Teoría Heliocéntrica de Copérnico

Este texto se ocupa de la teor√≠a helioc√©ntrica de Nicol√°s Cop√©rnico. En un manuscrito distribuido discretamente a amigos de confianza en 1512 o 1513 (en todo caso antes del 1 de mayo de 1514), Cop√©rnico formul√≥ los principios de su teor√≠a helioc√©ntrica del mundo, pero no se public√≥ en su totalidad hasta su De revolutionibus orbium caelestium (Sobre las revoluciones de los orbes celestes), publicado en N√ļremberg inmediatamente despu√©s de su muerte, el 24 de mayo de 1543. Aunque Cop√©rnico situaba al Sol y no a la Tierra en el centro del mundo, su teor√≠a del movimiento de los astros no era esencialmente diferente de la expuesta por Ptolomeo en su Almagesto hacia 141: tambi√©n se basaba en c√≠rculos y movimientos uniformes, y los argumentos de Cop√©rnico contra Ptolomeo eran m√°s filos√≥ficos que observacionales. De hecho, en aquella √©poca no era posible demostrar que el Sol y no la Tierra est√° en el centro del mundo: el sistema de Cop√©rnico s√≥lo es geom√©tricamente m√°s sencillo. Sin embargo, Cop√©rnico mejorar√≠a en gran medida los valores num√©ricos de Ptolomeo, y su sistema permiti√≥ al matem√°tico alem√°n Erasmus Reinhold calcular unas excelentes efem√©rides astron√≥micas, las Tablas Prutenicas, impresas en 1551. En su sistema helioc√©ntrico (desde entonces conocido como sistema de Cop√©rnico), todos los planetas giran alrededor del Sol, y la Tierra es un planeta m√°s cuya rotaci√≥n sobre s√≠ misma da lugar a la alternancia del d√≠a y la noche. A pesar de la gran simplicidad de su sistema, Cop√©rnico no consigui√≥ que sus ideas fueran aceptadas por sus contempor√°neos. Cop√©rnico fue muy apreciado por sus contempor√°neos por haber mejorado y sustituido a Ptolomeo, pero su sistema helioc√©ntrico s√≥lo se consideraba una teor√≠a ingeniosa, no una verdad. No fue hasta Kepler y Galileo que este sistema comenz√≥ a imponerse. Todav√≠a estamos lejos del heliocentrismo de Cop√©rnico. Sin embargo, existe un caso de heliocentrismo “copernicano” en la antig√ľedad: el de Aristarco de Samos en el siglo III a.C. Y uno puede preguntarse leg√≠timamente si Cop√©rnico se inspir√≥ en ella.

Gravedad de la Tierra

El campo gravitatorio de la Tierra, o campo de gravedad de la Tierra, se refiere aqu√≠ al estudio del campo de atracci√≥n gravitatoria de la Tierra. Las anomal√≠as del campo gravitatorio terrestre est√°n causadas por irregularidades de la masa. √Čstas pueden ser las irregularidades visibles de la topograf√≠a, como las monta√Īas, o pueden ser anomal√≠as invisibles de la densidad del subsuelo. Por eso es posible utilizar las mediciones de la gravedad para investigar la estructura subterr√°nea de la corteza terrestre. As√≠, los geof√≠sicos y los ge√≥logos aplican el an√°lisis de la gravedad para estudiar las caracter√≠sticas generales de la corteza, y los geof√≠sicos de exploraci√≥n para buscar irregularidades de densidad poco profundas que puedan indicar la presencia de dep√≥sitos minerales. El campo gravitatorio de la Tierra es el campo de gravedad debido a la gravedad de la Tierra y a la fuerza centr√≠fuga causada por su rotaci√≥n diurna. Se caracteriza por la distribuci√≥n espacial de la gravedad y el potencial gravitatorio.

Energía Oscura

Este texto se ocupa de la energ√≠a oscura. La energ√≠a osucra es la entidad que comprende la mayor parte de la masa-energ√≠a del universo y es responsable de su expansi√≥n acelerada. El t√©rmino “energ√≠a oscura” deriva de la inferencia de que no es luminosa y no interact√ļa con la materia normal. Seg√ļn m√ļltiples l√≠neas de evidencia, se estima que la energ√≠a oscura constituye aproximadamente el 70% de la masa-energ√≠a del universo, mientras que la materia “normal” comprende alrededor del 5% y la materia oscura alrededor del 25%. Se cree que la energ√≠a oscura es el motor de la expansi√≥n acelerada del universo a lo largo del tiempo. Para algunos, la energ√≠a oscura es el mayor misterio del universo. En el Polo Sur, los astr√≥nomos tratan de desentra√Īar una fuerza mayor que la gravedad que determinar√° el destino del cosmos.

