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Teoría geocéntricaLa Teoría geocéntrica es la teoría más básica de ubicación de la Tierra en el universo. Coloca a la Tierra en el centro del universo y los planetas, incluido el Sol, giran alrededor de ella (geo: tierra; centrismo: centro). Esta teoría fue formulada por Aristóteles y mantenida hasta el siglo XVI, aunque fue completada por Claudio Ptolomeo en el siglo II en su obra El Almagesto, introduciendo los llamados epiciclos y deferentes.
Fue remplazada por la teoría heliocéntrica.
Categoría:Astronomía
Teoría
En términos generales, una teoría es una idea formada mediante la especulación. La palabra deriva del griego theorein, "observar". De acuerdo con algunas fuentes, theorein era frecuentemente utilizado en el contexto de observar una escena teatral, lo que quizá explica el porqué algunas veces la palabra teoría es utilizada para representar algo provisional o no completamente real. El término era ya utilizado por los antiguos griegos.
Una teoría científica es una entidad abstracta que constituye una explicación o descripción científica a un conjunto relacionado de observaciones o experimentos. Una teoría científica está basada en hipótesis verificadas múltiples veces por grupos de científicos individuales. Abarca en general varias leyes científicas, engloba los conocimientos aceptados por la comunidad científica del campo de investigación y está aceptada por la mayoría de especialistas.
Introducción
En matemáticas, una teoría es un conjunto de proposiciones cerradas bajo implicación lógica. En lógica matemática, "teoría" es el término usado para un conjunto de fórmulas consistentes de ciertos axiomas y todos los teoremas comprobables a partir de éstos. El teorema de incompletitud de Gödel establece que ninguna teoría consistente, con un número finito de axiomas (en un lenguaje por lo menos tan potente como la aritmética), puede incluir todos las proposiciones verdaderas.
En ciencias, una teoría es un modelo, esto es, una infraestructura para el entendimiento. En física, el término teoría generalmente significa una infraestructura matemática derivada de un pequeño conjunto de principios básicos capaz de producir predicciones experimentales para una categoría dada de sistemas físicos. Un ejemplo sería la "teoría electromagnética", que es usualmente tomada como sinónimo del electromagnetismo clásico, cuyos resultados específicos pueden derivarse de las ecuaciones de Maxwell.
El término "teórico" utilizado para describir ciertos fenómenos, frecuentemente indica que un resultado particular ha sido predicho por la teoría pero no ha sido aún observado. Por ejemplo, hasta hace poco, los agujeros negros fueron considerados teóricos. Es frecuente en la historia de la física el que una teoría produzca predicciones posteriormente confirmadas mediante nuevos experimentos u observaciones.
Para que un cuerpo teórico dado pase a ser considerado como parte del conocimiento establecido, usualmente se necesita que la teoría produzca un experimento crítico, esto es, un resultado experimental que no pueda ser predicho por ninguna otra teoría ya establecida.
Modelos teóricos
Los seres humanos construyen teorías para así explicar, predecir y dominar diferentes fenómenos (p.ej. cosas inanimadas, eventos, o el comportamiento de los animales). En muchas circunstancias, la teoría es vista como un modelo de la realidad. Una teoría hace generalizaciones acerca de observaciones y consiste en una conjunto coherente e interrelacionado de ideas.
Una teoría tiene que ser de alguna manera verificable; por ejemplo, uno puede teorizar que una manzana caerá cuando se le suelta, y entonces soltar una manzana para ver qué pasa. Muchos científicos, aunque no todos, argumentan que las creencias religiosas no son verificables y, por lo tanto, no son teorías sino materia de fe.
De acuerdo con Stephen Hawking en (Una Breve Historia del Tiempo), "una teoría es buena si satisface dos requerimientos: ella debe describir con precisión una extensa clase de observaciones sobre la base de un modelo que contenga sólo unos cuantos elementos arbitrarios, y ella debe realizar predicciones concretas acerca de los resultados de futuras observaciones". Procede luego a afirmar: "Cualquier teoría física es siempre provisional, en el sentido que es sólo una hipótesis; nunca puede ser probada. No importa cuántas veces los resultados de los experimentos concuerden con alguna teoría, nunca se puede estar seguro de que la próxima vez el resultado no la contradirá. Por otro lado, se puede falsificar una teoría con encontrar sólo una observación que esté en desacuerdo con las predicciones de la misma."
