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Gravedad

Gravedad

La gravedad es la fuerza de atracción mutua que experimentan dos objetos con masa. Se trata de una de las cuatro fuerzas fundamentales observadas hasta el momento y está presente de manera cotidiana, bajo el nombre de peso. La interacción gravitatoria es la responsable de los movimientos a gran escala en todo el Universo, ya que es la que hace que los planetas sigan órbitas predeterminadas alrededor del Sol. Isaac Newton fue la primera persona en darse cuenta de que la fuerza que hace que los objetos caigan con aceleración constante en la Tierra y la fuerza que mantiene en movimiento los planetas y las estrellas era la misma, y a él se debe la primera teoría general de la gravitación, expuesta en su obra Philosophiae Naturalis Principia Mathematica.

Ley de la Gravitación Universal de Newton

La Ley de la Gravitación Universal de Newton establece que la fuerza de atracción mutua entre dos objetos con masa es directamente proporcional al producto de las masas de cada uno, e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que los separa: :

F = G \frac

donde G es la Constante de gravitación universal, siendo su valor 6,67 × 10^-11 Nm²/kg²

Aceleración de la gravedad

Según las leyes de Newton, toda fuerza ejercida sobre un cuerpo imprime a éste una aceleración. En presencia de un campo gravitatorio todo cuerpo se ve sometido a la fuerza de la gravedad, y la aceleración que esta fuerza imprime se conoce como aceleración de la gravedad y se representa por la letra g. De este modo, todo cuerpo que se somete a la libre influencia del campo gravitatorio (es decir, sin otras fuerzas que interfieran, como el rozamiento) caerá con velocidad creciente. El valor de g depende de la fuerza gravitatoria en cada punto del campo, y coincide con la intensidad del campo gravitatorio en dicho punto. En la superficie de la Tierra g tiene un valor de 9,8 m/seg2. Este valor de g es considerado como el valor de referencia, y así se habla de naves o vehículos que aceleran a varios g. En virtud del principio de equivalencia, un cuerpo bajo una aceleración dada sufre los mismos efectos que si estuviese sometido a un campo gravitatorio cuya aceleración gravitatoria fuese la misma. Antes de Galileo Galilei se creía que un cuerpo pesado cae más de prisa que otro de menos peso. Galileo subió a la Torre inclinada de Pisa y arrojó dos objetos de masa diferente para demostrar que el tiempo de caída libre era, virtualmente, el mismo para ambos.

Variación de la gravedad en la Tierra

La gravedad es máxima en la superficie. Disminuye al alejarse del planeta, por aumentar la distancia r entre las masas implicadas. Sin embargo, también disminuye al adentrarse en el interior de la Tierra, ya que cada vez una porción mayor de planeta queda por "encima", y cada vez es menos la masa que queda por "debajo". En el centro de la Tierra, hay una enorme presión por el peso de todo el planeta, pero la gravedad es nula, como en el espacio exterior. Así mismo aumenta con la latitud debido a dos efectos. El achatamiento de la tierra en los polos hace que la distancia r se reduzca a medida que nos acercamos a ellos. Además la velocidad de rotación terrestre genera una aceleración centrífuga que es máxima en el ecuador y nula en los polos. Los valores de g en el ecuador y en los polos son respectivamente: :g_ec = 9,7303 m/s² :g_polo = 9,8322 m/s²

Teoría gravitacional de Einstein

Einstein revisó la teoría newtoniana, describiendo la gravedad como una deformación de la geometría del espacio-tiempo en su Relatividad general. Las teorías actuales, apuntan a una "unidad de medida de la gravedad" (el gravitón), como partícula que ejerce dicha fuerza.

La gravedad como fuerza fundamental

La gravedad es una de las cuatro fuerzas fundamentales de la Naturaleza, junto con el electromagnetismo, la interacción nuclear fuerte y la interacción nuclear débil. A diferencia de las interacciones nucleares (y a semejanza del electromagnetismo), actúa a grandes distancias. Sin embargo, al contrario que el electromagnetismo, la gravedad siempre es acumulativa. Este es el motivo de que la gravedad sea la fuerza más importante a la hora de explicar los movimientos celestes.

La gravedad en la teoría cuántica

La gravedad aparece como fuerza fundamental que liga a todas las partículas con masa con otras a través de otra partícula, un bosón transmisor del campo gravitatorio denominado gravitón. La unificación de la fuerza gravitatoria con las otras fuerzas fundamentales sigue resistiéndose a los físicos. La aparición en el universo de materia oscura o una aceleración de la expansión del universo hace pensar que todavía falta una teoría satisfactoria de las interacciones gravitatorias completas de las partículas con masa.

Véase también

- Teoría de supercuerdas
- Gravedad escalar -------------- Gravedad: en Medicina, es la escala de importancia de una enfermedad. categoría:Física Categoría:Mecánica celeste ja:重力

Fuerza

Se denomina fuerza a cualquier acción o influencia capaz de modificar el estado de movimiento de un cuerpo, es decir, de imprimirle una aceleración. La aceleración que experimenta un cuerpo es, por definición, proporcional a la suma de las fuerzas (o fuerza neta) que actúa sobre él. La constante de proporcionalidad entre la fuerza neta y la aceleración se denomina masa [inercial] del cuerpo. Estas dos afirmaciones se resumen en la Ley Fundamental de la Dinámica o Segunda Ley de Newton: ∑

