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Aristarco De Samos

Aristarco de Samos

Aristarco (310 adC - 230 adC) era un astrónomo y matemático griego, nacido en Samos, Grecia. Él es la primera persona que propone el modelo heliocéntrico del Sistema Solar, colocando el Sol, y no la Tierra, en el centro del universo conocido. Aristarco fue uno de los muchos sabios que hizo uso de la emblemática Biblioteca de Alejandría en la que se reunían las mentes más privilegiadas del mundo clásico. Por aquel entonces la creencia obvia era pensar en un sistema geocéntrico. Los astrónomos de la época veían a los planetas y al Sol dar vueltas sobre nuestro cielo a diario, la Tierra, para muchos, debía encontrarse en el centro de todo. Los planteamientos del reconocido Aristóteles hechos unos pocos años antes no dejaban lugar a dudas y venían a reforzar dicha tesis. La Tierra era el centro del universo y los planetas, el sol, la Luna y las estrellas se encontraban en esferas fijas que giraban entorno a la Tierra. Pero existían ciertos problemas a tales afirmaciones. Algunos planetas como Venus y, sobre todo, Marte describían trayectorias errantes en el cielo. Es decir, a veces se movían adelante y atrás. Esto era un problema en sí mismo pues la tradición aristotélica decía que todos los movimientos y las formas del cielo eran círculos perfectos. Antes que Aristarco, Heráclides encontró una posible solución al problema al proponer que los planetas podrían orbitar el Sol y éste a su vez la Tierra. Esto ya fue un gran salto conceptual pero aun era un modelo parcialmente geocéntrico. Sus ideas astronómicas no fueron bien recibidas y fueron desechadas. El paradigma que dominaba era la Teoría geocéntrica de Aristóteles y desarrollada por Ptolomeo. Hubo que esperar a Copérnico casi 2000 años más tarde para que triunfase el modelo heliocéntrico. Por desgracia de su modelo heliocéntrico solo nos quedan las citas de Plutarco y Arquímedes. Los trabajos originales probablemente se perdieron en uno de los varios incendios que padeció la biblioteca de Alejandría.

Heliocentrismo

Más información en: Heliocentrismo El único trabajo de Aristarco que ha sobrevivido hasta el presente, De los tamaños y las distancias del sol y de la luna, se basa en una cosmovisión geocéntrica. Sabemos por citas, sin embargo, que Aristarco escribió otro libro en el cual avanzó una hipótesis alternativa del modelo heliocéntrico. Arquímedes escribió: :"Tú, rey Gelón, estás enterado de que el universo es el nombre dado por la mayoría de los astrónomos a la esfera cuyo centro es el centro de la tierra, mientras que su radio es igual a la línea recta que une el centro del sol y el centro de la tierra. Ésta es la descripción común como la has oído de astrónomos. Pero Aristarco ha sacado un libro que consiste en ciertas hipótesis, en donde se afirma, como consecuencia de las suposiciones hechas, que el universo es muchas veces mayor que el universo recién mencionado. Sus hipótesis son que las estrellas fijas y el sol permanecen inmóviles, que la tierra gira alrededor del sol en la circunferencia de un círculo, el sol yace en el centro de la órbita, y que la esfera de las estrellas fijas, situada con casi igual centro que el sol, es tan grande que el círculo en el cual él supone que la tierra gira guarda tal proporción a la distancia de las estrellas fijas cuanto el centro de la esfera guarda a su superficie." Aristarco creyó así que las estrellas estaban infinitamente lejanas, y vio esto como la razón por la que no había paralaje visible, es decir, un movimiento observado de unas estrellas en relación con otras en tanto la tierra se mueve alrededor del sol. Las estrellas están, de hecho, mucho más lejanas que lo que fue asumido en épocas antiguas, que es el porqué la paralaje estelar solamente es perceptible con los mejores telescopios. Pero el modelo geocéntrico fue asumido como una explicación más simple y mejor de la carencia de paralaje. El rechazo de la visión heliocéntrica era al parecer absolutamente fuerte, como el pasaje siguiente de Plutarco sugiere (En la faz de la Luna-De facie in orbe lunae , c. 6): :"Cleantes, un contemporáneo de Aristarco pensó que era el deber de los Griegos procesar a Aristarco de Samos con el cargo de impiedad por poner en movimiento el Hogar del universo [ es decir la tierra ]. . . suponiendo que el cielo permanece en reposo y la tierra gira en un círculo oblicuo, mientras que rota, al mismo tiempo, sobre su propio eje."

Críticas de sus contemporáneos a los movimientos de la Tierra

Esta nueva representación del sistema astronómico fue, en la antigüedad, severamente criticada. La idea de que la Tierra se movía resultaba inaceptable y parecía estar en contradicción con el sentido común y con las observaciones cotidianas. Además la hipótesis se contraponía directamente a las doctrinas filosóficas clásicas, según las cuales la Tierra debía tener un papel especial respecto a los demás cuerpos celestes y su lugar debía ser el centro de Universo. Estos filósofos afirmaban, basándose en la teoría aristotélica, que los cuerpos pesados se mueven naturalmente hacia el centro de la Tierra. Otra implicación de la teoría de los movimientos naturales de Aristóteles era que el grave, una vez alcanzado su lugar natural se paraba. Las consecuencias de esta teoría llegaba a conclusiones en parte verdaderas y en parte falseas. Se deducía, por ejemplo, que la Tierra debía tener forma esférica. pero también se deducía que la Tierra permanecía del todo inmóvil en el centro del Universo. Los científicos antiguos se daban cuenta de que si la Tierra gira sobre su eje cada 24 horas, la velocidad de un punto dado sobres la superficie de la Tierra debe ser muy alta. ¿Como podrían, entonces, las nubes o los proyectiles que se desplazaban por el aire superar la velocidad y el movimiento de la Tierra? Nunca se podría realizar ningún movimiento hacia el este porque la Tierra se adelantaría siempre. El argumento principal de los astrónomos se basaba claramente en la fracasada observación del fenómeno del paralaje anual de las estrellas: si la Tierra gira alrededor del Sol debería haber algunas variaciones en las posiciones relativas de las estrellas, observadas desde diferentes puntos de la órbita terrestre. Si las cosas eran como Aristarco afirmaba debía verificarse un desplazamiento de las estrellas fijas en el curso de un año, pero los astrónomos griegos no habían notado nada parecido en sus observaciones. Este hecho podía explicarse de dos formas: 1.La Tierra no gira alrededor del Sol. 2.La Tierra gira alrededor del Sol, pero las estrellas están tan lejos que el desplazamiento es tan pequeño que no puede ser apreciado a simple vista. Esta segunda hipòtesis era la correcta. Pero empleando los mejores instrumentos para observar las estrellas, el paralaje anual no pudo ser descubierto hasta 1838, con las investigaciones de Bessel. Aristarco tuvo la suficiente imaginación como para sostener que las estrellas podían estar inmensamente lejos, cosa que ha confirmado plenamente la ciencia. El sistema de Aristarco con sus movimientos circulares, fallaba en lo que se considera lo más importante: "salvar" los fenómenos, es decir, proporcionar una predicción lo suficientemente exacta. Y no explicaba lo mas sencillo como era la desigual duración de las estaciones . Es cierto que Aristarco no debió ser el único que creía en su hipótesis pero, en los textos antiguos se han borrado los nombres de sus sacrílegos seguidores. Al único al que se recuerda es a Seleuco , un astrónomo babilonio, que vivió un siglo después de Aristarco y que retomó la teoría heliocéntrica con bases argumentadas.

Distancia al Sol

Aristarco argumentó que el Sol, la Luna, y la Tierra forman un triángulo recto en el momento del cuarto creciente o menguante. Estimaba que el ángulo (opuesto al cateto mayor) era de 87°. Usó una correcta geometría, pero datos de observación inexactos, Aristarco concluyó erróneamente que el Sol estaba 20 veces más lejos que la Luna. El Sol está realmente 390 veces más lejos. Precisó que dado que la Luna y el Sol tienen casi igual tamaños angulares aparentes, sus diámetros deben estar en proporción con sus distancias a la Tierra. Concluyó así que el Sol era 20 veces más grande que la Luna. En realidad es 390 veces mayor.