Tipos
Hay dos tipos de teorías; si una suposición no es respaldada por observaciones se conoce como una conjetura, en cambio, si es así respaldada, es una hipótesis. La mayoría de las teorías evolucionan a partir de hipótesis, pero lo contrario no es verdad: muchas hipótesis resultan ser falsas y, por lo tanto, no evolucionan en teorías.
Una teoría es diferente de un teorema. La primera es un modelo de eventos físicos y no puede ser probado a partir de axiomas básicos. El segundo es una proposición de un hecho matemático que sigue lógicamente a un conjunto de axiomas. Una teoría es también diferente de una ley física en que la primera es un modelo de la realidad mientras que la segunda es una proposición acerca de lo que ha sido observado.
Las teorías pueden llegar a ser aceptadas si son capaces de realizar predicciones correctas y evitar las incorrectas. Las teorías más simples, y más elegantes matemáticamente, tienden a ser aceptadas preferentemente sobre aquellas que son más complejas. Las teorías son más probables de ser aceptadas si ellas interconectan un amplio rango de fenómenos. El proceso de aceptar teorías, o de extender teorías existentes, es parte del método científico.
Explicación ulterior sobre teorías científicas
En el habla popular, una teoría es vista frecuentemente como poco más que una suposición o hipótesis. Por otro lado, en ciencia y en el uso académico general, una teoría es mucho más que eso: ella es un paradigma establecido que explica gran parte o la totalidad de los datos con que se cuenta y ofrece prediciones válidas verificables. En ciencia, una teoría nunca puede ser probada como verdadera porque nunca podemos asumir que sabemos todo lo que hay que saber al respecto. En vez de eso, las teorías permanecen en pie hasta que son falsificadas, punto en el cual son modificadas ligeramente o completamente descartadas.
Las teorías comienzan con observaciones empíricas como 'algunas veces el agua se torna en hielo'. En algún punto, surge la curiosidad o necesidad de descubrir el porqué de ello, lo cual lleva la fase teorética/científica. En las teorías científicas, esto lleva entonces a investigación, en combinación con hipótesis auxiliares y otras más (ver método científico), lo cual puede entonces llevar eventualmente a una teoría. Algunas teorías científicas (como la teoría de la gravedad son tan ampliamente aceptadas que frecuentemente se les toma por leyes. Esto, sin embargo, se basa en una incorrecta presunción acerca de lo que son las teorías y las leyes: éstas ambas no son peldaños en una escalera de verdad, sino diferentes conjuntos de datos. Una ley física es una proposición general basada en observaciones.
Algunas teorías que han sido demostradas falsas son el Lamarckismo y la teoría del universo geocéntrico. Suficiente evidencia ha sido acumulada para declarar estas teorías como falsas, ya que no existe evidencia que las sostenga y mejores explicaciones han tomado su lugar.
Características
Frecuentemente la frase "Bueno, es sólo una teoría", es utilizada para descalificar teorías controvertidas como la teoría de la evolución, pero esto se debe largamente a una confusión entre las palabras teoría e hipótesis. En ciencia, a un conjunto de descripciones de conocimiento se le llama teoría solamente cuando tiene una base empírica firme, esto es, cuando:
# es consistente con la teoría pre-existente en la medida en que ésta haya sido verificada experimentalmente, aunque frecuentemente mostrará que la teoría pre-existente es falsa en un sentido estricto,
# es sostenida por muchas líneas de evidencia en vez de una sola fundación, asegurando de esta manera que probablemente, si no totalmente correcta, por lo menos es una buena aproximación,
# ha sobrevivido, en el mundo real, muchas pruebas críticas que la podrían haber falsificado,
# hace predicciones que pueden algún día ser utilizadas para falsificarla, y
# es la mejor explicación conocida, en el sentido de la Navaja de Occam, de entre la infinita variedad de explicaciones alternativas para los mismos datos.
Esto es verdad de tales teorías establecidas como la teoría de evolución, relatividad especial y general, mecánica cuántica (con una mínima interpretación), tectónica de placas, etc.
Otros estudios
Las teorías existen no sólo en las llamadas "ciencias exactas" sino en todos los campos del estudio académico, desde la filosofía hasta la literatura o la Ciencia social. Ejemplo en Sociología : La Gran Teoría, con la Teoría de los sistemas de accion de T. Parsons, en Antropología cultural con la Cultura. de B. Malinowski.
