CAMPO DE ESTUDIO E IMPORTANCIA DE LA ATRONOMÍA
*ASTRONOMIA EN EL SIGLO XVIII:

Tras la época de Newton, la astronomía se ramificó en diversas direcciones. Con la ley de la gravitación universal, el viejo problema del movimiento planetario se volvió a estudiar como mecanica celeste. El perfeccionamiento del telescopio permitió la exploración de las superficies de los planetas, el descubrimiento de muchas estrellas débiles y la medición de distancias estelares.

El sistema de medición mas adecuado era el de triangulación o paralaje, que consiste en realizar dos observaciones del mismo objeto en lugares diferentes y a la misma hora. El objeto observado parecera desplazarse con respecto al fondo estrellado de acuerdo a su distancia. Al calcular el angulo de desplazamiento y conociendo la distancia que separa los dos puntos de observación se puede encontrar la distancia al objeto.

La realización del paralaje requirió la utilización de sistemas de medida de tiempo precisas, así como de medición exacta de las distancias geograficas, esto solo se logró cuando las necesidades principalmente navieras llevaron al desarrollo de cronómetros mas exactos y de la ciencia de la cartografía.

En 1718 el astrónomo inglés Edmund Halley (que ya había calculado la órbita elóptica de 'su' cometa, en 1682), descubrió que tres de las estrellas mas brillantes - Sirio, Proción y Arturo - no se hallaban en la posición registrada por los astrónomos griegos. Halley llegó a la conclusión de que las estrellas no se hallaban fijas enel firmamento, sino que se movían de una forma independiente. El movimiento es muy lento y tan imperceptible que, hasta que pudo usarse el telescopio, parecían encontrarse fijas.

En 1785, Herschel sugirió que las estrellas se hallaban dispuestas de forma lenticular en el firmamento. Si contemplamos la Vía Lactea, vemos un enorme número de estrellas; pero cuando miramos el cielo en angulos rectos a esta rueda, divisamos relativamente menor número de ellas. Herschel dedujo de ello que los cuerpos celestes formaban un sistema achatado, con el eje longitudinal en dirección a la Vía Lactea. Hoy sabemos que, dentro de ciertos límites, esta idea es correcta, y llamamos a nuestro sistema estelar Galaxia, otro término utilizado para designar la Vía Lactea (galaxia, en griego, significa «leche»).

Herschel intentó valorar el tamaño de la Galaxia. El recuento de muestras de estrellas en diferentes puntos de la Vía Lactea permitió a Herschel estimar que debían de existir unos 100 millones de estrellas en toda la Galaxia. Y por los valores de su brillo decidió que el diametro de la Galaxia era de unas 850 veces la distancia a la brillante estrella Sirio, mientras que su espesor correspondía a 155 veces aquella distancia.

Por su parte, el matematico y astrónomo francés Joseph Louis Lagrange dirige la comisión para el establecimiento de un nuevo sistema de pesos y medidas, el Sistema métrico decimal). En 1788 publica 'Mecanica analítica', que servira de base para futuras investigaciones astronómicas. Entre susinvestigaciones en astronomía también destacan los calculos de la libración de la Luna y los movimientos de los planetas.

También durante este siglo, Charles Messier publica el valioso catalogo de objetos celestes con aspecto nebuloso que recopiló desde 1758 hasta 1784. Kant atribuye en 1755 la génesis del sistema solar a un proceso mecanico. Lagrange estudia en 1788 el conocido problema de los tres cuerpos y algunos casos especiales con solución. Laplace publica en 1799 su Mecanica Celeste y descubre la invariabilidad del eje mayor de las órbitas planetarias.

*ATRONOMÍA DE LA EDAD CONTEMPORANEA

La astronomía de la edad contemporanea comprende del siglo XVIII hasta nuestro tiempo.durante ese tiempo hubo muchos grandes avances en la astronomía desde nuevas teorías heliocéntricas hasta el descubrimiento de nuevas, galaxias, planetas, estrellas, y hasta métodos de como viajar al mismo espacio. Gracias a estos avances el hombre a podido investigar a mas a fondo el universo incluso se llego a la luna todo esto gracias a los científicos que mencionare acontinuacion y de muchos mas que no apareceran.

*Nicolas Copérnico: Copérnico esta considerado como el fundador de la astronomía moderna, proporcionando las bases que permitieron a Newton culminar la revolución astronómica, al pasar de un cosmos geocéntrico a un universo heliocéntrico y cambiando irreversiblemente la visión del cosmos que había prevalecido hasta entonces.
Así, lo que se conoce como Revolución Copernicana es su formulación de la teoría heliocéntrica,según la cual, la Tierra y los otros planetas giran alrededor del Sol.

*Tycho Brahe: Brahe, al igual que muchos astrónomos de la época, parece haber aceptado los principios de la astrología, creyendo que el movimiento de los planetas influía sobre sucesos terrestres, aunque no los determinaba. Aun así, Brahe expresó su escepticismo sobre la multiplicidad de sistemas astrológicos y prefería un trabajo astronómico asentado en las matematicas. Sin embargo, dos de sus trabajos iniciales, ahora perdidos, versaban sobre la astrología. Tycho también trabajó en la predicción del tiempo, realizó interpretaciones astrológicas de la supernova de 1572 y delcometa de 1577, y escribió cartas astrales para sus patrones, Federico II y Rodolfo II. En la filosofía natural de Tycho Brahe la astrología y la alquimia eran partes fundamentales.

