Cosmologia

La paradoja de Olbers:formulada por el astrónomo alemán Heinrich Wilhelm Olbers en 1823, y anteriormente mencionada por Johannes Kepler en 1610 y por Halley y Cheseaux en el siglo XVIII, es la afirmación paradójica de que en un universo estático e infinito el cielo nocturno debería ser totalmente brillante sin regiones oscuras o desprovistas de luz, como de hecho sucede.
La paradoja de Olbers es la contradicción aparente que existe entre que el cielo nocturno sea negro y que el Universo sea infinito. Si lo es, cada línea de visión desde la Tierra debería terminar en una estrella. Por tanto, el cielo debería ser completamente brillante.
Pero los astrónomos saben que durante la noche el cielo que hay entre las estrellas es negro. Una paradoja ocurre cuando se llega a dos resultados opuestos utilizando dos métodos de razonamiento en apariencia válidos. La paradoja de Olbers recibe el nombre del físico y astrónomo alemán Wilhelm Olbers, que escribió sobre la paradoja en la década de 1820.
La paradoja existente entre una noche oscura y un universo infinito se conocía antes de que fuera discutida por Olbers. A principios del siglo XVII, el astrónomo alemán Johannes Kepler utilizó la paradoja para respaldar la idea de que el Universo es infinito. En 1715, el astrónomo británico Edmund Halley identificó en el cielo algunas zonas brillantes y propuso que el cielo no brilla uniformemente durante la noche porque, aunque el Universo es infinito, las estrellas no están distribuidas de manera uniforme.
El astrónomo suizo Jean-Philippe Loys de Chéseaux comenzó a estudiar la paradoja basándose en el trabajo de Halley. Al final de un libro que trataba del brillante cometa que estudió en 1743, Chéseaux discutió la paradoja de forma explícita. Sugirió que o bien la esfera de las estrellas no era infinita o bien la intensidad de la luz disminuía rápidamente con la distancia, quizás debido a cierto material absorbente presente en el espacio.
En 1823 Olbers planteó la solución de que el cielo era oscuro de noche porque algo en el espacio bloqueaba la mayor parte de la luz estelar que debía llegar a la Tierra. Los científicos actuales se han dado cuenta de que la solución de Olbers no funcionaría, ya que la materia en el espacio que bloqueara la luz se calentaría con el tiempo y, finalmente, radiaría con tanto brillo como las estrellas. Las traducciones de los artículos de Olbers al inglés y al francés hicieron que su trabajo fuera bastante conocido. Durante los cien años siguientes la paradoja no fue discutida.
En 1948, el astrónomo británico Hermann Bondi se refirió a la paradoja de Olbers como una parte de la teoría del estado estacionario. La solución de Bondi era que la expansión del Universo provocaba que la luz percibida desde la lejanía fuera rojiza y, por tanto, con menor energía en cada fotón o partícula de luz. Esta solución es igualmente válida para la teoría del Big Bang.
En la década de 1960, el astrónomo estadounidense Edward Harrison llegó al entendimiento y solución actuales de la paradoja de Olbers. Harrison mostró que el cielo es oscuro de noche porque nosotros no vemos las estrellas que están infinitamente lejos. La solución de Harrison depende de que el Universo tenga una edad infinita. Dado que la luz tarda cierto tiempo en alcanzar la Tierra, mirar lejos en el espacio es como mirar en el pasado. Cada línea de visión desde la Tierra no termina en una estrella porque la luz de las estrellas más lejanas que se necesitan para crear la paradoja de Olbers todavía no ha alcanzado la Tierra.
Durante el tiempo de existencia del Universo, las estrellas no han emitido energía suficiente para hacer que el cielo nocturno brille. El efecto del desplazamiento hacia el rojo, por el que la energía de las estrellas más lejanas disminuye, es un efecto menor en este modelo.

Teoria del estado estacionario: es un modelo cosmológico desarrollado en 1949 por Hermann Bondi, Thomas Gold y Fred Hoyle como una alternativa a la Teoría del Big Bang. Aunque el modelo tuvo un gran número de seguidores en la década de los 50, y 60, su popularidad disminuyó notablemente a finales de los 60, con el descubrimiento de la radiación de fondo de microondas, y se considera desde entonces como cosmología alternativa.
De acuerdo con la teoría del estado estacionario, la disminución de la densidad que produce el Universo al expandirse se compensa con una creación continua de materia. Debido a que se necesita poca materia para igualar la densidad del Universo (2 átomos de hidrógeno por cada m³ por cada 1.000 millones de años), esta Teoría no se ha podido demostrar directamente. La teoría del estado estacionario surge de la aplicación del llamado principio cosmológico perfecto, el cual sostiene que para cualquier observador el universo debe parecer el mismo en cualquier lugar del espacio. La versión perfecta de este principio incluye el tiempo como variable por lo cual el universo no solamente presenta el mismo aspecto desde cualquier punto sino también en cualquier instante de tiempo siendo sus propiedades generales constantes tanto en el espacio como en el tiempo.
Los problemas con esta teoría comenzaron a surgir a finales de los años 60, cuando las evidencias observacionales empezaron a mostrar que, de hecho, el Universo estaba cambiando: se encontraron quásares sólo a grandes distancias, no en las galaxias más cercanas. La prueba definitiva vino con el descubrimiento de la radiación de fondo de microondas en 1965, pues en un modelo estacionario, el universo ha sido siempre igual y no hay razón para que se produzca una radiación de fondo con características térmicas. Buscar una explicación requiere la existencia de partículas de longitud milímetrica en el medio intergaláctico que absorba la radiación producida por fuentes galácticas extremadamente luminosas, una hipótesis demasiado forzada.

Edad y evolucion del universo: Constante de Hubble y Materia Oscura
Un Universo en expansión necesariamente nos presenta con una realidad evolutiva, hacia el pasado y hacia el futuro. Si conocemos las dimensiones actuales de un sistema, y su ritmo de cambio espacial,podemos inferir el tiempo transcurrido desde el comienzo de su expansión: así busca la Cosmología el determinar la edad del Universo a partir de su estado inicial de alta densidad y temperatura, el “Big Bang”.
La evolución futura nos coloca ante un dilema: o la expansión continúa por un tiempo ilimitado, o debe llegar a pararse, con la subsiguiente contracción de todas las masas hacia un mismo punto por efecto de la atracción gravitatoria. En ambos casos, la Física habla solamente de cambios en las condiciones de un acervo constante de masa-energía, regido por leyes físicas universales e inmutables con el paso del tiempo. Pero mientras que el comienzo del Universo es un paso de la noexistencia a la existencia, el final no implica un retorno a la nada, pues ninguna aplicación de leyes físicas lleva consigo la estricta aniquilación de lo que ya es materia.

Enana marron:Una enana marrón es un objeto de masa subestelar, incapaz, por tanto, de mantener reacciones nucleares continuas de fusión del hidrógeno en su núcleo. Sin embargo, apenas tiene diferenciación química según la profundidad ya que ha sufrido en algún momento de su vida convección desde la superficie hasta su centro a causa de débiles reacciones de fusión de isótopos residuales. El límite superior de masas es relativamente bien conocido estando comprendido entre las 75 y las 80 masas jovianas (MJ), según el grado de metalicidad.Las enanas marrones continuarán contrayéndose y enfriándose hasta llegar al equilibrio. Se cree que las enanas marrones son estrellas "fallidas" ya que contienen los mismos materiales que una estrella como el sol, pero con muy poca masa para brillar, son muy parecidas a los planetas gaseosos, no son del todo planetas pero no son del todo estrellas.


Materia oscura: materia hipotética de composición desconocida que no emite o refleja suficiente radiación electromagnética para ser observada directamente con los medios técnicos actuales pero cuya existencia puede inferirse a partir de los efectos gravitacionales que causa en la materia visible, tales como las estrellas o las galaxias, así como en las anisotropías del fondo cósmico de microondas. No se debe confundir la materia oscura con la energía oscura. De acuerdo con las observaciones actuales de estructuras mayores que una galaxia, así como la cosmología del Big Bang, la materia oscura constituye la gran mayoría de la masa en el Universo observable. Fritz Zwicky la utilizó por primera vez para declarar el fenómeno observado consistente con las observaciones de materia oscura como la velocidad rotacional de las galaxias y las velocidades orbitales de las galaxias en los cúmulos, las lentes gravitacionales de objetos de fondo por los cúmulos de galáxias así como el Cúmulo Bala (1E 0657-56) y la distribución de temperatura de gas caliente en galaxias y cúmulos de galaxias. La materia oscura también juega un papel central en la formación de estructuras y la evolución de galaxias y tiene efectos medibles en la anisotropía de la radiación de fondo de microondas. Todas estas líneas de pruebas sugieren que las galaxias, los cúmulos de galaxias y el Universo como un todo contienen mucha más materia que la que interactúa con la radiación electromagnética: lo restante es llamado "el componente de materia oscura".
La composición de la materia oscura se desconoce, pero puede incluir neutrinos ordinarios y pesados, partículas elementales recientemente postuladas como los WIMPs y los axiones, cuerpos astronómicos como las estrellas enanas y los planetas (colectivamente llamados MACHOs) y las nubes de gases no luminosos. Las pruebas actuales favorecen los modelos en que el componente primario de la materia oscura son las nuevas partículas elementales llamadas colectivamente materia oscura no bariónica.

