telescopios

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1)*  Se denomina telescopio 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 de la astronomía y su perfeccionamiento ha sido seguido de avances en nuestra comprensión del universo .Desde que Galileo lo usó por primera vez en 1609, el ser humano pudo, empezar a conocer la verdadera naturaleza de los objetos astronómicos y nuestra ubicación en el espacio.

* El aparato se concentra en un pequeño campo del paisaje terrestre o estelar, mucho menor que el que abarca la visión humana.

Capta de allí una mayor cantidad de luz que el ojo humano, a través de un “objetivo”, un dispositivo, que puede ser un lente o un espejo, capaz de concentrar los rayos luminosos en un plano focal, de la misma forma como la córnea y el cristalino del ojo proyectan la imagen que vemos en la retina del ojo. De esta forma permite que recibamos desde esa zona visual más luz, o fotones, que las que permite nuestra pupila.

El telescopio actúa como una pupila artificial capaz de recoger mucha más luz que nuestra pupila natural.

2) Tipos de Telescopios

Reflector

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 2 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 incinado 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.

3)Oculares

El ocular es la parte del telescopio que transforma los rayos

de luz concentrados, en imágenes visibles para el ojo

humano. Los oculares, son sistemas ópticos de varias lentes

que permiten además modificar el aumento.

A mayor longitud focal del ocular, menor aumento

se conseguirá y viceversa

El buscador

El buscador es básicamente una mira que permite ubicar rápidamente los objetos a

observar a través del telescopio, para después comenzar el proceso de enfoque en el

ocular.

el fin de este artefacto es la ubicación

Para alinear correctamente el buscador, deben aflojarse los tornillos que

lo sujetan al tubo del telescopio y basta con enfocar con el ocular un objeto

y después encontrarlo con el buscador.

4)*La aberración esférica es un defecto de los espejos y las lentes en el que los rayos de luz que inciden paralelamente al eje óptico, aunque a cierta distancia de éste, son llevados a un foco diferente que los rayos próximos al mismo; La aberración esférica es una aberración de tipo monocromático de tercer orden que afecta de manera diferente a cada longitud de onda.

*En la práctica la aberración cromática longitudinal se entiende como el efecto que se produce de los bordes coloreados alrededor de un objeto visto a través de una lente, causado porque la lente no desvía todos los colores al mismo foco.

La aberración cromática lateral (SMC, sistema multicapa) genera una mayor proporción de blanco en la imagen. Sucede generalmente al no utilizar parasol.

5)El “objetivo”, ya sea lente o espejo, cumple la función de captar la luz que trae la imagen, actuando como una especie de receptáculo de fotones, mientras mayor sea su diámetro mayor será su capacidad receptora.

Para observar la imagen del telescopio necesitamos de una lupa llamada “ocular”, capaz de reenfocar la imagen del plano focal hacia nuestro ojo. Lo que veremos va a depender de la distancia focal del ocular, que va a determinar cuanto de la imagen vemos, lo que está determinado por la distancia entre éste y el plano focal, es decir su "distancia focal" propia

6)Aumentos

Para Calcular los aumentos que tiene nuestro telescopio es muy fácil, solo usa la siguiente formula.

            Aumentos = Distancia Focal / Medida ocular

Por ejemplo si usamos un celestron con 1000mm de distancia focal y un ocular de 20mm.

Aumentos= 1000mm / 20mm  = 50X

Lo que nos daría  50 aumentos, pero si cambiamos a un ocular 10mm serian 100 aumentos.

Es decir los aumentos los podemos cambiar cambiando de ocular

7) Un dato importante de los sistemas ópticos empleados en los telescopios es la razón focal., se trata de la relación que existe entre la distancia focal y la abertura del sistema óptico es decir:  razón focal = distancia focal

         abertura del sistema óptico

Para una misma distancia focal se pueden tener varias razones focales modificando la abertura., esto se logra colocando diafragmas que disminuyan la abertura. Cuando menor es la razón focal mayor es el brillo de la imagen

8)  Poder resolvente: El poder resolvente de un telescopio puede ser definido como la capacidad de un telescopio para separar objetos que subtienen ángulos muy pequeños con respecto al observador

9)MONTAJE DEL TELESCOPIO

Podrá montar su telescopio sin dificultad si sigue paso a paso las instrucciones que

damos a continuación.

