:: wikimiki.org ::

Gravedad

Gravedad

La gravedad es la fuerza de atracción mutua que experimentan dos objetos con masa. Se trata de una de las cuatro fuerzas fundamentales observadas hasta el momento y está presente de manera cotidiana, bajo el nombre de peso. La interacción gravitatoria es la responsable de los movimientos a gran escala en todo el Universo, ya que es la que hace que los planetas sigan órbitas predeterminadas alrededor del Sol. Isaac Newton fue la primera persona en darse cuenta de que la fuerza que hace que los objetos caigan con aceleración constante en la Tierra y la fuerza que mantiene en movimiento los planetas y las estrellas era la misma, y a él se debe la primera teoría general de la gravitación, expuesta en su obra Philosophiae Naturalis Principia Mathematica.

Ley de la Gravitación Universal de Newton

La Ley de la Gravitación Universal de Newton establece que la fuerza de atracción mutua entre dos objetos con masa es directamente proporcional al producto de las masas de cada uno, e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que los separa: :

F = G \frac

donde G es la Constante de gravitación universal, siendo su valor 6,67 × 10^-11 Nm²/kg²

Aceleración de la gravedad

Según las leyes de Newton, toda fuerza ejercida sobre un cuerpo imprime a éste una aceleración. En presencia de un campo gravitatorio todo cuerpo se ve sometido a la fuerza de la gravedad, y la aceleración que esta fuerza imprime se conoce como aceleración de la gravedad y se representa por la letra g. De este modo, todo cuerpo que se somete a la libre influencia del campo gravitatorio (es decir, sin otras fuerzas que interfieran, como el rozamiento) caerá con velocidad creciente. El valor de g depende de la fuerza gravitatoria en cada punto del campo, y coincide con la intensidad del campo gravitatorio en dicho punto. En la superficie de la Tierra g tiene un valor de 9,8 m/seg2. Este valor de g es considerado como el valor de referencia, y así se habla de naves o vehículos que aceleran a varios g. En virtud del principio de equivalencia, un cuerpo bajo una aceleración dada sufre los mismos efectos que si estuviese sometido a un campo gravitatorio cuya aceleración gravitatoria fuese la misma. Antes de Galileo Galilei se creía que un cuerpo pesado cae más de prisa que otro de menos peso. Galileo subió a la Torre inclinada de Pisa y arrojó dos objetos de masa diferente para demostrar que el tiempo de caída libre era, virtualmente, el mismo para ambos.

Variación de la gravedad en la Tierra

La gravedad es máxima en la superficie. Disminuye al alejarse del planeta, por aumentar la distancia r entre las masas implicadas. Sin embargo, también disminuye al adentrarse en el interior de la Tierra, ya que cada vez una porción mayor de planeta queda por "encima", y cada vez es menos la masa que queda por "debajo". En el centro de la Tierra, hay una enorme presión por el peso de todo el planeta, pero la gravedad es nula, como en el espacio exterior. Así mismo aumenta con la latitud debido a dos efectos. El achatamiento de la tierra en los polos hace que la distancia r se reduzca a medida que nos acercamos a ellos. Además la velocidad de rotación terrestre genera una aceleración centrífuga que es máxima en el ecuador y nula en los polos. Los valores de g en el ecuador y en los polos son respectivamente: :g_ec = 9,7303 m/s² :g_polo = 9,8322 m/s²

Teoría gravitacional de Einstein

Einstein revisó la teoría newtoniana, describiendo la gravedad como una deformación de la geometría del espacio-tiempo en su Relatividad general. Las teorías actuales, apuntan a una "unidad de medida de la gravedad" (el gravitón), como partícula que ejerce dicha fuerza.

La gravedad como fuerza fundamental

La gravedad es una de las cuatro fuerzas fundamentales de la Naturaleza, junto con el electromagnetismo, la interacción nuclear fuerte y la interacción nuclear débil. A diferencia de las interacciones nucleares (y a semejanza del electromagnetismo), actúa a grandes distancias. Sin embargo, al contrario que el electromagnetismo, la gravedad siempre es acumulativa. Este es el motivo de que la gravedad sea la fuerza más importante a la hora de explicar los movimientos celestes.

La gravedad en la teoría cuántica

La gravedad aparece como fuerza fundamental que liga a todas las partículas con masa con otras a través de otra partícula, un bosón transmisor del campo gravitatorio denominado gravitón. La unificación de la fuerza gravitatoria con las otras fuerzas fundamentales sigue resistiéndose a los físicos. La aparición en el universo de materia oscura o una aceleración de la expansión del universo hace pensar que todavía falta una teoría satisfactoria de las interacciones gravitatorias completas de las partículas con masa.

Véase también

- Teoría de supercuerdas
- Gravedad escalar -------------- Gravedad: en Medicina, es la escala de importancia de una enfermedad. categoría:Física Categoría:Mecánica celeste ja:重力

Fuerza

Se denomina fuerza a cualquier acción o influencia capaz de modificar el estado de movimiento de un cuerpo, es decir, de imprimirle una aceleración. La aceleración que experimenta un cuerpo es, por definición, proporcional a la suma de las fuerzas (o fuerza neta) que actúa sobre él. La constante de proporcionalidad entre la fuerza neta y la aceleración se denomina masa [inercial] del cuerpo. Estas dos afirmaciones se resumen en la Ley Fundamental de la Dinámica o Segunda Ley de Newton: ∑

F=m - a

donde

F

representa las fuerzas que actúan sobre el cuerpo,

m

su masa y

a

su aceleración. Las fuerzas, al igual que las aceleraciones, son magnitudes vectoriales. Las magnitudes vectoriales se representan matemáticamente mediante vectores. La suma en la Segunda Ley de Newton es, por tanto, una suma vectorial. Puesto que las fuerzas solamente modifican el estado de movimiento de un cuerpo, para que un cuerpo se mueva no es necesario que actúe sobre él una fuerza. Las fuerzas sólo son necesarias para poner en movimiento un cuerpo que está inmóvil o para alterar la velocidad de uno que está en movimiento. Un cuerpo en movimiento sobre el que no actúa ninguna fuerza seguirá moviéndose en línea recta y a velocidad constante indefinidamente. Este hecho fue recogido en forma de ley por primera vez por Newton, en la llamada Ley de la Inercia o Primera Ley de Newton. La observación de que para mantener en movimiento un cuerpo no es necesario ejercer ninguna acción sobre él era radicalmente contraria a la visión clásica, defendida por Aristóteles, que postulaba que un cuerpo sobre el que no se ejercía ninguna influencia siempre terminaba por detenerse. El cambio conceptual recogido en la Ley de la Inercia y el concepto de fuerza constituyó el punto de partida del desarrollo de la dinámica moderna y, con ella, de la Física que hoy conocemos. El aparato que permite medir una fuerza se denomina dinamómetro.

Unidades de fuerza

Sistema Internacional de Unidades (SI)

- Newton

Sistema inglés

- Poundal
- KIP
- Libra fuerza (lb_f)

Sistema técnico de unidades

- Kilogramo fuerza o Kilopondio (Kg_f)
- Gramo fuerza (g_f)

Sistema cegesimal

- Dina

Véase también

- Unidad de medida
- Metrología
- Sistema Internacional de Unidades
- Sistema inglés
- Sistema cegesimal

Enlaces externos

- [http://www.sc.ehu.es/sbweb/fisica/celeste/kepler/fuerza.htm Fuerza central y conservativa] Categoría:Magnitudes físicas ja:力 ko:힘 simple:Force (physics)

Peso

:Este artículo trata sobre la magnitud física. Para la moneda, vea peso (moneda) Se denomina peso de un cuerpo a la fuerza que ejerce la gravedad sobre dicho cuerpo a una aceleración normal de gravedad de 9.807 m/s² El peso se mide con un instrumento llamado dinamómetro que evalúa la fuerza que se aplica a un resorte y su unidad se expresa en Newton (N). El dinamómetro está formado por un resorte con un extremo libre y posee una escala graduada en unidades de peso. Para saber el peso de un objeto solo se debe colgar del extremo libre del resorte, el que se estirará; mientras más se estire, más pesado es el objeto. A diferencia de la masa, el peso varía dependiendo de la posición relativa del objeto o de su distancia a la Tierra, de si la velocidad con que se mueve el objeto varía con respecto al movimiento de nuestro planeta y si, obviamente, el objeto está bajo la acción de una gravedad de magnitud distinta a la de la Tierra (otro planeta, por ejemplo). En las proximidades de la Tierra, y mientras no haya una causa que lo impida, todos los objetos caen animados de una aceleración, g, por lo que están sometidos a una fuerza constante, que es el peso. Los objetos diferentes son atraídos por fuerzas gravitatorias de magnitud distinta. La fuerza gravitatoria que actúa sobre un objeto de masa m se puede expresar matemáticamente por la expresión: P = m · g Categoría:Magnitudes físicas ja:重さ ms:Berat