*Galileo Galilei: Galileo comienza por demostrar muchos teoremas sobre el centro de gravedad de ciertos sólidos dentro de Theoremata circa centrum gravitatis solidum y emprende en 1586 la reconstitución de la balanza hidrostatica de Arquímedes o bilancetta. Al mismo tiempo, continúa con sus estudios sobre las oscilaciones del péndulo pesante e inventa el pulsómetro. Este aparato permite ayudar a medir el pulso y suministra una escala de tiempo, que no existía aún en la época. También comienza sus estudios sobre la caída de los cuerpos.
En 1606, Galileo construye su primer termoscopio, primer aparato de la historia que permite comparar de manera objetiva el nivel de calor y de frío. Esemismo año, Galileo y dos de sus amigos caen enfermos el mismo día de una misma enfermedad infecciosa. Sólo sobrevive Galileo, que permanecera lisiado de reumatismo por el resto de sus días.
En los dos años que siguen, el sabio estudia las estructuras de los imanes. Todavía se pueden contemplar sus trabajos en el museo de historia de Florencia.
En mayo de 1609, Galileo recibe de París una carta del francés Jacques Badovere, uno de sus antiguos alumnos, quien le confirma un rumor insistente: la existencia de un telescopio que permite ver los objetos lejanos. Fabricado en Holanda, este telescopio habría permitido ya ver estrellas invisibles a simple vista. Con esta única descripción, Galileo, que ya no da cursos a Cosme II de Médicis, construye su primer telescopio. Al contrario que el telescopio holandés, éste no deforma los objetos y los aumenta 6 veces, o sea el doble que su oponente. También es el único de la época que consigue obtener una imagen derecha gracias a la utilización de una lente divergente en el ocular. Este invento marca un giro en la vida de Galileo.
El 21 de agosto, apenas terminado su segundo telescopio (aumenta ocho o nueve veces), lo presenta al Senado de Venecia. La demostración tiene lugar en la cima del Campanile de la plaza de San Marco. Los espectadores quedan entusiasmados: ante sus ojos, Murano, situado a 2 km y medio, parece estar a 300 m solamente.
Galileo ofrece su instrumento y lega los derechos a la República de Venecia, muy interesada por las aplicaciones militares del objeto. Enrecompensa, es confirmado de por vida en su puesto de Padua y sus emolumentos se duplican. Se libera por fin de las dificultades financieras.
Sin embargo, contrario a sus alegaciones, no dominaba la teoría óptica y los instrumentos fabricados por él son de calidad muy variable. Algunos telescopios son practicamente inutilizables (al menos en observación astronómica). En abril de 1610, en Bolonia, por ejemplo, la demostración del telescopio es desastrosa, como así lo informa Martin Horky en una carta a Kepler.
Galileo reconoció en marzo de 1610 que, entre mas de 60 telescopios que había construido, solamente algunos eran adecuados. Numerosos testimonios, incluido el de Kepler, confirman la mediocridad de los primeros instrumentos.
Durante el otoño, Galileo continuó desarrollando su telescopio. En noviembre, fabrica un instrumento que aumenta veinte veces. Emplea tiempo para volver su telescopio hacia el cielo. Rapidamente, observando las fases de la Luna, descubre que este astro no es perfecto como lo quería la teoría aristotélica. La física aristotélica, que poseía autoridad en esa época, distinguía dos mundos:
* El mundo «sublunar», que comprende la Tierra y todo lo que se encuentra entre la Tierra y la Luna; en este mundo todo es imperfecto y cambiante;
* El mundo «supralunar», que comienza en la Luna y se extiende mas alla. En esta zona, no existen mas que formas geométricas perfectas (esferas) y movimientos regulares inmutables (circulares).
Galileo, por su parte, observó una zona transitoria entrela sombra y la luz, el terminador, que no era para nada regular, lo que por consiguiente invalidaba la teoría aristotélica y afirma la existencia de montañas en la Luna. Galileo incluso estima su altura en 7000 metros, mas que la montaña mas alta conocida en la época. Hay que decir que los medios técnicos de la época no permitían conocer la altitud de las montañas terrestres sin fantasías. Cuando Galileo publica su Sidereus Nuncius piensa que las montañas lunares son mas elevadas que las de la Tierra, si bien en realidad son equivalentes.

El 7 de enero de 1610, Galileo hace un descubrimiento capital: remarca 3 estrellas pequeñas en la periferia de Júpiter. Después de varias noches de observación, descubre que son cuatro y que giran alrededor del planeta. Se trata de los satélites de Júpiter llamados hoy satélites galileanos: Calixto, Europa, Ganimedes. A fin de protegerse de la necesidad y sin duda deseoso de retornar a Florencia, Galileo llamara a estos satélites por algún tiempo los «astros mediciens» I, II, III y IV, en honor de Cosme II de Médicis, su antiguo alumno y gran duque de Toscana. Galileo no ha dudado entre Cósmica sidera y Medicea sidera. El juego de palabras entre cósmica y Cosme es evidentemente voluntario y es sólo después de la primera impresión que retiene la segunda denominación (el nombre actual de estos satélites se debe sin embargo al astrónomo Simon Marius, quien los bautizó de esta manera a sugerencia de Johannes Kepler, si bien durante dos siglos se empleó la nomenclatura de Galileo).El 4 de marzo de 1610, Galileo publica en Florencia sus descubrimientos dentro de El mensajero de las estrellas (Sidereus Nuncius), resultado de sus primeras observaciones estelares.
Para él, Júpiter y sus satélites son un modelo del Sistema Solar. Gracias a ellos, piensa poder demostrar que las órbitas de cristal de Aristóteles no existen y que todos los cuerpos celestes no giran alrededor de la Tierra. Es un golpe muy duro a los aristotélicos. Él corrige también a ciertos copernicanos que pretenden que todos los cuerpos celestes giran alrededor del Sol.
El 10 de abril, muestra estos astros a la corte de Toscana. Es un triunfo. El mismo mes, da tres cursos sobre el tema en Padua. Siempre en abril, Johannes Kepler ofrece su apoyo a Galileo. El astrónomo aleman no confirmara verdaderamente este descubrimiento — pero con entusiasmo — hasta septiembre, gracias a una lente ofrecida por Galileo en persona.
El 25 de julio de 1610, Galileo orienta su telescopio hacia Saturno y descubre su extraña apariencia. Seran necesarios 50 años e instrumentos mas poderosos para que Christiaan Huygenscomprenda la naturaleza de los anillos de Saturno.
El mes siguiente, Galileo encuentra una manera de observar el Sol en el telescopio y descubre las manchas solares. Les da una explicación satisfactoria.
En septiembre de 1610, prosiguiendo con sus observaciones, descubre las fases de Venus. Para él, es una nueva prueba de la verdad del sistema copernicano, pues es facil de interpretar este fenómeno gracias a lahipótesis heliocéntrica, puesto que es mucho mas difícil de hacerlo basandose en la hipótesis geocéntrica.
Fue invitado el 29 de marzo de 1611 por el cardenal Maffeo Barberini (futuro Urbano VIII) a presentar sus descubrimientos al Colegio pontifical de Roma y en la joven Academia de los Linces. Galileo permanecera dentro de la capital pontifical un mes completo, durante el cual recibe todos los honores. La Academia de los Linces le reserva un recibimiento entusiasta y le admite como su sexto miembro. Desde ese momento, el lince de la academia adornara el frontispicio de todas las publicaciones de Galileo.
El 24 de abril de 1611, el Colegio Romano, compuesto de jesuitas de los cuales Christopher Clavius es el miembro mas eminente, confirma al cardenal Belarmino que las observaciones de Galileo son exactas. No obstante, los sabios se guardan bien de confirmar o de denegar las conclusiones hechas por el florentino.