ƒ Saque las patas del trípode (14) de la caja. Afloje los tornillos de mariposa (16) y

extienda las secciones interiores hasta que la altura de las patas sea idéntica.

Fíjelas y apriete los tornillos.

ƒ La montura se fija al trípode por una serie de tres largos tornillos pero asegúrese

de que queda una arandela a cada lado y que los pasadores se colocan todos en

la misma dirección (de izquierda a derecha o de derecha a izquierda). Coloque el

trípode de pie (con la montura ya unida).

ƒ Saque de la caja la bandeja de accesorios (13) y los pequeños tornillos y tuercas

que permiten fijarla sobre sus soportes (15). Esta bandeja sirve además para

sujetar las patas del trípode.

ƒ Coloque el tubo principal del telescopio en el seno de la montura asegurándose

de que la posición del tubo del telescopio en relación con la curvatura de la

montura es la misma que se muestra en la ilustración. Coloque la barra para

ajuste de altitud a través de la abrazadera en su posición. Afloje los tornillos del

lateral del tubo del telescopio y coloque en este lugar la barra (12). Apriete

firmemente los tornillos de la montura hasta que el telescopio quede firmemente

sujeto. Ahora monte el tornillo de cierre del ajuste de precisión de altitud. No

apriete el tomillo de bloqueo.

ƒ Saque de la caja el buscador (6). Este instrumento es para localizar rápidamente

un objeto. Su uso se explica mas adelante. Atorníllelo al tubo del telescopio de

forma que el buscador quede en la misma dirección que el tubo principal del

telescopio tal como se muestra en la ilustración.

10)Un telescopio reflector es un telescopio óptico que utiliza espejos en lugar de lentes para enfocar la luz y formar imágenes. No se sabe con certeza cuál fue el primer telescopio reflector, pero la idea de la utilización de espejos cóncavos y convexos colocados en ángulos indicados para observar grandes regiones a grandes distancias, se le atribuye a Leonard Digges en su libro Pantometría

telescopio refractor: El funcionamiento de este telescopio, se basa en la refracción de la luz emitida por el objeto. El haz luminoso, al atravesar la lente altera su trayectoria  y provoca una imagen aumentada del objeto observado.

capta imágenes de objetos lejanos utilizando un sistema de lentes convergentes en los que la luz se refracta.

Esto permite mostrar los objetos lejanos mayores y más brillantes.

11)

Para la observación e investigación de los astros se utilizan muchas técnicas diferentes y, por lo tanto, podemos también dividir la astronomía según el método o la técnica utilizada en dicha investigación: la astronomía visual es la más antigua de todas, ya que se realiza directamente o con telescopios; la astronomía fotográfica complementa a la anterior mediante información plasmada en fotografías del cielo; la astronomía espectroscópica utiliza el análisis espectral de los astros (cada elemento tiene su espectro característico) para obtener la composición química de éstos; la radioastronomía estudia las ondas de radio emitidas por los cuerpos celestes; la fotometría estelar se encarga de medir la intensidad luminosa de los diferentes cuerpos de esta naturaleza, principalmente estrellas; la astronomía geodésica, topográfica o náutica son otros tipos menos importantes.

12)Fenómenos atmosféricos a tener en cuenta en una observación astronómica

Al contemplar el cielo podemos distinguir por un lado el cielo diurno y por otro el cielo nocturno; de los dos el más llamativo es el nocturno, puesto que en el diurno, además del Sol, sólo aparece la Luna y algún otro fenómeno astronómico como Venus y los meteo­ros. El cielo nocturno resulta fascinante, las óptimas condiciones para observarlo se consiguen en lugares elevados por encima de los 2.000 metros de altura sobre el nivel del mar, y lejos, de toda iluminación artificial.

Dispersión

La moléculas del aire de la atmósfera terrestre dispersan la luz de los astros; el índice de refracción del aire es mayor para la luz verde que para la luz roja, y mayor aún para la luz violeta.