Teorías de rango medio de M. Weber con 'La ética protestante y el espíritu del capitalismo' con un aspecto de la sociedad. Teoría de Micro nivel, El pluralismo religioso actual en los Estados Unidos. acotando más el campo y la época.
Desafortunadamente, el uso del término es algo confuso en casos como la teoría de las cuerdas y las "teoría del todo", las cuales son probablemente mejor caracterizadas por el momento como un paquete de hipótesis rivales. Una hipótesis, sin embargo, es vastamente más confiable que una conjetura, la cual es, en el mejor de los casos, una suposición no verificada consistente con datos seleccionados y, frecuentemente, una creencia basada en experimentos no repetibles, anécdotas, opinión popular, "sabiduría de los antiguos", motivación comercial o misticismo.
Un buen ejemplo de una "teoría" no científica es el Diseño Inteligente. Asimismo, otros conjuntos de afirmaciones como la homeopatía tampoco son teorías científicas, sino pseudociencia.
Ejemplos de teorías por disciplinas científicas
- Biología: Teoría de la evolución
- Geología: Deriva continental | Tectónica de placas
- Matemáticas: Teoría del caos | Teoría de grafos | Teoría de números | Teoría de probabilidades | Teoría de juegos
- Física: Teoría cuántica de campos | Teoría de cuerdas | Teoría de la relatividad
- Sociología: Gran Teoría | Medio rango | Micro nivel
- Comunicación: Teoría crítica | Teoría hipodérmica | Teoría funcionalista
Véase también
- Modelo
- Sistema formal
Categoría:Sociología
Categoría:Filosofía
ja:理論
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.
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 unos metros sobre el nivel del mar y son muy vulnerables a los efectos de las marejadas y tormentas, por lo que su conocimiento tal vez ayude a evitar catástrofes.
Según John LaBrecque, director del Programa de Riesgos Naturales de la agencia espacial, los datos proporcionados por la misión del Endeavour tendrán una amplia variedad de usos, como la exploración "virtual" del planeta."Con el tiempo, otras misiones podrán utilizar la misma tecnología para detectar los cambios que se hayan producido en la superficie de la Tierra y hasta para configurar la topografía de otros planetas", dijo.
Recomendamos abrir el sitio de la misión en castellano y revisar "Un viaje simulado por la Cordillera de Los Andes", con animación y sonido [http://www2.jpl.nasa.gov/srtm/spanish.htm]
Una galería de imágenes está en [http://photojournal.jpl.nasa.gov/targetFamily/Earth ]
Otra animación en inglés en: [http://www2.jpl.nasa.gov/srtm/ ]
Envisat
Artículos relacionados
- Tectónica de Placas
- Geología
- Geología histórica
- Geografía
- Climas de la Tierra
- Extremos en la Tierra (Récords de temperaturas y altitudes según continentes)
- Población humana
Enlaces externos
- [http://worldwind.arc.nasa.gov/index.html Mapa tridimensional de la Tierra. NASA] Descargable gratuitamente (184.3 MB). Alta resolución, nombres, límites, y muchas opciones más. Es algo extraordinario.
- [http://www.elsistemasolar.com.ar El Sistema Solar] La Tierra y sus caracteristicas físicas y geologicas
Categoría:Planetas del Sistema Solar
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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.
Artículos relacionados
- Eclipse solar
- Variación solar
- Viento solar
- Dios del Sol
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
- Bonanno, A., Schlattl, H., Paternò, L.: The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS, Astronomy and Astrophysics, v. 390, 2002, p. 1115-1118
- 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
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AristótelesAristóteles (Griego: Αριστοτέλης
Aristotelēs;) (
- Estagira, Macedonia, 384 adC — †Calcis, 322 adC). Uno de los más grandes filósofos de la antigüedad y acaso de la historia de la filosofía occidental. Inventor de la anatomía y la biología.