El tamaño y distancia de la Luna

tamaños angulares aparentes Aristarco observó la Luna moviéndose a través de la sombra de la Tierra durante un eclipse lunar de máxima duración, con el fin de que la Luna pasase por el centro de la sombra de la Tierra. Aristarco determinó por primera vez el tamaño lunar comparado con el de la Tierra y la distancia a la Luna. Para ello averiguó que el tiempo que tardaba la Luna en ocultarse por la sombra de la Tierra era aproximadamente el doble que el tiempo que duraba el eclipse total de Luna, por lo que el diámetro de la sombra era unas dos veces el tamaño del diámetro lunar: S=2r. Estimó con ello, veremos luego como, que el diámetro de la Tierra era de unas 3 veces el diámetro de la Luna. Si usamos el cálculo de Eratóstenes de que la Tierra tenía 40.000 kilómetros de circunferencia (entre 40.000 km y 47000 km), obtendríamos para el tamaño de la Luna 14.000 kilómetros de circunferencia. La Luna tiene una circunferencia de unos 11.000 kilómetros. Además el tiempo que tardaba la Luna en ocultarse en la sombra de la Tierra era aproximadamente de 1 hora es decir que la Luna avanzaba en el cielo en 1 hora su propio diámetro. Como se sabía que la Luna tardaba 29,5 días en dar la vuelta a la Tierra, resultaba que hacían falta 708 diámetros lunares para formar el círculo completo. Así que la distancia lunar era de 225,4 veces el radio lunar. Visto de otra manera el tamaño angular del diámetro lunar sería: :
- 2r=

\frac

=30,5' El tamaño angular de la Luna es algo más de medio grado, y la Luna dista 225,4 veces el radio lunar: :
-

\frac=\frac

En la configuración de Aristarco, reflejada en la imagen, el problema consiste en evaluar el radio lunar r y la distancia a la Luna R en función del radio de la Tierra r_t. 500px De la semejanza de los triángulos ABC y ADE se cumple: :
-

\frac =\frac =\frac

Por una propiedad de las fracciones: :
-

\frac =\frac =\frac =\frac

resulta, aplicado a la configuración de Aristarco que: :
-

\frac =\frac

con lo que resulta que el radio de la Tierra r_t es: :
- r_t=

\frac \cdot r

lo que justifica que para Aristarco el radio de la Tierra es casi tres veces el radio lunar. El valor correcto con los datos actuales es: :
-

\frac

=3,66. Por otra parte la distancia de la Luna R medida por Aristarco es: :
- R=

\frac \cdot 225,4

=79 r_t cuando hoy sabemos que el valor correcto para la distancia es de 60 veces el radio de la Tierra.

Enlaces externos

[http://www.arrakis.es/~xgarciaf/aristarc.htm En español] [http://omega.ilce.edu.mx:3000/sites/ciencia/volumen2/ciencia3/062/htm/sec_7.htm#ID674 La Familia del Sol II. Primeros Pasos - Mediciones] [http://www-gap.dcs.st-and.ac.uk/~history/Mathematicians/Aristarchus.html Aristarchus de Samos ] Categoría:Astrónomos Categoría:Astrónomos de Grecia Antigua Categoría:Matemáticos de Grecia Antigua ja:アリスタルコス

230 adC

__NOTOC__ Siglo: Tabla anual siglo III adC (siglo IV adC - siglo III adC - siglo II adC) Década: Años 190 adC - Años 200 adC - Años 210 adC - Años 220 adC - Años 230 adC - Años 240 adC - Años 250 adC - Años 260 adC - Años 270 adC - Años 280 adC Años: 235 adC - 234 adC - 233 adC - 232 adC - 231 adC - 230 adC - 229 adC - 228 adC - 227 adC - 226 adC - 225 adC ----

Acontecimientos:

Fallecimientos:

Nacimientos:

---- Si realiza alguna aportación en este sentido, le rogamos que consulte previamente la sección de plantillas de cronología, para así lograr una coherencia entre todos los autores. Categoría: Siglo III adC

Matemático

Matemáticas (en castellano se usa comúnmente en plural para referirse al estudio y ciencia), del griego μάθημα, máthema: ciencia, conocimiento, aprendizaje, μαθηματικóς, mathematikós: amante del conocimiento. Es el estudio de patrones en las estructuras de entes abstractos y en las relaciones entre ellas. Algunos matemáticos se refieren a ella como la «Reina de las Ciencias». Aunque la matemática sea la supuesta «Reina de las Ciencias», ella misma no se considera una ciencia natural. Principalmente, los matemáticos definen e investigan estructuras y conceptos abstractos por razones puramente internas a la matemática, debido a que tales estructuras pueden proveer, por ejemplo, una generalización elegante, o una útil herramienta para cálculos frecuentes. Además, muchos matemáticos estudian sus áreas de preferencia simplemente por razones estéticas, viendo así la matemática como una forma del arte en vez de una ciencia práctica o aplicada. Sin embargo, las estructuras que los matemáticos investigan frecuentemente sí tienen su origen en las ciencias naturales, y muchas veces encuentran sus aplicaciones en ellas, particularmente en la Física. La matemática es un arte, pero también una ciencia de estudio. Informalmente, se puede decir que la matemática es el estudio de los «números y símbolos». Es decir, es la investigación de estructuras abstractas definidas axiomáticamente utilizando la lógica y la notación matemática. Es también la ciencia de las relaciones espaciales y cuantitativas. Se trata de relaciones exactas que existen entre cantidades y magnitudes, y de los métodos por los cuales, de acuerdo con estas relaciones, las cantidades buscadas son deducibles a partir de otras cantidades conocidas o presupuestas. Otros puntos de vista pueden encontrarse en la Filosofía matemática. No es infrecuente encontrar a quien describe la matemática como una simple extensión de los lenguajes naturales humanos, que utiliza una gramática y un vocabulario definidos con extrema precisión, cuyo propósito es la descripción y exploración de relaciones conceptuales y físicas. Recientemente, sin embargo, los avances en el estudio del lenguaje humano apuntan en una dirección diferente: los lenguajes naturales (como el español y el francés) y los lenguajes formales (como la matemática y los lenguajes de programación) son estructuras que son de naturaleza básicamente diferente.

Categorías

Se dice que la matemática abarca tres ámbitos: #Aritmética. #Geometría, incluyendo la Trigonometría y las Secciones cónicas. #Ánálisis matemático, en el cual se hace uso de letras y símbolos, y que incluye el álgebra, la geometría analítica y el cálculo. (Algunos, especialmente los probabilistas, agregan a esta lista el cálculo de probabilidades). Cada una de estas categorías se divide a su vez en pura o abstracta, en donde se consideran las magnitudes o cantidades abstractamente, sin relación a la materia; y en aplicada, la cual trata las magnitudes como substancia de cuerpos materiales, y por consecuencia se relaciona con consideraciones físicas. Las numerosas ramas de la matemática están muy interrelacionadas; he aquí una lista de secciones que podemos considerar en su estudio.

Historia

Históricamente, la matemática surgió con el fin de hacer los cálculos en el comercio, para medir la tierra y para predecir los acontecimientos astronómicos. Estas tres necesidades pueden ser relacionadas en cierta forma con la subdivisión amplia de las matemáticas en el estudio de la estructura, el espacio y el cambio. El estudio de la estructura comienza con los números, inicialmente los números naturales y los números enteros.
Las reglas que dirigen las operaciones aritméticas se estudian en el álgebra elemental, y las propiedades más profundas de los números enteros se estudian en la teoría de números. La investigación de métodos para resolver ecuaciones lleva al campo del álgebra abstracta. El importante concepto de vector, generalizado a espacio vectorial, es estudiado en el álgebra lineal, y pertenece a las dos ramas de la estructura y el espacio. El estudio del espacio origina la geometría, primero la geometría euclídea y luego la trigonometría. La comprensión y descripción del cambio en variables mensurables es el tema central de las ciencias naturales, y el cálculo. Para resolver problemas que se dirigen en forma natural a relaciones entre una cantidad y su tasa de cambio, y de las soluciones a estas ecuaciones, se estudian las ecuaciones diferenciales. Los números usados para representar las cantidades continuas son los números reales. Para estudiar los procesos de cambio se utiliza el concepto de función matemática. Los conceptos de derivada e integral, introducidos por Newton y Leibniz, representan un papel clave en este estudio, que se denomina Análisis. Por razones matemáticas, es conveniente para muchos fines introducir los números complejos, lo que da lugar al análisis complejo. El análisis funcional consiste en estudiar problemas cuya incógnita es una función, pensándola como un punto de un espacio funcional abstracto. Un campo importante en matemáticas aplicadas es la probabilidad y la estadística, que permiten la descripción, el análisis y la predicción de fenómenos que tienen variables aleatorias y que se usan en todas las ciencias. El análisis numérico investiga los métodos para realizar los cálculos en computadoras.

Crisis históricas de las matemáticas

Las matemáticas han pasado por tres crisis históricas importantes: # El descubrimiento de la inconmensurabilidad por los griegos, la existencia de los números irracionales que de alguna forma debilitó la filosofía de los pitagóricos. # Aparición del cálculo en el siglo XVII, con el temor de que fuera ilegitimo manejar infinitesimales # La tercera fue el hallazgo de las antinomias, como la de Russell o la paradoja de Berry a comienzos del siglo XX, que atacaban los mismos cimientos de la materia ::Fuente: El dedo de Galileo. Peter Atkins. En Espasa Calpe-2003

Instrumentos para cálculos matemáticos

Antiguos:
- Ábaco
- Ábaco de Napier
- Regla de cálculo
- Regla y compás
- Cálculo mental Nuevos:
- Calculadoras
- Ordenadores (Lenguajes de programación y software especializado para ciertas áreas de las mátematicas.)

Conceptos errados

Lo que cuenta como conocimiento en matemáticas se determina no mediante experimentación, sino que mediante demostraciones. No son por lo tanto las matemáticas una rama de la física, la ciencia a la que históricamente se encuentra más emparentada, puesto que la física es una ciencia empírica. Por otro lado, la experimentación juega un papel importante en la formulación de conjeturas razonables, por lo que no se excluye a ésta de la investigación en matemáticas. Las matemáticas no son un sistema intelectualmente cerrado, donde todo ya esté hecho. Aún existen gran cantidad de problemas esperando solución. Matemáticas no significa contabilidad. Si bien los cálculos aritméticos son importantes en para los contadores, los avances en matématica abstracta difícilmente cambiarán su forma de llevar los libros. Matemáticas no significa numerología. La numerología utiliza la aritmética modular para nombres y fechas a números a los que se les atribuye emociones o significados esotéricos, basados en la intución o en tradiciones.

