lunes, 13 de enero de 2014
lunes, 9 de diciembre de 2013
lunes, 30 de septiembre de 2013
meorito rusia:
MAGNITUDES Y MEDIDAS
http://www.vitutor.com/di/m/a_3.html
viaje al nucleo de la tieerra... :
EL UNIVERSO
El universo es la totalidad del espacio y del tiempo, de todas las formas de la materia, la energía y el impulso, las leyes y constantes físicas que las gobiernan. Sin embargo, el término universo puede ser utilizado en sentidos contextuales ligeramente diferentes, para referirse a conceptos como el cosmos, el mundo o la naturaleza.1
Observaciones astronómicas indican que el universo tiene una edad de 13,73 ± 0,12 millardos de años (entre 13 730 y 13 810 millones de años) y por lo menos 93.000 millones de años luz de extensión.2 El evento que se cree que dio inicio al universo se denomina Big Bang. En aquel instante toda la materia y la energía del universo observable estaba concentrada en un punto de densidad infinita. Después del Big Bang, el universo comenzó a expandirse para llegar a su condición actual, y continúa haciéndolo.
Debido a que, según la teoría de la relatividad especial, la materia no puede moverse a una velocidad superior a la velocidad de la luz, puede parecer paradójico que dos objetos del universo puedan haberse separado 93 mil millones de años luz en un tiempo de únicamente 13 mil millones de años; sin embargo, esta separación no entra en conflicto con la teoría de la relatividad general, ya que ésta sólo afecta al movimiento en el espacio, pero no al espacio mismo, que puede extenderse a un ritmo superior, no limitado por la velocidad de la luz. Por lo tanto, dos galaxias pueden separarse una de la otra más rápidamente que la velocidad de la luz si es el espacio entre ellas el que se dilata.
Mediciones sobre la distribución espacial y el desplazamiento hacia el rojo (redshift) de galaxias distantes, la radiación cósmica de fondo de microondas, y los porcentajes relativos de los elementos químicos más ligeros, apoyan la teoría de la expansión del espacio, y más en general, la teoría del Big Bang, que propone que el universo en sí se creó en un momento específico en el pasado.
Observaciones recientes han demostrado que esta expansión se está acelerando, y que la mayor parte de la materia y la energía en el universo es fundamentalmente diferente de la observada en la Tierra, y no es directamente observable3 (véanse materia oscura y energía oscura). La imprecisión de las observaciones actuales ha limitado las predicciones sobre el destino final del universo.
Los experimentos sugieren que el universo se ha regido por las mismas leyes físicas, constantes a lo largo de su extensión e historia. La fuerza dominante en distancias cósmicas es la gravedad, y la relatividad general es actualmente la teoría más exacta para describirla. Las otras tres fuerzas fundamentales, y las partículas en las que actúan, son descritas por el Modelo Estándar. El universo tiene por lo menos tres dimensiones de espacio y una de tiempo, aunque experimentalmente no se pueden descartar dimensiones adicionales muy pequeñas. El espacio-tiempo parece estar conectado de forma sencilla, y el espacio tiene una curvatura media muy pequeña o incluso nula, de manera que la geometría euclidiana es, como norma general, exacta en todo el universo.
La ciencia modeliza el universo como un sistema cerrado que contiene energía y materia adscritas al espacio-tiempo y que se rige fundamentalmente por principios causales.
Basándose en observaciones del universo observable, los físicos intentan describir 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, en la cual se describen todos los aspectos de este universo con sus fenómenos.
La teoría actualmente más aceptada sobre la formación del universo, dada por el belga valón Lemaître, es el modelo del Big Bang, que describe la expansión del espacio-tiempo a partir de una singularidad espaciotemporal. El universo experimentó un rápido periodo de inflación cósmica que arrasó todas las irregularidades iniciales. A partir de entonces el universo se expandió y se convirtió en estable, más frío y menos denso. Las variaciones menores en la distribución de la masa dieron como resultado la segregación fractal en porciones, que se encuentran en el universo actual como cúmulos de galaxias.
