JÚPITER

Es el planeta más grande del Sistema Solar, tiene más materia que todos los otros planetas juntos y su volumen es mil veces el de la Tierra.

Júpiter tiene un tenue sistema de anillos, invisible desde la Tierra. También tiene muchos satélites. Cuatro de ellos fueron descubiertos por Galileo en 1610. Era la primera vez que alguien observaba el cielo con un telescopio.

Júpiter tiene una composición semejante a la del Sol, formada por hidrógeno, helio y pequeñas cantidades de amoníaco, metano, vapor de agua y otros compuestos.

La rotación de Jupiter es la más rápida entre todos los planetas y tiene una atmósfera compleja, con nubes y tempestades. Por ello muestra franjas de diversos colores y algunas manchas.

La Gran Mancha Roja de Jupiter es una tormenta mayor que el diámetro de la Terra. Dura desde hace 300 años y provoca vientos de 400 Km/h.

Los anillos de Jupiter son más simples que los de Saturno. Están formados por partículas de polvo lanzadas al espacio cuando los meteoritos chocan con las lunas interiores de Júpiter.

Tanto los anillos como las lunas de Júpiter se mueven dentro de un enorme globo de radiación atrapado en la magnetosfera, el campo magnético del planeta.

Este enorme campo magnético, que sólo alcanza entre los 3 y 7 millones de km. en dirección al Sol, se proyecta en dirección contraria más de 750 millones de km., hasta llegar a la órbita de Saturno.

ETRUCTURA SOLAR

Desde la Tierra sólo vemos la capa exterior. Se llama fotosfera y tiene una temperatura de unos 6.000 ºC, con zonas más frías (4.000 ºC) que llamamos manchas solares. El Sol es una bola que puede dividirse en capas concéntricas. De dentro a fuera son:

Núcleo: es la zona del Sol donde se produce la fusión nuclear debido a la alta temperatura, es decir, el generador de la energía del Sol.

Zona Radiativa:: las partículas que transportan la energía (fotones) intentan escapar al exterior en un viaje que puede durar unos 100.000 años debido a que éstos fotones son absorbidos continuamente y reemitidos en otra dirección distinta a la que tenían.

Zona Convectiva: en ésta zona se produce el fenómeno de la convección, es decir, columnas de gas caliente ascienden hasta la superficie, se enfrían y vuelven a descender.

Fotosfera: es una capa delgada, de unos 300 Km, que es la parte del Sol que nosotros vemos, la superfície. Desde aquí se irradia luz y calor al espacio. La temperatura es de unos 5.000°C. En la fotosfera aparecen las manchas oscuras y las fáculas que son regiones brillantes alrededor de las manchas, con una temperatura superior a la normal de la fotosfera y que están relacionadas con los campos magnéticos del Sol.

Cromosfera: sólo puede ser vista en la totalidad de un eclipse de Sol. Es de color rojizo, de densidad muy baja y de temperatura altísima, de medio millon de grados. Esta formada por gases enrarecidos y en ella existen fortísimos campos magnéticos.

Corona: capa de gran extensión, temperaturas altas y de bajísima densidad. Está formada por gases enrarecidos y gigantescos campos magnéticos que varían su forma de hora en hora. Ésta capa es impresionante vista durante la fase de totalidad de un eclipse de Sol.

La energía solar se crea en el interior del Sol, donde la temperatura llega a los 15 millones de grados, con una presión altísima, que provoca reacciones nucleares. Se liberan protones (núcleos de hidrógeno), que se funden en grupos de cuatro para formar partículas alfa (núcleos de helio).La Energía Solar

Cada partícula alfa pesa menos que los cuatro protones juntos. La diferencia se expulsa hacia la superficie del Sol en forma de energía. Un gramo de materia solar libera tanta energía como la combustión de 2,5 millones de litros de gasolina.

La energía generada en el centro del Sol tarda un millón de años para alcanzar la superficie solar. Cada segundo se convierten 700 millones de toneladas de hidrógeno en cenizas de helio. En el proceso se liberan 5 millones de toneladas de energía pura; por lo cual, el Sol cada vez se vuelve más ligero.

