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El vidrio es un material inorgánico duro, frágil, transparente y amorfo que se usa para hacer ventanas, lentes, botellas y una gran variedad de productos. El vidrio es un tipo de material cerámico amorfo.El vidrio se obtiene por fusión a unos 1.500 °C de arena de sílice (SiO2), carbonato de sodio (Na2CO3) y caliza (CaCO3).El término "cristal" es utilizado muy frecuentemente como sinónimo de vidrio, aunque es incorrecto en el ámbito científico debido a que el vidrio es un sólido amorfo (sus moléculas no están dispuestas de forma regular) y no un sólido cristalino.Nuestros antepasados usaban la obsidiana, un «vidrio natural», desde hace más 75.000 años para elaborar cuchillos y puntas de flecha.El vidrio en la antigüedadPlinio el Viejo (siglo I), en su Historia Natural, cuenta que unos mercaderes que se dirigían hacia Egipto para vender natrón (carbonato de sodio), se detuvieron para cenar a orillas del río Belus, en Fenicia. Como no había piedras para colocar sus ollas, decidieron utilizar algunos trozos de natrón. Calentaron sus alimentos, comieron y se dispusieron a dormir. A la mañana siguiente vieron asombrados que las piedras se habían fundido y habían reaccionado con la arena para producir un material duro y brillante, el vidrio.En realidad, el hombre aprendió a fabricar el vidrio muchísimo tiempo antes en forma de esmaltes vitrificados, la fayenza. Hay cuentas de collares y restos de cerámica elaborados con fayenza en tumbas del periodo predinástico de Egipto, en las culturas Naqada (3500-3200 a. C.)Los primeros objetos de vidrio que se fabricaron fueron cuentas de collar o abalorios. Es probable que fueran artesanos asiáticos los que establecieron la manufactura del vidrio en Egipto, de donde proceden las primeras vasijas producidas durante el reinado de Tutmosis III (1504-1450 a. C.) La fabricación del vidrio floreció en Egipto y Mesopotamia hasta el 1200 a. C. y posteriormente cesó casi por completo durante varios siglos. Egipto produjo un vidrio claro, que contenía sílice pura; lo coloreaban de azul y verde. Durante la época helenística Egipto se convirtió en el principal proveedor de objetos de vidrio de las cortes reales. Sin embargo, fue en las costas fenicias donde se desarrolló el importante descubrimiento del vidrio soplado en el siglo I a.C. Durante la época romana la manufactura del vidrio se extendió por el Imperio, desde Roma hasta Alemania.2 En esta época se descubrió que añadiendo óxido de manganeso se podía aclarar el vidrio. en la Edad mediaEn el norte de Europa y Gran Bretaña continuaron produciendo objetos utilitarios de vidrio. El vidrio común tipo Waldglas (del alemán, ‘vidrio del bosque’) continuó fabricándose en Europa hasta la era moderna. Sin embargo, la producción más importante en este material durante la edad media fueron los mosaicos de vidrio en la Europa mediterránea y las vidrieras en la zona del norte. Los mosaicos se hacían con teselas de vidrio, que se cortaban de bloques de vidrio. En documentos del siglo VI se hace referencia a vidrieras en las iglesias, aunque los primeros ejemplares conservados datan del siglo XI. Las más apreciadas se elaboraron durante los siglos XIII y XIV, principalmente en Francia e Inglaterra. El vidrio se coloreaba o se laminaba ya coloreado añadiendo óxidos metálicos a la mezcla, y después se cortaba. Los detalles se pintaban sobre el cristal con un esmalte. Las piezas se sujetaban con varillas de plomo en una estructura de hierro. El arte de la fabricación de vidrieras decayó a finales del renacimiento aunque volvió a recuperarse en el siglo XIX.4El vidrio en los países islámicos, entre los siglos VIII y XIV, tuvo su auge en el Oriente Próximo. La antigua tradición Sasánida de tallado del vidrio fue continuada por los artesanos musulmanes que realizaron vasijas decoradas en altorrelieve, muchas con motivos animales, y con vidrio incoloro de gran calidad con diseños tallados a la rueda. La técnica de esmaltado al fuego y la del dorado incrementaron las posibilidades decorativas, destacando los artesanos vidrieros de Alepo y Damasco. De Egipto proviene el descubrimiento de coloraciones vidriadas con brillantes efectos metálicos, tanto en cerámica como en vidrio. Las lámparas de las mezquitas y otras vasijas de uso cotidiano se pintaron con motivos geométricos propios del islam. Sus formas y decoraciones influyeron en la producción occidental posterior, destacando las de Venecia y España.5Del renacimiento al siglo XVIIIEl cristal venecianoEl «cristal veneciano» más antiguo conocido data del siglo XV, aunque el vidrio ya se fabricaba en Venecia desde el siglo X. Con centro en la isla de Murano, los venecianos dominaron el mercado europeo hasta el año 1700. La contribución más importante fue la elaboración de un vidrio sódico duro y refinado muy dúctil. Conocido como «cristallo», era incoloro, de gran transparencia, muy semejante al cristal de roca. También se hacían en cristal coloreado y opaco. Hacia finales del siglo XVI los vasijas se hicieron más ligeras y delicadas. Desarrollaron un tipo de filigrana de vidrio que sería muy imitada. Consistía en incorporar hebras de vidrio blanco opaco dentro de un cristal transparente, que producía el efecto de un encaje.También en Murano surgieron muchos estilos diferentes para lámparas de cristal, aunque fue la factoría de Nevers, en Francia, la que adquirió mayor fama durante el siglo XVII. La práctica del grabado al diamante, técnica de los artesanos holandeses del siglo XVII, lograba elaborados diseños.Los fabricantes de vidrio de Europa intentaron copiar las técnicas y decoraciones de los venecianos. La información se difundió con el libro El arte del vidrio (1612) de Antonio Neri, y también por los sopladores de vidrio venecianos, pues aunque una ley prohibía a los artesanos vidrieros abandonar Venecia y divulgar los secretos de su arte, muchos se instalaron en otros países europeos. Cada país desarrolló sus imitaciones. La influencia italiana declinó en el siglo XVII, al surgir en Alemania e Inglaterra nuevos métodos para la fabricación de vidrio.6Elementos químicos: Si, Se, Au-Si, Pt-Pd, Cu-Au.Óxidos: SiO2, B2O3, P2O5, y algunas de sus combinaciones.Compuestos: As2S3, GeSe2, P2S3, BeF2, PbCl2, AgI, Ca(NO3)2.Siliconas (sustancias consideradas como semiorgánicas)Polímeros orgánicos: tales como glicoles, azúcares, poliamidas, poliestirenos o polietilenos, etc.link: http://www.youtube.com/watch?v=Bni6mS60H5c

link: http://www.youtube.com/watch?v=8Uk3wwfxNMA

Bienvenidos Ami Nuevo Post. Espero Que Les GusteEl universo es la totalidad del espacio y del tiempo, de todas las formas de la materia, la energía y el impulso, las leyes y constantes físicas que las gobiernan. Sin embargo, el término universo puede ser utilizado en sentidos contextuales ligeramente diferentes, para referirse a conceptos como el cosmos, el mundo o la naturaleza.1Observaciones astronómicas indican que el universo tiene una edad de 13,73 ± 0,12 millardo de años y por lo menos 93.000 millones de años luz de extensión.2 El evento que se cree que dio inicio al universo se denomina Big Bang. En aquel instante toda la materia y la energía del universo observable estaba concentrada en un punto de densidad infinita. Después del Big Bang, el universo comenzó a expandirse para llegar a su condición actual, y lo continúa haciendo.Debido a que, según teoría de la relatividad especial, la materia no puede moverse a una velocidad superior a la velocidad de la luz, puede parecer paradójico que dos objetos del universo puedan haberse separado 93 mil millones de años luz en un tiempo de únicamente 13 mil millones de años; sin embargo, esta separación no entra en conflicto con la teoría de la relatividad general, ya que ésta sólo afecta al movimiento en el espacio, pero no al espacio mismo, que puede extenderse a un ritmo superior, no limitado por la velocidad de la luz. Por lo tanto, dos galaxias pueden separarse una de la otra más rápidamente que la velocidad de la luz si es el espacio entre ellas el que se dilata.Mediciones sobre la distribución espacial y el desplazamiento hacia el rojo (redshift) de galaxias distantes, la radiación cósmica de fondo de microondas, y los porcentajes relativos de los elementos químicos más ligeros, apoyan la teoría de la expansión del espacio, y más en general, la teoría del Big Bang, que propone que el universo en sí se creó en un momento específico en el pasado.Observaciones recientes han demostrado que esta expansión se está acelerando, y que la mayor parte de la materia y la energía en el universo es fundamentalmente diferente de la observada en la Tierra, y no es directamente observable3 (véanse materia oscura y energía oscura). La imprecisión de las observaciones actuales ha limitado las predicciones sobre el destino final del universo.Los experimentos sugieren que el universo se ha regido por las mismas leyes físicas, constantes a lo largo de su extensión e historia. La fuerza dominante en distancias cósmicas es la gravedad, y la relatividad general es actualmente la teoría más exacta para describirla. Las otras tres fuerzas fundamentales, y las partículas en las que actúan, son descritas por el Modelo Estándar. El universo tiene por lo menos tres dimensiones de espacio y una de tiempo, aunque experimentalmente no se pueden descartar dimensiones adicionales muy pequeñas. El espacio-tiempo parece estar conectado de forma sencilla, y el espacio tiene una curvatura media muy pequeña o incluso nula, de manera que la geometría euclidiana es, como norma general, exacta en todo el universo.La ciencia modeliza el universo como un sistema cerrado que contiene energía y materia adscritas al espacio-tiempo y que se rige fundamentalmente por principios causales.Basándose en observaciones del universo observable, los físicos intentan describir el continuo espacio-tiempo en que nos encontramos, junto con toda la materia y energía existentes en él. Su estudio, en las mayores escalas, es el objeto de la cosmología, disciplina basada en la astronomía y la física, en la cual se describen todos los aspectos de este universo con sus fenómenos.La teoría actualmente más aceptada sobre la formación del universo, dada por el belga valón Lemaître, es el modelo del Big Bang, que describe la expansión del espacio-tiempo a partir de una singularidad espaciotemporal. El universo experimentó un rápido periodo de inflación cósmica que arrasó con todas las irregularidades iniciales. A partir de entonces el universo se expandió y se convirtió en estable, más frío y menos denso. Las variaciones menores en la distribución de la masa dieron como resultado la segregación fractal en porciones, que se encuentran en el universo actual como cúmulos de galaxias.En cuanto a su destino final, las pruebas actuales parecen apoyar las teorías de la expansión permanente del universo (Big Freeze ó Big Rip), aunque otras afirman que la materia oscura podría ejercer la fuerza de gravedad suficiente para detener la expansión y hacer que toda la materia se comprima nuevamente; algo a lo que los científicos denominan el Big Crunch o la Gran Implosión.EvoluciónTeoría sobre el origen y la formación del Universo (Big Bang)Artículo principal: Teoría del Big BangEl hecho de que el universo esté en expansión se deriva de las observaciones del corrimiento al rojo realizadas en la década de 1920 y que se cuantifican por la ley de Hubble. Dichas observaciones son la predicción experimental del modelo de Friedmann-Robertson-Walker, que es una solución de las ecuaciones de campo de Einstein de la relatividad general, que predicen el inicio del universo mediante un big bang.El "corrimiento al rojo" es un fenómeno observado por los astrónomos, que muestra una relación directa entre la distancia de un objeto remoto (como una galaxia) y la velocidad con la que éste se aleja. Si esta expansión ha sido continua a lo largo de la vida del universo, entonces en el pasado estos objetos distantes que siguen alejándose tuvieron que estar una vez juntos. Esta idea da pie a la teoría del Big Bang; el modelo dominante en la cosmología actual.Durante la era más temprana del Big Bang, se cree que el universo era un caliente y denso plasma. Según avanzó la expansión, la temperatura decreció hasta el punto en que se pudieron formar los átomos. En aquella época, la energía de fondo se desacopló de la materia y fue libre de viajar a través del espacio. La energía remanente continuó enfriándose al expandirse el universo y hoy forma el fondo cósmico de microondas. Esta radiación de fondo es remarcablemente uniforme en todas direcciones, circunstancia que los cosmólogos han intentado explicar como reflejo de un periodo temprano de inflación cósmica después del Big Bang.El examen de las pequeñas variaciones en el fondo de radiación de microondas proporciona información sobre la naturaleza del universo, incluyendo la edad y composición. La edad del universo desde el Big Bang, de acuerdo a la información actual proporcionada por el WMAP de la NASA, se estima en unos 13.700 millones de años, con un margen de error de un 1% (137 millones de años). Otros métodos de estimación ofrecen diferentes rangos de edad, desde 11.000 millones a 20.000 millonesSopa PrimigeniaHasta hace poco, la primera centésima de segundo era más bien un misterio, impidiendo los científicos describir exactamente cómo era el universo. Los nuevos experimentos en el RHIC, en el Brookhaven National Laboratory, han proporcionado a los físicos una luz en esta cortina de alta energía, de tal manera que pueden observar directamente los tipos de comportamiento que pueden haber tomado lugar en ese instante.7En estas energías, los quarks que componen los protones y los neutrones no estaban juntos, y una mezcla densa supercaliente de quarks y gluones, con algunos electrones, era todo lo que podía existir en los microsegundos anteriores a que se enfriaran lo suficiente para formar el tipo de partículas de materia que observamos hoy en día.8ProtogalaxiasArtículo principal: ProtogalaxiaLos rápidos avances acerca de lo que pasó después de la existencia de la materia aportan mucha información sobre la formación de las galaxias. Se cree que las primeras galaxias eran débiles "galaxias enanas" que emitían tanta radiación que separarían los átomos gaseosos de sus electrones. Este gas, a su vez, se estaba calentando y expandiendo, y tenía la posibilidad de obtener la masa necesaria para formar las grandes galaxias que conocemos hoy.9 10Destino FinalArtículo principal: Destino último del UniversoEl destino final del universo tiene diversos modelos que explican lo que sucederá en función de diversos parámetros y observaciones. A continuación se explican los modelos fundamentales más aceptados:Big Crunch o la Gran ImplosiónArtículo principal: Big CrunchEs posible que el inmenso aro que rodeaba a las galaxias sea una forma de materia que resulta invisible desde la Tierra. Esta materia oscura tal vez constituya el 99% de todo lo que hay en el universo.