Categoría: ciencia

Una vez que las primeras células aparecieron en la Tierra, se volvieron más complejas y dieron origen al grupo de organismos que conocemos como bacterias, que evolucionaron hacia formas más complejas, formando un núcleo dentro de sus células u ocupando ambientes extremos.

Todos los ancestros comunes de estos grupos ya no existen en la actualidad, pero algunos de ellos pueden reconocerse como fósiles. En Australia se han descubierto rocas que datan de unos 3550 millones de años y que contienen fósiles de bacterias fotosintéticas de color verde azulado que forman capas superpuestas llamadas estromatolitos.

Hasta el momento, son los seres vivos más antiguos que aún habitan el planeta Tierra, pero dada su complejidad emergente,

algunos científicos consideran que estos organismos pueden ser descendientes de otras formas de vida más primitivas.

La evolución de las bacterias hacia formas más complejas generó una explosión de la diversidad biológica, desde las bacterias unicelulares hasta las plantas y los animales. Algunas formas de vida se volvieron muy complejas y daban origen a organismos con una estructura interna compleja, como los animales y las plantas.

El grupo de los animales incluye a los vertebrados, que incluyen a los hombres. En la actualidad, se estima que hay alrededor de 1,8 millones de especies de organismos vivos en la Tierra, pero solo una pequeña parte está representada en los libros de biología.

Esto significa que hay muchas especies que nunca han sido descubiertas y se estima que existen alrededor de 10 millones de especies vivas en la actualidad, pero solo una pequeña parte de ellas ha sido descubierta.

La mayoría de las especies vivas son invertebrados (insectos, gusanos, crustáceos, etc) y solo un pequeño número son vertebrados. La mayoría de las especies conocidas son invertebrados y existen muchas especies invertebradas sin descubrir.

 La diversidad biológica se ha incrementado desde el momento en el que aparecieron las primeras células hasta la actualidad, lo que ha permitido el desarrollo de nuevas formas de vida más complejas.

La evolución se ha desarrollado a través del tiempo hasta llegar a nuestra especie humana. El tiempo transcurrido desde el origen del planeta Tierra hasta nuestros días es muy largo y no se puede medir con precisión.

 La Tierra se formó hace 4500 millones de años y el ser humano apareció hace 200 millones de años.v

Las estrellas iluminaron el cielo, guiando a nuestros ancestros y a cientos de especies durante miles de años. ¿Qué sabes de las estrellas?

Las estrellas son motores de energía cósmica que producen calor, luz, rayos ultravioleta, rayos X y otras formas de radiación. Está compuesto casi en su totalidad por gas y plasma, un estado extremadamente caliente de la materia formado por partículas subatómicas.

Aunque la estrella más famosa, el Sol, existe por sí misma, tres de las cuatro estrellas forman parte de un sistema binario formado por dos estrellas que se orbitan entre sí. Nadie sabe cuántas estrellas hay, pero pueden llegar a un número extraordinario. cual es tu mirada Algunas estrellas siempre se destacan de otras.

Su luminosidad es un factor en la cantidad de energía que irradia, llamada luminosidad, así como su distancia a la Tierra. Las estrellas en el cielo también pueden aparecer en diferentes colores porque sus temperaturas no son las mismas. Las estrellas calientes aparecen de color blanco o azul, mientras que las estrellas más frías aparecen de color rojo o naranja.

Un par de binoculares de 7×50 pueden ser ideales para observar las estrellas. estrella 101 Innumerables estrellas se esparcen por el cielo nocturno. Aprende cómo se forman estas criaturas, cómo se clasifican por brillo y temperatura, y qué sucede cuando mueren. Las estrellas pueden variar en tamaño, desde enanas hasta gigantes. Una supergigante podría tener un radio miles de veces mayor que el Sol. debido a su gran masa, consume mucha energía y es muy brillante;

Por ejemplo, Naus es aproximadamente un millón de veces más luminosa que el Sol, pero su vida es corta porque se queda sin combustible nuclear en unos pocos millones de años y explota en supernovas al final de su vida. Cuando explotan, las supernovas lanzan materia al espacio a velocidades entre 15.000 y 40.000 kilómetros por segundo.