Universo

El Universo es el continuo espacio-tiempo en que nos encontramos, junto con toda la materia y energía existentes en él. Su estudio, en las mayores escalas, es el objeto de la cosmología, disciplina basada en la astronomía y la física.
- Edad: El Universo tiene 13.700 millones de años (margen de error cercano al 1%).
- Forma Geométrica: Plana
- .
- Destino final: La evidencia apoya la Teoría de la expansión permanente del Universo. (
- ) En este caso no significa un universo bidimensional, sino plano en el sentido de no-curvo, de geometría euclídea. Hay muchas teorías sobre su origen y destino final:

Véase también

- Big Bang
- Big Crunch
- Big Rip
- Destino último del universo
- Astronomía ---- Otros conceptos de universo: Universo (matemáticas), en informática Universo (software) y en narrativa Universo de ficción. categoría:Cosmología special_irv@hotmail.com ja:宇宙 ko:우주 ms:Alam Semesta simple:Universe

Órbita

Este artículo es sobre órbita en física. Para significados alternativos , ver órbita (matemáticas) u órbita (anatomía). -------------- La órbita es la trayectoria que recorre un cuerpo alrededor de otro bajo la influencia de alguna fuerza. Según las leyes del movimiento planetario de Kepler, las órbitas son generalmente elípticas, aunque los planetas interiores (cercanos al Sol alrededor del cual orbitan) tienen órbitas casi circulares. Con posterioridad, Newton demostró que algunas órbitas como las de ciertos cometas son hiperbólicas y otras parabólicas. Dentro de un sistema solar, los planetas, asteroides, cometas y otros objetos de menor tamaño recorren órbitas elípticas alrededor del Sol, mientras que las lunas y otros satélites hacen lo propio alrededor de los planetas. Sea cual sea la órbita seguida por el objeto, el cuerpo alrededor del que describe su trayectoria se encuentra situado en el foco de la cónica descrita, de modo que siempre pueden definirse dos puntos singulares, como son el de mayor alejamiento o afelio, y el de mayor aproximación o perihelio.

Elementos de una órbita

Seis cantidades describen la órbita de un cuerpo en el espacio:
- La inclinación
- La longitud del nodo ascendente
- El argumento del periápside
- El semieje mayor
- La excentricidad
- El tiempo del paso del periápside Otro valor de interés es el período de la órbita.

Clases de órbita

Las órbitas pueden clasificarse de acuerdo a su relación con el cuerpo que orbitan.
- Órbita polar
- Órbita ecuatorial
- Órbita geoestacionaria
- Órbita heliocéntrica
- Órbita de transferencia de Hohmann Categoría:Astronáutica Categoría:Astrodinámica als:Umlaufbahn simple:Orbit th:วงโคจร

Isaac Newton

Sir Isaac Newton, (25 de diciembre, 1642 - 20 de marzo, 1727) fue un científico, filósofo y matemático inglés, autor de los Philosophiae naturalis principia mathematica, más conocidos como los Principia, donde describió la ley de gravedad y, mediante las leyes que llevan su nombre, estableció las bases de la Mecánica Clásica. Fue el primero en demostrar que las leyes naturales que gobiernan el movimiento en la Tierra y las que gobiernan el movimiento de los cuerpos celestes son las mismas. Es a menudo calificado como el científico más grande de todos los tiempos, y sus trabajos como la culminación de la Revolución científica. Junto a Gottfried Leibniz es considerado el padre del cálculo.

Biografía

Nació el 25 de diciembre de 1642 (correspondiente al 4 de enero de 1643 del nuevo calendario) en Woolsthorpe, Lincolnshire, Inglaterra. Realizó sus primeros estudios universitarios en 1661, en Trinity College de Cambridge. Al comienzo de sus estudios se interesó por la química y este interés, según se dice, se manifestó a lo largo de toda su vida. Durante su primer año de estudios, y probablemente por primera vez, leyó una obra de matemáticas sobre la geometría de Euclides, lo que despertó en él el deseo de leer otras obras. Su primer tutor fue Benjamín Pulleyn, posteriormente profesor de griego en la universidad. En 1663 Newton leyó la Clavis mathematicae de Oughtred, la Geometria de Descartes, de Van Schooten, la Óptica de Kepler, la Opera mathematica de Vieta, editadas por Van Schooten y, en 1644, la Aritmética de Wallis, que le serviría como introducción a sus investigaciones sobre las series infinitas, el teorema del binomio y ciertas cuadraturas. En 1663 conoció a Isaac Barrow, quien le dio clase como primer profesor Lucasiano de matemáticas. En la misma época entró en contacto con los trabajos de Galileo, Fermat, Huygens y otros a partir, probablemente, de la edición de 1659 de la Geometria de Descartes por Van Schooten.

Primeras contribuciones

Desde finales de 1664 parece dispuesto a contribuir personalmente al desarrollo de las matemáticas. Aborda entonces el teorema del binomio, a partir de los trabajos de Wallis, y el cálculo de fluxiones. Después, al acabar sus estudios de bachiller, debe volver a la granja familiar a causa de una epidemia de peste bubónica. Retirado con su familia durante los años 1665-1666, conoce un período muy intenso de descubrimientos: descubre la ley del inverso del cuadrado, de la gravitación, desarrolla su cálculo de fluxiones, generaliza el teorema del binomio y pone de manifiesto la naturaleza física de los colores. Sin embargo, guarda silencio sobre sus descubrimientos y reanuda sus estudios en Cambridge en 1667.

Desarrollo del Cálculo

De 1667 a 1669 emprende activamente investigaciones sobre óptica y es elegido fellow del Trinity College. En 1669, Barrow renuncia a su Cátedra Lucasiana de matemáticas y Newton le sucede, ocupando este puesto hasta 1696. El mismo año envía a John Collins, por medio de Barrow, su "Analysis per aequationes numero terminorum infinitos". Para Newton, este manuscrito representa la introducción a un potente método general, que desarrollará más tarde: su cálculo diferencial e integral. Newton descubrió los principios de su cálculo diferencial e integral hacia 1665-1666 y, durante el decenio siguiente, elaboró al menos tres enfoques diferentes de su nuevo análisis. Desde 1684, su amigo Halley le incita a publicar sus trabajos de mecánica y, finalmente, gracias al sostén moral y económico de este último y de la Royal Society, publica en 1687 sus célebres Philosophiae Naturalis Principia Mathematica, obra que marcó un punto de inflexión en la historia de la ciencia y, además, consiguió que su autor perdiera su temor a la publicación de sus teorías.

Trabajos sobre la luz

En 1672 publicó una obra sobre la luz con una exposición de su filosofía de las ciencias y demostró, haciéndola pasar a través de un prisma, que la luz blanca estaba formada por una banda de colores (rojo, naranja, amarillo, verde, azul y violeta). Estos experimentos le llevaron a formular su teoría general sobre la luz que, según él, está formada por corpúsculos y se propaga en línea recta y no por medio de ondas. Este libro fue severamente criticado por la mayor parte de sus contemporáneos, entre ellos Robert Hooke (1638-1703) y Huygens, quienes sostenían ideas diferentes sobre la naturaleza de la luz. Estas críticas provocaron su recelo a las publicaciones por lo que se retiró a la soledad de su estudio en Cambridge.

Ley de gravitación universal

Desde 1673 hasta 1683 enseñó álgebra y teoría de ecuaciones, pero parece que asistían pocos estudiantes a sus cursos. Mientras tanto, Isaac Barrow y el astrónomo Edmund Halley (1656-1742) reconocían sus méritos y le estimulaban en sus trabajos. Hacia 1679 verificó su ley de la gravitación universal, de la cual dedujo la fuerza gravitatoria entre la Tierra y la Luna y demostró que era directamente proporcional al producto de las masas e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia, multiplicando este cociente por una constante G llamada Constante de gravitación universal: :

F = G \frac

Tuvo además la gran intuición de generalizar esta ley a todos los cuerpos del Universo, con lo que esta ecuación se convertía en la ley de gravitación universal. Además estableció la compatibilidad entre su ley y las tres Leyes de Kepler sobre los movimientos planetarios.

Actuación política

En 1687 defendió los derechos de la Universidad de Cambridge contra el impopular Rey Jacobo II y, como resultado tangible de la eficacia que demostró en esa ocasión, fue elegido miembro del Parlamento en 1689, momento en que el rey era destronado y obligado a exiliarse. Mantuvo su escaño durante varios años sin mostrarse, no obstante, muy activo durante los debates. Durante este tiempo prosiguió sus trabajos de química, en los que se reveló muy competente, aunque no publicara grandes descubrimientos sobre el tema. Se dedicó también al estudio de la hidrostática y de la hidrodinámica además de construir telescopios. Después de haber sido profesor durante cerca de treinta años, Newton abandonó su puesto para aceptar la responsabilidad de Director de la Moneda en 1696. Durante los últimos treinta años de su vida, abandonó prácticamente sus investigaciones y se consagró progresivamente a los estudios religiosos. Fue elegido presidente de la Royal Society en 1703 y reelegido cada año hasta su muerte. En 1705 fue hecho caballero por la Reina Ana, como recompensa a los servicios prestados a Inglaterra.