[cita requerida]Si el universo es suficientemente denso, es posible que la fuerza gravitatoria de toda esa materia pueda finalmente detener la expansión inicial, de tal manera que el universo volvería a contraerse, las galaxias empezarían a retroceder, y con el tiempo colisionarían entre sí. La temperatura se elevaría, y el universo se precipitaría hacia un destino catastrófico en el que quedaría reducido nuevamente a un punto.Algunos físicos han especulado que después se formaría otro universo, en cuyo caso se repetiría el proceso. A esta teoría se la conoce como la teoría del universo oscilante.Hoy en día esta hipótesis parece incorrecta, pues a la luz de los últimos datos experimentales, el Universo se está expandiendo cada vez más rápido.Big Rip o Gran DesgarramientoArtículo principal: Big RipEl Gran Desgarramiento o Teoría de la Eterna Expansión, llamado en inglés Big Rip, es una hipótesis cosmológica sobre el destino último del universo. Este posible destino final del universo depende de la cantidad de energía oscura existente en el Universo. Si el universo contiene suficiente energía oscura, podría acabar en un desgarramiento de toda la materia.El valor clave es w, la razón entre la presión de la energía oscura y su densidad energética. A w < -1, el universo acabaría por ser desgarrado. Primero, las galaxias se separarían entre sí, luego la gravedad sería demasiado débil para mantener integrada cada galaxia. Los sistemas planetarios perderían su cohesión gravitatoria. En los últimos minutos, se desbaratarán estrellas y planetas, y los átomos serán destruidos.Los autores de esta hipótesis calculan que el fin del tiempo ocurriría aproximadamente 3,5×1010 años después del Big Bang, es decir, dentro de 2,0×1010 años.Una modificación de esta teoría denominada Big Freeze, aunque poco aceptada,[cita requerida] afirma que el universo continuaría su expansión sin provocar un Big Rip.Descripción físicaTamañoArtículo principal: Universo observableMuy poco se conoce con certeza sobre el tamaño del universo. Puede tener una longitud de billones de años luz o incluso tener un tamaño infinito. Un artículo de 200311 dice establecer una cota inferior de 24 gigaparsecs (78.000 millones de años luz) para el tamaño del universo, pero no hay ninguna razón para creer que esta cota está de alguna manera muy ajustada (Véase forma del Universo). pero hay distintas tesis del tamaño; una de ellas es que hay varios universos, otro es que el universo es infinitoEl universo observable (o visible), que consiste en toda la materia y energía que podía habernos afectado desde el Big Bang dada la limitación de la velocidad de la luz, es ciertamente finito. La distancia comóvil al extremo del universo visible ronda los 46.500 millones de años luz en todas las direcciones desde la Tierra. Así, el universo visible se puede considerar como una esfera perfecta con la Tierra en el centro, y un diámetro de unos 93.000 millones de años luz.12 Hay que notar que muchas fuentes han publicado una amplia variedad de cifras incorrectas para el tamaño del universo visible: desde 13.700 hasta 180.000 millones de años luz. (Véase universo observable).En el Universo las distancias que separan los astros son tan grandes que, si las quisiéramos expresar en metros, tendríamos que utilizar cifras muy grandes. Debido a ello, se utiliza como unidad de longitud el año luz, que corresponde a la distancia que recorre la luz en un año.Actualmente, el modelo de universo más comúnmente aceptado es el propuesto por Albert Einstein en su Relatividad General, en la que propone un universo "finito pero ilimitado", es decir, que a pesar de tener un volumen medible no tiene límites, de forma análoga a la superficie de una esfera, que es medible pero ilimitada.Una pregunta importante abierta en cosmología es la forma del universo. Matemáticamente, ¿qué 3-variedad representa mejor la parte espacial del universo?Si el universo es espacialmente plano, se desconoce si las reglas de la geometría Euclidiana serán válidas a mayor escala. Actualmente muchos cosmólogos creen que el Universo observable está muy cerca de ser espacialmente plano, con arrugas locales donde los objetos masivos distorsionan el espacio-tiempo, de la misma forma que la superficie de un lago es casi plana. Esta opinión fue reforzada por los últimos datos del WMAP, mirando hacia las "oscilaciones acústicas" de las variaciones de temperatura en la radiación de fondo de microondas.13Por otra parte, se desconoce si el universo es múltiplemente conexo. El universo no tiene cotas espaciales de acuerdo al modelo estándar del Big Bang, pero sin embargo debe ser espacialmente finito (compacto). Esto se puede comprender utilizando una analogía en dos dimensiones: la superficie de una esfera no tiene límite, pero no tiene un área infinita. Es una superficie de dos dimensiones con curvatura constante en una tercera dimensión. La 3-esfera es un equivalente en tres dimensiones en el que las tres dimensiones están constantemente curvadas en una cuarta.Si el universo fuese compacto y sin cotas, sería posible, después de viajar una distancia suficiente, volver al punto de partida. Así, la luz de las estrellas y galaxias podría pasar a través del universo observable más de una vez. Si el universo fuese múltiplemente conexo y suficientemente pequeño (y de un tamaño apropiado, tal vez complejo) entonces posiblemente se podría ver una o varias veces alrededor de él en alguna (o todas) direcciones. Aunque esta posibilidad no ha sido descartada, los resultados de las últimas investigaciones de la radiación de fondo de microondas hacen que esto parezca improbable.ColorCafé cortado cósmico, el color del universo.Históricamente se ha creído que el Universo es de color negro, pues es lo que observamos al momento de mirar al cielo en las noches despejadas. En 2002, sin embargo, los astrónomos Karl Glazebrook e Ivan Baldry afirmaron en un artículo científico que el universo en realidad es de un color que decidieron llamar café cortado cósmico.14 15 Este estudio se basó en la medición del rango espectral de la luz proveniente de un gran volúmen del Universo, sintetizando la información aportada por un total de más de 200.000 galaxias.Mientras que la estructura está considerablemente fractalizada a nivel local (ordenada en una jerarquía de racimo), en los órdenes más altos de distancia el universo es muy homogéneo. A estas escalas la densidad del universo es muy uniforme, y no hay una dirección preferida o significativamente asimétrica en el universo. Esta homogeneidad e isotropía es un requisito de la Métrica de Friedman-Lemaître-Robertson-Walker empleada en los modelos cosmológicos modernos.16La cuestión de la anisotropía en el universo primigenio fue significativamente contestada por el WMAP, que buscó fluctuaciones en la intensidad del fondo de microondas.17 Las medidas de esta anisotropía han proporcionado información útil y restricciones sobre la evolución del Universo.Hasta el límite de la potencia de observación de los instrumentos astronómicos, los objetos radian y absorben la energía de acuerdo a las mismas leyes físicas a como lo hacen en nuestra propia galaxia. Basándose en esto, se cree que las mismas leyes y constantes físicas son universalmente aplicables a través de todo el universo observable. No se ha encontrado ninguna prueba confirmada que muestre que las constantes físicas hayan variado desde el Big Bang.ComposiciónEl universo observable actual parece tener un espacio-tiempo geométricamente plano, conteniendo una densidad masa-energía equivalente a 9,9 × 10-30 gramos por centímetro cúbico. Los constituyentes primarios parecen consistir en un 73% de energía oscura, 23% de materia oscura fría y un 4% de átomos. Así, la densidad de los átomos equivaldría a un núcleo de hidrógeno sencillo por cada cuatro metros cúbicos de volumen.20 La naturaleza exacta de la energía oscura y la materia oscura fría sigue siendo un misterio. Actualmente se especula con que el neutrino, (una partícula muy abundante en el universo), tenga, aunque mínima, una masa. De comprobarse este hecho, podría significar que la energía y la materia oscura no existen.Durante las primeras fases del Big Bang, se cree que se formaron las mismas cantidades de materia y antimateria. Materia y antimateria deberían eliminarse mutuamente al entrar en contacto, por lo que la actual existencia de materia (y la ausencia de antimateria) supone una violación de la simetría CP (Véase Violación CP), por lo que puede ser que las partículas y las antipartículas no tengan propiedades exactamente iguales o simétricas,21 o puede que simplemente las leyes físicas que rigen el universo favorezcan la supervivencia de la materia frente a la antimateria.22 En este mismo sentido, también se ha sugerido que quizás la materia oscura sea la causante de la bariogénesis al interactuar de distinta forma con la materia que con la antimateria.23Antes de la formación de las primeras estrellas, la composición química del universo consistía primariamente en hidrógeno (75% de la masa total), con una suma menor de helio-4 (4He) (24% de la masa total) y el resto de otros elementos.24 Una pequeña porción de estos elementos estaba en la forma del isótopo deuterio (2H), helio-3 (3He) y litio (7Li).25 La materia interestelar de las galaxias ha sido enriquecida sin cesar por elementos más pesados, generados por procesos de fusión en la estrellas, y diseminados como resultado de las explosiones de supernovas, los vientos estelares y la expulsión de la cubierta exterior de estrellas maduras.26El Big Bang dejó detrás un flujo de fondo de fotones y neutrinos. La temperatura de la radiación de fondo ha decrecido sin cesar con la expansión del universo y ahora fundamentalmente consiste en la energía de microondas equivalente a una temperatura de 2'725 K.27 La densidad del fondo de neutrinos actual es sobre 150 por centímetro cúbicoMultiversosArtículos principales: Multiverso y Universos paralelosLos cosmólogos teóricos estudian modelos del conjunto espacio-tiempo que estén conectados, y buscan modelos que sean consistentes con los modelos físicos cosmológicos del espacio-tiempo en la escala del universo observable. Sin embargo, recientemente han tomado fuerza teorías que contemplan la posibilidad de multiversos o varios universos coexistiendo simultáneamente. Según la recientemente enunciada Teoría de Multiexplosiones se pretende dar explicación a este aspecto, poniendo en relieve una posible convivencia de universos en un mismo espacio.29Estructuras agregadas del universoLas galaxiasArtículo principal: GalaxiaA gran escala, el universo está formado por galaxias y agrupaciones de galaxias. Las galaxias son agrupaciones masivas de estrellas, y son las estructuras más grandes en las que se organiza la materia en el universo. A través del telescopio se manifiestan como manchas luminosas de diferentes formas. A la hora de clasificarlas, los científicos distinguen entre las galaxias del Grupo Local, compuesto por las treinta galaxias más cercanas y a las que está unida gravitacionalmente nuestra galaxia (la Vía Láctea), y todas las demás galaxias, a las que llaman "galaxias exteriores".Las galaxias están distribuidas por todo el universo y presentan características muy diversas, tanto en lo que respecta a su configuración como a su antigüedad. Las más pequeñas abarcan alrededor de 3.000 millones de estrellas, y las galaxias de mayor tamaño pueden llegar a abarcar más de un billón de astros. Estas últimas pueden tener un diámetro de 170.000 años luz, mientras que las primeras no suelen exceder de los 6.000 años luz.Además de estrellas y sus astros asociados (planetas, asteroides, etc...), las galaxias contienen también materia interestelar, constituida por polvo y gas en una proporción que varia entre el 1 y el 10% de su masa.Se estima que el universo puede estar constituido por unos 100.000 millones de galaxias, aunque estas cifras varían en función de los diferentes estudios.Galaxias elípticasEn forma de elipse o de esferoide, se caracterizan por carecer de una estructura interna definida y por presentar muy poca materia interestelar. Se consideran las más antiguas del universo, ya que sus estrellas son viejas y se encuentran en una fase muy avanzada de su evolución.Galaxias espiralesEstán constituidas por un núcleo central y dos o más brazos en espiral, que parten del núcleo. Éste se halla formado por multitud de estrellas y apenas tiene materia interestelar, mientras que en los brazos abunda la materia interestelar y hay gran cantidad de estrellas jóvenes, que son muy brillantes. Alrededor del 75% de las galaxias del universo son de este tipo.Galaxia espiral barradaEs un subtipo de galaxia espiral, caracterizados por la presencia de una barra central de la que típicamente parten dos brazos espirales. Este tipo de galaxias constituyen una fracción importante del total de galaxias espirales. La Vía Láctea es una galaxia espiral barrada. Galaxia irregular NGC 1427Galaxias irregularesIncluyen una gran diversidad de galaxias, cuyas configuraciones no responden a las tres formas anteriores, aunque tienen en común algunas características, como