F=m - a

donde

F

representa las fuerzas que actúan sobre el cuerpo,

m

su masa y

a

su aceleración. Las fuerzas, al igual que las aceleraciones, son magnitudes vectoriales. Las magnitudes vectoriales se representan matemáticamente mediante vectores. La suma en la Segunda Ley de Newton es, por tanto, una suma vectorial. Puesto que las fuerzas solamente modifican el estado de movimiento de un cuerpo, para que un cuerpo se mueva no es necesario que actúe sobre él una fuerza. Las fuerzas sólo son necesarias para poner en movimiento un cuerpo que está inmóvil o para alterar la velocidad de uno que está en movimiento. Un cuerpo en movimiento sobre el que no actúa ninguna fuerza seguirá moviéndose en línea recta y a velocidad constante indefinidamente. Este hecho fue recogido en forma de ley por primera vez por Newton, en la llamada Ley de la Inercia o Primera Ley de Newton. La observación de que para mantener en movimiento un cuerpo no es necesario ejercer ninguna acción sobre él era radicalmente contraria a la visión clásica, defendida por Aristóteles, que postulaba que un cuerpo sobre el que no se ejercía ninguna influencia siempre terminaba por detenerse. El cambio conceptual recogido en la Ley de la Inercia y el concepto de fuerza constituyó el punto de partida del desarrollo de la dinámica moderna y, con ella, de la Física que hoy conocemos. El aparato que permite medir una fuerza se denomina dinamómetro.

Unidades de fuerza

Sistema Internacional de Unidades (SI)

- Newton

Sistema inglés

- Poundal
- KIP
- Libra fuerza (lb_f)

Sistema técnico de unidades

- Kilogramo fuerza o Kilopondio (Kg_f)
- Gramo fuerza (g_f)

Sistema cegesimal

- Dina

Véase también

- Unidad de medida
- Metrología
- Sistema Internacional de Unidades
- Sistema inglés
- Sistema cegesimal

Enlaces externos

- [http://www.sc.ehu.es/sbweb/fisica/celeste/kepler/fuerza.htm Fuerza central y conservativa] Categoría:Magnitudes físicas ja:力 ko:힘 simple:Force (physics)

Peso

:Este artículo trata sobre la magnitud física. Para la moneda, vea peso (moneda) Se denomina peso de un cuerpo a la fuerza que ejerce la gravedad sobre dicho cuerpo a una aceleración normal de gravedad de 9.807 m/s² El peso se mide con un instrumento llamado dinamómetro que evalúa la fuerza que se aplica a un resorte y su unidad se expresa en Newton (N). El dinamómetro está formado por un resorte con un extremo libre y posee una escala graduada en unidades de peso. Para saber el peso de un objeto solo se debe colgar del extremo libre del resorte, el que se estirará; mientras más se estire, más pesado es el objeto. A diferencia de la masa, el peso varía dependiendo de la posición relativa del objeto o de su distancia a la Tierra, de si la velocidad con que se mueve el objeto varía con respecto al movimiento de nuestro planeta y si, obviamente, el objeto está bajo la acción de una gravedad de magnitud distinta a la de la Tierra (otro planeta, por ejemplo). En las proximidades de la Tierra, y mientras no haya una causa que lo impida, todos los objetos caen animados de una aceleración, g, por lo que están sometidos a una fuerza constante, que es el peso. Los objetos diferentes son atraídos por fuerzas gravitatorias de magnitud distinta. La fuerza gravitatoria que actúa sobre un objeto de masa m se puede expresar matemáticamente por la expresión: P = m · g Categoría:Magnitudes físicas ja:重さ ms:Berat

Planeta

Un planeta es un cuerpo masivo que orbita una estrella y que no posee brillo propio proveniente de la fusión nuclear reflejando tan sólo la luz proveniente de su Estrella. Algunos planetas sin embargo poseen fuentes internas de energía como los planetas gigantes, que continúan emitiendo calor proveniente de la época de su formación, o los planetas terrestres mayores, que emiten una mínima cantidad de energía proveniente de las reacciones de fisión nuclear de sus elementos radiactivos. Etimológicamente, la palabra planeta proviene del latín que la tomó del griego "planetës", que significa vagabundo y de "planaö" que significa yo vagabundeo. El origen de este término proviene del movimiento aparente de los planetas con respecto al fondo fijo de las estrellas que, a pesar de moverse por el firmamento conforme las diferentes estaciones, mantienen sus posiciones relativas. Así, la palabra planeta, fue utilizada en la antigua astronomía geocéntrica para designar los siete astros que son visibles a simple vista y que se desplazan con respecto a las estrellas del firmamento. Estos astros eran el Sol, la Luna, Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno. Con el advenimiento de la teoría heliocéntrica de Copérnico (que tiene un precedente en la de Aristarco de Samos), la Tierra fue considerada un planeta (1543), y el Sol y la Luna dejaron de serlo. Por lo tanto, el número de planetas se redujo a seis.

Descubrimiento de los planetas exteriores

El año 1781 Herschel descubrió Urano, en 1846 Johann Gottfried Galle y Urbain Le Verrier descubrieron Neptuno en base a las perturbaciones gravitacionales ejercidas sobre Urano. Finalmente en el año 1930 Clyde Tombaugh descubrió el planeta Plutón. En los años 70 se pudo descubrir un satélite orbitando Plutón de nombre Caronte. Actualmente se considera planeta cualquier cuerpo que tenga una masa entre 15 masas de Júpiter y la masa de Plutón. Pero esta definición es muy vaga. Con el descubrimiento de cuerpos cada vez mayores en el cinturón de Kuiper se está poniendo en entredicho la catalogación de Plutón como planeta o como el cuerpo de mayor tamaño del cinturón de Kuiper. Alternativamente, otros astrónomos proponen aumentar el número oficial de planetas incluyendo los cuerpos de mayor tamaño encontrados en los límites exteriores del Sistema Solar, como Sedna o Varuna. Aparte de los planetas del sistema solar se conocen cerca de 150 planetas extrasolares orbitando alrededor de estrellas cercanas.