El Sol también absorbe materia. Es tan grande y tiene tal fueza que a menudo atrae a los asteroides y cometas que pasan cerca. Naturalmente, cuando caen al Sol, se desintegran y pasan a formar parte de la estrella.

LAS GALAXIAS

Durante la mayor parte de nuestra historia, los seres humanos sólo pudimos observar las galaxias como unas manchas difusas en el cielo nocturno. Sin embargo, hoy sabemos que son enormes agrupaciones de estrellas y otros materiales.

De hecho, nuestro Sistema Solar forma parte de una galaxia, la única que hemos visto desde dentro: La Vía Láctea. Siempre la hemos conocido aunque, naturalmente, en la antiguedad nadie sabía de qué se trataba. Aparece como una franja blanquecina que cruza el cielo y, de ahí, toma su nombre: camino de leche.

Dentro de la Vía Láctea podemos encontrar diversas formaciones de estrellas y polvo interestelar. Las más destacables son las nebulosas y los cúmulos estelares. Es de suponer que también existen en otras galaxias.

Tipos de galaxias 

Cuando se utilizan telescopios potentes, en la mayor parte de las galaxias sólo se detecta la luz mezclada de todas las estrellas; sin embargo, las más cercanas muestran estrellas individuales. Las galaxias presentan una gran variedad de formas.

En 1930 Hubble clasificó las galaxias en elípticas, espirales e irregulares, siendo las dos primeras las más frecuentes.

Galaxias elípticas

Algunas galaxias tienen un perfil globular completo con un núcleo brillante. Estas galaxias, llamadas elípticas, contienen una gran población de estrellas viejas, normalmente poco gas y polvo, y algunas estrellas de nueva formación. Las galaxias elípticas tienen gran variedad de tamaños, desde gigantes a enanas.

Hubble simbolizó las galaxias elípticas con la letra E y las subdividió en ocho clases, desde la E0, prácticamente esféricas, hasta la E7, usiformes. En las galaxias elípticas la concentración de estrellas va disminuyendo desde el núcleo, que es pequeño y muy brillante, hacia sus bordes.

Galaxias espirales

Las galaxias espirales son discos achatados que contienen no sólo algunas estrellas viejas sino también una gran población de estrellas jóvenes, bastante gas y polvo, y nubes moleculares que son el lugar de nacimiento de las estrellas. Generalmente, un halo de débiles estrellas viejas rodea el disco, y suele existir una protuberancia nuclear más pequeña que emite dos chorros de materia energética en direcciones opuestas.

Las galaxias espirales se designan con la letra S. Dependiendo del menor o mayor desarrollo que posea cada brazo, se le asigna una letra a, b ó c (Sa, Sb, Sc, SBa, SBb,SBc).

Existen otras galaxias intermedias entre elípticas y espirales, llamadas lenticulares o lenticulares normales, identificadas como SO y clasificadas en los grupos SO1, SO2 y SO3. A su vez, se distinguen las lenticulares barradas (SBO) que se clasifican en tres grupos, según presenten la barra más o menos definida y brillante.

Galaxias irregulares

Las galaxias irregulares se simbolizan con la letra I ó IR, aunque suelen ser enanas o poco comunes. Se engloban en este grupo aquellas galaxias que no tienen estructura y simetría bien definidas. Se clasifican en irregulares de tipo 1 o magallánico, que contienen gran cantidad de estrellas jóvenes y materia interestelar, y galaxias irregulares de tipo 2, menos frecuentes y cuyo contenido es dificil de identificar.

Las galaxias irregulares se sitúan generalmente próximas a galaxias más grandes, y suelen contener grandes cantidades de estrellas jóvenes, gas y polvo cósmico.

LA LUNA y LAS MAREAS

La gravedad del Sol y, sobre todo, de la Luna, atrae el agua de los océanos y provoca las mareas. Las mareas son subidas y bajadas del nivel del mar que se producen varias veces al día.

La Luna atrae el agua que está más próxima a ella. Así, la parte del océano que está de cara a la Luna se abomba hacia ella.