Últimos años de su vida

Los últimos años de su vida se vieron ensombrecidos por la desgraciada controversia, de envergadura internacional, con Leibniz a propósito de la prioridad de la invención del nuevo análisis. Acusaciones mutuas de plagio, secretos disimulados en criptogramas, cartas anónimas, tratados inéditos, afirmaciones a menudo subjetivas de amigos y partidarios de los dos gigantes enfrentados, celos manifiestos y esfuerzos desplegados por los conciliadores para aproximar a los clanes adversos, sólo terminaron con la muerte de Leibniz en 1716. Después de una larga y atroz enfermedad, Newton murió durante la noche del 20 de marzo de 1727, siendo enterrado en la abadía de Westminster junto a los grandes hombres de Inglaterra. Newton opinó sobre su vida lo siguiente: "No sé cómo puedo ser visto por el mundo, pero en mi opinión, me he comportado como un niño que juega al borde del mar, y que se divierte buscando de vez en cuando una piedra más pulida y una concha más bonita de lo normal, mientras que el gran océano de la verdad se exponía ante mí completamente desconocido." Fue respetado durante toda su vida como ningún otro científico, y prueba de ello fueron los diversos cargos con que se le honró: en 1689 fue elegido miembro del Parlamento, en 1696 se le encargó la custodia de la Casa de la Moneda, en 1703 se le nombró presidente de la Royal Society y finalmente en 1705 recibió el título de Sir de manos de la Reina Ana. La gran obra de Newton culminaba la revolución científica iniciada por Nicolás Copérnico (1473-1543) e inauguraba un período de confianza sin límites en la razón, extensible a todos los campos del conocimiento.

Escritos de Newton

- Method of Fluxions (1671)
- Philosophiae Naturalis Principia Mathematica (1687)
- Opticks (1704)
- Arithmetica Universalis (1707)

Véase también

- Leyes de Newton
- A hombros de gigantes

Enlaces externos

- [http://thales.cica.es/rd/Recursos/rd97/Biografias/03-1-b-newton.html Biografía de Isaac Newton en Sociedad andaluza de educación matemática Thales]
- [http://www.newtonproject.ic.ac.uk/catalogue/D.htm Website elaborado por el Imperial College de Londres. Está incluido en el ranking de los 50 websites científicos más sobresalientes que compila anualmente la Scientific American] Newton, Isaac Newton, Isaac Newton, Isaac ja:アイザック・ニュートン ko:아이작 뉴턴 ms:Isaac Newton simple:Isaac Newton th:ไอแซก นิวตัน

Estrella

es una de las agrupaciones de estrellas jóvenes más conocida.]] Una estrella es una esfera de plasma autogravitante, en equilibrio hidrostático, que genera energía en su interior mediante reacciones termonucleares. La energía generada se emite al espacio en forma de radiación electromagnética, neutrinos y viento estelar. Se observan en el cielo nocturno como puntos luminosos, titilantes debido al efecto de la atmósfera terrestre. El Sol, al estar tan cerca, se observa no como un punto sino como un disco luminoso cuya presencia o ausencia en nuestro cielo provoca el día o la noche respectivamente. Son objetos de masas enormes comprendidas entre 0,08 y 120 masas solares (M_sol). Su luminosidad también tiene un rango muy amplio yendo desde una diez milésima a un millón de veces la luminosidad del Sol. Radio, temperatura y luminosidad de la estrella se pueden relacionar mediante su aproximación a cuerpo negro con la siguiente ecuación:

L =  4 \pi R^2 \sigma T_^4

:Donde L es la luminosidad,

\sigma

la constante de Stefan-Boltzmann, R el radio y T_e la temperatura efectiva.

Formación y evolución de las estrellas

- Más información en: Formación estelar | Evolución estelar | Diagrama de Hertzsprung-Russell Las estrellas se forman en las regiones más densas de las nubes moleculares como consecuencia de las inestabilidades gravitatorias causadas, principalmente, por supernovas o colisiones galácticas. El proceso se acelera una vez que estas nubes de hidrógeno molecular (H₂) empiezan a caer sobre sí mismas, alimentado por la cada vez más intensa atracción gravitatoria. Su densidad, aumenta progresivamente siendo más rápido el proceso en el centro que en la periferia. No tarda mucho en formarse un núcleo en contracción muy caliente llamado protoestrella. El colapso en este núcleo es, finalmente, detenido cuando comienzan las reacciones nucleares que elevan la presión y temperatura de la protoestrella. Una vez estabilizada la fusión del hidrógeno, se considera que la estrella está en la llamada secuencia principal, fase que ocupa aproximadamente un 90% de su vida. Cuando el hidrógeno del núcleo se agota, su evolución dependerá de la masa (detalles en evolución estelar), pudiendo convertirse en una enana blanca, o explotando como supernova, dejando también un remanente estelar que puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro. Así pues, la vida de una estrella se caracteriza por largas fases de estabilidad regidas por la escala de tiempo nuclear separadas por breves etapas de transición dominadas por la escala de tiempo dinámico. (ver: Escalas de tiempo estelar). Una estrella típica como el Sol tendrá simetría esférica y perderá a lo largo de su vida una cantidad de masa despreciable con respecto al total. En el sistema solar unos 10²⁰ gramos de materia estelar son expulsados por el viento solar cada año. Las perdidas de masa solo serán significativas en las estrellas de más de 10 masas solares mucho más escasas. En las fases finales de la vida de una estrella, ya sea mediante supernovas o por la acción de intensísimos vientos estelares, devuelve parte del material que la forma al espacio interestelar. Esto incluye elementos pesados producidos en la estrella que más tarde formarán nuevas estrellas y planetas aumentando así la metalicidad del Universo.

Agrupaciones y distribución estelar

- Más información en: Galaxias | Cúmulo estelar | Estrellas binarias | Planeta extrasolar

Estrellas ligadas

Las estrellas están normalmente ligadas gravitacionalmente unas con otras formando sistemas binarios, ternarios o agrupaciones mayores. La mayor parte de las estrellas forman parte de sistemas binarios, otras se agrupan en grandes concentraciones que van desde las decenas hasta los centenares de miles o incluso millones de estrellas, formando los denominados cúmulos estelares. Estos cúmulos son fruto de brotes de formación estelar y se cree que todas las estrellas se forman en grupo. En la Vía Láctea se distinguen dos tipos. Los cúmulos globulares que se encuentran en el halo y contienen entre 10.000 y 1.000.000 de estrellas y los cúmulos abiertos que están en el disco y són de formación reciente, algunos con abundantes estrellas azules. Estos últimos son notablemente más pequeños e irregulares que los primeros y tienen un intervalo de edades entre sus miembros más amplio.

Estrellas aisladas

No todas mantienen esos lazos gravitatorios, otras como el Sol, viajan solitarias, habiéndose separado hace mucho de la agrupación estelar en la que se formaron. Estas estrellas aisladas obedecen, tan solo, al campo gravitatorio global constituido por la superposición de los campos del total de objetos de la galaxia, entre agujeros negros, estrellas, objetos compactos y gas interestelar.

Sistemas extrasolares

gas interestelar En tiempos recientes se han descubierto también otros sistemas planetarios. Se conocen alrededor de 120 estrellas con compañeros subestelares con masas entre una y diez veces la masa de Júpiter. Son conocidos como planetas extrasolares aunque en los más grandes se discute si podrían ser, tal vez, enanas marrones. A pesar de todo la contribución a la masa total de la galaxia de estos cuerpos planetarios es despreciable. También se observan alrededor de algunas estrellas discos de acrecimiento protoplanetarios.

Distribución estelar

Las estrellas no están distribuidas uniformemente en el Universo a pesar de lo que pueda parecer a simple vista. En realidad están agrupadas en galaxias. Una galaxia espiral típica (como la Vía Láctea) contiene cientos de miles de millones de estrellas agrupadas, la mayoría, en el estrecho plano galáctico. El cielo nocturno terrestre aparece homogéneo a simple vista porque sólo es posible observar una región muy localizada del plano galáctico. Extrapolando de lo observado en la vecindad del Sistema solar, se puede decir que la mayor parte de estrellas se concentran en el disco galáctico y dentro de éste en una región central, el bulbo galáctico, que se sitúa en la constelación de sagitario.

