Giorardo Bruno fue un Fraile Dominico, nacido en Nola, Nápoles dedicado a la filosofía aristotélica y la teología de Santo Tomás de Aquino. Vivió perseguido hasta en 1593 ser durante ocho años encarcelado para posteriormente arder en la hoguera en Roma el 17 de febrero de 1600 acusado de herejía, blasfemia e inmoralidad por defender en escritos y conferencias sus ideas acerca de la pluralidad de los mundos y sistemas solares, el heliocentrismo, la infinitud del espacio el universo y el movimiento de astros. Ya en el 1566 se le acuso por sospechas de herejía al no aceptar, durante su adoctrinamiento, tener imágenes de santos, quedandose solo con el crucifijo, pero estas acusaciones no prosperaron y en 1572 fue ordenado.
2.- ¿Que es un año galáctico?
También conocido como año cósmico, es la duración de tiempo requerida para que el Sistema Solar complete su órbita alrededor del centro de la Via Lactea.
También conocido como año cósmico, es la duración de tiempo requerida para que el Sistema Solar complete su órbita alrededor del centro de la Via Lactea.
3.- ¿Que es un planeta VAI?
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4.- Habla del cinturón de Kuiper.
El cinturón de Kuiper (pronunciado /ˈkaɪpɚ/) es un conjunto de cuerpos de tipo cometa que orbitan el Sol a una distancia entre 30 y 50 ua (Unidad Astronómica dada por la distancia del sol a la tierra, alrededor de 149.597.870 km). El cinturón de Kuiper recibe su nombre en honor a Gerard Kuiper, que predijo su existencia en los años 1960, 30 años antes de las primeras observaciones de estos cuerpos. Pertenecen al grupo de los llamados objetos transneptunianos. Los objetos descubiertos hasta ahora poseen tamaños de entre 100 y 1.000 kilómetros de diámetro. Se cree que este cinturón es la fuente de los cometas de corto periodo. El primero de estos objetos fue descubierto en 1992 por un equipo de la Universidad de Hawai.
5.- Significado de barrer su órbita.
Es uno de los dos requisitos que tiene que tener un cuerpo celeste para ser un planeta, significando que este domina su zona orbital.
El cinturón de Kuiper (pronunciado /ˈkaɪpɚ/) es un conjunto de cuerpos de tipo cometa que orbitan el Sol a una distancia entre 30 y 50 ua (Unidad Astronómica dada por la distancia del sol a la tierra, alrededor de 149.597.870 km). El cinturón de Kuiper recibe su nombre en honor a Gerard Kuiper, que predijo su existencia en los años 1960, 30 años antes de las primeras observaciones de estos cuerpos. Pertenecen al grupo de los llamados objetos transneptunianos. Los objetos descubiertos hasta ahora poseen tamaños de entre 100 y 1.000 kilómetros de diámetro. Se cree que este cinturón es la fuente de los cometas de corto periodo. El primero de estos objetos fue descubierto en 1992 por un equipo de la Universidad de Hawai.
5.- Significado de barrer su órbita.
Es uno de los dos requisitos que tiene que tener un cuerpo celeste para ser un planeta, significando que este domina su zona orbital.
6.- Teoría planetesimal.
En la teoría comúnmente aceptada de la formación de los planetas, la denominada hipótesis nebular se sostiene que los planetas se forman por la agregación de granos de polvo que chocan y se van uniendo para formar cuerpos cada vez más grandes, denominados planetesimales. Cuando alcanzasen una medida aproximada de un kilómetro, podrían atraerse unos a otros debido a su propia gravedad, ayudando a un crecimiento mayor hasta la creación de protoplanetas de un tamaño aproximado al de la Luna. Los cuerpos más pequeños que los planetesimales no ejercen una atracción gravitaría suficiente sobre las partículas vecinas como para agregarlas, pero aún así se producen colisiones debido al movimiento browniano de las partículas o a turbulencias en el gas. Alternativamente, algunos planetesimales también podrían haberse formado dentro de una espesa capa de granos de arena situada en el plano medio de un disco protoplanetario, y que experimentase una inestabilidad gravitacional colectiva. Muchos de los planetesimales se destruirían debido a colisiones violentas, pero unos cuantos de los más grandes podrían sobrevivir a esos encuentros y continuar creciendo hasta convertirse, primero en protoplanetas y posteriormente en planetas.