Solsticio

El solsticio es un acontecimiento astron√≥mico que se produce cuando la posici√≥n aparente del Sol visto desde la Tierra alcanza su extremo sur o norte seg√ļn el plano del ecuador celeste o terrestre. Se opone as√≠ al equinoccio, que se produce cuando la posici√≥n aparente del Sol se encuentra en el ecuador celeste. Mientras que los equinoccios se caracterizan por una duraci√≥n igual del d√≠a y de la noche en todo el planeta, los solsticios corresponden a una duraci√≥n m√°xima del d√≠a y de la noche, alternativamente y de forma opuesta entre los hemisferios norte y sur. Por extensi√≥n, los solsticios se refieren a los d√≠as del a√Īo en que se producen estos acontecimientos astron√≥micos. Los d√≠as alrededor del solsticio de verano son los m√°s largos del a√Īo, mientras que los del solsticio de invierno son los m√°s cortos del a√Īo. En el momento del solsticio de verano, los rayos del Sol est√°n en posici√≥n vertical en el Tr√≥pico de C√°ncer, a 23¬Ĺ¬į norte. En el Polo Norte, el Sol dar√° una vuelta de 23¬Ĺ¬į sobre el horizonte; y en el C√≠rculo Polar √Ārtico, 66¬Ĺ¬į norte, el Sol del mediod√≠a estar√° a 47¬į sobre el horizonte y el Sol poniente tocar√° el horizonte hacia el norte. As√≠, en este d√≠a todos los lugares al norte del C√≠rculo Polar √Ārtico tendr√°n 24 h de luz solar y la duraci√≥n del d√≠a en todos los lugares al norte del Ecuador ser√° de m√°s de 12 h, aumentando su duraci√≥n con el aumento de la latitud.

Sol

El Sol es la estrella alrededor de la cual gira la Tierra y cuya luz y calor hacen que nuestro planeta sea habitable. El Sol, un globo de gas ionizado y caliente conocido como plasma, contiene el 99,8% de la masa del sistema solar y mantiene a todos los planetas y objetos del sistema bajo su influencia gravitatoria. La energ√≠a del Sol se produce mediante la fusi√≥n termonuclear, que convierte el hidr√≥geno en helio dentro del n√ļcleo solar. Las tres capas de la atm√≥sfera solar son la fotosfera (la capa inferior, esencialmente la “superficie” del Sol), la cromosfera y la corona. El Sol genera energ√≠a que se mueve a trav√©s del espacio en forma de radiaci√≥n electromagn√©tica. S√≥lo una parte de esta radiaci√≥n alcanza la superficie de la Tierra; el resto es absorbido en varios puntos de la atm√≥sfera. La intensa actividad magn√©tica del Sol genera caracter√≠sticas transitorias notables, como las regiones oscuras de temperatura reducida llamadas manchas solares, las regiones claras llamadas plages y los bucles de plasma llamados prominencias. La radiaci√≥n y las part√≠culas cargadas lanzadas al espacio por la actividad solar pueden afectar significativamente a las tecnolog√≠as humanas, incluidos los sat√©lites y las redes el√©ctricas.

Estrella

Una estrella es un cuerpo celeste grande y esf√©rico formado por una masa de gas lo suficientemente caliente como para mantener la fusi√≥n nuclear y producir as√≠ energ√≠a radiante. La evoluci√≥n estelar se refiere a los cambios a gran escala, sistem√°ticos e irreversibles de la estructura y la composici√≥n de una estrella a lo largo del tiempo. La masa inicial de una estrella es la propiedad abrumadoramente determinante de la trayectoria evolutiva que seguir√° la estrella. Las estrellas comienzan como nudos compactos de gas y polvo que se colapsan bajo la fuerza de su propia gravedad hasta que las presiones y temperaturas crecen lo suficiente como para que se produzca la fusi√≥n nuclear. Las estrellas m√°s comunes son las enanas de la secuencia principal, como el Sol, que inicialmente fusionan hidr√≥geno en helio dentro de sus n√ļcleos, se hinchan en una etapa de estrella gigante y terminan como estrellas enanas blancas. Las estrellas m√°s raras, con al menos 9 veces la masa del Sol, tienen una vida corta antes de explotar como supernovas, y sus restos se convierten en estrellas de neutrones o agujeros negros.