Estructura estelar

- Más información en: Estructura estelar | Sol Una estrella típica se divide en núcleo, manto y atmósfera. En el núcleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energía. El manto transporta dicha energía hacia la superficie y según como la transporte ya sea por convección o radiación se dividirá en dos zonas, radiante y convectiva. Finalmente la atmósfera es la parte más superficial de las estrellas y la única que es visible y se divide en cromosfera, fotosfera y corona solar. La atmósfera estelar es la zona más fría de las estrellas y en ellas se producen los fenómenos de eyección de materia. Empero, la corona supone una excepción a lo dicho ya que la temperatura vuelve a aumentar hasta llegar al millón de grados por lo menos. Pero es una temperatura engañosa. En realidad esta capa es muy poco densa y está formada por partículas ionizadas altamente aceleradas por el campo magnético de la estrella. Su grandes velocidades les confieren a esas partículas altas temperaturas. A lo largo de su ciclo las estrellas experimentan cambios en el tamaño de las capas e incluso en el orden en que se disponen. En algunas la zona radiante se situará antes que la convectiva y en otrás al revés y eso dependerá tanto de la masa del astro como de la fase de fusión en que se encuentre. Así mismo el núcleo también puede modificar sus características y su tamaño a lo largo de la evolución de la estrella.

Generación de energía en las estrellas

- Más información en: Nucleosíntesis estelar | Producción de energía en las estrellas | Pico de Gamow | Evolución estelar A principios del siglo XX la ciencia se preguntaba cual era la fuente de la increible energía que alimentaba las estrellas. Ninguna de las soluciones conocidas en la época resultaba viable. Ninguna reacción química alcanzaba el rendimiento necesario para mantener la luminosidad que despedía el Sol. Asimismo, la contracción gravitatoria, si bien resultaba una fuente energética más, no podía explicar el aporte de calor a lo largo de miles de millones de años. Cuando se descubrió la interacción fuerte, aparecieron dos nuevos candidatos. La fisión y la fusión nuclear. La fisión quedó rápidamente descartada, ya que en las estrellas apenas se detectaba presencia alguna de elementos más pesados que el hierro. En seguida quedó claro que solo la fusión nuclear podía proveer a las estrellas de esas ingentes cantidades de energía que precisaban para mantener su estabilidad. Aún así, resultó que las temperaturas que se alcanzan en los núcleos de las estrellas son demasiado bajas como para fusionar los iones. Ocurre que el efecto túnel permite que dos partículas con energías insuficientes para traspasar la barrera de potencial que las separa tengan una probabilidad de saltar esa barrera y poderse unir. Al haber tantas colisiones estadísticamente se dan suficientes reacciones de fusión como para que se sostenga la estrella pero no tantas reacciones como para hacerla estallar. Existe un óptimo de energía para el cual se dan la mayoría de reacciones que resulta del cruce de la probabilidad de que dos partículas tengan una energía determinada E a una temperatura T y de la probabilidad de que esas partículas se salten la barrera por efecto túnel. Es el llamado pico de Gamow. Una gran variedad de reacciones diferentes de fusión tienen lugar dentro de los núcleos de las estrellas las cuales dependen de la masa y composición de las mismas. Normalmente las estrellas inician su combustión nuclear con alrededor de un 75% de hidrógeno y un 25% de helio junto con pequeñas trazas de otros elementos. En el núcleo del Sol con unos 10⁷ K el hidrógeno se fusiona para formar helio mediante la cadena protón-protón: :4¹H → 2²H + 2e⁺ + 2ν_e (4.0 MeV + 1.0 MeV) :2¹H + 2²H → 2³He + 2γ (5.5 MeV) :2³He → ⁴He + 2¹H (12.9 MeV) Estas reacciones quedan reducidas en la reacción global: :4¹H → ⁴He + 2e⁺ + 2γ + 2ν_e (26.7 MeV) En estrellas más masivas el helio se produce en un ciclo de reacciones catalizadas por el carbono, es el ciclo del carbono-nitrógeno-oxígeno. Esto es representado ejemplarmente en el caso de una estrella con 18 masas solares: En las estrellas cuyos núcleos se encuentran a 10⁸ K y cuyas masas van desde las 0.5 a las 10 masas solares el helio resultante de las primeras reacciones puede transformarse en carbono a través del proceso triple-alfa: :⁴He + ⁴He + 92 keV → ^{8
-}Be :⁴He + ^{8
-}Be + 67 keV → ^{12
-}C :^{12
-}C → ¹²C + γ + 7.4 MeV La reacción global es: :3⁴He → ¹²C + γ + 7.2 MeV

Composición

- Más información en: Metalicidad La composición química de una estrella varía según la generación a la que pertenezca. Cuanto más antigua sea más baja será su metalicidad. Al inicio de su vida una estrella similar al Sol contiene aproximadamente 75% de hidrógeno y 23% de helio. El 2% restante lo forman elementos más pesados, aportados por estrellas que finalizaron su ciclo antes que ella. Estos porcentajes son en masa; en volumen, la relación es 90% de hidrógeno y 10% de helio. En la Vía Láctea, las estrellas se clasifican en dos grandes grupos según su riqueza en metales. Las que tienen una cierta abundancia se denominan de la población I, mientras que las estrellas pobres en metales forman parte de la población II. Normalmente la metalicidad va directamente relacionada con la edad de la estrella. A más elementos pesados más joven es la estrella. La composición de una estrella evoluciona a lo largo de su ciclo, aumentando su contenido en elementos pesados en detrimento del hidrógeno, sobre todo. Sin embargo, las estrellas sólo queman un 10% de su masa inicial, por lo que globalmente su metalicidad no aumenta mucho. Además, las reacciones nucleares sólo se dan en las regiones centrales de la estrella. Este es el motivo por el que cuando se analiza el espectro de una estrella lo que se observa es, en la mayoría de los casos, la composición que tenía cuando se formó. En algunas estrellas poco masivas los movimientos de convección penetran mucho en el interior, llegando a mezclar material procesado con el original. Entonces se puede observar incluso en la superficie parte de ese material procesado. La estrella presenta, en esos casos, una composición superficial con más metales.

La estrella prototípica

- Más información en: Sol El Sol es tomado como la estrella prototípica, no porque sea especial en ningún sentido, sino porque es la más cercana a la Tierra y por tanto la más estudiada. La mayoría de las características de las estrellas se suelen medir en unidades solares. Las magnitudes solares son usadas en astrofísica estelar como patrones. La masa del Sol es: :M_sol = 1.9891 × 10³⁰ kg y las masas de las otras estrellas se miden en masas solares abreviado como M_sol.

Clasificación

- Más información en: Clasificación estelar La primera clasificación estelar fue realizada por Hiparco de Nicea y preservada en la Cultura Occidental a través de Ptolomeo, en una obra llamada almagesto. Este sistema clasificaba las estrellas por la intensidad de su brillo aparente visto desde la Tierra. Hiparco definió una escala decreciente de magnitudes, donde las estrellas más brillantes son de primera magnitud y las menos brillantes, casi invisibles con el ojo desnudo, son de sexta magnitud. Aunque ya no se emplea, constituyó la base para la clasificación actual. La clasificación moderna se realiza a través del tipo espectral. Existen dos tipos de clasificación, basados en dos catálogos diferentes: el catálogo de Henry Draper (HD) realizado en Harvard a principios del siglo XX, el cual determina lo que se denomina Tipo espectral, y el catálogo del Observatorio de Yerkes, realizado en 1943, el cual determina lo que se denomina Clase de luminosidad.

Tipos espectrales

Esta clasificación distingue las estrellas de acuerdo a su espectro luminoso y su temperatura superficial. Una medida simple de esta temperatura es el índice de color de la estrella. La clasificación es W, O, B, A, F, G, K, M, L y T yendo de mayor a menor temperatura. Las estrellas de tipo O, B y A son muy calientes, y el tipo M es considerablemente más frío. Los tipos W, L y T se introdujeron recientemente. La temperatura superficial, que determina la clase espectral, también determina el color de la estrella. De esta manera, las estrellas O son azules, mientras que estrellas de menor temperatura superficial (clases K o M) son rojizas, como Betelgeuse o Antares. Una pequeña guía de los diferentes colores y ejemplos de estrellas pertenecientes al grupo se cita a continuación:

Clases de luminosidad

Desafortunadamente la clasificación de Harvard de tipos espectrales no determina unívocamente las características de una estrella. Estrellas con la misma temperatura pueden tener tamaños muy diferentes, lo que implica luminosidades muy diferentes. Para distinguirlas se definieron, en Yerkes, las clases de luminosidad. En este sistema de clasificación se examina nuevamente el espectro estelar y se buscan líneas espectrales sensibles a la gravedad de la estrella. De este modo es posible estimar su tamaño. Ambos sistemas de clasificación son complementarios. Aproximadamente un 10% de todas las estrellas son enanas blancas, un 70% son estrellas de tipo M, un 10% son estrellas de tipo K y un 4% son estrellas tipo G como el Sol. Tan sólo un 1% de las estrellas son de mayor masa y tipos A y F. Las estrellas de Wolf-Rayet son extremadamente infrecuentes. Las enanas marrones, proyectos de estrellas que se quedaron a medias a causa de su pequeña masa, podrían ser muy abundantes pero su débil luminosidad impide realizar un censo apropiado.

