18CFE

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Hola amigos de T! este es mi quinto post, sus dudas sobre el universo se resolveran aqui Sistema Solar El Sistema Solar es un sistema planetario en el que se encuentra la Tierra. Consiste en un grupo de objetos astronómicos que giran en una órbita, por efectos de la gravedad, alrededor de una única estrella, conocida como el Sol, de la cual obtiene su nombre. Dicha estrella central, mayor componente del sistema (representa más del 99,85 % de la masa), genera su energía mediante la fusión de hidrógeno en helio, dos de sus principales constituyentes. Según la teoría más aceptada hoy en día, el sistema solar se formó hace unos 4600 millones de años a partir del colapso de una nube molecular que lo creó. El material residual originó un disco circumestelar protoplanetario en el que ocurrieron los procesos físicos que llevaron a la formación de los planetas.El Sistema solar se ubica en la actualidad en la Nube Interestelar Local que se halla en la Burbuja Local del Brazo de Orión, de la galaxia espiral Vía Láctea, a unos 28 000 años luz del centro de esta. Características generales Los planetas y los asteroides orbitan alrededor del Sol, aproximadamente en un mismo plano y siguiendo órbitas elípticas (en sentido antihorario, si se observasen desde el Polo Norte del Sol); aunque hay excepciones, como el cometa Halley, que gira en sentido horario. El plano en el que gira la Tierra alrededor del Sol se denomina plano de la eclíptica, y los demás planetas orbitan aproximadamente en el mismo plano. Aunque algunos objetos orbitan con un gran grado de inclinación respecto de este, como Plutón que posee una inclinación con respecto al eje de la eclíptica de 17º, así como una parte importante de los objetos del cinturón de Kuiper. Según sus características, los cuerpos que forman parte del Sistema Solar se clasifican como sigue: El Sol, una estrella de tipo espectral G2 que contiene más del 99,85 % de la masa del sistema. Con un diámetro de 1 400 000 km, se compone de un 75 % de hidrógeno, un 20 % de helio y 5 % de oxígeno, carbono, hierro y otros elementos. Los planetas, divididos en planetas interiores (también llamados terrestres o telúricos) y planetas exteriores o gigantes. Entre estos últimos Júpiter y Saturno se denominan gigantes gaseosos, mientras que Urano y Neptuno suelen nombrarse gigantes helados. Todos los planetas gigantes tienen a su alrededor anillos. Los planetas enanos son cuerpos cuya masa les permite tener forma esférica, pero no es la suficiente como para haber atraído o expulsado a todos los cuerpos a su alrededor. Son: Plutón (hasta 2006 era considerado el noveno planeta del Sistema Solar ), Ceres, Makemake, Eris y Haumea. Los satélites son cuerpos mayores que orbitan los planetas; algunos son de gran tamaño, como la Luna, en la Tierra; Ganímedes, en Júpiter, o Titán, en Saturno. Los asteroides son cuerpos menores concentrados mayoritariamente en el cinturón de asteroides entre las órbitas de Marte y Júpiter, y otra más allá de Neptuno. Su escasa masa no les permite tener forma regular. Los objetos del cinturón de Kuiper son objetos helados exteriores en órbitas estables, los mayores de los cuales son Sedna y Quaoar. Los cometas son objetos helados pequeños provenientes de la nube de Oort. El espacio interplanetario en torno al Sol contiene material disperso procedente de la evaporación de cometas y del escape de material proveniente de los diferentes cuerpos masivos. El polvo interplanetario (especie de polvo interestelar) está compuesto de partículas microscópicas sólidas. El gas interplanetario es un tenue flujo de gas y partículas cargadas que forman un plasma que es expulsado por el Sol en el viento solar. El límite exterior del Sistema Solar se define a través de la región de interacción entre el viento solar y el medio interestelar originado de la interacción con otras estrellas. La región de interacción entre ambos vientos se denomina heliopausa y determina los límites de influencia del Sol. La heliopausa puede encontrarse a unas 100 UA (15 000 millones de kilómetros del Sol). Los sistemas planetarios detectados alrededor de otras estrellas parecen muy diferentes del Sistema Solar, si bien con los medios disponibles sólo es posible detectar algunos planetas de gran masa en torno a otras estrellas. Por tanto, no parece posible determinar hasta qué punto el Sistema Solar es característico o atípico entre los sistemas planetarios del Universo. Distancias de los planetas Las órbitas de los planetas mayores se encuentran ordenadas a distancias del Sol crecientes, de modo que la distancia de cada planeta es aproximadamente el doble que la del planeta inmediatamente anterior, aunque esto no se ajusta a todos los planetas. Esta relación se expresa mediante la ley de Titius-Bode, una fórmula matemática aproximada que indica la distancia de un planeta al Sol, en Unidades Astronómicas (UA): a= 0,4 + 0,3 * k donde k = 0, 1, 2, 4, 8, 16, 32, 64, 128. Donde la órbita de Mercurio se encuentra en k = 0 y semieje mayor 0,4 UA, la órbita de Marte es k = 4 a 1,6 UA, y Ceres (el mayor asteroide) es k = 8. En realidad las órbitas de Mercurio y Marte se encuentran en 0,38 y 1,52 UA. Esta ley no se ajusta a todos los planetas, por ejemplo Neptuno está mucho más cerca de lo que predice esta ley. No hay ninguna explicación de la ley de Titius-Bode y muchos científicos consideran que se trata tan sólo de una coincidencia. Via Lactea(Nuestra Galaxia) La Galaxia de la Vía Láctea o simplemente Vía Láctea es la galaxia espiral en la que se encuentra el Sistema Solar y, por ello, la Tierra. Según las observaciones, posee una masa de 1012 masas solares y es una espiral barrada; con un diámetro medio de unos 100.000 años luz, estos son aproximadamente 1 trillón de km, se calcula que contiene entre 200 mil millones y 400 mil millones de estrellas. La distancia desde el Sol hasta el centro de la galaxia es de alrededor de 27.700 años luz (8.500 pc, es decir, el 55 por ciento del radio total galáctico). La Vía Láctea forma parte de un conjunto de unas cuarenta galaxias llamado Grupo Local, y es la segunda más grande y brillante tras la Galaxia de Andrómeda (aunque puede ser la más masiva, al mostrar un estudio reciente que nuestra galaxia es un 50% más masiva de lo que se creía anteriormente. ). El nombre Vía Láctea proviene de la mitología griega y en latín significa camino de leche. Esa es, en efecto, la apariencia de la banda de luz que rodea el firmamento, y así lo afirma la mitología griega, explicando que se trata de leche derramada del pecho de la diosa Hera. (Rubens representó la leyenda en su obra El nacimiento de la Vía Láctea). Sin embargo, ya en la Antigua Grecia un astrónomo sugirió que aquel haz blanco en el cielo era en realidad un conglomerado de muchísimas estrellas. Se trata de Demócrito (460 a. C. - 370 a. C.), quien sostuvo que dichas estrellas eran demasiado tenues individualmente para ser reconocidas a simple vista. Su idea, no obstante, no halló respaldo, y tan sólo hacia el año 1609 d. C., el astrónomo Galileo Galilei haría uso del telescopio para observar el cielo y constatar que Demócrito estaba en lo cierto, ya que adonde quiera que mirase, aquél se encontraba lleno de estrellas. La galaxia se divide en tres partes bien diferenciadas: Halo Halo exterior Halo interior Disco Disco delgado Disco grueso Disco extremo Bulbo Halo El halo es una estructura esferoidal que envuelve la galaxia. En el halo la concentración de estrellas es muy baja y apenas tiene nubes de gas, por lo que carece de regiones con formación estelar. En cambio, es en el halo donde se encuentran la mayor parte de los cúmulos globulares. Estas formaciones antiguas son reliquias de la formación galáctica. Estas agrupaciones de estrellas se debieron de formar cuando la galaxia era aún una gran nube de gas que colapsaba y se iba aplanando cada vez más. Otra característica del halo es la presencia de gran cantidad de materia oscura. Su existencia se dedujo a partir de anomalías en la rotación galáctica. Los objetos contenidos en el halo rotan con una componente perpendicular al plano muy fuerte, cruzando en muchos casos el disco galáctico. De hecho, es posible encontrar estrellas u otros cuerpos del halo en el disco. Su procedencia se delata cuando se analiza su velocidad y trayectoria, así como su metalicidad. Y es que los cuerpos del halo presentan una componente perpendicular al plano muy acusada, además del hecho de que se trata de cuerpos que se formaron antes que los del disco. Sus órbitas los llevan, pues, a cruzar periódicamente el disco. También es muy probable que una estrella de población II (pobre en metales) pertenezca al halo, pues éstas son más antiguas que las de población I (ricas en metales) y el halo, como ya se ha dicho, es una estructura antigua. La masa en estrellas