un origen puramente cuántico y es
responsable de efectos físicos observables como el efecto
Casimir. Así mismo la energía del vacío permite la
evaporación de un agujero negro a través de la radiación de
Hawking.
La energía del vacío tendría también importantes
consecuencias cosmológicas estando relacionado con el
periodo inicial de expansión inflacionaria y con la aparente
aceleración actual de la expansión del Universo. Algunos
astrofísicos piensan que la energía del vacío podría ser
responsable de la energía oscura del universo (popularizada
en el término quintaesencia) asociada con la constante
cosmológica de la relatividad general. Esta energía oscura
desempeñaría un papel similar al de una fuerza de gravedad
repulsiva contribuyendo a la expansión del Universo.
Historia
En 1934 Georges Lemaître utilizó una ecuación análoga a
una ecuación de estado de un gas ideal para interpretar la
constante cosmológica en términos de densidad de energía
del vacío. En 1973, Edward Tryon propuso que el Universo
podría ser una fluctuación cuántica del vacío en el que la
fluctuación positiva estaría representada por la masa y
energía y la fluctuación negativa por la energía potencial
gravitatoria global del Universo. Durante los años 80 se
realizaron numerosos intentos de relacionar la energía del
vacío con alguna Teoría de Gran Unificación que pudiera ser
confirmada por las observaciones astrofísicas. Hasta ahora
estos esfuerzos han fracasado.
Véase también
Energía del punto cero
Energía oscura
Energía oscura
En cosmología física, la energía oscura es una forma
hipotética de materia que estaría presente en todo el espacio,
produciendo una presión negativa y que tiende a incrementar
la aceleración de la expansión del Universo, resultando en
una fuerza gravitacional repulsiva.[1] Asumir la existencia
de la energía oscura es la manera más popular de explicar las
observaciones recientes en las que el Universo parece estar
expandiéndose con una tasa de aceleración positiva. En el
modelo estándar de la cosmología, la energía oscura
actualmente aporta casi tres cuartas partes de la
masa-energía total del Universo.
Dos posibles formas de la energía oscura son la constante
cosmológica, una densidad de energía constante que llena el
espacio en forma homogénea[2] y campos escalares como la
quintaesencia: campos dinámicos cuya densidad de energía
puede variar en el tiempo y el espacio. De hecho, las
contribuciones de los campos escalares que son constantes
en el espacio normalmente también se incluyen en la
constante cosmológica. Se piensa que la constante
cosmológica se origina en la energía del vacío. Los campos
escalares que cambian con el espacio son difíciles de
distinguir de una constante cosmológica porque los cambios
pueden ser extremadamente lentos.
Para distinguir entre ambas se necesitan mediciones muy
precisas de la expansión del Universo, para ver si la
velocidad de expansión cambia con el tiempo. La tasa de
expansión está parametrizada por la ecuación de estado. La
medición de la ecuación estado de la energía oscura es uno
de los mayores retos de investigación actual de la
cosmología física.
Añadir la constante cosmológica a la Métrica de
Friedman-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW) conduce al
modelo Lambda-CDM, que se conoce como "modelo
standard" de cosmología debido a su coincidencia precisa
con las observaciones.
No se debe confundir la energía oscura con la materia oscura
ya que, aunque ambas forman la mayor parte de la masa del
Universo, la materia oscura es una forma de materia,
mientras que la energía oscura es un campo que llena todo el
espacio.
Contenido
1 Presión negativa
2 Descubrimiento de la energía oscura
3 Naturaleza de la energía oscura
3.1 Constante cosmológica
3.2 Quintaesencia
3.3 Ideas alternativas
4 La energía oscura y el destino del
Universo
5 Historia
6 Referencias
7 Enlaces externos
Presión negativa
La energía oscura causa la expansión porque tiene una gran
presión negativa. Una sustancia tiene una presión positiva
cuando empuja a los objetos que están en su entorno. Esta es
la situación habitual para los fluidos. La presión negativa, o
tensión, existe cuando la sustancia tira de su entorno. Un
ejemplo común de presión negativa ocurre cuando un sólido
es estirado para soportar un peso colgante.
De acuerdo con la métrica FLRW, que es una aplicación de
la Relatividad General a la cosmología, la presión dentro de
una substancia contribuye a su atracción gravitacional sobre
otras cosas igual que hace su masa. La presión negativa
causa una repulsión gravitacional. El efecto gravitacional
repulsivo de la presión negativa de la energía oscura es
mayor que la atracción gravitacional causada por la propia
energía. A escala cosmológica, esto también supera a todas
las otras formas de atracción gravitacional, dando como
resultado la aceleración de la expansión del Universo.
Para resolver la contradicción de que el empuje cause
atracción o la contracción cause repulsión se considera que:
El empuje de la presión positiva y el empuje de la
presión negativa son fuerzas no gravitacionales que
solamente mueven substancias en torno a su espacio
interior sin cambiar el espacio en sí.
Sin embargo, la atracción gravitacional (o
repulsión) que causan opera sobre el propio espacio,
disminuyendo (o incrementando) la cantidad de
espacio entre las cosas. Esto es lo que determina el
tamaño del Universo.
No hay necesidad de que estos dos efectos actúen en
la misma dirección. De hecho, actúan en direcciones
opuestas.
Descubrimiento de la energía oscura
En 1998 las observaciones de supernovas de tipo 1a muy
lejanas, realizadas por parte del Supernova Cosmology
Project en el Laboratorio Nacional Lawrence Berkeley y el
High-z Supernova Search Team, sugirieron que la expansión
del Universo se estaba acelerando.[3] [4] Desde entonces,
esta aceleración se ha confirmado mediante varias fuentes
independientes: medidas del fondo cósmico de microondas,
las lentes gravitacionales, nucleosíntesis primigenia de
elementos ligeros y la estructura a gran escala del Universo,
así como una mejora en las medidas de las supernovas han
sido consistentes con el modelo Lambda-CDM.[5]
Las supernovas de tipo 1a proporcionan la principal prueba
directa de la existencia de la energía oscura. Debido a la Ley
de Hubble, todas las galaxias lejanas se alejan aparentemente
de la Vía Láctea, mostrando un desplazamiento al rojo en el
espectro luminoso debido al efecto Doppler. La medición del
factor de escala en el momento que la luz fue emitida desde
un objeto es obtenida fácilmente midiendo el corrimiento al
rojo del objeto en recesión. Este desplazamiento indica la
edad de un objeto lejano de forma proporcional, pero no
absoluta. Por ejemplo, estudiando el espectro de un quasar se
puede saber si se formó cuando el Universo tenía un 20% o
un 30% de la edad actual, pero no se puede saber la edad
absoluta del Universo. Para ello es necesario medir con
precisión la expansión cosmológica. El valor que representa
esta expansión en la actualidad se denomina Constante de
Hubble. Para calcular esta constante se utilizan en
cosmología las candelas estándar, que son determinados
objetos astronómicos con la misma magnitud absoluta, pero
que es conocida, de tal manera que es posible relacionar el
brillo observado, o magnitud aparente, con la distancia. Sin
las candelas estándar, es imposible medir la relación
corrimiento al rojo-distancia de la ley de Hubble. Las
supernovas tipo 1a son una de esas candelas estándar, debido
a su gran magnitud absoluta, lo que posibilita que se puedan
observar incluso en las galaxias más lejanas. En 1998 varias
observaciones de estas supernovas en galaxias muy lejanas
(y, por lo tanto, jóvenes) demostraron que la constante de
Hubble no es tal, sino que su valor varía con el tiempo.