Origen del nombre de los planetas

El nombre de los planetas de nuestro sistema solar procede de la mitología griega y romana. Así, según la mitología:
- Mercurio: mensajero de los dioses
- Venus: diosa del amor y de la belleza
- La Tierra: madre de todos los dioses
- Marte: dios de la guerra
- Júpiter: padre de los dioses
- Saturno: dios de la agricultura
- Urano: dios del cielo
- Neptuno: dios del mar
- Plutón: dios de los infiernos En diferentes culturas los días de la semana provienen de los nombres de los dioses asociados con cada uno de estos astros. Lunes por la Luna, Martes por Marte, Miércoles por Mercurio, Jueves por Júpiter, Viernes por Venus, Sábado por Saturno y Domingo por el Sol (die domini en latín). Los satélites mayores de los diferentes planetas reciben su nombre de personajes mitológicos, excepto los satélites de Urano, cuyos nombres conmemoran personajes de obras clásicas de teatro. Otros cuerpos menores del Sistema Solar reciben sus nombres de diversas fuentes : mitológicas (Sedna, Varuna o Ceres), de sus descubridores (cometas como el cometa Halley) o de códigos alfanuméricos relacionados con su descubrimiento.

Véase también

- Geología planetaria
- Planetas extrasolares
- Sistema Solar
- Xena

Enlaces externos

- [http://etimologias.dechile.net/?dias-de-la-semana Etimología de los días de la semana]
- [http://www.elsistemasolar.com.ar Sistema Solar] Informacion y contenidos multimedia sobre los planetas, el espacio y el sistema solar. Categoría:Astronomía Categoría:Sistema solar als:Planet ja:惑星 ko:행성 ms:Planet simple:Planet th:ดาวเคราะห์ zh-min-nan:He̍k-chheⁿ

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

- 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 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 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

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- 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 ja:地球 ko:지구 ms:Bumi simple:Earth th:โลก zh-min-nan:Tē-kiû

Philosophiae Naturalis Principia Mathematica

En 1687, y a instancias de su amigo Edmond Halley, Isaac Newton publicó sus descubrimientos en física y cálculo matemático en una obra que tituló "Philosophiae Naturalis Principia Mathematica". Esta obra marcó un punto de inflexión en la historia de la ciencia. Su publicación se había demorado enormemente dado el temor de Newton a que otros intentaran apropiarse de sus descubrimientos. Los tres libros de esta obra contienen los fundamentos de la física y la astronomía escritos en el lenguaje de la geometría pura. El Libro I contiene el método de las "primeras y últimas razones" y, bajo la forma de notas o escolios, se encuentra como anexo del Libro III la teoría de las fluxiones. Aunque esta obra monumental le aportó un gran renombre, resulta un trabajo difícil de leer en la actualidad dado el lenguaje y tono utilizados. Es por ello, que por ejemplo en el cálculo diferencial, es la notación de Leibniz la que se utiliza en la actualidad, más intuitiva y que facilita los cálculos, y no la de Newton, más engorrosa. En el campo de la mecánica recopiló en su obra los hallazgos de Galileo y enunció sus tres famosas leyes del movimiento. De ellas pudo deducir la fuerza gravitatoria entre la Tierra y la Luna y demostrar que ésta es directamente proporcional al producto de las masas e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia, multiplicando este cociente por una constante llamada constante de gravitación universal. Tuvo además la gran intuición de generalizar esta ley a todos los cuerpos del universo, con lo que esta ecuación se convertió en la ley de gravitación universal. El ejemplar de la primera edición de los Principia que perteneció a Newton, conteniendo anotaciones y correcciones manuscritas, está depositado en la Biblioteca Wren en el Trinity College de Cambridge. Existió una polémica concerniente a quién había sido el inventor del cálculo, título que se disputaron Newton y Leibniz. Lo cierto es que si bien Leibniz publicó antes sus ideas, Newton había elaborado toda su teoría mucho antes, pero se demoró en publicarla. Categoría:Historia de la ciencia ja:自然哲学の数学的諸原理 ko:자연철학의 수학적 원리

Rozamiento

En física o mecánica se define como rozamiento o fricción a la resistencia que se opone a la rotación o al deslizamiento de un cuerpo sobre otro, o también es la fuerza que aparece en la superficie de contacto de dos cuerpos cuando se intenta deslizar uno sobre otro.

Leyes del rozamiento para cuerpos sólidos

- La fuerza de rozamiento es siempre de sentido contrario a la fuerza que empuja al cuerpo.
- El valor de la fuerza de rozamiento es siempre menor o igual que el de la fuerza que empuja al cuerpo.
- La fuerza de rozamiento es prácticamente independiente de la superficie de contacto.
- La fuerza de rozamiento depende de la naturaleza de los cuerpos en contacto, así como del estado en que se encuentren sus superficies.
- La fuerza de rozamiento es directamente proporcional a la fuerza normal que actúa entre las superficies de contacto.
- Para un mismo par de cuerpos, el rozamiento es mayor en el momento de arranque que cuando se inicia el movimiento.
- La fuerza de rozamiento es prácticamente independiente de la velocidad con que se desplaza un cuerpo sobre otro. Fórmula del rozamiento:

F_f=N \cdot \mu

Donde N es la fuerza normal y μ el coeficiente de fricción. Existen dos tipos de rozamiento. La fricción estática es la fuerza de oposición al inicio de cualquier movimiento de una superficie contra otra. Es decir que solo está presente mientras el movimiento no se ha iniciado. Cuando el cuerpo ya está en movimiento entonces la fuerza de oposición que actúa es más débil y se denomina fricción dinámica. Este segundo tipo solo existe entre cuerpos en rozamiento que ya se estén moviendo. Se observa que es más difícil iniciar el movimiento de un cuerpo que mantenerlo y esto es porque la estática es más intensa que la dinámica. La fricción dinámica es la culpable del desgaste de las piezas mecánicas en todo tipo de máquinas y engranajes así como de la generación de pérdidas de energía en forma de calor. Pero también es útil ya que permite frenar los vehículos, girar en las curvas o afilar los cuchillos por ejemplo.