occidental
Biografía
Nació en el año 384 adC en Estagira, por lo que se le llama el estagirita. Era hijo de Nicómaco, médico de cabecera y amigo del rey Amintas III de Macedonia, padre del rey Filipo, (padre de Alejandro Magno). Tiene extraordinaria significación para el desarrollo del pensamiento aristotélico y su fuerte tinte empírico el hecho de que sus padres procediesen de una familia de médicos. Fue educado después de la temprana muerte de sus padres y entró a los 17 años en la Academia Platónica, a la que perteneció hasta la muerte del maestro. Cuando Aristóteles ingresó en la Academia, Platón tenía 60 años. El enorme y decisivo influjo que Platón ejerció sobre Aristóteles tuvo lugar entre los sesenta y ochenta años del maestro. En estos veinte años de la más íntima comunidad de vida y espíritu con Platón se formó Aristóteles. Al morir Platón, abandonó Atenas. No sabemos si por discrepancias con un sobrino de Platón que había quedado al frente de la Academia, o porque en Atenas había adquirido fuerza un movimiento antimacedónico que criticaba la política de conquista que Filipo II quería llevar a cabo en la polis griega. En el año 343 adC, Aristóteles fue llamado por Filipo II para educar a su hijo Alejandro, de 13 años. Esta actividad debió influir significativamente sobre el pensamiento y la sensibilidad de Alejandro (a pesar del posterior alejamiento de su antiguo maestro, sobre todo en lo que se refiere al aspecto ético-político). La tarea de Aristóteles con Alejandro duró hasta el 340 adC. En ese año, Alejandro fue nombrado regente interno. El año 339 adC Aristóteles regresó a Atenas, y bajo la protección de un poderoso amigo, Antípatro, administrador del imperio durante la ausencia de Alejandro Magno, fundó el Liceo. Esta segunda estancia en Atenas dedicado a la docencia y a la investigación duró 16 años, hasta que murió Alejandro en el año siguiente 322 adC. Aristóteles murió en la isla de Eubea.
Influencias Recibidas
El punto de partida fue Platón, pero pronto adoptó una actitud crítica frente al platonismo. No dejó de lado las enseñanzas de Platón, si no que "ató los cabos sueltos" y desarrolló las ideas de Platón. La idea de participación platónica no explica la verdadera realidad de la fysis (el movimiento).
Aristóteles admite como Platón y Sócrates que la esencia es lo que define al ser, pero la diferencia en que la esencia es la forma, que está unida inseparablemente a la materia y juntos constituyen el ser, que es la sustancia. La afirmación de la importancia del conocimiento sensible, del conocimiento de lo singular para llegar a lo universal, abrió posibilidades a la investigación científica.
- Heráclito y Parménides hicieron una explicación muy parcial mediante la unidad y la pluralidad.
- De Anaxágoras Aristóteles recogió el nous (idea de inteligencia).
- De los pitagóricos valora su dedicación por las matemáticas.
En definitiva, Aristóteles construyó un sistema filosófico propio.
Crítica de la teoría de las ideas
Para Platón, la auténtica realidad es el mundo inmutable y perfecto de las ideas. Las ideas, son aquéllo que hace inteligible el mundo físico, porque constituyen la esencia de las cosas.
Como discípulo de Platón, Aristóteles advirtió algunos de los inconvenientes de la teoría platónica:
- Si el mundo sensible y material que nos rodea sólo se explica como una copia imperfecta de las ideas. ¿Existe una idea de cualquier cosa, de barro, de un crimen? ¿Existe la idea de maldad perfecta? Para Aristóteles es inadmisible la existencia de ideas perfectas de todo lo malo y negativo que hay en el mundo.
- Si todo lo que existe en el mundo es lo que es: un caballo, un árbol; esto es porque participa de la idea de caballo y árbol. Para Aristóteles, la esencia de una cosa, su causa, no puede existir separada de esa misma cosa.
- Las teorías de Platón no consiguen explicar ni dar razones del movimiento y el cambio. ¿Cómo puede el mundo perfecto, inmutable, ser causa de un mundo imperfecto y cambiante?
- Según Platón el aprendizaje del hombre está basado en la reminiscencia o recuerdo, pues según para Aristóteles nada hay en la inteligencia que no haya pasado antes por los sentidos.
2. Metafísica, más allá de lo físico
2.1. El problema del cambio
Para empezar recordad que Aristóteles era un hombre puramente empirista, es decir, fundamenta los conocimientos humanos en la experiencia.
Una de las primeras preocupaciones de los filósofos fue encontrar una explicación racional para lo que nos rodea.
- Los presocráticos se percataron de que lo que nos rodea es una realidad diversa que se halla en continua y perpetua transformación.
- Heráclito recogía que todo se halla en perpetuo cambio y transformación; el movimiento es la ley del universo.