Según Bertrand Russell, el conflicto entre Galileo y la Iglesia Católica fue un conflicto entre el Razonamiento inductivo y el Razonamiento deductivo. La inducción basada en la observación de la realidad, propia del método científico que Galileo usó por primera vez, ofreciendo pruebas experimentales de sus afirmaciones, y publicando los resultados para que pudiesen ser repetidas, frente a la deducción, a partir en última instancia de argumentos basados en la autoridad, bien de filósofos como Aristóteles o de las Sagradas escrituras. Así, en relación a su defensa de la Teoría heliocéntrica, Galileo siempre se basó endatos extraídos de observaciones experimentales que demostraban la validez de sus argumentos. En resumen, y a pesar de que, en ocasiones, se sostiene que Galileo no demostró el movimiento de la Tierra, las pruebas de caracter experimental, publicadas por él mismo de su argumentación son las siguientes:
* Montañas en la Luna. Fue el primer descubrimiento de Galileo con ayuda del telescopio, publicado en el Sidereus Nuncius en 1609. Con él refuta la tesis aristotélica de que los cielos son perfectos, y en particular la Luna una esfera lisa e inmutable. Frente a eso, Galileo presenta numerosos dibujos de sus observaciones, e incluso estimaciones de la altura de montañas, si bien errados por realizar estimaciones incorrectas de la distancia de la Luna.
* 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. Ademas, 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 sobre la existencia de un enorme hueco entre Saturno y las estrellas fijas. Esta prueba refutaba el mejor argumento a favor de la Teoría geocéntrica, que es que, de ser cierta la teoría copernicana, debería observarse la paralaje, o diferencia de posiciones de las estrellas dependiendo de lugar de la Tierra en su órbita. Así, debido a la enorme lejanía de las mismas en relación al tamaño de la órbita no era posibleapreciar dicha paralaje.
* Satélites de [Júpiter]. Probablemente el descubrimiento mas famoso de Galileo. Lo realizó el 7 de enero de 1610, y provocó una conmoción en toda Europa. 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 (en la concepción de planetas que entonces se concebía, que incluía la Luna y el Sol) que lo hacían en torno a Júpiter.
* Manchas solares (primera prueba). 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, si bien demoró su publicación hasta 1612. El jesuitaCristopher Shcneider, bajo el pseudónimo de Padre Apelles, se atribuye su descubrimiento e inicia una agria polémica argumentando que son planetoides que estan entre el Sol y la Tierra. Por el contrario, Galileo demuestra, con la ayuda de la teoría matematica de los versenos que estan en la superficie del Sol. Ademas, hace otro importante descubrimiento al mostrar que el Sol esta 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 hasta El Ensayador, aparecido en 1623, si bien para asegurar su autoría hizo circularun criptograma, anunciandolo de forma cifrada. 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 esta entre el Sol y la Tierra. Esta prueba refuta completamente el sistema de Ptolomeo, que se volvió insostenible. A los jesuitas del Colegio Romano sólo les quedaba la opción de aceptar el sistema copernicano o buscar otra alternativa, lo que hicieron refugiandose en el sistema de Tycho Brahe, dandole una aceptación que hasta entonces nunca había tenido.
* Argumento de las mareas. Presentada en la cuarta jornada del Dialogos sobre los dos maximos sistemas del mundo. Es un argumento brillante y propio del genio de Galileo, sin embargo, es el único de los que presenta que estaba equivocado. Según Galileo, la rotación de la Tierra, al moverse ésta 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 mareas. En esencia, 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. Si bien estaba equivocado, Galileo desacreditó completamente la teoría del origen lunar de estas fuerzas por faltade explicación de su naturaleza, y del problema de explicación de la marea alta cuando la Luna esta en sentido contrario, pues alega que la fuerza sería atractiva y repulsiva a la vez. Sería necesario esperar hasta Newton para resolver este problema, no sólo explicando el origen de la fuerza, sino también el calculo diferencial para explicar el doble abultamiento. Pero, aún equivocada, situada en su contexto, la tesis de Galileo presentaba menos problemas y era mas plausible en su explicación de las mareas.
* Manchas solares (Segunda prueba). Nuevamente, en su gran obra, el dialogo 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 esta inclinado, lo que hace que la rotación de las manchas solares presente una variación estacional, un “bamboleo” en el giro de las mismas. Si bien los movimientos de las manchas se pueden atribuir al Sol o a la Tierra, pues geométricamente esto es equivalente, 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,generados por motores sin ninguna plausabilidad física. Este argumento vuelve a ser una nueva prueba, junto a las fases de Venus, de caracter positivo y experimental que muestra el movimiento de la Tierra