la de ser casi todas pequeñas y contener un gran porcentaje de materia interestelar. Se calcula que son irregulares alrededor del 5% de las galaxias del universo.La Vía LácteaArtículo principal: Vía LácteaLa Vía Láctea es nuestra galaxia. Según las observaciones, posee una masa de 1012 masas solares y es de tipo espiral barrada. Con un diámetro medio de unos 100.000 años luz se calcula que contiene unos 200.000 millones de estrellas, entre las cuales se encuentra el Sol. La distancia desde el Sol al centro de la galaxia es de alrededor de 27.700 años luz (8,5 kpc) A simple vista, se observa como una estela blanquecina de forma elíptica, que se puede distinguir en las noches despejadas. Lo que no se aprecian son sus brazos espirales, en uno de los cuales, el llamado brazo de Orión, está situado nuestro sistema solar, y por tanto la Tierra.El núcleo central de la galaxia presenta un espesor uniforme en todos sus puntos, salvo en el centro, donde existe un gran abultamiento con un grosor máximo de 16.000 años luz, siendo el grosor medio de unos 6.000 años luz.Todas las estrellas y la materia interestelar que contiene la Vía Láctea, tanto en el núcleo central como en los brazos, están situadas dentro de un disco de 100.000 años luz de diámetro, que gira lentamente sobre su eje a una velocidad lineal superior a los 216 km/s.Las constelacionesArtículo principal: ConstelaciónTan sólo 3 galaxias distintas a la nuestra son visibles a simple vista. Tenemos la Galaxia de Andrómeda, visible desde el Hemisferio Norte; la Gran Nube de Magallanes, y la Pequeña Nube de Magallanes, en el Hemisferio Sur celeste. El resto de las galaxias no son visibles al ojo desnudo sin ayuda de instrumentos. Sí que lo son, en cambio, las estrellas que forman parte de la Vía Láctea. Estas estrellas dibujan a menudo en el cielo figuras reconocibles, que han recibido diversos nombres en relación con su aspecto. Estos grupos de estrellas de perfil identificable se conocen con el nombre de constelaciones. La Unión Astronómica Internacional agrupó oficialmente las estrellas visibles en 88 constelaciones, algunas de ellas muy extensas, como Hidra o la Osa Mayor, y otras muy pequeñas como Flecha y Triángulo.Las estrellasArtículo principal: EstrellaSon los elementos constitutivos más destacados de las galaxias. Las estrellas son enormes esferas de gas que brillan debido a sus gigantescas reacciones nucleares. Cuando debido a la fuerza gravitatoria, la presión y la temperatura del interior de una estrella es suficientemente intensa, se inicia la fusión nuclear de sus átomos, y comienzan a emitir una luz roja oscura, que después se mueve hacia el estado superior, que es en el que está nuestro Sol, para posteriormente, al modificarse las reacciones nucleares interiores, dilatarse y finalmente enfriarse.Al acabarse el hidrógeno, se originan reacciones nucleares de elementos más pesados, más energéticas, que convierten la estrella en una gigante roja. Con el tiempo, ésta vuelve inestable, a la vez que lanza hacia el espacio exterior la mayor parte del material estelar. Este proceso puede durar 100 millones de años, hasta que se agota toda la energía nuclear, y la estrella se contrae por efecto de la gravedad hasta hacerse pequeña y densa, en la forma de enana blanca, azul o marrón. Si la estrella inicial es varias veces más masiva que el Sol, su ciclo puede ser diferente, y en lugar de una gigante, puede convertirse en una supergigante y acabar su vida con una explosión denominada supernova. Estas estrellas pueden acabar como estrellas de neutrones. Tamaños aún mayores de estrellas pueden consumir todo su combustible muy rápidamente, transformándose en una entidad supermasiva llamada agujero negro.Los Púlsares son fuentes de ondas de radio que emiten con periodos regulares. La palabra Púlsar significa pulsating radio source (fuente de radio pulsante). Se detectan mediante radiotelescopios y se requieren relojes de extraordinaria precisión para detectar sus cambios de ritmo. Los estudios indican que un púlsar es una estrella de neutrones pequeña que gira a gran velocidad. El más conocido está en la Nebulosa del Cangrejo. Su densidad es tan grande que una muestra de cuásar del tamaño de una bola de bolígrafo tendría una masa de cerca de 100.000 toneladas. Su campo magnético, muy intenso, se concentra en un espacio reducido. Esto lo acelera y lo hace emitir gran cantidad de energía en haces de radiación que aquí recibimos como ondas de radio.La palabra Cuásar es un acrónimo de quasi stellar radio source (fuentes de radio casi estelares). Se identificaron en la década de 1950. Más tarde se vio que mostraban un desplazamiento al rojo más grande que cualquier otro objeto conocido. La causa era el Efecto Doppler, que mueve el espectro hacia el rojo cuando los objetos se alejan. El primer Cuásar estudiado, denominado 3C 273, está a 1.500 millones de años luz de la Tierra. A partir de 1980 se han identificado miles de cuásares, algunos alejándose de nosotros a velocidades del 90% de la de la luz.Se han descubierto cuásares a 12.000 millones de años luz de la Tierra; prácticamente la edad del Universo. A pesar de las enormes distancias, la energía que llega en algunos casos es muy grande, equivalente la recibida desde miles de galaxias: como ejemplo, el s50014+81 es unas 60.000 veces más brillante que toda la Vía Láctea.Los planetasArtículo principal: PlanetaLos planetas son cuerpos que giran en torno a una estrella y que, según la definición de la Unión Astronómica Internacional, deben cumplir además la condición de haber limpiado su órbita de otros cuerpos rocosos importantes, y de tener suficiente masa como para que su fuerza de gravedad genere un cuerpo esférico. En el caso de cuerpos que orbitan alrededor de una estrella que no cumplan estas características, se habla de planetas enanos, planetesimales, o asteroides. En nuestro Sistema Solar hay 8 planetas: Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, considerándose desde 2006 a Plutón como un planeta enano. A finales de 2009, fuera de nuestro Sistema Solar se han detectado más de 400 planetas extrasolares, pero los avances tecnológicos están permitiendo que este número crezca a buen ritmo.Los satélitesArtículo principal: Satélite naturalLos satélites naturales son astros que giran alrededor de los planetas. El único satélite natural de la Tierra es la Luna, que es también el satélite más cercano al sol. A continuación se enumeran los principales satélites de los planetas del sistema solar (se incluye en el listado a Plutón, considerado por la UAI como un planeta enano).Tierra: 1 satélite → LunaMarte: 2 satélites → Fobos, DeimosJúpiter: 63 satélites → Metis, Adrastea, Amaltea, Tebe, Ío, Europa, Ganimedes, Calisto, Leda, Himalia, Lisitea, Elara, Ananké, Carmé, Pasífae, Sinope...Saturno: 59 satélites → Pan, Atlas, Prometeo, Pandora, Epimeteo, Jano, Mimas, Encélado, Tetis, Telesto, Calipso, Dione, Helena, Rea, Titán, Hiperión, Jápeto, Febe...Urano: 15 satélites → Cordelia, Ofelia, Bianca, Crésida, Desdémona, Julieta, Porcia, Rosalinda, Belinda, Puck, Miranda, Ariel, Umbriel, Titania, Oberón.Neptuno: 8 satélites → Náyade, Talasa, Despina, Galatea, Larisa, Proteo, Tritón, NereidaPlutón: 3 satélites → Caronte, Nix, HidraAsteroides y cometasArtículos principales: Asteroide y CometaEn aquellas zonas de la órbita de una estrella en las que, por diversos motivos, no se ha producido la agrupación de la materia inicial en un único cuerpo dominante o planeta, aparecen los discos de asteroides: objetos rocosos de muy diversos tamaños que orbitan en grandes cantidades en torno a la estrella, chocando eventualmente entre sí. Cuando las rocas tienen diámetros inferiores a 50m se denominan meteoroides. A consecuencia de las colisiones, algunos asteroides pueden variar sus órbitas, adoptando trayectorias muy excéntricas que periódicamente les acercan la estrella. Cuando la composición de estas rocas es rica en agua u otros elementos volátiles, el acercamiento a la estrella y su consecuente aumento de temperatura origina que parte de su masa se evapore y sea arrastrada por el viento solar, creando una larga cola de material brillante a medida que la roca se acerca a la estrella. Estos objetos se denominan cometas. En nuestro sistema solar hay dos grandes discos de asteroides: uno situado entre las órbitas de Marte y Júpiter, denominado el Cinturón de asteroides, y otro mucho más tenue y disperso en los límites del sistema solar, a aproximadamente un año luz de distancia, denominado Nube de Oort.Indicios de un comienzoLa teoría general de la relatividad, que publicó Albert Einstein en 1916, implicaba que el cosmos se hallaba en expansión o en contracción. Pero este concepto era totalmente opuesto a la noción de un universo estático, aceptada entonces hasta por el propio Einstein. De ahí que éste incluyera en sus cálculos lo que denominó “constante cosmológica”, ajuste mediante el cual intentaba conciliar su teoría con la idea aceptada de un universo estático e inmutable. Sin embargo, ciertos descubrimientos que se sucedieron en los años veinte llevaron a Einstein a decir que el ajuste que había efectuado a su teoría de la relatividad era el ‘mayor error de su vida’. Dichos descubrimientos se realizaron gracias a la instalación de un enorme telescopio de 254 centímetros en el monte Wilson (California). Las observaciones formuladas en los años veinte con la ayuda de este instrumento demostraron que el universo se halla en expansión.Hasta entonces, los mayores telescopios solo permitían identificar las estrellas de nuestra galaxia, la Vía Láctea, y aunque se veían borrones luminosos, llamados nebulosas, por lo general se tomaban por remolinos de gas existentes en nuestra galaxia. Gracias a la mayor potencia del telescopio del monte Wilson, Edwin Hubble logró distinguir estrellas en aquellas nebulosas. Finalmente se descubrió que los borrones eran lo mismo que la Vía Láctea: galaxias. Hoy se cree que hay entre 50.000 y 125.000 millones de galaxias, cada una con cientos de miles de millones de estrellas.A finales de los años veinte, Hubble también descubrió que las galaxias se alejan de nosotros, y que lo hacen más velozmente cuanto más lejos se hallan. Los astrónomos calculan la tasa de recesión de las galaxias mediante el espectrógrafo, instrumento que mide el espectro de la luz procedente de los astros. Para ello, dirigen la luz que proviene de estrellas lejanas hacia un prisma, que la descompone en los colores que la integran.La luz de un objeto es rojiza (fenómeno llamado corrimiento al rojo) si este se aleja del observador, y azulada (corrimiento al azul) si se le aproxima. Cabe destacar que, salvo en el caso de algunas galaxias cercanas, todas las galaxias conocidas tienen líneas espectrales desplazadas hacia el rojo. De ahí infieren los científicos que el universo se expande de forma ordenada. La tasa de dicha expansión se determina midiendo el grado de desplazamiento al rojo. ¿Qué conclusión se ha extraído de la expansión del cosmos? Pues bien, un científico invitó al público a analizar el proceso a la inversa —como una película de la expansión proyectada en retroceso— a fin de observar la historia primitiva del universo. Visto así, el cosmos parecería estar en recesión o contracción, en vez de en expansión y retornaría finalmente a un único punto de origen.El famoso físico Stephen Hawking concluyó lo siguiente en su libro Agujeros negros y pequeños universos (y otros ensayos), editado en 1993: “La ciencia podría afirmar que el universo tenía que haber conocido un comienzo”. Pero hace años, muchos expertos rechazaban que el universo hubiese tenido principio. El famoso científico Fred Hoyle no aceptaba que el cosmos hubiera surgido mediante lo que llamó burlonamente ‘a big bang’ (una gran explosión). Uno de los argumentos que esgrimía era que, de haber existido un comienzo tan dinámico, deberían conservarse residuos de aquel acontecimiento en algún lugar del universo: tendría que haber radiación fósil, por así decirlo; una leve luminiscencia residual.El diario The New York Times (8 de marzo de 1998) indicó que hacia 1965 “los astrónomos Arno Penzias y Robert Wilson descubrieron la omnipresente radiación de fondo: el destello residual de la explosión primigenia”. El artículo añadió: “Todo indicaba que la teoría [de la gran explosión] había triunfado”.Pero en los años posteriores al hallazgo se formuló esta objeción: Si el modelo de la gran explosión era correcto, ¿por qué no se habían detectado leves irregularidades en la radiación? (La formación de las galaxias habría requerido un universo que contase con zonas más frías y densas que permitieran la fusión de la materia.) En efecto, los experimentos realizados por Penzias y Wilson desde la superficie terrestre no revelaban tales irregularidades.Por esta razón, la NASA lanzó en noviembre de 1989 el satélite COBE (siglas de Explorador del Fondo Cósmico, en inglés), cuyos descubrimientos se calificaron de cruciales. “Las ondas que detectó su radiómetro diferencial de microondas correspondían a las fluctuaciones que dejaron su impronta en el cosmos y que hace miles de millones de años llevaron a la formación de las galaxias.”Otros términosDiferentes palabras se han utilizado a través de la historia para denotar "todo el espacio", incluyendo los equivalentes y las variantes en varios lenguajes de "cielos", "cosmos" y "mundo". El macrocosmos también se ha utilizado para este efecto, aunque está más específicamente definido como un sistema que refleja a gran escala uno, algunos, o todos estos componentes del sistema o partes. Similarmente, un microcosmos es un sistema que refleja a pequeña escala un sistema mucho mayor del que es parte.Aunque palabras como mundo y sus equivalentes en otros lenguajes casi siempre se refieren al planeta Tierra, antiguamente se referían a cada cosa que existía (se podía ver). En ese sentido la utilizaba, por ejemplo, Copérnico. Algunos lenguajes utilizan la palabra "mundo" como parte de la palabra "espacio exterior". Un ejemplo en alemán lo constituye la palabra "Weltraum".