Hasta ese momento se pensaba que la expansión del
Universo se estaba frenando debido a la fuerza gravitatoria;
sin embargo, se descubrió que se estaba acelerando, por lo
que debía existir algún tipo de fuerza que acelerase el
Universo.
La consistencia en magnitud absoluta para supernovas tipo
1a se ve favorecida por el modelo de una estrella enana
blanca vieja que gana masa de una estrella compañera y
crece hasta alcanzar el límite de Chandrasekhar definido de
manera precisa. Con esta masa, la enana blanca es inestable
ante fugas termonucleares y explota como una supernova
tipo 1a con un brillo característico. El brillo observado de la
supernova se pinta frente a su corrimiento al rojo y esto se
utiliza para medir la historia de la expansión del Universo.
Estas observaciones indican que la expansión del Universo
no se está desacelerando, como sería de esperar para un
Universo dominado por materia, sino más bien acelerándose.
Estas observaciones se explican suponiendo que existe un
nuevo tipo de energía con presión negativa.
La existencia de la energía oscura, de cualquier forma, es
necesaria para reconciliar la geometría medida del espacio
con la suma total de materia en el Universo. Las medidas del
fondo cósmico de microondas más recientes, realizadas por
el satélite WMAP, indican que el Universo está muy cerca
de ser plano. Para que la forma del Universo sea plana, la
densidad de masa/energía del Universo tiene que ser igual a
una cierta densidad crítica. Posteriores observaciones del
fondo cósmico de microondas y de la proporción de
elementos formados en el Big Bang han puesto un límite a la
cantidad de materia bariónica y materia oscura que puede
existir en el Universo, que cuenta sólo el 30% de la densidad
crítica. Esto implica la existencia de una forma de energía
adicional que cuenta el 70% de la masa energía restante.[5]
Estos estudios indican que el 73% de la masa del Universo
está formado por la energía oscura, un 23% es materia
oscura (materia oscura fría y materia oscura caliente) y un
4% materia bariónica. La teoría de la estructura a gran escala
del Universo, que determina la formación de estructuras en
el Universo (estrellas, quasars, galaxias y agrupaciones
galácticas), también sugiere que la densidad de materia en el
Universo es sólo el 30% de la densidad crítica.
Naturaleza de la energía oscura
Según estimaciones recientes, resumidas en este gráfico de la NA
alrededor del 70% del contenido energético del Universo consiste
oscura, cuya presencia se infiere en su efecto sobre la expansión d
pero sobre cuya naturaleza última no se sabe casi nada.
La naturaleza exacta de la energía oscura es una materia de
especulación. Se conoce que es muy homogénea, no muy
densa y no se conoce la interación con ninguna de las
fuerzas fundamentales más que la gravedad. Como no es
muy densa, unos 1029 g/cm³, es difícil de imaginar
experimentos para detectarla en laboratorio. La energía
oscura sólo puede tener un profundo impacto en el Universo,
ocupando el 70% de toda la energía, debido a que por el
contrario llena uniformemente el espacio vacío. Los dos
modelos principales son la quintaesencia y la constante
cosmológica.
Constante cosmológica
La explicación más simple para la energía oscura es que
simplemente es el "coste de tener espacio": es decir, un
volumen de espacio tiene alguna energía fundamental
intrínseca. Esto es la constante cosmológica, algunas veces
llamada Lambda (de ahí el modelo Lambda-CDM) por la
letra griega , el símbolo utilizado matemáticamente para
representar esta cantidad. Como la energía y la masa están
relacionada por la ecuación E = mc2, la teoría de la
relatividad general predice que tendrá un efecto
gravitacional. Algunas veces es llamada energía del vacío
porque su densidad de energía es la misma que la del vacío.
De hecho, muchas teorías de la física de partículas predicen
fluctuaciones del vacío que darían al vacío exactamente este
tipo de energía. Los cosmólogos estiman que la constante
cosmológica es del orden de 1029g/cm³ o unos 10120 en
unidades de Planck.
La constante cosmológica tiene una presión negativa igual a
su densidad de energía y así causa que la expansión del
Universo se acelere. La razón por la que la constante
cosmológica tiene una presión negativa se puede obtener a
partir de la termodinámica clásica. La energía tiene que
perderse desde dentro de un contenedor que se ocupe del
contenedor. Un cambio en el volumen dV necesita el mismo
trabajo que para un cambio de energía pdV, donde p es la
presión. Pero la suma de energía en una caja de energía de
vacío realmente se incremente cuando el volumen crece (dV
es positivo), porque la energía es igual a V, donde (rho) es la
densidad de energía de la constante cosmológica. Por tanto,
p es negativa y, de hecho, p = .
Un gran problema pendiente es que muchas teorías cuánticas
de campos predicen una gran constante cosmológica a partir
de la energía del vacío cuántico, superior a 120 órdenes de
magnitud. Esto casi se necesitaría cancelar, pero no
exactamente, por un término igualmente grande de signo
opuesto. Algunas teorías supersimétricas necesitan una
constante cosmológica que sea exactamente cero, lo que no
ayuda. El consenso científico actual cuenta con la
extrapolación de pruebas empíricas donde son relevantes las
predicciones y el ajuste fino de las teorías hasta que se
encuentre una solución más elegante. Filosóficamente, la
solución más elegante puede ser decir que si las cosas fueran
diferentes, no estaría aquí el ser humano para observar nada,
el principio antrópico.[6] Técnicamente, esto se suma a las
teorías de comprobación contra observaciones
macroscópicas. Desafortunadamente, como el margen de
error conocido en la constante predice el destino final del
Universo más que su estado actual, todavía continúan sin
conocerse muchas preguntas "más profundas".
Otro problema aparece con la inclusión de la constante
cosmológica en el modelo estándar que es la aparición de
soluciones con regiones de discontinuidades (véase
clasificación de discontinuidades para ver tres ejemplos) con
una baja densidad de materia.[7] La discontinuidad también
afecta al signo pasado de la energía del vacío, cambiando la
actual presión negativa a presión atractiva, de la misma
forma que se mira hacia atrás, hacia el Universo primigenio.