Historia
En 1611, Galileo Galilei usó un telescopio para estudiar la cinta lechosa en el cielo nocturno llamada Vía Láctea, y descubrió que está compuesta por una inmensa cantidad de pequeñas estrellas. En el año 1755, Immanuel Kant teorizó sobre la estructura y las agrupaciones de estrellas en el tratado Historia general de la naturaleza y teoría del cielo, basado en un trabajo previo de Thomas Wright. Kant afirmaba que la Vía Láctea era un sistema formado por miles de sistemas solares como el nuestro, agrupados en una estructura de orden superior, de características similares a las de los sistemas planetarios, sensiblemente plana, de forma elíptica, en movimiento de rotación alrededor de un centro y regidas por la misma mecánica celeste. También supuso que, por el punto de vista desde el que observamos la Vía Láctea y por la densidad de estrellas visibles que agrupa, nuestro sol se encuentra en su mismo plano y forma parte de ella.1 Desde un planteamiento completamente teórico, Kant afirmó que era lógico suponer la existencia de otros planetas y satélites orbitando alrededor de otras estrellas, y que debían existir otras «Vías Lácteas» separadas a distancias de un orden de magnitud comparable a su vasto tamaño. Según su razonamiento, estas galaxias o universos isla teóricos serían visibles desde la Tierra como nubes ovaladas de luz tenue, sin que fuera posible distinguir las estrellas individuales dentro de ellas. Kant las identifica con ciertos tipos de nebulosas, que Pierre Louis Maupertuis describió como «pequeños lugares cuya luz es sólo un poco mayor que la oscuridad del espacio celestial, todas ellas con el aspecto de elipses más o menos abiertas, pero cuya luz es mucho más débil que cualquier otra que conozcamos en el cielo».2
En 1917, Hebert Curtis había observado la nova S Andrómeda, en la «nebulosa» de Messier M31. Buscando en los registros fotográficos, encontró otras 11 novas y observó que, en promedio, estas novas eran 10 órdenes de magnitud más débiles que las ocurridas en nuestra galaxia. Como resultado de esta observación pudo predecir que dichas novas se debían encontrar a una distancia de 150.000 parsecs. Hebert se convirtió en un célebre defensor de la hipótesis de «universos isla», que sostenía que las «nebulosas espirales» eran realmente galaxias independientes.
En 1920 ocurrió el gran debate entre Harlow Shapley y Heber Curtis en torno a la naturaleza de nuestra galaxia, las «nebulosas espirales» y la dimensión del universo. Para defender la afirmación de que M31 era una galaxia externa, Curtis argumentaba que las líneas obscuras observadas en dicha «nebulosa» eran similares a las nubes de polvo que se observan en la nuestra, Vol. 5 (1925). Usar un nuevo telescopio le permitió a Edwin Hubble resolver las partes exteriores de algunas «nebulosas espirales» como colecciones de estrellas individuales. Más aún, Hubble pudo identificar en esas estrellas algunas variables cefeidas y éstas le permitieron estimar la distancia a dichas «nebulosas»: estaban demasiado alejadas para ser parte de la Vía Láctea. En 1936, Hubble organizó un sistema de clasificación de galaxias que todavía es usado en nuestros días: la secuencia de Hubble.
El primer intento de describir la forma que tiene la Vía Láctea fue llevado a cabo por William Herschel en 1785, contando cuidadosamente el número de estrellas en distintas regiones del cielo. En 1920 Kapteyn, usando un refinamiento de la técnica empleada por Herschel, sugirió la imagen de una pequeña galaxia elipsoidal (15 kiloparsecs de diámetro), con el Sol cerca del centro. Con un método diferente, basado en la distribución de cúmulos globulares, realizado por Harlow Shapley, emergió una imagen radicalmente distinta: un disco plano con un diámetro aproximado de 70 kiloparsecs y con un Sol alejado de su centro. Ninguno de los dos análisis tomó en cuenta la absorción de la luz y el polvo interestelar presentes en el plano galáctico. Robert Julius Trumpler tomó en cuenta estos efectos en 1930, estudiando cúmulos abiertos y produciendo la imagen que actualmente se acepta de nuestra galaxia: la Vía Láctea es una galaxia espiral con un diámetro aproximado de 30 kiloparsecs.