Al mismo tiempo, en el lado opuesto de la Tierra el agua se abomba en sentido contrario. ¿Por qué? Por la inercia. La Luna atrae a toda la Tierra, no sólo al agua. Lo que pasa es que la tierra es rígida y no se abomba. La inercia se resiste a la gravedad y tira en sentido contrario. Por eso el océano del otro lado de la Tierra también se abomba, aunque menos.

El Sol también atrae el agua de los océanos, pero en menor medida que la Luna. Aunque su gravedad es mayor, al estar más lejos, influye menos. El Sol produce mareas más débiles.

El abombamiento del océano hace que en la costa se vea cómo el mar se retira y vuelve varias veces al día. Las mareas no se producen siempre a la misma hora. Varían con las fases lunares, ya que la Luna aparece en el cielo a distintas horas.

La altura de las mareas también varía, y no es la misma en todos los lugares. En las fases creciente y menguante, las mareas son más pequeñas y se llaman mareas muertas. En cambio, cuando hay Luna nueva y llena, el Sol, la Luna y la Tierra se alinean y las mareas son mayores. Se llaman mareas vivas. Las mareas más intensas se producen en Luna nueva, ya que la gravedad de la Luna y del Sol tiran en la misma dirección y se suman.

LA MAGNETOSFERA

Es la región más externa de la atmósfera terrestre, también conocida con el nombre de exosfera. Se extiende por encima de la ionosfera, a partir de los 500 km.

En esta región las partículas ionizadas están gobernadas por el campo magnético terrestre y forman una característica envoltura modelada por las líneas de fuerza del campo magnético y por la interacción con el Viento solar.

Por el lado del Sol el encuentro entre las partículas del viento solar y la envoltura más exterior de la magnetosfera forma una onda de choque; por el lado opuesto las mismas partículas del viento solar arrastran la magnetosfera, haciéndola adquirir la forma de una cola cometaria.

La magnetosfera forma un verdadero escudo protector contra las partículas cargadas del viento solar, impidiéndolas llegar al suelo.

STEPHEN HAWKING Y LOS CONOS LUMINOSOS

El científico británico Stephen W. Hawking ha dedicado buena parte de su trabajo al estudio de los agujeros negros.

En su libro Historia del Tiempo explica cómo, en una estrella que se está colapsando, los conos luminosos que emite empiezan a curvarse en la superficie de la estrella.

Al hacerse pequeña, el campo gravitatorio crece y los conos de luz se inclinan cada vez más, hasta que ya no pueden escapar. La luz se apaga y se vuelve negro.

Si un componente de una estrella binaria se convierte en agujero negro, toma material de su compañera. Cuando el remolino se acerca al agujero, se mueve tan deprisa que emite rayos X. Así, aunque no se puede ver, se puede detectar por sus efectos sobre la materia cercana

Los agujeros negros no son eternos. Aunque no se escape ninguna radiación, parece que pueden hacerlo algunas partículas atómicas y subatómicas.

Alguien que observase la formación de un agujero negro desde el exterior, vería una estrella cada vez más pequeña y roja hasta que, finalmente, desaparecería. Su influencia gravitatoria, sin embargo, seguiría intacta.

Como en el Big Bang, en los agujeros negros se da una singularidad, es decir, las leyes físicas y la capacidad de predicción fallan. En consecuencia, ningún observador externo puede ver qué pasa dentro.

Las ecuaciones que intentan explicar una singularidad de los agujeros negros han de tener en cuenta el espacio y el tiempo. Las singularidades se situarán siempre en el pasado del observador (como el Big Bang) o en su futuro (como los colapsos gravitatorios). Esta hipótesis se conoce con el nombre de "censura cósmica".

AURORA POLAR

Una aurora polar es un espectacular fenómeno de la alta Atmósfera provocado por el impacto de partículas atómicas cargadas, provenientes del Sol contra las capas de la ionosfera a aproximadamente 100 km de altura.

Estas partículas estimulan los átomos y las moléculas de la ionosfera, provocando el fenómeno de la Luminiscencia. Como las partículas tienden a moverse a lo largo de las líneas del campo magnético terrestre, hacia los polos magnéticos, las auroras son apreciadas al máximo en las regiones polares, de donde surge el nombre de auroras boreales (las que se manifiestan en el Polo Norte) y auroras australes (las del Polo Sur).