Por otra parte, la luz dispersada de un rayo solar puede llegar a nosotros sólo si es dispersada nuevamente por las moléculas de aire en otras partes del cielo; De esta manera se explica que el cielo lejos del Sol resulte progresivamente más azul que en sus cercanías. La luz de las estrellas rojas se refracta menos que la luz de las estrellas blancas, de modo que estas últimas son afectadas un poco más por la refracción que las estrellas rojas próximas a ellas. La luz no sólo es dispersada por las moléculas de aire, sino también por las partículas del espacio interestelar; las estrellas distantes, “vistas a través de sucesivas capas de polvo interestelar, apare­cen en una observación astronómica mucho más enrojecidas que el Sol durante su ocaso.

El color del cielo

Esto es el resultado de la interacción de la luz solar con la atmósfera de la Tierra. Cuando la luz solar pasa a través de un prisma, ésta se descompone en los colores del arco iris. Se observa entonces, que el azul es el que más se refracta de la dirección de donde proviene el rayo. La atmósfera terrestre actúa como una prisma; las moléculas del aire refractan la radiación en forma repetida, y en consecuencia los rayos azules se distribuyen en todo el cielo, en lugar de provenir del Sol. Por esta razón el cielo toma el color azul.

En el espacio, fuera de la Tierra, donde no hay atmósfera y existe él vacío, los rayos solares no se dispersan. Por lo tanto éstos siguen una línea recta, y como resultado de ello el cielo aparece negro. Sin embargo, un observador en una nave espacial sobre Marte vería el cielo de color rojo, ya que la luz solar que llega a Marte es reflejada por una alta concentra­ción de partículas de polvo que contienen una gran proporción de óxido de hierro de color rojo, que es el principal constituyente del suelo marciano. Si la atmósfera marciana no tuviera polvo, el cielo aparecería azul, pero mucho más oscuro que el de la Tierra, ya que la atmósfera marciana es mucho más tenue que la terrestre, y en consecuencia dispersaría mucho menos la luz solar.

Centelleo En excelentes condiciones de observación lo primero que se distingue es el titilar de las estrellas o centelleo; el fenómeno consiste en una variación muy rápida del brillo de las estrellas: éste a veces aumenta, e instantes después disminuye. La causa fundamental del titilar de los cuerpos celestes es que la luz, al atravesar el medio gaseoso atmosférico, se concentra en ciertos lugares y se dispersa en otros (por refracción). Cuando se mira a simple vista una estrella y esa “ondulación’ del aire afecta la observación, la estrella aparece a nuestros ojos alternativamente brillante y débil; se dice, entonces, que la estrella titila o centellea. Otra de las causas del centelleo es el fenómeno óptico de interferencia.Los haces de luz que provienen de una estrella , llegan a! ojo por caminos algo diferentes y se encuentran en condicio­nes de interferencia. Se puede ver claramente que el efecto del centelleo aumenta con la velocidad del viento, y es menor cuando las condiciones atmosféricas son más calmas. Cuando una estrella centellea intensamente, se la ve en el telescopio “bai­lando” a uno y otro lado. Cuando la perturbación es muy fuerte la imagen de la estrella se deshace en una mancha de luz mal definida que llega a alcanzar algunos segundos de arco de diámetro. Cuanto más aumento tiene el telescopio, más pro­nunciado es este último efecto. 13)Un radiotelescopio capta ondas de radio emitidas por fuentes de radio, generalmente a través de una gran antena parabólica (plato), o un conjunto de ellas, a diferencia de un telescopio ordinario, que produce imágenes en luz visible.Es un instrumento que sirve como receptor de las ondas de radio provenientes del espacio.El radiotelescopio es un dispositivo utilizado para captar ondas de radio provenientes de cuerpos celestes. Muchos de estos cuerpos (como púlsars y galaxias activas) emiten radiaciones de radiofrecuencia. Dichas radiaciones son más detectables en la región de radio del espectro electromagnético que en la región de la luz visible (captada por los telescopios ópticos convencionales). ¿Cómo funciona un radiotelescopio? Los principios básicos de funcionamiento de un radiotelescopio son muy similares a los de los telescopios ópticos reflectores. Los tipos más comunes de radiotelescopios están compuestos por un gran plato que actúa de reflector de las ondas de radio, focalizándolas en un punto que contiene los detectores de radiofrecuencias. El propósito de un radiotelescopio es el de detectar y estudiar fuentes de radio celestes. En general, el radiotelescopio ideal debe ser capaz de proporcionar la información más completa y precisa de los parámetros de una fuente de radio como son: La posición de la fuente en el cielo La potencia total de flujo de la fuente y en el caso de que esta fuente tenga una extensión angular apreciable, la manera en que este flujo de potencia por ángulo sólido (brillantes)está distribuida. La polarización y en caso de que la fuente sea extensa, la manera en la cual ésta varía con la posición. La modulación de la señal La dependencia del flujo de potencia en función de la frecuencia, esto es, el espectro. La variación de la posición, flujo de potencia, polarización y modulación con el tiempo, el cual puede ser debido al movimiento y variabilidad en la potencia de la fuente. 14) galileo cuando se entera de la existencia de este instrumento decide inventar uno, pero para hacerlo tuvo que razonar de q estaba compuesto, es decir cuantos vidrios necesita, para el aumento (convexa) de la imagen y la disminución (convaca). y así pudo crear un telescopio probando hasta que lo logró.