La gran mentira de los atentados a las torres gemelas "el 11 septiembre 2001" El atentado a las Torres Gemelas, ocurrido el 11 de septiembre de 2001 fue una masacre fríamente planificada por el Gran Gobierno Mundial para apropiarse de las incalculables riquezas que existen en el subsuelo de Afganistán e Irak. La gran mentira del ataque extranjero a Nueva York y el Pentagono posibilito que los norteamericanos crearan la organizacion titulada "Academicos por la verdad del 11/9", donde miles de personas investigan y acusan directamente al vicepresidente Dick Cheney de ser el cerebro de la matanza y que la versión del gobierno acerca del atentado es falsa. Gracias a ellos, se sabe que toda la documentación confidencial de las Torres había sido trasladada fuera de ellas varios días antes. Un puñado de pilotos aficionados jamás podrían burlar a los 14 servicios de inteligencia de distintas reparticiones que posee Estados Unidos. Incluso eludieron al sistema Echelon, que vigila las comunicaciones telefónicas, de fax, de telex y de correo electronico. Cuya pasmosa capacidad permite interceptar mas de 200 millones de comunicaciones diarias. Los 120 satelites y las 12 bases de la red Echelon también fueron evitados por estos "árabes" que, para maravilla de todos, nueve de los supuestos pilotos terroristas que murieron en el atentado según la "historia oficial", están bien vivos en sus países de origen. Kurt Sonnenfeld, el camarografo oficial del 11-S, actualmente refugiado en la Argentina, afirma en su libro "El Perseguido", editado en junio de 2009, que en la semana previa al ataque del World Trade Center, todo el suministro electrico fue cortado por 36 horas, incluyendo camaras de seguridad y los sistemas de control. Fue en el marco de una operacion de mantenimiento altamente irregular. Quien dio la orden fue Marvin Bush, el hermano menor del presidente, encargado de la seguridad en las Torres y en las aerolíneas donde se secuestraron los aviones. Ademas, entre los escombros se encontraron restos de nanothermite, un poderoso explosivo utilizado en demoliciones. Tal vez George W. Bush, o alguno de sus asesores, algun día hablen de mas y nos cuenten cómo planearon matar a miles de inocentes para satisfacer intereses abyectos y deleznables a espaldas de toda la humanidad. Basta observar cuales naciones se beneficiaron geopolíticamente en estos años y quiénes hicieron un gran negocio con esta guerra. Hoy sólo los necios y estúpidos siguen afirmando que los autores fueron unos pobres árabes suicidas. El 11-9 esta rodeado de misterios e incognitas sin resolver. Por primera vez en la historia edificios con estructuras de acero colapsaron a causa del fuego. La FEMA (Agencia Federal para el Manejo de Emergencias) fue la responsable de investigar los acontecimientos y presentar un informe. Sus investigaciones son penosas para una agencia que dispone de muchos medios y recursos, no explica el por qué de los colapsos, solo se basa en suposiciones sin fundamentos. Segun arquitectos, bomberos e ingenieros, el impacto y el daño de los aviones no puede explicar los colapsos, aun menos el del edificio siete donde ningún avión chocó. Por ley está prohibido destruir las pruebas de un delito, tampoco es permitido deshacerse de los escombros de un edificio colapsado mayor de diez plantas para así poder estudiar las causas del desplome. Horas despues del atentado ya se estaban retirando los escombros y en pocos meses todas las pruebas del delito fueron destruidas. Los intereses de los ataques a las torres gemelas y pentagono El atentado del 11-9 parece moverse por intereses. Los accionistas mayoritarios de Carlile Group, actualmente la mayor contratista de defensa, son las familia Bush y la Bin Laden. Antes del atentado la compañía estaba en la quinta posicion en la industria armamentística, gracias a la guerra de Afganistán y a los tratos especiales de Bush ha llegado a ocupar la primera posición. En general toda la industria armamentística ha sacado grandes beneficios del conflicto con el mundo islámico. En la zona del mar Caspio hay importantes reservorios de petróleo y gas pero para extraerlos se necesitaba un conducto que pasase por Afganistán. Con los talibanes al poder era imposible pensar en la creación de un conducto, se requería un gobierno unificado y único. Al invadir Afganistán el Banco Mundial en abril de 2002 anunció la financiación del conducto petrolífero. Bien se sabe que la principal fuente de ingresos de las agencias de inteligencia para los proyectos negros, que no pasan por el congreso, es el trafico de drogas. Con la expulsión de los talibanes la producción de opio en Afganistan se ha incrementado hasta suministrar un tercio del opio consumido en todo el mundo. Debido a estos intereses y a muchos otros, los benefactores del atentado terrorista seguramente están implicados en el ataque, en tal caso serían culpables de asesinato y terrorismo. Hay evidencias suficientes para pensar que el 9-11 fue una farsa, que Bin Laden no estuvo implicado, tal como lo dijo en su primer video, y, dadas las restricciones de libertad a cambio de seguridad, es un gran paso hacia el Nuevo Orden Mundial. Y este haciéndose el que no sabia nada en una escuela. link: http://www.youtube.com/watch?v=KLpgffwIthw

YouTube (pronunciación AFI [ˈjuːtjuːb]) es un sitio web en el cual los usuarios pueden subir y compartir vídeos. Fue creado por tres antiguos empleados de PayPal en febrero de 2005.4 En noviembre de 2006 Google Inc. lo adquirió por 1650 millones de dólares, y ahora opera como una de sus filiales.YouTube usa un reproductor en línea basado en Adobe Flash para servir su contenido. Es muy popular gracias a la posibilidad de alojar vídeos personales de manera sencilla. Aloja una variedad de clips de películas, programas de televisión, vídeos musicales, a pesar de las reglas de YouTube contra subir vídeos con derechos de autor, este material existe en abundancia, así como contenidos amateur como videoblogs. Los enlaces a vídeos de YouTube pueden ser también puestos en blogs y sitios electrónicos personales usando API o incrustando cierto código HTML.YouTube Inc. fue fundada por Chad Hurley, Steve Chen y Jawed Karim en febrero de 2005 en San Bruno, California. Todos ellos se conocieron cuando trabajaban en PayPal, Chen y Karim como ingenieros, y Chad como diseñador. De acuerdo con Hurley y Chen, la idea de YouTube surgió ante las dificultades que experimentaron al tratar de compartir vídeos tomados durante una fiesta en San Francisco. Esta historia ha sido considerada una versión muy simplificada, y Chen ha reconocido que esta idea se puede haber promovido por la necesidad de presentar una historia sencilla al mercado. Karim ha declarado que la fiesta nunca ocurrió, y que la idea de compartir vídeos en Internet fue suya. Sus compañeros han declarado que la fiesta sí ocurrió, y que la idea original de Karim era crear una página de citas, donde las personas pudiesen calificarse en base a sus vídeos. Karim reconoce haber sido influenciado por un sitio de citas llamado HotorNot.com (‘¿Sexy o no?’), donde los usuarios podían cargar fotos suyas, que luego eran calificadas por otros usuarios.El dominio fue activado el 15 de febrero de 2005,6 y el 23 de abril fue cargado el primer vídeo, Me at the Zoo (‘Yo en el zoológico’). En la primavera YouTube entró en línea. Sin embargo, los creadores se percataron rápidamente de que los usuarios cargaban toda clase de vídeos, dejando atrás la idea original. El tráfico se disparó cuando la gente empezó a colocar enlaces de YouTube en sus páginas de MySpace. El rápido crecimiento del sitio atrajo a Time Warner y Sequoia Capital, que invirtieron en el mismo. Luego de que, en octubre de 2005, la empresa Nike colocara un spot protagonizado por Ronaldinho, grandes compañías empezaron a sentirse atraídas por YouTube. Sólo en 2005, Sequoia tuvo que invertir 8,5 millones de dólares estadounidenses en el sitio.Chad Hurley, uno de los tres fundadores de YouTube.Para diciembre de 2005 las páginas de YouTube eran visitadas unas 50 millones de veces al día. Sin embargo, luego de que el vídeo musical Lazy Sunday, transmitido originalmente en el show Saturday Night Live, fuera cargado a YouTube, las visitas se dispararon de nuevo hasta alcanzar las 250 millones de visualizaciones diarias. Para mayo de 2006, según Alexa.com, YouTube alcanzó los 2000 millones de visualizaciones por día, y para mediados de agosto había alcanzado la marca de 7000 millones en diversas oportunidades;7 además, se había convertido en el décimo sitio más visitado en Estados Unidos. En aquel momento, el New York Post estimó que YouTube debía valer entre 600 y 1000 millones de dólares estadounidenses.7 MySpace.com y Google publicaron sus propias versiones de YouTube, sin éxito.Para octubre de 2006 las oficinas de YouTube permanecían en el condado de San Mateo, ubicadas en el segundo piso de un edificio, y contaba con unos 60 empleados. Un ejecutivo de Universal Music Group había anunciado hace poco que «YouTube les debía decenas de millones de dólares», por violación de derechos de autor Mark Cuban, cofundador de Broadcast.com, un servicio de radio por Internet comprado por Yahoo en 1999, había declarado un mes antes que «sólo un tonto compraría YouTube por los potenciales problemas legales que enfrentaría». No obstante, los propietarios del sitio ya se habían comprometido con Warner Music para mejorar el servicio, de manera tal que pudiesen detectar más rápidamente cuándo un vídeo de su propiedad era cargado al sitio. No obstante, a inicios de ese mes se publicó un reporte en el Wall Street Journal que indicaba que Google iba a comprar YouTube por 1600 millones de dólares. Dicha información inicialmente fue negada por YouTube y Google, que la calificaron como rumores.Ese mismo mes Google compró YouTube por 1650 millones de dólares en acciones. En el momento de la compra 100 millones de vídeos en YouTube eran visualizados y 65 mil nuevos vídeos era añadidos diariamente. Además, unos 72 millones de personas la visitaban por mes. Hurley y Chen mantuvieron sus cargos, al igual que los 67 empleados que en ese momento trabajaban en la empresa. En los días anteriores, YouTube había firmado dos acuerdos con Universal Music Group y la CBS; y Google había firmado acuerdos con Sony BMG y Warner Music para la distribución de vídeos musicales.Para junio de 2008 el 38% de los vídeos visualizados en Internet provenían de YouTube; el competidor más cercano sólo llegaba a representar el 4%. Aunque Google no reveló las cifras, se estimó que el sitio generó 200 millones de dólares estadounidenses ese año. En ese mes, un anuncio en la página de inicio de YouTube costaba 175.000 dólares diariamente, y el cliente debía comprometerse a gastar 50.000 dólares adicionales en anuncios en Google u otras páginas de YouTube. Sin embargo, debido a que el contenido de la vasta mayoría de los vídeos en YouTube no atraían a los anunciantes, los precios de los anuncios se colapsaron. YouTube procedió a presionar a los estudios de cine y televisión para que produjeran contenido audiovisual de calidad, y les ofreció canales destacados, donde podían presentar anuncios de estrenos de películas y cortos de televisión. También llegó a colocar anuncios antes del inicio de un vídeo, pero luego descubrieron que el 70% de los usuarios abandonaba el sitio antes de que éste terminase.La relación de YouTube con las empresas productoras de televisión y cine ha sido variada. Viacom continúa la demanda contra YouTube por 1000 millones de dólares, iniciada en marzo de 2007, por supuesta violación masiva de derechos de autor. Por otro lado, Disney firmó a finales de marzo de 2009 un acuerdo con YouTube, autorizando la transmisión de vídeos cortos de la ABC y ESPN. Disney podrá presentar anuncios en YouTube gracias a este trato. En abril de 2009 Google anunció que YouTube firmó alianzas con algunos estudios de Hollywood para que el sitio pudiese mostrar programas de televisión y películas completas. En enero de 2010, se lanza YouTube Rentals, un servicio de videoclub por Internet con películas completas que se pueden ver al instante previo pago.En los últimos años, Google todavía no ha logrado convertir efectivamente el alto tráfico de YouTube en ganancias; la empresa ha reconocido esto, pero se ha negado a proporcionar las cifras.De acuerdo con un artículo de la Revista Forbes, YouTube generará $240 millones en el 2009, quedando muy por debajo de los $710 millones en costos operativos del sitio. Según un analista de la Credit Suisse, YouTube estaría presentando pérdidas por 470 millones de dólares estadounidenses en 2009;1 sin embargo, otras empresas estiman las pérdidas en 174,2 millones.melchor ocampo morelia oct.