Se presentan como una luminiscencia variopinta en el cielo nocturno, que adquiere las formas de banderas, arcos, coronas, etc. El fenómeno tiene duración variable desde algunos minutos a algunas horas. Se ha constatado que las auroras son más frecuentes alrededor de los máximos del ciclo periódico de actividad del Sol.

La luminosidad de las auroras es clasificada en cuatro grados, de los cuales el máximo se compara con la luminosidad de la Luna y decrece con la distancia desde los polos magnéticos. Los colores, visibles sólo en el cuarto grado, son: verde, violeta, rojo y amarillo.

Las estrellas

Aunque la mayor parte del espacio que podemos observar está vacío, es inevitable que nos fijemos en esos puntitos que brillan. No es que el espacio vacío carezca de interés. Simplemente, las estrellas llaman la atención.

A causa de la atracción gravitatoria, la materia de las estrellas tiende a concentrarse en su centro. Pero eso hace que aumente su temperatura y presión. A partir de ciertos límites, este aumento provoca reacciones nucleares que liberan energia y equilibran la fuerza de la gravedad, con lo que el tamaño de la estrella se mantiene más o menos estable durante un tiempo, emitiendo al espacio grandes cantidades de radiación, entre ellas, por supuesto, la luminosa.

Sin embargo, dependiendo de la cantidad de materia reunida en un astro y del momento del ciclo en el que se encuentra, se pueden dar fenómenos y comportamientos muy diversos. Enanas, gigantes, dobles, variables, cuásares, púlsares, agujeros negros, ... En este capítulo vamos a dar una visión general sobre las estrellas, sus tipos, sus comportamientos y su evolución.

AGUJEROS NEGROS

Los llamados agujeros negros son cuerpos con un campo gravitatorio muy grande, enorme.

No puede escapar ninguna radiación electromagnética ni luminosa, por eso son negros. Están rodeados de una "frontera" esférica que permite que la luz entre pero no salga.

Hay dos tipos de agujeros negros: cuerpos de alta densidad y poca masa concentrada en un espacio muy pequeño, y cuerpos de densidad baja pero masa muy grande, como pasa en los centros de las galaxias.

Si la masa de una estrella es más de dos veces la del Sol, llega un momento en su ciclo en que ni tan solo los neutrones pueden soportar la gravedad. La estrella se colapsa y se convierte en agujero negro.

POBLACIÓN ESTELAR

De acuerdo con una clasificación introducida por Walter Baade (1893-1960), las estrellas pueden subdividirse en dos categorías según su edad: la Población I que comprende a estrellas jóvenes; y la Población II que comprende estrellas viejas.

Baade llegó a esta distinción observando que las galaxias lejanas, como Andrómeda, tienen un halo circular caracterizado por estrellas rojas viejas (Población II) y brazos en espiral caracterizados por estrellas más jóvenes (Población 1).

Las estrellas viejas de la Población II se han formado hace alrededor de diez mil millones de años, cuando las galaxias comenzaban a condensarse y en su interior nacían las primeras estrellas. En aquellos tiempos, los brazos en espiral no se habían aún formado y las estrellas, hoy transformadas en rojas, se encuentran aproximada mente en un halo de forma circular.

Las estrellas jóvenes de la Población I se encuentran, en cambio, en una capa delgada que coincide con el plano galáctico, en el cual están acumulados gases y polvos: de los procesos de condensación aún en curso, nacen precisamente los nuevos astros que se hacen visibles bajo la forma de estrellas azules.