Mitología estelar

Tal como ha sucedido con ciertas constelaciones y con el propio sol, las estrellas en general tienen su propia mitología. En estadios precientíficos de la civilización, se las ha observado como entidades vivientes (animismo), dotadas de fuerza sobrenatural. Se las ha identifiado, eventualmente, con el alma de los muertos, o bien con dioses/diosas. La trayectoria de las estrellas y su configuración en el espacio, aún hoy forman parte de algunos constructos culturales ligados al pensamiento mágico.

Bibliografía

- Davies, Paul: El universo desbocado. Salvat Editores, 1993. ISBN 84-345-8895-1
- Ekrutt, Joachim: Estrellas y planetas. Everest Pub, 1996 ISBN 8424127463
- Gribbin, John y Gribbin, Mary: Stardust, Supernovae and Life — The Cosmic Connection. Yale University Press, 2001 ISBN 0300090978
- Kippenhahn, R. y Weigert, A.: Stellar structure and evolution. 2a edición corregida ISBN 3-540-50211-4
- Murdin, Pavy y Lesley: Supernovas. Promotora General de Estudios, 1989 ISBN 8486505224
- Langer, N.: Leben und Sterben der Sterne. Munich, 1995 ISBN 3-406-39720-4.
- Pickover, Clifford. The Stars of Heaven. Oxford University Press, 2001 ISBN 0195148746
- Prialnik, D.:An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press, 2000 ISBN 0-521-65065-8
- Scheffler, H. y Elsässer, Hans: Physik der Sterne und der Sonne ISBN 3-411-14172-7
- Voigt, H. H.: Abriß der Astronomie ISBN 3-411-03148-4
- Widmann, W. et al. Guía de las estrellas. Ediciones Omega, 1999.

Véase también

- Estructura estelar
- Clasificación estelar
- Diagrama de Hertzsprung-Russell
- Evolución estelar
- Catálogo de estrellas
- Constelaciones
- Listado de estrellas
- Objeto astronómico

Enlaces externos

- [http://www.astrosurf.com/astronosur/estrellas.htm AstronomíaSur] Estrellas
- [http://www.portalciencia.net/mito.html portalciencia.net] Mitología: Estrellas y Planetas
- [http://www.mrao.cam.ac.uk/telescopes/coast/betel.html Imágenes de posiciones estelares en la superficie de Betelgeuse]
- [http://simbad.u-strasbg.fr/sim-fid.pl Descubra qué se conoce de una estrella determinada, ingresando su nombre o posición]
- [http://jumk.de/astronomie/astronomy.shtml Lista de estrellas especiales]
- [http://www.zum.de/Faecher/A/Sa/STERNE/beg_sky.htm www.zum.de] Formación estelar
- [http://www.astronomia.de/sternent.htm www.astronomia.de] Formación estelar (resumen)
- [http://celestia.sourceforge.net/ Celestia] Simulación espacial 3D en tiempo real (OpenGL) categoría:Astronomía y astrofísica categoría:Astrofísica estelar
- ja:恒星 ko:항성 ms:Bintang simple:Star th:ดาวฤกษ์

Constante de gravitación universal

La constante de gravitación universal es una constante de la naturaleza que determina la intensidad de la fuerza de gravedad ejercida por los cuerpos. Se denota por G y aparece tanto en la Ley de gravedad de Newton como en la Teoría de la Relatividad general de Einstein. Su valor expresa la atracción gravitacional que se produce entre dos objetos de un kg cada uno separados por un metro de distancia: :

G = 6.673 \times 10^ m^s^kg^

Sólo se sabe con certeza que los dos primeros números son correctos: se trata de una de las constantes físicas que han sido determinadas con menor precisión. Esta imprecisión en su medida ocasiona dificultades a la hora de medir con precisión la masa de los diferentes cuerpos del Sistema Solar como el Sol o la Tierra. La primera medición de su valor fue efectuada por Henry Cavendish, en el experimento de la balanza de torsión descrito en las Philosophical Transactions de 1798 publicadas por la Royal Society. G, la constante gravitatoria universal, no debe ser confundida con g, letra que representa la intensidad de la gravedad terrestre. Category:Constantes físicas ja:万有引力定数 ko:중력상수

Galileo Galilei

Galileo Galilei (Pisa, 15 de febrero de 1564 - Florencia, 8 de enero de 1642), fue un astrónomo, filósofo, matemático y físico que estuvo relacionado estrechamente con la revolución científica. Eminente hombre del Renacimiento, mostró interés por casi todas las ciencias y artes (música, literatura, pintura). Sus logros incluyen la mejora del telescopio, gran variedad de observaciones astronómicas, la primera ley del movimiento, y apoyar el copernicanismo eficazmente. Ha sido considerado como el "padre de la astronomía moderna", el "padre de la física moderna", y el "padre de la ciencia". Su trabajo experimental es considerado complementario a los escritos de Francis Bacon en el establecimiento del moderno método científico. La carrera de Galileo coincide con la de Johannes Kepler. Su trabajo se considera una ruptura de las ideas aristotélicas. Además, su enfrentamiento con la Iglesia Católica Romana se toma como el mejor ejemplo de conflicto entre la autoridad y la libertad de pensamiento, concretamente con la ciencia, en la sociedad occidental.

Biografía

Nacimiento e infancia

Galileo nació en Pisa, Italia. Hijo mayor de siete hermanos, su padre Vincenzo Galilei era matemático y músico. Su familia pertenecía a la baja nobleza y se ganaban la vida con el comercio. Hasta la edad de diez años fue educado por sus padres. Accedió al convento de Santa Maria de Vallombrosa en Florencia. Florencia]

Vida universitaria

Se inscribió en la Universidad de Pisa donde comenzó los estudios de medicina y filosofía. En 1583, al margen de la universidad, comenzó el estudio de los Los Elementos de Euclides bajo la tutela del matemático Ostilio Ricci, amigo de la familia y alumno de Tartaglia. En esta época comenzó su estudio del péndulo, y descubrió la isocronía de las oscilaciones (la ley del péndulo), que sería la primera etapa de una nueva ciencia, la mecánica. Progresivamente fue perdiendo el interés por la carrera de medicina y dedicando más tiempo al estudio de las matemáticas y la filosofía, hasta que en 1585 abandonó definitivamente la medicina y regresó a Florencia sin título pero con gran curiosidad científica.

Florencia

En Florencia, bajo la protección de la familia Médicis, se dedicó al estudio del comportamiento de los objetos en el agua. En esta época escribió De motu, una obra que aún se puede calificar de precientífica (en el sentido moderno) pero donde ya se atacaba la física aristotélica. En ella expone que la afirmación realizada por Aristóteles de que la velocidad con la que cae un cuerpo es proporcional a su peso era errónea. La velocidad depende de la resistencia al aire que presente el cuerpo. Pero Galileo no publicó el tratado porque sabía que contenía errores que, aunque pequeños en comparación con las nuevas aportaciones, eran suficientes para que los filósofos naturales aristotélicos tuviesen excusa para atacarlo. Además, su propuesta era demasiado revolucionaria para exponerla sin una explicación adecuada, cosa que no logró hasta diez años después.

Enseñanza

Le ofrecieron una posición en su facultad en 1589 para enseñar matemáticas, que rechazó al poco tiempo por considerar que le pagaban poco (60 ducados de oro al año). En 1592 se trasladó a la Universidad de Padua, y ejerció como profesor de geometría, mecánica, y astronomía hasta 1610. Durante este tiempo exploró la ciencia e hizo muchos descubrimientos. Completaba su sueldo de profesor con clases extrauniversitarias a los numerosos aspirantes a la carrera militar. 1610]]

Descubrimientos

En 1595 desarrolló, basándose en los movimientos circulares de la Tierra propuestos por Copérnico, una explicación de las mareas, siendo ésta la primera vez que mostró interés claro por la astronomía. En 1604 comprobó que una nova que apareció ese año pertenecía a la esfera celeste y no a la terrestre, en contradicción con la postura del aristotelismo de una quinta esencia perfecta e inmutable. En 1609 diseñó y construyó un telescopio adaptando un catalejo. Hizo grandes descubrimientos en astronomía, de entre los que destaca la observación el 7 de enero de 1610 de cuatro de las lunas de Júpiter, girando en torno a este planeta. Este descubrimiento daba la razón a Copérnico y cuestionaba la postura de que la Tierra era el centro de todos los movimientos celestes. Además observó que la Luna no era una esfera perfecta sino que poseía montañas y cráteres. Estos y otros descubrimientos los publicó en su obra Sidereus Nuncius. Pero la ciencia oficial se negó a creerle alegando que no había demostrado que lo observado al otro lado de los cristales curvos existiese realmente, y lo observado podrían ser errores del aparato.

Inquisición

Fue requerido en Roma por la Inquisición. Tras un largo y agotador interrogatorio, aunque inusualmente benévolo debido a la fama de Galileo, el 22 de junio de 1633, admitió su "error", y negó que el Sol fuese el centro del universo y que la Tierra girase en torno a su eje y alrededor del Sol.