Planetas

MERCURIO: Mercurio es el planeta del Sistema Solar más próximo al Sol, y el más pequeño de los planetas. Forma parte de los denominados planetas interiores o rocosos. Mercurio no tiene satélites. Se conocía muy poco sobre su superficie hasta que fue enviada la sonda planetaria Mariner 10, y se hicieron observaciones con radares y radiotelescopios.
Antiguamente se pensaba que Mercurio siempre presentaba la misma cara al Sol, situación similar al caso de la Luna con la Tierra; o sea, su periodo de rotación era igual a su periodo de traslación (88 días). Sin embargo, en 1965 se enviaron pulsos de radar hacia Mercurio, con lo cual quedó definitivamente demostrado que su periodo de rotación era de 58,7 días, lo cual es 2/3 de su periodo de traslación. Esto no es coincidencia, y es una situación denominada resonancia de giro-orbital. Al ser un planeta cuya órbita es interior a la de la Tierra, Mercurio periódicamente pasa delante del Sol, fenómeno que se denomina tránsito.
Observaciones de la órbita de Mercurio a través de muchos años demostraron que su perihelio gira 43" de arco más por siglo de lo predicho por la mecánica clásica de Newton. Esta discrepancia llevó a un astrónomo Francés muy importante, Urbain Le Verrier a pensar que existía un planeta aún más cerca del Sol, al cual llamaron Planeta Vulcano, que perturbaba la órbita de Mercurio. Ahora se sabe que Vulcano no existe; la explicación correcta del comportamiento del perihelio de Mercurio se encuentra en la Teoría General de la Relatividad.

VENUS

Venus es el segundo planeta del Sistema Solar, a una distancia media de 108 millones de km del Sol, en una órbita casi circular e inclinada algo más de 3º respecto del plano orbital terrestre. Es el más semejante a La Tierra por su tamaño, masa, densidad y volumen. Los dos se formaron en la misma época, a partir de la misma nebulosa.
Sin embargo, es diferente de la Tierra. No tiene océanos y su densa atmósfera, compuesta en un 96% de dióxido de carbono, provoca un efecto invernadero que eleva la temperatura hasta los 480 ºC.
Su atmósfera está compuesta mayormente de dióxido de carbono (96%), nitrógeno (3% aprox.) además de oxígeno, vapor de agua, monóxido de carbono, cloruro y fluoruro de hidrógeno, entre otros elementos.
A Venus es posible observarlo como un objeto muy brillante en la mañana antes de la salida del Sol (el llamado Lucero del Alba) o al atardecer luego de la puesta del Sol (el llamado Lucero de la Tarde), esto se debe a que es un planeta que cuya órbita se encuentra ubicada entre el Sol y la Tierra. Por ello, los primeros astrónomos pensaban que Venus eran dos cuerpos diferentes.
Venus gira sobre su eje muy lentamente y en sentido contrario al de los otros planetas, como consecuencia de poseer una inclinación en su eje de 177º respecto del plano de su órbita. Por ello, en Venus el Sol sale por el oeste y se pone por el este, al revés de lo que ocurre en La Tierra. Además, el día en Venus dura más que el año: el movimiento de rotación es extremadamente lento, empleando 243 días terrestres en completar un giro sobre su propio eje mientras que para completar una órbita en torno al Sol sólo requiere unos 225 días.
La superficie de Venus es relativamente joven, entre 300 y 500 millones de años. Tiene amplísimas llanuras, atravesadas por enormes ríos de lava, y algunas montañas.
Venus tiene muchos volcanes. Más del 85% del planeta está cubierto por roca de origen volcánico. La lava ha creado surcos, algunos muy largos. Algunos de hasta 7.000 km. Debido a la intensa actividad volcánica la superficie venusina ha sido modificada y regenerada de tal forma que la mayor parte de ella tiene una antigüedad de entre 300 y 500 millones de años por lo que, en términos geológicos, es una superficie joven.
En Venus también hay cráteres de los impactos de los meteoritos. Sólo de los grandes, porque los pequeños se deshacen en la espesa atmósfera.
Los astrónomos se refieren a Venus como el planeta hermano de la Tierra. El diámetro de Venus (unos 12.104km) es ligeramente menor que el terrestre (12.756km), tienen masas semejantes, por lo que sus densidades también lo son (Tierra 5,5 g/cm³ y Venus 5,2 g/cm). Ambos se formaron más o menos al mismo tiempo y se condesaron a partir de la misma nebulosa. Sin embargo, durante los últimos años los investigadores han encontrado que el parecido termina aquí. Venus es muy diferente de la Tierra. No tiene océanos y está rodeado por una densa atmósfera compuesta principalmente por dióxido de carbono con casi nada de vapor de agua. Por su densidad, el interior de Venus debe ser muy parecido al de la Tierra.

TIERRA

La Tierra, el tercer planeta desde el Sol y quinto en cuanto a tamaño de los ocho planetas principales. La distancia media de la Tierra al Sol es de 149.503.000 km. Es el único planeta conocido que tiene vida, aunque algunos de los otros planetas tienen atmósferas y contienen agua. La Tierra no es una esfera perfecta, sino que tiene una forma especial que se denomina “geoide”, con un diámetro mayor en el Ecuador que en los Polos. La Tierra gira sobre su eje una vez cada 23 horas, 56 minutos y 4,1 segundos. Por la forma de la Tierra, un punto del ecuador gira a razón de un poco más de 1.600 km/h y un punto de la Tierra a 45° de altitud N, gira a unos 1.073 km/h.
Se puede considerar que la Tierra se divide en cinco partes: la primera, la atmósfera, es gaseosa; la segunda, la hidrosfera, es líquida; la tercera, cuarta y quinta, la litosfera, el manto y el núcleo son sólidas. La atmósfera es la cubierta gaseosa que rodea el cuerpo sólido del planeta. Aunque tiene un grosor de más de 1.100 km, aproximadamente la mitad de su masa se concentra en los 5,6 km más bajos. La litosfera, compuesta sobre todo por la fría, rígida y rocosa corteza terrestre, se extiende a profundidades de 100 km. La hidrosfera es la capa de agua que, en forma de océanos, cubre el 70,8% de la superficie de la Tierra. El manto y el núcleo son el pesado interior de la Tierra y constituyen la mayor parte de su masa.
La datación radiométrica ha permitido a los científicos calcular la edad de la Tierra en 4.650 millones de años. Aunque las piedras más antiguas de la Tierra datadas de esta forma, no tienen más de 4.000 millones de años, los meteoritos, que se corresponden geológicamente con el núcleo de la Tierra, dan fechas de unos 4.500 millones de años, y la cristalización del núcleo y de los cuerpos precursores de los meteoritos, se cree que ha ocurrido al mismo tiempo, unos 150 millones de años después de formarse la Tierra y el Sistema Solar.
El fenómeno del magnetismo terrestre es el resultado del hecho de que toda la Tierra se comporta como un enorme imán. El físico y filósofo natural inglés William Gilbert fue el primero que señaló esta similitud en 1600, aunque los efectos del magnetismo terrestre se habían utilizado mucho antes en las brújulas primitivas. Los polos magnéticos de la Tierra no coinciden con los polos geográficos de su eje. El polo norte magnético se sitúa hoy cerca de la costa oeste de la isla Bathurst en los Territorios del Noroeste en Canadá, casi a 1.290 km al noroeste de la bahía de Hudson. El polo sur magnético se sitúa hoy en el extremo del continente antártico en Tierra Adelia, a unos 1.930 km al noreste de Little America (Pequeña América).
Las posiciones de los polos magnéticos no son constantes y muestran notables cambios de año en año. Las variaciones en el campo magnético de la Tierra incluyen una variación secular, el cambio en la dirección del campo provocado por el desplazamiento de los polos. Esta es una variación periódica que se repite después de 960 años. También existe una variación anual más pequeña, al igual que se da una variación diurna, o diaria, que sólo es detectable con instrumentos especiales.
Recientes estudios de magnetismo remanente (residual) en rocas y de las anomalías magnéticas de la cuenca de los océanos han demostrado que el campo magnético de la Tierra ha invertido su polaridad por lo menos 170 veces en los pasados 100 millones de años. El conocimiento de estas modificaciones, datables a partir de los isótopos radiactivos de las rocas, ha tenido gran influencia en las teorías de la deriva continental y la extensión de las cuencas oceánicas.