CARL SAGAN

(Nueva York, 1934-Seattle, EE UU, 1996) Astrónomo estadounidense. Cursó estudios en la Universidad de Chicago, donde se doctoró en astronomía y astrofísica en 1960. Posteriormente fue profesor de la Universidad de Berkeley, de la Universidad de Harvard y, a partir de 1968, de la Cornell University. En 1970 fue nombrado director del Centro de Estudios Planetarios. Colaborador habitual de la NASA, ideó los mensajes radiotelegráficos enviados por las sondas Pioneer 10 y 11 al espacio exterior para contactar con posibles civilizaciones extraterrestres. Contrario a la proliferación del arsenal nuclear, de cuyos peligros advirtió, fue un prolífico escritor de ciencia ficción, y en 1978 fue galardonado con el Premio Pulitzer por su obra Los dragones del Edén: especulaciones sobre la evolución de la inteligencia humana, si bien adquirió fama y popularidad por su obra Cosmos, que en 1980 fue convertida en serie televisiva y constituyó un éxito mundial.

NEBULOSAS

Una nebulosa es una nube de gas o polvo en el espacio. Las nebulosas pueden ser oscuras o, si se iluminan por estrellas cercanas o estrellas inmersas en ellas, pueden ser brillantes. Generalmente son lugares donde se produce la formación de estrellas y discos planetarios, por lo que se suelen encontrar en su seno estrellas muy jóvenes.

Existe gran variedad de nebulosas acompañando a las estrellas en todas las etapas de su evolución. La gran mayoría corresponden a nubes gaseosas de hidrógeno y helio que experimentan un proceso de contracción gravitatoria hacia un estado de protoestrella. Así, las llamadas nebulosas capullo cuentan en su interior cuentan con una estrella recién formada. La nebulosa no es, en este caso, sino los restos de gas que no ha colapsado. El gas en cuestión, que puede, mediante colisiones atómicas, formar moléculas y pequeñas partículas sólidas de mayor o menor complejidad, se calienta por la radiación emitida por la nueva estrella lo suficiente como para enmascarar su presencia, y lo que se observa es una imagen parecida a la de un capullo de oruga.

Otro tipo de nebulosas, llamados glóbulos de Bok, son nubes de gas muy condensado, en vías de formar una protoestrella. Se revelan, cuando están situadas sobre un fondo claro, como por ejemplo la Galaxia, como un oscurecimiento del fondo, por ejemplo la nebulosa llamada Saco de carbón, junto a la constelación Cruz del Sur, y la nebulosa llamada de Cabeza de caballo, una de las más famosas.

Los llamados objetos de Herbig-Haro son nebulosas pequeñas, variables, que aparecen y desaparecen en un periodo de pocos años, que parecen consistir en grumos de materia gaseosa eyectados en los polos de una estrella en formación, principalmente en la fase de capullo. Su luminosidad se produce por colisión con la nube circundante de gas, pues producen una característica onda de choque debido a la gran velocidad con que se expulsan.

Otro tipo de nebulosas, con una composición química rica en elementos químicos pesados (helio, carbono y nitrógeno principalmente) son restos de materia estelar expulsada por las estrellas gigantes y supergigantes a gran velocidad (1000 Km/s) en un tipo de estrellas llamadas de Wolf-Rayet. semejantes a éstas se producen también en las últimas etapas estelares, tras la formación de novas y supernovas.

EL SOL

Es la estrella mas cercana a la Tierra y el mayor elemento del sistema solar. La estrellas son los únicos cuerpos celestes que emiten luz.
El sol es nuestra principal fuente de energía que se trasmite principalmente en forma de luz y calor.
Ejerce una fuerte atracción gravitatoria sobre los planetas  y esto hace que giren alrededor de el.

Se dice que el sol se formo hace 4.500 millones de años y que podría durar 5.000 millones de años mas.

El sol gira alrededor de nuestra galaxia llamada la Via Lactea y da una vuelta completa cada 200 millones de años. ahora el sol se dirige hasta una constelación llamada Hércules a 19 kilómetros por segundo.

Actualmente el sol se estudia por los satélites que el humano a lanzado al espacio.