En 1970, Vera Rubin hizo un estudio sobre la velocidad de rotación de las galaxias. El resultado de éste y otros estudios es que la masa conjunta de las estrellas, polvo y gases detectados en una galaxia es insuficiente para sostener la velocidad de rotación la misma. Para explicar esta discrepancia se ha postulado la existencia de materia obscura, inobservable, pero cuya masa contribuya con la gravedad necesaria para mantener las velocidades de rotación observadas.
A partir de 1990, con el telescopio espacial Hubble y otros telescopios espaciales, que cuentan con cámaras sensibles al infrarrojo, ultravioleta, rayos X y rayos gamma, el estudio de galaxias ha mejorado sustancialmente.
Nuestra galaxia, la Vía Láctea, pertenece a un Grupo Local de unas cuarenta y seis galaxias dominadas por la Vía Láctea y la Galaxia de Andrómeda. Este cúmulo se encuentra en el límite de un «súper conglomerado» que comprende casi cinco mil galaxias. El súper cúmulo, a su vez, pertenece a otra enorme concentración de galaxias reunidas en masas compactas y suaves.
Tipos de galaxias
Véase también: Secuencia de Hubble.
Las galaxias tienen tres configuraciones distintas: elípticas,
espirales e irregulares. Una descripción algo más detallada, basada en
su apariencia, es la provista por la secuencia de Hubble, propuesta en el año 1936.
Este esquema, que sólo descansa en la apariencia visual, no toma en
cuenta otros aspectos, tales como la tasa de formación de estrellas o la
actividad del núcleo galáctico.Galaxias elípticas
(E0-7): Galaxia con forma de elipse. Pueden ser nombradas desde E0 hasta E7, donde el número significa cuán ovalada es la elipse; así, E0 sería una forma de esfera y E7 de plato o disco. También se puede decir que el número indica su excentricidad multiplicada por 10.Su apariencia muestra escasa estructura y, típicamente, tienen relativamente poca materia interestelar. En consecuencia, estas galaxias también tienen un escaso número de cúmulos abiertos, y la tasa de formación de estrellas es baja. Por el contrario, estas galaxias están dominadas por estrellas viejas, de larga evolución, que orbitan en torno al núcleo en direcciones aleatorias. En este sentido, tienen cierto parecido a los cúmulos globulares.
Las galaxias más grandes son gigantes elípticas. Se cree que la mayoría de las galaxias elípticas son el resultado de la coalición y fusión de galaxias. Éstas pueden alcanzar tamaños enormes y con frecuencia se las encuentra en conglomerados mayores de galaxias, cerca del núcleo.
Galaxias espirales
- (Sa-c): Galaxia de forma espiral con brazos de formación estelar. Las letras minúsculas indican cuán sueltos se encuentran los brazos, siendo "a" los brazos más apretados y "c" los más dispersos.
- Galaxias espirales barradas (SBa-c): Galaxia espiral con una banda central de estrellas. Las letras minúsculas tienen la misma interpretación que las galaxias espirales.
- Galaxias Espirales Intermedias (SABa-c): Una galaxia que, de acuerdo a su forma, se clasifica entre una galaxia espiral barrada y una galaxia espiral sin barra.
Galaxias lenticulares
Incluyen las lenticulares barradas (SBO), que comprenden tres grupos: en el primero (SBO-1), la barra es ancha y difusa; en el segundo (SBO-2) es más luminosa en las extremidades que en el centro; y en el tercero (SBO-3) es ya muy brillante y bien definidas.
Galaxias irregulares
Hay dos tipos de galaxias irregulares. Una galaxia Irr-I (Irr I) es una galaxia irregular que muestra alguna estructura pero no lo suficiente para encuadrarla claramente en la clasificación de las secuencia de Hubble. Una galaxia Irr-II (Irr II) es una galaxia irregular que no muestra ninguna estructura que pueda encuadrarla en la secuencia de Hubble.