de éste componente es muy baja, de alrededor de 1.000 millones de masas solares; una gran parte de la masa del halo galáctico está en la forma de materia oscura.3 Véase también: Halo galáctico Disco Vista del núcleo desde la Tierra. El disco se compone principalmente de estrellas jóvenes de población I. Es la parte de la galaxia que más gas contiene y es en él donde aún se dan procesos de formación estelar. Lo más característico del disco son los brazos espirales, que son ocho: dos brazos principales Escudo-Centauro y Perseo, así como dos secundarios -Sagitario y Escuadra- (en vez de cuatro brazos similares entre sí, como se pensaba antes).4 Recientemente, un grupo de astrónomos anunció el descubrimiento de un nuevo brazo espiral en nuestra galaxia o, más precisamente, un enorme fragmento hasta ahora desconocido;5 se cree que el nuevo brazo espiral es, en realidad, el tramo final y más distante del brazo de Escudo-Centauro, una de las dos ramas principales.6 De confirmarse, los autores habrán demostrado que la Vía Láctea posee una sorprendente simetría en sus formas, ya que éste nuevo brazo sería la contraparte simétrica del de Perseo.7 Hay que tener en cuenta que nuestra posición en la Vía Láctea -a mitad de camino entre su centro y su borde y prácticamente en el plano galáctico- dificulta en gran medida el estudio de la estructura espiral de nuestra galaxia. Nuestro Sistema Solar se encuentra en el brazo Orión o Local, que forma parte del brazo espiral de Sagitario, de allí su nombre de "Local". Estas formaciones son regiones densas donde se compacta el gas y se da la formación de estrellas. Los brazos son, en realidad, ondas de densidad que se desplazan independientemente de las estrellas contenidas en la galaxia. El brillo de los brazos es mayor que el resto de las zonas, porque es allí donde se encuentran las gigantes azules (estrellas de tipo O, B), que son las únicas que pueden ionizar grandes extensiones de gas. Estas estrellas de corta vida nacen y mueren en el brazo espiral, convirtiéndose así en excelentes marcadores de su posición. Otros trazadores de los brazos espirales son las regiones HII (nubes de hidrógeno ionizado), originadas precisamente por esos gigantes azules. Estas nubes vuelven a emitir, en el rango de la luz visible, la energía captada en el ultravioleta o en otras frecuencias más cortas. Son altamente energéticas, pues han sido ionizadas por las potentes gigantes azules, que barren extensas áreas con sus vientos estelares. Las estrellas de vida más larga como el Sol ya no sirven como marcadores, ya que tienen tiempo a lo largo de su vida de entrar y salir repetidas veces en los diferentes brazos espirales de la galaxia. Estas estrellas pueden encontrarse también fuera de los brazos. Así como la galaxia se compone de dos partes según su grosor, halo y disco, el disco también: disco delgado y disco grueso. Se cree que el disco grueso es el remanente de un segundo proceso de colapso y aplanamiento de la galaxia. Del mismo modo que el halo es el remanente del colapso inicial, el disco grueso lo sería de una segunda fase de colapso. El disco está unido al bulbo galáctico por una barra de radio 3,9 kiloparsecs,8 en cuyo interior a su vez puede existir una barra menor (algo que ocurre en bastantes otras galaxias espirales barradas).9 Hay además elevada formación estelar en al menos uno de sus extremos.10 La barra mayor está ceñida a su vez por un anillo de 5 kiloparsecs de radio, que concentra, además de una gran cantidad del hidrógeno molecular de la galaxia, una gran actividad de formación estelar. Dicho anillo es la estructura más notable de nuestra galaxia, y visto desde otras galaxias exteriores sería su zona más prominente.11 De este anillo emergen los brazos espirales. Recientemente se ha sugerido que la Galaxia Elíptica Enana de Sagitario puede ser la responsable de la estructura espiral de nuestra galaxia, ayudando a dar forma a los brazos espirales, modelando la barra central, y distorsionando sus regiones exteriores12 Se cree que posiblemente nuestra galaxia tiene entre 4 mil millones y 8 mil millones de masas solares de hidrógeno neutro, además de la mitad de esa masa en la forma de hidrógeno molecular. Mientras que el primero llega más allá del espacio ocupado por las estrellas -pero la región central apenas tiene gas en ésa forma-, gran parte del segundo está concentrado en el anillo mencionado antes, y -excepto en la región más interna de la Vía Láctea- la densidad de hidrógeno molecular en la región central de la galaxia también es baja. Inicialmente se pensó que la tasa de formación estelar de nuestra galaxia sería de hasta cinco masas solares por año; sin embargo, estudios más recientes realizados con ayuda del telescopio de infrarrojos Spitzer sugieren una mucho menor, de apenas 1 masa solar por año,y otro también sugiere que nuestra galaxia junto a la de Andrómeda se halla en lo que en el diagrama de color-magnitud para galaxias se conoce cómo el valle verde: una zona intermedia entre la secuencia roja (galaxias que no forman estrellas, muchas de ellas galaxias elípticas) y la nube azul (galaxias que forman estrellas a gran ritmo, muchas de ellas galaxias espirales), caracterizada por una progresiva disminución de la formación estelar al irse acabando el gas a partir del cual nacen las estrellas, calculándose que ésta acabará dentro de 5 mil millones de años, incluso contando con el aumento de la formación estelar que llevará su colisión futura con la Galaxia de Andrómeda. Esto ha sido reforzado por estudios más recientes que muestran que, sin incluir sus brazos espirales, la Vía Láctea tiene un color más rojizo que otras galaxias espirales similares, lo que implica que su actividad de formación de estrellas está relativamente próxima a acabar; de hecho es sólo algo más azulada que las galaxias más azules de la secuencia roja y está entre las más brillantes y rojas de las galaxias que aún siguen formando estrellas. Estudios recientes muestran que nuestra galaxia es atípica por no haber sufrido en los últimos 10 mil millones de años ninguna fusión importante con otra, en base a sus bajos momento angular, metalicidad, tamaño, y número de estrellas, habiendo formado estrellas de manera bastante constante y tenido una evolución relativamente tranquila, a diferencia de lo que ha sucedido con numerosas otras galaxias espirales cómo Andrómeda, las cuales han adquirido su tamaño y masa actuales debido a la absorción de numerosas galaxias menores. Ello también implica que una colisión entre dos galaxias espirales no tiene porqué crear siempre una galaxia elíptica, sino que puede dar lugar a una galaxia espiral mayor. Esta parte de la Vía Láctea tiene una masa de 60.000 millones de masas solares en forma de estrellas y una luminosidad de entre 15.000 y 20.000 millones de veces la del Sol El bulbo o núcleo galáctico se sitúa en el centro. Es la zona de la galaxia con mayor densidad de estrellas. Sin embargo, a nivel local se pueden encontrar algunos cúmulos globulares con densidades superiores. El bulbo tiene una forma esferoidal achatada y gira como un sólido rígido. También al parecer, en nuestro centro galáctico, hay un gran agujero negro de unas 2,6 millones de masas solares que los astrónomos denominaron Sagittarius A, o Sagitario A*. Su detección fue posible a partir de la observación de un grupo de estrellas que giraban en torno a un punto oscuro a más de 1.500 km/s. Investigaciones muy recientes sugieren que nuestra galaxia carece de un bulbo central como el que tiene la Galaxia de Andrómeda (o si existe es muy pequeño), formado a partir de la colisión y fusión de galaxias preexistentes, y en su lugar tiene un pseudobulbo, consecuencia de la formación de una barra en su centro, lo que la hace similar a NGC 456522 La masa concentrada en estrellas de este componente se estima en 20.000 millones de masas solares, y su luminosidad en 5.000 millones de veces la del Sol Gigante Roja Una gigante roja es una estrella de masa baja o intermedia (menos de 8-9 masas solares) que, tras haber consumido el hidrógeno en su núcleo durante la etapa de secuencia principal, convirtiéndolo en helio por fusión nuclear, comienza a quemar hidrógeno en una cáscara alrededor del núcleo de helio inerte. Esto tiene como primer efecto un aumento del volumen de la estrella y un enfriamiento de su superficie, por lo que su color se torna rojizo. En esa fase previa a la de gigante roja, la estrella recibe el nombre de subgigante. En un momento dado, la atmósfera de la estrella alcanza un valor mínimo crítico de la temperatura por debajo del cual ya no puede descender, lo que obliga a la estrella a aumentar su luminosidad y volumen a temperatura superficial (o sea, color) prácticamente constantes; la estrella se hincha hasta alcanzar un radio típico de unos 100 millones de km: la estrella se ha convertido así en