La vacuna (del latín "vaccinus-a-um", "(vacuno)"; de "vacca-ae", "vaca" es un preparado de antígenos que una vez dentro del organismo provoca la producción de anticuerpos y con ello una respuesta de defensa ante microorganismos patógenos. Esta respuesta genera, en algunos casos, cierta memoria inmunitaria produciendo inmunidad transitoria frente al ataque patógeno correspondiente. La primera vacuna descubierta fue la usada para combatir la viruela por Edward Jenner en 1796.,1 y debe su nombre al hecho de que las ordeñadoras de la época que estaban en contacto con la viruela de vaca (viruela "vacuna", la cual era menos patógena, hacía que estas personas se inmunizasen y no contrajesen la viruela humana.ClasificaciónLas vacunas se clasifican en dos grandes grupos:Vacunas vivas o atenuadasVacunas muertas o inactivadas.Existen varios métodos de obtención:Vacunas avirulentas preparadas a partir de formas no peligrosas del microorganismo patógeno.Vacunas posificadas a partir de organismos muertos o inactivos.Antígenos purificados.Vacunas genéticas.Las vacunas se administran por medio de una inyección, o por vía oral (tanto con líquidos como con pastillas). .Origen de las vacunasLa viruela fue la primera enfermedad que el ser humano intentó prevenir inoculándose a sí mismo con otro tipo de enfermedad.2 Se cree que la inoculación nació en la India o en China alrededor del 200 a. C. En China, a los pacientes que sufrían tipos leves de viruela se les recogían fragmentos de pústulas secas para molerlas hasta conseguir una mezcla con aspecto de polvo que luego se le introducía por la nariz, esperando que esto les inmunizara. En 1718, Lady Mary Wortley Montague informó que los turcos tenían la costumbre de inocularse con pus tomado de la viruela vacuna. Lady Montague inoculó a sus propios hijos de esta manera.En 1796, durante el momento de mayor extensión del virus de la viruela en Europa, un médico rural de Inglaterra, Edward Jenner, observó que las recolectoras de leche adquirían ocasionalmente una especie de «viruela de vaca» o «viruela vacuna» (cowpox) por el contacto continuado con estos animales, y que luego quedaban a salvo de enfermar de viruela común. Efectivamente se ha comprobado que esta viruela vacuna es una variante leve de la mortífera viruela «humana». Trabajando sobre este caso de inoculación, Jenner tomó viruela vacuna de la mano de la granjera Sarah Nelmes. Insertó este fluido a través de inyección en el brazo de un niño de ocho años, James Phipps. El pequeño mostró síntomas de la infección de viruela vacuna. Cuarenta y ocho días más tarde, después de que Phipps se hubiera recuperado completamente de tal enfermedad, el doctor Jenner le inyectó al niño infección de viruela humana, pero esta vez no mostró ningún síntoma o signo de enfermedad.3En 1881 Louis Pasteur lleva a cabo su audaz y brillante experimento público en comprobación de la efectividad de la vacuna antiantráxica ideada por él, en la granja, hoy histórica, de Pouilly-le-Fort. El desarrollo del experimento fue como sigue[cita requerida]:El 5 de mayo inyecta 24 carneros, 1 chivo y 6 vacas con 58 gotas de un cultivo atenuado de Bacillus anthracis. En mayo 17, estos mismos animales fueron inoculados nuevamente con la misma cantidad de un cultivo menos atenuado, o sea más virulento.En mayo 31 se realizó la prueba suprema. Se inyectaron con cultivos muy virulentos, todos los animales ya vacunados, y además, 24 carneros, 1 chivo y 4 vacas no vacunados, que sirvieron como grupo testigo a la prueba. En junio 2, una selecta y nutrida concurrencia apreció los resultados, que fueron los siguientes:Todos los carneros vacunados estaban bien. De los no vacunados, 21 habían muerto ya, 2 más murieron durante la exhibición ante la propia concurrencia y el último al caer de la tarde de ese día. De las vacas, las 6 vacunadas se encontraban bien, mientras que las 4 no vacunadas mostraban todos los síntomas de la enfermedad y una intensa reacción febril.“The Cow-Pock—or—the Wonderful Effects of the New Inoculation!” (1802), viñeta satírica de James Gillray, de las “Publications of ye Anti-Vaccine Society” que muestra a Edward Jenner administrando vacunas contra el virus de la viruela bovina en el hospital de San Pancracio. El temor popular era que la vacuna provocaría el crecimieto de “apéndices vacunos” en los pacientes.Cronología de las vacunasSiglo XVIII1796: Primera vacuna para viruela..Siglo XIX1879: Primera vacuna para la diarrea crónica intestinal severa;1881: Primera vacuna para el ántrax;1882: Primera vacuna para la rabia;1890: Primera vacuna para el tétanos;1890: Primera vacuna para la difteria;1897: Primera vacuna para la peste.Siglo XX1926: Primera vacuna para tos ferina;1927: Primera vacuna para la tuberculosis;1937: Primera vacuna para la fiebre amarilla;1937: Primera vacuna para el tifus;1945: Primera vacuna para la gripe;1952: Primera vacuna para la poliomielitis;1954: Primera vacuna para la encefalitis japonesa;1962: Primera vacuna oral para la poliomielitis;1964: Primera vacuna para el sarampión;1967: Primera vacuna para la paperas;1970: Primera vacuna para la rubéola;1974: Primera vacuna para la varicela;1977: Primera vacuna para la neumonía (Streptococcus pneumoniae);1978: Primera vacuna para la meningitis (Neisseria meningitidis);1981: Primera vacuna para la hepatitis B;1985: Primera vacuna para la haemophilus influenzae tipo b (HiB);1992: Primera vacuna para la hepatitis A;1998: Primera vacuna para la enfermedad de Lyme;Siglo XXI2005: Primera vacuna para el virus del papiloma humano (principal factor de riesgo del cáncer de cérvix)2008: Primera vacuna para prevenir la adicción a la heroína y a la cocaína (Aunque siguen haciéndose experimentos con esta vacuna para comprobar su efectividad)2009: Posible vacuna contra la Hepatitis C, Primera Vacuna contra la Gripe A (H1N1)Tipos de vacunasLas vacunas pueden estar compuestas de bacterias o virus, ya sean vivos o debilitados, que han sido criados con tal fin. Las vacunas también pueden contener organismos inactivos o productos purificados provenientes de aquellos primeros. Hay cuatro tipos tradicionales de vacunas:Inactivadas: microorganismos dañinos que han sido tratados con productos químicos o calor y han perdido su peligro. Este tipo de vacunas activa el sistema inmune pero es incapaz de reproducirse en el huesped. La inmunidad generada de esta forma es de menor intensidad y suele durar menos tiempo, por lo que este tipo de vacuna suele requerir màs dosis. Dado que la respuesta inmune lograda es menor, se utilizan en estas vacunas unas sustancias denominadas ayuvdantes. Estas sustancias están compuestas por alumino y sirven a la vacuna a aumentar la respuesta inmunitaria del organismo. Los compuestos de aluminio deben inyectarse por via intramuscular profunda ya que pueden producir irritaciòn, inflamación y lesión de tejidos. Ejemplos de este tipo son: la gripe, cólera, peste bubónica y la hepatitis A.Vivas atenuadas: microorganismos que han sido cultivados expresamente bajo condiciones en las cuales pierden sus propiedades nocivas. Suelen provocar una respuesta inmunológica más duradera, y son las más usuales en los adultos. Esto se debe a que el microorganismo no se encuentra inactivado y conserva su estructura. Por eso, en muchas ocasiones puede provocar la enfermedad en personas inmunodeprimidas. Por ejemplo: la fiebre amarilla, sarampión o rubéola (también llamada sarampión alemán) y paperas.Toxoides: son componentes tóxicos inactivados procedentes de microorganismos, en casos donde esos componentes son los que de verdad provocan la enfermedad, en lugar del propio microorganismo. Estos componentes se podrían inactivar con formaldehido, por ejemplo. En este grupo se pueden encontrar el tétanos y la difteria.Subunitarias: introduce un microorganismo atenuado o inactivo, dentro del sistema inmunitario, para crear una respuesta inmunitaria. Un ejemplo característico es la vacuna subunitaria contra la hepatitis B, que está compuesta solamente por la superficie del virus (superficie formada por proteínas).La vacuna contra la tuberculosis por ejemplo, es la llamada vacuna BCG (Bacilo de Calmette y Guerin, que debe su nombre a sus descubridores) se fabrica con bacilos vivos atenuados y por tanto no es contagiosa de esta enfermedad.Hoy día se están desarrollando y probando nuevos tipos de vacunas:Conjugadas: ciertas bacterias tienen capas externas de polisacáridos que son mínimamente inmunitarios. Poniendo en contacto estas capas externas con proteínas, el sistema inmunitario puede ser capaz de reconocer el polisacárido como si fuera un antígeno (un antígeno puede ser una proteína o un polisacárido). De esa manera generamos anticuerpos contra la bacteria y contra el polisacárido (exopolisacárido, en este caso). Este proceso es usado en la vacuna Haemophilus influenzae del tipo B (también conocido como bacilo de Pfeiffer).Vector recombinante: combinando la fisiología (cuerpo) de un microorganismo dado y el ADN (contenido) de otro distinto, la inmunidad puede ser creada contra enfermedades que tengan complicados procesos de infección. Los esfuerzos para crear vacunas contra las enfermedades infecciosas, así como inmunoterapias para el cáncer, enfermedades autoinmunes y alergias han utilizado una variedad de sistemas de expresión heteróloga, incluyendo vectores virales y bacterianos, así como construcciones recombinantes de ADN y ARN.4Vacuna de ADN: vacuna de desarrollo reciente, es creada a partir del ADN de un agente infeccioso. Funciona al insertar ADN de bacterias o virus dentro de células humanas o animales. Algunas células del sistema inmunitario reconocen la proteína surgida del ADN extraño y atacan tanto a la propia proteína como a las células afectadas. Dado que estas células viven largo tiempo, si el agente patógeno (el que crea la infección) que normalmente produce esas proteínas es encontrado tras un periodo largo, serán atacadas instantáneamente por el sistema inmunitario. Una ventaja de las vacunas ADN es que son muy fáciles de producir y almacenar. Aunque en 2006 este tipo de vacuna era aún experimental, presenta resultados esperanzadores. Sin embargo no se sabe con seguridad si ese ADN puede integrarse en algún cromosoma de las células y producir mutaciones.Es importante aclarar que, mientras la mayoría de las vacunas son creadas usando componentes inactivados o atenuados de microorganismos, las vacunas sintéticas están compuestas en parte o completamente de péptidos, carbohidratos o antígenos. Estas sintéticas suelen ser consideradas más seguras que las primeras.

