viernes, 11 de mayo de 2012

 



La compasión, 
hace germinar la semilla del amor.

"NUESTRO AMOR TRASCIENDE LOS UMBRALES DE LA VIDA Y LA MUERTE PARA HACERSE ETERNIDAD EN EL MÁS PURO DE LOS AMORES...
 DIOS !!!."

Nuestro cuerpo es como un reloj de arena; mientras se llena de amor el corazón, el cerebro se vacía de ego.

No hay camino para la paz, 
la paz es el camino.


Cuando me preguntaron sobre algún arma capaz de contrarrestar el poder de la bomba atómica, 
yo sugerí la mejor de todas:
 La paz.

Dios ya hizo todo por nosotros,
ahora nos toca hacer algo también.

El reloj despertador
 de muchas consciencias 
todavía no ha sonado.


Tarde que temprano tendremos que ceder 
ante las fuerzas de DIOS.
Geografía e Historia de la Luna

La Luna es el único satélite natural de la Tierra y el objeto estelar más próximo a ella. Está situada en órbita ecuatorial a una distancia media de 384.400 km del centro de nuestro planeta, tiene un radio de 1738 km y una masa de 7,35 x 1023 kg.

La Luna gira alrededor de la Tierra en órbita ecuatorial a una distancia media de 384.400 km, completando un período cada 27,32 días (mes sideral, 27 días, 7 horas 43 minutos y 11,5 segundos); al mismo tiempo y debido al efecto de la Tierra sobre la Luna, ésta gira sobre su eje exactamente en el mismo período, por lo que, a la vista de los habitantes de la Tierra, la Luna presenta siempre la misma cara, permaneciendo, por lo tanto, constantemente oculta la cara opuesta.


Características
El diámetro de la Luna es 3.476 km, la cuarta parte del de la Tierra, y su volumen está alrededor de sesenta y cuatro veces menor; su masa es de 7,35 x 1022 kg, 80 veces menor que la de la Tierra (5,9 x 1024 kg); la densidad media de la Luna es, aproximadamente, dos tercios de la de la Tierra (3,34 g/cm3). La diferencia de masa y dimensiones con la Tierra hace que la gravedad de la Luna sea tan solo un sexto de la de la Tierra. Aunque la Luna aparezca como un objeto brillante para el hombre (magnitud -12,7), sólo reflecta un 0,07% (albedo) de la luz solar que recibe. Para un observador cercano, la Luna sería un satélite cubierto de polvo oscuro.

La Luna gira alrededor de la Tierra con una órbita ligeramente elíptica, a una distancia media de 384,400 km. La elipse tiene una excentricidad del 0,05%, con un perigeo (punto más cercano) de 354.000 km y un apogeo (punto más lejano) de 404.000 km. La Luna tiene un débil campo magnético muy inferior al de la Tierra, casi imperceptible y no distribuido de manera uniforme.


Clip en la imágen para verla en tamaño mayor.
Mes sinódico
La Luna efectúa una rotación exacta sobre la Tierra en un periodo de 27,23 días ( 27 días, 7 horas 43 minutos y 11,5 segundos), lo que se conoce como mes sideral. Sin embargo, las fases de la Luna se repiten cada 29,5 días, lo que podría hacer suponer que éste es el periodo real de rotación. El alargamiento aparente de 2,5 días se debe a que mientras la Luna gira alrededor de la Tierra, ambas lo hacen en torno al Sol, por lo que a los ojos de los observadores terrestres y tomando como referencia al Sol, la Luna repite su posición cada 29,53 días, lo que corresponde a un mes sinódico.

El mes sinódico ha tenido para la humanidad mucha mayor importancia que el sideral, ya que los cambios en la apariencia de la Luna fueron apreciados en la Antigüedad y empleados para la medida del tiempo: las propias fases de la Luna ofrecen noción de su transcurso y para la apreciación del mismo no es necesario contar con ningún aparato.

La órbita de la Luna presenta una inclinación de 5 º respecto al plano de la eclíptica. Mirando al sistema Tierra-Luna desde el norte, la Luna gira en sentido contrario a las agujas del reloj, y viaja a través de su órbita con una velocidad media de 1 km por segundo, o cerca de un diámetro lunar por hora (3.700 km /hora). Como resultado de la traslación de la Tierra alrededor del Sol, el ángulo de iluminación solar cambia en un grado por día. Desde la Tierra solo puede observarse una de las caras de la Luna, el 50% de su superficie. Adicionalmente y debido a la inclinación de la órbita puede observarse un 8% más de la superficie lunar.


Fases de la Luna
La proximidad a la Tierra permite que incluso a simple vista se aprecien significativos detalles de la Luna y en especial el periódico cambio de aspecto que se produce aproximadamente cada 29 días y que se conoce como fases de la Luna. 