una gigante roja. En todo este proceso la energía emitida por la gigante proviene de la mencionada cáscara y de la conversión de energía gravitatoria en calor por el teorema del virial. Tamaño actual del sol comparado con su maximo tamaño en 500 años Enana Blanca Una enana blanca es un remanente estelar que se genera cuando una estrella de masa menor a 9-10 masas solares ha agotado su combustible nuclear. De hecho, se trata de una etapa de la evolución estelar que atravesará el 97% de las estrellas que conocemos, incluido el Sol. Las enanas blancas son, junto a las enanas rojas, las estrellas más abundantes en el universo.El físico Stephen Hawking, en el glosario de su conocida obra Historia del tiempo, define a la enana blanca de la siguiente manera: Estrella fría estable, mantenida por la repulsión debida al principio de exclusión entre neutrones. El origen de estos cuerpos es progresivo y suave. En las estrellas maduras las capas más exteriores están muy expandidas en sus transformaciones a estrellas de la rama asintótica gigante y poco a poco se desprenden de su agotado núcleo. Cuando finalizan las reacciones de fusión, el núcleo se contrae y se calienta aunque sin llegar a la temperatura de ignición de la siguiente fase. Antes de llegar a dicha temperatura los electrones degeneran y detienen el proceso. Se forma así una enana blanca con una temperatura de partida en su núcleo de entre 100 y 200 millones de grados que se irá enfriando paulatinamente. El material desprendido formará, a su vez, una nebulosa planetaria en cuyo centro estará la enana blanca. La enana blanca, una vez formada, va enfriándose y apagándose paulatinamente, de un color azul intenso pasará a un color rojizo, y después pasará al infrarrojo, con el tiempo la temperatura se igualará con la radiación de fondo del universo hasta, hipotéticamente, terminar siendo una enana negra, y vagar por el espacio indefinidamente. Para tomar conciencia de la lentitud del enfriamiento de las enanas blancas, cabe tener presente que el universo continúa expandiéndose, y se estima que en cuestión de 1019 a 1020 años, las galaxias se desvanecerán, ya que las estrellas de las que están formadas se dispersarán por el espacio intergaláctico. Pues bien, se piensa que las enanas blancas sobrevivirán a este hecho, aunque bien es cierto que una colisión fortuita entre enanas blancas podría dar lugar a una estrella capaz de producir reacciones de fusión nuclear (fusionando helio o carbono en vez de hidrógeno), o a una enana blanca muy masiva que diera lugar a una supernova de tipo Ia. Se cree que el tiempo de vida de una enana blanca es similar al tiempo de vida media del protón, que se estima desde los 1032 a los 1049 años según algunas teorías de la gran unificación. Si estas teorías fueran erróneas, el protón debería decaer mediante complejos procesos nucleares, o formando agujeros negros virtuales mediante procesos de gravedad cuántica, y en este caso la vida media del protón se situaría sobre los 10200 años. Si tomamos como cierto que los protones se desintegran, la masa de la enana blanca disminuiría muy lentamente a causa de la desintegración de sus núcleos atómicos, hasta llegar a tal punto en el que se convertiría en un pedazo de materia no degenerada, y finalmente desaparecería por completo. Supernova Una supernova (del latín nova, «nueva») es una explosión estelar que puede manifestarse de forma muy notable, incluso a simple vista, en lugares de la esfera celeste donde antes no se había detectado nada en particular. Por esta razón, a eventos de esta naturaleza se los llamó inicialmente stellae novae («estrellas nuevas») o simplemente novae. Con el tiempo se hizo la distinción entre fenómenos aparentemente similares pero de luminosidad intrínseca muy diferente; los menos luminosos continuaron llamándose novae (novas), en tanto que a los más luminosos se les agregó el prefijo «super-». Este término fue utilizado desde la antigüedad para indicar la explosión de una estrella blanca y pequeñas en sus capas externas, las cuales producen una luminosidad que puede aumentar 100.000 veces su brillo original. Esta luminosidad dura unos pocos días y, en ocasiones, puede ser observada a simple vista desde la Tierra. Al ver un nuevo resplandor en el cielo, los seres humanos creían que había aparecido una nueva estrella. En el mes de agosto de 1975, apareció una nova que pudo ser observada a simple vista desde la Tierra, durante algunos días. Esta nova surgió de la explosión de una gigante roja.1 Las supernovas producen destellos de luz intensísimos que pueden durar desde varias semanas a varios meses. Se caracterizan por un rápido aumento de la intensidad luminosa hasta alcanzar una magnitud absoluta mayor que el resto de la galaxia. Posteriormente su brillo decrece de forma más o menos suave hasta desaparecer completamente. Se han propuesto varios escenarios para su origen. Pueden ser estrellas masivas que ya no pueden desarrollar reacciones termonucleares en su núcleo, y que son incapaces de sostenerse por la presión de degeneración de los electrones, lo que las lleva a contraerse repentinamente (colapsar) y generar, en el proceso, una fuerte emisión de energía. Otro proceso más violento aún, capaz de generar destellos incluso mucho más intensos, puede suceder cuando una enana blanca miembro de un sistema binario cerrado, recibe suficiente masa de su compañera como para superar el límite de Chandrasekhar y proceder a la fusión instantánea de todo su núcleo: esto dispara una explosión termonuclear que expulsa casi todo, si no todo, el material que la formaba. La explosión de supernova provoca la expulsión de las capas externas de la estrella por medio de poderosas ondas de choque, enriqueciendo el espacio que la rodea con elementos pesados. Los restos eventualmente componen nubes de polvo y gas. Cuando el frente de onda de la explosión alcanza otras nubes de gas y polvo cercanas, las comprime y puede desencadenar la formación de nuevas nebulosas solares que originan, después de cierto tiempo, nuevos sistemas estelares (quizá con planetas, al estar las nebulosas enriquecidas con los elementos procedentes de la explosión). Estos residuos estelares en expansión se denominan remanentes y pueden tener o no un objeto compacto en su interior. Dicho remanente terminará por diluirse en el medio interestelar al cabo de millones de años. Un ejemplo es RCW 86. Las supernovas pueden liberar varias veces 1044 J de energía. Esto ha resultado en la adopción del foe (1044 J) como unidad estándar de energía en el estudio de supernovas. Hoyo Negro Un agujero negro u hoyo negro, es una región finita del espacio en cuyo interior existe una concentración de masa lo suficientemente elevada para generar un campo gravitatorio tal que ninguna partícula material, ni siquiera la luz, puede escapar de ella. Sin embargo, los agujeros negros pueden ser capaces de emitir radiación, lo cual fue conjeturado por Stephen Hawking en los años 1970. La radiación emitida por agujeros negros como Cygnus X-1 no procede del propio agujero negro sino de su disco de acreción. La gravedad de un agujero negro, o «curvatura del espacio-tiempo», provoca una singularidad envuelta por una superficie cerrada, llamada horizonte de sucesos. Esto es previsto por las ecuaciones de campo de Einstein. El horizonte de sucesos separa la región del agujero negro del resto del universo y es la superficie límite del espacio a partir de la cual ninguna partícula puede salir, incluyendo los fotones. Dicha curvatura es estudiada por la relatividad general, la que predijo la existencia de los agujeros negros y fue su primer indicio. En los años 70, Hawking, Ellis y Penrose demostraron varios teoremas importantes sobre la ocurrencia y geometría de los agujeros negros.4 Previamente, en 1963, Roy Kerr había demostrado que en un espacio-tiempo de cuatro dimensiones todos los agujeros negros debían tener una geometría cuasi-esférica determinada por tres parámetros: su masa M, su carga eléctrica total e y su momento angular L. Se conjetura que en el centro de la mayoría de las galaxias, entre ellas la Vía Láctea, hay agujeros negros supermasivos.La existencia de agujeros negros está apoyada en observaciones astronómicas, en especial a través de la emisión de rayos X por estrellas binarias y galaxias activas. Los agujeros negros proceden de un proceso de colapso gravitatorio que fue ampliamente estudiado a mediados de siglo XX por diversos científicos, particularmente Robert Oppenheimer, Roger Penrose y Stephen Hawking entre otros. Hawking, en su libro divulgativo Historia del tiempo: del Big Bang a los agujeros negros (1988), repasa algunos de los hechos bien establecidos sobre la formación de agujeros negros. Dicho proceso comienza posteriormente a la muerte de una gigante roja (estrella de gran masa), llámese muerte a la extinción total de