EL UNIVERSO hecho por mi hijo (13) 6 grado

- Que el alumno reconozca y que sepa un poco más sobre el Universo, el Espacio, los Planetas sus lunas y las galaxias.

- Saber como la NASA pudo poner satélites en la orbita de la tierra y reconocer sus nombres.

- Reconocer la historia de la invención del cohete y su revolución.
EL UNIVERSO.








Extra clase de ciencias


- LASALLISTA TU FUTURO ESTA OCULTO EN LO QUE HACES HOY.




JORGE ESTEBAN AZMOUZ CHACIN.
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El Universo es generalmente definido como todo lo que existe físicamente: la totalidad del espacio y del tiempo, de todas las formas de la materia, la energía y el impulso, las leyes y constantes físicas que las gobiernan. Sin embargo, el término "universo" puede ser utilizado en sentidos contextuales ligeramente diferentes, para referirse a conceptos como el cosmos, el mundo o la naturaleza.
Observaciones astronómicas indican que el Universo tiene una edad de 13,73 ± 0,12 mil millones de años y por lo menos 93 mil millones de "años luz" de extensión.1 El evento que dio inicio al Universo se denomina Big Bang. En aquel instante toda la materia y la energía del universo observable estaba concentrada en un punto de densidad infinita. Después del Big Bang, el universo comenzó a expandirse para llegar a su condición actual, y lo continúa haciendo.
|Ya que, de acuerdo con la teoría especial de la relatividad, la materia no puede moverse a una velocidad superior a la de la luz, puede parecer paradójico que dos objetos del universo puedan haberse separado 93 mil millones de años luz en un tiempo de sólo 13 mil millones de años; sin embargo, esta separación es una consecuencia natural de la teoría de relatividad general.
Dicho simplemente, el espacio puede ampliarse a un ritmo superior que no está limitado por la velocidad de la luz. Por lo tanto, dos galaxias pueden separarse una de la otra más rápidamente que la velocidad de la luz, es el espacio entre ellas el que crece.
Mediciones sobre la distribución espacial y el desplazamiento hacia el rojo ("redshift") de galaxias distantes, la radiación cósmica de fondo de microondas, y los porcentajes relativos de los elementos químicos más ligeros, apoyan la teoría de la expansión del espacio, y más en general, la teoría del Big Bang, que propone que el espacio en sí se creó a partir de la nada en un momento específico en el pasado.
Observaciones recientes han demostrado que esta expansión se está acelerando, y que la mayor parte de la materia y la energía en el universo es fundamentalmente diferente de la observada en la Tierra, y no es directamente observable (véanse materia oscura y energía oscura). La imprecisión de las observaciones actuales ha limitado las predicciones sobre el destino final del Universo.
Los experimentos sugieren que el Universo se ha regido por las mismas leyes físicas, constantes a lo largo de su extensión e historia. La fuerza dominante en distancias cósmicas es la gravedad, y la relatividad general es actualmente la teoría más exacta en describirla. Las otras tres fuerzas fundamentales, y las partículas en las que actúan, son descritas por el Modelo Estándar. El Universo tiene por lo menos tres dimensiones del espacio y una de tiempo, aunque experimentalmente no se pueden descartar dimensiones adicionales muy pequeñas. El espacio-tiempo parece estar conectado de forma sencilla y sin problemas, y el espacio tiene una curvatura media muy pequeña, de manera que la geometría euclidiana es, como regla general, exacta en todo el universo.
En filosofía se denomina Universo al mundo, o conjunto de todo lo que sucede. La ciencia modeliza el universo como un sistema cerrado que contiene energía y materia adscritas al espacio-tiempo y que se rige fundamentalmente por principios causales.
Basándose en observaciones del universo observable, los físicos intentan describir el continuo espacio-tiempo en que nos encontramos, junto con toda la materia y energía existentes en él. Su estudio, en las mayores escalas, es el objeto de la cosmología, disciplina basada en la astronomía y la física, en la cual se describen todos los aspectos de este universo con sus fenómenos.
• Edad: el Universo tiene 13.700 millones de años aproximadamente
• Destino final: las pruebas apoyan la Teoría de la expansión permanente del Universo, aunque otras afirman que la materia oscura puede ejercer la fuerza de gravedad suficiente para detener la expansión y hacer que toda la materia se comprima; algo a lo que los científicos llamarían el "Big Crunch" o la Gran Implosión.
La teoría actualmente más aceptada dada por el belga valón Lemaître de la formación del Universo es el modelo del Big- Bang, que describe la expansión del espacio-tiempo a partir de una singularidad espaciotemporal. El Universo experimentó un rápido periodo de inflación cósmica que arrasó con todas las irregularidades iniciales. A partir de entonces el Universo se expandió y se convirtió en estable, más frío y menos denso. Las variaciones menores en la distribución de la masa dieron como resultado la segregación frac tal en porciones, que se encuentran en el universo actual como cúmulos de galaxias.