Las galaxias enanas irregulares suelen etiquetarse como dI. Algunas galaxias irregulares son pequeñas galaxias espirales distorsionadas por la gravedad de un vecino mucho mayor.
Del total de galaxias observadas hasta la fecha solo un 5% de las galaxias brillantes reciben el nombre de galaxia irregular.
Galaxias activas
Las galaxias activas son galaxias que liberan grandes cantidades de energía y/o materia al medio interestelar mediante procesos que no están relacionados con los procesos estelares ordinarios. Aproximadamente un 10% de las galaxias pueden clasificarse como galaxias activas.La mayor parte de la energía emitida por las galaxias activas proviene de una pequeña y brillante región del núcleo de la galaxia, y en muchos casos se observan líneas espectrales de emisión anchas y/o estrechas, que evidencian la existencia de grandes masas de gas girando alrededor del centro de la galaxia.
Los tipos más importantes de galaxias activas son:
Galaxias Seyfert
Son galaxias espirales que se caracterizan por tener un núcleo puntual muy brillante. Según su espectro se distinguen:- Galaxia Seyfert Tipo I: poseen líneas anchas de emisión.
- Galaxia Seyfert Tipo II: poseen líneas estrechas de emisión.
Galaxias «Starburst»
Son galaxias en las que se están formando enormes cantidades de estrellas muchas de las cuales, tras morir, explotan produciendo supernova, pese a que este fenómeno forma parte de la evolución estelar y formalmente este grupo no estaría en nuestra clasificación. Esta formación anormalmente alta de estrellas podría estar ligado a mecanismos internos del núcleo de la galaxia.Radiogalaxias
Las radiogalaxias suelen estar asociadas a galaxias tipo E con núcleo activo. Emiten a longitudes de onda de radio y algunas pueden ser relativamente débiles. Suelen ser galaxias que se extienden por amplias zonas del espacio. Presentan un núcleo brillante y normalmente suelen estar rodeadas por dos chorros de partículas de grandes dimensiones. Además, en muchas de ellas se ha detectado radiación sincrotrón.Cuásares
Los cuásares tienen aparentemente el mismo aspecto de una estrella; de ahí su nombre, que proviene de la contracción inglesa quasi-stellar.En esencia, los cuásares consisten en un núcleo no resuelto y muy luminoso con fuertes líneas de emisión anchas y estrechas. En los cuásares más cercanos se observa una nubosidad difusa, revelando que este tipo de objetos no son más que núcleos de galaxias activas muy lejanas de las que únicamente somos capaces de detectar su núcleo.
Se sabe que la masa de estos objetos es muy elevada y generalmente presentan una forma estructurada.
galaxia video:
tipos de constelaciones:
139 Tauri (139 Tau)1 es una estrella en la constelación de Tauro de magnitud aparente +4,82.2 Se localiza a 2º21' al norte del punto de la eclíptica que marca el solsticio de verano. También esta relativamente cerca del «anticentro galáctico», el punto diametralmente opuesto al centro galáctico de la Vía Láctea.
La paralaje medida por el satélite Hipparcos —2,10 ± 0,19 milisegundos de arco—1 emplaza a 139 Tauri a 1540 años luz del Sistema Solar; pese a la gran distancia, el error en la medida es de sólo el 9%.3 Por otra parte, su distancia estimada por la intensidad de las líneas CaII de su espectro, es considerablemente más alta: 708 pársecs o aproximadamente 2300 años luz.4
139 Tauri es una gigante luminosa azul de tipo espectral B0.5II cuya temperatura efectiva es de 24.660 K.5 Se estima que su radio es 21 veces más grande que el radio solar6 y gira sobre sí misma con una velocidad de rotación de al menos 101 km/s.7 Su luminosidad es 3755 veces mayor que la del Sol.3 Tiene una masa de 10,1 ± 1,0 masas solares, justo por encima del límite por encima del cual las estrellas finalizan su vida explosionando como supernovas. Tiene una edad de sólo 22,5 millones de años, un 0,5% de la edad del Sol.8
| 139 Tauri | |
|---|---|
| Datos de observación (Época J2000.0) |
|
| Constelación | Tauro |
| Ascensión recta (α) | 05h 57min 59,66s |
| Declinación (δ) | +25º 57’ 14,1’’ |
| Mag. aparente (V) | +4,82 |
| Características físicas | |
| Clasificación estelar | B0.5II |
| Masa solar | 10,1 ± 1,0 M☉ |
| Radio | (21 R☉) |
| Magnitud absoluta | -3,56 |
| Luminosidad | 3755 L☉ |
| Temperatura superficial | 24.660 ± 1.620 K |
| Edad | 22,5 ± 2,6 × 106 años |
| Astrometría | |
| Velocidad radial | 8 km/s |
| Distancia | 1540 años luz (472 pc) |
| Paralaje | 2,10 ± 0,19 ma |
27 Canis Majoris (27 CMa / HD 56014 / HR 2745)1 es un sistema estelar en la constelación del Can Mayor de magnitud aparente media +4,66. Se encuentra a unos 1590 años luz de distancia del Sistema Solar.