su energía. Tras varios miles de millones de años de vida, la fuerza gravitatoria de dicha estrella comienza a ejercer fuerza sobre sí misma originando una masa concentrada en un pequeño volumen, convirtiéndose en una enana blanca. En este punto dicho proceso puede proseguir hasta el colapso de dicho astro por la auto atracción gravitatoria que termina por convertir a esta enana blanca en un agujero negro. Este proceso acaba por reunir una fuerza de atracción tan fuerte que atrapa hasta la luz en éste. En palabras más simples, un agujero negro es el resultado final de la acción de la gravedad extrema llevada hasta el límite posible. La misma gravedad que mantiene a la estrella estable, la empieza a comprimir hasta el punto que los átomos comienzan a aplastarse. Los electrones en órbita se acercan cada vez más al núcleo atómico y acaban fusionándose con los protones, formando más neutrones . Por lo que este proceso comportaría la emisión de un número elevado de neutrinos. El resultado final, una estrella de neutrones. En este punto, dependiendo de la masa de la estrella, el plasma de neutrones dispara una reacción en cadena irreversible, la gravedad aumenta enormemente al disminuirse la distancia que había originalmente entre los átomos. Las partículas de neutrones implotan, aplastándose más, logrando como resultado un agujero negro, que es una región del espacio-tiempo limitada por el llamado horizonte de sucesos. Los detalles de qué sucede con la materia que cae más allá de este horizonte dentro de un agujero negro no se conocen porque para escalas pequeñas sólo una teoría cuántica de la gravedad podría explicarlos adecuadamente, pero no existe una formulación completamente consistente con dicha teoría. Agujero de Gusano En física, un agujero de gusano, también conocido como puente de Einstein-Rosen y en algunas traducciones españolas «agujero de lombriz», es una hipotética característica topológica de un espacio-tiempo, descrita por las ecuaciones de la relatividad general, consistente esencialmente en un «atajo» a través del espacio y el tiempo. Un agujero de gusano tiene por lo menos dos extremos, conectados a una única «garganta», pudiendo la materia 'desplazarse' de un extremo a otro pasando a través de ésta. Hasta la fecha no se ha encontrado ninguna evidencia de que el espacio-tiempo conocido contenga estructuras de este tipo, por lo que en la actualidad es sólo una posibilidad teórica. Cuando una estrella supergigante roja explota, arroja materia hacia el exterior, por lo que acaba teniendo un tamaño inferior y acaba convertida en una estrella de neutrones. Pero también puede suceder que se comprima tanto que absorba su energía hacia dentro y desaparezca dejando un agujero negro en el lugar que ocupaba. Este agujero tiene una gravedad tan grande que ni siquiera la radiación electromagnética puede escapar de su interior. El agujero está rodeado por una frontera esférica, llamada horizonte de sucesos. La luz traspasa esta frontera para entrar, pero no puede salir, por lo que el agujero visto desde grandes distancias debería ser completamente negro (aunque Stephen Hawking postuló que ciertos efectos cuánticos generarían la llamada radiación de Hawking). Dentro del agujero los astrofísicos conjeturan que se forma una especie de cono sin fondo. En el año de 1994, el Telescopio espacial Hubble detectó la presencia de uno muy denso en el centro de la Galaxia elíptica M87, pues la alta aceleración de gases en esa región indica que debe haber un objeto 3.500 millones de veces más grande que el Sol. Finalmente, este agujero terminará por absorber a la galaxia entera. El primer científico en advertir de la existencia de agujeros de gusano fue Ludwig Flamm en 1916. En este sentido la hipótesis del agujero de gusano es una actualización de la decimonónica teoría de una cuarta dimensión espacial que suponía -por ejemplo-, dado un cuerpo toroidal en el que se podían encontrar las tres dimensiones espaciales comúnmente perceptibles, una cuarta dimensión espacial que abreviara las distancias, y así los tiempos de viaje. Esta noción inicial fue plasmada más científicamente en 1921 por el matemático Hermann Weyl en conexión con sus análisis de la masa en términos de la energía de un campo electromagnético2 a partir de la teoría relativista de Albert Einstein publicada en 1916. En la actualidad la teoría de cuerdas admite la existencia de más de tres dimensiones espaciales (ver hiperespacio), pero las otras dimensiones espaciales estarían contractadas o compactadas a escalas subatómicas (según la teoría de Kaluza-Klein), por lo que parece muy difícil (diríase "imposible" aprovechar tales dimensiones espaciales «extras» para viajes en el espacio y en el tiempo. Dudas Menores Podriamos vivir en Marte? La respuesta es: talves porque tiene varias condiciones que se adaptan a la vida de los seres humanos Pdriamos vivir en Jupiter? Imposible, porque? porque es un planeta gaseoso no hay suelo, uno que otro dicen que hay mar, pero toxico y caen rayos de 1.000.000.000.000.000.000.000.000.000 de grados Farenheit Podemos VIAJAR EN EL TIEMPO? La respuesta es si y no a la vez porque si? porque un agujero de gusano conecta a otro tiempo o año porque no? los seres humanos no soportan esas grandes presiones y se desintegrarian al entrar en el agujero Cuanto tiempo le queda al Sol? 5,000 años mas ¿Podria abrise un agujro negro en nuestra galaxia? Pues no lo sé

Muy a menudo nos hacemos preguntas, de las cuales nunca sabemos la respuesta, otras veces presentamos dudas frente a cualquier tema bàsico; lo peor es que por verguenza a que las crean estupidas no las hacemos y asì podemos llegar a morir ignorantes de cosas muy simples. He aquì varias curiosidades: Un pintor con una hija analfabetaUn genio bruto Una estrella natural a la que es imposible ganarle Un pato que diò mucho de que hablar en algùn rincòn del planeta Un electrodomèstico por accidente Un momento humano mas ràpido que tu automovil...y hablando de automòviles, nos superaron en nùmero? " Mundo curioso...Mundo sencillo... " "El hombre es el único animal que come sin tener hambre, bebe sin tener sed y habla sin tener nada que decir" "Mark Twain" INFORMACIÒN CORTA PERO LETAL PARA TU CEREBRO 1.Einstein nunca fue un buen alumno, y ni siquiera hablaba bien a los 9 años, sus padres creían que era retrasado mental. Albert Einstein (en alemán [ˈalbɐt ˈaɪnʃtaɪn]; Ulm, Imperio alemán, 14 de marzo de 1879 - Princeton, Estados Unidos, 18 de abril de 1955) fue un físico alemán de origen judío, nacionalizado después suizo y estadounidense. Es considerado como el científico más importante del siglo XX. Manuel Alfonseca cuantifica la importancia de 1000 científicos de todos los tiempos y, en una escala de 1 a 8, Einstein y Freud son los únicos del siglo XX en alcanzar la máxima puntuación;1 asimismo califica a Einstein como «el científico más popular y conocido del siglo XX». En 1905, cuando era un joven físico desconocido, empleado en la Oficina de Patentes de Berna, publicó su teoría de la relatividad especial. En ella incorporó, en un marco teórico simple fundamentado en postulados físicos sencillos, conceptos y fenómenos estudiados antes por Henri Poincaré y por Hendrik Lorentz. Como una consecuencia lógica de esta teoría, dedujo la ecuación de la física más conocida a nivel popular: la equivalencia masa-energía, E=mc². Ese año publicó otros trabajos que sentarían bases para la física estadística y la mecánica cuántica. En 1915 presentó la teoría de la relatividad general, en la que reformuló por completo el concepto de gravedad. Una de las consecuencias fue el surgimiento del estudio científico del origen y la evolución del Universo por la rama de la física denominada cosmología. En 1919, cuando las observaciones británicas de un eclipse solar confirmaron sus predicciones acerca de la curvatura de la luz, fue idolatrado por la prensa. Einstein se convirtió en un icono popular de la ciencia mundialmente famoso, un privilegio al alcance de muy pocos científicos. Las hormigas no duermen. Probablemente no lo sabias.....verdad? El sol libera mas energía en un segundo que toda la energía consumida por la humanidad desde su inicio. Una gota de petróleo es capaz de convertir 25 litros de agua potable en NO potable. Si una gota de petroleo contamina 25 litros de agua, asi que ponte a cuidar el planeta, sino quieres que toda el agua se contamine y quede inservible El material más resistente creado por la naturaleza es la tela de Araña. WTF??? Bueno esto ha sido todo

