WIKIGRAMMATA La Wikipedia offLine Astronomía Grammata SL WikiGrammata - La Wikipedia OffLine 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 1. COLEMAN, Korte. Hermann Weyl's Raum - Zeit Materie and a General Introduction to His Scientific Work, p. 199 2. Wormholes DeBenedictis, Andrew and Das, A.. On a General Class of Wormhole Geometries. arXiv eprint server. Archivado desde el original, el 12 de agosto. Dzhunushaliev, Vladimir. Strings in the Einstein's paradigm of matter. arXiv eprint server. Archivado desde el original, el August 12. Einstein, Albert and Rosen, Nathan. The Particle Problem in the General Theory of Relativity. Physical Review 48, 73 (1935). Fuller, Robert W. and Wheeler, John A.. Causality and Multiply-Connected Space-Time. Physical Review 128, 919 (1962). Garattini, Remo. How Spacetime Foam modifies the brick wall. arXiv eprint server. Archivado desde el original, el August 12. González-Díaz, Pedro F.. Quantum time machine. arXiv eprint server. Archivado desde el original, el August 12. González-Díaz, Pedro F.. Ringholes and closed timelike curves. arXiv eprint server. Archivado desde el original, el August 12. Khatsymosky, Vladimir M.. Towards possibility of self-maintained vacuum traversable wormhole. arXiv eprint server. Archivado desde el original, el August 12. Krasnikov, Serguei. Counter example to a quantum inequality. arXiv eprint server. Archivado desde el original, el August 12. Krasnikov, Serguei. The quantum inequalities do not forbid spacetime shortcuts. arXiv eprint server. Archivado desde el original, el August 12. Li, Li-Xin. Two Open Universes Connected by a Wormhole: Exact Solutions. arXiv eprint server. Archivado desde el original, el August 12. Morris, Michael S., Thorne, Kip S., and Yurtsever, Ulvi. Wormholes, Time Machines, and the Weak Energy Condition. Physical Review Letters 61, 1446–1449 (1988). Morris, Michael S. and Thorne, Kip S.. Wormholes in spacetime and their use for interstellar travel: A tool for teaching general relativity. American Journal of Physics 56, 395-412 (1988). Nandi, Kamal K. and Zhang, Yuan-Zhong. A Quantum Constraint for the Physical Viability of Classical Traversable Lorentzian Wormholes. arXiv eprint server. Archivado desde el original, el August 12. Ori, Amos. A new time-machine model with compact vacuum core. arXiv eprint server. Archivado desde el original, el August 12. Roman, Thomas, A.. Some Thoughts on Energy Conditions and Wormholes. arXiv eprint server. Archivado desde el original, el August 12. Teo, Edward. Rotating traversable wormholes. arXiv eprint server. Archivado desde el original, el August 12. Visser, Matt. The quantum physics of chronology protection by Matt Visser.. arXiv eprint server. Archivado desde el original, el August 12. An excellent and more concise review. Visser, Matt. Traversable wormholes: Some simple examples. Physical Review D 39, 3182–3184 (1989). Enlaces externos Creating a Traversable Wormhole por Mohammad Mansouryar (en inglés). ¿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 Wikimedia Commons alberga contenido multimedia sobre Aristóteles.Commons Wikisource Wikisource contiene obras originales de Aristóteles de Estagira. Wikiquote Wikiquote alberga frases célebres de Aristóteles. Textos de Aristóteles en castellano Textos de Aristóteles Historia Animalium. Aristóteles Obras de Aristóteles de Estagira en el Proyecto Gutenberg Obras de Aristóteles de Estagira en Domínio Público Obras de Aristóteles de Estagira en la Cervantes Virtual 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. 1923, 1952. The Mathematical Theory of Relativity. Cambridge University Press. 1926. Stars and Atoms. Oxford: British Association. 1926. The Internal Constitution of Stars. Cambridge University Press. 1928. Fundamental Theory. Cambridge University Press. 1928. The Nature of the Physical World. MacMillan. 1935 edición réplica: , University of Michigan 1981 edition: (1926–27 Gifford lectures) 1929. Science and the Unseen World. Macmillan. , 2004 reimpresión: 1930. Why I Believe in God: Science and Religion, as a Scientist Sees It 1935. New Pathways in Science. Cambridge University Press. 