Teoría sobre el origen y la formación del Universo (Big Bang).
El hecho de que el Universo esté en expansión se deriva de las observaciones del corrimiento al rojo realizadas en la década de 1920 y que se cuantifican por la ley de Hubble. Dichas observaciones son la predicción experimental del modelo de Fridmann-Robertson-Walker, que es una solución de las ecuaciones de campo de Einstein de la relatividad general, que predicen el inicio del universo mediante un big bang.
El corrimiento al rojo se refiere a que los astrónomos han observado que hay una relación directa entre la distancia a un objeto remoto (como una galaxia) y la velocidad con que está alejándose. En cambio, si esta expansión ha sido continua en toda la edad del Universo, entonces en el pasado estos objetos distantes que siguen alejándose tuvieron que estar una vez juntos. Esta idea da pie a la teoría del Big Bang’’; el modelo dominante en la cosmología actual.
Durante la era más temprana del Big Bang, se cree que el Universo era un caliente y denso plasma. Según avanzó la expansión, la temperatura cayó a ritmo constante hasta el punto en que los átomos se pudieron formar. En aquella época, la energía de fondo se desacopló de la materia y fue libre de viajar a través del espacio. La energía sobrante continuó enfriándose al expandirse el Universo y hoy forma el fondo cósmico de microondas. Esta radiación de fondo es remarcablemente uniforme en todas direcciones, circunstancia que los cosmólogos han intentado explicar como reflejo de un periodo temprano de inflación cósmica después del Big Bang.
El examen de las pequeñas variaciones en el fondo de radiación de microondas proporciona información sobre la naturaleza del Universo, incluyendo la edad y composición. La edad del universo desde el Big Bang, de acuerdo a la información actual proporcionada por el WMAP de la NASA, se estima en unos 13.700 millones de años, con un margen de error de un 1% (137 millones de años). Otros métodos de estimación ofrecen diferentes rangos de edad, desde 11.000 millones a 20.000 millones. En el libro de 1977 Los Primeros Tres Minutos del Universo, el premio Nobel Steven Weinberg muestra la física que ocurrió justo momentos después del Big Bang. Los descubrimientos adicionales y los refinamientos de las teorías hicieron que lo actualizara y reeditara en 1993




Los rápidos avances acerca de lo que pasó después de la existencia de la materia aportan mucha información sobre la formación de las galaxias. Se cree que las primeras galaxias eran débiles "galaxias enanas" que emitían tanta radiación que separarían los átomos gaseosos de sus electrones. Este gas, a su vez, se estaba calentando y expandiendo, y tenía la posibilidad de obtener la masa necesaria para formar las grandes galaxias que conocemos hoy.


Es muy posible que el inmenso aro que rodeaba a las galaxias sea una forma de materia que resulta invisible desde la Tierra. Esta materia oscura tal vez constituya el 99% de todo lo que hay en el Universo. La fuerza gravitatoria de toda esa materia tal vez podría cesar e invertir con ella la expansión, así las galaxias empezarían a retroceder y con el tiempo chocarían unas contra otras, la temperatura se elevaría, y el Universo se precipitaría hacia un destino catastrófico en el que quedaría reducido nuevamente a un punto.
Algunos físicos han especulado que después se formaría otro Universo, en cuyo caso se repetiría el proceso.
Hoy en día, esta hipótesis parece incorrecta, pues a la luz de los últimos datos experimentales, el Universo se está expandiendo cada vez más rápido.




Las galaxias
Las galaxias son el constituyente fundamental del Universo y, a pesar de que distan mucho de la Tierra, no se observan a través del telescopio como simples puntos de luz, sino que se manifiestan como manchas luminosas de diferentes formas. Esto equivale a decir que el Universo está formado por galaxias y agrupaciones de galaxias. Para adentrarse en este complejo mundo estelar, los científicos distinguen entre galaxias locales, integradas por un grupo de treinta, y a las que está unida gravitacionalmente la Vía Láctea (de la que forma parte el sistema solar), y todas las demás galaxias, a las que llaman galaxias exteriores.
Estas agrupaciones de estrellas están distribuidas por todo el Universo y presentan características muy diversas, tanto en lo que respecta a su configuración como a su antigüedad: las hay viejas y jóvenes, grandes y pequeñas, brillantes y opacas, y de muy variadas formas. Las más pequeñas abarcan alrededor de 3.000 millones de estrellas, y las galaxias de mayor tamaño pueden llegar a abarcar más de un billón de astros. Estas últimas suelen tener un diámetro de 170.000 años luz, mientras que las primeras no pasan de los 6.000 años luz.
Además de estrellas, las galaxias contienen también materia interestelar, constituida por polvo y gas en una proporción que varia del 1 al 10% de su masa.
Se considera que el universo está constituido por unos 50.000 millones de galaxias.

Formas de galaxias
La creciente potencia de los telescopios, que permite observaciones cada vez más detalladas de los distintos elementos del Universo, ha hecho posible una clasificación de las galaxias por su forma. Se han establecido así cuatro tipos distintos: galaxias elípticas, espirales, espirales barradas e irregulares.
Galaxias elípticas
En forma de elipse o de esferoide, se caracterizan por carecer de una estructura interna definida y por presentar muy poca materia interestelar. Se consideran las más antiguas del Universo, ya que sus estrellas son viejas y se encuentran en una fase muy avanzada de su evolución.
Galaxias espirales
Están constituidas por un núcleo central y dos o más brazos en espiral, que parten del núcleo. Éste se halla formado por multitud de estrellas y apenas tiene materia interestelar, mientras que en los brazos abunda la materia interestelar y hay gran cantidad de estrellas jóvenes, que son muy brillantes. Alrededor del 75% de las galaxias del Universo son de este tipo.
Galaxia espiral barrada
Es un subtipo de galaxia espiral, caracterizados por la presencia de una barra central de la que típicamente parten dos brazos espirales. Este tipo de galaxias constituyen una fracción importante del total de galaxias espirales. La Vía Láctea es una galaxia espiral barrada.

Galaxias irregulares
Incluyen una gran diversidad de galaxias, cuyas configuraciones no responden a las tres formas anteriores, aunque tienen en común algunas características, como la de ser casi todas pequeñas y contener un gran porcentaje de materia interestelar. Se calcula que son irregulares alrededor del 5% de las galaxias del Universo.