MARTE

Marte es el cuarto planeta del Sistema Solar. Es el llamado "Planeta Rojo". Forma parte de los llamados planetas telúricos (de naturaleza rocosa, como la Tierra) y es el primero de los planetas exteriores a la órbita terrestre. Es, posiblemente, el más parecido a la Tierra.
Tycho Brahe midió con gran precisión el movimiento de Marte en el cielo. Los datos sobre el movimiento retrógrado aparente (lazos) permitieron a Kepler hallar la naturaleza elíptica de su órbita y determinar las leyes del movimiento planetario conocidas como leyes de Kepler.
Forma parte de los planetas superiores, o exteriores, llamados así porque nunca pasan entre el Sol y la Tierra ni jamás se les ve en creciente ni en cuarto. Sus fases están poco marcadas, hecho que es fácil de demostrar geométricamente. Considerando el triángulo Sol-Tierra-Marte, el ángulo de fase es el que forman el Sol y la Tierra vistos desde Marte. Alcanza su valor máximo en las cuadraturas cuando el triángulo STM es rectángulo en la Tierra. Para Marte, este ángulo de fase no es nunca mayor de 42º, y su aspecto de disco giboso es análogo al que presenta la Luna 3,5 días antes o después de la Luna llena. Esta fase, visible con un telescopio de aficionado, no logró ser vista por Galileo, quien sólo supuso su existencia.
Tiene una forma ligeramente elipsoidal, con un diámetro ecuatorial de 6.794 km y el polar de 6.750 km. Medidas micrométricas muy precisas han dado un achatamiento de 0,01, tres veces mayor que el de la Tierra. A causa de este achatamiento, el eje de rotación está afectado por una lenta precesión debida a la atracción del Sol sobre el abultamiento ecuatorial del planeta. La precesión lunar, que en la Tierra es dos veces mayor que la solar, no tiene su equivalente en Marte.
Con este diámetro, su volumen es de 15 centésimas el terrestre y su masa solamente de 11 centésimas. En consecuencia, la densidad es inferior a la de la Tierra: 3,94 en relación con el agua. Un cuerpo transportado a Marte pesaría 1/3 de su peso en la Tierra, debido a la poca fuerza gravitatoria.
La atmósfera de Marte es mucho más delgada que la de la Tierra y las temperaturas extremas sobre la superficie van desde 110 grados bajo cero en los polos en invierno a 0 grado en verano en la cara que da al Sol.
Marte posee dos pequeños satélites, Phobos, de unos 13 km de largo en y Deimos, de unos 7 km de largo. Ambos orbitan al planeta a gran velocidad y muy cerca de él. Phobos gira alrededor de Marte en unas 7 hs y media y Deimos tarda unas 30 horas en girar alrededor del planeta.

JUPITER

Júpiter es el quinto planeta del Sistema Solar. Forma parte de los denominados planetas exteriores o gaseosos. En la mitología griega y después en la romana fue reconocido como el señor del cielo y el más poderoso de los dioses del Olimpo: el griego Zeus y el romano Júpiter de quien tomo el nombre.
Júpiter es un cuerpo masivo gaseoso, formado principalmente por hidrógeno y helio, carente de una superficie interior definida. Entre los detalles atmosféricos se destacan la Gran mancha roja, un enorme anticiclón situado en las latitudes tropicales del hemisferio sur, la estructura de nubes en bandas y zonas, y la fuerte dinámica de vientos zonales con velocidades de hasta 140 m/s (504 km/h).
Júpiter es el más brillante y masivo de los planetas del Sistema Solar: su masa equivale a unas 2,47 veces la suma de las masas de todos los demás planetas juntos. Júpiter también posee la velocidad de rotación más rápida de los planetas del Sistema Solar: gira sobre su eje en poco menos de 10 horas. La atmósfera se encuentra dividida en regiones con fuertes vientos zonales con periodos de rotación que van desde las 9h 50m 30s en la zona ecuatorial a las 9h 55m 40s en el resto del planeta.
En el exterior del planeta el hidrógeno y el helio se comprimen progresivamente. Más abajo se espera la existencia de un núcleo rocoso formado principalmente por materiales helados y más densos.
Los principales satélites de Júpiter fueron descubiertos por Galileo Galilei el 7 de enero de 1610, razón por la que se les llama en ocasiones satélites galileanos. Reciben sus nombres de la mitología griega si bien en tiempos de Galileo se les denominaba por números romanos dependiendo de su orden de cercanía al planeta. Ellos son: Io, Europa, Ganímedes y Calisto.
El descubrimiento de los satélites constituyó un punto de inflexión en la ya larga disputa entre los que sostenían la idea de un sistema geocéntrico, es decir, con la Tierra en el centro del universo, y la copernicana (o sistema heliocéntrico, es decir, con el Sol en el centro del Universo), en la cual era mucho más fácil explicar el movimiento y la propia existencia de los satélites naturales de Júpiter. Ganímedes, con un diámetro de 5268 km, es el satélite más grande de todo el sistema solar.
Además de los mencionados satélites galileanos, las distintas sondas espaciales enviadas a Júpiter y observaciones desde la Tierra han ampliado el número total de satélites de Júpiter hasta 63.
Júpiter posee un tenue sistema de anillos que fue descubierto por la sonda Voyager 1 en marzo de 1979. El anillo principal tiene unos 6500 km de ancho, orbita el planeta a cerca de 1.000.000 km de distancia y tiene un espesor vertical inferior a la decena de kilómetros. Su espesor óptico es tan reducido que solamente ha podido ser observado por las sondas espaciales Voyager 1 y 2 y Galileo.
En julio de 1994 el cometa Shoemaker-Levy 9 impactó contra la atmósfera de Júpiter. El cometa había sido disgregado por la acción de la gravedad de Júpiter en numerosos fragmentos en un paso anterior y cercano por el planeta.

SATURNO

Saturno:Corresponde al sexto planeta del Sistema Solar. Es el segundo más grande, se encuentra a una distancia de 1.428 millones de kilómetros del sol. Su volumen es 784 veces mayor que el de la Tierra. Saturno es el "rival" del planeta Júpiter, porque tiene una estructura más compleja de anillos y con un mayor número de satélites. Esta rodeado por 4 anillos formados por meteoritos y partículas de hielo muy pequeñas. Alrededor de él giran 16 satélites, de los cuales el mayor es el Titán, mucho más grande que la Luna de la Tierra.

URANO

Urano:Es el séptimo planeta del Sistema Solar. Urano es el tercero en tamaño, está formado por varios gases, y entre los más importantes están el hidrógeno, el helio y el metano. El cielo de Urano es de color verdoso. Se encuentra a una distancia de 2.871 millones de kilómetros del Sol. Presenta anillos menores que los de Saturno. Alrededor de Urano giran cinco satélites.

NEPTUNO

Neptuno:Es un planeta que está muy alejado del sol. Neptuno es el octavo planeta del Sistema Solar y se encuentra específicamente a 4.498 millones de kilómetros del sol. A su alrededor giran dos satélites. Posee una atmósfera gaseosa similar a la de Urano aunque más densa.

PLUTON

Es el último planeta del Sistema Solar y, por ende, el que está más alejado del Sol; la distancia entre Plutón y el Sol es de 5.904 millones de kilómetros. Por esta razón entonces es un planeta muy frío.

El Sol

El Sol es la estrella central de nuestro Sistema Planetario alrededor de la cual todos los cuerpos de este sistema orbitan. Es el objeto más importante en nuestro sistema solar y el más grande ya que contiene aproximadamente el 98% de la masa total del Sistema Solar.

Toda la energía que mantiene la vida en nuestro planeta Tierra proviene de su radiación electromagnética.
Debido a su cercanía a la Tierra, se encuentra a 150.000.000 de km aproximadamente, y como es una estrella típica, el Sol es la estrella más estudiada y, de los datos obtenidos de su atmósfera, podemos analizar y comprender en parte los fenómenos estelares. No se ha estudiado ninguna otra estrella con tanto detalle. La estrella más cercana al Sol, Próxima Centauro, está a unos 4,22 años luz, o sea que la luz de esa estrella tarda 4,22 años en llegarnos, mientras que la del Sol sólo tarda unos 8 minutos en llegar a la Tierra.

Desde los principios de la Humanidad, el hombre consideró al Sol como un objeto muy importante en su vida cotidiana. Muchas culturas antiguas adoraron al Sol y muchas más reconocieron su importancia en el ciclo de la vida. Observando su posición a lo largo del año, se determinaron los solsticios y equinoccios y esto les permitía iniciar los períodos de siembre y cosecha. Además, temieron cuando, debido a los eclipses dejaban de observarlo por unos momentos.

Pero, en cuanto al punto de vista del estudio del Sol como un cuerpo celeste, se tiene conocimiento que recién en el año 200 AC, los astrónomos chinos observaron las manchas sobre su superficie a simple vista. Pero este hecho fue considerado en esa época como un evento singular. Pasaron muchos siglos, y, con la aparición del telescopio se comenzó una observación más científica ya que Galileo Galilei en 1611 utilizó este instrumento para observar las manchas de un modo más sistemático. Este hecho marcó el comienzo del estudio del Sol y ya se lo consideró un cuerpo dinámico, en evolución, y sus propiedades y variaciones pudieron ser, por tanto, comprendidas científicamente.