                  

trabajo colaborativo 3

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1) Anaximandro (570 a.c.)

Afirma que la tierra es cilíndrica, tres veces más ancha que profunda y únicamente con la parte superior habitada; esta Tierra está aislada en el espacio. El cielo es una esfera en el centro de la cual se sostiene, sin soportes, nuestro cilindro. Los astros pertenecen a ruedas tubulares opacas que contienen fuego y en las cuales, en ciertos puntos, un agujero deja ver ese fuego. Esas ruedas giran alrededor del cilindro terrestre: Primera noción del círculo en cosmología. Los eclipses y las fases de la Luna resultan de la obturación de sus respectivos agujeros. Además, las estrellas estaban más cerca de la Luna y el Sol.

Anaxágoras (450 a.c.)

Dice que los planetas y la Luna son cuerpos sólidos como la Tierra, lanzados al espacio como proyectiles; da la teoría exacta de los eclipses de Luna por inmersión en la sombra de la Tierra: primera teoría de un fenómeno astronómico por una relación entre los astros.

Filolao (410a.c.)

Dice que el centro del mundo está ocupado por un cierto “fuego”; el Sol gira en un año en torno a ese fuego central en una órbita más lejana. Alrededor del fuego, rota un planeta desconocido: la “Anti-Tierra”, luego viene la Tierra, describiendo un circulo alrededor del fuego en 24 horas, pero volviendo siempre la misma cara al exterior. Más lejos coloca a la Luna, al Sol y luego a los planetas en el siguiente orden: Venus, Mercurio, Marte, Júpiter y Saturno.

2)1) El geocéntrico, que sitúa a la Tierra en sistema, complicando la mecánica celeste.

2) El heliocéntrico, que usa al Sol como centro del sistema, que es el más aceptado (sino correcto).

3)Su aportación fundamental fue su modelo del Universo: creía que la Tierra estaba inmóvil y ocupaba el centro del Universo, y que el Sol, la Luna, los planetas y las estrellas, giraban a su alrededor. A pesar de ello, mediante el modelo del epiciclo-deferente, cuya invención se atribuye a Apolonio, trató de resolver geométricamente los dos grandes problemas del movimiento planetario:

a.- La retrogradación de los planetas y su aumento de brillo, mientras retrogradan.

b.- La distinta duración de las revoluciones siderales.

4)“Los rizos que los planetas trazan en el cielo terrestre”, explicación mediante la teoría de los epiciclos.

 Mediante la teoría de los epiciclos se deducía que el “rizo” mediante la combinación de los movimientos de las dos esferas interiores de las cuatro que poseía cada planeta.

5) Las ideas principales de su teoría son:

• Los movimientos celestes son uniformes, eternos, y circulares o compuestos de diversos ciclos (epiciclos).

• El centro del universo se encuentra cerca del Sol.