La Vía Láctea

La Vía Láctea es nuestra galaxia. Según las observaciones, posee una masa de 1012 masas solares y es de tipo espiral barrada. Con un diámetro medio de unos 100.000 años luz se calcula que contiene unos 200.000 millones de estrellas, entre las cuales se encuentra el Sol. La distancia desde el Sol al centro de la galaxia es de alrededor de 27.700 años luz (8,5 kpc) A simple vista, se observa como una estela blanquecina de forma elíptica, que se puede distinguir en las noches despejadas. Lo que no se aprecian son sus brazos espirales, en uno de los cuales, el llamado brazo de Orión, está situado nuestro sistema solar, y por tanto la Tierra.
El núcleo central de la galaxia presenta un espesor uniforme en todos sus puntos, salvo en el centro, donde existe un gran abultamiento con un grosor máximo de 16.000 años luz, siendo el grosor medio de unos 6.000 años luz.
Todas las estrellas y la materia interestelar que contiene la Vía Láctea, tanto en el núcleo central como en los brazos, están situadas dentro de un disco de 100.000 años luz de diámetro, que gira lentamente sobre su eje a una velocidad lineal superior a los 216 km/s.

Las constelaciones
Tan sólo 3 galaxias distintas a la nuestra son visibles a simple vista. Tenemos la Galaxia de Andrómeda, visible desde el Hemisferio Norte; la Gran Nube de Magallanes, y la Pequeña Nube de Magallanes, en el Hemisferio Sur celeste. El resto de las galaxias no son visibles al ojo desnudo sin ayuda de instrumentos. Sí que lo son, en cambio, las estrellas que forman parte de la Vía Láctea. Estas estrellas dibujan a menudo en el cielo figuras reconocibles, que han recibido diversos nombres en relación con su aspecto. Estos grupos de estrellas de perfil identificable se conocen con el nombre de constelaciones. Hasta el presente, se han observado 88 constelaciones, algunas de ellas muy extensas, como Hidra o la Osa Mayor, y otras muy pequeñas como Flecha y Triángulo.

Las estrellas
Son los elementos constitutivos más destacados de las galaxias. Estos soles, gaseosos y esféricos, brillan por sus gigantescas reacciones nucleares. Si la reacción no es muy grande comienza por emitir una luz roja oscura, y después se mueve hacia el estado superior, que es en el que está nuestro Sol, para posteriormente, al modificarse las reacciones nucleares interiores, dilatarse y finalmente enfriarse.
Al acabarse el hidrógeno, se originan reacciones nucleares de elementos más pesados, más energéticas, que convierten la estrella en una gigante roja. Con el tiempo, ésta vuelve inestable, a la vez que lanza hacia el espacio exterior la mayor parte del material estelar. Este proceso puede durar 100 millones de años, hasta que se agota toda la energía nuclear, y la estrella se contrae por efecto de la gravedad hasta hacerse pequeña y densa, en la forma de enana blanca azul o marrón. Si la estrella inicial es varias veces más masiva que el Sol, su ciclo puede ser diferente, y en lugar de una gigante, puede convertirse en una supergigante y acabar su vida con una explosión denominada supernova. Estas estrellas pueden acabar como estrellas de neutrones. Tamaños aún mayores de estrellas pueden consumir todo su combustible muy rápidamente y finalmente derivar en un agujero negro.
Los Púlsares son fuentes de ondas de radio que vibran con periodos regulares. Se detectan mediante radiotelescopios.
La palabra Cuásar es un acrónimo de quasi stellar radio source (fuentes de radio casi estelares).
Se identificaron en la década de 1950. Más tarde se vió que mostraban un desplazamiento al rojo más grande que cualquier otro objeto conocido. La causa era el efecto Dopler, que mueve el espectro hacia el rojo cuando los objetos se alejan. La palabra Púlsar significa pulsating radio source, fuente de radio pulsante. Se requieren relojes de extraordinaria precisión para detectar cambios de ritmo, y sólo en algunos casos. El primer Cuásar estudiado, 3C 273 está a 1.500 millones de años luz de la Tierra.
A partir de 1980 se han identificado miles de cuásares. Algunos se alejan de nosotros a velocidades del 90% de la de la luz.
Se han descubierto cuásares a 12.000 millones de años luz de la Tierra. Ésta es, aproximadamente, la edad del Universo. A pesar de las enormes distancias, la energía que llega en algunos casos es muy grande, equivalente a miles de galaxias.
Como ejemplo, el s50014+81 es unas 60.000 veces más brillante que toda la Vía Láctea.




Los satélites naturales son astros que giran alrededor de los planetas. El único satélite natural de la Tierra es la Luna. En Marte hay dos satélites naturales, Fobos y Deimos, observados desde 1877. También se detectan varios satélites girando alrededor de Saturno, Júpiter y Urano.
A continuación se enumeran los principales satélites de los planetas del sistema solar (se incluye en el listado a Plutón, considerado por la UAI como un planeta enano).

Tierra: 1 satélite → Luna
Marte: 2 satélites → Fobos, Deimos
Plutón: 3 satélites → Caronte, Nix, Hydra
Neptuno: 8 satélites → Náyade, Thalassa, Despina, Galatea, Larisa, Proteo, Tritón, Nereida

Urano: 15 satélites → Cordelia, Ofelia, Bianca, Crésida, Desdémona, Julieta, Porcia, Rosalinda, Belinda, Puck, Miranda, Ariel, Umbriel, Titania, Oberón.
Júpiter: 63 satélites → Metis, Adrastea, Amaltea, Tebe, Io, Europa, Ganimedes, Calisto, Leda, Himalia, Lisitea, Elara, Ananke, Carm, Pasifae, Sinope...
Saturno: 59 satélites → Pan, Atlas, Prometeo, Pandora, Epimeteo, Jano, Mimas, Encélado, Tetis, Telesto, Calipso, Dione, Helena, Rea, Titán, Heperión, Japeto, Febe, Pandora...