Este hallazgo debería ser considerado como una deficiencia
del modelo estándar, pero sólo cuando se incluye un término
de vacío.
A pesar de sus problemas, la constante cosmológica es en
muchos aspectos la solución más económica al problema de
la aceleración de la expansión del Universo. Un número
explica satisfactoriamente una multitud de observaciones.
Así, el modelo estándar actual de cosmología, el modelo
Lambda-CDM, incluye la constante cosmológica como una
característica esencial.
Quintaesencia
Artículo principal: Quintaesencia
La energía oscura puede convertirse en materia oscura
cuando es golpeada por partículas bariónicas, conduciendo
así a excitaciones como de partículas en algún tipo de campo
dinámico, conocido como quintaesencia. La quintaesencia
difiere de la constante cosmológica en que puede variar en el
espacio y en el tiempo. Para que no se agrupen y se formen
estructuras como materia, tiene que ser muy ligero de tal
manera que tenga una gran longitud de onda Compton.
No se ha encontrado todavía ninguna prueba de la
quintaesencia, pero tampoco ha sido descartada.
Generalmente predice una aceleración ligeramente más lenta
de la expansión del Universo que la constante cosmológica.
Algunos científicos piensan que la mejor prueba de la
quintaesencia vendría a partir de violaciones del principio de
equivalencia y la variación de las constantes fundamentales
de Einstein en el espacio o en el tiempo. Los campos
escalares son predichos por el modelo estándar y la teoría de
cuerdas, pero un problema análogo al problema de la
constante cosmológica (o el problema de construir modelos
de inflación cósmica) ocurre: la teoría de la renormalización
predice que los campos escalares deberían adquirir grandes
masas.
El problema de la coincidencia cósmica se pregunta por qué
la aceleración cósmica empezó cuando lo hizo. Si la
aceleración cósmica empezó antes en el Universo, las
estructuras como galaxias nunca habrían tenido tiempo de
formarse y permanecer, al menos como se las conoce; nunca
habrían tenido una oportunidad de existir. Quienes proponen
el principio antrópico ven esto como un soporte para sus
argumentos. Sin embargo, muchos modelos de quintaesencia
tienen un llamado "comportamiento rastreador", que
soluciona este problema. En estos modelos, el campo de la
quintaesencia tiene una densidad que sigue la pista de cerca
(pero es menor que) la densidad de radiación hasta la
igualdad materia-radiación, que dispara la quintaesencia
empiece a comportarse como energía oscura, finalmente
dominando el Universo. Esto naturalmente establece una
baja escala de energía de la energía oscura.
Algunos casos especiales de quintaesencia son la energía
fantasma, en que la densidad de energía de la quintaesencia
realmente se incrementa con el tiempo y la esencia-k
(acrónimo de quintaesencia cinética) que tiene una forma no
convencional de energía cinética. Pueden tener propiedades
inusuales: la energía fantasma, por ejemplo, puede causar un
Big Rip.
La nueva quintaesencia es una forma novedosa de energía
inherente en el espacio vacío, que está basada en la constante
de Planck. La suma fundamental de energía contenida en el
espacio-tiempo, es representada por la ecuación E = hn,
donde h es la constante de Planck y n es el número de
quintesencias contenido en un volumen de espacio dado, por
unidad de tiempo (segundos).[8]
Ideas alternativas
Algunos teóricos piensan que la energía oscura y la
aceleración cósmica son un fallo de la relatividad general en
escalas muy grandes, mayores que los supercúmulos. Es una
tremenda extrapolación pensar que la ley de la gravedad, que
funciona tan bien en el sistema solar, debería trabajar sin
corrección a escala universal. Se han realizado muchos
intentos de modificar la relatividad general; sin embargo,
han resultado ser equivalentes a las teorías de la
quintaesencia o inconsistentes con las observaciones.
Las ideas alternativas a la energía oscura han venido desde la
teoría de cuerdas, la cosmología brana y el principio
holográfico, pero no han sido probadas todavía tan
convincentemente como la quintaesencia y la constante
cosmológica.
Sin embargo, otras proposiciones "radicalmente
conservadoras" intentan explicar los datos observacionales
mediante un uso más refinado de las teorías establecidas más
que a través de la introducción de la energía oscura,
centrándose, por ejemplo, en los efectos gravitacionales de
heterogeneidades de la densidad (asumidas como
insignificantes en la aproximación estándar de la métrica de
Friedman-Lemaître-Robertson-Walker y confirmada como
insignificante por los estudios de las anisotropías del fondo
cósmico de microondas y las estadísticas de la estructura a
gran escala del Universo) o en las consecuencias de la
ruptura de la simetría electrodébil en el Universo primigenio.
[9]
Con perspicacia, la energía oscura puede deducirse de
observaciones a la constelación de Virgo con el telesopio
LIGO I (con su sensibilidad de 10-21), mediante la no
detección de ondas gravitatorias, que puede interpretarse
como un indicador de que la rigidez de un continuo
espacio-tiempo CR pseudo-Riemanniano no es
insignificante, más que la suposición de que las ondas
gravitatorias se propagan a larga distancia. Estadísticamente
LIGO I parece tener un volumen suficientemente grande y
tamaño de muestreo para la inclusión de objetos compactos
en sistemas binarios en órbitas estrechas al menos, incluso si
no se capturan algunos eventos de fusión. Sin embargo,
incluso las fusiones binarias de BHs,que generan ondas
gravitatorias puede decaer rápidamente. Así, la resistencia a
la deformación (stress normal: extensión y compresión e
incluso cualquier esfuerzo cortante) puede que no sea
insignificante. Tal rigidez (resistencia a
deformaciones/distorsiones) puede ser considerada como
una inercia de múltiples CR. Es decir, ondas gravitatorias
que tienen energía no localizada, pero tal energía es asociada
con múltiples deformaciones. Por lo tanto, la energía de tales
ondas gravitatorias puede ser considerada como un intento
de superar la resistencia a la deformación (rigidez) de
múltiples CR. Así, tal inercia parecería representar una
contribución al stress del tensor de momento de energía y su
representación matricial no contribuiría significativamente a
toda la curvatura. Así, si las ondas gravitatorias no son
detectadas, entonces LIGO I puede realmente estar
explorando un cálculo cualitativo (no los límites) para la
rigidez de múltiples CR. Así, múltiples CR pueden ser
suficientemente robustos para la perturbación. Cualquier
robustez parecería consistente sin producir rupturas cercanas
y para una escala de Planck Cp también consistente con
ninguna cuantificación de múltiples CR. Entonces, será
menos probable tener fugas de ondas gravitatorias
propagándose fuera de múltiples CR a otra dimensión, p.ej.,
brana. También, cualquier rigidez significante de múltiples
CR sería menos consistente con las deformaciones asociadas
con las supercuerdas. Y si el concepto de la inercia múltiple
es descriptivo, entonces cualquier consideración reciente de
nuevas aceleraciones (p.ej. resultantes de una tensión o
elasticidad múltiple) de varios CR parecería menos probable.