Últimos años y muerte

En 1637 publicó su obra Discorsi e dimostrazioni matematiche intorno a due nuove scienze. Ésta y el Diálogo son sus obras más importantes. En 1638 perdió la visión y en 1641 enfermó de gota. Murió el 8 de enero de 1642 en Arcetri. El 9 de enero su cuerpo fue inhumado en Florencia. El 13 de marzo de 1736 se erige un mausoleo en su honor en la iglesia de Santa-Croce de Florencia.

Ciencia experimental

En el panteón de la revolución científica, Galileo ocupó una alta posición por el uso pionero de los experimentos cuantitativos con resultados analizados matemáticamente. No existía tradición alguna de métodos similares en el pensamiento europeo en aquel tiempo; el gran experimentador que precedía inmediatamente a Galileo, William Gilbert, no usaba un aproximamiento cuantitativo. Galileo también contribuyó al rechazo de la lealtad ciega a la autoridad (como la Iglesia) u otros pensadores (como Aristóteles) en materia de ciencia y en la separación de ciencia, filosofía y religión. Es por esto que se le llama "padre de la ciencia". En el siglo XX algunas autoridades desafiaron la realidad de los experimentos de Galileo, en particular el distinguido historiador de la ciencia Alexandre Koyré. Los experimentos relatados en Dos nuevas ciencias para determinar la ley de aceleración de caída de los cuerpos, por ejemplo, requieren medidas precisas del tiempo, lo cual parece imposible con la tecnología del siglo XVII. Según Koyré, se llegó a la ley deductivamente, y los experimentos eran meramente ilustrativos. Investigaciones posteriores, sin embargo, han validado los experimentos. Los experimentos de caída de cuerpos (ahora deslizamiento de cuerpos) fueron repetidos usando los métodos descritos por Galileo (Settle, 1961), y la precisión de los resultados eran compatibles con el informe de Galileo. Más tarde la investigación de documentos inéditos de Galileo, mostró la veracidad de los experimentos y hasta indicó resultados particulares que condujeron a la ley del cuadrado de los tiempos (Drake, 1973).

Astronomía

Aunque la idea popular de que Galileo inventó el telescopio es inexacta, el fue una de las primeras personas en usar el telescopio para observar el cielo. Basandose en descripciones incompletas de telescopios inventados en los Países Bajos en 1608, Galileo fabricó uno de 8x aumentos, y luego mejoró los modelos hasta 20x. El 25 de agosto de 1609, mostró su primer telescopio a los legisladores venecianos. Su trabajo en este dispositivo resultó de agrado a los mercaderes que lo encontraron útil para los barcos. Publicó sus primeras observaciones astronómicas con telescopio en marzo de 1610, en un pequeño tratado titulado Sidereus Nuncius (‘el mensajero sideral’). Sidereus Nuncius. Galileo publicó una descripción completa en Sidereus Nuncius en marzo de 1610]] El 7 de enero de 1610, Galileo descubrió tres de los cuatro grandes satélites de Júpiter: Ío, Europa, y Calisto. Ganímedes la descubrió cuatro noches después. Determinó que las lunas orbitaban entorno al planeta pero algunas veces desaparecían; algo que atribuyó a sus movimientos por detrás de Júpiter. Hizo observaciones adicionales sobre estos satélites en 1620. Astrónomos posteriores invalidaron el nombre que dio Galileo a estos objetos, cambiando de estrellas Médicis a satélites galileanos. La demostración de que un planeta tenía planetas más pequeños orbitando era problemática para la ordinaria y comprensiva imagen del modelo geocéntrico del universo, en el que todo gira alrededor de la Tierra. Galileo advirtió que Venus presentaba un juego completo de fases como la Luna. El modelo heliocéntrico del sistema solar desarrollado por Copérnico predecía que todas las fases de Venus serían visibles mientras que el modelo geocéntrico de Ptolomeo anunciaba que sólo sería posible ver las fases nueva y creciente. Las observaciones de Galileo de las fases de Venus probaban que éste orbitaba entorno al Sol y mostró su apoyo (pero no demostró) el modelo heliocéntrico. Galileo fue uno de los primeros europeos en observar las manchas solares, aunque hay evidencias de que astrónomos chinos lo hicieron antes. La existencia de manchas solares entraba en conflicto con la perfección de los cielos arraigada en la filosofía antigua. Y las variaciones anuales en sus movimientos, anunciado por Francesco Sizzi, presentaba grandes dificultades para el sistema geocéntrico. La disputa sobre la autoría del descubrimiento de las manchas solares condujo a una larga y amarga disputa con Christoph Scheiner; de hecho, hay sospechas de que ambos fueron golpeados por David Fabricius y su hijo Johannes. Fue el primero en hablar de montañas y cráteres lunares, cuya existencia dedujo por los juegos de luz y sombra en la superficie de la Luna. Incluso estimó las alturas de éstas montañas a partir de sus observaciones. Esto le llevó a la conclusión de que la Luna era "aspera y desigual, al igual que la superficie terrestre", y no una esfera perfecta como Aristóteles había decretado. Galileo observó la Vía Láctea, y encontró multitud de estrellas, agrupadas tan densamente que parecían nubes desde la Tierra. También halló otras estrellas tan distantes que no se veían a ojo desnudo. Galileo observó el planeta Neptuno en 1611, pero no le dio especial importancia; aparecía en sus cuadernos como una estrella tenue entre otras muchas.

Física

El trabajo experimental y teórico de Galileo sobre el movimiento de los cuerpos, junto con los trabajos de Kepler y René Descartes, fue el inicio de la mecánica clásica desarrollada por Sir Isaac Newton. Galileo fue el pionero, al menos en la tradición europea, en desarrollar experimentos rigurosos e insistiendo en la descripción matemática de las leyes de la naturaleza. Uno de los mitos más famosos sobre Galileo es aquel en que tira objetos de diferentes masas desde lo alto de la Torre de Pisa, con el fin de demostrar que la velocidad de descenso era independiente de la masa. Esto contradecía el pensamiento de Aristóteles: los objetos pesados caerán más rápido que los ligeros, directamente proporcional a su peso. La historia de la torre aparece en una biografía de uno de sus alumnos, Vicenzo Viviani, pero es considerada falsa. En realidad Galileo nunca realizó, que se sepa, este experimento de esta forma y de haberlo hecho su resultado sería el opuesto, como él sabía. La fuerza de resistencia del aire depende no solo de la forma del objeto sino indirectamente también en parte de su masa, de donde se originó la idea aristotélica. Sin embargo, Galileo realizó experimentos que implicaban el deslizamiento de objetos sobre planos inclinados, para ralentizar la caída, reduciendo los efectos de la resistencia del aire que dependen de la velocidad, aislando así la acción de la gravedad y probando que la caída o deslizamiento "libres" son acelerados independientemente de la masa.

Matemáticas

La paradoja de Galileo dice que hay tantos cuadrados perfectos como números enteros positivos, a pesar de que muchos de ellos no son cuadrados perfectos. El carácter paradójico se da por poner en entredicho el principio de que el todo es mayor que sus partes.

Tecnología

Galileo hizo muchas contribuciones a lo que ahora llamamos tecnología a diferencia de la física pura. No es la misma distinción hecha por Aristóteles, quien hubiera considerado toda la física de Galileo como techne o conocimiento útil, en oposición a episteme, o investigación filosófica de las causas de las cosas. De 1595 a 1598, Galileo revisó y mejoró una "brújula militar geométrica" adecuada para el uso de artilleros y topógrafos. Esto amplió los instrumentos anteriores diseñados por Niccolo Tartaglia y Guidobaldo del Monte. A los artilleros, esto le ofreció, además de una nueva forma de elevar sus cañones de manera precisa, un camino para calcular de forma precisa la cantidad de pólvora necesaria para proyectiles de diferentes tamaños y materiales. Como instrumento geométrico, permitió la construcción de cualquier polígono regular, hallar el área de cualquier polígono o sector circular, y una gran variedad de otros cálculos. Sobre los años 1606-1607 (posiblemente antes), Galileo construyó un termómetro, usando la expansión y contracción del aire en un recipiente de cristal para mover el agua de un tubo adjunto. En 1609, Galileo estuvo entre los primeros en usar el telescopio refractor como instrumento para observar las estrellas, planetas y lunas. En 1610, utilizó un telescopio como microscopio compuesto, e hizo mejoras en los microscopios de 1623 en adelante.

Confrontación con la iglesia

Galileo era un católico prácticante, a pesar de sus escritos sobre el heliocentrismo copernicano que molestaban a la Iglesia Católica, quienes creían en un modelo geocéntrico del sistema solar. Ellos argumentaban que el heliocentrismo contradecía directamente a la Biblia, al menos como era interpretada por los Padres de la Iglesia, y los altamente reverenciados escritos de Aristóteles y Platón (especialmente entre la orden dominicana). orden dominicana

La familia de Galileo

Aunque era un católico devoto, tuvo tres hijos fuera del matrimonio. Todos fueron engendrados por Galileo y Marina Gamba. Por sus nacimientos ilegítimos, ambas niñas fueron enviadas al convento San Matteo en Arcetri a temprana edad. :
- Virginia (1600) quien tomó el nombre de Maria Celeste al entrar en el convento. La hija mayor de Galileo, la más querida, y que heredó la inteligencia de su padre. Está enterrada en la Basílica de Santa Croce di Firenze. :
- Livia (1601) tomó el nombre de Suor Arcángela. Estuvo enferma durante la mayor parte de su vida en el convento. :
- Vincenzio (1606) fue legitimizado más tarde y se casó con Sestilia Bocchineri.