*Johannes Kepler:
Primera ley de Kepler:
* Los planetas tienen movimientos elípticos alrededor del Sol, estando éste situado en uno de los 2 focos que contiene la elipse.
Después de ese importante salto, en donde por primera vez los hechos se anteponían a los deseos y los prejuicios sobre la naturaleza del mundo. Kepler se dedicó simplemente a observar los datos y sacar conclusiones ya sin ninguna idea preconcebida. Pasó a comprobar la velocidad del planeta a través de las órbitas llegando a la segunda ley:
* Las areas barridas por los radios de los planetas, son proporcionales al tiempo empleado por estos en recorrer el perímetro de dichas areas.
Durante mucho tiempo, Kepler solo pudo confirmar estas dos leyes en el resto de planetas. Aun así fue un logro espectacular, pero faltaba relacionar las trayectorias de los planetas entre sí. Tras varios años, descubrió la tercera e importantísima ley del movimiento planetario:
* El cuadrado de los períodos de la orbita de los planetas es proporcional al cubo de la distancia promedio al Sol.
Esta ley, llamada también ley armónica, junto con las otras leyes permitía ya unificar, predecir y comprender todos los movimientos de los astros. Marcando un hito en la historia de la ciencia, Kepler fue el último astrólogo y se convirtió en el primer astrónomo,desechando la fe y las creencias y explicando los fenómenos por la mera observación.
El 17 de octubre de 1604 Kepler observó una supernova en nuestra propia Galaxia, la Vía Lactea, a la que mas tarde se le llamaría la estrella de Kepler. La estrella había sido observada por otros astrónomos europeos el día 9 como Brunowski en Praga (quién escribió a Kepler), Altobelli en Verona y Clavius en Roma y Capra y Marius en Padua. Kepler inspirado por el trabajo de Tycho Braherealizó un estudio detallado de su aparición. Su obra De Stella nova in pede Serpentarii ('La nueva estrella en el pie de Ophiuchus') proporcionaba evidencias de que el Universo no era estatico y sí sometido a importantes cambios. La estrella pudo ser observada a simple vista durante 18 meses después de su aparición. La supernova se encuentra a tan solo 13000 años luz de nosotros. Ninguna supernova posterior ha sido observada en tiempos históricos dentro de nuestra propia galaxia. Dada la evolución del brillo de la estrella hoy en día se sospecha que se trata de una supernova de tipo I.

*Isaac Newton: Entre 1670 y 1672 trabajó intensamente en problemas relacionados con la óptica y la naturaleza de la luz. Newton demostró que la luz blanca estaba formada por una banda de colores (rojo,naranja, amarillo, verde, cian, azul y violeta) que podían separarse por medio de un prisma. Como consecuencia de estos trabajos concluyó que cualquier telescopio refractor sufriría de un tipo de aberración conocida en la actualidad como aberración cromatica que consisteen la dispersión de la luz en diferentes colores al atravesar una lente. Para evitar este problema inventó un telescopio reflector (conocido como telescopio newtoniano).
Sus experimentos sobre la naturaleza de la luz le llevaron a formular su teoría general sobre la misma que, según él, esta formada por corpúsculos y se propaga en línea recta y no por medio deondas. El libro en que expuso esta teoría fue severamente criticado por la mayor parte de sus contemporaneos, entre ellos Hooke (1638-1703) y Huygens, quienes sostenían ideas diferentes defendiendo una naturaleza ondulatoria. Estas críticas provocaron su recelo por las publicaciones, por lo que se retiró a la soledad de su estudio en Cambridge.
En 1704 Newton escribió su obra mas importante sobre óptica, Opticks, en la que exponía sus teorías anteriores y la naturaleza corpuscular de la luz, así como un estudio detallado sobre fenómenos como la refracción, la reflexión y la dispersión de la luz.
Aunque sus ideas acerca de la naturaleza corpuscular de la luz pronto fueron desacreditadas en favor de la teoría ondulatoria, los científicos actuales han llegado a la conclusión (gracias a los trabajos de Max Planck y Albert Einstein) de que la luz tiene una naturaleza dual: es onda y corpúsculo al mismo tiempo. Esta es la base en la cual se apoya toda la mecanica cuantica.
LA LEY DE GRAVITACION UNIVERSAL
La ley de la gravitación universal descubierta por Newton se escribe
,
donde F es la fuerza, G es una constante que determina la intensidad de la fuerza yque sería medida años mas tarde por Henry Cavendish en su célebre experimento de la balanza de torsión, m1 ym2 son las masas de dos cuerpos que se atraen entre sí y r es la distancia entre ambos cuerpos, siendo  el vector unitario que indica la dirección del movimiento (si bien existe cierta polémica acerca de que Cavendish hubiera medido realmente G, pues algunos estudiosos afirman que simplemente midió la masa terrestre).
La ley de gravitación universal nació en 1685 como culminación de una serie de estudios y trabajos iniciados mucho antes. En 1679 Robert Hooke introdujo a Newton en el problema de analizar una trayectoria curva. Cuando Hooke se convirtió en secretario de la Royal Society quiso entablar una correspondencia filosófica con Newton. En su primera carta planteó dos cuestiones que interesarían profundamente a Newton. Hasta entonces científicos y filósofos como Descartes y Huygens analizaban el movimiento curvilíneo con la fuerza centrífuga. Hooke, sin embargo, proponía 'componer los movimientos celestes de los planetas a partir de un movimiento rectilíneo a lo largo de la tangente y un movimiento atractivo, hacia el cuerpo central.' Sugiere que la fuerza centrípeta hacia el Solvaría en razón inversa al cuadrado de las distancias. Newton contesta que él nunca había oído hablar de esta hipótesis.
En otra carta de Hooke, escribe: “Nos queda ahora por conocer las propiedades de una línea curva tomandole a todas las distancias en proporción cuadratica inversa.” En otras palabras, Hooke deseaba sabercual es la curva resultante de un objeto al que se le imprime una fuerza inversa al cuadrado de la distancia. Hooke termina esa carta diciendo: “No dudo que usted, con su excelente método, encontrara facilmente cual ha de ser esta curva.”
En 1684 Newton informó a su amigo Edmund Halley de que había resuelto el problema de la fuerza inversamente proporcional al cuadrado de la distancia. Newton redactó estos calculos en el tratado De Motu y los desarrolló ampliamente en el libro Philosophiae naturalis principia mathematica. Aunque muchos astrónomos no utilizaban las leyes de Kepler, Newton intuyó su gran importancia y las engrandeció demostrandolas a partir de su ley de la gravitación universal.
Sin embargo, la gravitación universal es mucho mas que una fuerza dirigida hacia el Sol. Es también un efecto de los planetas sobre el Sol y sobre todos los objetos del Universo. Newton intuyó facilmente a partir de su tercera ley de ladinamica que si un objeto atrae a un segundo objeto, este segundo también atrae al primero con la misma fuerza. Newton se percató de que el movimiento de los cuerpos celestes no podía ser regular. Afirmó: “los planetas ni se mueven exactamente en elipses, ni giran dos veces según la misma órbita”. Para Newton, ferviente religioso, la estabilidad de las órbitas de los planetas implicaba reajustes continuos sobre sus trayectorias impuestas por el poder divino.