• Orbitando el Sol, en orden, se encuentran Mercurio, Venus, la Tierra y la Luna, Marte, Júpiter, Saturno.

• Las estrellas son objetos distantes que permanecen fijos y por lo tanto no orbitan alrededor del Sol.

• La Tierra tiene tres movimientos: la rotación diaria, la revolución anual, y la inclinación anual de su eje.

• El movimiento retrógrado de los planetas es explicado por el movimiento de la Tierra.

• La distancia de la Tierra al Sol es pequeña comparada con la distancia a las estrellas.

Sin embargo, aún mantenía algunos principios de la antigua cosmología, como la idea de las esferas dentro de las cuales se encontraban los planetas y la esfera exterior donde estaban inmóviles las estrellas.

6)En aquella época resultó difícil que los científicos lo aceptaran, ya que suponía una auténtica revolución. En una epístola fechada de noviembre de 1536, el arzobispo de Capua, Nikolaus Cardinal von Schönberg, pidió a Copérnico comunicar más ampliamente sus ideas y solicitó una copia para sí. Algunos han sugerido que esta carta pudo haber hecho a Copérnico sospechoso al publicar, mientras que otros han sugerido que esto indicaba el deseo de la Iglesia de asegurarse que sus ideas fueran publicadas. A pesar de la presión ejercida por parte de diversos grupos, Copérnico retrasó la publicación de su libro, tal vez por miedo al criticismo. Algunos historiadores consideran que de ser así, estaba más preocupado por el impacto en el mundo científico que en el religioso.

7)Esquema de Brahe y comparación con el de Copérnico y Ptolomeo.

• Sistema de Brahe.

El sistema del Universo que presenta Tycho es una transición entre la teoría geocéntrica de Ptolomeo y la teoría heliocéntrica de Copérnico.

Brahe estaba convencido que la Tierra permanecía estática en relación al Universo porque, si así no fuera, debería poder apreciarse los movimientos aparentes de las estrellas. Sin embargo, aunque tal efecto existe realmente y se denomina paralaje, la razón por la cual no lo comprobó es que no puede ser detectado con observaciones visuales directas. Las estrellas están mucho más lejos de lo que se pensaba razonable en la época de Tycho Brahe

La teoría de Tycho Brahe es parcialmente correcta. Habitualmente se considera a la tierra girando alrededor del sol porque se toma como punto de referencia a éste último. Pero si se considera la tierra como referencia, el sol gira en torno a la tierra, así como la luna. No obstante Tycho Brahe pensaba que la órbita de los mismos era circular, cuando en realidad son elipses. La forma de la órbitas fue propuesta por Kepler en su primera ley, basándose en las observaciones de Tycho Brahe.Según dicho sistema, la Tierra se encuentra situada en el centro del Universo y el sol, la luna y los planetas giran en torno a ella arrastrados por una gran esfera llamada "primum movile", mientras que la Tierra es esférica y estacionaria. Las estrellas están situadas en posiciones fijas sobre la superficie de dicha esfera. También, y según la teoría de Ptolomeo, el Sol, la Luna y los planetas están dotados además de movimientos propios adicionales que se suman al del primun movile.

8) consideramos que no solo hay que quedarse con los experimentos que se hacen, sino que también hay que tener en cuenta las demás cosas como, la teoría, la verificación y poder sacar nuestras propias conclusiones a partir de lo observado. tiene que haber una unión entre lo que se intuye y lo que se observa.

9)Principales aportes de Tycho Brahe a la astronomía de su época y la influencia de su trabajo en el de Kepler.Hizo que se construyera Uraniborg, un palacio que se convertiría en el primer instituto de investigación astronómica. Los instrumentos diseñados por Brahe anteriores al telescopio, le permitieron medir las posiciones de las estrellas y los planetas con una precisión muy superior a la de la época.Atraído por la fama de Brahe, Johannes Kepler aceptó una invitación que le hizo para trabajar junto a él en Praga. Tycho pensaba que el progreso en astronomía no podía conseguirse por la observación ocasional e investigaciones puntuales sino que se necesitaban medidas sistemáticas, noche tras noche, utilizando los instrumentos más precisos posibles.Tras la muerte de Brahe las medidas sobre la posición de los planetas pasaron a posesión de Kepler, y las medidas del movimiento de Marte, en particular de su movimiento retrógrado, fueron esenciales para que pudiera formular las tres leyes que rigen el movimiento de los planetas.