Durante su rotación alrededor de la Tierra, la Luna recibe la luz del Sol desde un ángulo diferente, de manera que la parte de la cara que vemos iluminada va cambiando de aspecto. Existe un momento en que la Luna se encuentra situada en la linea recta que une al Sol y la Tierra, al este del Sol, y toda su superficie aparece oscura, fase que se denomina Luna nueva; conforme la Luna gira hacia el oeste, la parte iluminada va creciendo (Luna creciente) hasta situarse justamente opuesta al Sol; en ese momento toda su cara visible aparece como un círculo iluminado (Luna Llena), para, en días sucesivos, ir perdiendo parte de la superficie iluminada (Luna menguante) conforme se desplaza hacia el oeste, hasta llegar a oscurecerse del todo (Luna nueva) y comenzar el ciclo de nuevo, exactamente cada 29,5 días.

Las mareas lunares

Las fuertes interrelaciones que existen entre la Tierra y su satélite permiten afirmar que la Luna y la Tierra se comportan como un solo sistema, como un planeta doble que tiene situado su centro de masa (baricentro), a 4.670 km del centro de la Tierra, y que este sistema gira con un periodo de 27,32 días.

La Luna muestra su atracción sobre las aguas de los mares alterando periódicamente el nivel de las aguas, lo que se conoce como mareas. Las mareas se producen no solamente por la atracción de la Luna, puesto que en este caso el periodo seria de 12 horas, sino también porque la Tierra y la Luna forman un sistema combinado cuyo eje de rotación no coincide con el eje de rotación de la Tierra. Por lo tanto hay una fuerza centrifuga que tiende a llevar las aguas en el extremo opuesto a la Luna. La combinación de estos dos efectos, además de la atracción solar, da lugar a las mareas vivas y muertas.

El movimiento de las aguas de las mareas produce unos efectos mecánicos que al final se traducen en una conversión de parte de la energía de las mareas en calor. Esta energía procede del movimiento de rotación de la Tierra. Como consecuencia de la pérdida de la energía de rotación de la Tierra y de la necesidad de conservar el momento angular, la Luna gana el momento angular que pierde la Tierra, lo que se traduce en una disminución de su periodo de traslación alrededor de la Tierra y en un incremento de su radio de giro. 


A través del estudio de los efectos de las mareas, los paleontólogos han comprobado que la distancia de la Tierra a la Luna ha variado a lo largo del tiempo, así como también su periodo de rotación, alargándose el día terrestre un segundo cada 100.000 años. Pruebas realizadas sobre corales fósiles con una antigüedad de más de 570 millones de años sugieren años con 420 días, y días con tan solo 20 horas.

Las condiciones en la Luna
La gravedad de la Luna es solo un sexto de la de la Tierra, por lo que debido a su pequeño tamaño y baja gravedad no puede retener los gases que se producen; por tanto, la Luna no tiene una capa de gases que la circunde. La presión de gases en la Luna es tan baja que los mejores equipos de vacío de que dispone la tecnología actual no son capaces de reproducir una ausencia de gases tan absoluta como la lunar. Como consecuencia de esta falta de atmósfera, los elementos volátiles prácticamente han desaparecido de la composición de sus minerales, por lo que carece no solo de agua libre, sino también de minerales que la incorporen a su composición.

La ausencia de un mecanismo regulador de la temperatura -como la atmósfera o los mares de la Tierra- hace que la superficie de la Luna oscile entre temperaturas que van desde los 127º C durante el mediodía lunar hasta los -173 º C de la noche lunar.

Mediciones realizadas según el magnetismo lunar indican que la temperatura interna de la Luna se acerca a los 1600º C, temperatura que está por encima del punto de fusión de las rocas lunares. La baja densidad y las medidas sísmicas indican que su interior se compone de silicatos líquidos y que carece de un núcleo metálico, como en el caso de la Tierra.

La ausencia de atmósfera permite que cualquier meteorito, por pequeño que sea, alcance la superficie lunar, y aunque los impactos no son tan frecuentes como en épocas pasadas, los instrumentos sísmicos ubicados en su superficie señalan que anualmente se producen entre 75 y 150 impactos al año de meteoritos con una masa comprendida entre 100 y 1.000 kg.



La superficie lunar
Los astrónomos de la Antigüedad ya observaron algunos de los detalles de la Luna y pensaron que las zonas oscuras eran océanos, por lo que les asignaron el nombre latino Maria ('mares'); a la vez, a las zonas claras que observaron, las llamaron 'continentes'. Con Galileo y el telescopio, comenzaron a observase con más detalle la superficie lunar y sus montañas, cráteres, grietas, etc.

Entre los años 1959 y 1967 se exploró el satélite y, mediante sondas, se levantaron mapas de casi toda la superficie lunar, incluida su cara oculta (salvo un 1%, aproximadamente, que ha quedado sin estudiar en su polo Sur).