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La Luna es el único satélite natural de la Tierra y el quinto satélite más grande del Sistema Solar. Es el satélite natural más grande en el Sistema Solar en relación al tamaño de su planeta, un cuarto del diámetro de la Tierra y 1/81 de su masa, y es el segundo satélite más denso después de Ío. Se encuentra en relación síncrona con la Tierra, siempre mostrando la misma cara a la Tierra. El hemisferio visible está marcado con oscuros mares lunares de origen volcánico entre las brillantes montañas antiguas y los destacados astroblemas. A pesar de ser el objeto más brillante en el cielo luego del Sol, su superficie es en realidad muy oscura, con una reflexión similar a la del carbón. Su prominencia en el cielo y su ciclo regular de fases han hecho de la Luna una importante influencia cultural desde la antigüedad tanto en el lenguaje, como en el calendario, el arte o la mitología. La influencia gravitatoria de la Luna produce las corrientes marinas, las mareas y el aumento de la duración del día. La distancia orbital de la Luna, cerca de treinta veces el diámetro de la Tierra, hace que tenga en el cielo el mismo tamaño que el Sol, permitiendo a la Luna cubrir exactamente al Sol en eclipses solares totales.La Luna es el único cuerpo celeste en el que el hombre ha realizado un descenso tripulado. Aunque el programa Luna de la Unión Soviética fue el primero en alcanzar la Luna con una nave espacial no tripulada, el programa Apolo de Estados Unidos consiguió las únicas misiones tripuladas hasta la fecha, comenzando con la primera órbita lunar tripulada por el Apolo 8 en 1968, y seis alunizajes tripulados entre 1969 y 1972, siendo el primero el Apolo 11 en 1969. Estas misiones regresaron con más de 380 kg de roca lunar, que han sido utilizadas para alcanzar una detallada comprensión geológica de los orígenes de la Luna (se cree que se formó hace 4,5 mil millones de años después de un gran impacto), la formación de su estructura interna y su posterior historia.Desde la misión del Apolo 17 en 1972, ha sido visitada únicamente por sondas espaciales no tripuladas, en particular por los astromóviles soviéticos Lunojod. Desde 2004, Japón, China, India, Estados Unidos, y la Agencia Espacial Europea han enviado orbitadores. Estas naves espaciales han confirmado el descubrimiento de agua helada fijada al regolito lunar en cráteres que se encuentran en la zona de sombra permanente y están ubicados en los polos. Se han planeado futuras misiones tripuladas a la Luna, pero no se han puesto en marcha aún. La Luna se mantiene, bajo el tratado del espacio exterior, libre para la exploración de cualquier nación con fines pacíficos.Desde el espacio, la Luna luce como una esfera gris-blanquecina, con cráteres de varios tamaños.Características físicasLa Luna es excepcionalmente extensa en relación a la Tierra: un cuarto del diámetro del planeta y 1/81 de su masa. Es el satélite más grande del Sistema Solar en relación al tamaño de su planeta (aunque Caronte es más grande en relación al planeta enano Plutón). La superficie de la Luna es menos de un décimo de la Tierra; cerca de un cuarto del área continental de la Tierra. Sin embargo, la Tierra y la Luna siguen siendo consideradas un sistema planeta-satélite, en lugar de un sistema doble planetario, ya que su baricentro, está ubicado cerca de 1700 km (aproximadamente un cuarto del radio de la Tierra) bajo la superficie de la Tierra.FormaciónVarios mecanismos han sido propuestos para explicar la formación de la Luna hace 4.527 ± 0.010 mil millones de años. Esta edad es calculada en base a la datación del isótopo de las rocas lunares, entre 30 y 50 millones de años luego del origen del Sistema Solar. Estos incluyen la fisión de la Luna desde la corteza terrestre a través de fuerzas centrífugas, que deberían haber requerido también un giro inicial de la Tierra; la atracción gravitacional de la Luna en estado de formación, que hubiera requerido una extensión inviable de la atmósfera para disipar la energía de la Luna, que se encontraba pasando; y la co-formación de la Luna y la Tierra juntas en el disco de acreción primordial, que no explica la depleción de hierro en estado metálico.Estas hipótesis tampoco pueden explicar el fuerte momento angular en el sistema Tierra-Luna.La hipótesis general hoy en día es que el sistema Tierra-Luna se formó como resultado de un gran impacto: un cuerpo celeste del tamaño de Marte colisionó con la joven Tierra, volando material en órbita alrededor de esta, que se fusionó para formar la Luna. Se cree que impactos gigantescos eran comunes en el Sistema Solar primitivo. Los modelados de un gran impacto a través de simulaciones computacionales concuerdan con las mediciones del momento angular del sistema Tierra-Luna, y el pequeño tamaño del núcleo lunar; a su vez demuestran que la mayor parte de la Luna proviene del impacto, no de la joven Tierra. Sin embargo, meteoritos demuestran que las composiciones isotópicas del oxígeno y el tungsteno de otros cuerpos del Sistema Solar interior tales como Marte y (4) Vesta son muy distintas a las de la Tierra, mientras que la Tierra y la Luna poseen composiciones isotópicas prácticamente idénticas. El mezclado de material evaporado posterior al impacto entre la Tierra y la Luna pudo haber equiparado las composiciones, aunque esto es debatido.La importante cantidad de energía liberada en el gran impacto y la subsecuente fusión del material en la órbita de la Tierra pudo haber derretido la capa superficial de la Tierra, formando un océano de magma. La recién formada Luna pudo también haber tenido su propio océano de magma lunar; las estimaciones de su profundidad varían entre 500 km y el radio entero de la Luna.Revoluciones de la LunaLa Luna tarda en dar una vuelta alrededor de la Tierra 27 d 7 h 43 min si se considera el giro respecto al fondo estelar (revolución sideral), pero 29 d 12 h 44 min si se la considera respecto al Sol (revolución sinódica) y esto es porque en este lapso la Tierra ha girado alrededor del Sol (ver mes). Esta última revolución rige las fases de la Luna, eclipses y mareas lunisolares. Como la Luna tarda el mismo tiempo en dar una vuelta sobre sí misma que en torno a la Tierra, presenta siempre la misma cara. Esto se debe a que la Tierra, por un efecto llamado gradiente gravitatorio, ha frenado completamente a la Luna. La mayoría de los satélites regulares presentan este fenómeno respecto a sus planetas. Así pues, hasta la época de la investigación espacial (Luna 3) no fue posible ver la cara lunar oculta, que presenta una disimetría respecto a la cara visible. El Sol ilumina siempre la mitad de la Luna (exceptuando en los eclipses de luna), que no tiene por qué coincidir con la cara visible, produciendo las fases de la Luna. La inmovilización aparente de la Luna respecto a la Tierra se ha producido porque la gravedad terrestre actúa sobre las irregularidades del globo lunar de forma que en el transcurso del tiempo la parte visible tiene 4 km más de radio que la parte no visible, estando el centro de gravedad lunar desplazado del centro lunar 1,8 km hacia la Tierra.Revolución sinódica: es el intervalo de tiempo necesario para que la Luna vuelva a tener una posición análoga con respecto al Sol y a la Tierra. Su duración es de 29 d 12 h 44 min 2,78 s. También se le denomina lunación o mes lunar.Revolución sideral: es el intervalo de tiempo que le toma a la Luna volver a tener una posición análoga con respecto a las estrellas. Su duración es de 27 d 7 h 43 min 11,5 s.Revolución trópica: es el lapso necesario para que la Luna vuelva a tener igual longitud celeste. Su duración es de 27 d 7 h 43 min 4,7 s.Revolución draconítica: es el tiempo que tarda la Luna en pasar dos veces consecutivas por el nodo ascendente. Su duración es de 27 d, 5 h 5 min 36 s.Revolución anomalística: es el intervalo de tiempo que transcurre entre 2 pasos consecutivos de la Luna por el perigeo. Su duración es de 27 d 13 h 18 min 33 s.Movimiento de traslación lunarEl hecho de que la Luna salga aproximadamente una hora más tarde cada día se explica conociendo la órbita de la Luna alrededor de la Tierra. La Luna completa una vuelta alrededor de la Tierra aproximadamente en unos 28 días. Si la Tierra no rotase sobre su propio eje, sería muy fácil detectar el movimiento de la Luna en su órbita. Este movimiento hace que la Luna avance alrededor de 12° en el cielo cada día. Si la Tierra no rotara, lo que se vería sería la Luna cruzando la bóveda celeste de oeste a este durante dos semanas, y luego estaría dos semanas ausente (durante las cuales la Luna sería visible en el lado opuesto del Globo).Sin embargo, la Tierra completa un giro cada día (la dirección de giro es también hacia el este). Así, cada día le lleva a la Tierra alrededor de 50 minutos más para estar de frente con la Luna nuevamente (lo cual significa que se puede ver la Luna en el cielo). El giro de la Tierra y el movimiento orbital de la Luna se combinan, de tal forma que la salida de la Luna se retrasa del orden de 50 minutos cada día.Teniendo en cuenta que la Luna tarda aproximadamente 28 días en completar su órbita alrededor de la Tierra, y ésta tarda 24 horas en completar una revolución alrededor de su eje, es sencillo calcular el "retraso" diario de la Luna:Mientras que en 24 horas la Tierra habrá realizado una revolución completa, la Luna sólo habrá recorrido un 1/28 de su órbita alrededor de la Tierra, lo cual expresado en grados de arco da:Si ahora se calcula el tiempo que la Tierra en su rotación tarda en recorrer este arco,Da los aproximadamente 51 minutos que la Luna retrasa su salida cada día.Para notar el movimiento de la Luna en su órbita, hay que tener en cuenta su ubicación en el momento de la puesta de Sol durante algunos días. Su movimiento orbital la llevará a un punto más hacia el este en el cielo en el crepúsculo cada día.Caras de la luna90° OesteCara visibleCara oculta90° EsteMovimiento de rotaciónLa Luna gira sobre un eje de rotación que tiene una inclinación de 88,3° con respecto al plano de la elíptica de traslación alrededor de la Tierra. Dado que la duración de los dos movimientos es la misma, la Luna presenta a la Tierra constantemente el mismo hemisferio.Traslación de la Luna alrededor del SolAl desplazarse en torno del Sol, la Tierra arrastra a su satélite y la forma de la trayectoria que ésta describe es una curva de tal naturaleza que dirige siempre su concavidad hacia el Sol. La velocidad con que la Luna se desplaza en su órbita alrededor de la Tierra es de 1 km/s.LibracionesDebido a la excentricidad de la órbita lunar, la inclinación del eje de rotación de la Luna con respecto al plano de la eclíptica y al movimiento de rotación de la Tierra en el curso de una revolución sideral, se logra ver una extensión superficial mayor que la de un hemisferio del satélite, como si estuviese animado de ligeros balanceos de este a oeste y de norte a sur. Estos movimientos aparentes se conocen con el nombre de libraciones y son 3: libraciones en longitud, libraciones en latitud y libración diurna.Libración en longitudSe debe a que el movimiento de rotación de la Luna es uniforme mientras que su velocidad angular no lo es. Es máxima en el perigeo y mínima en el apogeo. Debido a esa Libración el satélite tiene un balanceo de oriente a poniente, gracias al cual se logra ver la superficie convexa correspondiente a la de un huso de 7°.Libración en latitudEs debido a la inclinación del eje de rotación de la Luna con respecto al plano de su órbita y a la eclíptica. Dicho eje forma un ángulo de 88° 30’ con el plano de la eclíptica y como el de la órbita lunar es de 5° con respecto a la eclíptica, entonces el ángulo formado con el eje de rotación de la Luna con el plano de su órbita es de 6° 30’. Por lo tanto, no solo pueden verse el polo norte y el polo sur de la Luna sino que se logra ver 6° 30’ más allá del polo sur. Esta libración es una especie de cabeceo de norte a sur en un tiempo que no es igual a una revolución sideral pues es de 27,2 días.Libración diurnaSe debe al hecho de que el radio terrestre no tiene una cantidad despreciable con respecto a la distancia a la Luna. El valor de esta libración es de casi un grado, valor aproximado a su grado de paralaje.Debido a las libraciones se conoce un 9% más de la mitad de la Luna.Sistema binarioLa Luna por su tamaño es el quinto satélite del Sistema Solar. No obstante si se adopta como criterio de comparación el cociente de masas con su planeta resulta que Ganímedes es 1/12500 la masa de Júpiter, Titán es 1/4700 la masa de Saturno y la Luna es 1/81,3 la masa de la Tierra. De esta manera se podría considerar el sistema Tierra-Luna como un sistema binario.Planeta dobleEs la denominación que algunos científicos dan al sistema Tierra-Luna debido al desmesurado tamaño que