En 1666, Isaac Newton, científico inglés, observó el espectro del Sol, o sea que vió como se descomponía la luz que nos llegaba de él en los colores que conocemos como los del arco iris. Pero, recién en 1814, con la invención del espectroscopio por Joseph von Fraunhofer, físico alemán, se observaron diferentes líneas espectrales producto de los diferentes elementos que componen la parte visible del Sol, la fotosfera. La precisión de su trabajo determinó el inicio del estudio más detallado desde el punto de vista teórico de la atmósfera solar. Se observó que los mismos elementos presentes en la Tierra eran observados en el Sol y, si el Sol era una estrella y estudiando su radiación (luz) detalladamente se podía determinar los elementos químicos presentes en su atmósfera, lo mismo ocurriría si se estudiase la radiación emitida por otras estrellas. Y así ocurrió. Ello determinó el inicio de la Astrofísica.
Gracias a los nuevos instrumentos diseñados para observar al Sol como así también a las observaciones con satélites dedicados, fue posible mejorar nuestros conocimientos, de la física solar en modo significativo

Creacion del universo

Universo" (del latín universus), se define como el conjunto de todas las cosas creadas (si se cree en la creación) o de todas las cosas que existen.
En la cosmología moderna, el origen del universo es el instante en que apareció toda la materia y la energía que tenemos actualmente en el universo como consecuencia de una gran explosión. Esta postulación es abiertamente aceptada por la ciencia en nuestros días y conlleva que el universo podría haberse originado hace entre 13.500 y 15.000 millones de años, en un instante definido.
Existen diversas teorías científicas acerca del origen del universo. Las más aceptadas son la del Big Bang y la teoría Inflacionaria, que se complementan.

Inflación:En la comunidad científica tiene una gran aceptación la teoría inflacionaria, propuesta por Alan Guth en los años setenta, que intenta explicar los primeros instantes del universo. Se basa en estudios sobre campos gravitatorios fortísimos, como los que hay cerca de un agujero negro. Supuestamente nada existía antes del instante en que nuestro universo era de la dimensión de un punto con densidad infinita, conocida como una singularidad. En este punto se concentraban toda la materia, la energía, el espacio y el tiempo. Según esta teoría, lo que desencadenó el primer impulso del Big Bang es una "fuerza inflacionaria" ejercida en una cantidad de tiempo prácticamente inapreciable. Se supone que de esta fuerza inflacionaria se dividieron las actuales fuerzas fundamentales.
Este impulso, en un tiempo tan inimaginablemente pequeño, fue tan violento que el universo continúa expandiéndose en la actualidad. Hecho que fue corroborado por Edwin Hubble. Se estima que en solo 15 x 10-33 segundos ese universo primigenio multiplicó sus medidas por 100.

Formación de materia:El universo después del Big Bang comenzó a enfriarse y a expandirse, este enfriamiento produjo que tanta energía comenzara a estabilizarse. Los protones y los neutrones se “crearon'” y se estabilizaron cuando el universo tenía una temperatura de 100.000 millones de grados, aproximadamente una centésima de segundo después del inicio. Los electrones tenían una gran energía e interactuaban con los neutrones, que inicialmente tenían la misma proporción que los protones, pero debido a esos choques los neutrones se convirtieron mas en protones que viceversa. La proporción continuó bajando mientras el universo se seguía enfriando, así cuando se tenía 30.000 millones de grados (una décima de segundo) habían 38 neutrones por cada 62 protones y 24 a 76 cuando tenía 10.000 millones de grados (un segundo).
Lo primero en aparecer fue el núcleo del deuterio, casi a 14 segundos después, cuando la temperatura de 3.000 millones de grados permitía a los neutrones y protones permanecer juntos. Para cuando estos núcleos podían ser estables, el universo necesitó de algo más de tres minutos, cuando esa bola incandescente se había enfriado a 1.000 millones de grados.
Aunque no existe una teoría verosimi, todos se preguntan como es que se originó la primer materia, cual fue el primer átomo de masa que creo todo lo que podemos ver y sentir.


Formación de núcleos y átomos:Algo más de cuatro minutos bastaron para que los núcleos de hidrógeno (protones) y los núcleos de deuterio pudieran fusionarse en un núcleo de helio. Las altas temperaturas no permitían que éstos núcleos pudieran capturar aún electrones. Cuando el universo tenía algo más de 30 minutos (a una temperatura de 300 millones de grados), la materia estaba en estado de plasma, o sea, ambos núcleos podían coexistir con electrones libres. Éste estado podemos encontrarlo en el interior del Sol.
A pesar que tantos hechos ocurrieron en un tiempo relativamente corto,en relación con la edad del universo, éstos continuaron así hasta que la temperatura bajó lo suficiente para que núcleos atómicos puedan capturar electrones, casi 300 mil años después a una temperatura de unos 6 mil grados parecida a la superficie actual del Sol. Junto con esto los primeros fotones pudieron atravesar átomos de materia sin tener perturbaciones, hecho que produjo que el universo sea transparente. La materia y esta radiación necesitaban dejar de ser uno solo para poder formar lo que hoy conocemos como estrellas y galaxias, para esto se necesitaron no menos de un millón de años a partir de ese gran inicio.


Materia oscura:Formalmente para que todo lo expuesto aquí pueda ser válido, los científicos necesitan de una materia adicional a la conocida (o más propiamente vista) por el hombre. Varios cálculos han demostrado que toda la materia y la energía que conocemos es muy poca en relación a la que debería existir para que el Big Bang sea correcto. Por lo que se postuló la existencia de una materia hipotética para llenar ese vacío, a la cual se la llamo materia oscura ya que no interactúa con ninguna de las fuerzas nucleares (fuerza débil y fuerte) y ni el electromagnetismo, sólo con la fuerza gravitacional. En el gráfico de la derecha se puede ver las proporciones calculadas.

Teoria del big bang

La teoría del Big Bang o teoría de la gran explosión es un modelo científico que trata de explicar el origen del Universo y su desarrollo posterior a partir de una singularidad espaciotemporal. Técnicamente, se trata del concepto de expansión del Universo desde una singularidad primigenia, donde la expansión de éste se deduce de una colección de soluciones de las ecuaciones de la relatividad general, llamados modelos de Friedmann- Lemaître - Robertson - Walker. El término "Big Bang" se utiliza tanto para referirse específicamente al momento en el que se inició la expansión observable del Universo (cuantificada en la ley de Hubble), como en un sentido más general para referirse al paradigma cosmológico que explica el origen y la evolución del mismo.
Big bang (gran explosión): en cierto modo no puede haber sido grande ya que se produjo exactamente antes del surgimiento del espacio-tiempo, habría sido el mismo big bang lo que habría generado las dimensiones desde una singularidad; tampoco es exactamente una explosión en el sentido propio del término ya que no se propagó fuera de sí mismo.
El universo en sus primeros momentos estaba lleno homogénea e isótropamente de una energía muy densa y tenía una temperatura y presión concomitantes. Se expandió y se enfrió, experimentando cambios de fase análogos a la condensación del vapor o a la congelación del agua,pero relacionados con las partículas elementales.
Al pasar el tiempo, algunas regiones ligeramente más densas de la materia casi uniformemente distribuida crecieron gravitacionalmente, haciéndose más densas, formando nubes, estrellas, galaxias y el resto de las estructuras astronómicas que actualmente se observan. Los detalles de este proceso dependen de la cantidad y tipo de materia que hay en el Universo. Los tres tipos posibles se denominan materia oscura fría, materia oscura caliente y materia bariónica. Las mejores medidas disponibles (provenientes del WMAP) muestran que la forma más común de materia
en el universo es la materia oscura fría. Los otros dos tipos de materia sólo representarían el 20 por ciento de la materia del Universo.

El Universo actual parece estar dominado por una forma misteriosa de energía conocida como energía oscura. Aproximadamente el 70 por ciento de la densidad de energía del universo actual está en esa forma. Una de las propiedades características de este componente del universo es el hecho de que provoca que la expansión del universo varíe de una relación lineal entre velocidad y distancia, haciendo que el espacio-tiempo se expanda más rápidamente que lo esperado a grandes distancias. La energía oscura toma la forma de una constante cosmológica en las ecuaciones de campo de Einstein de la relatividad general, pero los detalles de esta ecuación de estado y su relación con el modelo estándar de la física de partículas continúan siendo investigados tanto en el ámbito de la física teórica como por medio de observaciones.


Base teórica:En su forma actual, la teoría del Big Bang depende de tres suposiciones:

1.La universalidad de las leyes de la físicas, en particular de la teoría de la relatividad general
2.El principio cosmológico
3.El principio de Copérnico
Inicialmente, estas tres ideas fueron tomadas como postulados, pero actualmente se intenta verificar cada una de ellas. La universalidad de las leyes de física ha sido verificada al nivel de las más grandes constantes físicas, llevando su margen de error hasta el orden de 10-5. La isotropía del universo que define el principio cosmológico ha sido verificada hasta un orden de 10-5. Actualmente se intenta verificar el principio de Copérnico observando la interacción entre grupos de galaxias y el CMB por medio del efecto Sunyaev-Zeldovich con un nivel de exactitud del 1 por ciento.