Enlaces relacionados

- Lista de enunciados matemáticos
- Real Sociedad Matemática Española
- Identidad de Brahmagupta

Enlaces externos

- [http://thesaurus.maths.org/mmkb/view.html?resource=index Conexiones Matemáticas]
- [http://www.rsme.es Real Sociedad Matemática Española]
- [http://www.epsilones.com/index.html Epsilones - Portada]
- [http://www.epsilones.com/paginas/t-historias.html Epsilones - Historias matemáticas]
- [http://descartes.cnice.mecd.es/index.html Portal Descartes] categoría:Matemáticas ja:数学 ko:수학 ms:Matematik simple:Mathematics th:คณิตศาสตร์ zh-min-nan:Sò·-ha̍k

Samos

Prefectura de Grecia.

Véase también

- Regiones de Grecia
- Prefecturas de Grecia Categoría:Prefecturas de Grecia ko:사모스

Grecia

Grecia (oficialmente República Helénica) es un país del sureste de Europa que forma parte de la Unión Europea (UE). Situado en el lado sur de la península balcánica, limita por tierra con Bulgaria, la Antigua República Yugoslava de Macedonia - FYROM, y Albania al norte, al este con Turquía y al oeste y sur en el Jónico y Mediterráneo.

Historia

Artículo principal: Historia de Grecia Vista por muchos como la cuna de la civilización occidental, Grecia tiene una larga y rica historia durante la cual extendió su influencia sobre tres continentes. Las costas del mar Egeo vieron el surgimiento de las primeras civilizaciones europeas, la minoica y la micénica. Después de su desaparición, volvió a resurgir otra alrededor del 800 adC. Esta última estableció colonias desde sus polis (ciudades-estado) a lo largo de todo el mediterráneo, resistió las invasiones de Persia y su cultura sería la base de la civilización helenística que sucedió al imperio de Alejandro Magno. Fue conquistada por Roma en 168 adC aunque la superior cultura griega modificó profundamente la romana. De hecho, en la parte oriental del imperio la cultura y el griego siguieron siendo más influyentes. En el siglo V, Roma cae a manos de las tribus bárbaras y se hunde el Imperio Romano de Occidente, pero el Imperio Romano de Oriente sigue existiendo. Con el vacío cultural de Occidente que sigue a las conquistas bárbaras, el Imperio Romano de Oriente va evolucionado, perdiendo sus características más romanas y fortaleciendo las características más griegas, ya que Grecia se constituye como el eje del nuevo Imperio. Poco a poco se va conociendo como el Imperio Griego Medieval o Imperio Bizantino. El Imperio Griego Medieval se constituye como uno de los imperios más grandes de la historia de Europa; abarca desde el Mar Adriático y el Sur de Italia hasta Oriente Medio; Constantinopla se erige como la Segunda Roma y como el centro de la civilización heredera de las antiguas Grecia y Roma. El Imperio Griego de Bizancio también es uno de los imperios más longevos de la Historia: dura casi 1.000 años, desde el siglo V hasta el siglo XV. En 1453, Constantinopla cae a manos de los otomanos. Los turcos ocupan casi todos los Balcanes y llegan a las puertas de Viena. En Grecia, sin embargo, la impronta de la ocupación varia: mientras que en el Norte del país la presencia turca deja una notable huella, hay zonas de Grecia (especialmente las montañas del Peloponeso) donde la influencia turca es mucho menor. Por otra parte, hay territorios que apenas llegan a caer en manos de los turcos, como las Islas Jónicas. La mayor de ellas, Cefalonia, por ejemplo, sólo está bajo dominio otomano durante 11 años, y la vecina Corfú, no llega nunca a ser dominada por el Imperio Otomano. El auge de los nacionalismos en Europa lleva a los helenos a alzarse en armas contra los otomanos en 1821, en lo que se conoce como la Revolución Griega. Los líderes revolucionarios son una amalgama de bandidos, proscritos y jefes locales llamados klefts como Theodoros Kolokotronis, Georgios Karaïskakis, Nikita Stamatopoulos o Staïkos Staïkopoulos, y se rebelan con la ayuda de la Iglesia Cristiana Ortodoxa. La Guerra de la Independencia dura desde 1821 hasta 1831, año en que Grecia logra su independencia. Durante el resto del siglo XIX y principios del XX, Grecia combate en varias guerras contra los turcos y los búlgaros, logrando victorias que le permiten expandirse por el Norte e integrar a las poblaciones étnicamente griegas de esos territorios dentro del Estado griego. Así, en 1912, Grecia lucha en la Primera Guerra Balcánica, junto con otros países balcánicos (Serbia y Montenegro y Bulgaria), contra Turquía, que acaba derrotada y perdiendo la mayor parte de sus territorios en Europa. Un año más tarde, Bulgaria ataca a Grecia y a Serbia y Montenegro y empieza la Segunda Guerra Balcánica. Bulgaria pierde la contienda y Grecia y Serbia se dividen la región de Macedonia, habitada tanto por eslavos como por griegos y otros grupos minoritarios. En 1922, la invasión de Asia Menor contra Turquía por parte del ejército griego acaba en desastre, y un millón de habitantes de Asia Menor de etnia griega llegan a Grecia como refugiados. Siguen a la catástrofe de Asia Menor numerosos regimenes, muy inestables y salpicados de continuos golpes de estado. El gobierno más longevo es el de los liberales de Eleftherios Venizelos. En 1936, el general Ioannis Metaxas establece un régimen de carácter fascista. El periodo del Fascismo Griego duró hasta 1941, año en que Metaxas murió y en que empezó la ocupación alemana. Grecia pertenecería al Tercer Reich hasta 1944, año en que los alemanes son expulsados por la Resistencia griega y por el debilitamiento del Reich. Ese mismo año empieza una sangrienta guerra civil, que duraría hasta 1949. En 1949 se restaura la democracia en el país. En 1952 Grecia entra en la OTAN, y se constituye en un bastión del mundo capitalista occidental (el único país de economía capitalista y régimen democrático en el Este de Europa junto con Finlandia), En 1967 los militares con ayuda del gobierno norteamericano dieron un golpe de estado estableciendo el llamado Régimen de los Coroneles. En 1973 fue abolida la monarquía. En 1974 apoyaron el golpe de estado progriego en Chipre. En 1975 tras un referéndum que abolió la monarquía, la república democrática fue establecida. Grecia ingresa en la Unión Europea en 1981, pero la política exterior de Andreas Papandreou choca con la política de la Unión Europea y Papandreou, durante unos años, amanaza con sacar a Grecia de la Unión Europea y de la OTAN. A partir de 1989 y del estallido de las guerras yugoslavas, las coincidencias estratégicas de Grecia y Serbia relanzan de nuevo la vieja idea de una Confederacion Greco-Serbia, la idea de que Grecia y Serbia se unan en un Estado único. La idea no prospera y Grecia sigue su camino como Estado independiente y miebro de la Unión Europea. Finalmente, en 2001, Grecia adopta el Euro.

Política

Artículo principal: Política de Grecia

Organización territorial

Artículo principal: Organización territorial de Grecia Existen 13 regiones (peripheries), divididas a su vez en prefecturas (nomoi):

Geografía

Organización territorial de Grecia Artículo principal: Geografía de Grecia Bajo protectorado territorial se encuentra el monasterio de Monte Athos, el cual es independiente administrativamente del gobierno griego.

Economía

Artículo principal: Economía de Grecia

Demografía

Artículo principal: Demografía de Grecia Según el censo de 2001, Grecia tiene 11.018.000 habitantes. De ellos, el 58,8% vive en zonas urbanas, mientras que sólo el 28,4% vive en zonas rurales. La población de las dos ciudades más grandes de Grecia, Atenas y Tesalónica, es de casi 5 millones para la primera y algo mas de 1 millon en la segunda. Aunque la población de Grecia sigue creciendo, el país se enfrenta a un serio problema demográfico: 2002 fue el primer año en que el número de muertes superaba el número de nacimientos. Hoy en día viven numerosos inmigrantes en Grecia, de los que el 65% de estos inmigrantes proviene de Albania. La migración masiva de albaneses a Grecia desde la caída del comunismo en Albania supone una fuente de conflictos en Grecia. Los albaneses sufren discriminación y explotación en Grecia, y a su vez son tachados de problemáticos y criminales a pesar de su gran contribución a la economía griega. Durante la construcción de los estadios de los Juegos Olímpicos de Atenas, por ejemplo, más de la mitad de los trabajadores eran albaneses. Hay comunidades más pequeñas de inmigrantes provenientes de Bulgaria, Rumanía, Pakistán, Ucrania, Polonia y Georgia. Se desconoce el número exacto, ya que gran parte de los inmigrantes vive de forma ilegal en Grecia. Existen también numerosos grupos minoritarios lingüísticos, religiosos o culturales, como por ejemplo los gitanos, los eslavos y los vlachs (arrumanos y megleno-rumanos). La única minoría que goza de derechos especiales (debido principalmente al Tratado de Lausana) es la minoría turca musulmana de Tracia

Religión

La Constitución griega garantiza la libertad absoluta de religión. También dice que todas las personas que vivan en el territorio griego disfrutarán de una protección completa de sus creencias religiosas. Según la Constitución, la "religión prevaleciente" es la Iglesia Ortodoxa Oriental de Cristo. La mayoría de los griegos (del 95% al 98%) son seguidores, aunque sólo sea de forma nominal, de la Iglesia Ortodoxa Griega, aunque la observancia religiosa ha caído en años recientes. Los musulmanes griegos suponen el 1,3% de la población y se concentran principalmente en Tracia. También hay algunos protestantes evangelicales y católicos, principalmente en las Islas Cícladas; y judíos, sobre todo en Tesalónica. Algunos grupos intentan reconstruir la antigua religión pagana griega.