Las tres leyes de la Dinamica o Leyes de Newton, en las que se explica el movimiento de los cuerpos así como sus efectos y causas.Éstas son:
* La primera ley de Newton o ley de la inercia
'Todo cuerpo permanecera en su estado de reposo o movimiento uniforme y rectilíneo a no ser que sea obligado por fuerzas externas a cambiar su estado'
En esta ley, Newton afirma que un cuerpo sobre el que no actúan fuerzas externas (o las que actúan se anulan entre sí) permanecera en reposo o moviéndose a velocidad constante.
Esta idea, que ya había sido enunciada por Descartes y Galileo, suponía romper con la física aristotélica, según la cual un cuerpo sólo se mantenía en movimiento mientras actuara una fuerza sobre él.
* La segunda ley de Newton o ley de la interacción y la fuerza
'El cambio de movimiento es proporcional a la fuerza motriz externa y ocurre según la línea recta a lo largo de la cual aquella fuerza se imprime'
Esta ley explica las condiciones necesarias para modificar el estado de movimiento o reposo de un cuerpo. Según Newton estas modificaciones sólo tienen lugar si se produce una interacción entre dos cuerpos, entrando o no en contacto (por ejemplo, la gravedad actúa sin que haya contacto físico). Según la segunda ley, las interacciones producen variaciones en el momento lineal, a razón de

Siendo  la fuerza,  el diferencial del momento lineal, dt el diferencial del tiempo.
La segunda ley puede resumirse en la fórmula

siendo  la fuerza (medida en newtons) que hay que aplicar sobre un cuerpo de masa m para provocar una aceleración .
* La tercera ley de Newton o ley de acción-reacción
'Con toda acción ocurre siempre unareacción igual y contraria; las acciones mutuas de dos cuerpos siempre son iguales y dirigidas en sentidos opuestos'
Esta ley se refleja constantemente en la naturaleza: la sensación de dolor que se siente al golpear una mesa, puesto que la mesa ejerce una fuerza sobre ti con la misma intensidad; el impulso que consigue un nadador al ejercer una fuerza sobre el borde de la piscina, siendo la fuerza que le impulsa la reacción a la fuerza que él ha ejercido previamente.

*Edmund Haley: La teoría de la gravitación de Newton le impulsó a calcular por primera vez la órbita de un cometa, el de 1682, anunciando que era el mismo que había sido visto en 1531 y 1607, y anunciando que volvería a pasar en 1758. En su honor se dio al cometa su nombre y que hoy día se le conoce como 1P/Halley.
De 1698 a 1700 recorrió las costas de Africa austral y de América, ocupado en la teoría del magnetismo terrestre en el barco 'Paramore' , un 'pink' ( barco de plan holandes y de formas redondas y àmplias , bien adaptado a mares peligrosos ). El fruto mas importante de estas dos expediciones fue la primera carta de la variación de la declinación magnética , con las curvas isogonas . Al regreso de esta expedición se comprobó que Halley bebía ron y blasfemaba como un consumado marino. Durante la misma pensó en la posibilidad de hacer una estimación de la edad de la Tierra por medio del calculo de la concentración de sal en los mares, suponiendo que la deposición de todos los ríos terrestres había sido constante a lo largo del tiempo;mas tarde llevó a cabo este experimento obteniendo una edad superior a la indicada en la Biblia.
En 1712, sin el permiso del Astrónomo Real John Flamsteed, publicó un mapa estelar con el material obtenido por éste; mas tarde (1725) aparecería una edición autorizada (en tres volúmenes) que contaba con la posición exacta de 3.000 estrellas determinadas desde el recientemente inaugurado Observatorio de Greenwich.
En 1693 y 1716 publicó en 'Philosophical Transactions' su método para la determinación de la paralaje del Sol por medio de los transitos de Venus. En 1718 llamó la atención sobre el movimiento propio de varias estrellas fijas, reflexionó sobre la posibilidad de medir las distancias estelares por medio del paralaje estelar y calculó aproximadamente la distancia existente entre el Sol y Sirio, que estimó en 120.000 veces la distancia Tierra-Sol. Estos calculos animaron al astrónomo irlandés Samuel Molineux a intentar medir (en 1725) el paralaje de Gamma Draconis: después de varios meses fracasó en la medición del paralaje de la estrella pero por el contrario su ayudante, James Bradley, descubrió la aberración de la luz.

*George Ellery Hale: Como estudiante del MIT inventó el espectroheliógrafo, con el que realizó sus descubrimientos acerca de los vértices solares y los campos magnéticos de las manchas solares.
Contribuyó a fundar varios observatorios, incluyendo el Observatorio Yerkes y el Observatorio Mount Wilson. En Mount Wilson contrató y apoyó a Harlow Shapley y Edwin Hubble e incrementó los fondos,la planificación, la organización de las instituciones, sociedades y revistas astronómicas. También desempeñó un importante papel en la transformación del Instituto Tecnológico de California (Caltech) en una universidad líder en investigación.