La componente primaria, 27 Canis Majoris A, es una gigante azul de magnitud aparente +4,9. Además es una binaria espectroscópica con un período orbital de 6,28 horas.2
La componente secundaria, 27 Canis Majoris B, está separada de la componente principal 0,1 segundos de arco y tiene un período orbital de 31 años. De magnitud +5,4, es una estrella variable eruptiva del tipo Gamma Cassiopeiae. Ello hace que el brillo del sistema fluctúe entre +4,42 y +4,82,2 recibiendo la denominación de variable EW Canis Majoris. Al igual que otras variables de esta clase, está catalogada como una estrella con envoltura.2
El tipo espectral conjunto de 27 Canis Majoris es B3IIIe y su luminosidad bolométrica —en todas las longitudes de onda— es 15.600 veces superior a la luminosidad solar. Su temperatura efectiva calculada es de 17.100 K.3 La velocidad de rotación medida es de 290 km/s,4 constituyendo este valor un límite inferior. Presenta una metalicidad —abundancia relativa de elementos más pesados que el helio— significativamente inferior a la solar ([M/H] = -0,47 ± 0,18).5 La edad del sistema se estima en 23 millones de años.6
| Constelación | Canis Major |
| Ascensión recta α | 07h 14min 15,21s |
| Declinación δ | -26º 21’ 09,0’’ |
| Distancia | 1590 ± 450 años luz |
| Magnitud visual | +4,42 (+4,9 / +5,4) (media) |
| Magnitud absoluta | -4,00 (-3,5 / -3,0) (media) |
| Luminosidad | 15.600 soles (conjunta) |
| Temperatura | 17.100 K (conjunta) |
| Tipo espectral | B3IIIe (conjunto) |
| Velocidad radial | 0 km/s |
Omega Orionis (ω Ori / 47 Orionis)1 es una estrella en la constelación de Orión de magnitud aparente +4,57 situada aproximadamente a 1380 años luz de distancia del Sistema Solar. Se halla rodeada por una nube de polvo, formando una modesta nebulosa de reflexión de más de una año luz de un extremo a otro.2
Omega Orionis es una gigante azul de tipo espectral B3IIIe con una temperatura efectiva de 19.100 K. Incluyendo una gran cantidad radiación ultravioleta emitida, Omega Orionis brilla con una luminosidad 15.275 veces mayor que la del Sol. Con un radio 11,4 veces más grande que el radio solar, su velocidad de rotación proyectada —181 km/s— implica un período de rotación inferior a 3,15 días. Sin embargo, su velocidad de rotación real puede alcanzar los 450 km/s, estimándose que su eje se halla inclinado 24º respecto a la línea de visión. Tiene una masa 10,5 veces superior a la del Sol, justo por encima del límite a partir del cual las estrellas explosionan como supernovas. Su edad se estima en 19 millones de años y sólo recientemente ha comenzado su etapa como gigante.2
Como consecuencia de su rápida rotación, Omega Orionis es una estrella Be. Entre las estrellas de esta clase, fue la primera en donde se midió el campo magnético, resultando ser 1000 veces mayor que el de la Tierra. Omega Orionis es, como muchas estrellas Be, una estrella variable cuyo brillo varía 0,19 magnitudes. Asimismo, se han observado pequeñas variaciones debidas a pulsaciones no radiales, con periodos de 0,97 y 2,19 días.2
| Omega Orionis | |
|---|---|
| Datos de observación (Época J2000.0) |