La teoría general de la relatividad, que publicó Albert Einstein en 1916, implicaba que el cosmos se hallaba en expansión o en contracción. Pero este concepto era totalmente opuesto a la noción de un universo estático, aceptada entonces hasta por el propio Einstein. De ahí que este incluyera en sus cálculos lo que denominó “constante cosmológica”, ajuste mediante el cual intentaba conciliar su teoría con la idea aceptada de un universo estático e inmutable. Sin embargo, ciertos descubrimientos que se sucedieron en los años veinte llevaron a Einstein a decir que el ajuste que había efectuado a su teoría de la relatividad era el ‘mayor error de su vida’. Dichos descubrimientos se realizaron gracias a la instalación de un enorme telescopio de 254 centímetros en el monte Wilson (California). Las observaciones formuladas en los años veinte con la ayuda de este instrumento demostraron que el universo se halla en expansión.
Hasta entonces, los mayores telescopios solo permitían identificar las estrellas de nuestra galaxia, la Vía Láctea. Aunque se veían borrones luminosos, llamados nebulosas, por lo general se tomaban por remolinos de gas existentes en nuestra galaxia. Gracias a la mayor potencia del telescopio del monte Wilson, Edwin Hubble logró distinguir estrellas en aquellas nebulosas. Finalmente se descubrió que los borrones eran lo mismo que la Vía Láctea: galaxias. Hoy se cree que hay entre 50.000 y 125.000 millones de galaxias, cada una con cientos de miles de millones de estrellas.
A finales de los años veinte, Hubble también descubrió que las galaxias se alejan de nosotros, y que lo hacen más velozmente cuanto más lejos se hallan. Los astrónomos calculan la tasa de recesión de las galaxias mediante el espectrógrafo, instrumento que mide el espectro de la luz procedente de los astros. Para ello, dirigen la luz que proviene de estrellas lejanas hacia un prisma, que la descompone en los colores que la integran.
La luz de un objeto es rojiza (fenómeno llamado corrimiento al rojo) si este se aleja del observador, y azulada (corrimiento al azul) si se le aproxima. Cabe destacar que, salvo en el caso de algunas galaxias cercanas, todas las galaxias conocidas tienen líneas espectrales desplazadas hacia el rojo. De ahí infieren los científicos que el universo se expande de forma ordenada. La tasa de dicha expansión se determina midiendo el grado de desplazamiento al rojo. ¿Qué conclusión se ha extraído de la expansión del cosmos? Pues bien, un científico invitó al público a analizar el proceso a la inversa —como una película de la expansión proyectada en retroceso— a fin de observar la historia primitiva del universo. Visto así, el cosmos parecería estar en recesión o contracción, en vez de en expansión y retornaría finalmente a un único punto de origen.
El famoso físico Stephen Hawking concluyó lo siguiente en su libro Agujeros negros y pequeños universos (y otros ensayos), editado en 1993: “La ciencia podría afirmar que el universo tenía que haber conocido un comienzo”. Pero hace años, muchos expertos rechazaban que el universo hubiese tenido principio. El famoso científico Fred Hoyle no aceptaba que el cosmos hubiera surgido mediante lo que llamó burlonamente ‘a big bang’ (una gran explosión). Uno de los argumentos que esgrimía era que, de haber existido un comienzo tan dinámico, deberían conservarse residuos de aquel acontecimiento en algún lugar del universo. Tendría que haber radiación fósil, por así decirlo, una leve luminiscencia residual. ¿Qué resultados ha deparado la búsqueda de la radiación de fondo?
El diario The New York Times (8 de marzo de 1998) indicó que hacia 1965 “los astrónomos Arno Penzias y Robert Wilson descubrieron la omnipresente radiación de fondo, el destello residual de la explosión primigenia”. El artículo añadió: “Todo indicaba que la teoría [de la gran explosión] había triunfado”.
Pero en los años posteriores al hallazgo se formuló esta objeción: Si el modelo de la gran explosión era correcto, ¿por qué no se habían detectado leves irregularidades en la radiación? (La formación de las galaxias habría requerido un universo que contase con zonas más frías y densas que permitieran la fusión de la materia.) En efecto, los experimentos realizados por Penzias y Wilson desde la superficie terrestre no revelaban tales irregularidades.
Por esta razón, la NASA (Administración Nacional [de Estados Unidos] para la Aeronáutica y el Espacio) lanzó en noviembre de 1989 el satélite COBE (siglas de Explorador del Fondo Cósmico, en inglés), cuyos descubrimientos se calificaron de cruciales. “Las ondas que detectó su radiómetro diferencial de microondas correspondían a las fluctuaciones que dejaron su impronta en el cosmos y que hace miles de millones de años llevaron a la formación de las galaxias.”