La teoría general de la relatividad o relatividad general es una teoría del campo gravitatorio y de los sistemas de referencia generales, publicada por Albert Einstein en 1915 y 1916. El nombre de la teoría se debe a que generaliza la llamada teoría especial de la relatividad. Los principios fundamentales introducidos en esta generalización son el Principio de equivalencia, que describe la aceleración y la gravedad como aspectos distintos de la misma realidad, la noción de la curvatura del espacio-tiempo y el principio de covariancia generalizado. La intuición básica de Einstein fue postular que en un punto concreto no se puede distinguir experimentalmente entre un cuerpo acelerado uniformemente y un campo gravitatorio uniforme. La teoría general de la relatividad permitió también reformular el campo de la cosmología. Poco después de la formulación de la teoría de la relatividad especial en 1905, Albert Einstein comenzó a elucubrar cómo describir los fenómenos gravitatorios con ayuda de la nueva mecánica. En 1907 se embarcó en la búsqueda de una nueva teoría relativista de la gravedad que duraría ocho años. Después de numerosos desvíos y falsos comienzos, su trabajo culminó en noviembre de 1915 con la presentación a la Academia Prusiana de Ciencias de su artículo, que contenía las que hoy son conocidas como "Ecuaciones de Campo de Einstein". Estas ecuaciones forman el núcleo de la teoría y especifican cómo la densidad local de materia y energía determina la geometría del espacio-tiempo. Las ecuaciones de campo de Einstein son no lineales y muy difíciles de resolver. Einstein utilizó los métodos de aproximación en la elaboración de las predicciones iniciales de la teoría. Pero ya en 1916, el astrofísico Karl Schwarzschild encontró la primera solución exacta no trivial de las Ecuaciones de Campo de Einstein, la llamada Métrica de Schwarzschild. Esta solución sentó las bases para la descripción de las etapas finales de un colapso gravitacional, y los objetos que hoy conocemos como agujeros negros. En el mismo año, se iniciaron los primeros pasos hacia la generalización de la solución de Schwarzschild a los objetos con carga eléctrica, obteniéndose así la solución de Reissner-Nordström, ahora asociada con la carga eléctrica de los agujeros negros. En 1917, Einstein aplicó su teoría al universo en su conjunto, iniciando el campo de la cosmología relativista. En línea con el pensamiento contemporáneo, en el que se suponía que el universo era estático, agregó a sus ecuaciones una constante cosmológica para reproducir esa "observación". En 1929, sin embargo, el trabajo de Hubble y otros demostraron que nuestro universo se está expandiendo. Esto es fácilmente descrito por las soluciones encontradas por Friedmann en 1922 para la expansión cosmológica, que no requieren de una constante cosmológica. Lemaître utilizó estas soluciones para formular la primera versión de los modelos del Big Bang, en la que nuestro universo ha evolucionado desde un estado anterior extremadamente caliente y denso. Einstein declaró más tarde que agregar esa constante cosmológica a sus ecuaciones fue el mayor error de su vida. Durante ese período, la relatividad general se mantuvo como una especie de curiosidad entre las teorías físicas. Fue claramente superior a la gravedad newtoniana, siendo consistente con la relatividad especial y contestaba varios efectos no explicados por la teoría newtoniana. El mismo Einstein había demostrado en 1915 cómo su teoría lograba explicar el avance del perihelio anómalo del planeta Mercurio sin ningún parámetro arbitrario. Del mismo modo, en una expedición de 1919 liderada por Eddington confirmaron la predicción de la relatividad general para la desviación de la luz estelar por el Sol durante el eclipse total de Sol del 29 de mayo de 1919, haciendo famoso a Einstein instantáneamente. Sin embargo, esta teoría ha entrado en la corriente de la física teórica y la astrofísica desarrolladas aproximadamente entre 1960 y 1975, ahora conocido como la edad de oro de la relatividad general. Los físicos empezaron a comprender el concepto de agujero negro, y a identificar la manifestación de objetos astrofísicos como los cuásares. Cada vez más precisas, las pruebas del sistema solar confirmaron el poder predictivo de la teoría, y la cosmología relativista, también se volvió susceptible a encaminar pruebas observacionales. ¿Por qué es necesaria la teoría de relatividad general? Los éxitos explicativos de la teoría de la relatividad especial condujeron a la aceptación de la teoría prácticamente por la totalidad de los físicos. Eso llevó a que antes de la formulación de la relatividad general existieran dos teorías físicas incompatibles: *La teoría especial de la relatividad, covariante en el sentido de Lorentz, que integraba adecuadamente el electromagnetismo, y que descarta explícitamente las acciones instantáneas a distancia. La teoría de la gravitación de Newton, explícitamente no-covariante, que explicaba de manera adecuada la gravedad mediante acciones instantáneas a distancia (concepto de fuerza a distancia). La necesidad de buscar una teoría que integrase, como casos límites particulares, las dos anteriores requería la búsqueda de una teoría de la gravedad que fuese compatible con los nuevos principios relativistas introducidos por Einstein. Además de incluir la gravitación en una teoría de formulación covariante, hubo otra razón adicional. Einstein había concebido la teoría especial de la relatividad como una teoría aplicable sólo a sistemas de referencia inerciales, aunque realmente puede generalizarse a sistemas acelerados sin necesidad de introducir todo el aparato de la relatividad general. La insatisfacción de Einstein con su creencia de que la teoría era aplicable sólo a sistemas inerciales le llevó a buscar una teoría que proporcionara descripciones físicas adecuadas para un sistema de referencia totalmente general. Esta búsqueda era necesaria, ya que según la relatividad especial ninguna información puede viajar a mayor velocidad que la luz, y por lo tanto no puede existir relación de causalidad entre dos eventos unidos por un intervalo espacial. Sin embargo, uno de los pilares fundamentales de la gravedad newtoniana, el principio de acción a distancia, supone que las alteraciones producidas en el campo gravitatorio se transmiten instantáneamente a través del espacio. La contradicción entre ambas teorías es evidente, puesto que asumir las tesis de Newton llevaría implícita la posibilidad de que un observador fuera afectado por las perturbaciones gravitatorias producidas fuera de su cono de luz. Einstein resolvió este problema interpretando los fenómenos gravitatorios como simples alteraciones de la curvatura del espacio-tiempo producidas por la presencia de masas. De ello se deduce que el campo gravitatorio, al igual que el campo electromagnético, tiene una entidad física independiente y sus variaciones se transmiten a una velocidad finita en forma de ondas gravitacionales. La presencia de masa, energía o momentum en una determinada región de la variedad tetradimensional, provoca la alteración de los coeficientes de la métrica, en una forma cuyos detalles pormenorizados analizaremos en las secciones siguientes. En esta visión, la gravitación sólo sería una pseudo-fuerza (equivalente a la fuerza de Coriolis, o a la fuerza centrífuga) efecto de haber escogido un sistema de referencia no-inercial. Principios generales Las características esenciales de la teoría de la relatividad general son las siguientes: El principio general de covariancia: las leyes de la física deben tomar la misma forma matemática en todos los sistemas de coordenadas. El principio de equivalencia o de invariancia local de Lorentz: las leyes de la relatividad especial (espacio plano de Minkowski) se aplican localmente para todos los observadores inerciales. La curvatura del espacio-tiempo es lo que observamos como un campo gravitatorio, en presencia de materia la geometría del espacio-tiempo no es plana sino curva, una partícula en movimiento libre inercial en el seno de un campo gravitorio sigue una trayectoria geodésica. Principio de covariancia Artículo principal: Principio de covariancia El principio de covariancia es la generalización de la teoría de la relatividad especial, donde se busca que las leyes físicas tengan la misma forma en todos los sistemas de referencia. Esto último equivale a que todos los sistemas de referencia sean indistinguibles, y desde el punto de vista físico equivalentes. En otras palabras, que cualquiera que sea el movimiento de los observadores, las ecuaciones tendrán la misma forma matemática y contendrán los mismos términos. Ésta fue la principal motivación de Einstein para que estudiara y postulara la relatividad general. El principio de covariancia sugería que las leyes debían escribirse en términos de tensores, cuyas leyes de transformación covariantes y contravariantes podían proporcionar la "invariancia" de forma buscada, satisfaciéndose el principio físico de covariancia. La derivada ordinaria se aplica exclusivamente sobre los componentes de un vector, mientras que la derivada covariante se aplica también sobre las bases del espacio vectorial.