|
| Constelación | Orión |
| Ascensión recta (α) | 05h 39min 11,15s |
| Declinación (δ) | +04º 07’ 17,3’’ |
| Mag. aparente (V) | +4,57 |
| Características físicas | |
| Clasificación estelar | B3IIIe |
| Masa solar | 10,5 M☉ |
| Radio | (11,4 R☉) |
| Magnitud absoluta | -3,56 |
| Luminosidad | 15.275 L☉ |
| Temperatura superficial | 19.100 K |
| Edad | 19 × 106 años |
| Astrometría | |
| Velocidad radial | +21,8 km/s |
| Distancia | 1380 ± 190 años luz |
| Paralaje | 2,36 ± 0,2 mas |
| Referencias | |
Meissa (λ Ori / λ Orionis / 39 Orionis), también conocida como Heka o Raselgeuse, es una estrella de la constelación de Orión, estando situada en la cabeza del cazador. Ambos nombres provienen del árabe, Al-Maisan «la estrella brillante» y Al-Haq’ah «la mancha blanca».
A unos 1100 años luz de distancia, Meissa es una estrella binaria cuyas componentes están separadas 4,4 segundos de arco y pueden resolverse fácilmente con un pequeño telescopio. La estrella más brillante, de magnitud aparente +3,39, es una gigante azul muy caliente cuya temperatura superficial es de 35.000 K. De tipo espectral O8, es una de las pocas estrellas de este tipo visibles a simple vista, junto a Naos (ζ Puppis), Al Niyat (σ Scorpii) o Alnitak (ζ Orionis), ésta última también en la constelación de Orión. Incluyendo la radiación emitida en el ultravioleta, su luminosidad es 65.000 veces mayor que la del Sol, y es una de las estrellas más luminosas que se conocen. Su masa también es muy grande, 25 veces mayor que la masa solar, con lo que concluirá su vida explotando como una supernova.
La otra componente, de magnitud 5,61, es una estrella de tipo espectral B0.5V con una temperatura de 27.000 K. Es 5500 veces más luminosa que el Sol.
Meissa forma parte del cúmulo estelar Collinder 69. Está rodeada por un enorme anillo de gas de 150 años luz de diámetro iluminado por la estrella.
| Constelación | Orión |
| Ascensión recta α | 05h 35m 08,28s |
| Declinación δ | +09º 56’ 03,0’’ |
| Distancia | 1100 años luz (aprox) |
| Magnitud visual | +3,39 / +5,61 |
| Magnitud absoluta | -4,25 / -1,94 |
| Luminosidad | 65.000 / 5.500 soles (bolométrica) |
| Temperatura | 35.000 / 27.000 K |
| Tipo espectral | O8III / B0.5V |
| Velocidad radial | +33,5 km/s |
acuario:
tipos de estrellas temperatura y color:
Color, tamaño y temperatura de las estrellas
Cuando salimos a ver las estrellas, podemos distinguir, en algunos casos, tonalidades en su color. El color de las estrellas se debe a que los fotones emiten en diferentes colores según el nivel energético en que se encuentran, es decir la temperatura.Las estrellas con temperaturas más bajas tienen colores rojizos o anaranjados. Las de temperaturas más altas son amarillentas, blancas o azuladas.
Se suelen clasificar las estrellas por su tipo espectral. El espectro es la banda de colores que se obtiene al dispersar la luz procedente de una estrella, las características de cada espectro dependen de la temperatura de las capas superficiales de la estrella.
Se suele representar en un diagrama el color, tamaño y brillo de las estrellas.