Cultura

Artículo principal: Cultura de Grecia

Deportes

50px en los Juegos Olímpicos

Véase también

- Alfabeto griego
- Grecia Antigua
- Mitología griega
- Juegos Olímpicos de Atenas 2004

Enlaces externos

- [http://www.colegiosaofrancisco.com.br/novo/civilizacao_grega/civilizacao_grega_menu.html Civilização Grega]
- [http://www.government.gr/index.html Government.gr] - Sitio oficial gubernamental (principalmente en griego).
- [http://www.parliament.gr/english/organwsh/default.htm Parlamento Helénico] - Sitio oficial del Parlamento.
- [http://www.olympion.de/greek-embassies-worldwide.html Lista de embajadas griegas] Categoría:ONU Categoría:OTAN Categoría:Países Categoría:Unión Europea fiu-vro:Kriika ja:ギリシャ ko:그리스 ms:Yunani roa-rup:Gârţii simple:Greece th:ประเทศกรีซ zh-min-nan:Hi-lia̍p

Teoría heliocéntrica

Nicolás Copérnico, es uno de los astrónomos más importantes de la Historia. La publicación en 1543 del libro De Revolutionibus de Copérnico marcó el comienzo de una revolución en astronomía, que desbancó a la Tierra como centro del Universo (teoría geocéntrica de Claudio Ptolomeo), inaugurando el reinado del Sol (Teoría Heliocéntrica). Nicolás Copérnico revolucionó la ciencia al postular que la Tierra y los demás planetas giran en torno a un Sol estacionario. Copérnico adoptó la revolucionaria idea de una Tierra en movimiento para resolver el problema planetario que, según opinaba, no estaba satisfactoriamente resuelto. En el sistema heliocéntrico resultaba mucho más sencillo realizar el cálculo correcto de las posiciones planetarias y por ello Copérnico no dudó en romper con una tradición de más de 2000 años de una Tierra en reposo. El heliocentrismo ya había sido descrito en la antigüedad por Aristarco de Samos quien se había basado en medidas sencillas de la distancia de la Tierra al Sol que determinaban un tamaño del Sol mucho mayor que el de nuestro planeta. Por esta razón Aristarco propuso que era la Tierra quién giraba alrededor del Sol y no a la inversa siendo el primer proponente del modelo heliocéntrico.

Hipótesis fundamentales

Las hipótesis fundamentales de la Teoría Copernicana son: :1.- El mundo (universo) es esférico. :2.- La Tierra también es esférica. :3.- El movimiento de los cuerpos celestes es regular, circular y perpetuo o compuesto por movimientos circulares. Se distinguen varios tipos de movimientos: :3.1.- Movimiento diurno: Causado por la rotación de la Tierra en 24 horas y no de todo el universo. :3.2.- Movimiento anual del Sol: Causado por la traslación de la Tierra alrededor del Sol en un año. :3.3.- Movimiento mensual de la Luna alrededor de la Tierra. :3.4.- Movimiento planetario: Causado por la composición del movimiento propio y el de la Tierra. La retrogradación del movimiento de los planetas no es más que aparente y no un movimiento verdadero y es debido al movimiento de traslación de la Tierra alrededor del Sol. :4.- El cielo es inmenso respecto a la magnitud de la Tierra.. :5.- El orden de las órbitas celestes. Tras criticar el orden que la astronomía tolemaica asignaba a los planetas, da el orden correcto de su alejamiento del Sol. Es indudable que los 2.000 años de teoría geocéntrica no acabaron repentinamente tras las publicación del libro de Copérnico sino que la transición entre ambos sistemas fue más gradual gobernada por una necesidad social inspirada en los nuevos aires renacentistas y del Neoplatonismo que se respiraban.

Movimiento de los planetas en la Teoría heliocéntrica

Cuando Copérnico sugiere que la Tierra se movía alrededor del Sol, como un planeta más y que el complicado Movimiento de los planetas en el cielo era el resultado del movimiento de la Tierra alrededor del Sol combinado con la propia rotación terrestre. A pesar del intento de presentar un modelo heliocéntrico por parte de Aristarco varios siglos antes y del de Copérnico durante el renacimiento lo cierto era que el modelo Ptolemáico describía con suficiente exactitud los movimientos de los planetas como para contentar a muchos de los astrónomos y astrólogos de la época. Pero lo que atrajo a Copérnico y a los demás científicos que se fijaron en su modelo era la extrema simplicidad del mismo. A pesar de todo, habría que esperar a Kepler para ver un buen modelo del movimiento planetario. En el modelo copernicano el intervalo entre dos conjunciones superiores o inferiores si el planeta es interior y dos conjunciones u oposiciones si el planeta exterior se llama periodo sinódico. (La voz Sinódico, en griego, significa "reunión" o "conjunción"). Desde la antigüedad se conoce dicho periodo para todos los planetas. En dicho periodo sinódico se repiten las distintas configuraciones de los planetas. Cabe destacar que las ideas de Copérnico surgen en un contexto de crísis del modelo ptolemáico el cual seguía teniendo fallos y cada vez se complicaba más con la inclusión de nuevos epiciclos.

Consideraciones finales

Si bien no se puede considerar a Copérnico ni como descubridor del heliocentrismo ni como desarrolador verdadero de la teoría sí cumplió una función crucial como inspirador para los científicos que le sucederían. La verdadera revolución aun habría de venir y removería los cimientos de la iglesia cuya lucha contra el avance científico llevaría a Giordano Bruno a la hoguera y a Galileo a retractarse de sus observaciones y teorías. Sin embargo, fueron las observaciones de Galileo de los satélites jovianos las que constituyeron finalmente la prueba definitiva que inclinaría la balanza a favor de la revolución copernicana. ---- :Aristarco de Samos :Claudio Ptolomeo :Nicolás Copérnico :Galileo Galilei :Giordano Bruno :Tycho Brahe :Johannes Kepler Categoría:Astronomía Categoría:Filosofía Categoría:Historia de la ciencia

Sistema Solar

El Sistema Solar está formado por el Sol, el conjunto de cuerpos que orbitan a su alrededor y el espacio interplanetario comprendido entre ellos. En la actualidad se conocen también más de una decena de sistemas planetarios orbitando otras estrellas, y más de un centenar de estrellas en las que se ha detectado la presencia de al menos un planeta.

Características generales

planeta Los planetas, la mayoría de los satélites y todos los asteroides orbitan alrededor del Sol en la misma dirección siguiendo órbitas elípticas en dirección antihoraria si se observa desde encima del polo norte del Sol. El plano aproximado en el que giran todos estos cuerpos se denomina eclíptica. Algunos objetos orbitan con un grado de inclinación especialmente elevado, como Plutón con una inclinación con respecto al eje de la eclíptica de 18º así como una parte importante de los objetos del cinturón de Kuiper. Según sus características, y avanzando del interior al exterior, los cuerpos que forman el sistema solar se clasifican en:
- Sol, una estrella de tipo espectral G2 que contiene más del 99% de la masa del sistema.
- Planetas. Divididos en planetas interiores, también llamados terrestres o telúricos, y planetas exteriores o gigantes. Entre estos últimos Júpiter y Saturno se denominan gigantes gaseosos mientras que Urano y Neptuno suelen nombrarse como gigantes helados. Todos los planetas gigantes tienen a su alrededor anillos.
- Satélites. Cuerpos mayores orbitando los planetas.
- Asteroides. Cuerpos menores concentrados mayoritariamente en el cinturón de asteroides entre las órbitas de Marte y Júpiter.
- Objetos del cinturón de Kuiper. Objetos helados exteriores en órbitas estables.
- Cometas. Objetos helados pequeños provenientes de la Nube de Oort. El espacio interplanetario en torno al Sol contiene material disperso proveniente de la evaporación de cometas y del escape de material proveniente de los diferentes cuerpos masivos. El polvo interestelar está compuesto de partículas microscópicas sólidas. El gas interplanetario es un tenue flujo de gas y partículas cargadas formando un plasma que es expulsado por el Sol en el viento solar. El límite exterior del Sistema Solar se define a través de la región de interacción entre el viento solar y el medio interestelar originado de la interacción con otras estrellas. La región de interacción entre ambos vientos se denomina heliopausa y determina los límites de influencia del Sol. La heliopausa puede encontrarse a unas 100 UA (15.000 millones de kilómetros del Sol). Los diferentes sistemas planetarios observados alrededor de otras estrellas parecen marcadamente diferentes a nuestro sistema solar, si bien existen problemas observacionales para detectar la presencia de planetas de baja masa en otras estrellas. Por lo tanto, no parece posible determinar hasta qué punto nuestro sistema es característico o atípico entre los sistemas planetarios del Universo.

Estructura del Sistema Solar

Las órbitas de los planetas mayores se encuentran ordenadas a distancias del Sol crecientes de modo que la distancia de cada planeta es aproximadamente el doble que la del planeta inmediatamente anterior. Esta relación viene expresada matemáticamente a través de la ley de Titius-Bode, una fórmula que resume la posición de los semiejes mayores de los planetas un Unidades Astronómicas. En su forma más simple se escribe: :

a= 0.4 + 0.3\times k,

donde k = 0, 1, 2, 4, 8, 16, 32, 64, 128. En esta formulación la órbita de Mercurio se corresponde con (k=0) y semieje mayor 0.4 UA, y la órbita de Marte (k=4) se encuentra en 1.6 UA. En realidad las órbitas se encuentran en 0.38 y 1.52 UA. Ceres el mayor asteroide se encuentra en la posición k=8. Esta ley no ajusta todos los planetas (Neptuno está mucho más cerca de lo que se predice por esta ley. Por el momento no hay ninguna explicación de la ley de Titius-Bode y muchos científicos consideran que se trata tan solo de una coincidencia.