- Parménides, al contrario, opina que el movimiento es imposible, pues el cambio es el paso del ser al no ser o la inversa, del no ser al ser. Esto es inaceptable, ya que el no ser no existe y nada puede surgir de él.
- Platón, supone una especie de síntesis, es decir, una unión o una suma de estas dos concepciones opuestas: la de Heráclito y Parménides. Por un lado tenemos el mundo sensible, caracterizado por un proceso constante de transformación y, por el otro, tenemos el mundo abstracto y perfecto de las ideas, caracterizado por la eternidad y la incorruptibilidad.
2.2 La realidad sustancial
La realidad, es y existe, es lo que Aristóteles denomina sustancia.
Sustancia: es el principio constitutivo del ser en su totalidad, lo que permanece, lo que no cambia a pesar de los cambios. Las sustancias es el inhilo (esencia), la forma, los accidentes...
Las sustancias son los individuos concretos que nos rodean. Todo lo que nos rodea: este gato, esta casa, son sustancias y constituyen la única y auténtica realidad.
Toda sustancia forma parte del mundo sensible y material. La realidad sustancial constituye una síntesis de los dos mundo platónicos.
Listado de sus obras
- Lógica:
- De las categorías (la isagoge).
- Peri Hermeneias (de la proposición).
- Primeros analíticos (del silogismo).
- Segundos analíticos (de la demostración).
- Tópicos (de la dialéctica).
- Refutación de los sofistas (de las falacias y paralogismos).
- Poesía:
- Retórica
- Poética
- Tragedia
- Comedia
- Ciencias naturales
- Física
- Del cielo
- De la generación y la corrupción
- Meteorología
- Historia de los animales
- De la parte de los animales
- Filosofía primera o Teología
- Metafísica
- Filosofía práctica
- Ética a Eudemo
- Ética a Nicómaco
- Gran Ética
- Política
- Constitución de los atenienses
Aristóteles, reconocido como uno de los más grandes pensadores que ha habitado la Tierra, hizo varias observaciones acerca del universo. Instituyó un sistema geocéntrico, en el cual la Tierra se encontraba inmóvil en el centro mientras a su alrededor giraba el Sol con otros planetas. Aristóteles habló del mundo sublunar, en el cual existía la corrupción y la degeneración; y el mundo supralunar, perfecto. Esta teoría de la Tierra como centro del universo -que a su vez era considerado finito- perduró por varios siglos hasta que Copérnico en el siglo XVI cambió el concepto e introdujo una serie de paradigmas, concibiendo el Sol como centro del universo.
Arístoteles sistematiza el reino vegetal dividiéndolo en dos grandes grupos:
- Plantas con flores
- Plantas sin flores (estas serían: musgos, helechos, algas, hepáticas, etc.)
Aristóteles rechazó las teorías de Platón en las que decía que las ideas eran la auténtica realidad y que el mundo sensible a nuestros sentidos no era más que una copia insulsa de estas. Aristóteles al contrario de Platón, que no tomaba en cuenta al mundo real dentro de su filosofía, poseía una teoría que discurría entre el mundo idealista y el mundo tangible.
- La Metafísica: es la ciencia más general, por ser la ciencia del ser en cuanto ser. Trata sobre la filosofía primera o la teología y es identificada por Aristóteles con la sabiduría pura.
- La Física: es la ciencia que trata de las sustancias materiales. En la física hace un estudio de la naturaleza y el movimiento.
- La Antropología: Aristóteles aplicará el hilemorfismo a su concepto del hombre, que es entendido como un compuesto único formado por un alma y un cuerpo.
- La Ética eudemonista de Aristóteles considera que el fin que busca el hombre es la felicidad, que consiste en la vida contemplativa. La ética desemboca en la política. El organismo social de Aristóteles considera al Estado como una especie de ser natural que no surge como fruto de un pacto o acuerdo. El hombre es un animal social que desarrolla sus fines en el seno de una comunidad. La política del hombre se explica por su capacidad del lenguaje, único instrumento capaz de crear una memoria colectiva y un conjunto de leyes que diferencia lo permitido de lo prohibido.
- La Lógica: es la disciplina filosófica que estudia la corrección o validez de los razonamientos. En su lógica, Aristóteles distinguía entre la dialéctica y la analítica.
- La dialéctica analiza las opiniones a partir de su plausibilidad (su grado de aceptación por la comunidad), derivando en el examen de su verdad o falsedad.