Referencias

Obras de Galileo

- Diálogos sobre dos nuevas ciencias
- El mensajero sideral (en latín, Sidereus Nuncius)

Obras sobre Galileo

- Galileo Galilei (novela), una novela de Philip Glass
- La vida de Galileo (obra) una obra de teatro de Bertolt Brecht

Galileo en el siglo XX

- La misión Galileo a Júpiter
- Las lunas galileanas de Júpiter
- Gao en Ganímedes
- El cráter Galileo en la Luna
- El cráter Galileo en Marte
- El asteroide (697) Galilea (nombrado en el 300º aniversario del descubrimiento de las lunas galileanas)
- Galileo (unidad)
- El sistema de posicionamiento europeo Galileo

Véase también

- Médicis
- Renacimiento
- Vincenzo Galilei

Notas

Enlaces externos

- [http://galileo.rice.edu/ The Galileo Project (El proyecto Galileo)] en Rice University Galilei, Galileo Galilei, Galileo Galilei, Galileo Galilei, Galileo als:Galileo Galilei ja:ガリレオ・ガリレイ ko:갈릴레오 갈릴레이 simple:Galileo Galilei th:กาลิเลโอ กาลิเลอี

Latitud

mostrando las líneas de latitud. Las líneas de latitud son horizontales en este mapa.]] Distancia angular, medida sobre un meridiano, entre una localización terrestre (o de cualquier otro planeta) y el ecuador. Se mide en grados. Si el punto pertenece al hemisferio Norte es positiva y negativa para el hemisferio sur. Varia entre 0º y 90º norte y entre 0º y - 90º sur. Es común, en particular para trabajo de fórmulas para medir distancias entre puntos o en la computación, tomar las latitudes al sur del ecuador como negativas y al norte como positivas.

Véase también

- Longitud
- Coordenada Categoría: Astronomía Categoría: Geografía ja:緯度

Rotación

] Rotación es el movimiento de un cuerpo extenso de forma que dado un punto cualquiera del mismo, éste permanece a una distancia constante de un punto fijo. En un espacio tridimensional, para un movimiento de rotación dado, existe una línea de puntos fijos denominada eje de rotación. La velocidad de rotación se expresa como el ángulo girado por unidad de tiempo y se mide en radianes por segundo. Otras unidades que se pueden utilizar son ciclos por segundo o revoluciones por minuto (rpm). Comúnmente se denomina por las letras:

\vec

\vec

. La rotación es una propiedad vectorial de un cuerpo. El vector representativo de la velocidad angular es paralelo a la dirección del eje de rotación y su sentido indica el sentido de la rotación siendo el sentido horario negativo y el sentido antihorario positivo. En ocasiones se utiliza también la frecuencia como medida escalar de la velocidad de rotación. El grado de variación temporal de la frecuencia angular es la aceleración angular (rad/s²) para la cual se utiliza frecuentemente el símbolo

\vec

. Período y frecuencia: Estos parámetros son de uso frecuente en sistemas rotantes a velocidad constante. El período es el inverso de la frecuencia y representa el tiempo que se tarda en dara una revolución completa. Período y frecuencia se representan respectivamente como: :Período:

T=\frac

:Frecuencia:

\nu =\frac

Rotación en sólidos rígidos

En general se utiliza un cuerpo sólido ideal no puntual e indeformable denominado sólido rígido como ejemplo básico para estudiar los movimientos de rotación de los cuerpos. La velocidad de rotación está relacionada con el momento angular. Para producir una variación en el momento angular es necesario actuar sobre el sistema con fuerzas que ejerzan un un momento de fuerza. La relación entre el momento de las fuerzas que actuan sobre el cuerpo y la aceleración angular se conoce como momento de inercia (I) y representa la inercia o resistencia del cuerpo a alterar su movimiento de rotación. La energía cinética de rotación se escribe: :

E_c=\fracI \omega^2

. La expresión del teorema del trabajo en movimientos de rotación se puede expresar como la variación de la energía cinética del sólido rígido es igual al producto escalar del momento de las fuerzas por el vector representativo del ángulo girado (

\Delta\phi

). :

\Delta E_c=\vec\cdot\Delta\vec

Transformaciones de rotación

En matemáticas las rotaciónes son transformaciones lineales que conservan las normas en espacios vectoriales en los que se ha definido una operación de producto interior. La matriz de transformación tiene la propiedad de ser una matriz unitaria, es decir, es ortogonal y su determinante es 1. Sea un vector A en el plano cartesiano definido por sus componentes x e y, descrito vectorialmente a través de sus componentes:

A=\begin A_x \\ A_y \end

La operación de rotación del punto señalado por este vector alrededor de un eje de giro puede siempre escribirse como la acción de un operador lineal (representado por una matriz) actuando sobre el vector (multiplicando al vector) . En dos dimensiones la matriz de rotación para el vector dado puede escribirse de la manera siguiente:

R=\begin \cos \theta & \sin \theta \\ -\sin \theta & \cos \theta\end

. Al hacer la aplicación del operador, es decir, al multiplicar la matriz por el vector, obtendremos un nuevo vector A que ha sido rotado en un ángulo $\theta$ : $R A=A'$ , es decir $\begin \cos \theta & \sin \theta \\ -\sin \theta & \cos \theta\end \begin A_x \\ A_y \end= \begin A'_x \\ A'_y \end$ donde $A'_x=A_x \cos\theta + A_y\sin\theta$ y $A'_y=-A_x \sin\theta + A_y\cos\theta$ son las componentes del nuevo vector después de ser rotado.
Teorema de rotación de Euler
En matemáticas, el teorema de rotación de Euler dice que cualquier rotación o conjunto de rotaciones sucesivas puede expresarse siempre como una rotación alrededor de una única dirección o eje de rotación principal. De este modo, toda rotación (o conjunto de rotaciones sucesivas)en el espacio tridimensional puede ser especificada a través del eje de rotación equivalente definido vectorialmente por tres parámetros y un cuarto parámetro representativo del ángulo rotado. Generalmente se denominan a estos cuatro parámetros grados de libertad de rotación.
Véase también

- Movimientos de la Tierra
- Nutación
- Precesión
- Traslación Categoría:Matemáticas Categoría:Cinemática ja:自転

Ecuador

Ecuador es un país del noroeste de Sudamérica cuyo territorio, adyacente al Océano Pacífico, es atravesado por la línea ecuatorial. Limita al norte con Colombia y al sur y al este con Perú. Posee además el archipiélago de las Galápagos situado a unos 1000 km al oeste del continente. Su capital es Quito (2.800 m de altitud) y Guayaquil, su principal puerto comercial, la ciudad más poblada.

