RESUMEN INTRODUCCIÓN A LAS CIENCIAS

INTRODUCCION A LA CIENCIA - ISAAC ASIMOV

Capitulo 1

¿Qué es la Ciencia?

La curiosidad sobre el medio ambiente fue el precio que se hubo de pagar por la supervivencia.

La capacidad para recibir, almacenar e interpretar los mensajes del mundo externo puede rebasar la pura necesidad.

Una enfermedad sumamente dolorosa: el aburrimiento.

Lo importante es que el ser humano sienta una intensa y dominante curiosidad.

La abrumadora fuerza de la curiosidad, incluso con el dolor como castigo, viene reflejada en los mitos y leyendas. Entre los griegos corría la fábula de Pandora y su caja. Pandora, la primera mujer, había recibido una caja, que tenía prohibido abrir. Naturalmente, se apresuró a abrirla, y entonces vio en ella toda clase de espíritus de la enfermedad, el hambre, el odio y otros obsequios del Maligno, los cuales, al escapar, asolaron el mundo desde entonces. En su definición más simple y pura es «el deseo de conocer».

En el juego intelectual hombre-Naturaleza se dan tres premisas: La primera, recoger las informaciones acerca de alguna faceta de la Naturaleza; la segunda, organizar estas observaciones en un orden preestablecido, tenemos la tercera, que consiste en deducir, de su orden preestablecido de observaciones, algunos principios que las resuman.

Euclides recopiló los teoremas matemáticos conocidos en su tiempo y los dispuso en un orden razonable. Establecer unas verdades tan obvias y aceptables por todos, que no necesitaran su demostración. Tal afirmación fue llamada «axioma».

Hoy la Ciencia no es el producto de los individuos aislados, sino de la «comunidad científica».

CAPITULO 2

Universo

Tamaño Del Universo

Los antiguos griegos, en su estadio mítico, no consideraban ridículo admitir que el cielo descansaba sobre los hombros de Atlas. Atlas tendría que haber sido astronómicamente alto, aunque otro mito sugiere lo contrario. Atlas había sido reclutado por Hércules para que le ayudara a realizar el decimoprimero de sus doce famosos trabajos: ir en busca de las manzanas de oro (¿naranjas?) al Jardín de las Hespérides (¿«el lejano oeste» [España]?). Mientras Hércules ascendió a la cumbre de una montaña y sostuvo el cielo. De esto se deduce que los antiguos griegos admitían con toda naturalidad la idea que el cielo distaba sólo algunos metros de la cima de las montañas.

La primera medición científica de una distancia cósmica fue realizada, hacia el año 240 a. de J.C., por Eratóstenes de Cirene, director de la Biblioteca de Alejandría, por aquel entonces la institución científica más avanzada del mundo, quien apreció el hecho que el 21 de junio, cuando el Sol, al mediodía, se hallaba exactamente en su cenit en la ciudad de Siena (Egipto), no lo estaba también a la misma hora, en Alejandría, unos 750 km al norte de Siena.

Eratóstenes midió el tamaño de la Tierra a partir de su curvatura. Al mediodía del 21 de junio, el sol se halla exactamente en su cenit en Siena, que se encuentra en el Trópico de Cáncer. Pero, en el mismo instante, los rayos solares caen sobre Alejandría, algo más al norte, formando un ángulo de 7,5º con la vertical y, por lo tanto, determina la expansión de sombra. Eratóstenes efectuó sus cálculos al conocer la distancia entre las dos ciudades y la longitud de la sombra en Alejandría.

Eratóstenes concluyó que la explicación debía de residir en que la superficie de la Tierra, al ser redonda, estaba siempre más lejos del Sol en unos puntos que en otros. Tomando por base la longitud de la sombra de Alejandría, el mediodía en el solsticio, la ya avanzada Geometría pudo responder a la pregunta relativa a la magnitud en que la superficie de la Tierra se curvaba en el trayecto de los 750 km entre Siena y Alejandría. A partir de este valor pudo calcularse la circunferencia y el diámetro de la Tierra, suponiendo que ésta tenía una forma esférica, hecho que los astrónomos griegos de entonces aceptaban sin vacilación.

De 12.000 km para el diámetro y unos 40.000 para la circunferencia de la Tierra, otro astrónomo griego, Posidonio de Apamea, repitió la experiencia de Eratóstenes, llegando a la muy distinta conclusión que la Tierra tenía una circunferencia aproximada de 29.000 km.

Finalmente, en 1521-1523, la flota de Magallanes circunnavegó por primera vez la Tierra, lo cual permitió restablecer el valor correcto, calculado por Eratóstenes.