Objetos principales del Sistema Solar

Ceres

Estrella central

- Sol

Planetas

La siguiente tabla resume las características principales de los planetas del Sistema Solar.

Otros cuerpos menores

- Cinturón de asteroides ( Lista de asteroides, Ceres).
- Objetos transneptúnicos y cinturón de Kuiper ( Quaoar, 2003 UB313).
- Nube de Oort ( Cometa; Sedna). Entre los cuerpos menores del sistema solar los planetas menores son cuerpos con masa suficiente para redondear sus superficies. Antes del descubrimiento de 2060 Chiron y los primeros objetos transneptúnicos el término "planeta menor" era un sinónimo de asteroide. Sin embargo el término asteroide suele reservarse para los cuerpos rocosos pequeños del sistema solar interior. La mayoría de los objetos transneptúnicos son cuerpos helados como cometas aunque la mayoría de los que podemos descubrir a esas distancias son mucho mayores que los cometas. Los mayores objetos transneptúnicos son mucho mayores que los mayores asteroides. Los satélites naturales de los planetas mayores también tienen un amplio rango de tamaños y superficies siendo los mayores de ellos mucho mayores que los asteroides mayores. La siguiente tabla muestra las características más importantes de los principales cuerpos menores del Sistema Solar. Todas las características se dan con respecto a la Tierra.

Formación del Sistema Solar

Se da generalmente como precisa la formación del Sistema Solar hace unos 4500 millones de años a partir de una nube de gas y de polvo que formó la estrella central y un disco circumestelar en el que se formaron los diferentes planetas ( Nebulosa protosolar, Formación del Sistema Solar).

Investigación y exploración del Sistema Solar

Dada la perspectiva geocéntrica con la que los humanos percibimos el Sistema solar su naturaleza y estructura fueron durante mucho tiempo desconocidos. Los movimientos aparentes de los objetos del sistema solar, observados desde la Tierra, se consideraban lo movimientos reales de estos objetos alrededor de una Tierra estacionaria. Gran parte de los objetos del sistema solar no son observables sin la ayuda de instrumentos como el telescopio. Con la invención de éste comienza una era de descubrimientos (satélites galileanos; fases de Venus) en la que se abandona finalmente el sistema geocéntrico sustituyéndolo definitivamente por la visión copernicana del sistema heliocéntrico. La visión que teníamos de la naturaleza del sistema solar se fue ampliando con los sucesivos descubrimientos. En la actualidad el sistema solar es estudiado por telescopios terrestres, observatorios espaciales y misiones espaciales capaces de llegar hasta algunos de estos distantes mundos. Los cuerpos del sistema solar en los que se han posado sondas espaciales terrestres son: Venus, la Luna, Marte, Júpiter y Titán. Todos los cuerpos mayores del sistema solar han sido visitado por misiones espaciales incluyendo algunos cometas como el Halley y excluyendo Plutón.

Véase también

Exploración espacial

- Exploración del Sistema Solar.
- Programas y misiones espaciales.
- Lista de sondas interplanetarias estadounidenses.
- Xena: el décimo planeta.

Vida en el Sistema Solar

- Ecósfera
- Astrobiología
- Zona de habitabilidad

Enlaces externos

Páginas web con información general
- [http://www.solarviews.com/span/ Vistas del Sistema Solar].
- [http://www.nineplanets.org/ The Nine Planets] (Inglés).
- [http://photojournal.jpl.nasa.gov/index.html NASA Planetary Photojournal] (Web con imágenes del Sistema Solar obtenidas por misiones espaciales).
- [http://www.elsistemasolar.com.ar El Sistema Solar] (Sitio educativo de referencia con imagenes y contenidos multimedia) Programas informáticos de utilidad
- [http://celestia.sourceforge.net Celestia]. Programa libre de simulación espacial 3D OpenGL (Inglés).
- [http://space.jpl.nasa.gov/ Solar System Simulator]. (Inglés)

Referencias

- The New Solar System, J.K. Beatty, C. Collins Petersen y A. Chaikin, Cambridge University Press, (1999). ISBN 0933346867 Sky Publishing Corporation. category:Sistema solar ja:太陽系 ko:태양계 ms:Sistem suria simple:Solar system th:ระบบสุริยะ

Sol

El Sol es la estrella más cercana a la Tierra, por lo que también es el astro más brillante. Su presencia o su ausencia en el cielo determinan, respectivamente, el día o la noche. La energía radiada por el Sol es aprovechada por los seres fotosintéticos, que constituyen la base de la cadena trófica, siendo así la principal fuente de energía de la vida. También aporta la energía que mantiene en funcionamiento los procesos climáticos. El Sol es una estrella de la secuencia principal con un tipo espectral G2 que se formó hace unos 5 mil millones de años y permanecerá en la secuencia principal aproximadamente otros 5 mil millones de años más. A pesar de ser una estrella mediana, es la única que se resuelve a simple vista, con un diámetro angular de 32' 35" minutos de arco en el perihelio y 31' 31" en el afelio. Lo que da un diámetro medio de 32' 03". Por una extraña coincidencia, la combinación de tamaños y distancias del Sol y la Luna son tales que se ven, aproximadamente, con el mismo tamaño aparente en el cielo. Esto permite una amplia gama de eclipses solares distintos (totales, anulares o parciales).

Nacimiento y muerte del Sol

Más información en: Evolución estelar | Nebulosa protosolar El Sol se formó hace unos 4.500 millones de años a partir de nubes de gas y polvo que ya contenían residuos de generaciones anteriores de estrellas. Gracias a la metalicidad de dicho gas, de su disco circumstelar surgieron, más tarde, los planetas, asteroides y cometas del sistema solar. En el interior del Sol se producen reacciones de fusión en las que los átomos de hidrógeno se transforman en helio produciéndose la energía que irradia nuestra estrella. Actualmente, el Sol se encuentra en plena secuencia principal, fase en la que seguirá unos 5.000 millones de años más quemando hidrógeno de manera estable. Cuando el hidrógeno de su núcleo sea mucho menos abundante éste se contraerá y se encenderá la capa de hidrógeno adyacente, pero esto no bastará para retener el colapso. Seguirá compactándose hasta que su temperatura sea lo suficientemente elevada como para fusionar el helio del núcleo (unos 100 millones de grados). Al mismo tiempo, las capas exteriores de la envoltura se irán expandiendo paulatinamente. Se expandirán tanto que, a pesar del aumento de brillo de la estrella, su temperatura efectiva disminuirá, situando su luz en la región roja del espectro. El Sol se habrá convertido en una gigante roja. El radio del Sol, para entonces, será tan grande que habrá engullido a Mercurio, Venus y, posiblemente, a la Tierra. Durante su etapa como gigante roja (unos 1.000 millones de años) el Sol irá expulsando gas cada vez con mayor intensidad. En los últimos momentos de su vida el viento solar se intensificará y el Sol se desprenderá de toda su envoltura, la cual, formará, con el tiempo, una nebulosa planetaria. El núcleo y sus regiones más próximas se comprimirán más hasta formar un estado de la materia muy concentrado en el que las repulsiones de tipo cuántico entre los electrones extremadamente cercanos (degenerados) frenarán el colapso. Quedará entonces, como remanente estelar, una enana blanca de carbono y oxígeno que se irá enfriando paulatinamente.

Estructura del Sol

Como todas los cuerpos de suficiente masa el Sol posee una forma esférica y a causa de su lento movimiento de rotación, tiene también un leve achatamiento polar. Como en cualquier cuerpo de suficiente masa todas las partículas que lo constituyen son atraídas hacia el centro del objeto por la fuerza de gravedad. Sin embargo, el plasma que forma el Sol se encuentra en equilibrio ya que la creciente presión en el interior solar compensa la atracción gravitatoria produciéndose un equilibrio hidrostático. Ahora bien la presión que sustenta la masa de cualquier estrella está causada tanto por la densidad y temperatura creciente de material en el interior de la estrella como por la presión de radiación causada por el flujo de fotones emitidos. El Sol presenta una estructura en capas esféricas o en "capas de cebolla". La frontera física y las diferencias químicas entre las distintas capas son difíciles de establecer. Sí se puede sin embargo establecer una función física que es diferente para cada una de las capas. En la actualidad, la astrofísica dispone de un modelo de estructura solar que explica satisfactoriamente la mayoría de los fenómenos observados. Según este modelo, el Sol está formado por: 1) núcleo, 2) zona radiante, 3) zona convectiva, 4) fotosfera, 5) cromosfera, 6) corona y 7) viento solar.