Historia

Los primeros asentamientos humanos en Ecuador se registraron en La Costa, en la península de Santa Elena, en el sitio llamado Las Vegas, y en La Sierra, al sureste de Quito, en la hacienda El Inga. Entre los años 500 y 1.500, en el período Integración florecen varias culturas, entre ellas los caras, quienes conquistan a las tribus de la sierra centro-norte que formaban la Confederación Quiteña. En el siglo XV, el inca Tupac Yupanqui conquistó el territorio y lo incorporó a su imperio. En 1553, el español Sebastián de Benalcázar, lugarteniente de Francisco Pizarro, conquistó el país, que se añadió luego al Virreinato del Perú, hasta que se sumó en 1739 al de Nueva Granada, junto con Colombia y Venezuela. La lucha por la independencia empezó en 1809 con la rebelión de los criollos y acabó en 1822 con el triunfo de Sucre en la batalla de Pichincha. Ecuador se incorporó a la Gran Colombia, formada por Nueva Granada (Colombia y Panamá)y Venezuela, hasta 1830, año en que se proclamó república independiente. La política del siglo XIX estuvo marcada por la pugna entre los convervadores y liberales. Entre 1860 y 1875, el conservador Gabriel García Moreno instauró un régimen autoritario vinculado a la Iglesia Católica, con una política de progreso en obras públicas, escuelas y hospitales. Al asesinato de García Moreno en 1875 siguió un período de anarquía en que se impusieron las ideas liberales, encarnadas en 1897 por el general Eloy Alfaro, presidente constitucional hasta que fue derrocado y asesinado en 1912. La turbulencia política se prolongó hasta 1948 en medio de intervenciones militares, depresión económica, conflictos sociales y la pérdida de su región amazónica tras una guerra con Perú en 1941. La presidencia liberal de Galo Plaza (1948-1952) abrió un período más estable. Su sucesor, José María Velasco Ibarra, presidió la república en cinco ocasiones y fue derrocado cuatro veces por golpes militares. En 1979, una nueva constitución llevó a la presidencia al socialdemócrata Jaime Roldós Aguilera, quien tuvo que afrontar otro conflicto fronterizo con Perú. A su muerte, en 1981, fue reemplazado por el democristiano Osvaldo Hurtado, al que sucedió en 1984 el socialcristiano León Febres-Cordero. Sus medidas de austeridad provocaron un descontento social que dio la victoria en 1988 al socialdemócrata Rodrigo Borja, en cuyo mandato tuvo lugar un movimiento indígena que logró la distribución de 1.700.000 hectáreas a las comunidades indias. El derechista Sixto Durán Ballén impulsó desde 1992 una política neoliberal con privatizaciones y ajustes cuestionados por mayoría socialdemócrata, y provocó el abandono de la OPEP, mientras el país aumentaba la producción petrolera. Otro conflicto con Perú terminó en 1995 con el Acuerdo de Itamaraty y, en 1998, con la firma definitiva de la paz en Brasilia que le dio a Ecuador acceso al Amazonas, derechos de navegación, dos zonas francas y dos parques naturales en la ex zona de conflicto. La normalidad institucional se rompió en 1997 cuando el Congreso destituyó al presidente populista Abdalá Bucaram. Tras una asamblea constituyente en 1998 fue desigando presidente el democristiano Jamil Mahuad, depuesto en medio de una grave crisis económica que provocó una huelga general, movilizaciones indígenas y un intento de golpe de estado que duró cuatro horas. El vicepresidente Gustavo Noboa asumió la presidencia en enero del 2000 y estableció en abril un acuerdo con el FMI para desbloquear créditos por valor de 2.000 millones de dólares para continuar la dolarización y aplicar medidas de ajuste. Las esperanzas de recuperación se centraron en la construcción de un gran oleducto desde la Amazonía hasta la costa pacífica para que exportación de crudo se duplique a partir 2003. En enero del 2001, el país se vio parcialmente paralizado por un nuevo levantamiento indígena contra las medidas de austeridad, el primero acabó con la muerte de varios indios. El coronel Lucio Gutiérrez, de 45 años, ganó las elecciones de noviembre del 2002 al frente del Partido Sociedad Patriótica 21 de enero, una alianza de movimientos indigenistas y organizaciones de izquierda, con el 55% de los votos tras superar a Álvaro Noboa. Fue posteriormente depuesto en revueltas populares. Actualmente ejerce el cargo Alfredo Palacio.

Política

Organización territorial

Artículo principal: Organización territorial del Ecuador Ecuador está dividido en 22 provincias:

Gravitón

El gravitón es un supuesto bosón portador de la interacción gravitatoria en la mayoría de los sistemas teóricos de gravedad cuántica. Para serlo, los gravitones han de ser: siempre atractivos (la gravedad jamás repele), trabajar sobre cualquier distancia (la gravedad es universal) y existir en cantidades ilimitadas (para causar fuerzas grandes cerca de las estrellas) . En la teoría cuántica, esto define un bosón de espín par (2 en este caso) con una masa en reposo igual a cero. Se postula la existencia de los gravitones simplemente debido al éxito de la teoría de cuantos en otros campos. Por ejemplo, la electrodinámica puede ser explicada muy bien si se aplica la cuantización a los fotones. En este caso, se supone que los fotones son creados (y destruidos) continuamente por todas las partículas con carga eléctrica, de forma que las interacciones entre estos fotones producen las fuerzas macroscópicas que nos son familiares, como el magnetismo. Considerando el amplio éxito de la teoría cuántica al describir la mayoría de las fuerzas básicas del universo, parece natural asumir que los mismos métodos servirán para explicar la gravedad. Se han hecho muchos intentos de introducir el hasta ahora invisible gravitón, que funcionaría más o menos como el fotón. Esto llevaría a una teoría cuántica gravitatoria, si bien el cuerpo matemático sería bastante complejo. No ha sido así. Una teoría como la descrita requeriría que el gravitón operase de manera similar al fotón, pero al contrario que en la electrodinámica, donde los fotones actúan directamente entre ellos y las partículas con carga, la gravedad simplemente no funciona de manera tan simple. Los hechos experimentales demuestran que la gravedad se crea por cualquier forma de energía (y la masa es únicamente una forma particularmente condensada de energía), lo cual es difícil de describir en unos términos similares a la carga eléctrica. Hasta la fecha todos los intentos de crear una teoría cuántica simple de la gravedad han fracasado. masa La detección del gravitón, si es que existe, es una tarea bastante problemática. Estas partículas portarían muy poca energía, por lo tanto la detección sería muy difícil. La única forma de detectarlos sería buscar los casos donde el movimiento o la energía de un cuerpo cambia en una forma que es distinta de la prevista por la Teoría General de la Relatividad, pero uno de los principios básicos de la gravedad cuántica sería que deberían más o menos coincidir con estas predicciones relativistas. Debe hacerse notar que la teoría de la gravedad cuántica no requiere la existencia del gravitón; por ejemplo, Notas: A muchas personas les resulta sorprendente saber que la gravedad es la interacción más débil. Para demostrarlo, sin embargo, nada mejor que un experimento: levante su brazo. Acaba de levantar varios kilogramos de masa contra la gravedad generada por todo un planeta. categoría:Física nuclear y de partículas ja:重力子

Interacción nuclear fuerte

La interacción nuclear fuerte es una fuerza de corto alcance (del orden de 1 fm), despreciable para distancias mayores a 10^-15 m. Es la fuerza que mantiene unidos a los nucleones (partículas nucleares, protón y neutrón) a pesar de la repulsión electromagnética entre partículas cargadas. Algunas partículas, como por ejemplo los quarks y gluones, a parte de tener carga electromagnética, tienen una carga denominada carga de color. La fuerza entre partículas con carga de color es muy fuerte, más fuerte que la electromagnética (por eso llamada fuerza nuclear fuerte). Esto es lo que hace que en los núcleos de un átomo, los protones no se repelan los unos a los otros aún teniendo la misma carga (positiva). Los protones no tienen carga de color, sino que son los quarks de los que están formados (up y down) los que la tienen (y la carga de color entre los quarks de un protón y de otro es lo que los hace estar juntos), al igual que los gluones, que son las partículas portadoras de la fuerza nuclear fuerte que mantienen unidos a los quarks para formar otras partículas, en este caso a los protones. Los gluones también tienen carga de color. Categoría:Física nuclear y de partículas ja:強い相互作用 ko:강한 상호작용

Bosón

(Denominación dada en honor al físico indio Satyendra Nath Bose).
Partícula de espín entero (0,1,2...). Esta propiedad confiere a los bosones unas características especiales. Se comportan de acuerdo a la estadística de Bose-Einstein e incumplen el principio de exclusión de Pauli. Son bosones los fotones y los nucleidos con un número par de nucleones, como las partículas alfa. En Física de Altas Energías son las partículas portadoras de las interacciones fundamentales.
- Bosón de Higgs
- Fermión
- Física de partículas
- Fonón o Phonon
- Mecánica cuántica Categoría: Física nuclear y de partículas ja:ボース粒子 ko:보오존

Gravitón

Teoría de supercuerdas

La teoría de las supercuerdas es una «teoría del todo» que intenta explicar a la vez todas las partículas subatómicas existentes y unificar todas las fuerzas de la naturaleza. Para ello, definen el universo como formado por multitud de cuerdas vibrantes supersimétricas. El principal problema de la física actual es poder incorporar la fuerza de la gravedad tal y como la explica la teoría de la relatividad general al resto de las fuerzas físicas ya unificadas. La teoría de las supercuerdas sería un metodo de unificación de dichas teorías. La idea fundamental es que la realidad son cuerdas que vibran en resonancia a una frecuencia de la Longitud de Planck y en donde el gravitón sería una cuerda de amplitud 0. La teoría está lejos de estar acabada y perfilada, ya que hay muchísimas variables sin definir, por lo que existen varias versiones de la misma.

El problema de las dimensiones

Una de las características de la teoría es que pueden existir más de 4 dimensiones, pero éstas nunca serían detectables si el tamaño de las dimensiones extra fuera menor a la longitud de las cuerdas. De hecho la teoría de las supercuerdas predice que el número de dimensiones es de 10,11 o 26. Las 3 dimensiones conocidas del espacio (longitud, altura y anchura)y una del tiempo, y seis dimensiones más del espacio , también llamada teoría del hiperespacio. La teoría de las supercuerdas no es la única teoría multidimensional ni tampoco la única 'teoría del todo'. Una teoría equivalente es la teoría de branas en donde las cuerdas son sustituidas por partes de una membrana, de ahí su nombre

Véase también

- Teoría de cuerdas Categoría:Física teórica ja:超弦理論 ko:초끈 이론

Medicina

::Este artículo se refiere a la práctica de la medicina. Para sustancias que sirven para tratar a los pacientes ver fármaco o medicamento. Medicina (del