 

 

 

 

 

 

Datos sobre el Sol		La Tierra
Tamaño: radio ecuatorial	695.000 km.	6.378 km.
Periodo de rotación sobre el eje	de 25 a 36 días *	23,93 horas
Masa comparada con la Tierra	332.830	1
Temperatura media superficial	6000 º C	15 º C
Gravedad superficial en la fotosfera	274 m/s2	9,78 m/s2

 

 

 

 

 

El telescopio

Se denomina telescopio (del griego τηλε'lejos' y σκοπέω, 'observar') al instrumento óptico que permite ver objetos lejanos con mucho más detalle que a simple vista al captar radiación electromagnética, tal como la luz. Es una herramienta fundamental enastronomía, y cada desarrollo o perfeccionamiento de este instrumento ha permitido avances en nuestra comprensión del Universo.

Gracias al telescopio —desde que Galileo Galilei en 1610 lo usó para mirar la Luna, el planeta Júpiter y las estrellas— el ser humano pudo, por fin, empezar a conocer la verdadera naturaleza de los cuerpos celestes que nos rodean y nuestra ubicación en el universo.

Tipos de telescopio:

Un telescopio reflector es un telescopio óptico que utiliza espejos en lugar de lentes para enfocar la luz y formar imágenes. Los telescopios reflectores o Newtonianos utilizan dos espejos, uno en el extremo del tubo (espejo primario), que refleja la luz y la envía al espejo secundario y este la envía al ocular.

Refractor

Un telescopio refractor es un sistema óptico centrado, que capta imágenes de objetos lejanos utilizando un sistema de lentes convergentes en los que la luz se refracta. La refracción de la luz en la lente del objetivo hace que los rayos paralelos, procedentes de un objeto muy alejado (en el infinito), converjan sobre un punto del plano focal. Esto permite mostrar los objetos lejanos mayores y más brillantes.

Cassegrain

El Cassegrain es un tipo de telescopio reflector que utiliza tres espejos. El principal es el que se encuentra en la parte posterior del cuerpo del mismo. Generalmente posee forma cóncava paraboloidal, ya que ese espejo debe concentrar toda la luz que recoge en un punto que se denomina foco. La distancia focal puede ser mucho mayor que el largo total del telescopio.

El segundo espejo es convexo se encuentra en la parte delantera del telescopio, tiene forma hiperbólica y se encarga de reflejar nuevamente la imagen hacia el espejo principal, que se refleja (en su versión original), en otro espejo plano inclinado a 45 grados, enviando la luz hacia la parte superior del tubo, donde está montado el objetivo.

En otras versiones modificadas el tercer espejo, está detrás del espejo principal, en el cual hay practicado un orificio central por donde la luz pasa. El foco, en este caso, se encuentra en el exterior de la cámara formada por ambos espejos, en la parte posterior del cuerpo.

La luna y los planetas con luna

La Luna es el único satélite natural de la Tierra. Su diámetro es de unos 3.476 km, aproximadamente una cuarta parte del de la Tierra. La masa de la Tierra es 81 veces mayor que la de la Luna. La densidad media de la Luna es de sólo las tres quintas partes de la densidad de la Tierra, y la gravedad en la superficie es un sexto de la de la Tierra.

La Luna orbita la Tierra a una distancia media de 384.403 km y a una velocidad media de 3.700 km/h. Completa su vuelta alrededor de la Tierra, siguiendo una órbita elíptica, en 27 días, 7 horas, 43 minutos y 11,5 segundos. Para cambiar de una fase a otra similar, o mes lunar, la Luna necesita 29 días, 12 horas, 44 minutos y 2,8 segundos.

Como tarda en dar una vuelta sobre su eje el mismo tiempo que en dar una vuelta alrededor de la Tierra, siempre nos muestra la misma cara. Aunque parece brillante, sólo refleja en el espacio el 7% de la luz que recibe del Sol.

Después de la Tierra, la Luna es el cuerpo espacial más estudiado.

Los planetas con luna aparecen en la siguiente foto:

Isaac Newton

Isaac Newton nació en las primeras horas del 25 de diciembre de 1642 (4 de enero de 1643, según el calendario gregoriano), en la pequeña aldea de Woolsthorpe, en el Lincolnshire. Su padre, un pequeño terrateniente, acababa de fallecer a comienzos de octubre, tras haber contraído matrimonio en abril del mismo año con Hannah Ayscough, procedente de una familia en otro tiempo acomodada. Cuando el pequeño Isaac acababa de cumplir tres años, su madre contrajo de nuevo matrimonio con el reverendo Barnabas Smith, rector de North Witham, lo que tuvo como consecuencia un hecho que influiría decisivamente en el desarrollo del carácter de Newton: Hannah se trasladó a la casa de su nuevo marido y su hijo quedó en Woolsthorpe al cuidado de su abuela materna.