El eje vertical mide la luminosidad, que es la medida de la energía que libera la estrella. El eje de abscisa nos informa del color o, lo que es equivalente, la temperatura de la superficie visible. Así, en el eje horizontal se puede encontrar expresado tanto en unidades de temperatura, en colores, o clase espectral.
formacion de la luna:
asteroides:
un asteroide es un cuerpo rocoso, carbonáceo o metálico más pequeño que un planeta y mayor que un meteoroide, que orbita alrededor del Sol en una órbita interior a la de Neptuno. No debe confundirse con Esteroide...
nuestra galaxya (Via Lactea):
El nombre Vía Láctea proviene de la mitología griega y en latín significa camino de leche. Esa es, en efecto, la apariencia de la banda de luz que rodea el firmamento, y así lo afirma la mitología griega, explicando que se trata de leche derramada del pecho de la diosa Hera. (Rubens representó la leyenda en su obra El nacimiento de la Vía Láctea). Sin embargo, ya en la Antigua Grecia un astrónomo sugirió que aquel haz blanco en el cielo era en realidad un conglomerado de muchísimas estrellas. Se trata de Demócrito (460 a. C. - 370 a. C.), quien sostuvo que dichas estrellas eran demasiado tenues individualmente para ser reconocidas a simple vista. Su idea, no obstante, no halló respaldo, y tan sólo hacia el año 1609 d. C., el astrónomo Galileo Galilei haría uso del telescopio para observar el cielo y constatar que Demócrito estaba en lo cierto, ya que adonde quiera que mirase, aquél se encontraba lleno de estrellas.
la luna:
La Luna es el único satélite natural de la Tierra. Con un diámetro de 3476 km es el quinto satélite más grande del Sistema Solar,
mientras que en cuanto al tamaño proporcional respecto de su planeta es
el satélite más grande: un cuarto del diámetro de la Tierra y 1/81 de
su masa. Después de Ío,
es además el segundo satélite más denso. Se encuentra en relación
síncrona con la Tierra, siempre mostrando la misma cara hacia el
planeta. El hemisferio visible está marcado con oscuros mares lunares de origen volcánico entre las brillantes montañas antiguas y los destacados astroblemas. A pesar de ser en apariencia el objeto más brillante en el cielo después del Sol, su superficie es en realidad muy oscura, con una reflexión similar a la del carbón.
Su prominencia en el cielo y su ciclo regular de fases han hecho de la
Luna un objeto con importante influencia cultural desde la antigüedad
tanto en el lenguaje, como en el calendario, el arte o la mitología. La influencia gravitatoria de la Luna produce las mareas
y el aumento de la duración del día. La distancia orbital de la Luna,
cerca de treinta veces el diámetro de la Tierra, hace que se vea en el
cielo con el mismo tamaño que el Sol y permite que la Luna cubra
exactamente al Sol en los eclipses solares totales.
La Luna es el único cuerpo celeste en el que el ser humano ha realizado un descenso tripulado. Aunque el programa Luna de la Unión Soviética fue el primero en alcanzar la Luna con una nave espacial no tripulada, el programa Apolo de Estados Unidos consiguió las únicas misiones tripuladas hasta la fecha, comenzando con la primera órbita lunar tripulada por el Apolo 8 en 1968, y seis alunizajes tripulados entre 1969 y 1972, siendo el primero el Apolo 11 en 1969. Estas misiones regresaron con más de 380 kg de roca lunar,
que han permitido alcanzar una detallada comprensión geológica de los
orígenes de la Luna (se cree que se formó hace 4500 millones de años
después de un gran impacto), la formación de su estructura interna y su posterior historia.
Desde la misión del Apolo 17 en 1972, ha sido visitada únicamente por sondas espaciales no tripuladas, en particular por los astromóviles soviéticos Lunojod. Desde 2004, Japón, China, India, Estados Unidos, y la Agencia Espacial Europea han enviado orbitadores. Estas naves espaciales han confirmado el descubrimiento de agua helada fijada al regolito
lunar en cráteres que se encuentran en la zona de sombra permanente y
están ubicados en los polos. Se han planeado futuras misiones tripuladas
a la Luna, pero no se han puesto en marcha aún. La Luna se mantiene,
bajo el tratado del espacio exterior, libre para la exploración de cualquier nación con fines pacíficos.
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