El rozamiento en medios fluidos

- Más información en: Viscosidad categoría:Física ja:摩擦 ko:마찰력

Galileo Galilei

Galileo Galilei (Pisa, 15 de febrero de 1564 - Florencia, 8 de enero de 1642), fue un astrónomo, filósofo, matemático y físico que estuvo relacionado estrechamente con la revolución científica. Eminente hombre del Renacimiento, mostró interés por casi todas las ciencias y artes (música, literatura, pintura). Sus logros incluyen la mejora del telescopio, gran variedad de observaciones astronómicas, la primera ley del movimiento, y apoyar el copernicanismo eficazmente. Ha sido considerado como el "padre de la astronomía moderna", el "padre de la física moderna", y el "padre de la ciencia". Su trabajo experimental es considerado complementario a los escritos de Francis Bacon en el establecimiento del moderno método científico. La carrera de Galileo coincide con la de Johannes Kepler. Su trabajo se considera una ruptura de las ideas aristotélicas. Además, su enfrentamiento con la Iglesia Católica Romana se toma como el mejor ejemplo de conflicto entre la autoridad y la libertad de pensamiento, concretamente con la ciencia, en la sociedad occidental.

Biografía

Nacimiento e infancia

Galileo nació en Pisa, Italia. Hijo mayor de siete hermanos, su padre Vincenzo Galilei era matemático y músico. Su familia pertenecía a la baja nobleza y se ganaban la vida con el comercio. Hasta la edad de diez años fue educado por sus padres. Accedió al convento de Santa Maria de Vallombrosa en Florencia. Florencia]

Vida universitaria

Se inscribió en la Universidad de Pisa donde comenzó los estudios de medicina y filosofía. En 1583, al margen de la universidad, comenzó el estudio de los Los Elementos de Euclides bajo la tutela del matemático Ostilio Ricci, amigo de la familia y alumno de Tartaglia. En esta época comenzó su estudio del péndulo, y descubrió la isocronía de las oscilaciones (la ley del péndulo), que sería la primera etapa de una nueva ciencia, la mecánica. Progresivamente fue perdiendo el interés por la carrera de medicina y dedicando más tiempo al estudio de las matemáticas y la filosofía, hasta que en 1585 abandonó definitivamente la medicina y regresó a Florencia sin título pero con gran curiosidad científica.

Florencia

En Florencia, bajo la protección de la familia Médicis, se dedicó al estudio del comportamiento de los objetos en el agua. En esta época escribió De motu, una obra que aún se puede calificar de precientífica (en el sentido moderno) pero donde ya se atacaba la física aristotélica. En ella expone que la afirmación realizada por Aristóteles de que la velocidad con la que cae un cuerpo es proporcional a su peso era errónea. La velocidad depende de la resistencia al aire que presente el cuerpo. Pero Galileo no publicó el tratado porque sabía que contenía errores que, aunque pequeños en comparación con las nuevas aportaciones, eran suficientes para que los filósofos naturales aristotélicos tuviesen excusa para atacarlo. Además, su propuesta era demasiado revolucionaria para exponerla sin una explicación adecuada, cosa que no logró hasta diez años después.

Enseñanza

Le ofrecieron una posición en su facultad en 1589 para enseñar matemáticas, que rechazó al poco tiempo por considerar que le pagaban poco (60 ducados de oro al año). En 1592 se trasladó a la Universidad de Padua, y ejerció como profesor de geometría, mecánica, y astronomía hasta 1610. Durante este tiempo exploró la ciencia e hizo muchos descubrimientos. Completaba su sueldo de profesor con clases extrauniversitarias a los numerosos aspirantes a la carrera militar. 1610]]

Descubrimientos

En 1595 desarrolló, basándose en los movimientos circulares de la Tierra propuestos por Copérnico, una explicación de las mareas, siendo ésta la primera vez que mostró interés claro por la astronomía. En 1604 comprobó que una nova que apareció ese año pertenecía a la esfera celeste y no a la terrestre, en contradicción con la postura del aristotelismo de una quinta esencia perfecta e inmutable. En 1609 diseñó y construyó un telescopio adaptando un catalejo. Hizo grandes descubrimientos en astronomía, de entre los que destaca la observación el 7 de enero de 1610 de cuatro de las lunas de Júpiter, girando en torno a este planeta. Este descubrimiento daba la razón a Copérnico y cuestionaba la postura de que la Tierra era el centro de todos los movimientos celestes. Además observó que la Luna no era una esfera perfecta sino que poseía montañas y cráteres. Estos y otros descubrimientos los publicó en su obra Sidereus Nuncius. Pero la ciencia oficial se negó a creerle alegando que no había demostrado que lo observado al otro lado de los cristales curvos existiese realmente, y lo observado podrían ser errores del aparato.

Inquisición

Fue requerido en Roma por la Inquisición. Tras un largo y agotador interrogatorio, aunque inusualmente benévolo debido a la fama de Galileo, el 22 de junio de 1633, admitió su "error", y negó que el Sol fuese el centro del universo y que la Tierra girase en torno a su eje y alrededor del Sol.

Últimos años y muerte

En 1637 publicó su obra Discorsi e dimostrazioni matematiche intorno a due nuove scienze. Ésta y el Diálogo son sus obras más importantes. En 1638 perdió la visión y en 1641 enfermó de gota. Murió el 8 de enero de 1642 en Arcetri. El 9 de enero su cuerpo fue inhumado en Florencia. El 13 de marzo de 1736 se erige un mausoleo en su honor en la iglesia de Santa-Croce de Florencia.