Un cohete Redstone, parte del programa Mercury.
Un cohete es un vehículo o aeronave que obtiene su empuje por la reacción de la expulsión rápida de gases de combustión desde un motor cohete. A ciertos tipos de cohete se los denomina misil y en este cambio de nombre no interviene el tamaño o potencia, sino que generalmente se llama misil a todo cohete de uso militar con capacidad de ser dirigido o manejado activamente para alcanzar un blanco.
Para usos militares, los cohetes suelen usar propelente sólido y no usan ningún tipo de guía. Los cohetes equipados con cabezas de guerra (en forma de misil) pueden ser disparados por aviones hacia objetivos fijos tales como edificios, o pueden ser lanzados por fuerzas terrestres hacia otros objetivos terrestres. Durante la Guerra Fría existían cohetes no guiados que portaban una carga nuclear, estaban diseñados para atacar formaciones de bombarderos en vuelo. En el argot militar se prefiere la palabra misil en lugar de cohete cuando el arma usa propelente sólido o líquido y tiene un sistema de guía (esta distinción no se suele aplicar a los vehículos civiles.)
En todos los cohetes, los gases de combustión están formados por propelente, el cual se lleva en el interior del cohete antes de su liberación. El empuje de los cohetes se debe a la aceleración de los gases de combustión (ver 3a ley del movimiento de Newton).
Hay muchos tipos diferentes de cohetes, su tamaño puede variar desde los pequeños modelos de juguete que pueden comprarse en tiendas, hasta los enormes Saturno V usados por el programa Apolo.
Los cohetes se usan para acelerar, cambiar las órbitas, órbitas de reentrada, para el aterrizaje completo si no hay atmósfera (e.j. aterrizaje en la Luna), y algunas veces para suavizar un aterrizaje con paracaídas justo antes del impacto en tierra (véase Soyuz).
Muchos de los cohetes actuales obtienen su empuje de reacciones químicas (motor de combustión interna). Un motor cohete químico puede usar propelente sólido, líquido o una mezcla de ambos. Una reacción química se inicia entre el combustible y el oxidante en la cámara de combustión, y el resultado son los gases calientes que se aceleran a través de una tobera (o toberas) en la parte final del cohete. La aceleración de estos gases a través del esfuerzo del motor (empuje) en la cámara de combustión y en la tobera, haciendo que el vehículo se mueva (de acuerdo con la tercera Ley de Newton).
No todos los cohetes usan reacciones químicas. Los cohetes de vapor, por ejemplo, liberan agua supercalentada a través de una tobera donde instantáneamente se proyecta en un vapor de alta velocidad, empujando al cohete. La eficiencia del vapor como propelente para cohetes es relativamente baja, pero es simple y razonablemente seguro, y el propelente es barato y se encuentra en cualquier parte del mundo. Muchos cohetes de vapor se han usado en vehículos terrestres pero un pequeño cohete de vapor se probó en el año 2004 llevando un satélite UK-DMC (Reino Unido). Hay propuestas para usar los cohetes de vapor para transportes interplanetarios usando energía solar o nuclear como fuente de calor para vaporizar agua recogida alrededor del sistema solar.
Los cohetes en los cuales el calor se proporciona de otra manera que no sea un propelente, tales como los cohetes de vapor, se clasifican dentro de los motores de combustión externa. Otros ejemplos de combustión externa en cohetes incluyen la mayor parte de los diseños de cohetes de propulsión nuclear. El uso de hidrógeno como propelente para motores de combustión externa proporciona muy altas velocidades.
Debido a su altísima velocidad (mach ~10+), los cohetes son especialmente útiles cuando se necesitan altas velocidades, como para llevar objetos a una órbita (mach 25). Las velocidades que puede alcanzar un cohete se pueden calcular con la ecuación del cohete de Tsiolskovski, que proporciona el diferencial de la velocidad ('delta-v') en términos de la velocidad y masa iniciales a la masa final.
Los cohetes se deben usar cuando no hay otras sustancias (tierra, agua o aire) o fuerzas (gravedad, magnetismo, luz) que un vehículo pueda usar para propulsarse, como ocurre en el espacio. En estas circunstancias, es necesario llevar todo el propelente que se necesite usar.
Las relaciones típicas de masa para vehículos son de 20/1 para propelentes densos tales como oxígeno líquido y keroseno, 25/1 para monopropelentes densos como peróxido de hidrógeno, y 10/1 para oxígeno líquido e hidrógeno líquido. No obstante, la relación de masa depende en gran medida de muchos factores tales como el tipo de motor del vehículo y sus márgenes de seguridad estructurales.
Frecuentemente, la velocidad requerida (delta-v) para una misión es inalcanzable por un sólo cohete porque el peso del propelente, la estructura, la guía y los motores es demasiado para conseguir una relación mejor. Éste problema se soluciona frecuentemente con las etapas: en cada etapa se va perdiendo peso lanzando la parte ya consumida o utilizada, incrementando la relación de masa y potencia.
Típicamente, la aceleración de un cohete aumenta con el tiempo (incluso si el empuje permanece constante) ya que el peso del cohete disminuye a medida que se quema su combustible. Las discontinuidades en la aceleración suceden cuando las diferentes etapas comienzan o terminan, a menudo comienzan con una menor aceleración cuando se dispara cada nueva etapa.