1936. Relativity Theory of Protons and Electrons. Cambridge Univ. Press. 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 Encyclopædia Britannica Eleventh Edition: «Hindu Chronology» (1911). PINGREE, David y Robert GILBERT: «Astrology; Astrology In India; Astrology in modern times», en la Encyclopedia Britannica (online edition, 2008). PLOFKER, Kim, "South Asian mathematics; The role of astronomy and astrology", Encyclopedia Britannica (edición en línea, 2008) Literatura académica BURGESS, Ebenezer: «On the Origin of the Lunar Division of the Zodiac represented in the Nakshatra System of the Hindus», en Journal of the American Oriental Society, 1866. CHANDRA, Satish: «Religion and State in India and Search for Rationality», en Social Scientist, 2002. PINGREE, David: «Astronomy and Astrology in India and Iran», en Isis - Journal of The History of Science Society (pág. 229-246), 1963. PINGREE, David: «Jyotistra» en J. Gonda (ed.): A History of Indian Literature, volumen 6, fascículo 4. Wiesbaden: Otto Harrassowitz, 1981. WHITNEY, William D.: «On the Views of Biot and Weber Respecting the Relations of the Hindu and Chinese Systems of Asterisms», en Journal of the American Oriental Society, 1866. Vulgarizaciones BRAHA, James: Ancient Hindu Astrology for the Modern Western Astrologer. Miami: Hermetican Press, 1986. CHOUDHRY, V. K.: Systems’ Approach for Interpreting Horoscopes. Nueva Delhi (India): Sagar Publications, 2002. . DE FOUW, Hart y Charles SVOBODA: Light on Life: An Introduction to the Astrology of India. Twin Lakes (Wisconsin): Lotus Press. . DIWAN, C. L.: Discovery of Astrology. Jhansi (Uttar Pradesh, India): Amar Jyoti Press, 1994. HARNESS, David: Nakshatras: The Lunar Mansions of Vedic Astrology. Twin Lakes (Wisconsin): Lotus Press. . HOUCK, Richard: Hindu Astrology Lessons. Gaithersburg (Maryland): Groundswell Press, 1997. RATH, Sanjay, Introduction to Vedic Astrology. SHRIDHAR, V. K.: Hindu Electional Astrology (A compendium on Vedic system of electional astrology). . SUTTON, Komilla: The Essentials of Vedic Astrology. Bournemouth (R. U.): The Wessex Astrologer, 2000. 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 Portal:Astronomía Contenido relacionado con Astronomía. 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 Enlaces externos Wikimedia Commons alberga contenido multimedia sobre Astronomía.Commons Wikinoticias Wikinoticias tiene noticias relacionadas con Astronomía. Astronavegador Los temas más interesantes de la Astronomía tratados de forma clara y amena. Astroplaneta Artículos, biografías y recursos sobre la Astronomía. Asociación de Aficionados a la Astronomía, Uruguay Cofradía Astronómica Cuyum Grupo de Mendoza, Argentina aficionados a la Astronomía, Astrofotografía y Bricolaje Astronómico. Espacio Profundo Toda la información sobre Astronomía en español. Astronomía Online - Información, noticias y recursos astronómicos. Observatorio Astronómico Nacional (OAN) de España. Astroguia.org Portal de Astronomía y Ciencias Relacionadas Astronoo.com Portal de Astronomía y Natura Astronomía para niños Página en el Ministerio de Educación y Ciencia sobre Astronomía para niños Astroenlazador.com Noticias y artículos sobre astronomía y ciencias del espacio Celestia Software libre de alta calidad en 3D. Proyecto Celestia Web sobre el uso del programa Celestia en la asignatura Taller de Astronomía (4º ESO) Stellarium Software libre que simula un planetario. Asociación Astronómica Hubble Web de Astronomía: Noticias, Información, etc 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 Wikipedia aún no tiene una página llamada «Bohdan Paczy». Comprueba si has escrito el nombre del artículo en forma correcta , y que Wikipedia es el lugar donde debería estar tu información. Si no es así, a la derecha figuran los proyectos en los que puede estar Busca «Bohdan Paczy» en el texto de otras páginas de Wikipedia que ya existen. Consulta la lista de artículos que comienzan por «Bohdan Paczy». Busca las páginas de Wikipedia que tienen enlaces a «Bohdan Paczy». Si ya habías creado la página con este nombre, limpia el caché de tu navegador. También puede haber sido borrada. Si el artículo aun así no existe: Crea el artículo (ayuda) o solicita su creación. Puedes traducir este artículo de otras Wikipedias. En Wikipedia sólo pueden incluirse textos enciclopédicos y que tengan derechos de autor compatibles con la licencia GFDL. No son válidos textos tomados de otros sitios web o escritos que no cumplan alguna de esas condiciones. Ten en cuenta también que: Artículos vacíos o con información mínima serán borrados (ver Wikipedia:El esbozo perfecto). Artículos de publicidad y autopromoción serán borrados (ver Wikipedia:Lo que Wikipedia no es). 