- La analítica trabaja de forma deductiva a partir de principios que descansan sobre la experiencia y una observación precisa.
Enlaces extertnos
- [http://www.upasika.com/filosofia.htm Textos de Aristóteles en castellano]
- [http://www.cpel.uba.ar/ebooks/eam/ebook_view.php?ebooks_books_id=54 Ética a Nicómaco (ebook)]
- [http://www.cpel.uba.ar/ebooks/ Biblioteca Digital Carlos Pellegrini]
- [http://www.filosofia-irc.org/libros/index.htm Textos de Aristóteles]
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Aristóteles de Estagira
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Claudio Ptolomeo
Claudio Ptolomeo (en griego Klaudios Ptolemaios; circa 85 - circa 165, otros autores dicen c. 100 - c.170), astrónomo, geógrafo y matemático greco-egipcio, llamado comúnmente en español Ptolomeo (o Tolomeo).
Vivió y trabajó en Alejandría, Egipto (se cree que en la famosa Biblioteca de Alejandría). Fue astrólogo y astrónomo, actividades que en esa época estaban íntimamente ligadas. Es autor del tratado astronómico conocido como Almagesto (en griego Hè Megalè Syntaxis, El gran tratado). Se preservó, como todos los tratados griegos clásicos de ciencia, en manuscritos árabes (de ahí su nombre) y sólo disponible en la traducción en latín de Gerardo de Cremona en el siglo XII.
Heredero de la concepción del Universo dada por Platón y Aristóteles, su método de trabajo difirió notablemente de el de éstos, pues mientras Platón y Aristóteles dan una cosmovisión del Universo, Tolomeo es un empirista. Su trabajo consistió en estudiar la gran cantidad de datos existentes sobre el movimiento de los planetas con el fin de construir un modelo geométrico que explicase dichas posiciones en el pasado y fuese capaz de predecir sus posiciones futuras.
La ciencia griega tenía dos posibilidades en su intento de explicar la naturaleza: la explicación realista, que consistiría en expresar de forma rigurosa y racional lo que realmente se da en la naturaleza; y la explicación positivista, que consistiría en expresar de forma racional lo aparente, sin preocuparse de la relación entre lo que se ve y lo que en realidad es.
Tolomeo afirma explícitamente que su sistema no pretende descubrir la realidad, siendo sólo un método de cálculo. Es lógico que adoptara un esquema positivista, pues su Teoría geocéntrica se opone flagrantemente a la física aristotélica: por ejemplo, las órbitas de su sistema son excéntricas, en contraposición a las circulares y perfectas de Platón y Aristóteles.
Tolomeo catalogó muchas estrellas, asignándoles un brillo y magnitud, estableció normas para predecir los eclipses.
Su aportación fundamental fue su modelo del universo: creía que la Tierra estaba inmóvil y ocupaba el centro del Universo, y que el Sol, la Luna, los planetas y las estrellas, giraban a su alrededor. A pesar de ello, mediante la técnica del epiciclo-deferente, cuya invención se atribuye a Apolonio trata de resolver con bastante éxito los dos grandes problemas del movimiento planetario:
1.- la retrogradación de los planetas y su aumento de brillo, mientras retrogradan.
2.- la distinta duración de las revoluciones siderales.
Sus teorías astronómicas influyeron en el pensamiento astrónomo y matemático científico hasta el siglo XVI.
Aplicó sus estudios de trigonometría a la construcción de astrolabios y relojes de sol. Y también aplicó el estudio de la astronomía al de la astrología, creando los horóscopos. Todas estas teorías y estudios están escritos en su obra Tetrabiblon.
Fue también un buen óptico y geógrafo. En el campo de la óptica exploró las propiedades de la luz, sobre todo de la refracción y la reflexión. Su obra Óptica es un buen tratado sobre la teoría matemática de las propiedades de la luz.
Otra gran obra suya es la Geografía, en que describe el mundo de su época. Utiliza un sistema de latitud y longitud por lo que sirvió de ejemplo a los cartógrafos durante muchos años. Una de las ciudades descrita en esta obra es La Meca, en la Península Arábiga, a la que llama Makoraba.
El mundo de la música tampoco fue ignorado por Ptolomeo. Escribió un tratado de teoría musical llamado Harmónicos.