Núcleo

- Más información en: Nucleosíntesis estelar | Cadenas PP | Ciclo CNO Ocupa unos 139.000 km del radio solar, 1/5 del mismo, y es en esta zona donde se verifican las reacciones termonucleares que proporcionan toda la energía que el Sol produce. Nuestra estrella está constituida por un 81 % de hidrógeno, 18 % de helio y el 1 % restante que se reparte entre otros elementos. En su centro se calcula que existe un 49 % de hidrógeno, 49 % de helio y el 2 % restante en otros elementos que sirven como catalizadores en las reacciones termonucleares. A comienzos de la década de los 30 el físico austríaco Fritz Houtermans (1903-1966) y el astrónomo inglés Robert d'Escourt Atkinson (1898-1982) unieron sus esfuerzos para averiguar si la producción de energía en el interior del Sol y en las estrellas se podía explicar por las transformaciones nucleares. En 1938 Hans Albrecht Bethe (1906- ) en Estados Unidos y Carl Friedrich von Weizsäker (1912-), en Alemania, simultánea e independientemente, encontraron el hecho notable de que un grupo de reacciones en las que intervienen el carbono y el nitrógeno como catalizadores constituyen un ciclo, que se repite una y otra vez, mientras dura el hidrógeno. A este grupo de reacciones se las conoce como "ciclo de Bethe o del carbono", y es equivalente a la fusión de cuatro protones en un núcleo de helio. En estas reacciones de fusión hay una pérdida de masa, esto es, el hidrógeno consumido pesa más que el helio producido. Esa diferencia de masa se transforma en energía según la ecuación de Einstein. E = mc², donde E es la energía, m la masa y c la velocidad de la luz. Estas reacciones nucleares transforman el 0,7 % de la masa afectada en fotones, con una longitud de onda cortísima y por lo tanto muy energéticos y penetrantes. La energía producida calienta el núcleo solar hasta temperaturas de 10 a 20 millones de grados. El ciclo ocurre en las siguientes etapas: ₁H¹ + ₆C¹² → ₇N¹³; ₇N¹³ → ₆C¹³ + e⁺ + neutrino; ₁H¹ + ₆C¹³ → ₇N¹⁴; ₁H¹ + ₇N¹⁴ → ₈O¹⁵; ₆O¹⁵ → ₇N¹⁵ + e⁺ + neutrino, y por último ₁H¹ + ₇N¹⁵ → ₆C¹² + ₂He⁴. Sumando todas las reacciones y cancelando los términos comunes, tenemos 4 ₁H¹ → ₂He⁴ + 2e⁺ + 2 neutrinos + 26,7 MeV. La energía neta liberada en el proceso es 26,7 MeV, o sea cerca de 6,7 x 10¹⁴ Julios por kg de protones consumidos. El carbono actúa como catalizador, pues al final del ciclo se regenera. Otra reacción de fusión que ocurre en el Sol y en las estrellas, es el ciclo de Critchfiel o protón-protón. Charles Critchfield (1910-1994) en 1938 era un joven físico alumno de George Gamow (1904-1968) en la Universidad de George Washington, tuvo una idea completamente diferente, al darse cuenta de que en el choque entre dos protones muy rápidos puede ocurrir que uno de los protones pierda su carga positiva y se convierta en un neutrón que permanece unido al otro protón constituyendo un deuterón, es decir, un núcleo de hidrógeno pesado. La reacción puede producirse de dos maneras algo distintas: ₁H¹ + ₁H¹ → ₂H² + e⁺ + neutrino ₁H¹ + ₁H² → ₂He³; ₂He³ + ₂He³ → ₂He⁴ + 2 ₁H¹. El primer ciclo se da en estrellas más calientes y con mayor masa que el Sol y la cadena protón-protón en las similares al Sol. En cuanto al Sol, hasta el año 1953 se creyó que su energía era producida exclusivamente por el ciclo de Bethe, pero se ha demostrado en estos últimos años que el calor solar procede en un 99 % del ciclo protón-protón. Llegará un día en que el Sol agote todo el hidrógeno en la región central al transformarlo en helio. La presión será incapaz de sostener las capas superiores y la región central tenderá a contraerse gravitacionalmente, calentándo progresivamente las capas adyacentes. El exceso de energía producida hará que las capas exteriores del Sol tiendan a expandirse y enfriarse y nuestro astro rey se convertirá en una estrella gigante roja. El diámetro del Sol puede llegar a alcanzar y sobrepasar al de la órbita de la Tierra, con lo cual, cualquier forma de vida se habrá extinguido. Cuando la temperatura de la región central alcance aproximadamente 100 millones de grados, comenzará a producirse la reacción del helio en carbono, hasta que el primero se agote, iniciándose una nueva contracción de la estrella al perder su fuente de energía. De este modo nuestro Sol se transformará en una enana blanca y, mucho más tarde, al enfriarse totalmente, en una enana negra.

Zona radiante

En la zona exterior al núcleo el transporte de la energía generada en el interior se produce por radiación hasta el límite exterior de la zona radiativa. Esta zona está compuesta de plasma, es decir, grandes cantidades de hidrógeno y helio ionizado. Como la temperatura del Sol decrece del centro (10-20 millones de grados) a la periferia (6000 grados en la fotosfera), es más fácil que un fotón cualquiera se mueva del centro a la periferia que al revés. Sin embargo, los fotones deben avanzar por un medio ionizado tremendamente denso siendo absorbidos y reemitidos infinidad de veces en su camino. Se calcula que un fotón cualquiera invierte un millón de años, en alcanzar la superficie y manifestarse como luz visible.

Zona convectiva

Esta región se extiende por encima de la zona radiativa y en ella los gases solares dejan de estar ionizados y los fotones son absorbidos con facilidad volviéndose el material opaco al transporte de radiación. Por lo tanto, el transporte de energía se realiza por convección, de modo que el calor se transporta de manera no homogénea y turbulenta por el propio fluido. Los fluidos se dilatan al ser calentados y disminuyen su densidad. Por lo tanto, se forman corrientes ascendentes de material desde la zona caliente hasta la zona superior, y simultáneamente se producen movimientos descendentes de material desde las zonas exteriores frías. Así a unos 200.000 km bajo la fotosfera del Sol, el gas se vuelve opaco por efecto de la disminución de la temperatura; en consecuencia, absorbe los fotones procedentes de las zonas inferiores y se calienta a expensas de su energía. Se forman así secciones convectivas turbulentas, en las que las parcelas de gas caliente y ligero suben hasta la fotosfera, donde nuevamente la atmósfera solar se vuelve transparente a la radiación y el gas caliente cede su energía en forma de luz visible, enfriándose antes de volver a descender a las profundidades. El análisis de las oscilaciones solares ha permitido establecer que esta zona se extiende hasta estratos de gas situados a la profundidad indicada anteriormente. La observación y estudio de estas oscilaciones solares constituye el sujeto de estudio de la heliosismología.

Fotosfera

heliosismología La fotosfera es la zona desde la que se emite la mayor parte de luz visible del Sol. La fotosfera se considera como la «superficie» solar y, vista a través de un telescopio, se presenta formada por gránulos brillantes que se proyectan sobre un fondo mas oscuro. A causa de la agitación de nuestra atmósfera, estos gránulos parecen estar siempre en agitación. Puesto que el Sol es gaseoso, su fotosfera es algo transparente: puede ser observada hasta una profundidad de unos cientos de kilómetros antes de volverse completamente opaca. Normalmente se considera que la fotosfera solar tiene unos 100 o 200 km de profundidad. Aunque el borde o limbo del Sol aparece bastante nítido en una fotografía o en la imagen solar proyectada con un telescopio, se aprecia fácilmente que el brillo del disco solar disminuye hacia el borde. Este fenómeno de oscurecimiento del centro al limbo es consecuencia de que el Sol es un cuerpo gaseoso con una temperatura que disminuye con la distancia al centro. La luz que se ve en el centro procede en la mayor parte de las capas inferiores de la fotosfera, más caliente y por tanto más luminosa. Al mirar hacia el limbo, la dirección visual del observador es casi tangente al borde del disco solar por lo que llega radiación procedente sobre todo de las capas superiores de la fotosfera, más frías y emitiendo con menor intensidad que las capas profundas en la base de la fotosfera. Un fotón tarda en promedio un millón de años en atravesar la zona radiante y un mes en recorrer los 200.000 km de la zona convectiva, empleando tan sólo 499,0047818 segundos en cruzar la distancia que separa la Tierra del Sol. No se trata de que los fotones viajen más rápidamente ahora, sino que en el exterior del Sol el camino de los fotones no se ve obstaculizado por los continuos cambios, choques, quiebros y turbulencias que experimentaban en el interior del Sol. Los gránulos brillantes de la fotosfera tienen muchas veces forma hexagonal y están separados por finas líneas oscuras. Los gránulos son la evidencia del movimiento convectivo y burbujeante de los gases calientes en la parte exterior del Sol. En efecto, la fotosfera es una masa en continua ebullición en el que las células convectivas se aprecian como gránulos en movimiento cuya vida media es tan solo de unos nueve minutos. El diámetro medio de los gránulos individuales es de unos 700 a 1000 km y resultan particularmente notorios en los períodos de mínima actividad solar. Hay también movimientos turbulentos a una escala mayor, la llamada "supergranulación", con diámetros típicos de unos 35.000 km. Cada supergranulación contiene cientos de gránulos individuales y sobrevive entre 12 a 20 horas. Fue Richard Christopher Carrington (1826-1875), cervecero y astrónomo aficionado, el primero en observar la granulación fotosférica en el siglo XIX. En 1896 el francés Pierre Jules César Janssen (1824-1907) consiguió fotografiar por primera vez la granulación fotosférica. 1907 El signo mas evidente de actividad en la fotosfera son las manchas solares. En los tiempos antiguos se consideraba al Sol como un fuego divino y, por consiguiente, perfecto e infalible. Del mismo modo se sabía que la brillante cara del Sol estaba a veces nublada con unas manchas oscuras, pero se imaginaban que eras debidas a objetos que pasaban en el espacio entre el Sol y la Tierra. Cuando Galileo (1564-1642) construyó el primer telescopio astronómico, dando origen a una nueva etapa en el estudio del universo, hizo la siguiente afirmación "Repetidas observaciones me han convencido, de que estas manchas son sustancias en la superficie del Sol, en la que se producen contínuamente y en la que también se disuelven, unas más pronto y otras más tarde". Una mancha solar típica consiste en una región central oscura, llamada "umbra", rodeada por una "penumbra" más clara. Una sola mancha puede llegar a medir hasta 12.000 km (casi tan grande como el diámetro de la Tierra), pero un grupo de manchas puede alcanzar 120.000 km de extensión e incluso algunas veces más. La penumbra está constituida por una estructura de filamentos claros y oscuros que se extienden más o menos radialmente desde la umbra. Ambas (umbra y penumbra) parece oscuras por contraste con la fotosfera, simplemente porque están más frías que la temperatura media de la fotosfera. Así, la umbra tiene una temperatura de 4.000º K, mientras que la penumbra alcanza los 5.600º K, inferiores en ambos casos a los 6.000º K que tienen los gránulos de la fotosfera. Por la ley de Stefan-Boltzmann, en que la energía total radiada por un cuerpo negro (como una estrella) es proporcional a la cuarta potencia de su temperatura efectiva (E = σT⁴ , donde σ = 5.67051 x 10^-8 W/m²/K⁴ ), la umbra emite aproximadamente un 32 % de la luz emitida por un área igual de la fotosfera y análogamente la penumbra tiene un brillo de un 71 % de la fotosfera. La oscuridad de una mancha solar está causada únicamente por un efecto de contraste; si pudiéramos ver a una mancha tipo, con una umbra del tamaño de la Tierra, aislada y a la misma distancia que el Sol, brillaría una 50 veces más que la Luna llena. Las manchas están relativamente inmóviles con respecto a la fotosfera y participan de la rotación solar. El área de la superficie solar cubierta por las manchas se mide en términos de millonésima del disco visible.