Está generalmente aceptado que hace aproximadamente 3.800 millones de años, tras un período conocido como el Bombardeo intenso tardío, muchos de los planetesimales dentro del Sistema Solar habían sido o bien expulsados del mismo, a distantes órbitas excéntricas tales como la Nube de Oort, o bien habían colisionado con objetos más grandes debido a la atracción de los grandes planetas gaseosos (particularmente Júpiter y Neptuno). Unos pocos planetesimales podrían haber sido capturados como lunas, tales como Fobos, Deimos (las lunas de Marte), o muchas de las lunas pequeñas y de gran inclinación de los planetas jovianos. En la actualidad se están observando diversas zonas que, según los indicios recogidos, estarían en plena formación de planetesimales.
Los planetesimales que han sobrevivido hasta nuestros días son muy valiosos para la ciencia, ya que contienen información acerca del nacimiento de nuestro Sistema Solar. Aunque su exterior haya estado sujeto a una intensa radiación solar (lo que habría alterado su composición), su interior contiene un material prístino, esencialmente idéntico desde la propia formación del planetesimal. Esto convierte a cada planetesimal en una "cápsula del tiempo", y su composición podría contarnos mucho acerca de las condiciones de la Nebulosa protosolar desde la que nuestro sistema planetario se formó.
9.- ¿Que método utilizaban los científicos para saber el tiempo del origen del universo?
Lo que hacemos es una teoría de como evoluciona el universo. Lo más normal son los universos de Friedman-Robertson-Walker. No son teorías muy complicadas (existen desde poco después de nacer la Relatividad), pero si muy generales, ya que se pueden usar con muchos ingredientes más modernos (inflación, energía oscura, quintaesencia, etc.). Esas teorías nos dan una idea de la evolución de toda la expansión del universo; en qué épocas fue más rápido y en qué épocas más lento. Pues bien, usando esas teorías podemos "ir hacia atrás en el tiempo", y ver cuanto tiempo ha pasado desde el nacimiento del universo. Estas teorías vienen determinadas básicamente por dos cosas: 1) el parámetro de Hubble en la actualidad, que da una medida de la velocidad de expansión del espacio por unidad de longitud (estimado hoy en 71 km/s por cada Megaparsec) y 2) la densidad actual de cada uno de los componentes del universo con sus ecuaciones de estado, que nos dicen cuánta cantidad de cada componente hay y qué tipo de presión ejercen cada uno de estos componentes (por ejemplo, la materia no-relativista no ejerce presión alguna, pero la radiación sí). Estos parámetros pueden ser medidos a través de diferentes observaciones.
En la teoría comúnmente aceptada de la formación de los planetas, la denominada hipótesis nebular se sostiene que los planetas se forman por la agregación de granos de polvo que chocan y se van uniendo para formar cuerpos cada vez más grandes, denominados planetesimales. Cuando alcanzasen una medida aproximada de un kilómetro, podrían atraerse unos a otros debido a su propia gravedad, ayudando a un crecimiento mayor hasta la creación de protoplanetas de un tamaño aproximado al de la Luna. Los cuerpos más pequeños que los planetesimales no ejercen una atracción gravitaría suficiente sobre las partículas vecinas como para agregarlas, pero aún así se producen colisiones debido al movimiento browniano de las partículas o a turbulencias en el gas. Alternativamente, algunos planetesimales también podrían haberse formado dentro de una espesa capa de granos de arena situada en el plano medio de un disco protoplanetario, y que experimentase una inestabilidad gravitacional colectiva. Muchos de los planetesimales se destruirían debido a colisiones violentas, pero unos cuantos de los más grandes podrían sobrevivir a esos encuentros y continuar creciendo hasta convertirse, primero en protoplanetas y posteriormente en planetas.
Está generalmente aceptado que hace aproximadamente 3.800 millones de años, tras un período conocido como el Bombardeo intenso tardío, muchos de los planetesimales dentro del Sistema Solar habían sido o bien expulsados del mismo, a distantes órbitas excéntricas tales como la Nube de Oort, o bien habían colisionado con objetos más grandes debido a la atracción de los grandes planetas gaseosos (particularmente Júpiter y Neptuno). Unos pocos planetesimales podrían haber sido capturados como lunas, tales como Fobos, Deimos (las lunas de Marte), o muchas de las lunas pequeñas y de gran inclinación de los planetas jovianos. En la actualidad se están observando diversas zonas que, según los indicios recogidos, estarían en plena formación de planetesimales.