10)Las leyes de Kepler fueron enunciadas por Johannes Kepler para describir matemáticamente el movimiento de los planetas en sus órbitas alrededor del Sol.

Los planetas tienen movimientos elípticos alrededor del Sol, estando éste situado en uno de los focos de la elipse.

Pasó a comprobar la velocidad del planeta a través de las órbitas llegando a la segunda ley.

Cómo la dinámica del movimiento circular uniforme y la tercera ley de Kepler aplicadas al movimiento de la Luna condujeron a Newton a formular la ley de la Gravitación Universal, fuerza inversamente proporcional al cuadrado de la distancias, y a identificar como de la misma naturaleza las causas del movimiento de la Luna en torno a la Tierra y de la caída de los cuerpos en su superficie.

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

11)La importancia para el estudio de los astros el telescopio de Galileo fue que: el Sol, considerado hasta entonces símbolo de perfección, tenía manchas. La Luna tenía una superficie irregular con valles y montañas.Pero sus observaciones más trascendentales fueron las que realizó de Júpiter. Demostró que este planeta estaba rodeado de lunas y era similar a un mini-sistema solar, lo que constituyó un poderoso argumento en favor del universo copernicano.

- Principales pruebas y observaciones de Galileo para verificar la teoría heliocéntrica.

• Montañas en la Luna. Fue el primer descubrimiento de Galileo con ayuda del telescopio, publicado en el Sidereus Nuncius en 1609.

• Nuevas estrellas. Fue el segundo descubrimiento de Galileo, también publicado en el Sidereus Nuncius. Observó que el número de estrellas visibles con el telescopio se duplicaba. Además, no aumentaban de tamaño, cosa que sí ocurría con los planetas, el Sol y la Luna. Esta imposibilidad de aumentar el tamaño era una prueba de la hipótesis de Copérnico de la existencia de un enorme hueco entre Saturno y las estrellas fijas. de ser cierta la teoría copernicana, debería observarse la diferencia de posiciones de las estrellas dependiendo de lugar de la Tierra en su órbita. debido a la enorme lejanía de las mismas no era posible apreciar dicha paralaje.

• Satélites de Júpiter. Probablemente el descubrimiento más famoso de Galileo. Lo realizó el 7 de enero de 1610.Cristóbal Clavio, astrónomo del Colegio Romano de los jesuitas, afirmó: “Todo el sistema de los cielos ha quedado destruido y debe arreglarse”. Era una importante prueba de que no todos los cuerpos celestes giraban en torno a La Tierra, pues ahí había cuatro planetas que lo hacían en torno a Júpiter.

• Manchas solares. Otro descubrimiento que refutaba la perfección de los cielos fue la observación de manchas en el Sol que tuvo lugar a finales de 1610 en Roma. El jesuita Christoph Scheiner, se atribuye su descubrimiento e inicia una agria polémica argumentando que son planetoides que están entre el Sol y la Tierra. Galileo demuestra, con la ayuda de la teoría matemática de los versenos que están en la superficie del Sol. Además, hace otro importante descubrimiento al mostrar que el Sol está en rotación, lo que sugiere que también la Tierra podría estarlo.

• Las fases de Venus. Esta prueba es un magnífico ejemplo de aplicación del método científico, que Galileo usó por primera vez. La observación la hizo en 1610, aunque demoró su publicación. Observó las fases, junto a una variación de tamaño, que son sólo compatibles con el hecho de que Venus gire alrededor del Sol, ya que presenta su menor tamaño cuando se encuentra en fase llena y el mayor, cuando se encuentra en la nueva; es decir, cuando está entre el Sol y la Tierra. A los jesuitas del Colegio Romano sólo les quedaba la opción de aceptar el sistema copernicano o buscar otra alternativa, lo que hicieron refugiándose en el sistema de Tycho Brahe, dándole una aceptación que hasta entonces nunca había tenido.