También la energía asociada con la resistencia a la
deformación múltiple puede representar una porción
significante de energía necesaria para aproximar la
monotonía. Es decir, más que una búsqueda de la llamada
energía oscura, tal vez una contribución adicional
significativa es en forma de energía de múltiples CR, tal
rigidez de múltiples CR contribuyendo al stress del tensor de
momento de energía y por tanto a la curvatura. Así tal vez,
LIGO I ya ha hecho un gran descubrimiento, la inercia de
múltiples CR. Así, varios CR parecen tener una rigidez
significativa y por tanto contribuya a una suma significante
de energía y así contribuye significantemente a la curvatura
(véase[10] [11] [12] en INFN/Torino para una lista de
trabajos reciente activamente mantenida en este campo de
evolución rápida).
La energía oscura y el destino del Universo
La consecuencia más directa de la existencia de la energía
oscura y la aceleración del Universo es que éste es más
antiguo de lo que se creía. Si se calcula la edad del Universo
con base en los datos actuales de la constante de Hubble
(71±4 (km/s)/Mp), se obtiene una edad de 10.000 millones
de años, menor que la edad de las estrellas más viejas que es
posible observar en los cúmulos globulares, lo que crea una
paradoja insalvable. Los cosmólogos estiman que la
aceleración empezó hace unos 9.000 millones de años. Antes
de eso, se pensaba que la expansión estaba ralentizándose,
debido a la influencia atractiva de la materia oscura y los
bariones. La densidad de materia oscura en un Universo en
expansión desaparece más rápidamente que la energía oscura
y finalmente domina la energía oscura. Especificamente,
cuando el volumen del Universo se dobla, la densidad de
materia oscura se divide a la mitad pero la densidad de
energía oscura casi permanece sin cambios (exactamente es
constante en el caso de una constante cosmológica).
Teniendo en cuenta la energía oscura, la edad del Universo
es de unos 13.700 millones de años (de acuerdo con los
datos del satélite WMAP en 2003), lo que resuelve la
paradoja de la edad de las estrellas más antiguas.
Si la aceleración continúa indefinidamente, el resultado final
será que las galaxias exteriores al Supercúmulo de Virgo se
moverán más allá del horizonte de sucesos: no volverán a ser
visibles, porque su velocidad radial será mayor que la
velocidad de la luz. Esta no es una violación de la relatividad
especial y el efecto no puede utilizarse para enviar una señal
entre ellos. Realmente no hay ninguna manera de definir la
"velocidad relativa" en un espacio-tiempo curvado. La
velocidad relativa y la velocidad sólo pueden ser definidas
con significado pleno en un espacio-tiempo plano o en
regiones suficientemente pequeñas (infinitesimales) de
espacio-tiempo curvado. A su vez, previene cualquier
comunicación entre ellos y el objeto pase sin contactar. La
Tierra, la Vía Láctea y el Supercúmulo de Virgo, sin
embargo, permanecería virtualmente sin perturbaciones
mientras el resto del Universo retrocede. En este escenario,
el supercúmulo local finalmente sufriría la muerte caliente,
justo como se pensaba para un Universo plano y dominado
por la materia, antes de las medidas de la aceleración
cósmica.
El fondo de microondas indica que la geometría del
Universo es plana, es decir, el Universo tiene la masa justa
para que la expansión continúe indeterminadamente. Si el
Universo, en vez de plano fuese cerrado, significaría que la
atracción gravitatoria de la masa que forma el Universo es
mayor que la expansión del Universo, por lo que éste se
volvería a contraer (Big Crunch). Sin embargo, al estudiar la
masa del Universo se detectó muy pronto que faltaba materia
para que el Universo fuese plano. Esta "materia perdida" se
denominó materia oscura. Con el descubrimiento de la
energía oscura hoy se sabe que el destino del Universo ya no
depende de la geometría del mismo, es decir, de la cantidad
de masa que hay en él. En un principio la expansión del
Universo se frenó debido a la gravedad, pero hace unos
4.000 millones de años la energía oscura sobrepasó al efecto
de la fuerza gravitatoria de la materia y comenzó la
aceleración de la expansión.
El futuro último del Universo depende de la naturaleza
exacta de la energía oscura. Si ésta es una constante
cosmológica, el futuro del Universo será muy parecido al de
un Universo plano. Sin embargo, en algunos modelos de
quintaesencia, denominados energía fantasma, la densidad
de la energía oscura aumenta con el tiempo, provocando una
aceleración exponencial. En algunos modelos extremos la
aceleración sería tan rápida que superaría las fuerzas de
atracción nucleares y destruiría el Universo en unos 20.000
millones de años, en el llamado Gran Desgarro (Big Rip).
Hay algunas ideas muy especulativas sobre el futuro del
Universo. Una sugiere que la energía fantasma causa una
expansión divergente, que implicaría que la fuerza efectiva
de la energía oscura continúa creciendo hasta que domine al
resto de las fuerzas del Universo. Bajo este escenario, la
energía oscura finalmente destrozaría todas las estructuras
gravitacionalmente acotadas, incluyendo galaxias y sistemas
solares y finalmente superaría a las fuerzas eléctrica y
nuclear para destrozar a los propios átomos, terminando el
Universo en un Big Rip. Por otro lado, la energía oscura
puede disiparse con el tiempo o incluso llegar a ser atractiva.
Tales incertidumbres abren la posibilidad de que la gravedad
todavía pueda conducir al Universo que se contrae a sí
mismo en un "Big Crunch". Algunos escenarios, como el
modelo cíclico, sugieren que este podía ser el caso. Mientras
que estas ideas no están soportadas por las observaciones, no
pueden ser excluidas. Las medidas de aceleración son
cruciales para determinar el destino final del Universo en la
Teoría del Big Bang.
Historia
La constante cosmológica fue propuesta por primera vez por
Albert Einstein como un mecanismo para obtener una
solución estable de la ecuación del campo de Einstein que
llevaría a un Universo estático, efectivamente utilizando la
energía oscura para balancear la gravedad. El mecanismo no
sólo fue un ejemplo poco elegante de ajuste fino, pronto fue
demostrado que el Universo estático de Einstein realmente
sería inestable porque las heterogeneidades locales
finalmente conducirían a la expansión sin control o a la
contracción del Universo. El equilibrio es inestable: si el
Universo se expande ligeramente, entonces la expansión
libera la energía del vacío, que causa todavía más expansión.