Ciencia experimental

En el panteón de la revolución científica, Galileo ocupó una alta posición por el uso pionero de los experimentos cuantitativos con resultados analizados matemáticamente. No existía tradición alguna de métodos similares en el pensamiento europeo en aquel tiempo; el gran experimentador que precedía inmediatamente a Galileo, William Gilbert, no usaba un aproximamiento cuantitativo. Galileo también contribuyó al rechazo de la lealtad ciega a la autoridad (como la Iglesia) u otros pensadores (como Aristóteles) en materia de ciencia y en la separación de ciencia, filosofía y religión. Es por esto que se le llama "padre de la ciencia". En el siglo XX algunas autoridades desafiaron la realidad de los experimentos de Galileo, en particular el distinguido historiador de la ciencia Alexandre Koyré. Los experimentos relatados en Dos nuevas ciencias para determinar la ley de aceleración de caída de los cuerpos, por ejemplo, requieren medidas precisas del tiempo, lo cual parece imposible con la tecnología del siglo XVII. Según Koyré, se llegó a la ley deductivamente, y los experimentos eran meramente ilustrativos. Investigaciones posteriores, sin embargo, han validado los experimentos. Los experimentos de caída de cuerpos (ahora deslizamiento de cuerpos) fueron repetidos usando los métodos descritos por Galileo (Settle, 1961), y la precisión de los resultados eran compatibles con el informe de Galileo. Más tarde la investigación de documentos inéditos de Galileo, mostró la veracidad de los experimentos y hasta indicó resultados particulares que condujeron a la ley del cuadrado de los tiempos (Drake, 1973).

Astronomía

Aunque la idea popular de que Galileo inventó el telescopio es inexacta, el fue una de las primeras personas en usar el telescopio para observar el cielo. Basandose en descripciones incompletas de telescopios inventados en los Países Bajos en 1608, Galileo fabricó uno de 8x aumentos, y luego mejoró los modelos hasta 20x. El 25 de agosto de 1609, mostró su primer telescopio a los legisladores venecianos. Su trabajo en este dispositivo resultó de agrado a los mercaderes que lo encontraron útil para los barcos. Publicó sus primeras observaciones astronómicas con telescopio en marzo de 1610, en un pequeño tratado titulado Sidereus Nuncius (‘el mensajero sideral’). Sidereus Nuncius. Galileo publicó una descripción completa en Sidereus Nuncius en marzo de 1610]] El 7 de enero de 1610, Galileo descubrió tres de los cuatro grandes satélites de Júpiter: Ío, Europa, y Calisto. Ganímedes la descubrió cuatro noches después. Determinó que las lunas orbitaban entorno al planeta pero algunas veces desaparecían; algo que atribuyó a sus movimientos por detrás de Júpiter. Hizo observaciones adicionales sobre estos satélites en 1620. Astrónomos posteriores invalidaron el nombre que dio Galileo a estos objetos, cambiando de estrellas Médicis a satélites galileanos. La demostración de que un planeta tenía planetas más pequeños orbitando era problemática para la ordinaria y comprensiva imagen del modelo geocéntrico del universo, en el que todo gira alrededor de la Tierra. Galileo advirtió que Venus presentaba un juego completo de fases como la Luna. El modelo heliocéntrico del sistema solar desarrollado por Copérnico predecía que todas las fases de Venus serían visibles mientras que el modelo geocéntrico de Ptolomeo anunciaba que sólo sería posible ver las fases nueva y creciente. Las observaciones de Galileo de las fases de Venus probaban que éste orbitaba entorno al Sol y mostró su apoyo (pero no demostró) el modelo heliocéntrico. Galileo fue uno de los primeros europeos en observar las manchas solares, aunque hay evidencias de que astrónomos chinos lo hicieron antes. La existencia de manchas solares entraba en conflicto con la perfección de los cielos arraigada en la filosofía antigua. Y las variaciones anuales en sus movimientos, anunciado por Francesco Sizzi, presentaba grandes dificultades para el sistema geocéntrico. La disputa sobre la autoría del descubrimiento de las manchas solares condujo a una larga y amarga disputa con Christoph Scheiner; de hecho, hay sospechas de que ambos fueron golpeados por David Fabricius y su hijo Johannes. Fue el primero en hablar de montañas y cráteres lunares, cuya existencia dedujo por los juegos de luz y sombra en la superficie de la Luna. Incluso estimó las alturas de éstas montañas a partir de sus observaciones. Esto le llevó a la conclusión de que la Luna era "aspera y desigual, al igual que la superficie terrestre", y no una esfera perfecta como Aristóteles había decretado. Galileo observó la Vía Láctea, y encontró multitud de estrellas, agrupadas tan densamente que parecían nubes desde la Tierra. También halló otras estrellas tan distantes que no se veían a ojo desnudo. Galileo observó el planeta Neptuno en 1611, pero no le dio especial importancia; aparecía en sus cuadernos como una estrella tenue entre otras muchas.

Física

El trabajo experimental y teórico de Galileo sobre el movimiento de los cuerpos, junto con los trabajos de Kepler y René Descartes, fue el inicio de la mecánica clásica desarrollada por Sir Isaac Newton. Galileo fue el pionero, al menos en la tradición europea, en desarrollar experimentos rigurosos e insistiendo en la descripción matemática de las leyes de la naturaleza. Uno de los mitos más famosos sobre Galileo es aquel en que tira objetos de diferentes masas desde lo alto de la Torre de Pisa, con el fin de demostrar que la velocidad de descenso era independiente de la masa. Esto contradecía el pensamiento de Aristóteles: los objetos pesados caerán más rápido que los ligeros, directamente proporcional a su peso. La historia de la torre aparece en una biografía de uno de sus alumnos, Vicenzo Viviani, pero es considerada falsa. En realidad Galileo nunca realizó, que se sepa, este experimento de esta forma y de haberlo hecho su resultado sería el opuesto, como él sabía. La fuerza de resistencia del aire depende no solo de la forma del objeto sino indirectamente también en parte de su masa, de donde se originó la idea aristotélica. Sin embargo, Galileo realizó experimentos que implicaban el deslizamiento de objetos sobre planos inclinados, para ralentizar la caída, reduciendo los efectos de la resistencia del aire que dependen de la velocidad, aislando así la acción de la gravedad y probando que la caída o deslizamiento "libres" son acelerados independientemente de la masa.