Los planetesimales que han sobrevivido hasta nuestros días son muy valiosos para la ciencia, ya que contienen información acerca del nacimiento de nuestro Sistema Solar. Aunque su exterior haya estado sujeto a una intensa radiación solar (lo que habría alterado su composición), su interior contiene un material prístino, esencialmente idéntico desde la propia formación del planetesimal. Esto convierte a cada planetesimal en una "cápsula del tiempo", y su composición podría contarnos mucho acerca de las condiciones de la Nebulosa protosolar desde la que nuestro sistema planetario se formó.
7.- Exdologia.
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8.- Formula Drake.
Ecuación concebida por Frank Drake par a estimar la cantidad de civilizaciones en nuestra galaxia, la Vía Láctea, susceptible de poseer emisiones de radio detectables.
N = R × fp × ne × fl × fi × fc × L
N representa aquí el número de civilizaciones que podrían comunicarse en nuestra galaxia, la Vía Láctea. Este número depende de varios factores.
R es el porcentaje de formaciones de estrellas "adecuadas" en la galaxia.
f(p) es la fracción de estrellas que tienen planetas.
n(e) es el número de esos planetas alrededor de estrellas en el interior de la ecosfera de la estrella (en el caso concreto de una estrella, se trata del espacio que la rodea, y es demasiado caliente; demasiado lejos es demasiado frío.
f(l) es la fracción de esos planetas dentro de la ecosfera en los que la vida se ha desarrollado.
f(i) es la fracción de esos planetas en los que la vida inteligente se ha desarrollado.
f(c) es la fracción de esos planetas donde la vida inteligente ha desarrollado una tecnología e intenta comunicarse.
L es la longitud de tiempo que una civilización inteligente y comunicativa dura.
Ecuación concebida por Frank Drake par a estimar la cantidad de civilizaciones en nuestra galaxia, la Vía Láctea, susceptible de poseer emisiones de radio detectables.
N = R × fp × ne × fl × fi × fc × L
N representa aquí el número de civilizaciones que podrían comunicarse en nuestra galaxia, la Vía Láctea. Este número depende de varios factores.
R es el porcentaje de formaciones de estrellas "adecuadas" en la galaxia.
f(p) es la fracción de estrellas que tienen planetas.
n(e) es el número de esos planetas alrededor de estrellas en el interior de la ecosfera de la estrella (en el caso concreto de una estrella, se trata del espacio que la rodea, y es demasiado caliente; demasiado lejos es demasiado frío.
f(l) es la fracción de esos planetas dentro de la ecosfera en los que la vida se ha desarrollado.
f(i) es la fracción de esos planetas en los que la vida inteligente se ha desarrollado.
f(c) es la fracción de esos planetas donde la vida inteligente ha desarrollado una tecnología e intenta comunicarse.
L es la longitud de tiempo que una civilización inteligente y comunicativa dura.
9.- ¿Que método utilizaban los científicos para saber el tiempo del origen del universo?
Lo que hacemos es una teoría de como evoluciona el universo. Lo más normal son los universos de Friedman-Robertson-Walker. No son teorías muy complicadas (existen desde poco después de nacer la Relatividad), pero si muy generales, ya que se pueden usar con muchos ingredientes más modernos (inflación, energía oscura, quintaesencia, etc.). Esas teorías nos dan una idea de la evolución de toda la expansión del universo; en qué épocas fue más rápido y en qué épocas más lento. Pues bien, usando esas teorías podemos "ir hacia atrás en el tiempo", y ver cuanto tiempo ha pasado desde el nacimiento del universo. Estas teorías vienen determinadas básicamente por dos cosas: 1) el parámetro de Hubble en la actualidad, que da una medida de la velocidad de expansión del espacio por unidad de longitud (estimado hoy en 71 km/s por cada Megaparsec) y 2) la densidad actual de cada uno de los componentes del universo con sus ecuaciones de estado, que nos dicen cuánta cantidad de cada componente hay y qué tipo de presión ejercen cada uno de estos componentes (por ejemplo, la materia no-relativista no ejerce presión alguna, pero la radiación sí). Estos parámetros pueden ser medidos a través de diferentes observaciones.
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