De la misma manera, un Universo que se contrae
ligeramente se continuará contrayendo. Estos tipos de
perturbaciones son inevitables, debido a la distribución
irregular de materia a través del Universo. De forma más
importante, las observaciones realizadas por Edwin Hubble
demostraron que el Universo parece que está expandiéndose
y no es estático en absoluto. Einstein estupendamente se
refirió a su fallo para predecir un Universo dinámico, en
contraste a un Universo estático, como su gran error.
Después de esta comprensión, la constante cosmológica fue
ignorada durante mucho tiempo como una curiosidad
histórica.
Alan Guth propuso en los años 1970 que un campo de
presión negativa, similar en concepto a la energía oscura,
podría conducir a la inflación cósmica en el Universo
pre-primigenio. La inflación postula que algunas fuerzas
repulsivas, cualitativamente similar a la energía oscura, da
como resultado en una enorme y exponencial expansión del
Universo ligeramente después del Big Bang. Tal expansión
es una característica esencial de muchos modelos actuales
del Big Bang. Sin embargo, la inflación tiene que haber
ocurrido a una energía mucho más alta que la energía oscura
que observamos hoy y se piensa que ha terminado
completamente cuando el Universo sólo tenía una fracción
de segundo. No está claro qué relación, si hay alguna, existe
entre la energía oscura y la inflación. Incluso después de que
los modelos inflacionarios han sido aceptados, la constante
cosmológica se piensa que es irrelevante en el Universo
actual.
El término "energía oscura" fue acuñado por Michael Turner
en 1998.[13] En ese tiempo, el problema de la masa perdida
de la nucleosíntesis primordial y la estructura a gran escala
del Universo fue establecida y algunos cosmólogos habían
empezado a teorizar que había un componente adicional en
nuestro Universo. La primera prueba directa para la energía
oscura vino de las observaciones de supernovas de la
aceleración de la expansión, en Adam Riess et al[4] y
confirmada después en Saul Perlmutter et al.[3] Esto dio
como resultado el modelo Lambda-CDM, que hasta 2006 era
consistente con una serie de observaciones cosmológicas
rigurosamente crecientes, las últimas de 2005 de la
Supernova Legacy Survey. Los primeros resultados de la
SNLS revelaron que el comportamiento medio de la energía
oscura se comporta como la constante cosmológica de
Einstein con una precisión del 10%.[14] Los resultados
recientes del Hubble Space Telescope Higher-Z Team
indican que la energía oscura ha estado presente durante al
menos 9.000 millones de años y durante el periodo
precedente a la aceleración cósmica.
Referencias
1. P. J. E. Peebles y Bharat Ratra. «La constante
cosmológica y la energía oscura». Reviews of
Modern Physics.
2. Sean Carroll (2001). «La constante cosmológica».
Living Reviews in Relativity 4. Consultado el
2006-09-28.
3. a b Saul Perlmutter y otros (El Supernova
Cosmology Project) (1999). «Medidas de Omega y
Lambda de 42 supernovas de gran corrimiento al
rojo». Astrophysical J. 517: 565-86.
4. a b Adam Riess y otras (Supernova Search Team)
(1998). «Prueba observacional de las supernovas
para un Universo en acelaración y una constante
cosmológica». Astronomical J. 116: 1009-38.
5. a b D. N. Spergel y otros (colaboración WMAP)
6.
7.
8.
9.
10.
(marzo de 2006). «Tres años de resultados del
Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP):
implicaciones para la cosmología».
S. Weinberg, "Anthropic bound on the
cosmological constant", Phys. Rev. Lett. 59, 2607
(1987).
A.M. Öztas y M.L. Smith (2006). «Soluciones
Elípticas al Modelo Estándar de Cosmología con
Valoress Realistas de Densidad de Materia».
International Journal of Theoretical Physics 45:
925-936.
Una Crónica de Física Moderna, Libro III.
Universal-publishers.com (2006)
La inflación primordial explica por qué el Universo
está acelerando actualmente por Kolb, Matarrese,
Notari y Riotto, que es discutida por [1], [2] y [3]
10.
11.
12.
13.
http://www.tmmalm.info
Fenomenología - Modelos alternativos
Teoría - Modelos alternativos
La primera mención del término "energía oscura"
está en el artículo con otros cosmólogos y
estudiantes de Turner del momento, Dragan Huterer,
"Prospectos para Probar la Energía oscura a través
de Medidas de Distancia a Supernovas", que fue
subido a ArXiv.org en agosto de 1998 y publicado
en Physical Review D en 1999 (Huterer y Turner,
Phys. Rev. D 60, 081301 (1999)).
14. Pierre Astier et al. (Supernova Legacy Survey)
(2006). «The Supernova legacy survey:
Measurement of omega(m), omega(lambda) and W
from the first year data set». Astronomy and
Astrophysics 447: 31–48.
Enlaces externos
Lanzamientos de prensa de la web de Hubble:
Nuevas Pistas Sobre la Naturaleza de la Energía
Oscura: Einstein Puede Haber TEnido Razón
Después de Todo.
Artículo de 1998 anunciando el descubrimiento de
la energía oscura: Riess et al
Artículo de 1999 confirmando el descubrimiento de
la energía oscura Perlmutter et al.
El grupo que detectó por primera vez la aceleració
cósmica: Equipo de búsqueda de la supernova
High-Z y el grupo que la confirmó Supernova
Cosmology Project.
Revisiones técnicas de Sean M. Carroll: ¿Por qué se
está acelerando el Universo?, La Constante
Cosmológica y La Energía Oscura y el Universo
Preposteroso.
Jim Peebles, Probando la Relatividad General en las
Escalas de la Cosmología.
"El Motor de Búsqueda de Supernovas Cercanas
Más Exitoso del Mundo", El Telescopio de
Imágenes Automático Katzman.
Supernova Acceleration Probe (SNAP), un satélite
de propósito experimental.
Un reanálisis ([4], [5]) de un experimento [R.H.
Koch, D. van Harlingen, J. Clarke, Phys. Rev. B 26
(1982) 74] para encontrar el espectro de banda
ancha del ruido de la unión Josephson, afirma
conectarlo con el límite superior de la frecuencia
espectral predicho por estimaciones en las que
coinciden la densidad de energía oscura con la
densidad de energía del vacío. Esta reivindicación
no está todavía aceptada. Para disputas, ver [6], [7],
[8].
Christopher J. Coneslice, "La Mano Invisible del
Universo," Scientific American. February, 2007.
Energía oscura, un artículo de Robert R Caldwell en
Physics World.
La 'Energía Oscura' tiene 9.000 millones de años, un
artículo de Dennis Overbye en The New York
Times.
"Misterosa fuerza de larga presencia" BBC News
online (2006) Más pruebas que relacionan la energía
oscura con la constante cosmológica.
"Imagen Astronómica del Día" una de las imágenes
del CMB que confirmaron la presencia de la energía
y la materia oscura.