Basándose en el diámetro de la Tierra, Hiparco de Nicea, aproximadamente 150 años a. de J.C., calculó la distancia Tierra-Luna. Utilizó un método sugerido un siglo antes por Aristarco de Samos. Aristarco descubrió que la curva de la sombra de la Tierra al cruzar por delante de la Luna indicaba los tamaños relativos de la Tierra y la Luna. A partir de esto, los métodos geométricos ofrecían una forma para calcular la distancia a que se hallaba la Luna, en función del diámetro de la Tierra. Hiparco, repitiendo este trabajo, calculó que la distancia de la Luna a la Tierra era 30 veces el diámetro de ésta. Tomando la cifra de Erastóstenes, o sea, 12.000 km, para el diámetro de la Tierra, esto significa que la Luna debía de hallarse a unos 384.000 km de la Tierra.

Un método que permite calcular las distancias cósmicas implica el uso del paralaje. Es fácil ilustrar lo que significa este término.

La distancia conocida entre los dos observatorios, una línea recta a través de la Tierra- permite calcular los kilómetros que nos separan de la Luna. Por supuesto que podemos aumentar la línea base haciendo observaciones en puntos totalmente opuestos de la Tierra; en este caso, la longitud de la línea base es de unos 12.000 km. El ángulo resultante de paralaje, dividido por 2, se denomina «paralaje egocéntrico».

El desplazamiento en la posición de un cuerpo celeste se mide en grados o subunidades de grado, minutos o segundos.

Con ayuda de la Trigonometría, Claudio Ptolomeo fue capaz de medir la distancia que separa a la Tierra de la Luna a partir de su paralaje, y su resultado concuerda con el valor obtenido previamente por Hiparco. Dedujo que el paralaje geocéntrico de la Luna es de 57 minutos de arco.

La medición de ángulos de paralaje pequeños fue posible gracias a la invención del telescopio, que Galileo fue el primero en construir y que apuntó hacia el cielo en 1673.

En 1931 se elaboró un vasto proyecto internacional cuyo objeto era el de obtener el paralaje de un pequeño planetoide llamado Eros, que en aquel tiempo estaba más próximo a la Tierra que cualquier otro cuerpo celeste, salvo la Luna.

En 1830, el astrónomo alemán Friedrich Wilhelm Bessel empleó un aparato recientemente inventado, al que se dio el nombre de «heliómetro» («medidor del Sol») por haber sido ideado para medir con gran precisión el diámetro del Sol. Por supuesto que podía utilizarse también para medir otras distancias en el firmamento, y Bessel lo empleó para calcular la distancia entre dos estrellas. Debido a que las distancias en billones de kilómetros son inadecuadas para trabajar con ellas, los astrónomos redujeron las cifras, expresando las distancias en términos de la velocidad de la luz (300.000 km/seg). En un año, la luz recorre más de 9 billones de kilómetros. Por tanto esta distancia se denomina «año luz».

En 1609 , el telescopio de Galileo reveló que la vía láctea, ésta banda nebulosa, estaba formada por miríadas de estrellas, tan numerosas como los granos de polvo en el talco.

En 1785, Herschel sugirió que las estrellas se hallaban dispuestas de forma lenticular en el firmamento, dedujo de ello que los cuerpos celestes formaban un sistema achatado, con el eje longitudinal en dirección a la Vía Láctea.

A partir de 1906, el astrónomo holandés Jacobo Cornelio Kapteyn decidió que las dimensiones de la Galaxia eran de 2.000 años luz por 6.000. Así, el modelo de Kapteyn de la Galaxia era 4 veces más ancho y 5 veces más denso que el de Herschel. Hacia 1900 la situación respecto a las distancias estelares era la misma que, respecto a las planetarias, en 1700.

En 1913, el astrónomo danés Ejnar Hertzsprung comprobó que una cefeida de magnitud absoluta, 2.3 tenía un periodo de 6.6 días. A partir de este dato, y utilizando la curva de luminosidad-período de Miss Leavitt, pudo determinarse la magnitud absoluta de cualquier cefeida. (Incidentalmente se puso de manifiesto que las cefeidas solían ser estrellas grandes, brillantes, mucho más luminosas que nuestro Sol, Las variaciones en su brillo probablemente eran el resultado de su titileo.

Nuestro Sistema Solar, en vez de hallarse en el centro de la Galaxia, como habían supuesto Herschel y Kapteyn, estaba situado a considerable distancia de éste, en uno de sus márgenes.

Se puso de manifiesto que el Sol y las estrellas próximas viajan a unos 225 km por segundo respecto al centro de la Galaxia y llevan a cabo una revolución completa en torno a dicho centro en unos 200 millones de años.

Una vez obtenido un valor para la velocidad de rotación, los astrónomos estuvieron en condiciones de calcular la intensidad del campo gravitatorio del centro de la Galaxia, y, por tanto, su masa. El centro de la Galaxia (que encierra la mayor parte de la masa de ésta) resultó tener una masa 100 mil millones de veces mayor que nuestro Sol. Ya que éste es una estrella de masa media, nuestra Galaxia contendría, por tanto, unos 100 a 200 mil millones de estrellas.

En 1924, el astrónomo americano Edwin Powell Hubble dirigió hacia la Nebulosa de Andrómeda el nuevo telescopio de 100 pulgadas instalado en el Monte Wilson,

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