• Argumento de las mareas. Presentada en la cuarta jornada del diálogo sobre los dos sistemas del mundo. Es un argumento de Galileo,, es el único de los que presenta que estaba equivocado. Según galileo, el movimiento rotatorio de la Tierra, al moverse en su traslación alrededor del Sol hace que los puntos situados en la superficie Tierra sufran aceleraciones y deceleraciones cada 12 horas, que serían las causantes de las mares. el argumento es correcto, y esta fuerza existe en realidad, si bien su intensidad es muchísimo menor que la que Galileo calcula, y no es la causa de las mareas. El error proviene del desconocimiento de datos importantes como la distancia al Sol y la velocidad de la Tierra. Galileo desacreditó completamente la teoría del origen lunar de estas fuerzas por falta de explicación de su naturaleza, y del problema de explicación de la marea alta cuando la Luna está en sentido contrario, pues alega que la fuerza sería atractiva y repulsiva a la vez. Sería necesario esperar hasta Newton para resolver este problema Pero, aún equivocada, la tesis de Galileo presentaba menos problemas y era más plausible en su explicación de las mareas.

• Manchas solares (Segunda prueba). Nuevamente, el diálogo sobre los sistemas del mundo, Galileo retoma el argumento de las manchas solares, convirtiéndolo en un poderoso argumento contra el sistema de Tycho Brahe, el único refugio que quedaba a los geocentristas. Galileo presenta la observación de que el eje de rotación del Sol está inclinado, lo que hace que la rotación de las manchas solares presente una variación estacional. Si bien los movimientos de las manchas se pueden atribuir al Sol o a la Tierra, resulta que no es así físicamente, pues es necesario tener en cuenta las fuerzas que los producen. Si es la Tierra la que se mueve, Galileo indica que basta una explicación con movimientos inerciales: la Tierra en traslación, y el Sol en rotación. Por el contrario, si sólo se mueve el Sol, es necesario que éste esté realizando dos movimientos distintos a la vez, en torno también a dos ejes distintos.

12) El trabajo de Newton resulta sumamente útil a la hora analizar tanto los fenómenos terrestres como celestes, ya que con la ley de gravitación universal, se brinda una explicación clara sobre la atracción entre dos objetos, los cuales se encuentran a una distancia que puede ser menor o mayor. Esta ley se aplica para los fenómenos celestes y terrestre ya que explica que los objetos estén en órbita, y con respecto a la tierra explica que las personas seamos atraídas hacia el

centro de esta.

13)Neptuno fue descubierto probablemente 1846, pero no de la misma manera que los demás planetas del sistema solar

Neptuno es el octavo planeta en nuestro sistema solar

los romanos antiguos le dieron al dios griego de los mares y los terremotos, Poseidón. El era el hermano de Júpiter (Zeus) y de Plutón (Hades). Después de la derrota de su padre Saturno (Cronos), los tres hermanos dividieron al mundo en tres partes para ser gobernadas por ellos. Júpiter tomó el cielo, Neptuno el mar y Plutón el inframundo.Neptuno es un planeta dinámico, con manchas, forma parte de los denominados planetas exteriores o gigantes gaseosos.

Galileo muestra  que Neptuno fue observado por primera vez el 28 de diciembre de 1612, y nuevamente el 27 de enero de 1613; En ambas ocasiones, Galileo confundió Neptuno con una estrella cercana a Júpiter en el cielo nocturno. En 1843, John Couch Adams calculó la órbita de un octavo planeta en función de las anomalías observadas en la órbita de Urano.Urbain Le Verrier, el matemático codescubridor de Neptuno, en 1846.Neptuno fue descubierto en 1846.

A pesar de que en la época que se descubrió neptuno no había grandes avances que facilitaran el estudio del espacio, los astrónomos se las ingeniaron, para descubrirlo, demostrándonos que nuestro universo esta lleno de sorpresas.

también se produjo un conflicto entre británicos y franceses por ver quien se quedaba con el crédito del descubrimiento y eso demuestra que no se satisfacen con el hecho de haber descubierto algo nuevo, sino que se interesan  por ellos mismos.