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. 4. 5. 6. 7. 8. 9. 10. 11. 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. 3. 4. 5. 6. 7. 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. 2. 3. 4. 5. 6. 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. 2. 3. 4. 5. 6. 7. 8. 9. 10. 11. 12. 13. 14. 15. 16. 17. 18. 19. 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 Wikimedia Commons alberga contenido 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 multimedia sobre Clyde Tombaugh.Commons 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 Stephen Hawking (1988). Historia del Tiempo: Del big bang a los agujeros negros. Grijalbo. . Stephen Hawking (2002). El Universo En Una Cascara de Nuez. Critica. . Stephen Hawking y Leonard Mlodinow (2005). Brevisima Historia del Tiempo. Critica. . Simon Singh (2005). Big bang: the origins of the universe. Fourth Estate. . Steven Weinberg (1999). Los tres primeros minutos del universo. Alianza. . Brian Greene (2005). La fábrica del cosmos. Crítica. . Alan Guth (1997). The Inflationary Universe: The 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. Edward Harrison (2000). Cosmology: the science of 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. Andrew Liddle (2003). An Introduction to Modern 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 universe. Cambridge University Press. . Describe la formación de estructuras de gran escala en detalle. John Peacock (1998). Cosmological Physics. Cambridge University Press. . Una introducción con más fondo en relatividad general y teoría cuántica que otros. P. J. E. Peebles (1993). Principles of Physical Cosmology. Princeton University Press. . El libro de Peebles tiene un gran enfoque histórico. P. J. E. Peebles (1980). The Large-Scale Structure of the Universe. Princeton University Press. . El trabajo 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 Encyclopedia of Philosophy, Edward N. Zalta (ed.) Hoiland, Paul, "Examen de la Cosmología Moderna "Meditando sobre la Evolución del Cosmos Gouldsboro, Maine. Jordan, Thomas F., "Cálculos cosmológicos casi sin relatividad general". (arXiv.org) Madore, Barry F., "Level 5 : Una base de conocimiento para Astronomía Extragaláctica y Cosmología". Caltech y Carnegie. Pasadena, California, USA. Smith, Tony, "Cosmología -- En el Millennium, las observaciones Experimentales nos dicen mucho 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 Wikispecies 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 Cosmological Principle. Oxford Uni. Press. 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 Origins. . Harrison, Edward (2003). en Cambridge University Press: Masks of the Universe: Changing Ideas on the Nature of the Cosmos. . Hawking, Stephen (1998). en Grijalbo: Historia del Tiempo. . Layzer, David (1991). en Oxford University Press: Cosmogenesis: The Growth of Order in the Universe. . Linde, Andrei (1990). en Taylor & Francis: Particle Physics and Inflationary Cosmology. . Malm T.M., Spiral Rotation Model 1999, Realis Pub. [1] Malm T.M., Modified Set Model 2001, Realis Pub. [2] Penrose, Roger (2006). en Debate: El camino a la realidad: Una guía completa a las leyes del universo. . Prigogine, Ilya; Isabelle Stengers (1984). en Random House: Order out of Chaos: Man's New Dialogue with Nature. . Prigogine, Ilya (2003). en World Scientific Publishing: Is Future Given?. . Smolin, Lee (1993). en Oxford University Press: The Life of the Cosmos. . Smolin, Lee (2001). en Phoenix: Three Roads to Quantum Gravity: A New Understanding of Space, Time and the Universe. . 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