Cromosfera

:Artículo principal: Cromosfera La cromosfera es una capa exterior a la fotosfera visualmente mucho más transparente. Su tamaño es de aproximadamente unos 10.000 km y es imposible observarla sin filtros especiales al ser eclipsada por el mayor brillo de la fotosfera. La cromosfera puede observarse sin embargo en un eclipse solar en un tono rojizo característico y en longitudes de onda específicas, notablemente en Hα, una longitud de onda característica de la emisión por hidrógeno a muy alta temperatura. Las prominencias solares ascienden ocasionalmente desde la fotosfera alcanzando alturas de hasta 150.000 km produciendo erupciones solares espectaculares.

Corona solar

prominencias solares La corona solar está formada por las capas más ténues de la atmósfera superior solar. Su temperatura alcanza los millones de grados, una cifra muy superior a la de la capa que le sigue, la fotosfera, siendo esta inversión térmica uno de los principales enigmas de la ciencia solar reciente. Esta elevadísimas temperaturas son un dato engañoso y consecuencia de la alta velocidad de las pocas partículas que componen la atmósfera solar. Sus grandes velocidades son debidas a la baja densidad del material coronal, a los intensos campos magnéticos emitidos por el Sol y a las ondas de choque que rompen en la superficie solar estimuladas por las células convectivas. Como resultado de su elevada temperatura, desde la corona se emitie gran cantidad de energía en rayos X. En realidad, estas temperaturas no son más que un indicador de las altas velocidades que alcanza el material coronal que se acelera en las líneas de campo magnético y en dramáticas eyecciones de material coronal (EMCs). Lo cierto es que esa capa es demasiado poca denso como para poder hablar de temperatura en el sentido usual de agitación térmica. La corona solar solamente es observable desde el espacio con instrumentos adecuados que anteponen un disco opaco para eclipsar artificialmente al Sol o durante un eclipse solar natural desde la Tierra. El material ténue de la corona es continuamente expulsado por la fuerte radiación solar dando lugar a un viento solar. Así pues, se cree que las estructuras observadas en la corona están modeladas en gran medida por el campo magnético solar y las células de transporte convectivo.

Energía solar

La mayor parte de la energía utilizada por los seres vivos procede del Sol, las plantas la absorben directamente y realizan la fotosíntesis, los hervíboros absorben indirectamente una pequeña cantidad de ésta energía comiendo las plantas, y los carnívoros absorben indirectamente una cantidad más pequeña comiendo a los hervíboros. La mayoría de las fuentes de energía usadas por el hombre derivan indirectamente del Sol. Los combustibles fósiles preservan energía solar capturada hace millones de años mediante fotosíntesis, la energía hidroeléctrica usa la energía potencial de agua que se condesó en altura después de haberse evaporado por el calor del Sol, etc. Sin embargo, el uso directo de energía solar para la obtención de energía no está aún muy extendido debido a que los mecanismos actuales no son suficientemente eficaces.

Observación astronómica del Sol

Las primeras observaciones astronómicas de la actividad solar fueron realizadas por Galileo Galilei utilizando el método de proyección. Galileo descubrió así las manchas solares y pudo medir la rotación solar así como percibir la variabilidad de éstas. En la actualidad la actividad solar es monitorizada constantemente por observatorios astronómicos terrestres y observatorios espaciales. Entre los objetivos de estas observaciones se encuentra no solo alcanzar una mayor comprensión de la actividad solar sino también la predicción de sucesos de elevada emisión de partículas potencialmente peligrosas para las actividades en el espacio y las telecomunicaciones terrestres.

Misiones espaciales

El satélite SOHO e imagen de la corona solar capturada por éste.

Para obtener una visión ininterrumpida del Sol en longitudes de onda inaccesibles desde la superficie Terrestre la Agencia Espacial Europea y NASA lanzaron cooperativamente el satélite SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) el 2 de diciembre de 1995. La sonda europea Ulysses realizó estudios de la actividad solar y la sonda norteamericana Genesis se lanzó en un vuelo cercano a la heliosfera para regresar a la Tierra con una muestra directa del material solar. Génesis regresó a la Tierra en el 2004 pero su reentrada en la atmósfera fue acompañada de un fallo en su paracaidas principal que hizo que se estrellara sobre la superficie. El análisis de las muestras obtenidas prosigue en la actualidad.

Precauciones necesarias para observar el Sol

- No mirar nunca directamente al Sol sin la debida protección, puede causar lesiones y quemaduras graves en los ojos e incluso la ceguera permanente.
- Las gafas de sol, filtros hechos con película fotográfica velada, polarizadores, gelatinas, CD's o cristales ahumados NO ofrecen la suficiente protección a los ojos.
- Una buena protección la proporcionan los filtros MYLAR^® o equivalentes. Las gafas utilizadas para la soldadura al arco con cristales de densidades 14 a 16, son idóneas para este fin. Las mismas precauciones deben tenerse en cuenta si se utilizan aparatos ópticos. Los filtros deben ir colocados en la parte frontal y nunca en el ocular.

Enlaces externos

General:
- [http://www.solarviews.com/span/sun.htm El Sol (solarviews.com)]
- [http://www.astronomiaonline.com/informacion/sistemasolar/sol.asp El Sol (astronomiaonline.com)] Observación del Sol:
- [http://www.spaceweather.com/sunspots/doityourself_sp.html Recomendaciones para observar el Sol]
- [http://www.arcetri.astro.it/~kreardon/EGSO/gbo/ Lista de la mayoría de observatorios solares terrestres]
- [http://sohowww.nascom.nasa.gov/ Página web de SOHO (The Solar and Heliospheric Observatory]
- [http://rredc.nrel.gov/solar/codesandalgorithms/spa/ Solar Position algorithm]

Bibliografía

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- Carslaw, K.S., Harrison, R.G., Kirkby, J.: Cosmic Rays, Clouds, and Climate, Science, v. 298, 2002, p. 1732-1737
- Kasting, J.F., Ackerman, T.P.: Climatic Consequences of Very High Carbon Dioxide Levels in the Earth’s Early Atmosphere, Science, v. 234, 1986, p. 1383-1385
- Priest, E.R.: Solar Magnetohydrodynamics, 1982, p. 206-245 ISBN 902771374X
- Schlattl, H.: Three-flavor oscillation solutions for the solar neutrino problem, Physical Review D, vol. 64, 2001, Issue 1
- Thompson, M.J.: Solar interior: Helioseismology and the Sun's interior, Astronomy & Geophysics, v. 45, 2004, p. 4.21-4.25 Categoría:Sistema solar
- als:Sonne ja:太陽 ko:태양 ms:Matahari simple:Sun th:ดวงอาทิตย์ zh-min-nan:Ji̍t-thâu

Tierra

La Tierra es el tercer planeta del sistema solar. Es el único planeta en el que se conoce que exista vida. La Tierra posee un único satélite natural, la Luna. La Tierra gira alrededor del Sol describiendo una órbita elíptica a una velocidad media de 29,8 km por segundo. La distancia media que la separa del Sol es de 149.600.000 km. La Tierra realiza los siguientes movimientos de forma simultánea:
- Translación sobre su órbita alrededor del Sol.
- Rotación sobre su propio eje, que determina los días y las noches, con una duración de 23 horas, 56 minutos y 3,5 segundos.
- Precesión y nutación

Composición y estructura

La composición de la Tierra en masa en diferentes elementos químicos es: La Tierra tiene una estructura diferenciada en diferentes capas. Estas capas poseen diferentes composiciones químicas y comportamiento geológico. Su naturaleza puede estudiarse a partir de la propagación de ondas sísmicas en el interior terrestre y a través de las medidas de los diferentes momentos gravitacionales de las diferentes capas obtenidas por diferentes satélites orbitales. ondas sísmicas Las diferentes capas en las que tradicionalmente se divide la estructura terrestre son:
- Corteza. Es la capa más superficial y tiene un espesor que varía entre los 12 km, en los océanos, hasta los 80 km en cratones (porciones más antiguas de los núcleos continentales). La corteza está compuesta por basalto en las cuencas oceánicas y por granito en los continentes.
- Manto. Es una capa intermedia entre la corteza y el núcleo el cual llega hasta una profundidad de 2900 km. El manto está compuesto por peridotita.
- Litosfera. Es la parte más superficial que se comporta de manera elástica. Tiene un espesor de 250 km y abarca a la corteza y la porción superior del manto.
- Astenosfera. Es la porción del manto que se comporta de manera fluída.
- Núcleo: Es la capa más profunda del planeta y tiene un espesor de 3475 km. Está compuesto de una aleación de hierro y niquel y es en esta parte donde se genera el campo magnético terrestre. Éste se subdivide a su vez en el núcleo interno, el cual es sólido, y el núcleo externo, el cual es líquido.