Página principal de la SuperNova Legacy Survey El
objetivo principal del Telescope Legacy Survey
Supernova Program de Canadá-Francia-Hawaii es la
medición de la ecuación de estado de la Energía
Oscura. Está diseñado para medir de forma precisa
varios cientos de supernovas de alto corrimiento al
rojo.
"Informe de la Fuerza de la Energía Oscura"
"Energía Oscura" BBC Ciencia & Naturaleza (2006)
"Energía oscura en el Universo acelerante" Página
Principal del Satélite Observatorio Supernova
Acceleration Probe (SNAP).
"Cálculos de la Constante Cosmológica Unificando
la Energía y la Materia Oscura" Un modelo
geométrico de la energía oscura como una Esfera de
Poincaré - calculada: D = 0.734, observada: D =
0.65...0.85 (Ver también el blog).
"Explorando el lado oscuro"
Cambiando las Constantes, la Energía Oscura y la
Absorción de Radiación de 21 cm Radiation -- Por
Ben Wandelt, 2Physics.com, 25 de julio de 2007
Espacio,tiempo,materia y vacío; Apéndice Fotones y
Relatividad General por Enrique Cantera del Río
Enrique de Langenstein
Enrique de Langenstein, también conocido como Enrique
de Hesse, el Viejo (Hainbuch, (Hesse), c. 1325 - Viena, 11
de febrero de 1397 fue un teólogo y matemático alemán.
Biografía
Estudió en la Universidad de París, donde llegó a ser
profesor de filosofía en 1363 y de teología en 1375.
En 1368, a causa de la aparición de un cometa, al cual los
astrólogos de la época contemplaban como premonición de
acontecimientos futuros, escribió un tratado titulado Quæstio
de cometa, en el que refutaba las entonces prevalentes
opiniones y creencias astrológicas. Por petición de la
universidad escribió otros tres tratados sobre el mismo tema,
que completó en 1373. En este aspecto siguió las huellas de
Nicolás Oresme, de quien puede considerarse en cierto modo
como discípulo. Rechazó la teoría aristotélica sobre la
diferente naturaleza del mundo celeste y el sublunar. Junto
con Oresme, contribuyó a la difusión de la mentalidad
científica que se iba abriendo paso trabajosamente.
Con el Cisma de Occidente, Enrique de Hesse se situó de
parte de Urbano VI contra Clemente VII. Escribió varios
tratados defendiendo a Urbano VI. En 1379 creó Epistola
pacis, en la que, bajo la forma de un debate entre un
urbanista y un clementista, aboga por la supresión del Cisma
por la via de un consilio general o un compromiso. En su
Epistola concilii pacis, datada en 1381, y basada en un
trabajo parecido, Epistola Concordiæ de Conrad de
Gelnhausen, él insta a una mayor necesidad de un concilio
general y critica severamente los muchos abusos que fueron
permitidos en la Iglesia.
Antes de 1381 fue Vice-canciller de la Sorbona. Cuando en
1382 el tribunal francés obligó a los profesores de La
Sorbona a reconocer al antipapa Clemente VII, Enrique
abandonó la universidad y pasó un tiempo en la Abadía de
Eberbach, un monasterio del Císter cerca de Wiesbaden.
Aceptando la invitación de Alberto III de Austria, llegó a la
Universidad de Viena en 1384, ayudó en la fundación de la
facultad teológica y parece probable que fuera él quien
obtuvo del papa la bula de fundación de esa Universidad.
Allí pasó el resto de su vida, enseñando teología dogmática,
exégesis y ley canónica, y escribiendo numerosos tratados.
Parece haber desempeñado una importante función en el
desarrollo de las matemáticas en Viena y, a través de allí, en
Alemania.
No aceptó la sede episcopal que le ofreció Urbano VI.
Trabajos
Se le atribuyen siete trabajos de astronomía, dieciocho
tratados historico-políticos del Cisma, quince tratados
ascéticos, y veinte epístolas, sermones y panfletos. Entre sus
trabajos escritos están:
De conceptione, en defensa de la Inmaculada
Concepción (Strasburg, 1500)
Contra disceptationes et prædicationes contrarias
fratrum Mendicantium, otra defensa de la
Inmaculada Concepción contra algunos Mendicantes
(Milan, 1480; Basle, 1500; Strasburg, 1516);
Speculum animæ o espejo del alma, un tratado
ascético editado por Wimpfeling (Strasburg, 1507);
Secreta Sacerdotum, trata ciertos abusos en la
celebración de la misa, editado por Michael
Lochmayer (Heidelberg, 1489);
De contractibus emotionis et venditionis, un
importante trabajo sobre las perspectivas
politico-económicas del tiempo, publicado entre los
trabajos de Gerson (Colonia, 1483), IV, 185-224.
Summa de republica, un trabajo de ley pública
Cathedra Petri, un trabajo sobre política
eclesiástica.
Enrique Gaviola
Ramón Enrique Gaviola ( 31 de agosto de 1900 – 7 de
agosto de 1989) nació y murió en la ciudad de Mendoza,
Argentina. Gaviola fue un científico extraordinario.
Contribuyó con importantes descubrimientos que hicieron
avanzar a la Física y la Astronomía a nivel mundial. Los
trabajos de Enrique Gaviola en astrofísica, técnicamente
revolucionarios, fueron fundamentales para la ciencia
argentina.
Contenido
1 Biografía
2 Gaviola como formador de nuevos científicos
3 Algunas distinciones y premios
4 Referencias
5 Bibliografía
6 Enlaces externos
Biografía
Recibido de agrimensor en la ciudad de La Plata decidió, por
recomendación de Richard Gans, continuar su formación
como físico en Alemania, adonde llegó en 1922 y estudió
junto a los científicos más encumbrados de la época, entre
ellos Max Planck, Max Born y Albert Einstein. Este último
lo consideraría como un colega y amigo al cual solía
consultar (como en 1948 en que le pidió su adhesión al
Manifiesto de Chicago que alertaba sobre los peligros del
uso de la energía nuclear).
Cuando se recibe en 1926 en Berlín le pide a Einstein que
apoye su pedido de una beca Rockefeller para ir a trabajar a
Baltimore donde dicha beca le acababa de ser negada con el
argumento de que no se le concedía a sudamericanos a pesar
de haber obtenido la calificación más alta entre los
solicitantes. Indignado Einstein envió una carta con la que
lograría que el International Education Board concediese por
primera vez un fellowship a alguien del hemisferio sur.
Gaviola se trasladó entonces a Estados Unidos donde trabajó
con Robert Wood, el más grande físico experimental en
aquel momento.
Entre 1928 y 1929 fue físico asistente del Departamento de
Magnetismo Terrestre en el Carnegie Institute of
Washington, donde trabajó en el proyecto de un acelerador
de partículas con el que se obtuvo un potencial de cinco
millones de voltios. Entre sus numerosas publicaciones se
destaca su trabajo experimental sobre emisión atómica
estimulada, antecedente de lo que hoy conocemos como
láser.