Matemáticas

La paradoja de Galileo dice que hay tantos cuadrados perfectos como números enteros positivos, a pesar de que muchos de ellos no son cuadrados perfectos. El carácter paradójico se da por poner en entredicho el principio de que el todo es mayor que sus partes.

Tecnología

Galileo hizo muchas contribuciones a lo que ahora llamamos tecnología a diferencia de la física pura. No es la misma distinción hecha por Aristóteles, quien hubiera considerado toda la física de Galileo como techne o conocimiento útil, en oposición a episteme, o investigación filosófica de las causas de las cosas. De 1595 a 1598, Galileo revisó y mejoró una "brújula militar geométrica" adecuada para el uso de artilleros y topógrafos. Esto amplió los instrumentos anteriores diseñados por Niccolo Tartaglia y Guidobaldo del Monte. A los artilleros, esto le ofreció, además de una nueva forma de elevar sus cañones de manera precisa, un camino para calcular de forma precisa la cantidad de pólvora necesaria para proyectiles de diferentes tamaños y materiales. Como instrumento geométrico, permitió la construcción de cualquier polígono regular, hallar el área de cualquier polígono o sector circular, y una gran variedad de otros cálculos. Sobre los años 1606-1607 (posiblemente antes), Galileo construyó un termómetro, usando la expansión y contracción del aire en un recipiente de cristal para mover el agua de un tubo adjunto. En 1609, Galileo estuvo entre los primeros en usar el telescopio refractor como instrumento para observar las estrellas, planetas y lunas. En 1610, utilizó un telescopio como microscopio compuesto, e hizo mejoras en los microscopios de 1623 en adelante.

Confrontación con la iglesia

Galileo era un católico prácticante, a pesar de sus escritos sobre el heliocentrismo copernicano que molestaban a la Iglesia Católica, quienes creían en un modelo geocéntrico del sistema solar. Ellos argumentaban que el heliocentrismo contradecía directamente a la Biblia, al menos como era interpretada por los Padres de la Iglesia, y los altamente reverenciados escritos de Aristóteles y Platón (especialmente entre la orden dominicana). orden dominicana

La familia de Galileo

Aunque era un católico devoto, tuvo tres hijos fuera del matrimonio. Todos fueron engendrados por Galileo y Marina Gamba. Por sus nacimientos ilegítimos, ambas niñas fueron enviadas al convento San Matteo en Arcetri a temprana edad. :
- Virginia (1600) quien tomó el nombre de Maria Celeste al entrar en el convento. La hija mayor de Galileo, la más querida, y que heredó la inteligencia de su padre. Está enterrada en la Basílica de Santa Croce di Firenze. :
- Livia (1601) tomó el nombre de Suor Arcángela. Estuvo enferma durante la mayor parte de su vida en el convento. :
- Vincenzio (1606) fue legitimizado más tarde y se casó con Sestilia Bocchineri.

Referencias

Obras de Galileo

- Diálogos sobre dos nuevas ciencias
- El mensajero sideral (en latín, Sidereus Nuncius)

Obras sobre Galileo

- Galileo Galilei (novela), una novela de Philip Glass
- La vida de Galileo (obra) una obra de teatro de Bertolt Brecht

Galileo en el siglo XX

- La misión Galileo a Júpiter
- Las lunas galileanas de Júpiter
- Gao en Ganímedes
- El cráter Galileo en la Luna
- El cráter Galileo en Marte
- El asteroide (697) Galilea (nombrado en el 300º aniversario del descubrimiento de las lunas galileanas)
- Galileo (unidad)
- El sistema de posicionamiento europeo Galileo

Véase también

- Médicis
- Renacimiento
- Vincenzo Galilei

Notas

Enlaces externos

- [http://galileo.rice.edu/ The Galileo Project (El proyecto Galileo)] en Rice University Galilei, Galileo Galilei, Galileo Galilei, Galileo Galilei, Galileo als:Galileo Galilei ja:ガリレオ・ガリレイ ko:갈릴레오 갈릴레이 simple:Galileo Galilei th:กาลิเลโอ กาลิเลอี

Latitud

mostrando las líneas de latitud. Las líneas de latitud son horizontales en este mapa.]] Distancia angular, medida sobre un meridiano, entre una localización terrestre (o de cualquier otro planeta) y el ecuador. Se mide en grados. Si el punto pertenece al hemisferio Norte es positiva y negativa para el hemisferio sur. Varia entre 0º y 90º norte y entre 0º y - 90º sur. Es común, en particular para trabajo de fórmulas para medir distancias entre puntos o en la computación, tomar las latitudes al sur del ecuador como negativas y al norte como positivas.