El
El cohete de combustible sólido fue inventado por los chinos a principios del siglo XIII. El uso militar más antiguo del que se tenga noticia ocurrió en 1232 durante el asedio de Kaifeng, antigua capital de la provincia de Henan. Durante el ataque se lanzaron cohetes para incendiar las tiendas de campaña y las fortificaciones hechas de mimbre, que se resistían a las flechas. Unos años más tarde, ya se usaban cohetes en las operaciones militares de Europa y norte de África, pero después del siglo XV se usaron en particular para incendiar los aparejos de los barcos enemigos en las batallas navales. En la Europa del siglo XVI los cohetes también eran una parte primordial de los fuegos artificiales.
Sin embargo, en el Extremo Oriente los cohetes siguieron utilizándose como armas hasta bien entrado el siglo XVIII, fecha en la cual el Ejército del príncipe indio musulmán Haidar Alí, monarca de Mysore, tenía una división de infantería de lanzadores de cohetes. Éstos, fabricados con bambú, eran por lo general grandes y tenían un alcance de centenares de metros. Los lanzadores de cohetes ganaron las primeras dos batallas de Seringapatam, frente a las fuerzas británicas de la India.
Cuando las noticias de esas primeras derrotas llegaron a Gran Bretaña, el oficial de artillería William Congreve decidió estudiar la utilidad del cohete como arma de guerra. En pocos años habían mejorado tanto los cohetes de los fuegos artificiales que se disponía de alguno con un alcance de unos 3.300 metros. Sus cohetes tenían una carcasa de hierro con una carga de 3 kilogramos de material incendiario. La vara que se empleaba para estabilizar su vuelo tenía una longitud de 4 metros y el peso total del cohete era de 14 kilogramos.
El cohete de Congreve se utilizó por primera vez en 1805 durante las Guerras Napoleónicas, cuando Gran Bretaña atacó el puerto de Boulogne, en Francia, con el objetivo de destruir la flota de barcazas que Napoleón había almacenado, en preparación de una futura invasión de Gran Bretaña. Los cohetes y el ataque fallaron, debido a las extremas condiciones meteorológicas. Pero al año siguiente los cohetes de Congreve fueron usados con gran éxito en un segundo ataque a Boulogne. En 1807, la ciudad de Copenhague y una gran flota francesa anclada en su puerto fueron destruidas, casi en su totalidad, en un ataque naval durante el cual se lanzaron miles de cohetes. En 1813 la ciudad libre de Danzig (Gdansk) se vio forzada a rendirse, cuando los cohetes británicos incendiaron y destruyeron las reservas de comida de la ciudad. También se crearon brigadas de cohetes en las fuerzas de tierra y muchas de éstas participaron en acciones victoriosas, contra Estados Unidos, en la Guerra Anglo-estadounidense. Los cohetes de Congreve se usaron cuando la nave británica Erebus bombardeó el Fuerte McHenry en Baltimore, Maryland. Los mismos cohetes también se utilizaron en la batalla de Waterloo, donde fue derrotado Napoleón.
Hacia 1825, casi todos los países europeos habían copiado el cohete de Congreve y habían constituido brigadas de cohetes. En 1847 el inventor británico William Hale desarrolló un cohete de giro estabilizado, con lo que pudo eliminar el peso muerto de la vara aerodinámica. El cohete de Hale tenía agujeros de estabilización. Los modelos posteriores se construyeron con aspas de estabilización en la parte de atrás. La patente de estos cohetes fue comprada por Estados Unidos y se utilizaron en la Guerra Mexicano-estadounidense y en la Guerra Civil estadounidense.
Sin embargo, el empleo de los cohetes en la guerra empezó a declinar después de 1850, debido a la aparición de cañones más ligeros y de bombas estabilizadas de mayor precisión. Una aplicación pacífica de los cohetes durante el siglo XIX residió en el desarrollo de cohetes salvavidas. Antes de la época del vapor, los barcos de vela embarrancaban con frecuencia durante las tormentas en las costas de Gran Bretaña y del norte de Europa. Utilizando un cohete de Congreve se podía lanzar una cuerda ligera desde la costa hasta el barco necesitado de socorro. Después se tiraba de ella y se hacía llegar una soga más resistente, con lo que se podía arrastrar los barcos salvavidas hacia la costa o instalar un sistema de boyas mediante el cual los marineros podían salir del barco utilizando una maroma.
Hacia 1880 ya existían los cohetes balleneros. Eran arpones propulsados por un motor de cohete que se lanzaban desde un pequeño barco. Una carga explosiva situada en la punta mataba a la ballena y enganchaba un garfio atado a la cuerda que llegaba hasta el barco. También se usaban con frecuencia para hacer señales en el mar. A finales del siglo XIX, los militares utilizaban poco los cohetes. Pero unos cuantos científicos, como el físico ruso Konstantin Eduardovich Tsiolkovsky, sugirieron que se empleasen para propulsar vehículos espaciales capaces de realizar vuelos interplanetarios.
Los cohetes se utilizaron durante la I Guerra Mundial para hacer señales, aunque los franceses también lo hicieron para derribar globos de observación llenos de hidrógeno. El físico estadounidense Robert Goddard experimentaba en esa época con cohetes de carburante sólido y construyó un famoso cohete para realizar mediciones científicas a mayor altitud de la que podía alcanzar un globo. Cuando los Estados Unidos entraron en la I Guerra Mundial, en 1917, Goddard ofreció sus servicios al Ejército estadounidense. Se hicieron algunas pruebas previas unos días antes de que terminase la guerra, en noviembre de 1918. Goddard había mejorado su modelo original utilizando pólvora sin humo en vez de la pólvora negra. También había añadido una tobera convergente-divergente diseñada de un modo más correcto, que mejoraba en gran medida la eficacia del motor.
Unos veinte años más tarde, Clarence N. Hickman, uno de los ayudantes de Goddard, mejoró más este pequeño cohete. El resultado fue el cohete anticarros, cuya cabeza explosiva le confería una gran potencia. Al dispararse, sin retroceso, por un tubo lanzador o bazooka apoyado en el hombro de un soldado de infantería, llegaba a tener un alcance de unos 180 metros. Una carga explosiva de 200 gramos atravesaba un blindaje de unos 17 centímetros de espesor. Las modificaciones y mejoras posteriores hicieron que este arma, de 6 centímetros de diámetro, llegase a tener un alcance de 640 metros. Las modificaciones posteriores a la guerra produjeron el llamado superbazooka, que tenía doble capacidad de penetración y un alcance de 730 metros.
Los Estados Unidos construyeron cohetes con un calibre de 11,3 milímetros que la artillería podía disparar desde lanzadores múltiples, y los soldados podían transportar como armamento individual y disparar desde el tubo o caja de transporte. También podían dispararse desde lanzadores simples o múltiples instalados en las alas de los aviones. Su longitud podía ir desde los 76 centímetros del cohete de artillería estabilizado por giro, hasta los 1,90 metros de un cohete estabilizado por alerones para aviones. Este último podía ser muy preciso. El modelo más usado en los aviones fue el Cohete de Aeronave de Alta Velocidad (en inglés High Velocity Aircraft Rocket, HVAR). Tenía unos 12 centímetros de largo y transportaba una cabeza explosiva de unos 21 kilogramos a una velocidad de 410 metros por segundo, con un alcance de más de 4.570 metros.
Los científicos alemanes desarrollaron dos tipos de cohetes de bombardeo. El Nebelwerfer, de 15 centímetros, y el Wurfgerät, de 21 centímetros. A pesar de su nombre, que significa ‘humeante’, el primero transportaba una cabeza explosiva de gran potencia, mientras que el Wurfgerät llevaba cabezas incendiarias. El Nebelwerfer fue modificado tiempo después para funcionar como una potente arma aire-aire.