Supernova

Una supernova (del lat√≠n stella nova, super ‘estrella nueva, m√°s all√°’; plural supernovas) es la breve y brillante iluminaci√≥n de una estrella masiva al final de su vida mediante una explosi√≥n en la que se destruye la propia estrella original. La luminosidad de la estrella aumenta entre millones y miles de millones de veces, y durante un breve periodo de tiempo se vuelve tan brillante como una galaxia entera. Las supernovas m√°s conocidas son la supernova 1987A de la Gran Nube de Magallanes y la supernova de Kepler (1604). Especialmente esta √ļltima y la supernova de Tycho Brahe (1572) han inspirado a la astronom√≠a, ya que finalmente refutaron la visi√≥n cl√°sica de la inmutabilidad de la esfera estelar fija. El remanente de supernova m√°s conocido es la nebulosa del Cangrejo (Supernova 1054) en la constelaci√≥n de Tauro.

Big Bang

La teor√≠a del big bang es el marco cosmol√≥gico de consenso para explicar el origen, las propiedades y la evoluci√≥n del universo. Seg√ļn esta teor√≠a, el universo comenz√≥ hace casi 14.000 millones de a√Īos en un estado extremadamente caliente y denso, a partir del cual se ha enfriado y expandido desde entonces. Las fuerzas y part√≠culas fundamentales de la naturaleza surgieron en las primeras fracciones de segundo tras el big bang. Las observaciones clave que apoyan la teor√≠a del big bang incluyen: (1) la expansi√≥n del universo, (2) la radiaci√≥n c√≥smica de fondo de microondas, (3) las abundancias de los elementos qu√≠micos m√°s ligeros y (4) la edad de las estrellas m√°s antiguas conocidas. La uniformidad de la temperatura del fondo c√≥smico de microondas y la planitud geom√©trica del universo sugieren que el cosmos experiment√≥ un aumento exponencial de tama√Īo, conocido como inflaci√≥n, poco despu√©s del big bang. El modelo est√°ndar de la cosmolog√≠a del big bang, conocido como materia oscura fr√≠a lambda, propone dos entidades hipot√©ticas -materia oscura y energ√≠a oscura- para explicar la estructura y la historia del universo. En cosmolog√≠a f√≠sica, el Big Bang es la teor√≠a cient√≠fica seg√ļn la cual el Universo se expandi√≥ a partir de un estado de densidad y temperatura absolutamente enormes hace unos 13.820 millones de a√Īos. El t√©rmino Big Bang se utiliza tanto en sentido estricto para referirse al momento en que comenz√≥ la expansi√≥n observada del Universo seg√ļn la ley de Hubble-Lema√ģtre, que se calcula que ocurri√≥ hace 13.820 millones (1,382 √ó 1010) de a√Īos (¬Ī 0, 05 mil millones de a√Īos)- y, en un sentido m√°s general, para referirse al paradigma cosmol√≥gico imperante que explica el origen y la expansi√≥n del Universo, junto con su composici√≥n de materia primordial por nucleos√≠ntesis, tal como predice la teor√≠a de Alpher-Bethe-Gamow. Tambi√©n tiene un sentido econ√≥mico. Adem√°s de dar cuenta de la presencia de materia ordinaria y radiaci√≥n, el modelo predice que el universo actual tambi√©n deber√≠a estar lleno de neutrinos, part√≠culas fundamentales sin masa ni carga el√©ctrica. Existe la posibilidad de que se descubran otras reliquias del universo primitivo. Una de las consecuencias del Big Bang es que las condiciones del universo actual son diferentes de las que prevalec√≠an en el pasado lejano y de las que prevalecer√°n en el futuro lejano.

Gravedad

La gravedad, una de las cuatro interacciones fundamentales que rigen el Universo, es la interacción física responsable de la atracción de los cuerpos masivos. Se manifiesta, en particular, por la atracción de la Tierra, que nos sujeta, la gravedad, que es responsable de varias manifestaciones naturales; las mareas, la órbita de los planetas alrededor del Sol, la esfericidad de la mayoría de los cuerpos celestes son algunos ejemplos. En términos más generales, la estructura a gran escala del Universo está determinada por la gravitación. Varias teorías han intentado explicar la gravitación. La teoría de la relatividad general de Albert Einstein (1915) sigue siendo la más satisfactoria. Considera la gravitación como una manifestación de la curvatura del espacio-tiempo bajo el efecto de la energía de la materia en él. La ley de la gravitación de Newton, desarrollada a finales del siglo XVII, sigue siendo una excelente aproximación en los casos no relativistas (velocidades bajas comparadas con la velocidad de la luz y masas del orden de la masa solar o inferiores).