La hidrosfera

Más información en: Océano La Tierra es el único planeta en nuestro sistema solar que tiene una superficie líquida. El agua cubre un 71% de la superficie de la Tierra (97% de ella es agua de mar y 3% agua dulce), formando cinco océanos y siete continentes. La Tierra está realmente a la distancia del Sol adecuada para tener agua líquida en su superficie. No obstante sin el efecto invernadero, el agua en la Tierra se congelaría. Al principio el Sol emitía menos radiación que ahora, pero los océanos no se congelaron porque la atmósfera de primera generación de la Tierra poseía mucho más CO₂ y por tanto más efecto invernadero. En otros planetas, como Venus, el agua desapareció porque la radiación solar ultravioleta rompe la molécula y el ión hidrógeno, que es ligero, escapa de la atmósfera. Este efecto es lento, pero inexorable. Ésta es una hipótesis que explica por qué Venus no tiene agua. En la atmósfera de la Tierra, un tenue capa de ozono en la estratosfera la absorbe la mayoría de esta radiación ultravioleta, reduciendo el efecto. El ozono protege a la bioesfera del pernicioso efecto de la radiación ultravioleta. La magnetosfera también es un escudo que nos protege del viento solar. La masa total del hidrosfera es aproximadamente 1,4×10²¹ kg.

La atmósfera

Más información en: Atmósfera terrestre La Tierra tiene una espesa atmósfera compuesta en un 78% de nitrógeno, 21% de oxígeno, y 1% de argón, más trazas de otros gases como anhídrido carbónico y vapor de agua . La atmósfera actúa como una manta que deja entrar la radiación solar pero atrapa parte de la radiación terrestre.(Efecto invernadero). Gracias a ella la temperatura media de La Tierra es de unos 17°C. La composición atmosférica de la Tierra es inestable y se mantiene por la biosfera. Así, la gran cantidad de oxígeno libre se obtiene por la fotosíntesis de las plantas, que por la acción de la energía solar transforma CO₂ en O₂. El oxígeno libre en la atmósfera es una consecuencia de la presencia de vida, y no al revés. Las capas de la atmósfera son: la troposfera, la estratosfera, la mesosfera, la termosfera, y la exosfera. Sus altura varía con los cambios estacionales. La masa total de la atmósfera es aproximadamente 5,1×10¹⁸ kg.
La Tierra en el Sistema solar
Más información en: Movimientos de la Tierra | Variaciones orbitales
La Tierra tarda 23 horas, 56 minutos y 4,09 segundos (día sideral) en girar alrededor del eje de rotación que pasa por el Polo Norte y el Polo Sur. Tarda 24 horas en dos pasos del Sol por el mismo meridiano (día solar medio). Así debido al movimiento real de rotación de la Tierra hay un movimiento aparente del este al oeste a una velocidad de 15°/hr = 15'/min, es decir un diámetro del Sol o de la Luna cada dos minutos. La Tierra gira alrededor del Sol en 365,2564 días solares medios (año sideral). Esto da un movimiento del Sol con respecto a las estrellas fijas a una velocidad de 1°/día es decir un diámetro del Sol o de la Luna cada 12 horas, en la dirección opuesta al de la rotación diaria del cielo. La Tierra tiene un satélite natural, la Luna que orbita alrededor de la Tierra cada 27 1/3 días. Así que hay un movimiento de la Luna con respecto al Sol y las estrellas fijas a una velocidad de aproximadamente 12°/día, es decir un diámetro de la Luna cada hora, en la dirección opuesta al de la rotación diaria del cielo. Visto desde el polo Norte de la Tierra, el movimiento de la Tierra, y la Luna así como sus movimiento de rotación son todos directos (en sentido contrario a las agujas del reloj). El plano del Ecuador y el plano de la Eclíptica forman un ángulo de unos 23,45 grados. Ello causa las estaciones en la Tierra. El plano de la órbita de la Luna está inclinado aproximadamente 5 grados respecto a la Eclíptica. De no ser así habría un eclipse de Sol y uno de Luna todos los meses.
La Luna
Más información en: Luna La 'Luna' es un satélite relativamente grande comparado con la Tierra, siendo su diámetro un cuarto del terrestre. La atracción gravitatoria entre la Tierra y la Luna causa las mareas en la Tierra. El mismo efecto en la Luna hace que el período de rotación alredor de su eje sea igual que el periodo de giro en torno a la Tierra. Como resultado la Luna siempre presenta la misma cara a la Tierra. En su movimiento alrededor de la Tierra, el Sol ilumina distintas partes de la Luna, presentando un ciclo completo de fases lunares. La Luna puede causar una variación moderada del clima terrestre. La simulaciones de ordenador muestran que la fuerza de atracción de la Luna hacia la protuberancia ecuatorial de la Tierra causan una estabilización de la inclinación del eje de rotación, produciendo una variación moderada del clima. Sin esta estabilización algunos científicos creen que el eje de rotación podría ser caóticamente inestable, como parece ocurrir en el planeta Marte. Si el eje de rotación de la Tierra se acercara a la eclíptica, la variación estacional del clima sería sumamente importante. Un polo apuntaría directamente hacia el Sol durante verano y mientras para el otro sería noche permanente en invierno. Los científicos que han estudiado el efecto creen que ello causaría la desaparición de la vida afectando a animales y plantas grandes. El disco lunar visto desde la Tierra, tiene aproximadamente el mismo diámetro angular que el del Sol (el Sol es 400 veces más grande, pero está 400 veces más lejos que la Luna). Esto permite que haya eclipses de sol totales. La hipótesis más reciente del origen de la Luna es que se formó por la colisión de un protoplaneta del tamaño de Marte cuando la Tierra era joven. Esta hipótesis explica (entre otras cosas) la falta de hierro en la Luna. La hipótesis del impacto brutal también podría explicar la fuerte inclinación del eje de rotación terrestre. La Tierra tiene también por lo menos otro satélite co-orbital el asteroide, 3753 Cruithne.
La biosfera
Más información en: Vida | Ser vivo | Biosfera | Complejidad biológica La tierra es el único lugar que se conoce con vida. Las formas de vida del planeta Tierra forman la "biosfera ". La biosfera comenzó ha evolucionar hace aproximadamente 3.5 mil millones de años (3,5×10 ⁹). La Hipótesis Gaia o teoría de Gaia es un modelo científico de la biosfera terrestre formulado por el biólogo James Lovelock y que sugiere que la vida sobre la Tierra organiza las condiciones climáticas para favorecer su propio desarrollo.
Geografía
vida
- El área total de la Tierra es de aproximadamente 510 millones de kilómetros cuadrados, de los cuales 149 millones son de tierras firmes y 361 millones, de agua.
- Las líneas costeras (litorales) de la Tierra suman cerca de 356 millones de kilómetros.
Mapas espaciales de la Tierra
El satélite medioambiental Envisat de la ESA está desarrollando el retrato más detallado de la superficie de la Tierra. El objetivo del proyecto GLOBCOVER es la creación de un mapa global de la cobertura terrestre con una resolución tres veces superior a la de cualquier otro mapa por satélite hasta ahora. [http://www.esa.int/esaCP/SEMF2ZY5D8E_Spain_0.html] La NASA destaca un nuevo mapa tridimensional,que es la topografía más precisa del planeta, elaborada durante cuatro años con los datos transmitidos por el transbordador espacial Endeavour. Los datos analizados corresponden al 80% de la masa terrestre."Esta ha sido una de las misiones científicas más valiosas de los transbordadores y probablemente la más importante de carácter cartográfico que se haya realizado jamás", afirmó Michael Kobrick, científico de la misión del Endeavour que giró en órbita terrestre en febrero del 2000. Cubre los territorios de Australia y Nueva Zelanda con detalles sin precedentes. También incluye más de mil islas de la Polinesia y la Melanesia en el Pacífico sur, así como islas del Indico y el Atlántico. Muchas de esas islas apenas se levantan un

Aristarco de Samos

Heliocentrismo

Críticas de sus contemporáneos a los movimientos de la Tierra

Distancia al Sol

El tamaño y distancia de la Luna

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Bibliografía

Tierra

Composición y estructura