Al volver a la Argentina en 1929 inicia una prédica por el
desarrollo científico del país y ocupa importantes cargos,
como el de Director del Observatorio Astronómico de
Córdoba y es profesor en la Universidad de Buenos Aires y
en la de La Plata. Gracias a Gaviola muchos científicos
europeos fueron rescatados de la amenaza del nazismo, entre
ellos el físico teórico austriaco Guido Beck en 1943, quien
sería una de las figuras fundamentales de la física teórica
tanto en Argentina como luego en Brasil. Además impulsó la
creación de la Asociación Física Argentina (primera
sociedad científica latinoamericana en el área de esta
disciplina) que presidiría, y del Instituto de Matemática,
Astronomía y Física de la Universidad Nacional de Córdoba,
creado en 1956 para apoyar las actividades de observación.
Por otra parte, bajo la dirección de Gaviola (entre 1940 y
1947 y de 1956 a 1957) el Observatorio de Córdoba se
transformó en un centro científico de primer orden, con el
diseño y construcción del Observatorio Astrofísico de
Bosque Alegre, inaugurado en 1942. Logró que el
observatorio se vinculara con la Asociación Física Argentina
y consiguió personal y científicos de dedicación exclusiva
además de un excelente taller de óptica. Allí se formaron
entre otros Mario Bunge, Ernesto Sabato y José Antonio
Balseiro.
Fue uno de los astrónomos que más contribuyó a ampliar el
conocimiento del espacio exterior. En 1935 viajó, gracias a
una beca, a Estados Unidos para colaborar con el grupo más
destacado en la construcción de espejos de telescopios de la
época: el del Observatorio de Monte Wilson, en California.
Entre otras cosas creó un método novedoso para el
recubrimiento de la superficie de los espejos de grandes
telescopios que permitió disminuir tiempo, trabajo y dinero a
un tercio de los valores de aquel momento. Este método fue
empleado inmediatamente en la preparación del espejo de 5
m de diámetro de Monte Palomar.
En 1942, con su colega Ricardo Platzcek diseñaron el primer
espectrógrafo estelar del mundo construido totalmente con
espejos. Birkhoff, Decano de la Facultad de Ciencias de la
Universidad de Harvard, lo llamó "la verdadera declaración
de independencia argentina". También aportó al tema de
cascadas de rayos cósmicos razón por la cual se ha pedido
que lleve su nombre la instalación del PAP Pierre Auger
Project que se realizó a cabo con la colaboración de casi 18
países en la ciudad de Malargüe, provincia de Mendoza,
cuya finalidad es establecer el origen y características de la
radiación cósmica de alta energía.
Fue también gracias a él que se instaló en la Argentina la
primera estación del hemisferio sur para el seguimiento de
satélites artificiales.
En sus últimos años su preocupación se volcó hacia la
política científica, con especial énfasis en la astronomía y en
la energía nuclear.
Gaviola como formador de nuevos científicos
Mario Bunge, amigo de Gaviola, opinó que sus principales
logros en la Argentina fueron:[1]
El diseño y construcción de la Estación Astrofísica
de Bosque Alegre.
El inicio de la astrofísica observacional.
El haber traído a Guido Beck y apoyarlo en su
escuela de física teórica.
El diseño de una política científica sabia.
La prédica de la integridad moral, de la que Gaviola
fue el estándar por el que muchos midieron la
estatura moral de los científicos.
Con respecto a este último punto, Gaviola, en efecto, daba
una gran importancia a los aspectos éticos en la formación
de intelectuales y era intransigente en lo que respecta a
reglas morales. Siempre les recordaba a sus estudiantes los
que consideraba Los Diez Mandamientos del Método
Científico:
1. No robarás
2.
2. Intentarás refutarte
3. No fabricarás tus datos, ni mejorarás tus resultados
retocando placas o películas
4. No engañarás en la demostración de tus teoremas
5. No ocultarás información
6. No dejarás de investigar problemas que puedan
molestar a “the powers to be”
7. No recurrirás al argumento de autoridad
8. Al hacer un experimento no tratarás de demostrar la
bondad de una teoría o modelo sino su validez
9. Al exponer un resultado experimental no forzarás
los límites de validez de la teoría o modelo para
obtener un mejor acuerdo
10. No enviarás un trabajo antes de levantar todas las
objeciones que tú y otro hagan al mismo
Estaba muy en desacuerdo con la manera en que se estaba
educando a las futuras generaciones, en 1959, en una
conferencia, realizaba los siguientes comentarios.
...casi todos los intelectuales se forman
ideológicamente en las universidades.
Algunos permanecen y transmiten su
ideología a las nuevas camadas de
estudiantes. La mayoría pasa a las
profesiones liberales, al servicio del
Estado, a la política y al gobierno
mismo. Los gobernantes de cualquier
nación son los egresados universitarios
de 20 a 40 años atrás. La calidad
intelectual y moral de las universidades
de una época fija la calidad intelectual y
moral del gobierno veinte a cuarenta
años más tarde. La aguda crisis actual ya
no permite ocultar la decadencia moral
del país. Muchos se sorprendieron
cuando en 1946 pronuncié la conferencia
"El problema moral argentino" en el
Club Universitario de Buenos Aires, en
la que arriesgaba un pronóstico: "La
mala tradición persistirá por no menos
de una generación. Lo mismo puede
decirse de la influencia maléfica de
nuestros colegios secundarios y
universidades oficiales" (...)"aumentará
la deshonestidad en los próximos
años"(...) "se extenderá la deshonestidad
social a una fracción aún mayor de la
población." Mi pronóstico de 1946 se ha
cumplido con creces. En aquella
conferencia decía respecto del sistema
educativo: "El ambiente de nuestras
escuelas primarias es, en lo que a los
niños alcanza, bueno. los maestros y
maestras, aunque hayan obtenido sus
puestos gracias a la inmoralidad
administrativa (léase nepotismo o
acomodo político), conocen, en general,
lo que enseñan. La enseñanza es, pues,
sincera. Si los niños no van después a las
escuelas secundarias o a universidades,
pueden convertirse en ciudadanos
honestos. Pero si concurren a escuelas
secundarias y a
universidades"(...)"acaban en su mayoría
por "avivarse", es decir, por convencerse
de que la mentira, la simulación y la
corrupción, conducen al triunfo en la
vida".
(...)Las palabras sirven en todas partes
para ocultar los sentimientos. En
Latinoamérica sirven, además, para
ocultar las intenciones y los hechos(...)El
acomodo y la demagogia son la norma
de los gobiernos universitarios. De tales
colegios y universidades no es extraño
que egresen una mayoría de hipócritas
consumados o anormales indiferentes.