Los Planetas


Los planetas giran alrededor del Sol. No tienen luz propia, sino que reflejan la luz solar.
Los planetas tienen diversos movimientos. Los más importantes son dos: el de rotación y el de translación.
Por el de rotación, giran sobre sí mismos alrededor del eje. Ésto determina la duración del día del planeta.
Por el de translación, los planetas describen órbitas alrededor del Sol. Cada órbita es el año del planeta.
Cada planeta tarda un tiempo diferente para completarla. Cuanto más lejos, más tiempo.
Giran casi en el mismo plano, excepto Plutón, que tiene la órbita más inclinada, excéntrica y alargada.

Forma y tamaño de los planetas
Los planetas tienen forma casi esférica, como una pelota un poco aplanada por los polos.
Los materiales compactos están en el núcleo. Los gases, si hay, forman una atmosfera sobre la superficie.
Mercurio, Venus, la Tierra, Marte y Plutón son planetas pequeños y rocosos, con densidad alta.
Tienen un movimiento de rotación lento, pocas lunas (o ninguna) y forma bastante redonda.
Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, los gigantes gaseosos, son enormes y ligeros, hechos de gas y hielo.
Estos planetas giran deprisa y tienen muchos satélites, más abultamiento ecuatorial y anillos.

Formación de los planetas
Los planetas se formaron hace unos 4.500 millones de años, al mismo tiempo que el Sol.
En general, los materiales ligeros que no se quedaron en el Sol se alejaron más que los pesados.
En la nube de gas y polvo original, que giraba en espirales, había zonas más densas, proyectos de planetas.
La gravedad y las colisiones llevaron más materia a estas zonas y el movimiento rotatorio las redondeó
Después, los materiales y las fuerzas de cada planeta se fueron reajustando, y todavía lo hacen.
Los planetas y todo el Sistema Solar continúan cambiando de aspecto. Sin prisa, pero sin pausa.
Planetas Radio
ecuatorial Distancia
al Sol (km.) Lunas Periodo de
Rotación Órbita Inclinación
del eje Inclinación
orbital
Mercurio 2.440 km. 57.910.000 0 58,6 dias 87,97 dias 0,00 º 7,00 º
Venus 6.052 km. 108.200.000 0 -243 dias 224,7 dias 177,36 º 3,39 º
La Tierra 6.378 km. 149.600.000 1 23,93 horas 365,256 dias 23,45 º 0,00 º
Marte 3.397 km. 227.940.000 2 24,62 horas 686,98 dias 25,19 º 1,85 º
Júpiter 71.492 km. 778.330.000 16 9,84 horas 11,86 años 3,13 º 1,31 º
Saturno 60.268 km. 1.429.400.000 18 * 10,23 horas 29,46 años 25,33 º 2,49 º
Urano 25.559 km. 2.870.990.000 15 17,9 horas 84,01 años 97,86 º 0,77 º
Neptuno 24.746 km. 4.504.300.000 8 16,11 horas 164,8 años 28,31 º 1,77 º
Plutón 1.160 km. 5.913.520.000 1 -6,39 días 248,54 años 122,72 º 17,15 º
* Algunos astrónomos atribuyen 23 satélites al planeta Saturno.

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¿El décimo planeta del Sistema Solar?
Sedna gira alrededor del Sol a una distancia mucho mayor que otros astros del sistema.
Aunque su tamaño aún es incierto, Sedna es el mayor de los planetas localizados alrededor del Sol desde el descubrimiento de Plutón en 1930. Está a más de 10,000 millones de kilómetros de la Tierra en una región llamada Cinturón de Kuiper, que tiene cientos de objetos conocidos, pequeños mundos de roca y hielo, aunque algunos pueden ser tan o más grandes que Plutón. Sedna es más rojo que cualquier otro cuerpo del Sistema Solar, excepto Marte, y sigue una órbita muy elíptica, que en su punto más alejado le sitúa a 135,000 millones de kilómetros del Sol. Por ello, Sedna necesita 11,500 años terrestres para completar una órbita.









Se dice que hace 4.600 millones de años, una nube de gases y polvo que giraba en el espacio dió nacimiento a una estrella, el Sol. Otras nubes de materia interestelar formaron los 9 planetas del Sistema Solar. Desde su formación, la evolución de la Tierra ha estado marcada por acontecimientos importantes, como la formación de los océanos, la aparición de la vida y aparición o desaparición de determinados grupos de animales o de plantas.

Los orígenes de la Tierra: (Primera etapa 4.600 a 2.600 millones de años)
Poco después de su nacimiento, la Tierra se transformó en una bola ardiente de rocas líquidas. Luego la Tº disminuyó y se formó una corteza sólida en la superficie. Ésta corteza fué bombardeada por meteoritos y sacudida por grandes erupciones volcánicas que liberaron grandes cantidades de gases y formaron la atmósfera primitiva, muy diferente de la actual, pues carecía del oxígeno necesario para la vida, en cambio, contenía mucho vapor de agua.

Las primeras formas de vida: (Segunda etapa 2.600 a 530 millones de años)
Al seguir disminuyendo la Tº, el vapor de agua se condensó y cayó en forma de lluvias torrenciales formando el océano. Hace unos 3.000 millones de años aparecieron los primeros organismos vivientes, unas algas azules que liberaron oxígeno. Mas tarde, el oxígeno se expandió por la atmósfera y permitió la aparición de seres vivos cada vez mas diversos y complejos. Algunas zonas de la superficie de la Tierra comenzaron a desplazarse y provocaron el nacimiento de las primeras cadenas montañosas.