Claudio Ptolomeo, pensador grigo del siglo II d de J.C., pensaba que las leyes matematicas subyacian tanto los sistemas musicales com los cuerpos celestes, y que ciertos modos y aun ciertas notas correspondian a planetas especificos, las distancias entre estos y sus movimientos. La idea había sido propuesta por Platon en el mito de la musica de las esferas, que es la musica no escuhada producida por la revolución de los planetas.
La union de la musica y la poesía es otra concepción griega sobre el genero musical. Eran prácticamente sinonimos.
Ptolomeo, Claudio
Ptolomeo, Claudio
Ptolomeo, Claudio
ja:クラウディオス・プトレマイオス
ko:클라우디오스 프톨레마이오스
th:ทอเลมี
Siglo IISiglo: Tabla anual siglo II (siglo I - siglo II - siglo III)
Década: 100s - 110s - 120s - 130s - 140s - 150s - 160s - 170s - 180s - 190s
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Formalmente el siglo II comprende los años 101-200 ambos incluidos.
Características del siglo II:
- Demografía y estadística
Acontecimientos relevantes
- Ciencia y Tecnología
- Guerras y Política
- Desastres
- Cultura
Personas relevantes
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Si Vd. 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.
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Categoría: Siglo II
ja:2世紀
ko:2세기
th:คริสต์ศตวรรษที่ 2
Categoría:Astronomía
Category:Astronomía y astrofísica
ja:Category:天文学
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ms:Category:Astronomi
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zh-min-nan:Category:Thian-bûn-ha̍k Execrement:This biological article about feces refers to animals in general. For feces derived from the human body, see human feces.
human feces
Feces (American English) or faeces/fæces (Commonwealth English) are semi-solid waste products from an animal digestive tract expelled through the anus (or cloaca) during defecation. In humans, defecation may occur (depending on the individual and the circumstances) from once every two or three days to many times a day. Hardening of the feces may cause prolonged interruption in the usual routine and is called constipation.
The word faeces is the plural of the Latin word faex meaning "dregs". There is no singular form in English language. [http://www.medterms.com/script/main/art.asp?articlekey=3400]
The distinctive odor of feces is due to bacterial action. Bacteria produce compounds such as indole, skatole, and mercaptans (sulfur containing compounds), as well as the inorganic gas hydrogen sulfide. These are the same compounds that are responsible for the odor of flatus.
Feces can help scientists learn about animals because of the food an animal eats. By carefully analyzing the contents of the feces, the scientist can understand the consistency and odors that comprise the scat. Then, a careful analysis can be conducted which reveals the creature's eating habits.
Feces are generally a taboo subject (see toilet humour). Scientists have long noted that many species hide or bury their feces, because the odor can attract predators, and these species often exhibit anxious behavior when their feces cannot be concealed. In humans, this phenomenon manifests itself in a stigma on feces.
The feces of animals is often used as fertilizer: see manure.
manure
Related terminology
manure
Feces are also known as scat and scatology is the study of feces. Informally, the word "excrement" has become synonymous with faeces; a usage based upon the incorrect belief that faeces are a product of excretion. The words shit and crap are vulgar terms for feces in English.
Coprophagia is the practice of eating feces. This is unusual, but some herbivores with a high-fiber/low-protein diet (such as rabbits) eat their own feces as a normal part of metabolism. Plant matter the animal consumes is digested in two passes, with the product of the first pass being re-ingested directly from the anus. After the material is re-digested, the indigestible waste that remains is excreted and left alone.
Coprophilia, also known as fecophilia, is a sexual attraction to fecal matter.
Coprophobia, also known as fecophobia, is a strong fear of feces.
Fossilized feces are known as coprolites, and form an important class of objects studied in the field of paleontology.
Fecal contamination
A quick test for fecal contamination of water sources or soil is a check for the presence of E. coli bacteria performed with the help of McConkey agar plates or Petri dishes. It turns out that E. coli bacteria (and almost no other ones) develop red colonies at temperature about 110 F overnight (110 degrees Fahrenheit = 43 degrees Celsius).
While nearly all strains of E.coli are harmless, their presence is indicative of fecal contamination, and hence a high possibility of other, more dangerous organisms, e.g., those of hepatitis.
Human feces
Main article: Human feces
Human fecal matter varies significantly in appearance, depending on diet and health. Normally it is semisolid, with a mucus coating. Its brown colouration comes from a combination of bile and dead red blood cells. In newborn babies, fecal matter is initially yellow/green after the meconium. This colouration comes from the presence of bile alone. In time, as the body starts expelling excess dead red blood cells, it acquires its familiar brown appearance.