Por suerte, una pequeña parte, pero
creciente, de alumnos, se muestra
inmune al contagio. La influencia de la
cuna honrada domina a la educación.
Pero esa parte es muy pequeña aún. La
decadencia moral que hemos sufrido la
hemos compartido con otros países de
Latinoamérica. También hemos
compartido la reforma universitaria. La
demagogia universitaria acarrea el
desgobierno político(...). Las Facultades
deberían ostentar el lema:"aquí se
aprende a defraudar a la Nación, no
pagando impuestos, y a estafar a la clase
media envileciendo la moneda" o "aquí
se fabrican burócratas en masa, de
ineptitud garantizada"(...) El propósito
de la Universidad debería ser servir a las
necesidades materiales y espirituales de
la Nación. Nada más.
Algunas distinciones y premios
1965 Premio Abraham Mibashan otorgado por la
AMIA y la DAIA.
1983 Premio Konex de Platino – Ciencia y
Tecnología – Física y Astronomía.
1998 Denominado en EUA como uno de los
científicos más notables del siglo XX. Emily Mc
Murray (1998), Notable Twentieth Century
Scientists, Vol. 2, F-K. Gale Research Inc., an
International Thomson Publishing Company.
En 1981 la Unión Astronómica Internacional le dio su
nombre al asteroide 2504, descubierto en el Observatorio
Astronómico de Córdoba en 1967.
Referencias
1. Enrique Gaviola y el Observatorio Astronómico de
Córdoba (ver en bibliografía). Prólogo 2, Pág XIX.
Bibliografía
Omar Bernaola (2001). Enrique Gaviola y el
Observatorio Astronómico de Córdoba. Su impacto
en el desarrollo de la ciencia argentina.. Saber y
Tiempo. .
Enlaces externos
Cielo Sur [1]
La lista de Gaviola, Artículo de Omar Bernaola
(diario Página 12) [2]
Observatorio Astronómico de Córdoba [3]
Grunfeld, Veronica. [4]
Morán-López, José Luis. [5]
Época de Planck
En cosmología, la época de Planck es el más temprano
período de tiempo en la historia del universo, entre cero y 10
43 segundos (un tiempo de Planck), durante el cual las
cuatro fuerzas fundamentales estaban unificadas y no
existían partículas elementales.
La mecánica cuántica estándar dice que no tiene sentido
hablar de intervalos más pequeños que un Tiempo de Planck
o de distancias más pequeñas que una longitud de Planck. En
consecuencia, la historia del universo debe contarse a partir
del momento en que culmina el primer tiempo de Planck.
Igualmente, el volumen del universo se debe contar a partir
de la primera longitud de Planck de diámetro en lugar de
cero, de manera que nunca hubo una singularidad de
densidad infinita.
En la actualidad (2008), no se conoce una teoría
generalmente aceptada que unifique la mecánica cuántica y
la gravedad relativista.
Véase también
Teoría del Big Bang
Cronología de la cosmología
Teoría del campo unificado
Partícula de Planck
EPOXI
EPOXI
Estadísticas de la Misión
EPOXI
Nombre de la misión:
No tripulada
Número de tripulantes:
Despegue:
Duración:
12 de enero de 2005
No definida
EPOXI es una misión espacial no tripulada de la NASA,
dirigida por la Universidad de Maryland, que usa la sonda
espacial Deep Impact, tras la finalización de su misión
principal. Esta misión estudiará planetas extrasolares y
visitará un nuevo cometa.
El cometa eligido en primer lugar fue el llamado cometa
Boethin, pero ante la imposibilidad de localizarlo por parte
de los astrónomos finalmente se ha decidido dirigirlo hacia
el cometa Hartley 2. Se ha teorizado que el Boethin se ha
fragmentado en trozos demasiado pequeños como para ser
detectables. El sobrevuelo del Boethin estaba previsto para
el 5 de diciembre de 2008. El sobrevuelo del Hartley tendrá
que esperar hasta el 11 de octubre de 2010. El control de
misión comenzó a dirigir la sonda hacia su nuevo objetivo el
1 de noviembre de 2007, mediante un encendido de 3
minutos de sus cohetes para cambiar su velocidad. Tiene
previstos 3 sobrevuelos a la Tierra antes de alcanzar su
objetivo. La sonda realizó el primer sobrevuelo de la Tierra
el 31 de diciembre de 2007.
Enlaces externos (en inglés)
EPOXI Página principal
NASA's Deep Impact Begins Hunt For Alien
Worlds - 8 Feb 2008
Epsilon Cassiopeiae
Cassiopeiae
Datos de la Observación
Época J2000.0
Cassiopeia (constelación)
Constelación
Ascensión recta
01h54m23.7s
+63°4012
Declinación
Magnitud aparente (V) +3.38
442 ± 34 Años luz
Distancia
(136 ± 10 pc)
B3III
Clasificación estelar
Otras Designaciones
Segin, Navi, 45 Cassiopeiae, HR 542, HD 11415,
BD+62°320, FK5 63, HIP 8886, SAO 12031,
GC 2289
Epsilon Cassiopeiae ( Cas / Cassiopeiae) es un sistema
estelar en la constelación de Casiopea. Se encuentra a
aproximadamente 441 años luz de la Tierra.
Tradicionalmente ha recibido el nombre de Segin. Uno de
los nombres que la NASA asigna a esta estrella es Navi, en
honor al astronauta Virgil Ivan "Gus" Grissom, uno de los
tres astronautas que murieron en el accidente del Apolo 1.[1]
Es una gigante azul-blanca tipo B con una luminosidad 720
veces mayor que el Sol. Tiene una magnitud aparente de
+3,38.
Referencias
1. NightSky Friday: Rotanev, Derf, Navi, and other
Backward Star Names – Space.com article
Equilibrio hidrostático
El equilibrio hidrostático se produce en un fluido en el que
las fuerzas del gradiente vertical de presión y la gravedad
están en equilibrio. En un fluido hidrostático no hay
aceleración vertical neta.
Matemáticamente, el equilibrio hidrostático se expresa
comúnmente de la siguiente manera:
donde P es la presión del fluido, z la coordenada vertical, la
densidad del fluido y g la aceleración de la gravedad.
El equilibrio hidrostático explica por qué la atmósfera
terrestre no se colapsa sobre una fina capa en la superficie
por efecto de la gravedad o cómo los neumáticos de un
coche o bicicleta pueden soportar el peso del vehículo
gracias a la presión del gas en el interior.
En el caso de una estrella, existe un equilibrio entre la fuerza
de gravedad que actúa atrayendo el gas estelar hacia el
centro y comprimiéndolo, y la variación radial de presión
que actúa en sentido contrario intentando expandir el
sistema. En condiciones normales la estrella está en
equilibrio y a