La teoría del Big Bang utiliza el postulado de Weyl para medir sin ambigüedad el tiempo en cualquier momento en el pasado a partir del la época de Planck. Las medidas en este sistema dependen de coordenadas conformales, en las cuales las llamadas distancias codesplazantes y los tiempos conformales permiten no considerar la expansión del universo para las medidas de espacio-tiempo. En ese sistema de coordenadas, los objetos que se mueven con el flujo cosmológico mantienen siempre la misma distancia codesplazante, y el horizonte o límite del universo se fija por el tiempo codesplazante.
Visto así, el Big Bang no es una explosión de materia que se aleja para llenar un universo vacío; es el espacio-tiempo el que se extiende.Y es su expansión la que causa el incremento de la distancia física entre dos puntos fijos en nuestro universo.Cuando los objetos están ligados entre ellos (por ejemplo, por una galaxia), no se alejan con la expansión del espacio-tiempo, debido a que se asume que las leyes de la física que los gobiernan son uniformes e independientes del espacio métrico. Más aún, la expansión del universo en las escalas actuales locales es tan pequeña que cualquier dependencia de las leyes de la física en la expansión no sería medible con las técnicas actuales.
En general, se consideran tres las evidencias empíricas que apoyan la teoría cosmológica del Big Bang. Éstas son: la expansión del universo que se expresa en la Ley de Hubble y que se puede apreciar en el corrimiento hacia el rojo de las galaxias, las medidas detalladas del fondo cósmico de microondas, y la abundancia de elementos ligeros. Además, la función de correlación de la estructura a gran escala del Universo encaja con la teoría del Big Bang.

Formacion del universo

La teoría del Big-Bang plantea que el universo surgió de una explosión inicial que ocasionó la expansión de la materia desde un estado de condensación extrema.
El hidrógeno y el helio habrían sido los productos primarios de la Gran Explosión, y los elementos más pesados se produjeron más tarde, dentro de las estrellas.
A causa de su elevadísima densidad, la materia existente en los primeros momentos del Universo se expandió con rapidez. Al expandirse, el helio y el hidrógeno se enfriaron y se condensaron en estrellas y en galaxias. La consecuencia de esta Gran Explosión puede advertirse, por ejemplo, a través de la comprobación de que las galaxias continúan alejándose unas de otras.

Galaxia: enorme conjunto de cientos o miles de millones de estrellas, todas interaccionando gravitatoriamente y orbitando alrededor de un centro común. Todas las estrellas visibles a simple vista desde la superficie terrestre pertenecen a nuestra galaxia, la Vía Láctea. El Sol es solamente una estrella de esta galaxia. Además de estrellas y planetas, las galaxias contienen cúmulos de estrellas, hidrógeno atómico, hidrógeno molecular, moléculas complejas compuestas de hidrógeno, nitrógeno, carbono y silicio entre otros elementos, y rayos cósmicos. Nuestra galaxia, la Vía Láctea, sólo es una de los varios cientos de millones de galaxias visibles mediante los potentes telescopios modernos.


Constelación: cualquiera de las 88 agrupaciones de estrellas que aparecen en la esfera celeste y que toman su nombre de figuras religiosas o mitológicas, animales u objetos. Este término también se refiere a áreas delimitadas de la esfera celeste que comprenden los grupos de estrellas con nombre.

Planeta: cualquiera de los nueve cuerpos celestes más importantes que están en órbita alrededor del Sol y brillan por el reflejo de su luz. Asteroides, cometas y meteoroides son cuerpos menores que también tienen al Sol como astro primario, es decir, no son satélites de un planeta.


Estrella: gran cuerpo celeste compuesto de gases calientes que emiten radiación electromagnética, en especial luz, como resultado de las reacciones nucleares que tienen lugar en su interior. El Sol es una estrella. Con la única excepción del Sol, las estrellas parecen estar fijas, manteniendo la misma forma en los cielos año tras año. En realidad, las estrellas están en rápido movimiento, pero a distancias tan grandes que sus cambios relativos de posición se perciben sólo a través de los siglos.
La estrella más cercana a nuestro Sistema Solar es Próxima Centauri, uno de los componentes de la estrella triple Alpha Centauri, que está a unos 40 billones de km de la Tierra. En términos de velocidad de la luz, este sistema de estrella triple está a unos 4,29 años luz.
El brillo de las estrellas se describe en términos de magnitud. Las estrellas más brillantes pueden ser hasta 1.000.000 de veces más brillantes que el Sol.


Satélites: objetos secundarios que gravitan en una órbita cerrada alrededor de un planeta. La Luna es el satélite de la Tierra, si bien la Luna y la Tierra tienen un tamaño tan similar que se las puede considerar en algunos momentos como un sistema de dos planetas.


Asteroides: planetas pequeños o menores que giran en órbitas elípticas, sobre todo, entre las órbitas de Marte y Júpiter. Los asteroides de mayor tamaño y más representativos son: Ceres, con un diámetro de unos 1.030 km, y Palas y Vesta, con diámetros de unos 450 km. Aproximadamente 200 asteroides tienen diámetros de más de 100 km, y existen miles de asteroides más pequeños. La masa total de todos los asteroides del Sistema Solar es mucho menor que la masa de la Luna. En la actualidad, pocos científicos creen que los asteroides sean los restos de un planeta anterior. Lo más probable es que los asteroides ocupen un lugar en el Sistema Solar donde se podría haber formado un planeta de tamaño considerable, pero no pudo ser por las influencias disruptivas de Júpiter. Quizá en un principio, existieran unas pocas docenas de asteroides que posteriormente se fragmentaron en colisiones mutuas hasta producir el número actual.


Vía Láctea: agrupamiento de estrellas con forma de disco, que incluye al Sol y a su Sistema Solar. Para un observador terrestre, el disco de la Galaxia aparece como una banda débilmente luminosa que se puede observar de noche extendiéndose a través del cielo, sobre todo en las noches de verano claras y sin luna. Antiguamente a esta banda se la llamó Vía Láctea (también Camino de Santiago), nombre que en la actualidad hace referencia a toda la galaxia.
Se ha descubierto que la Vía Láctea es una gran galaxia espiral, con varios brazos espirales que se enroscan alrededor de un núcleo central de un grosor de unos 10.000 años luz. El centro galáctico está en dirección a Sagitario y se encuentra a unos 26.000 años luz del Sol. Las estrellas del núcleo central están más agrupadas que las de los brazos, donde se han encontrado más nubes interestelares de polvo y gas. El diámetro del disco es de unos 100.000 años luz.

El Sol. El Sol está estructuralmente formado por: el núcleo, la zona de radiación, la zona de convección y la fotosfera.




Los gases del núcleo son unas 150 veces más densos que el agua y alcanzan temperaturas de 16 millones de grados centígrados. La energía del Sol se produce en el núcleo mediante la fusión de los núcleos de hidrógeno en núcleos de helio. En la zona de radiación, la radiación electromagnética fluye hacia el exterior en forma de calor, y los gases son tan densos como el agua. Esta zona es más fría que el núcleo, con unos 2,5 millones de grados centígrados. En la zona de convección, movimientos de gases sacan fuera la energía del Sol. La zona de convección es ligeramente más fría (unos 2 millones de grados centígrados) y 10 veces menos densa que el agua. La fotosfera es más fría en unos 5.500 °C y mucho menos densa (una millonésima de la densidad del agua). La turbulencia de esta región es visible desde la Tierra en forma de manchas solares, erupciones y pequeñas bolsas de gas llamadas gránulos.

La cantidad total de energía emitida por el Sol en forma de radiación es bastante constante, y no varía más que unas pocas décimas de un 1% en varios días. Esta energía se genera en las profundidades del Sol. Al igual que la mayoría de las estrellas, el Sol se compone sobre todo de hidrógeno (71%). también contiene helio (27%) y otros elementos más pesados (2%). Cerca del centro del Sol, la temperatura es de casi 16.000.000 K y la densidad es 150 veces la del agua. Bajo estas condiciones, los núcleos de los átomos de hidrógeno individuales actúan entre sí, experimentando la fusión nuclear. El Sol junto con los demás astros tiene 4.600 millones de años. La distancia del Sol a la Tierra no es siempre la misma: la mínima es 147.100.000 km, la máxima es 152.100.000 km.; la media es 150.000.000 km.

La Luna es el satélite natural de la Tierra. Tiene un diámetro de unos 3.480 km (aproximadamente una cuarta parte del de la Tierra). La masa de la Tierra es 81 veces mayor que la de la Luna. La densidad media de la Luna es de sólo las tres quintas partes de la densidad de la Tierra, y la gravedad en la superficie lunar es un sexto de la de la Tierra.
La Luna orbita a la Tierra a una distancia media de 384.403 km y a una velocidad media de 3.700 km/h. Completa su vuelta alrededor de la Tierra en una órbita elíptica en 27 días, 7 horas, 43 minutos y 11,5 segundos con respecto a las estrellas. Para cambiar de una fase a otra similar, o mes lunar, la Luna
Necesita 29 días, 12 horas, 44 minutos y 2,8 segundos. La edad de la luna es igual al de todos los astros tiene 4.600 millones de años. La distancia de la Tierra hasta la Luna varía: la mínima es 356.399 km. La media es 384.403 km y la máxima es 406.699km.