Estas explosiones constituyen la mayor parte de la materia del universo, incluidos elementos como el hierro, que forman nuestro planeta e incluso a nosotros mismos. Ver pagina La fusión crea una presión externa constante que coexiste en equilibrio con la atracción interna de la propia estrella. A medida que la fusión se ralentiza, la presión disminuye y el núcleo de la estrella se condensa, volviéndose más caliente y denso. El hidrógeno es el componente principal de las estrellas. El gas viaja por el espacio en nubes de polvo cósmico llamadas nebulosas.

Con el tiempo, la gravedad hace que las nubes se condensen y colapsen. ciclo de vida de la estrella Las estrellas jóvenes en este período se llaman protoestrellas. A medida que crece, su masa se acumula a partir de las nubes circundantes y se transforma en lo que se conoce como estrellas de secuencia principal. Las estrellas de la secuencia principal, como el Sol, se encuentran en un estado de fusión nuclear, emitiendo energía durante miles de millones de años, mientras convierten el hidrógeno en helio. Las estrellas han evolucionado durante miles de millones de años.

Cuando termina la fase de su secuencia principal, pasa por otros estados de existencia dependiendo de su tamaño y otras características. Cuanto más grande es la estrella, más corta es su vida. A medida que las estrellas se acercan al final de sus ciclos de vida, la mayor parte del hidrógeno se ha convertido en helio. El helio se hunde en el núcleo de la estrella, lo que hace que se caliente y expanda su capa exterior. Estas estrellas masivas y abultadas se llaman gigantes rojas.

La fase de gigante roja es en realidad un precursor de la estrella que pierde sus capas externas y se convierte en un pequeño cuerpo denso conocido como enana blanca. Son los restos de una estrella que genera una estrella cuando se queda sin combustible nuclear y vuelca la mayor parte de esa masa en una nebulosa planetaria.

Los matemáticos antiguos hicieron muchas conjeturas sobre los números perfectos basándose en los cuatro números que ya conocían. Resulta que muchas de estas suposiciones son incorrectas. Una es que como 2, 3, 5 y 7 son exactamente los primeros cuatro primos, se obtendrá el quinto número perfecto para n = 11, el quinto primo. Sin embargo, 211-1 = 2047 = 23 x 89 no es un número primo, por lo que n = 11 no produce un número entero. Otras dos suposiciones incorrectas son:

El quinto número perfecto consta de cinco números, porque los primeros cuatro números son 1, 2, 3 y 4, respectivamente. Los números perfectos terminarán alternativamente en el número 6 y 8. El quinto número perfecto (33.550.336) consta de 8 dígitos, lo que contradice la primera hipótesis. Para el segundo número, el quinto número perfecto termina con el número 6, pero también el sexto (8,589,869.056) termina con el número 6. (no es difícil probar el hecho de que el último número par perfecto expresado en base 10 es siempre 6 o 8 ).

Fue en 1603, Pietro Cataldi descubrió los números perfectos sexto y séptimo, 216 (217 – 1) = 8,589.869,056 y 218 (219 – 1) = 137,438,691,328.1

Es cierto que si 2n – 1 es un número primo, entonces n también debe ser un número primo, pero lo contrario no es necesariamente cierto. Hoy en día, los números primos producidos por la fórmula 2n – 1 se denominan números primos de Mersenne, que llevan el nombre del monje del siglo XVII Maren Mersenne, que estudió teoría de números y números perfectos.

Más tarde, Leonhard Euler demostró en el siglo XVIII que todos los números pares perfectos se derivan de la fórmula encontrada por Euclides.

Se desconoce la existencia de números perfectos impares. Sin embargo, hay un resultado parcial al respecto. Si hay un número impar perfecto, debe ser mayor que 10300 y debe tener al menos 8 factores primos distintos (y al menos 11 si no es divisible por 3). Uno de estos factores debe ser mayor a 107, dos de ellos deben ser mayores a 10,000 y tres de ellos deben ser mayores a 100.