Véase también

- Longitud
- Coordenada Categoría: Astronomía Categoría: Geografía ja:緯度

Relatividad general

La Teoría general de la relatividad o relatividad general es la teoría de la gravedad publicada por Albert Einstein en 1915 y 1916. El principio fundamental de esta teoría es el Principio de equivalencia que describe la aceleración y la gravedad como aspectos distintos de la misma realidad. Einstein postuló que no se puede distinguir experimentalmente entre un cuerpo acelerado uniformemente y un campo gravitatorio uniforme. La teoría general de la relatividad permitió fundar también el campo de la cosmología. En esta teoría, el espacio-tiempo es tratado como una banda Lorentziana de 4 dimensiones la cuál se curva por la presencia de masa, energía, y momento lineal . La relación entre el momento y la curvatura del espacio-tiempo es gobernada por las ecuaciones del campo de Einstein. En la relatividad general, fenómenos que la mecánica clásica atribuye a la acción de la fuerza de gravedad, (tales como una caída libre la orbita de un planeta ó la trayectoria de una nave espacial) son representados como movimientos inerciales en un espacio-tiempo curvado. El movimiento de objetos influenciados por la geometría del espacio-tiempo (movimiento inercial) ocurre en el espacio-tiempo que los físicos denominan espacio de Minkowski

Principios fundamentales

La relatividad general está basada en un conjunto de principios fundamentales que guiaron su desarrollo. Estos son:
- El principio general de la relatividad: Las leyes de la física deben ser las mismas para todos los observadores (inerciales o no).
- El principio general de covariancia: Las leyes de la física deben tomar la misma forma en todos los sistemas de coordenadas.
- El movimiento inercial se realiza a través de trayectorias geodésicas.
- El principio de invariancia local de Lorentz: Las leyes de la relatividad especial se aplican localmente para todos los observadores inerciales.
- Curvatura del espacio tiempo. Esto permite explicar los efectos gravitacionales como movimientos inerciales en un espacio tiempo curvado.
- La curvatura del espacio-tiempo está creada por el estrés de la masa y la energía en el espacio tiempo. La curvatura del espacio tiempo puede calcularse a partir de la densidad de la materia y energía al igual que de las ecuaciones de campo de Einstein. El principio de equivalencia que había guiado el desarrollo inicial de la teoría es una consecuencia del principio general de la relatividad y del principio del movimiento inercial sobre trayectorias geodésicas.

Curvatura del espacio-tiempo

principio de equivalenciaUna de las principales consecuencias de la gravedad es una manifestación de la geometría local del espacio-tiempo. Las bases matemáticas de la teoría se remontan a los axiomas de la geometría euclídea y los muchos intentos de probar, a lo largo de los siglos, el quinto postulado de Euclides, que dice que las líneas paralelas permanecen siempre equidistantes, y que culminaron con la constatación por Bolyai y Gauss de que este axioma no es necesariamente cierto. Las matemáticas generales de la geometría no euclidiana fueron desarrolladas por el discípulo de Gauss, Riemann, pero no fue hasta después de que Einstein desarrolló la teoría de la Relatividad especial que la geometría no euclidiana del espacio y el tiempo fue conocida. Gauss demostró que no hay razón para que la geometría del espacio deba ser euclidiana, lo que significa que si un físico pone una marca, y un cartógrafo permanece a una cierta distancia y se mide su longitud por triangulación basada en la geometría euclidiana, entonces no está garantizado que sea dada la misma respuesta si el físico porta la marca consigo y mide su longitud directamente. Por supuesto, para una marca no podría medirse en la práctica la diferencia entre las dos medidas, pero existen medidas equivalentes que deben detectar la geometría no euclidiana del espacio-tiempo directamente, por ejemplo el experimento de Pound-Rebka (1959) detectó el cambio en la longitud de onda de la luz de una fuente de cobalto surgiendo por 22.5 metros contra la gravedad en un local del Laboratorio de Física Jefferson en la Universidad de Harvard, y la cadencia de un reloj atómico en un satélite GPS alrededor de la tierra tiene que ser corregida por efecto de la gravedad.

Desarrollo de la teoría

La idea fundamental en la relatividad es que no podemos hablar de las cantidades físicas de velocidad o aceleración sin definir antes el sistema de referencia de las mismas. Y dicho sistema de referencia es definido por elección particular. En tal caso, todo movimiento es definido y cuantificado relativamente a otra materia. En la teoría especial de la relatividad se asume que los sistemas de referencia pueden ser extendidos indefinidamente en todas las direcciones en el espacio-tiempo. Pero en la teoría general se reconoce que sólo es posible la definición de sistemas aproximados de forma local y durante un tiempo finito para regiones finitas del espacio (de forma similar a como podemos dibujar mapas planos de regiones de la superficie terrestre pero no podemos extenderlos para cubrir la superficie de toda la tierra sin sufrir distorsión). En relatividad general, las leyes de Newton son asumidas sólo en relación a sistemas de referencia locales. En particular, las partículas libres viajan trazando líneas rectas en sistemas inerciales locales (Lorentz). Cuando esas líneas se extienden, no aparecen como rectas, siendo llamadas geodésicas. Entonces, la primera ley de Newton se ve reemplazada por la ley del movimiento geodésico. Distinguimos sistemas inerciales de referencia, en los que los cuerpos mantienen un movimiento uniforme sin la actuación de o sobre otros cuerpos, de los sistemas de referencia no inerciales en los que los cuerpos que se mueven libremente sufriendo una aceleración derivada del propio sistema de referencia. En sistemas de referencia no inerciales se percibe fuerza derivada del sistema de referencia, no por la influencia directa de otra materia. Nosotros sentimos fuerzas "gravitatorias" cuando vamos en un coche y giramos en una curva como la base física de nuestro sistema de referencia. De forma similar actúan el efecto Coriolis y la fuerza centrífuga cuando definimos sistemas de referencia basados en materia rotando (tal cual la Tierra o un niño dando vueltas). El principio de equivalencia en relatividad general establece que no hay experimentos locales que sean capaces de distinguir una caída no-rotacional en un campo gravitacional a partir del movimiento uniforme en ausencia de un campo gravitatorio. Es decir, no hay gravedad en un sistema de referencia en caída libre. Desde esta perspectiva la gravedad observada en la superficie de la Tierra es la fuerza observada en un sistema de referencia definido por la materia en la superficie que es no libre (es ligada) pero es actividad hacia abajo por la materia terrestre, y es análoga a la fuerza "gravitatoria" sentida en un coche dando una curva. Tierra Matemáticamente, Einstein modeló el espacio-tiempo por una variedad pseudo-Riemaniana, y sus ecuaciones de campo establecen que la curvatura de la variedad en un punto está relacionada directamente con el tensor de energía en dicho punto; dicho tensor es una medida de la densidad de materia y energía. La curvatura le dice a la materia como moverse, y de forma recíproca la materia le dice al espacio como curvarse. La ecuación de campo posible no es única, habiendo posibilidad de otros modelos sin contradecir la observación. La relatividad general se distingue de otras teorías de la gravedad por la simplicidad de acoplamiento entre materia y curvatura, aunque todavía no se ha resuelto su unificación con la Mecánica cuántica y el reemplazo de la ecuación de campo con una ley adecuada a la cuántica. Pocos físicos dudan que una teoría así, una teoría del todo dará a la relatividad general en el límite apropiado, así como la relatividad general predice la ley de la gravedad en el límite no relativista. La ecuación de campo de Einstein contiene un parámetro llamado "constante cosmológica" Λ que fue originalmente introducida por este autor para permitir un universo estático. Este esfuerzo no tuvo éxito por dos razones: la inestabilidad del universo resultante de tales esfuerzos teóricos, y las observaciones realizadas por Hubble una década después confirman que nuestro universo es de hecho no estático sino en expansión. Así Λ fue abandonada, pero de forma bastante reciente, técnicas astronómicas encontraron que un valor diferente de cero para Λ es necesario para poder explicar algunas observaciones. Las ecuaciones de campo se leen como sigue:

R_ - \left(\frac\right) + \Lambda g_ = \frac
T_

donde R es el tensor de curvatura de Ricci, R es el escalar de curvatura de Ricci, g es el tensor métrico, Λ es la constante cosmológica, T es el tensor de energía, c es la velocidad de la luz y G es la constante gravitatoria universal, de forma similar a lo que ocurre en la gravedad newtoniana. g describe la métrica de la variedad y es un tensor simétrico 4 x 4, por lo que tiene 10 componentes independientes. Dada la libertad de elección de las cuatro coordenadas espaciotemporales, las ecuaciones independientes se reducen a seis.

Predicciones de la Relatividad General

Se considera que la teoría de la relatividad general fue comprobada por primera vez en la observación de un eclipse total de Sol en 1919 realizada por Sir Arthur Eddington en la que se ponía de manifiesto que la luz proveniente de estrellas lejanas se curvaba al pasar cerca del campo gravitatorio solar alterando la posición aparente de las estrellas cercanas al disco del Sol. Desde entonces muchos otros experimentos y aplicaciones han demostrado las predicciones de la relatividad general. Entre algunas de las predicciones se encuentran:

Efectos gravitacionales

Efectos de aceleración

- Desviamiento gravitacional de lúz hacia el rojo en presencia de campos con intensa gravedad: La frecuencia de la lúz decrece al pasar por una región de elevada gravedad. Confirmada por el experimento de Pound-Rebka (1959).
- Dilatación gravitacional del tiempo: Los relojes situados en condiciones de gravedad elevada marcan el tiempo más lentamente que relojes situados en un entorno sin gravedad. Demostrada experimentalmente con relojes atómicos situados sobre la superficie terrestre y los relojes en órbita del Sistema de Posicionamiento Global (GPS por sus siglas en inglés).
- Efecto Shapiro (dilatación gravitacional de desfases temporales): Diferentes señales atravesando un campo gravitacional intenso necesitan mayor tiempo para atravesar dicho campo

Efectos orbitales

- Decaimiento orbital debido a la emisión de radiación gravitacional: Esto ha sido observado en pulsares binarios.
- Precesión geodesica: Debido a la curvatura del espacio-tiempo, la orientación de un giroscopio en rotación cambiará con el tiempo. Esta predicción está siendo probada por Gravity Probe B.

Efectos rotatorios

Esto implica el comportamiento del espacio-tiempo alrededor de un objeto masivo rotante.
- Fricción de marco: Un objeto rotante va a arrastrar al espacio-tiempo consigo. Esto causará que la orientación de un giroscopio cambie con el tiempo. Para una nave espacial en órbita polar, la dirección de este efecto es perpendicular a la precesión geodética. Esta predicción está siendo probada por Gravity Probe B.

Efectos de curvatura de la luz

De acuerdo con la teoría de la relatividad general la luz se curva al pasar cercana de objetos de elevada masa originando una serie de fenómenos:
- La magnitud de este efecto es el doble de la predicha por Newton. Confirmado por observaciones astronómicas durante un eclipse solar, y observaciones de pulsares pasando detras del sol.
- Fenómenos de lentes gravitacionales y de microlentes gravitacionales. Confirmada en multitud de observaciones astrofísicas de campo profundo de galaxias lejanas.
- Anillos de Einstein: Un objeto directamente detras de otro puede hacer que la lúz del más distante parezca un anillo. Si el objeto esta casi detrás, el resultado puede ser un arco. Fenómeno observado en galaxias lejanas.

Efectos de ondas gravitacionales

- Existencia de ondas gravitacionales. Confirmada indirectamente por el decrecimiento del periodo de rotación en sistemas binarios de pulsares.

Efectos Cosmológicos

- Ley de Hubble. Esta fué predicha por las soluciones cosmológicas de las equaciones de campo de Einstein. Su existencia fué confirmada por Edwin Hubble en 1929.
- Corrimiento hacia el rojo: La lúz de galaxias distantes estara corrida hacia el rojo debido a que se alejan de su observador
- Gran Explosión: La evolución del universo de la singularidad
- Radiación del fondo cósmico: Los reman