See also
- Intestinal parasite
- A1 broth
- Manure
- Scatology
- Guano
External links and references
- [http://www.umanitoba.ca/faculties/medicine/units/biochem/coursenotes/blanchaer_tutorials/Frank_II/urobilinogen.html Urobilinogen]
- [http://www.mcevoy.demon.co.uk/Medicine/Pathology/Biochem/Liver/Biochem.html Liver biochemistry]
- History of Shit by Dominique Laporte (ISBN 0262621606)
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Բելառուս
Բելառուս
Բելառուսի մասին ընդարձակ հոդված կա անգլերեն և ռուսերեն բաժիններում:
Հոդվածի տեքստը անգլերեն լեզվով ներկայումս թաքցված է: Հոդված գրելու համար սեղմեք
վերը "էդիթ" կոճակը և թաքցված տեքստը նույնպես տեսանելի կդառնա: Սակայ
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Բելգիա
Բելգիա
Բելգիայի մասին ընդարձակ հոդված կա անգլերեն և ռուսերեն բաժիններում:
Հոդվածի տեքստը անգլերեն լեզվով ներկայումս թաքցված է: Հոդված գրելու համար սեղմեք
վերը "էդիթ" կոճակը և թաքցված տեքստը նույնպես տեսանելի կդառնա: Սակայն խ
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Բելիզ
Բելիզ
Բելիզի մասին ընդարձակ հոդված կա անգլերեն և ռուսերեն բաժիններում:
Հոդվածի տեքստը անգլերեն լեզվով ներկայումս թաքցված է:Հոդված գրելու համար սեղմեք
վերը "էդիթ" կոճակը և թաքցված տեքստը նույնպես տեսանելի կդառնա: Սակայն խնդրո
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Բենին
Բենին
Բենինի մասին ընդարձակ հոդված կա անգլերեն և ռուսերեն բաժիններում:
Հոդվածի տեքստը անգլերեն լեզվով ներկայումս թաքցված է:Հոդված գրելու համար սեղմեք
վերը "էդիթ" կոճակը և թաքցված տեքստը նույնպես տեսանելի կդառնա: Սակայն խնդրո
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Բհութան
Բհութան
Բհութանի մասին ընդարձակ հոդված կա անգլերեն և ռուսերեն բաժիններում:
Հոդվածի տեքստը անգլերեն լեզվով ներկայումս թաքցված է: Հոդված գրելու համար սեղմեք
վերը "էդիթ" կոճակը և թաքցված տեքստը նույնպես տեսանելի կդառնա: Սակայն
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Բոլիվիա
Բոլիվիա
Բոլիվիայի մասին ընդարձակ հոդված կա անգլերեն և ռուսերեն բաժիններում:
Հոդվածի տեքստը անգլերեն լեզվով ներկայումս թաքցված է: Հոդված գրելու համար սեղմեք
վերը "էդիթ" կոճակը և թաքցված տեքստը նույնպես տեսանելի կդառնա: Սակայն
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Բոսնիա և Հերցոգովինա
Բոսնիա և Հերցոգովինա
Ալժիրի մասին ընդարձակ հոդված կա անգլերեն և ռուսերեն բաժիններում:
Հոդվածի տեքստը անգլերեն լեզվով ներկայումս թաքցված է: Հոդված գրելու համար սեղմեք
վերը "էդիթ" կոճակը և թաքցված տեքստը նույնպես տեսանելի կդառ
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Բոթսվանա
Բոթսվանա
Բոթսվանայի մասին ընդարձակ հոդված կա անգլերեն և ռուսերեն բաժիններում:
Հոդվածի տեքստը անգլերեն լեզվով ներկայումս թաքցված է: Հոդված գրելու համար սեղմեք
վերը "էդիթ" կոճակը և թաքցված տեքստը նույնպես տեսանելի կդառնա: Սակա
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Բրազիլիա
Բրազիլիա
Բրազիլիայի մասին ընդարձակ հոդված կա անգլերեն և ռուսերեն բաժիններում:
Հոդվածի տեքստը անգլերեն լեզվով ներկայումս թաքցված է: Հոդված գրելու համար սեղմեք
վերը "էդիթ" կոճակը և թաքցված տեքստը նույնպես տեսանելի կդառնա: Սակ
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