Hola amigos, esta vez les traigo un poco de arte, para los pintores o aficionados, mostrando pinturas famosas: En el Museo del Louvre, ubicado en la ciudad de París (Francia), se encuentran las pinturas más famosas, además de otras bellas artes como arqueología, escultura y artes decorativas. Entre las pinturas más famosas del museo de Louvre se encuentran especialmente “La Gioconda” de Leonardo da Vinci y el de “La Libertad guiando al pueblo” de Eugène Delacroix. Gioconda También conocida como la Mona Lisa, esta pintura fue hecha por Leonardo Da Vinci y es probablemente la más famosa del mundo y también del museo. La Gioconda significa “la alegre” en castellano y se cree que es el retrato de la esposa de Francesco Bartolomeo del Giocondo, de nombre Lisa Gherardini, de donde viene su otro nombre: Mona (señora) Lisa. La libertad guiando al pueblo Esta pintura fue hecha por Eugène Delacroix en 1830 y representa una escena de las llamadas “Tres jornadas gloriosas” que se desarrollaron en julio de 1830, cuando los habitantes de todas las clases sociales de París se levantaron en contra de las acciones del rey Carlos X. La obra se ha convertido en un icono universal de la lucha por la libertad. La muerte de la Virgen Es la obra maestra de Caravaggio y fue pintada en el año de 1606. En esa época la representación de la Virgen María causó cierto escándalo, y fue rechazada como inadecuada por la Iglesia Católica. Esta pintura es considerada fundamental para la historia del arte, ya que despojó un tema religioso del misticismo. Esta obra es de grandes proporciones con figuras humanas casi de tamaño natural, y de corriente tenebrista de la que Caravaggio es uno de los principales exponentes. También considerada como una de las pinturas más famosas. Virgen del canciller Rolin Es una pintura religiosa realizada en óleo sobre tabla y hecha por Jan van Eyck el año 1435. Junto con su hermano Huberto, son considerados los fundadores de la escuela de los Primitivos Flamencos. La pintura tiene una minuciosidad magistral, necesaria porque estaba destinada a estar en una pequeña capilla, en la que sería vista de cerca. Se exhibe en el museo con el título de La Vierge du chancelier Rolin. La encajera http://media-cache-ak1.pinimg.com/736x/85/74/85/85748530156e741ac8396c25e9b574aa.jpg Es considerada una de las pinturas más famosas de Johannes Vermeer. Realizada sobre lienzo, se calcula que fue creada en 1669-1670. Como muchas otras del autor, la obra retrata a una persona realizando una tarea, rodeada de sus elementos de trabajo. En esta prevalece el detalle y una luminosidad apacible. La encajera o La encajera de bolillos, es una de las pinturas más conocidas del pintor holandés Johannes Vermeer. Está realizado en óleo sobre lienzo, montado sobre madera. Se calcula que fue pintado hacia 1669-1670. La coronacion deNapoleón La balsa de la Medusa La Balsa de la Medusa es una pintura al óleo hecha por el pintor y litógrafo francés Théodore Géricault entre 1818 y 1819, cuando sólo tenía 27 años. Este artista del Romanticismo, eligió un tema dramático, como fue el naufragio del Medusa frente a las costas de Mauritania. Géricault realizó una profunda investigación, visitando hospitales y morgues recreando la odisea de sobrevivientes del naufragio durante 13 días. El buey desollado También llamada en francés Le Boeuf écorché, es una de las pinturas más famosas del pintor holandés Rembrandt. Hecha el año 1655, en óleo sobre madera, mide 94 cm de altura y 69 cm de ancho. Se considera como una pintura excepcional de este reconocido artista por su calidad y temática poco común. Autorretrato En alemán Selbstbildnis, es la obra del pintor alemán Alberto Durero, hecha en 1493; es un autorretrato y se cree que la realizó como regalo para su novia. El cuadro lleva la fecha y una inscripción que se traduce como “Mi destino progresará según el orden Supremo”. En el retrato se ve a un Durero joven con un ramo de cardo, símbolo de fidelidad, entre sus manos. Es una de las obras más conocidas de Albrecht Dürer (alemán). La Virgen de las rocas Es la primera gran obra de Leonardo da Vinci mientras vivía en Milán. La Virgen ocupa el centro de la imagen, a su derecha está Juan el Bautista y a su izquierda un ángel. También aparece el niño Jesús. Hay otra versión de esta pintura, también de Leonardo, que está en la National Gallery de Londres. Se cree que la del Louvre es la original. Por tanto el nombre de “La Virgen de las Rocas” es usado para denominar estos dos cuadros de Leonardo da Vinci pintados con idéntica técnica pictórica de óleo sobre tabla. Bueno ay tienen, pinturas famosas y su historia...