presenta el satélite con relación al planeta, de sólo 81 veces menor masa, es decir sólo 3,6 veces menor que la Tierra en diámetro (si el planeta fuese del tamaño de una pelota de baloncesto, la Luna sería como una pelota de tenis).Esta afirmación se apoya en las relaciones existentes entre los distintos planetas del Sistema Solar y sus satélites, variando éstas entre las 3,6/1 veces menor de la Luna y las 8924/1 del satélite XIII Leda con relación a Júpiter.Otras relaciones son: V Miranda 105/1 con relación a Urano, II Deimos 566/1 con relación a Marte, VI Titán 23/1 con relación a Saturno ó I Ío de 39/1 con relación a Júpiter.También se apoya esta denominación en la inexistencia de más satélites naturales que orbiten a la Tierra, pues lo habitual es que no exista ninguno (caso de Mercurio o Venus) o que existan multitud de ellos como sucede en los planetas del tipo joviano.Así, cuando se dice que la Tierra describe una elipse en torno al Sol, en realidad se debe decir que la órbita la describe el centro del sistema Tierra-Luna. Ambos astros, unidos por un eje invisible, forman algo así como una haltera disimétrica que gira en torno a su centro de gravedad.Debido a que la masa de la Tierra es muy superior a la de la Luna, ese centro, denominado baricentro, que divide a la masa común en dos partes iguales, está situado en el interior del globo terrestre, a unos 4.683 km de su centro. Así, 26 veces al año, la Luna pasa alternativamente de uno al otro lado de la órbita terrestre.De esas consideraciones, se desprende que los movimientos de la Luna son mucho más complejos de lo que se supone, siendo necesario para determinar con exactitud los movimientos reales de la Luna tener en cuenta nada menos que 1.475 irregularidades en los movimientos lunares diferentes y que incluyen las perturbaciones de su órbita debidas a la atracción ejercida por los demás astros del sistema solar, especialmente Venus (el más cercano) y Júpiter (el de mayor masa), así como entre otros la aceleración secular del movimiento de la Luna.Órbita de la LunaLa Luna describe alrededor de la Tierra una elipse, por lo que la distancia entre los dos astros varía y también la velocidad en la órbita. Dado que la rotación lunar es uniforme y su traslación no, pues sigue las leyes de Kepler, se produce una Libración en longitud que permite ver un poco de la superficie lunar al Este y al Oeste, que de no ser así no se vería. El plano de la órbita lunar está inclinado respecto a la Eclíptica unos 5° por lo que se produce una Libración en latitud que permite ver alternativamente un poco más allá del polo Norte o del Sur. Por ambos movimientos el total de superficie lunar vista desde la Tierra alcanza un 59% del total. Cada vez que la Luna cruza la eclíptica, si la Tierra y el Sol están sensiblemente alineados (Luna llena o Luna nueva) se producirá un eclipse lunar o un eclipse solar.La órbita de la Luna es especialmente compleja. La razón es que la Luna esta suficientemente lejos de la Tierra (384.400 km en promedio) que la fuerza de gravedad ejercida por el Sol es significativa. Dada la complejidad del movimiento, los nodos de la Luna, no están fijos, sino que dan una vuelta en 18,6 años. El eje de la elipse lunar no está fijo y el apogeo y perigeo dan una vuelta completa en 8,85 años. La inclinación de la órbita varía entre 5° y 5° 18’. De hecho, para calcular la posición de la Luna con exactitud hace falta tener en cuenta por lo menos varios cientos de términos.Asimismo, la Luna se aleja unos cuatro centímetros al año de la Tierra, a la vez que va frenando la rotación terrestre -lo que hará que en un futuro lejano los eclipses totales de Sol dejen de producirse al no tener la Luna suficiente tamaño como para tapar el disco solar-. En teoría, dicha separación debería prolongarse hasta que la Luna tardara 47 días en completar una órbita alrededor de nuestro planeta, momento en el cual nuestro planeta tardaría 47 días en completar una rotación alrededor de su eje, de modo similar a lo que ocurre en el sistema Plutón-Caronte. Sin embargo, la evolución futura de nuestro Sol puede trastocar esta evolución. Es posible que al convertirse nuestra estrella en una gigante roja dentro de varios miles de millones de años, la proximidad de su superficie al sistema Tierra-Luna haga que la órbita lunar se vaya cerrando hasta que la Luna esté a alrededor de 18.000 kilómetros de la Tierra -el límite de Roche-, momento en el cual la gravedad terrestre destruirá la Luna convirtiéndola en unos anillos similares a los de Saturno. De todas formas, el fin del sistema Tierra-Luna es incierto y depende de la masa que pierda el Sol en esos estadios finales de su evolución.Los eclipses solares y lunaresSe deben a una extraordinaria casualidad. El diámetro del Sol es 400 veces más grande que el de la Luna, pero también está 400 veces más lejos, de modo que ambos abarcan aproximadamente el mismo ángulo sólido para un observador situado en la Tierra.La Luna en un eclipse lunar puede contener hasta tres veces su diámetro dentro del cono de sombra causado por la Tierra. Por el contrario en un eclipse solar la Luna apenas tapa al Sol (eclipse total) y en determinada parte de su órbita, cuando está más distante, no llega a ocultarlo del todo, dejando una franja anular (eclipse anular).La complejidad del movimiento lunar dificulta el cálculo de los eclipses y se debe tener presente la periodicidad con que éstos se producen (Periodo Saros).Descubrimiento de agua en la LunaEl 13 de noviembre de 2009, la Agencia espacial de Estados Unidos NASA anunció el hallazgo de agua en la Luna. Cuando, el 9 de octubre la NASA estrelló la sonda LCROSS y su cohete Centauro en el fondo del cráter Cabeus en el polo sur de la Luna, en una operación que buscaba confirmar la presencia de agua en el satélite natural de la Tierra. La colisión levantó una columna de material desde el fondo de un cráter que no ha recibido la luz del Sol en miles de millones de años.El agua que se levantó por el impacto de la sonda podría llenar una docena de baldes de ocho litros, dijo el científico Anthony Colaprete. Los datos preliminares obtenidos del análisis de esos materiales “indican que la misión descubrió, exitosamente, agua (...) y este descubrimiento abre un nuevo capítulo en nuestro conocimiento de la Luna”, afirmó la NASA.“La concentración y distribución de agua y de otras sustancias requieren más análisis, pero podemos decir con seguridad que (el cráter) Cabeus contiene agua”, afirmó Colaprete.Atmósfera de la LunaLa Luna tiene una atmósfera insignificante debido a su baja gravedad, incapaz de retener moléculas de gas en su superficie. La totalidad de su composición aún se desconoce. El programa Apolo identificó átomos de helio y argón, y más tarde (en 1988), observaciones desde la Tierra añadieron iones de sodio y potasio. La mayor parte de los gases en su superficie provienen de su interior.La agitación térmica de las moléculas de gas viene inducida por la radiación solar y por las colisiones aleatorias entre las propias partículas atmosféricas. En la atmósfera terrestre las moléculas suelen tener velocidades de cientos de metros por segundo, pero excepcionalmente algunas logran alcanzar velocidades de 2.000 a 3.000 m/s. Dado que la velocidad de escape es de, aproximadamente, 11.200 m/s éstas nunca logran escapar al espacio. En la Luna, por el contrario, al ser la gravedad seis veces menor que en nuestro planeta, la velocidad de escape es asimismo menor, del orden de 2.400 m/s. Podemos deducir entonces que si la Luna tuvo antaño una atmósfera, las moléculas más rápidas pudieron escapar de ella para, según una ley de la teoría cinética de los gases, inducir a las restantes a aumentar su velocidad, acelerando así el proceso de pérdida atmosférica. Se calcula que la desaparición completa de la hipotética atmósfera lunar debió realizarse a lo largo de varios centenares de millones de años.La prácticamente ausencia de atmósfera en nuestro satélite obliga a los astronautas a disponer de equipos autónomos de suministro de gases, conocidos como P.L.S.S. en sus paseos por la superficie. Asimismo, al no existir un manto protector, las radiaciones ultravioleta y los rayos gamma emitidos por el Sol bombardean la superficie lunar, siendo necesario contar con trajes protectores especiales que eviten sus efectos nocivos.Para la tenue atmósfera lunar cualquier pequeño cambio puede ser importante. La sola presencia de los astronautas altera localmente su presión y su composición al enriquecerla con los gases espirados por ellos y por los que se escapan del módulo lunar cada vez que se efectúa una EVA. Existe el temor de que los gases emitidos por las naves que en la década del setenta alunizaron en la Luna hayan creado una polución o contaminación de igual masa a la de su atmósfera nativa. Aunque estos gases ya deben haber desaparecido en su mayoría, aún hay una preocupación de que queden restos que impidan investigar sobre la atmósfera real de la Luna.La atmósfera lunar recibe también aportaciones de partículas solares durante el día, que cesa al llegar la noche. Durante la noche lunar, la presión puede bajar hasta no ser más que de dos billonésimas partes de la atmósfera terrestre, subiendo durante el día hasta las ocho billonésimas partes, demostrando así que la atmósfera lunar no es una atmósfera permanente, sino una concentración de partículas dependiente del medio exolunar.La ionosfera que rodea a nuestro satélite se diferencia de la terrestre en el escaso número de partículas ionizadas, así como de la presencia de electrones poco energéticos que, arrancados del suelo de la Luna, son emitidos al espacio por el impacto de los rayos solares. Actualmente, se ha podido determinar la existencia de una cola de sodio compuesta por vapores que se desprenden de nuestro satélite de forma similar a como lo hacen los gases de los cometas.La ausencia de aire, y en consecuencia de vientos, impide que se erosione la superficie y que transporte tierra y arena, alisando y cubriendo sus irregularidades. Debido a la ausencia de aire no se transmite el sonido. La falta de atmósfera también significa que la superficie de la Luna no tenga ninguna protección con respecto al bombardeo esporádico de cometas y asteroides. Además, una vez que se producen los impactos de éstos, los cráteres que resultan prácticamente no se degradan a través del tiempo por la falta de erosión.Origen de la LunaAl descubrir que la composición de la Luna era la misma que la de la superficie terrestre se supuso que su origen tenía que venir de la propia Tierra. Un cuerpo tan grande en relación a nuestro planeta difícilmente podía haber sido capturado ni tampoco era probable que se hubiese formado junto a la Tierra. Así, la mejor explicación de la formación de la Luna es que ésta se originó a partir de los pedazos que quedaron tras una cataclísmica colisión con un protoplaneta del tamaño de Marte en los albores del sistema solar (hipótesis del gran impacto). Esta teoría también explica la gran inclinación axial del eje de rotación terrestre que habría sido provocada por el impacto.La enorme energía suministrada por el choque fundió la corteza terrestre al completo y arrojó gran cantidad de restos incandescentes al espacio. Con el tiempo, se formó un anillo de roca alrededor de nuestro planeta hasta que, por acreción, se formó la Luna. Su órbita inicial era mucho más cercana que la actual y el día terrestre era mucho más corto ya que la Tierra rotaba más deprisa. Durante cientos de millones de años, la Luna ha estado alejándose lentamente de la Tierra, a la vez que ha disminuido la velocidad de rotación terrestre debido a la transferencia de momento angular que se da entre los dos astros. Este proceso de alejamiento continúa actualmente a razón de 38 mm por año.Tras su formación, la Luna experimentó un periodo cataclísmico, datado en torno a hace 3800-4000 millones de años, en el que la Luna y los otros cuerpos del Sistema Solar interior sufrieron violentos impactos de grandes asteroides. Este período, conocido como bombardeo intenso tardío, formó la mayor parte de los cráteres observados en la Luna, así como en Mercurio. El análisis de la superficie de la Luna arroja importantes datos sobre este periodo final en la formación del Sistema solar. Posteriormente se produjo una época de vulcanismo consistente en la emisión de grandes cantidades de lava, que llenaron las mayores cuencas de impacto formando los mares lunares y que acabó hace 3.000 millones de años. Desde entonces, poco más ha acaecido en la superficie lunar que la formación de nuevos cráteres debido al impacto de asteroides.Recientemente, sin embargo, los datos enviados por la sonda japonesa SELENE han mostrado que dicho vulcanismo ha durado más de lo que se pensaba, habiendo acabado en la cara oculta hace 2500 millones de años.