Sistema Solar: sistema formado por el Sol, nueve planetas y sus satélites, asteroides, cometas y meteoroides, polvo y gas interplanetario. Las dimensiones de este sistema se especifican en términos de distancia media de la Tierra al Sol, denominada unidad astronómica (UA). Una UA corresponde a 150 millones de kilómetros. El planeta más distante conocido es Plutón, su órbita está a 39,44 UA del Sol. La frontera entre el Sistema Solar y el espacio interestelar se supone que se encuentra a 100 UA.
En la actualidad se conocen nueve planetas principales. Normalmente se dividen en dos grupos: los planetas interiores (Mercurio, Venus, Tierra y Marte) y los planetas exteriores (Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y Plutón). Los interiores son pequeños y se componen sobre todo de roca y hierro. Los exteriores (excepto Plutón) son mayores y se componen, principalmente, de hidrógeno, hielo y helio.


Nebulosas:Las nebulosas (nebula singular, nebulae plural, en latín e inglés) son regiones del medio interestelar constituidas por gases (principalmente hidrógeno y helio) y polvo. Tienen una importancia cosmológica notable porque muchas de ellas son los lugares donde nacen las estrellas por fenómenos de condensación y agregación de la materia; en otras ocasiones se trata de los restos de estrellas ya extintas.
Las nebulosas asociadas con estrellas jóvenes se localizan en los discos de las galaxias espirales y en cualquier zona de las galaxias irregulares, pero no se suelen encontrar en galaxias elípticas puesto que éstas apenas poseen fenómenos de formación estelar y están dominadas por estrellas muy viejas. El caso extremo de una galaxia con muchas nebulosas sufriendo intensos episodios de formación estelar se denomina galaxia starburst.
Antes de la invención del telescopio, el término «nebulosa» se aplicaba a todos los objetos celestes de apariencia difusa. Por esta razón, a veces las galaxias (conjunto de miles de millones de estrellas, gas y polvo unidos por la gravedad) son llamadas impropiamente nebulosas; se trata de una herencia de la Astronomía de siglo XIX que ha dejado su signo en el lenguaje astronómico contemporáneo.


AGUJEROS NEGROS:Un agujero negro u hoyo negro es una región finita del espacio-tiempo provocada por una gran concentración de masa en su interior, con enorme aumento de la densidad, lo que provoca un campo gravitatorio tal que ninguna partícula material, ni siquiera los fotones de luz, puede escapar de dicha región.
La curvatura del espacio-tiempo o «gravedad de un agujero negro» provoca una singularidad envuelta por una superficie cerrada, llamada horizonte de sucesos. Esto es debido a la gran cantidad de energía del objeto celeste. El horizonte de sucesos separa la región del agujero negro del resto del Universo y es la superficie límite del espacio a partir de la cual ninguna partícula puede salir, incluyendo la luz. Dicha curvatura es estudiada por la relatividad general, la que predijo la existencia de los agujeros negros y fue su primer indicio. En los años 70, Hawking, Ellis y Penrose demostraron varios teoremas importantes sobre la ocurrencia y geometría de los agujeros negros.[1] Previamente, en 1963, Roy Kerr había demostrado que en un espacio-tiempo de cuatro dimensiones todos los agujeros negros debían tener una geometría cuasi-esférica determinada por tres parámetros: su masa M, su carga eléctrica total e y su momento angular L.
Se cree que en el centro de la mayoría de las galaxias, entre ellas la Vía Láctea, hay agujeros negros supermasivos. La existencia de agujeros negros está apoyada en observaciones astronómicas, en especial a través de la emisión de rayos X por estrellas binarias y galaxias activas.

Calendarios

El calendario (del latín calenda) es una cuenta sistematizada del tiempo para la organización de las actividades humanas. Antiguamente estaba basado en los ciclos lunares. En la actualidad, los diversos calendarios tienen base en el ciclo que describe la Tierra alrededor del Sol y se denominan calendarios solares. El calendario sideral se basa en el movimiento de otros astros diferentes al Sol.



Historia

El primer año de la era romana, denominado el Año de Rómulo, consistía en diez o doce meses, según la bibliografía que se cite. Censorino, Plutarco y otros manifestaban que al principio el año tenía doce meses, pero debe darse más crédito a Gracano, Fulvio (Nobilior), Varro, Ovidio en varios pasajes de sus Fasti (i.27, 43, iii.99, 119, 151), Gelio (Noct. Att. iii.16), Macrobio (Saturn. i.12), Solino (Polyh. i), Servio (ad Georg. i.43), y otros, que mantenían que el primer año romano tenía solo diez meses.
El principio del año romano no era enero, como es en la actualidad; era en marzo, y llegaba hasta diciembre. Esto es confirmado por el hecho del encendido del fuego sagrado en el templo de Vesta, en el primer día del año, el primero de marzo. Los diez meses del calendario eran llamados Martius, Aprilis, Maius, Iunius, Quinctilis, Sextilis, September, October, Nouember, December. La duración de los meses era de treinta y un días para cuatro de ellos (Martius, Maius, Quinctilis y October) y treinta días para los demás, de tal manera que la duración de los meses quedaba en orden sucesivo: 31, 30; 31, 30; 31, 30, 30; 31, 30, 30; con la duración total del año de 304 días.
Más tarde, se instauró el año de Numa, con doce meses y 355 días. Este año fue creado alrededor del 700 a. C. por el segundo rey de Roma, Numa Pompilio. Censorino (c20) cuenta que al año de Rómulo se le adhirieron cincuenta y un días: “se les quitó un día a cada uno de los meses huecos antes nombrados, que entonces sumados hacían 57 días, de los cuales se formaron dos meses, Ianuarius con 29, y Februarius con 28 días. Así todos los meses eran de este modo plenos, y contenían un número impar de días, salvo Februarius, que era el único hueco, y por eso considerado más desafortunado que el resto.", quedando el año de la siguiente manera: Martius, 31 días; Aprilis, 29 días; Maius, 31 días; Iunius, 29 días; Quinctilis, 31 días; Sextilis, 29 días; September, 29 días; October, 31 días; Nouember, 29 días; December, 29 días; Ianuarius, 29 días; y Februarius, 28 días.
Aún de esta manera el año quedaba corto once días respecto al año solar, por lo que Numa Pompilio ordenó que se le añadiera un mes cada dos años de 22 días en el segundo y sexto años, y de 23 días en el cuatro y octavo, haciendo un ciclo de ocho años. El mes intercalar era llamado Mercedonius (Plutarco, Numa, 19; Caes. 59). El año romano estaba basado en los ciclos lunares y, según Livio, la relación con los años solares se daba cada 19 años. Este ciclo fue introducido en el 432 a. C. y, aunque este conocimiento carecía de uso popular, era utilizado por los pontífices para los cultos de los dioses.
En 45 a. C. Julio César encargó al astrónomo alejandrino Sosígenes la elaboración de su calendario. Este fijó la duración del año en 365 días y seis horas, cálculo asombrosamente exacto dados los rudimentarios instrumentos de la época, ya que su margen de error fue sólo de 11 minutos y 9 segundos al año, es decir, menos de un segundo por día, pero con el fin de evitar complicaciones, se tomó de 365 días de duración, añadiendo diez días al año de 355 días. Censorino escribió el siguiente texto al respecto: “La confusión fue al final llevada tan lejos que C. César, el Pontifex Maximus, en su tercer consulado, con Lépido como colega, insertó entre noviembre y diciembre dos meses intercalares de 67 días, habiendo ya recibido el mes de febrero una intercalación de 23 días, e hizo así que el año completo consistiera en 445 días. Al mismo tiempo proveyó contra una repetición de errores similares al renunciar al mes intercalar, y al adaptar el año al curso solar. Para ello, a los 355 días del año previamente existente, añadió diez días, que distribuyó entre los siete meses que tenían 29 días, de tal forma que Enero, Sextilis y Diciembre recibieron dos cada uno, y los otros sólo uno; y estos días adicionales los colocó al final de cada mes, sin duda con el deseo de no mover los diversos festivales de aquellas posiciones en cada uno de los meses que durante tanto tiempo habían ocupado. Así, en el presente calendario, aunque hay siete meses de 31 días, los cuatro meses que originalmente poseían ese número aún son distinguibles al tener sus nonas en el quinto día del mes. Por último, en consideración por el cuarto de día que él consideraba que completaba el año, estableció la regla de que, al final de cada cuatro años, un único día debía ser intercalado donde el mes había sido anteriormente insertado, esto es, inmediatamente después de los Terminalia; ese día es ahora llamado el Bisextum.". Bissextum viene de bis-sexto. El 24 de febrero era llamado por los romanos "ante diem sextum Kalendas Martias"; en los años bisiestos, el día 25 era llamado "ante diem bis sextum Kalendas Martias" y no "ante diem quintum Kalendas Martias" como en los años normales. De ahí viene el nombre de Bisiesto ("bis sextum", esto es, dos veces sexto).
Julio César añadió un día a julio, mes de su nacimiento, para engrandecerse. Augusto hizo lo mismo con agosto, pues él no iba a ser menos que su antecesor. Ambos días fueron retirados de febrero, que pasó a tener 28. Ante la disminución de este mes con respecto a los otros, el día añadido de los años bisiestos se le concedió a él.
La imperfección del Calendario Juliano dio pie para que en el año 1582 el Papa Gregorio XIII encargara a Luis Lilio y al jesuita alemán Christopher Clavius la reforma que dará vida al conocido como Calendario Gregoriano
Esta reforma tuvo dos aspectos principales. Por una parte, dado que el equinoccio de primavera se había adelantado 10 días, se suprimieron estos para ajustar el ciclo de las estaciones. Este ajuste se llevó a cabo el jueves 4 de octubre de 1582, por lo que el día siguiente se consideró viernes 15 de octubre. Además para conseguir que este resultado pudiera mantenerse en el futuro, se acordó que los años bisiestos cuyas dos últimas cifras fueran ceros no fueran bisiestos, excepto si sus dos primeras son divisibles por cuatro. Así pues de los años 1600, 1700, 1800, 1900 y 2000, que en el calendario juliano son bisiestos, en el gregoriano lo son sólo el 1600 y el 2000, de modo que cada cuatro siglos quedan suprimidos tres días.
Este calendario fue poco a poco asumido por todos los países y es el mayoritariamente utilizado hoy en todo el mundo.
Actualmente el desfase que se produce es de aproximadamente 3 días cada 10.000 años, ya que el año gregoriano resulta más largo que el trópico de cáncer.
En la actualidad coexisten unos cuarenta calendarios, que no tienen nada que ver unos con otros. Medir el tiempo ha sido siempre una de nuestras pasiones y nuestros errores nos han hecho festejar la llegada de la primavera en pleno invierno.