Hola amigos de T! bienvenidos a mi cuarto post, y les enseñare a instalar leds de un color sensibles al sonido en su psp Hago esto porque mi PSP esta semi-brickeado y los instale y si funciono OJO HAGANLO BAJO SU PROPIO RIESGO, NI YO NI LOS CREADORES NI LA FUENTE DEL MOD NOS HACEMOS RESPONSABLES DE LO QUE LE PASE A TU PSP Empezemos Materiales: 4 Leds 0603 SMD(solo se necesitan 2 pero recomiendo 4 por si alguno le pasa algo) Cable de 0'30mm(es como el que une la placa base del ordenador al disco duro, se separa en cablecitos) Estaño para soldar. Soldador(y saber usarlo). Ferreteria, Destornillador de estrella PH-0(todos los tornillos de la PSP[fat] salen con este). INSTALACIÓN Antes de nada encender nuestra PSP y poner el sonido al maximo. 1-Abrir la PSP hasta la parte del chip que se ve el primero, la carcasa frontal, la barra de home, la pantalla y el chasis.(no desmontar mas alla de lo que sujeta la pantalla(lo que sujeta la pantalla si se desmonta). Si necesitas saber como desmontarla visita la seccion Tutoriales Hardware. 2-Medir la distancia del cable desde el altavoz hasta el boton(altavoz izq-boton L | altavoz der-boton R) y cortarlo y pelarlo. 3-Soldar los led a sus respectivos cables y una vez soldados soldarlos a los altavoces en unas bolitas de estaño que ellos ya llevan(se nota donde se tiene que soldar, antes de soldarlo comprobar que funcione uniendo los cables ya soldados a los leds a esas bolitas de estaño y si luce soldar a los altavoces, esta comprobacion se hace encenciendo la psp con el alimentador conectado). Queda Asi: Con un taladro agujerea los botones R y L o con una barrenera con el taladro tienes el riesgo a romper el boton Pega los led ya soldados con pega termofusible Resultado final(Comprueba si funciona) VIDEOS Posibles Problemas y su solucion: No lucen los leds ni se oye el altavoz -Comprueba que esten bien soldados leds, cable y altavoces. -Comprueba que no se toquen ninguno de los cables ya que harian cortocircuito(pon celo o algo que los separe) Todo iba bien pero al montarla no lucen o no se oye: -Ocurre por que con la presion del chasis, carcasa... que hacen los tornillos para que este todo bien sujeto se pueda mover algun cable y se rocen o que los cables rocen con el chasis ya que como es de metal produciria el mismo efecto de cortociruito, poner celo es lo mejor tambien separadlos y comprobar que no tocan entre ellos ni con el chasis. Lucen los leds y se olle pero los botones no se pulsan bien o el joystick se mueve solo. -Esto se debe a que no este bien montada la psp asegurate de que todos los tornillos estan bien apretados y la carcasa(lo mas importante para joystick y botones) encaja perfectamente sin dejar ningun hueco abierto, si es asi aprieta bien todos los tornillos hasta que cierre perfectamente si sigue igual o compras una carcasa nueva o abres de nuevo hasta donde estan los cables de los leds y altavoz y compruebas de que es lo suficientemente pegueño,no sobresale ni pasa por encima de algo importante para que impida que encaje y cierre bien todo. Derrepente no se oye el altavoz y tampoco luce -Si te pasa esto no tienes mas que despegar el cable del altavoz que lo une a la placa base de la PSP desconectarlo y volverlo a conectar, esto es debido a que produzca cortocircuito o tenga un voltaje alto despues de el, desenchufandolo y volviendolo a enchufar se soluciona y vuelve a sonar y a lucir. Estos son los problemas conocidos y todos y cada uno de ellos me ha pasado a mi y con esa solucion ha vuelto todo a la normalidad y he podido instalar mis leds con total funcionalidad y sin fallos despues. Si lo intentaras te dire algo: Buena suerte y que no se dañe tu PSP ni los autores ni yo nos hacemos responsables a lo que le pase a tu PSP Comenten!

Si asi como lo oyen, como encontrar oro, MATERIALES: *Sarten vieja *Botella *Iman(Opcional) *Paciencia Empezemos: Ve a un arroyo o río donde hayas escuchado que hay oro. Ya sea un lugar familiar, o que hayas oído historias sobre cierto arroyo, o que simplemente tengas una corazonada; generalmente hay algo de verdad detrás de las historias familiares y leyendas. Aunque puedas pensar que debido a que se ha buscado oro en un lugar, ya no queda nada, ése no siempre es el caso. Los arroyos y ríos cargan pequeños copos y piedras de oro desde depósitos de agua ubicados corriente arriba. Cada invierno, las tormentas desentierran más oro, y ese oro puede ser tuyo. Escoge un lugar al lado de un arroyo o río. En el lugar que escojas el agua debe tener al menos 15cm (6 plg) de profundidad. Si el agua tiene más de esa profundidad, podría ser demasiado turbia o podría estar llena de hojas u otros tipos de suciedad que te impidan ver tu sartén cuando lo sumerjas. Escoge la sartén. Las sartenes normales son de metal o plástico. Las sartenes de plástico son mejores para los principiantes debido a que son a prueba de óxido, son más ligeras que las sartenes de metal, y vienen en color negro (lo cual permite ver el oro con más facilidad) además pueden ser texturizadas especialmente para atrapar el oro. *Si utilizas una sartén de metal, asegúrate de eliminar cualquier rastro de aceite de la superficie. (Si utilizas una sartén nueva, no debes preocuparte por el aceite). Elimina el aceite sosteniendo la sartén sobre una fogata con un par de pinzas o guantes resistentes al fuego. Calienta la sartén hasta que obtenga un débil resplandor rojo y luego sumérgela en el agua. Este proceso elimina el aceite y le da a la sartén un color azul oscuro que te permite ver el oro más facilidad. 2 Lava las piedras más grandes y el moho Llena la sartén hasta ¾ con grava. Sumérgela en el agua, justo por debajo de la superficie. Agita la sartén con fuerza varias veces. Muévela hacia atrás y adelante, de un lado a otro. Asegúrate de no agitar la sartén con demasiada fuerza, ya que los materiales pueden caer de la sartén. Deja de mover la sartén y utiliza suaves movimientos circulares. La grava debe empezar a girar en círculo dentro de la sartén. Hacer esto hará que la mayoría de tierra y barro salgan de la sartén o se disuelvan. Enrolla cualquier raíz o trozo de musgo sobre la sartén con tus dedos, hacer esto te asegura que la sartén atrape cualquier suciedad que posiblemente tenga oro. Saca las piedras grandes. Asegúrate de que estén limpias (deben estarlo después de seguir estos pasos). Repite estos pasos hasta eliminar las piedras más grande y dejar las concentraciones más pesadas (como el oro y la arena) reposando en el fondo de la sartén. 3 Lava la arena más liviana y la grava Sostén tu sartén apenas por debajo del agua, asegurándote de que esté completamente sumergida. Inclina la sartén lejos de ti ligeramente, como si estuvieras intentando atrapar la corriente de agua. gita la sartén de lado a lado. Utiliza un movimiento ligero de lanzamiento hacia adelante, como si estuvieras a punto de lanzar un panqueque (pero no voltees el contenido de la sartén). Sé cuidadoso, pero utiliza la fuerza suficiente para mover la superficie de la sartén y la grava más liviana fuera del extremo de la misma. Nivela la sartén. Agítala hacia atrás y adelante, mientras la sartén todavía esté en el agua. Nivelar y agitar la sartén causa que el oro se asiente en el fondo de la misma, y que el material más ligero salga a la superficie. Repite el proceso varias veces. Cuando termines esta parte, debe haber alrededor de dos tazas de material pesado en la sartén. Ya no debe quedar ninguna roca o piedra. Los materiales que quedaron en la sartén son los más pesados. Se componen de arena negra, o 'concentrados', y si tienes suerte, oro. 4 Lava la arena Negra Levanta la sartén del agua. Asegúrate de que haya cerca de 2.5cm (1plg) de agua en la sartén. El agua es necesaria debido a que continuarás filtrando la arena del oro cuando saques la sartén del arroyo. Inclina el sartén hacia ti ligeramente. Agita el agua y los materiales lentamente con un movimiento circular. Hacer esto, te permite revisar y observar si hay alguna pepita o trozo grande de oro que puedas recoger con la mano. *Si encuentras pepitas de oro, colócalas en el recipiente donde vas a almacenar el oro. Éste podría ser un botella legitima para muestras de oro comprada en la tienda, o un frasco o botella de píldoras que hayas encontrado en casa. Sumerge la sartén de nuevo en el agua. Repite los pasos de la parte tres (alternando hacia atrás y adelante entre mover la sartén en forma circular, nivelarla y agitarla). Asegúrate de ser extremadamente cuidadoso al realizar este paso, si agitas la sartén con demasiada fuerza, podrías perder algo de tu oro. Utiliza un imán si tienes una sartén de plástico. Saca la sartén del agua, manteniendo la menor cantidad de agua posible. Coloca un imán en la parte inferior de la sartén y muévelo lentamente alrededor de la misma. La arena negra es magnética y es atraída por el imán. Este proceso separa rápidamente la arena negra del oro. *Si decides utilizar un imán, puedes tirar la arena atrapada, o utilizar una botella para filtrar el oro. Las botellas para filtrar oro tienen un tubo de succión en la parte superior (igual que las botellas de gotas para los ojos, las cuales puedes utilizar). Cuando aprietas la botella, se crea un vacío. Cuando sueltas la botella, succiona cualquier cosa a la que esté apuntando (en este caso, oro y agua). Es así como tu oro estará seguro dentro de la botella. Vierte el esto de la arena negra y oro dentro de una botella. Cuando hayas filtrado toda la arena negra que te sea posible del oro, lo mejor es verter la mezcla dentro de una botella. La manera más segura de verter el contenido de la sartén dentro de una botella, es colocar un embudo en la boca de ésta. Vierte el contenido de la sartén dentro de la botella. Y lo mas importante: Siéntete libre de gritar '¡Eureka!' Una vez que hayas separado todo el oro. Ahora eres un auténtico buscador de oro.