Miguel Gregorio Antonio Ignacio Hidalgo y Costilla Gallaga Mandarte Villaseñor (Hacienda de Corralejo cerca de Pénjamo, hoy Guanajuato, 8 de mayo de 1753 – † Chihuahua, Chihuahua, 30 de julio de 1811) fue un sacerdote y militar que destacó en la primera etapa de la Guerra de Independencia de México, que inició con un acto conocido en la historiografía mexicana como Grito de Dolores. Dirigió la primera parte del movimiento independentista, pero tras una serie de derrotas fue capturado el 21 de marzo de 1811 y llevado prisionero a la ciudad de Chihuahua, donde fue juzgado y fusilado el 30 de julio.En junio de 1765 Miguel Hidalgo junto a su hermano José Joaquín partió a estudiar al Colegio de San Nicolás Obispo,4 ubicado en Valladolid, capital de la provincia de Michoacán. El colegio había sido fundado en 1547 por Antonio de Mendoza y Pacheco, primer virrey de Nueva España, quien entregó la universidad y el edificio donde se alojaba a los miembros de la Compañía de Jesús, que instituyeron cátedras de latín, derecho y estudios sacerdotales. Fue en esta casa donde los hermanos Hidalgo estudiaron hasta 1767.5El 25 de junio de 1767 los jesuitas fueron expulsados de los territorios del Imperio español por órdenes del Rey de España Carlos III, y su ministro, el Conde de Floridablanca. El colegio permaneció cerrado unos meses y en diciembre se reanudaron las clases.En esta institución, Hidalgo estudió letras latinas, leyó a autores clásicos como Cicerón y Ovidio, y a otros como San Jerónimo y Virgilio. A los diecisiete años de edad ya era maestro en filosofía y teología, por lo que entre sus amigos y condiscípulos se ganó el apodo de "El Zorro", por la astucia que mostraba en juegos intelectuales. Aprendió el idioma francés y leyó a Molière, autor a quien años más tarde representaría en las jornadas teatrales que él mismo organizaba siendo párroco de Dolores. Gracias al contacto que tuvo con los trabajadores de su hacienda en su infancia, la mayoría de ellos indígenas, Hidalgo aprendió muchas de las lenguas indígenas habladas en Nueva España, principalmente otomí, náhuatl y purépecha, ya que la zona de Pénjamo era una de las regiones con mayor diversidad de grupos indígenas y de contacto entre el mundo nativo y el español. Todos estos conocimientos permitieron a Miguel Hidalgo impartir clases de latín y filosofía a la vez que seguía sus estudios. Una vez que los culminó, trabajó en su alma máter desde 1782 a 1792, muchas veces como tesorero, otras como maestro y desde 1788 como rector.La invasión francesa a España, en 1808, produjo en el virreinato la crisis política de 1808 en México, caracterizada por el derrocamiento de Iturrigaray a manos de los españoles, seguido de la captura y ejecución de políticos afines a las ideas independentistas, como Francisco Primo de Verdad y Ramos y el fraile peruano Melchor de Talamantes. En lugar de Iturrigaray fue nombrado un militar alcalaíno, Pedro de Garibay, quien en mayo de 1809 fue sustituido por el Arzobispo de México, Francisco Xavier de Lizana y Beaumont. En diciembre de ese mismo año se descubrió la Conjura de Valladolid, conspiración cuyo único fin era crear una junta que gobernara al virreinato en ausencia de Fernando VII, preso en Bayona. Los culpables fueron arrestados y sentenciados a muerte, pero el arzobispo virrey les perdonó la vida condenándoles a cadena perpetua, razón por la que Lizana fue destituido en abril de 1810 por la junta de Sevilla. Como nuevo virrey fue designado un militar participante de la Batalla de Bailén, el teniente coronel Francisco Xavier Venegas de Saavedra.En 1808 se documentó en Dolores la llegada de un agente francés al servicio del general Moreau, enemigo de Napoleón. El agente dio su nombre como Octaviano D'Almíbar, dijo que estaba en misión rumbo a los Estados Unidos de América y en octubre del mismo año desapareció sin dejar huella alguna.Cuando Andalucía cayó en manos de los franceses, en la primavera de 1810 toda España ya estaba en poder del ejército napoleónico. La Archidiócesis de Zaragoza, encargada de los asuntos religiosos en toda la metrópoli, ordenó a los párrocos de todo el imperio predicar en contra de Napoleón. Hidalgo siguió esta orden. Mientras tanto, en Querétaro se gestaba una conspiración organizada por el corregidor Miguel Domínguez y su esposa Josefa Ortiz de Domínguez, y también participaban los militares Ignacio Allende, Juan Aldama y Mariano Abasolo. Allende se encargó de convencer a Hidalgo de unirse a su movimiento, ya que el cura de Dolores tenía amistad con personajes muy influyentes de todo el Bajío e incluso de la Nueva España, como Juan Antonio Riaño, intendente de Guanajuato, y Manuel Abad y Queipo, obispo de Michoacán. Por estas razones se consideraba que Hidalgo podría ser un buen dirigente del movimiento. Hidalgo aceptó, y se puso como fecha de inicio para el movimiento el 1 de diciembre, día de la Virgen de San Juan de los Lagos, donde muchos españoles se reunían a comerciar en una feria cercana a Querétaro. Allende propuso más tarde hacerlo el 2 de octubre, por cuestiones militares y estratégicas.

El imperio romano fue uno de los más grandes de la historia antigua.Sus dominios de extendieron por todo el territorio que actualmente ocupan Asia y África. Su ascenso comenzó en el año 753 a.C. y se inició su descenso con la caída del imperio en el 476 d.C. durante este periodo los romanos se fueron adueñando de grandes territorios y extendieron su influencia en todos los órdenes: desde la construcción de casas hasta las estrategias de guerra. El emperador Constantino introdujo la semana de siete días. Los romanos creían que habían siete planetas incluyendo el sol y la luna. Los días, entonces, se designaron con los nombres de los dioses. La numeración romana se difundió a la par de la arábiga y, por supuesto, el abecedario, que representa el conjunto de letras que actualmente usamos para escribir.L a ciudad de roma según cuenta la leyenda fue fundada en el año 753 a.C. por los gemelos Rómulo y Remo a las orillas del rio Tíber; era una pequeña ciudad agrícola. ¿Cómo fue que a partir de un pequeño pueblo agrícola se logró crear un gran imperio que domino un extenso territorio? Es difícil responder a esa pregunta pero se puede afirmar que ese extraordinario desarrollo se debió al deseo de triunfo de los romanos y al esfuerzo que ponían en todas sus actividades.Después de la fundación de la ciudad, en el imperio entre 280 a 275 a.C. , los romanos evitaron la invasión griega a Italia y extendieron, así, su poderío al sur de la península itálica. Durante la primera Guerra púnica, del 264 al 241 a.C. ganaron su primera colonia en ultramar, en Sicilia. En el periodo entre 218 a 201 a.C., se realizó la segunda Guerra púnica destruyeron Cartago y tomaron parte del norte de África, mientras que Grecia se convertía en una colonia romana. Para el año 62 a.C., ya dominaban parte de Asia, Siria y Judea: entre el año 58 y el 50 a.C. conquistaron la Galia y después, la Britania, pero se retiraron porque empezó una Guerra civil interna entre cesar y Pompeyo. Cesar se convirtió en el líder del mundo romano, pero en el 44 a.C., fue asesinado y subieron al poder a marco Antonio y Octavio, dividieron el imperio en 2 partes; con esto provocaron una Guerra civil interna que gano Octavio quien en el año 27 a.C. fue nombrado primer emperador de Roma y recibió el título de Augusto, dando inicio al gran imperio romano.El imperio romano fue una etapa de la civilización romana en la Antigüedad clásica, posterior a la República romana y caracterizada por una forma de gobierno autocrática. El nacimiento del Imperio viene precedido por la expansión de su capital, Roma, que extendió su control en torno al Mar Mediterráneo. Bajo la etapa imperial los dominios de Roma siguieron aumentando hasta llegar a su máxima extensión durante el reinado de Trajano, momento en que abarcaba desde el Océano Atlántico al oeste hasta las orillas del Mar Caspio, el Mar Rojo y el Golfo Pérsico al este, y desde el desierto del Sahara al sur hasta las tierras boscosas a orillas de los ríos Rin y Danubio y la frontera con Caledonia al norte. Su superficie máxima estimada sería de unos 6,5 millones de km².El término es la traducción de la expresión latina Imperium Romanum, que significa literalmente "El Dominio de Roma". Polibio fue uno de los primeros hombres en documentar la expansión de Roma aún como República. Durante los casi tres siglos anteriores al gobierno del primer emperador, César Augusto, Roma había adquirido mediante numerosos conflictos bélicos grandes extensiones de territorio que fueron divididos en provincias gobernadas directamente por propretores y proconsules, elegidos anualmente por sorteo, entre los senadores que habían sido pretores o cónsules el año anterior.Durante la etapa republicana de Roma su principal competidora fue la ciudad púnica de Cartago cuya expansión por la cuenca sur y oeste del Mediterráneo occidental rivalizaba con la de Roma y que tras las tres Guerras Púnicas se convirtió en la primera gran víctima de la República. Las Guerras Púnicas llevaron a Roma a salir de sus fronteras naturales en la península Itálica y a adquirir poco a poco nuevos dominios que debía administrar, como Sicilia, Cerdeña, Córcega, Hispania, Iliria, etc.Los dominios de Roma se hicieron tan extensos que pronto fueron difícilmente gobernables por un Senado incapaz de moverse de la capital ni de tomar decisiones con rapidez. Asimismo, un ejército creciente reveló la importancia que tenía poseer la autoridad sobre las tropas para obtener réditos políticos. Así fue como surgieron personajes ambiciosos cuyo objetivo principal era el poder. Este fue el caso de Julio César, quien no sólo amplió los dominios de Roma conquistando la Galia, sino que desafió la autoridad del Senado romano.El Imperio romano como sistema político surgió tras las guerras civiles que siguieron a la muerte de Julio César, en los momentos finales de la República romana. Tras la guerra civil que le enfrentó a Pompeyo y al Senado, César se había erigido en mandatario absoluto de Roma y se había hecho nombrar Dictator perpetuus (dictador a perpetuidad). Tal osadía no agradó a los miembros más conservadores del Senado romano, que conspiraron contra él y lo asesinaron durante los Idus de marzo dentro del propio Senado, lo que suponía el restablecimiento de la República, cuyo retorno, sin embargo, sería efímero. El precedente no pasó desapercibido para el joven hijo adoptivo de César, Octavio, quien se convirtió años más tarde en el primer emperador de Roma, tras derrotar en el campo de batalla, primero a los asesinos de César, y más tarde a su antiguo aliado, Marco Antonio, unido a la Reina Cleopatra de Egipto en una ambiciosa alianza para conquistar Roma.A su regreso triunfal de Egipto, convertido desde ese momento en provincia romana, la implantación del sistema político imperial sobre los dominios de Roma deviene imparable, aún manteniendo las formas republicanas. Augusto aseguró el poder imperial con importantes reformas y una unidad política y cultural (civilización grecorromana) centrada en los países mediterráneos, que mantendrían su vigencia hasta la llegada de Diocleciano, quien trató de salvar un imperio que caía hacia el abismo. Fue éste último quien, por primera vez, dividió el imperio para facilitar su gestión. El imperio se volvió a unir y a separar en diversas ocasiones siguiendo el ritmo de guerras civiles, usurpadores y repartos entre herederos al trono hasta que, a la muerte de Teodosio I el Grande en el año 395, quedó definitivamente dividido.Finalmente en 476 el hérulo Odoacro depuso al último emperador de Occidente, Rómulo Augústulo. El Senado envió las insignias a Constantinopla, la capital de Oriente, formalizándose así la capitulación del imperio de Occidente. El Imperio oriental proseguiría varios siglos más bajo el nombre de Imperio bizantino, hasta que en 1453 Constantinopla cayó bajo el poder otomano.El legado de Roma fue inmenso, tanto es así que varios fueron los intentos de restauración del imperio, al menos en su denominación. Destaca el intento de Justiniano I, por medio de sus generales Narsés y Belisario, el de Carlomagno así como el del propio Sacro Imperio Romano Germánico, pero ninguno llegó jamás a reunificar todos los territorios del Mediterráneo como una vez lograra la Roma de tiempos clásicos.Con el colapso del Imperio romano de Occidente finaliza oficialmente la Edad Antigua dando inicio la Edad Media.