Isaac Newton

Del odio que ello le hizo concebir a Newton contra su madre y el reverendo Smith da buena cuenta el que en una lista de «pecados» de los que se autoinculpó a los diecinueve años, el número trece fuera el haber deseado incendiarles su casa con ellos dentro. Cuando Newton contaba doce años, su madre, otra vez viuda, regresó a Woolsthorpe, trayendo consigo una sustanciosa herencia que le había legado su segundo marido (y de la que Newton se beneficiaría a la muerte de ella en 1679), además de tres hermanastros para Isaac, dos niñas y un niño.

La manzana de Newton

Un año más tarde Newton fue inscrito en la King's School de la cercana población de Grantham. Hay testimonios de que en los años que allí pasó alojado en la casa del farmacéutico, se desarrolló su poco usual habilidad mecánica, que ejercitó en la construcción de diversos mecanismos (el más citado es un reloj de agua) y juguetes (las famosas cometas, a cuya cola ataba linternas que por las noches asustaban a sus convecinos). También se produjo un importante cambio en su carácter: su inicial indiferencia por los estudios, surgida probablemente de la timidez y el retraimiento, se cambió en feroz espíritu competitivo que le llevó a ser el primero de la clase, a raíz de una pelea con un compañero de la que salió vencedor.

Fue un muchacho «sobrio, silencioso, meditativo», que prefirió construir utensilios, para que las niñas jugaran con sus muñecas, a compartir las diversiones de los demás muchachos, según el testimonio de una de sus compañeras femeninas infantiles, quien, cuando ya era una anciana, se atribuyó una relación sentimental adolescente con Newton, la única que se le conoce con una mujer.

Cumplidos los dieciséis años, su madre lo hizo regresar a casa para que empezara a ocuparse de los asuntos de la heredad. Sin embargo, el joven Isaac no se mostró en absoluto interesado por asumir sus responsabilidades como terrateniente; su madre, aconsejada por el maestro de Newton y por su propio hermano, accedió a que regresara a la escuela para preparar su ingreso en la universidad.

Éste se produjo en junio de 1661, cuando Newton fue admitido en el Trinity College de Cambridge, y se matriculó como fámulo, ganando su manutención a cambio de servicios domésticos, pese a que su situación económica no parece que lo exigiera así. Allí empezó a recibir una educación convencional en los principios de la filosofía aristotélica (por aquel entonces, los centros que destacaban en materia de estudios científicos se hallaban en Oxford y Londres), pero en 1663 se despertó su interés por las cuestiones relativas a la investigación experimental de la naturaleza, que estudió por su cuenta.

LAS LEYES DE KEPLER

Las leyes de Kepler fueron enunciadas por Johannes Kepler para describir matemáticamente el movimiento de los planetas en sus órbitas alrededor del Sol. Aunque él no las describió así, en la actualidad se enuncian como sigue:

Primera ley (1609): Todos los planetas se desplazan alrededor del Sol describiendo órbitas elípticas. El Sol se encuentra en uno de los focos de la elipse.

Segunda ley (1609): el radio vector que une un planeta y el Sol barre áreas iguales en tiempos iguales.

La ley de las áreas es equivalente a la constancia del momento angular, es decir, cuando el planeta está más alejado del Sol (afelio) su velocidad es menor que cuando está más cercano al Sol (perihelio). En el afelio y en el perihelio, el momento angular  es el producto de la masa del planeta, su velocidad y su distancia al centro del Sol.

Tercera ley (1618): para cualquier planeta, el cuadrado de su período orbital es directamente proporcional al cubo de la longitud del semieje mayor de su órbita elíptica.

Donde, T  es el periodo orbital (tiempo que tarda en dar una vuelta alrededor del Sol), (L)  la distancia media del planeta con el Sol y K  la constante de proporcionalidad.