No tienes nada que darle, o quisieras regalarle algo a ese ser especial, si es asi sigue leyendo: El Día de la Madre o Día de las Madres es una festividad que se celebra en honor a las madres en diferentes fechas del año según el país. Las primeras celebraciones del Día de las Madres se remontan a la antigua Grecia, donde se le rendían honores a Rea, la madre de los dioses Zeus, Poseidón y Hades. Igualmente los romanos llamaron a esta celebración Hilaria cuando la adquirieron de los griegos. Se celebraba el 15 de marzo en el templo de Cibeles y durante tres días se realizaban ofrendas. Los católicos transformaron estas celebraciones para honrar a la Virgen María, la madre de Jesús. En el santoral católico el 8 de diciembre se celebra la fiesta de la Inmaculada Concepción, fecha que los católicos adoptaron para la celebración del Día de las Madres.[/size FRASES us brazos siempre se abrían cuando quería un abrazo. Tu corazón comprendía cuando necesitaba una amiga. Tus ojos tiernos se endurecían cuando me hacía falta una lección. Tu fuerza y tu amor me guiaron, y me dieron alas para volar. Eres la única persona del mundo que siempre está, de forma incondicional. Si te rechazo, me perdonas. Si me equivoco, me acoges. Si los demás no pueden conmigo, me abres una puerta. Si estoy feliz, celebras conmigo. Si estoy triste, no sonríes hasta que me hagas reír. Eres mi amiga incondicional. Gracias Una madre es capaz de dar todo sin recibir nada. De querer con todo su corazón sin esperar nada a cambio. De invertir todo en un proyecto sin medir la rentabilidad que le aporte su inversión. Una madre sigue teniendo confianza en sus hijos cuando todos los demás lo han perdido. Gracias por ser mi madre. M : Por la M aternidad, el regalo de cualquier mujer y la salvación de cualquier hijo A : Por el A mor de una madre. Insuperable. D : Por el D eber, que ella siente, y que pone por delante de su propia felicidad. Y por la D edicación hacia sus hijos. R : Por ser la R eina de su familia, aunque no se lo mostremos. E : Porque es E special. Por su amor, por su entrega y por la forma en la que intenta mantener unida a toda su familia. Mi madre encuentra la felicidad cuando yo la encuentro. Cuando yo vivo algo hermoso, lo vive a través de mi experiencia. Mi madre reza por mí, incluso cuando yo solo rezo por mi mismo. Mi madre me daría el mundo entero si fuese capaz. Gracias Mamá. Dios no podía estar en todas partes a la vez. Por eso creó a las madres. De todos los derechos que tenemos las mujeres, el más grande es ser madre. IMÁGENES XD Pueden esbribir la frases en una carta, las imagenes imprimirlas y darselas como ustedes quieran. Recuerda una madre es un ser que incluso daria la vida por ti... a si que.... Valorala y cuidala....

Hola, esta vez les enseño a crear una pagina web bien facil, con clases HTML unas 6 nomas y ya podras manejar el lenguaje HTML Requerimientos: *Block de notas *Navegador Web Abrir el block de notas y poner esto: <html> <head><title>Titulo de la pagina</title></head> <body>Escribir algo</body> </html> Guarda en formato .HTML Si vas a insertar musica, imagenes y videos todo debe estar donde se guardo el HTML Insertar imagenes <img src="Nombre.jpg"> Musica <embed src="el nombre de la cancion.mp3" volume="80" loop=infinite weidth="400" height="40" autostart="true"> Volume=Obviamente el volumen de la cancion Loop="Las veces que deseamos repetirlo en este caso en infinitas veces Autostart= Poner en true si queremos que al no mas entrar a la pagina web se reproduzca Mensajes y alertas <html> <head> <title> Nombre </title> <scrip type="text/javascript"> alert ("Mensaje" ) el espacio lo puse porque si no me aparece un emoticon, NO VA ESPACIO </script> </head> <body> <h1>!</h1>. <img src="el nombre de la imagen.JPG"> <embed src="el nombre de la cancion.mp3" volume="80" loop=infinite weidth="400" height="40" autostart="true"> </body> </html> Guardar en nombre.HTML

Hola, esta la segunda parte de clases html, esta vez le enseño a crear tablas Para obtener una tabla de 3*2 con borde <TABLE BORDER> <TR> <TD>A</TD> <TD>B</TD> <TD>C</TD> </TR> <TR> <TD>D</TD> <TD>E</TD> <TD>F</TD> </TR> </TABLE> Dos ejemplos de línea expandida <ROWSPAN> <TABLE BORDER> <TR> <TD>Item 1</TD> <TD ROWSPAN=2>Item 2</TD> <TD>Item 3</TD> </TR> <TR> <TD>Item 4</TD> <TD>Item 5</TD> </TR> </TABLE> Ejemplo de columna expandida <COLSPAN> <TABLE BORDER> <TR> <TD>Item 1</TD> <TD COLSPAN=2>Item 2</TD> </TR> <TR> <TD>Item 3</TD> <TD>Item 4</TD> <TD>Item 5</TD> </TR> </TABLE> Combinación de columna expandida y cabecera <TABLE BORDER> <TR> <TH COLSPAN=2>Head1</TH> <TH COLSPAN=2>Head2</TH> </TR> <TR> <TD>A</TD> <TD>B</TD> <TD>C</TD> <TD>D</TD> </TR> <TR> <TD>E</TD> <TD>F</TD> <TD>G</TD> <TD>H</TD> </TR> </TABLE> Combinación de cabeceras múltiples y columnas expandidas <TABLE BORDER> <TR> <TH COLSPAN=2>Head1</TH> <TH COLSPAN=2>Head2</TH> </TR> <TR> <TH>Head 3</TH> <TH>Head 4</TH> <TH>Head 5</TH> <TH>Head 6</TH> </TR> <TR> <TD>A</TD> <TD>B</TD> <TD>C</TD> <TD>D</TD> </TR> <TR> <TD>E</TD> <TD>F</TD> <TD>G</TD> <TD>H</TD> </TR> </TABLE> Combinación de cabeceras superiores y laterales. Tabla centrada. Contenidos centrados. Título al pie. <CENTER> <TABLE BORDER> <CAPTION ALIGN=bottom>Resumen de tablas</CAPTION> <TR> <TD><TH>TABLE</TH><TH>TR</TH><TH>TD</TH><TH>TH</TH><TH>CAPTION</TH></TD> </TR> <TR ALIGN=CENTER> <TH>BORDER</TH><TD>X</TD><TD>-</TD><TD>-</TD><TD>-</TD><TD>-</TD> </TR> <TR ALIGN=CENTER> <TH>ROWSPAN</TH><TD>-</TD><TD>-</TD><TD>X</TD><TD>X</TD><TD>-</TD> </TR> <TR ALIGN=CENTER> <TH>COLSPAN</TH><TD>-</TD><TD>-</TD><TD>X</TD><TD>X</TD><TD>-</TD> </TR> <TR ALIGN=CENTER> <TH>ALIGN</TH><TD>-</TD><TD>X</TD><TD>X</TD><TD>X</TD><TD>X</TD> </TR> <TR ALIGN=CENTER> <TH>VALIGN</TH><TD>-</TD><TD>-</TD><TD>X</TD><TD>-</TD><TD>-</TD> </TR> <TR ALIGN=CENTER> <TH>WIDTH</TH><TD>X</TD><TD>-</TD><TD>X</TD><TD>-</TD><TD>-</TD> </TR> <TR ALIGN=CENTER> <TH>HEIGTH</TH><TD>X</TD><TD>-</TD><TD>X</TD><TD>-</TD><TD>-</TD> </TR> <TR ALIGN=CENTER> <TH>CELLPADDING</TH><TD>X</TD><TD>-</TD><TD>-</TD><TD>-</TD><TD>-</TD> </TR> <TR ALIGN=CENTER> <TH>CELLSPACING</TH><TD>X</TD><TD>-</TD><TD>-</TD><TD>-</TD><TD>-</TD> </TR> </TABLE> </CENTER> Gracias por visitar el post recuerden guardar el documento en formato .HTML valorenlo ya que me costo hacerlo