Albert Einstein: El primero de sus artículos de 1905 se titulaba Un punto de vista heurístico sobre la producción y transformación de luz. En él Einstein proponía la idea de 'quanto' de luz (ahora llamados fotones) y mostraba cómo se podía utilizar este concepto para explicar el efecto fotoeléctrico.
La teoría de los cuantos de luz fue un fuerte indicio de la dualidad onda-corpúsculo y de que los sistemas físicos pueden mostrar tanto propiedades ondulatorias como corpusculares. Este artículo constituyó uno de los pilares basicos de lamecanica cuantica. Una explicación completa del efecto fotoeléctrico solamente pudo ser elaborada cuando la teoría cuantica estuvo mas avanzada. Por este trabajo, y por sus contribuciones a la física teórica, Einstein recibió el Premio Nobel de Física de 1921.
El segundo artículo, titulado Sobre el movimiento requerido por la teoría cinética molecular del calor de pequeñas partículas suspendidas en un líquido estacionario, cubría sus estudios sobre el movimiento browniano.
El artículo explicaba el fenómeno haciendo uso de las estadísticas del movimiento térmico de los atomos individuales que forman un fluido. El movimiento browniano había desconcertado a la comunidad científica desde su descubrimiento unas décadas atras. La explicación deEinstein proporcionaba una evidencia experimental incontestable sobre la existencia real de los atomos. El artículo también aportaba un fuerte impulso a la mecanica estadística y a la teoría cinética de los fluidos, dos campos que en aquella época permanecían controvertidos.
Antes de este trabajo los atomos se consideraban un concepto útil en física y química, pero la mayoría de los científicos no se ponían de acuerdo sobre su existencia real. El artículo de Einstein sobre el movimiento atómico entregaba a los experimentalistas un método sencillo para contar atomos mirando a través de un microscopio ordinario.
Wilhelm Ostwald, uno de los líderes de la escuela antiatómica, comunicó a Arnold Sommerfeld que había sido transformado en un creyente en los atomos por la explicación de Einstein del movimiento browniano.
El tercer artículo de Einstein de ese año se titulaba Zur Elektrodynamik bewegter Körper ('Sobre la electrodinamica de cuerpos en movimiento'). En este artículo Einstein introducía la teoría de la relatividad especial estudiando el movimiento de los cuerpos y el electromagnetismo en ausencia de la fuerza deinteracción gravitatoria.
La relatividad especial resolvía los problemas abiertos por el experimento de Michelson y Morley en el que se había demostrado que las ondas electromagnéticas que forman la luz se movían en ausencia de un medio. La velocidad de la luz es, por lo tanto, constante y no relativa al movimiento. Ya en 1894 George Fitzgerald había estudiado esta cuestión demostrando que elexperimento de Michelson y Morley podía ser explicado si los cuerpos se contraen en la dirección de su movimiento. De hecho, algunas de las ecuaciones fundamentales del artículo de Einstein habían sido introducidas anteriormente (1903) por Hendrik Lorentz, físico holandés, dando forma matematica a la conjetura de Fitzgerald.
Esta famosa publicación esta cuestionada como trabajo original de Einstein, debido a que en ella omitió citar toda referencia a las ideas o conceptos desarrollados por estos autores así como los trabajos de Poincaré. En realidad Einstein desarrollaba su teoría de una manera totalmente diferente a estos autores deduciendo hechos experimentales a partir de principios fundamentales y no dando una explicación fenomenológica a observaciones desconcertantes. El mérito de Einstein estaba por lo tanto en explicar lo sucedido en el experimento de Michelson y Morley como consecuencia final de una teoría completa y elegante basada en principios fundamentales y no como una explicación ad-hoc o fenomenológica de un fenómeno observado.
Su razonamiento se basó en dos axiomas simples: En el primero reformuló el principio de simultaneidad, introducido por Galileo siglos antes, por el que las leyes de la física deben ser invariantes para todos los observadores que se mueven a velocidades constantes entre ellos, y el segundo, que la velocidad de la luz es constante para cualquier observador. Este segundo axioma, revolucionario, va mas alla de las consecuencias previstas por Lorentz o Poincaré que simplementerelataban un mecanismo para explicar el acortamiento de uno de los brazos del experimento de Michelson y Morley. Este postulado implica que si un destello de luz se lanza al cruzarse dos observadores en movimiento relativo, ambos veran alejarse la luz produciendo un círculo perfecto con cada uno de ellos en el centro. Si a ambos lados de los observadores se pusiera un detector, ninguno de los observadores se pondría de acuerdo en qué detector se activó primero (se pierden los conceptos de tiempo absoluto y simultaneidad)
La teoría recibió el nombre de 'teoría especial de la relatividad' o 'teoría restringida de la relatividad' para distinguirla de la teoría de la relatividad general, que fue introducida por Einstein en 1915 y en la que se consideran los efectos de la gravedad y la aceleración.
El cuarto artículo de aquel año se titulaba Ist die Trägheit eines Körpers von seinem Energieinhalt abhängig y mostraba una deducción de la ecuación de la relatividad que relaciona masa y energía. En este artículo se exponía que 'la variación de masa de un objeto que emite una energía L, es:

donde V era la notación de la velocidad de la luz usada por Einstein en 1905.
Esta ecuación implica que la energía E de un cuerpo en reposo es igual a su masa m multiplicada por la velocidad de la luz al cuadrado:

Muestra cómo una partícula con masa posee un tipo de energía, 'energía en reposo', distinta de las clasicas energía cinética y energía potencial. La relación masa–energía se utiliza comúnmente para explicar cómo se produce laenergía nuclear; midiendo la masa de núcleos atómicos y dividiendo por el número atómico se puede calcular la energía de enlace atrapada en los núcleos atómicos. Paralelamente, la cantidad de energía producida en la fisión de un núcleo atómico se calcula como la diferencia de masa entre el núcleo inicial y los productos de su desintegración, multiplicada por la velocidad de la luz al cuadrado.
En noviembre de 1915 Einstein presentó una serie de conferencias en la Academia de Ciencias de Prusia en las que describió la teoría de la relatividad general. La última de estas charlas concluyó con la presentación de la ecuación que reemplaza a la ley de gravedad de Newton. En esta teoría todos los observadores son considerados equivalentes y no únicamente aquellos que se mueven con una velocidad uniforme. La gravedad no es ya una fuerza o acción a distancia, como era en la gravedad newtoniana, sino una consecuencia de la curvatura del espacio-tiempo. La teoría proporcionaba las bases para el estudio de la cosmología y permitía comprender las características esenciales del Universo, muchas de las cuales no serían descubiertas sino con posterioridad a la muerte de Einstein.
La relatividad general fue obtenida por Einstein a partir de razonamientos matematicos, experimentos hipotéticos (Gedanken experiment) y rigurosa deducción matematica sin contar realmente con una base experimental. El principio fundamental de la teoría era el denominado principio de equivalencia. A pesar de la abstracción matematica de la teoría, lasecuaciones permitían deducir fenómenos comprobables. En 1919 Arthur Eddington fue capaz de medir, durante uneclipse, la desviación de la luz de una estrella al pasar cerca del Sol, una de las predicciones de la relatividad general. Cuando se hizo pública esta confirmación la fama de Einstein se incrementó enormemente y se consideró un paso revolucionario en la física. Desde entonces la teoría se ha verificado en todos y cada uno de los experimentos y verificaciones realizados hasta el momento.
A pesar de su popularidad, o quizas precisamente por ella, la teoría contó con importantes detractores entre la comunidad científica que no podían aceptar una física sin un Sistema de referencia absoluto.

*Hermann Oberth: En 1922, su tesis doctoral sobre la ciencia espacial fue rechazada por 'utópica'. Publicó privadamente su trabajo de 92 paginas con el título Die Rakete zu den Planetenräumen (Los cohetes hacia el espacio interplanetario). En 1929 Oberth ampliaría este trabajo a un total de 429 paginas titulado Wege zur Raumschiffahrt (Modos del vuelo espacial).
Oberth comentó mas tarde que tomó la opción de no escribir otra tesis doctoral: 'Me abstuve de escribir otra, pensando: No importa, demostraré que puedo ser un gran científico que usted, incluso sin el título de Doctor.' Oberth criticó el sistema de educación aleman, diciendo 'nuestro sistema educativo es como un automóvil que tiene grandes luces traseras, iluminando brillantemente el pasado. Pero para mirar las cosas delanteras son apenas distinguibles.'Formó parte de un grupo de aficionados del cohete, Verein für Raumschiffahrt (Sociedad del vuelo espacial), que habían tomado su libro como inspiración, y actuaba como un mentor para los entusiastas que había creado.
En 1928 y 1929 Oberth trabajó en Berlín como asistente científico en la primera película con escenas en el espacio, Frau im Mond (La mujer en la Luna), dirigida por Fritz Lang. La película tuvo un valor enorme al popularizar la idea de la astronautica. Oberth perdió la visión en su ojo izquierdo en un experimento para la película.
En el otoño de 1929, Oberth lanzó su primer cohete de combustible líquido, llamado Kegeldüse. Fue ayudado para este experimento por sus alumnos de la Universidad Técnica de Berlín; uno de ellos era Wernher von Braun, el cual dirigiría mas adelante el proyecto militar de desarrollar el cohete denominado oficialmente como A4, pero mas conocido como V-2. Aunque Oberth no desempeñó un papel directo en ese proyecto, muchas de sus ideas e inventos fueron incluidos en él.
En 1950 se trasladó a Italia donde, para la marina italiana, terminó el trabajo que había comenzado en WASAG. En 1953 regresó a Feucht para publicar su libro Menschen im Weltraum (Hombres en el espacio), en el que describía sus ideas para un telescopio reflector espacial, una estación espacial, una nave espacial eléctrica y trajes espaciales. En esta década Oberth expresó sus opiniones sobre los ovnis, apoyando la hipótesis de los extraterrestres.[2]
Finalmente Oberth trabajó para su antiguo alumno von Braun,desarrollando cohetes espaciales en Alabama. Entre otras cosas, Oberth estuvo implicado en escribir un estudio, The Development of Space Technology in the Next Ten Years (El desarrollo de la tecnología espacial en los próximos diez años). En 1958 regresó a Feucht, donde publicó sus ideas de un vehículo de exploración lunar, una «catapulta lunar», y sobre helicópteros y aviones silenciosos.

*Werner Von Braun: Con el comienzo de la Segunda Guerra Mundial, el alto mando aleman le encargó el diseño de un cohete cargado de explosivos con el fin de atacar territorio enemigo. El equipo de ingenieros de von Braun trabajaba en un laboratorio secreto en Peenemünde, en la costa baltica, donde diseñó los modelos A3 y A4. Hitler, entusiasmado por los éxitos obtenidos, ordenó la producción masiva del A4 con el nombre de 'Vergeltungswaffe 2' (arma de represalia número 2) o simplemente V2, destinado a atacar Londres y el suelo inglés. Para la producción de estas armas, von Braun empleó trabajadores forzados prisoneros de campos de concentración y en las factorías murieron mas trabajadores esclavos, se estiman unos 20.000, que los que mataron las propias bombas, Von Braun admitió haber visitado la planta de Mittelwerk, por lo que era plenamente consciente de los hechos, muchos trabajadores esclavos también murieron en un bombardeo posterior en Peenemünde.
El cohete V2 fue el precursor de los cohetes espaciales utilizados por Estados Unidos y la Unión Soviética. En 1950, el equipo de von Braun se mudó al arsenal de Redstone, cercade Huntsville(Alabama), donde construyeron para el ejército el misil balístico Júpiter y los cohetes Redstone usados por la NASA para los primeros lanzamientos del programa Mercury. En 1960, su centro para el desarrollo de cohetes fue transferido del ejército a la NASA y allí se les encomendó la construcción de los gigantescos cohetes Saturno, siendo el mas grande de ellos el que puso al hombre en laLuna. Von Braun se convirtió en el director del Centro de Vuelo Espacial Marshall de la NASA y el principal diseñador del Saturno V,3 que durante los años de 1969 y 1972 llevarían a los estadounidenses a la Luna.
En la década de 1950, von Braun ya era conocido en los Estados Unidos y actuaba como el portavoz de la exploración espacial de ese país. En 1952 ganó mas publicidad gracias a sus artículos sobre temas espaciales publicados en Cullier, el periódico semanal de gran importancia en aquellos días. Su nombre también pasó a ser parte cotidiana a través de su participación en tres programas de televisión de Disney dedicados a la exploración espacial. La hazaña estadounidense de colocar a un hombre en la Luna apagó a aquellos que aún atacaban a von Braun por haber usado obreros esclavos durante el periodo nazi.