Calendario en mesopotamia:

Los primeros calendarios de la humanidad datan de las civilizaciones que habitaron el valle de los ríos Tigris y Éufrates, en Mesopotamia. Estos calendarios se crearon a partir de la observación de las fases de la Luna. Sacerdotes babilonios y sumerios confeccionaron un calendario basado en ciclos de 29.5 días, que había entre cada luna nueva. Este período lunar dividía el año en doce lunaciones o meses y sumaba un total de 354 días.
Estos primeros calendarios, sin embargo, no coincidían con el viaje de la Tierra alrededor del Sol, que le toma 365.256 días. Ni tampoco coincidían con el intervalo entre luna nueva y luna nueva, que es de 29 días, 12 horas, 44 minutos y 2.87 segundos por lo que las sutiles imprecisiones provocaban que, con el paso de los años, el año solar con sus estaciones se desfasara del ciclo lunar. Para remediar este desfase entre las estaciones y los ritos agrícolas, los sacerdotes añadían días o meses que permitieran corregir la desigualdad de los ciclos astronómicos. Más tarde se estableció un sistema según el cual se agregaban siete meses, distribuídos en un período de 19 años para lograr que concordaran los meses y los años.
El sistema babilónico sirvió de modelo a hebreos y musulmanes, aunque cada quien hizo sus cambios. Los judíos introdujeron la semana de siete días, más o menos un cuarto de lunación; los musulmanes descartaron las correcciones y siguen usando un calendario puramente lunar


Calendario egipcio:

Los egipcios de la Edad Antigua aprendieron a determinar las estaciones del año a partir de los cambios que mostraba el río Nilo con el paso del tiempo. Para los habitantes de esta civilización, las estaciones eran tres: "inundación" o época de la crecida, que duraba aproximadamente de junio a septiembre; "aparición de los campos al retirarse el agua", cuando el suelo estaba húmedo, a partir de octubre y hasta el mes de febrero; y "sequía", de febrero a junio, cuando volvía a repetirse el ciclo.
De estas observaciones nació una de las aportaciones fundamentales de la civilización egipcia, el calendario solar de 365 días. Este calendario, que era bastante certero, se usó desde el tercer milenio a. de N.E. y tuvo una finalidad práctica: el control de los ciclos agrícolas. Además, partiendo de la observación de la Luna, los egipcios dividieron su año en 12 meses, con 30 días cada uno.
El año nuevo egipcio se celebraba cuando Sirio, la estrella más brillante del cielo, aparecía en el horizonte por el oriente, un momento antes de la aurora. Sirio indicaba que la Primavera había terminado y que muy pronto se produciría la anhelada inundación de tierras por la crecida de las aguas del Nilo. Posteriormente, a fin de ajustar el año lunar con la aparición de Sirio en el horizonte, los astrónomos agregaron cinco días a cada año. Asimismo propusieron, sin éxito, la adición de un día cada cuatro años para que el año concordara aún más con el ciclo solar.
Otra contribución importante derivada de las observaciones celestes que hicieron los egipcios fue la división del día y la noche en 12 partes cada una. Cada sección representaba 1/12 del tiempo transcurrido entre la salida y la puesta del Sol o entre la puesta y la salida; por lo consiguiente, la duración de la hora variaba según las estaciones.



Calendario mesoamericanos:

En el momento de la conquista española, el uso del calendario era un rasgo común de las civilizaciones del área cultural de Mesoamérica. Hay indicios de su existencia entre los nahuas, otomíes, tarascos, huastecos, los mayas y otros grupos del sur. El calendario mesoamericano era a la vez uno y múltiple, según las culturas que lo adoptaron. Éste se desarrolló en estrecha vinculación con la invención de la escritura y la práctica de erigir estelas, así como con el desarrollo de un complejo sistema matemático de base vigesimal. Todos estos logros, además de constituir conocimientos científicos, expresaban necesidades sociales, económicas y políticas de las civilizaciones prehispánicas de Mesoamérica.
Para los antiguos pobladores de esta zona, el calendario era una guía al pasado mítico y una ventana al futuro astrológico. Ordenaba los rituales asociados a los ciclos del tiempo, las actividades agrícolas o comerciales, los mercados y los reinados de los soberanos. Dictaba los nombres de los pueblos y de la gente, divinizaba sus destinos, y provocaba o curaba enfermedades.
El calendario mesoamericano más antiguo era el de 260 días ("calendario sagrado"), que marcaba el ciclo más elemental y era el que más importancia tenía para la vida cotidiana. Este calendario fue el que usaron todos los pueblos de la región y se le considera uno de los elementos culturales que definen las fronteras de Mesoamérica. Entre los mayas se llamó tzolkin, entre los nahuas tonalpohualli y piye entre los zapotecos. Además existían otros calendarios más complejos, como veremos en lo casos de las culturas maya y mexica.

El calendario maya:

A lo largo de su historia, los mayas han tenido un conocimiento sumamente sofisticado del cosmos y sus ciclos. El tiempo es importante por sus significados simbólicos, religiosos y mágicos y por ser la clave del comportamiento de los dioses y del destino de los hombres.
El tiempo, como el espacio, se define a partir del movimiento solar. La unidad temporal básica es el día y a partir de éste se establecen todas las demás unidades temporales: la trecena de 13 días, el mes de 20 días, el ciclo de la luna de 28 ó 29 días, el ciclo del tzolkin de 260 días, el tun de 360 días, el haab de 365, los ciclos de Venus y de los eclipses, el katún de 7,200 días (= 20 tunes), el baktún de 144,000 días (= 20 katunes), el piktún de 2,880,000 días, y así sucesivamente. De esta manera, el recorrido cotidiano del Sol se inserta en ciclos más amplios, algunos relacionados con él, otros con los demás astros y otros más inventados por el hombre.
A la fecha, el calendario más usado de los mayas es el tzolkin y consiste en 20 días con sus diferentes nombres que se combinan con 13 números. El total de posibles combinaciones de cada número es 260 y entonces se regresa al punto de partida. A este primer ciclo calendárico se añade el ciclo anual, o haab, de 365 días. Éstos se dividen en 18 meses de 20 días (360 días) y 5 días finales. Los meses del haab definen el calendario ritual de los diferentes pueblos mayas de acuerdo al ciclo solar y estacional. Los últimos cinco días del año, llamados uayeb, quedaban fuera de la cuenta de los meses y eran considerados nefastos, pero durante ellos se realizaba la fiesta para recibir el año nuevo. La concepción maya del transcurso del tiempo marca turnos en los cuales las diferentes deidades y los hombres toman la responsabilidad de "cargarlo". El dios que carga un periodo temporal, que puede durar un día o casi 400 años, rige el mundo durante ese lapso y su influencia se siente en todos los aspectos de la vida.