La era primaria o Paleozoico: (Tercera etapa 530 a 245 millones de años)
Al comienzo de ésta era se formaron grandes cadenas montañosas, especialmente, al norte de Europa. Hace unos 500 millones de años aparecieron los peces; luego (350 millones de años) los anfibios. Al final de ésta era se formaron nuevas cadenas montañosas.

La era secundaria o Mesozoico: (Cuarta etapa 245 a 65 millones de años)
En ésta era aparecieron los océanos Atlántico e Índico. Al final de éste período empezó el plegamiento Alpino, que fué el origen de las montañas rocosas: Los Alpes, Los Pirineos y el Himalaya. Grandes reptiles, como los Dinosaurios, poblaron la Tierra. También aparecieron las Aves y los Mamíferos, así como las plantas y las flores.

Luego vienen las eras terciaria y cuaternaria o cenozoico, en las cuales apareció el hombre, y un frío intenso cubrió de hielo una parte de la tierra, dando lugar a diversas épocas glaciares, que duraron unos 100 mil años.

Las capas o composición de la Tierra:

La Corteza Terrestre es la parte externa, delgada y sólida de la Tierra. Se distinguen la corteza continental, con un espesor promedio 30 km. Y la corteza oceánica, que constituye el fondo de los océanos y tiene un espesor promedio de 5 km. La Corteza Terrestre reposa sobre una capa parcialmente sólida, El Manto, que se extiende hasta los 2.900 km. De profundidad. El manto está dividido en 2 partes: El manto superior, hasta los 700 km. De profundidad, y el inferior, hasta los 2.900 km.
En el Manto se producen movimientos de materia muy lentos, provocados por las fuertes temperaturas que se dan a éstas profundidades.
El Núcleo es la parte más profunda del globo, que va desde los 2.900 km. Hasta los 6.370 km. Es rico en Hierro (90%) y en Níquel.
Se compone de un núcleo externo líquido en constante movimiento, y de un núcleo interno, que es sólido y muy denso. Lo que permite que el núcleo se mantenga en estado permanentemente sólido, es la inmensa presión que existe en el interior de la Tierra.

La deriva de los continentes:
En el siglo XVI, cuando se dibujaron los primeros mapas detallados del mundo, los cartógrafos se sorprendieron por las formas que tenían las costas a uno y otro lado del Atlántico: Europa y África correspondían con América como las piezas de un rompecabezas. Poco a poco fué imponiendose la idea de que éstos continentes pudieron estar unidos. Con el tiempo, numerosos estudios confirmaron esta hipótesis.

Los continentes encajan:
En la década de 1960, investigadores ingleses demostraron que hace 200 millones de años los continentes encajaban perfectamente. Para ello programaron una computadora para simular un ensamblaje de los continentes. Tuvieron en cuenta el límite de las plataformas continentales ( que prolongan los continentes bajo el mar hasta una profundidad de 200 m) y no las líneas actuales de las costas. Gracias a éstos trabajos, los científicos pudieron reconstruír la historia probable de los continentes.

La historia de los continentes:
La mayoría de los geólogos acepta que al final de la era primaria, hace unos 250 millones de años, los continentes estaban agrupados en una única masa continental llamada Pangea.
Después, hace 135 millones de años, Pangea se fracturó para formar 2 continentes: Laurentia, al norte, y Gondwana, al sur, los cuales estaban separados por un océano, Tetis.
Hace 65 millones de años, América se separó de África y de Europa y se abrió el océano Atlántico. América del sur se aproximó a América del norte. En la actualidad, los continentes continúan desplazandose, y podemos intuir que, dentro de unos 50 millones de años, el mar Mediterráneo habrá desaparecido, África oriental estará separada del resto de África y Australia se habrá acercado a Indonesia hasta, quizás, unirse a ella.






La edad de los océanos:
Los geólogos extrajeron rocas del océano y determinaron su antigüedad.
Y resultó que cuanto más alejadas estaban del eje de la dorsal, mas antiguas eran las rocas. Esto probó que el magma surge regularmente de las dorsales y forma rocas. Después, éstas se separan de los lados de la dorsal y nacen nuevas rocas, ahí descubrieron que la edad de los fondos oceánicos más antiguos no superaba los 200 millones de años, mientras que la Tierra tiene 4.600 millones de años, y casi siempre tuvo océanos.
Así se demostró que a lo largo del tiempo hubo océanos que desaparecieron y unos nuevos que se formaron. También se ha comprobado que existen volcanes y puntos calientes bajo el mar.

Vocabulario:

Meteoritos: Cuerpos sólidos procedentes del espacio que caen sobre la superficie de un planeta.

Erupciones Volcánicas: Surgimiento de materiales volcánicos (lava, gases, cenizas) hacia la superficie.

Atmósfera: Capa gaseosa que rodea la Tierra.

Corteza Terrestre: Capa superficial del globo terrestre.

Manto: Parte del globo terrestre comprendida entre la corteza y el núcleo.

Continente: Amplia extensión de la Tierra que se puede recorrer sin atravesar el océano.

Dorsal Oceánica: Cordillera submarina.

Magma: Roca en estado de fusión que se forma en el interior de la Tierra, y que se solidifica al enfriarse.

Punto Caliente: Foco de la Astenósfera de gran actividad sísmica y volcánica por el que asciende en magma procedente del manto profundo.

Astenósfera: Capa viscosa situada en el interior de la Tierra, sobre la cual se encuentra la Litosfera.

Litosfera: Capa externa del globo terrestre, rígida, constituida por la corteza y el manto superior.


CONCLUSION

QUIERO AGRADECER A LOS LECTORES QUE LEYERON Y QUE LES AGRADO ESTA INVESTIGACION TAMBIEN ESPERO QUE ALLA SIDO DE SU AGRAGO.


GRACIAS



JORGE ESTEBAN AZMOUZ CHACIN, LA SALLE,

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