*APARATOS ASTRONOMICOS
TELESCOPIOS
*Refractor: Un telescopio refractor es un sistema óptico centrado, que capta imagenes 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, procedentesde un objeto muy alejado (en el infinito), converjan sobre un punto del plano focal. Esto permite mostrar los objetos lejanos
Este tipo de telescopios son muy comunes en la astronomía para aficionados y en algunos telescopios solares (para los cuales se usan filtros). Sin embargo existen importantes dificultades técnicas que impiden realizar telescopios refractores de gran tamaño y de gran apertura ya que resulta difícil elaborar lentes útiles de gran tamaño y suficientemente ligeras para el objetivo. Por otro lado hay problemas de calidad de la imagen debido a pequeñas burbujas de aire atrapadas en el cristal de la lente principal y ademas el material de la lente resulta opaco a determinadas longitudes de onda por lo que se pierde sensibilidad en algunas partes del espectro lumínico. La mayoría de estos problemas se resuelven utilizando un telescopio reflector.
El problema de la aberraciones cromaticas se corrige parcialmente con lentes apocromaticas, aunque este tipo de telescopio tiene un elevado precio.
mayores y mas brillantes.
*Reflector: Un telescopio reflector es un telescopio óptico que utiliza espejos en lugar de lentes para enfocar la luz y formar imagenes. No se sabe con certeza cual es el primer telescopio reflector, pero la idea de la utilización de espejos cóncavos y convexos colocados en angulos indicados para observar grandes regiones a grandes distancias, se le atribuye a Leonard Digges en su libroPantometría. El libro póstumo fue completado y publicado por su hijo Thomas Digges en 1571. En1636, Marin Mersenne, un religioso de la orden de los Mínimos, ideó un telescopio reflector que consistía en un espejo parabólico con un pequeño orificio frente a otro de menor tamaño de modo que la luz se reflejase hacia el ojo a través del orificio. En 1663 James Gregory tomó la idea de Mersenne y perfeccionó el telescopio agregando un pequeño espejo secundario cóncavo y elipsoidal que reflejase la luz procedente del espejo primario al segundo plano focal de la elipse, situado en el centro del agujero de éste, y de ahí al ocular. Sir Isaac Newton perfeccionó el telescopio reflector alrededor de 1670. Los telescopios reflectores evitan el problema de laaberración cromatica, una degradación notable de las imagenes en los telescopios refractores de la época (posteriormente este problema se resolvió utilizando lentes acromaticas). El reflector clasico formado por dos espejos y un ocular se conoce como reflector Newtoniano.
El reflector Newtoniano se utiliza comúnmente en el mundo de la astronomía amateur. Los observatorios profesionales utilizan un diseño algo mas complejo con un foco Cassegrain. En el año2001 existían al menos 49 reflectores con espejos primarios con un diametro superior a 2 m. Los mas grandes consisten de espejos primarios modulares y pueden tener aberturas de hasta 9-10 m. 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.

*Radiotelescopio: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 telescopioordinario, que produce imagenes en luz visible.

HIPOTESIS DEL ORIGEN DEL UNIVERSO
En la cosmología moderna, el origen del universo es el instante en que apareció toda la materia y la energía que tenemos actualmente en el universo como consecuencia de una gran explosión. Esta postulación es abiertamente aceptada por la ciencia en nuestros días y conlleva que el universo podría haberse originado hace entre 13.500 y 15.000 millones de años, en un instante definido. En la década de 1930, el astrónomo estadounidense Edwin Hubble confirmó que el universo se estaba expandiendo, fenómeno queAlbert Einstein con la teoría de la relatividad general había predicho anteriormente.
Existen diversas teorías científicas acerca del origen del universo. Las mas aceptadas son la del Big Bang y la teoría Inflacionaria, que se complementan.
La teoría del Big Bang consiste en que el universo que antes era una singularidad infinitamente densa, matematicamente paradójica, en un momento dado explotó y libero una gran cantidad de energía y materia separando todo hasta ahora.
El universo después del Big Bang comenzó a enfriarse y a expandirse, este enfriamiento produjo que tanta energía comenzara a estabilizarse. Los protones y los neutrones se “crearon'” y se estabilizaron cuando el universo tenía unatemperatura de 100.000 millones de grados, aproximadamente una centésimade segundo después del inicio. Los electrones tenían una gran energía e interactuaban con los neutrones, que inicialmente tenían la misma proporción que los protones, pero debido a esos choques los neutrones se convirtieron mas en protones que viceversa. La proporción continuó bajando mientras el universo se seguía enfriando, así cuando se tenía 30.000 millones de grados (una décima de segundo) había 38 neutrones por cada 62 protones y 24 a 76 cuando tenía 10.000 millones de grados (un segundo).
Lo primero en aparecer fue el núcleo del deuterio, casi a 14 segundos después, cuando la temperatura de 3.000 millones de grados permitía a los neutrones y protones permanecer juntos. Para cuando estos núcleos podían ser estables, el universo necesitó de algo mas de tres minutos, cuando esa bola incandescente se había enfriado a unos 1.000 milones de grados.

Formalmente para que todo lo expuesto aquí pueda ser valido, los científicos necesitan de una materia adicional a la conocida (o mas propiamente vista) por el hombre. Varios calculos han demostrado que toda la materia y la energía que conocemos es muy poca en relación a la que debería existir para que el Big Bang sea correcto. Por lo que se postuló la existencia de una materia hipotética para llenar ese vacío, a la cual se la llamo materia oscura ya que no interactúa con ninguna de las fuerzas nucleares (fuerza débil y fuerte) y ni elelectromagnetismo, sólo con la fuerza gravitacional. En el grafico de la derecha se puede ver las proporciones calculadas.