El calendario mexica:

Para los mexicas, como para el resto de los mesoamericanos, no bastaba el ciclo anual de 260 días; por ello, utilizaron otro que consistía consistía en un año solar de 365 días (xíhuitl), dividido en 18 meses de 20 días (360 días) y cinco 5 días adicionales (nemontemi).
La combinación de ambos ciclos, el de 260 días y el de 365 días, formaba unidades de 52 años. A este periodo se le llamó "Rueda del Calendario" y era el sistema típico del centro de México en el momento de la conquista. Para establecer los nombres de cada año, los mexicas usaron los nombres de cuatro días: ácatl (caña), técpatl (pedernal), calli (casa), y tochtli (conejo). Cada símbolo de día estaba asociado a un número diferente del uno al 13 (4 nombres de día x 13 numerales = 52 nombres de año). Los mexicas llamaron a un "siglo" de 52 años xiuhmolpilli o "atadura de los años".y también se le conoce como "cuenta corta". Los ciclos de 52 años se iniciaban entre los aztecas mediante un rito importante, la fiesta del Fuego Nuevo, que coincidía además con la fecha en que la constelación de Pléyades pasaba el cenit a medianoche.
En la "cuenta corta" de 52 años cabían exactamente 73 tonalpohualli (52 x 365 = 73 x 260 = 18,980 días). Al cabo de este período, las combinaciones de los ciclos de 365 y 260 días se agotaban, y comenzaba otro ciclo mayor con exactamente las mismas fechas. Dos ciclos de 52 años, es decir 104 años, se llamaban huehuetiliztli, "la vejez", y se caracterizaban además por la coincidencia con el ciclo de Venus. El año de Venus contiene 584 días, y 5 años de Venus corresponden a 8 años solares; por lo tanto, cada 65 años de Venus coincidían con 104 años solares y con 146 tonalpohualli (65 x 584= 104 x 365 = 146 x 260 = 37, 960 días).
Los mexicas utilizaban una fórmula abreviada para los fechamientos para no tener que mencionar en forma completa todos los elementos que intervenían en una fecha: el día del tonalpohualli, el ordinal del día dentro de la veintena y el año; en cambio, decían únicamente el día del tonalpohualli y el año, por ejemplo: 8 ehécatl de 1 ácatl.


Calendario juliano:

En los primeros tiempos de la antigua Roma se usaba un calendario lunar de 10 meses, cuatro con 30 días (marzo, mayo, julio y octubre) y seis con 31 días (abril, junio, agosto, septiembre, noviembre y diciembre). Pero como el período de 304 días no forma ni un año solar ni lunar, se le agregaban cada vez más días para ir al parejo de las estaciones. Para el año VIII a. de N.E., se añadieron a este año 2 meses más, mediante la adición de enero y febrero, sumando un total de 12. Hasta el día de hoy sobreviven los nombres de los cuatro últimos meses del antiguo calendario: septiembre, octubre, noviembre y diciembre, que son las designaciones numéricas latinas para los meses séptimo, octavo, noveno y décimo.
En el año 45 a. de N.E., el emperador Julio César quiso perfeccionar el viejo calendario lunar y encargó la tarea a un astrónomo de Alejandría de nombre Sosígenes. El sabio hizo una adaptación del calendario egipcio y se estableció el año de 365 días, ajustado por años bisiestos, como lo habían sugerido los astrónomos egipcios dos siglos antes. Este calendario era simplemente solar y sus meses tenían 30 ó 31 días y, como ahora, febrero era la excepción, con 29 dias normalmente y 30 en los años bisiestos.
Los nombres de los meses fueron los mismos que antes, con la excepción de dos, el Quintilis, el cual, en honor a Julio César fue llamado Iulius, y el de Sextilis, que en el año 8 a. de N. E. se denominó Augustus en honor del emperador.
El calendario juliano se usó en Occidente durante más de mil años, aunque después de la reforma de Julio César se le hicieron algunos cambios menores. Dionisio el Pequeño, abad de un convento de Roma, trasladó el año nuevo del 1 de enero al 25 de marzo. Asimismo, fijó el 25 de diciembre como fecha de la Navidad e inició la práctica de fechar los sucesos a partir del nacimiento de Cristo.
Después de la introducción de los discos solares y relojes de agua, el día y la noche fueron divididos en 12 horas cada uno; sin embargo, como la división se fundaba en la variante duración del día, cada hora del mismo era más larga y, al revés, cada hora de la noche más corta, en verano y en invierno.



Calendario gregoriano:

El calendario juliano, a pesar de los años bisiestos, no se acercó lo suficiente a los ciclos astronómicos: el año-calendario promedio tenía 12 minutos más que el ciclo solar. Este error, al parecer insignificante, se fue acumulando y en 1093, por ejemplo, la primavera cayó el 15 de marzo, en vez del 21. Así, para el siglo XVI el error acumulado había provocado una diferencia en el ciclo anual natural de diez días completos.
Para arreglar este error, el papa Gregorio XIII solicitó al astrónomo C. Clavius que proyectara un moderno calendario. En el año 1582, el pontífice promulgó una reforma al calendario juliano que obligaba a todos los países católicos a que del 4 de octubre siguiera el 15 de octubre, con lo cual se "perderían" diez días pero ganarían que el hombre volvería a estar en armonía con las estaciones. Además, esta misma reforma establecía que los años seculares no divisibles entre 400 (1700, 1800, etc.) ya no serían bisiestos. Esta mejora redujo el error anual a sólo 26 segundos, que suman un día cada 3,323 años. Finalmente, el papa repuso el 1 de enero como día de Año Nuevo.
La Europa católica adoptó inmediatamente el nuevo calendario, pero los países protestantes se rehusaron a ello. Inglaterra y sus colonias aceptaron el calendario gregoriano hasta 1752, cuando quitaron 11 días a su año. Este hecho provocó motines en Londres, donde muchos indignados se lanzaron a las calles al grito de "queremos nuestros 11 días". En Estados Unidos, en cambio, Benjamín Franklin aconsejó con resignación a sus lectores que debían "acostarse tan tranquilos el dos de este mes,i despertar hasta la mañana del 14.
Sin embargo, en Rusia, cuya iglesia cismática se separó de Roma antes del siglo XVI, conservó en uso el calendario juliano casi doscientos años más. En 1918, después de la revolución Bolchevique, el gobierno quitó 13 días al año para poner su calendario en concordancia con el de los demás países de Europa. La Iglesia Ortodoxa no aceptó la reforma de los bolcheviques y, hasta hoy, sigue el calendario juliano y celebra la Navidad el 7 de enero (según el calendario gregoriano).

Telescopio

Se denomina telescopio (del griego τῆλε "lejos" y σκοπέω "ver") al instrumento óptico que permite ver objetos lejanos con mucho más detalle que a simple vista. Es herramienta fundamental de la astronomía, y cada desarrollo o perfeccionamiento del telescopio ha sido seguido de avances en nuestra comprensión del Universo.

Gracias al telescopio —desde que Galileo en 1609 lo usó para ver a la Luna, el planeta Júpiter y las estrellas— pudo el ser humano empezar a conocer la verdadera naturaleza de los objetos astronómicos que nos rodean y nuestra ubicación en el Universo

Caracteristicas:

El parámetro más importante de un telescopio es el diámetro de su "lente objetivo". Un telescopio de aficionado generalmente tiene entre 76 y 150 mm de diámetro y permite observar algunos detalles planetarios y muchísimos objetos del cielo profundo (cúmulos, nebulosas y algunas galaxias). Los telescopios que superan los 200 mm de diámetro permiten ver detalles lunares finos, detalles planetarios importantes y una gran cantidad de cúmulos, nebulosas y galaxias brillantes.

Para caracterizar un telescopio y utilizarlo se emplean una serie de parámetros y accesorios:

Distancia Focal: es la longitud focal del telescopio, que se define como la distancia desde el espejo o la lente principal hasta el foco o punto donde se sitúa el ocular.
Diámetro del objetivo: diámetro del espejo o lente primaria del telescopio.
Ocular: accesorio pequeño que colocado en el foco del telescopio permite magnificar la imagen de los objetos.
Lente de Barlow: lente que generalmente duplica o triplica los aumentos del ocular cuando se observan los astros.
Filtro: pequeño accesorio que generalmente opaca la imagen del astro pero que dependiendo de su color y material permite mejorar la observación. Se ubica delante del ocular, y los más usados son el lunar (verde-azulado, mejora el contraste en la observación de nuestro satélite), y el solar, con gran poder de absorción de la luz del Sol para no lesionar la retina del ojo.
Razón Focal: es el cociente entre la distancia focal (mm) y el diámetro (mm). (f/ratio)
Magnitud límite: es la magnitud máxima que teóricamente puede observarse con un telescopio dado, en condiciones de observación ideales. La fórmula para su cálculo es: m(límite) = 6,8 + 5log(D) (siendo D el diámetro en centímetros de la lente o el espejo del telescopio).
Aumentos: La cantidad de veces que un instrumento multiplica el diámetro aparente de los objetos observados. Equivale a la relación entre la longitud focal del telescopio y la longitud focal del ocular (DF/df). Por ejemplo, un telescopio de 1000 mm de distancia focal, con un ocular de 10mm de df. proporcionará un aumento de 100 (se expresa también como 100X).
Trípode: conjunto de tres patas generalmente metálicas que le dan soporte y estabilidad al telescopio.
Portaocular: orificio donde se colocan el ocular, reductores o multiplicadores de focal (p.ej lentes de Barlow) o fotográficas.