Estas leyes se aplican a otros cuerpos astronómicos que se encuentran en mutua influencia gravitatoria, como el sistema formado por la Tierra y la Luna.

ORIGEN DEL TELESCOPIO

LA HISTORIA del telescopio es una de las más interesantes e importantes en la trayectoria de la evolución de la ciencia. Gracias a este instrumento se han logrado descubrimientos científicos maravillosos que más tarde se describirán en este libro. El interés sobre el telescopio se despertó intensamente tan pronto se le descubrió, pues le dio al hombre algo de sensación de poder al permitirle observar lo que sucedía a distancias grandes de él y ampliar así su campo de acción. Esto es rigurosamente cierto, ya que el conocimiento humano estaba confinado a los límites terrestres, pero con las primeras observaciones astronómicas se amplió a todo el Sistema Solar, y más tarde a todo el Universo. A fin de comprender bien los hechos que condujeron a su invención, debemos primero examinar los orígenes de la óptica. Quizá la primera lente que hubo en el mundo fue la que Construyó Aristófanes con un globo de vidrio soplado, lleno de agua, en el año 424 a.C. Sin embargo, la construcción de ésta no tenía el propósito de amplificar imágenes, sino de concentrar la luz solar. Naturalmente, el interés en el fenómeno de la refracción de la luz se había despertado desde mucho antes; los primeros estudios experimentales los realizó Alhazen en Arabia, alrededor del año 1000 a.C. Estos estudios fueron realmente primitivos, y no lograron llegar a descubrir la ley física que gobierna la luz. Después del globo de Aristófanes tuvieron que pasar casi 1 500 años, hasta que en el año 1200 d.C. el fraile franciscano inglés Roger Bacon talló los primeros lentes con la forma de lenteja que ahora conocemos. En su libro Opus maius, Bacon describe muy claramente las propiedades de una lente para amplificar la letra escrita. El siguiente paso obvio era montar las lentes en una armazón que permitiera colocar una lente en cada ojo con el fin de mejorar la vista de las personas con visión defectuosa. Esto se hizo en Italia casi un siglo después, entre los años 1285 y 1300 d.C. Queda, sin embargo, la duda de si fue Alexandro della Spina, monje dominico de Pisa, o su amigo Salvino de Armati, de Florencia. La historia del telescopio propiamente dicha comienza a fines del siglo XVI o principios del XVII. Se han mencionado tres posibles inventores. El primero de ellos es el italiano Giambattista della Porta, quien en 1589 hizo en su libro De magiae naturalis una descripción que parece ser la de un telescopio. Sin embargo, la mayoría de los historiadores creen que no fue él el descubridor, aunque quizá estuvo a punto de serlo. Otro posible inventor que se ha mencionado es Zacarias Jansen, en 1590, en Holanda, pues se han encontrado escritos donde se afirma esto. Sin embargo, hay serias razones basadas en la personalidad de Jansen para creer que son afirmaciones falsas. El más probable descubridor es el holandés Hans Lippershey, quien según cuidadosas investigaciones históricas se ha confirmado que construyó un telescopio en el año de 1608. Lippershey era fabricante de anteojos en Middlesburgh, Zelandia, y nativo de Wesel. No era muy instruido, pero a base de ensayos descubrió que con dos lentes, una convergente lejos del ojo y una divergente cerca de él, se veían más grandes los objetos lejanos. Llegó incluso a solicitar una patente, pero por considerarse que el invento ya era del dominio público, no le fue otorgada. Esta negativa fue afortunada para la ciencia, pues así se difundió más fácilmente el descubrimiento. Como es de suponerse, Lippershey no logró comprender cómo funcionaba este instrumento, pues lo había inventado únicamente a base de ensayos experimentales sin ninguna base científica. El gobierno holandés regaló al rey de Francia dos telescopios de Lippershey. Estos instrumentos se hicieron tan populares que en abril de 1609 ya podían comprarse en las tiendas de los fabricantes de lentes de París. http://bibliotecadigital.ilce.edu.mx/sites/ciencia/volumen2/ciencia3/057/htm/sec_5.htm