Comienza con la contribución matemática de Johannes Kepler, quien formuló los resultados de sus tres leyes del movimiento planetario. Anteriormente se sugirió que las órbitas de los planetas del sistema solar son elípticas y no circulares o circulares como se pensaba anteriormente, y que el sol no está en el centro de sus órbitas sino en uno de sus centros. Segundo, la velocidad orbital de cada planeta no es constante como también se cree, sino que la velocidad del planeta depende de la distancia entre el planeta y el sol.

Sol Para cada planeta,

la distancia entre el planeta y el cubo del Sol, en unidades astronómicas, se mide en intervalos de planeta al cuadrado y se mide en años terrestres. Isaac Newton demostró que las leyes de Johannes Kepler se derivan de su teoría de la gravedad y que las trayectorias de los cuerpos que responden a la gravedad son generalmente secciones cónicas. Hay varias formas de explicar cómo funcionan los orbitales.

• Cuando un objeto tiene un movimiento oblicuo, cae hacia un objeto que gira a su alrededor. Sin embargo, se mueve tan rápido que la curvatura del objeto orbital siempre irá hacia abajo. • Una fuerza, como la gravedad, que jala un objeto en una curva mientras trata de mantener un vuelo recto. • Cuando un objeto cae, el objeto se mueve con suficiente velocidad horizontal para evitar girar a su alrededor. Diagrama del cañón de Newton. Un ejemplo comúnmente utilizado para ilustrar una órbita alrededor de un planeta es Newton George. Imagina un cañón en una montaña disparando balas de cañón horizontalmente. La montaña debe ser muy alta para evitar la atmósfera terrestre e ignorar los efectos del rozamiento sobre la bala de cañón. Si el cañón dispara una bala con una velocidad inicial baja, la trayectoria de la bala se doblará y golpeará el suelo.
La teoría clásica de Newton

Para un sistema de solo dos cuerpos sujetos únicamente a la gravedad, sus órbitas se pueden calcular utilizando las leyes del movimiento y la gravedad general de Newton: la suma de las fuerzas es igual a la masa multiplicada por su aceleración; La gravedad es proporcional al producto de la masa e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia. Para realizar los cálculos, es necesario describir el movimiento en un sistema de coordenadas centrado en el centro de gravedad del sistema. Si uno de los dos objetos es mucho más grande que el otro, entonces el centro de gravedad real coincidirá con el centro de gravedad del más pesado, por lo que podemos decir que el objeto más liviano gira alrededor del más pesado.

La teoría de Newton predice que la trayectoria del cuerpo en el problema de dos cuerpos es una sección cónica. La órbita puede ser abierta, si el cuerpo nunca regresa, o cerrada, si lo hace, dependiendo de la energía cinética y potencial total del sistema.

En el caso de una órbita abierta, la velocidad a la que una posición en la órbita es la más pequeña es la velocidad de escape para esa posición; En órbita cerrada siempre es menor.

La órbita abierta es hiperbólica si la velocidad es mayor que la velocidad de escape, o una parábola si la velocidad es exactamente igual a la velocidad de escape. Los cuerpos se encontraron por un momento, luego sus huellas se curvaron una alrededor de la otra en el momento en que se acercaron, luego se separaron para siempre.

Una órbita cerrada tiene la forma de una elipse. En el caso especial en que el objeto giratorio está siempre a la misma distancia del centro, también toma la forma de un círculo. Por otro lado, el punto en el que un objeto está más cerca de la Tierra se denomina perihelio o punto de perihelio cuando gira alrededor de un objeto distinto de la Tierra. Asimismo, el punto en el que se encuentra más alejado de la Tierra se denomina apogeo o apoastron si no gira alrededor de la Tierra. La línea trazada desde el cinturón hacia arriba es la línea raíz: es el eje principal de la elipse.