Los continentes en general son de carácter montañoso, y están salpicados de accidentes, que van desde un simple cráter del tamaño de un nido de gorrión hasta extensos anillos de varios cientos de kilómetros de diámetro.

En un principio se pensó que los cráteres eran consecuencia de la actividad volcánica; posteriormente se comprobó que en su mayoría eran el resultado del bombardeo de la superficie de la Luna por meteoritos durante miles de millones de años. Los análisis realizados empleando datación de rocas sugieren que la mayor parte de los cráteres se produjeron por impactos explosivos de alta velocidad producidos por meteoritos o pequeños asteroides hace unos 4000 millones de años. Se ha calculado que en la superficie lunar hay al menos 300.000 cráteres de más de un kilómetro de diámetro, y más de tres billones con más de un metro de diámetro.

Las zonas oscuras, denominadas comúnmente mares, tienen una estructura similar al magma volcánico solidificado, que en muchos casos ha cubierto total o parcialmente los cráteres. La teoría más admitida es que posteriormente a la etapa de lluvia de meteoritos -y, en parte, como consecuencia de la misma-, rocas calientes del interior afloraron a la superficie y se fundieron inmediatamente, por lo que buena parte de la superficie de la Luna se vio invadida de un mar de lava.

El mayor de los mares se denomina Mare Imbrium ('mar de las lluvias'), con una anchura de más de 1200 km. Con anterioridad, habría sido un cráter de las mismas dimensiones, del cual quedan restos de las paredes verticales, en lo que se conoce como "las cadenas montañosas de los Apeninos y los Cárpatos". Otros océanos conocidos son el Mare Insularum o el Mar de la Tranquilidad, lugar donde se posó la nave Apolo XI, tripulada por los astronautas Neil Armstrong y Edwin Aldrin, el 20 de julio de 1969. Las montañas más altas se encuentran en las cercanías del polo sur lunar, en las cadenas Leibniz y Doerfel, que tienen picos que alcanzan los 6.100 m de altura.

Accidentes topográficos más importantes

-Aristóteles. Cadena montañosa situada en la cara visible, de 67 de longitud.
-Arquímedes. Cráter situado en la cara visible, de 83 km de diámetro y 2.150 de profundidad.
-Atlas. Cráter situado en la cara visible, de 87 km de diámetro.
-Arzachel. Cráter de 97 km de diámetro y 3.610 m de profundidad.


-Baily. Cráter con un diámetro de 285 km y una altura de 3960 m.
-Bullialdus. Cráter de 59 km de diámetro y 3.510 m de profundidad.
-Eudoxus. Cadena montañosa situada en la cara visible, de 87 de longitud.
-Endymion. Cráter situado en la cara visible, de 67 de longitud.


-Eratóstenes. Cráter con 58 km de diámetro y 3.570 m de profundidad.
-Gassendi. Planicie de 110 km de diámetro y 1860 m de profundidad.
-Geber. Cráter con 46 km de diámetro y 3510 m de profundidad. -Hércules. Cráter situado en la cara visible de 67 de diámetro.


-Mar Austral. De 900 km de diámetro.
-Mar de la Serenidad.
-Mar de la Tranquilidad.
-Mar de las Crisis.
-Mar de las Lluvias (Mare Imbrium). Restos de lo que fue un cráter de 1200 km de diámetro, relleno de lava.


-Posidonius. Planicie basáltica amurallada, de 100 km de diámetro y 2300 m de altura.
-Sinus Iridium. Restos de un cráter de 260 km de diámetro parcialmente relleno de Lava.
-Teophilus. Cráter de 100 km de diámetro y 4.400 m de profundidad.
Origen de la Luna

Hasta al estudio concienzudo de los más de 300 kg de muestras lunares que el programa Apolo de la Nasa trajo de nuestro satélite, el origen de la Luna fue una controversia. La teoría más antigua sobre el origen de la Luna es la de la fisión, formulada inicialmente en 1879 por el astrónomo británico George Howard Darwin (segundogénito de los diez hijos naturales de Charles Darwin).

Darwin proponía que la Luna podría ser un fragmento desgajado de la Tierra, precisamente de la zona que correspondería al Océano Pacifico, separado como consecuencia de un excesivo alargamiento ecuatorial de la Tierra a consecuencia de un giro rapidísimo. Esta teoría justificaba el hecho de que la densidad de la Luna (3,5) fuese notablemente más baja que la de la Tierra, debido a que la parte desprendida procedería del manto terrestre de menor densidad. Lo difícil de justificar era el enorme momento angular que habría sido necesario para producir esta fisión, y el bajo momento que el sistema Tierra-Luna tiene hoy.

Otra hipótesis suponía que la Luna, completamente formada, había sido capturada por la fuerza de gravitación de la Tierra hacia algo más de 600 millones de años. Si esto hubiera sido así, las enormes alteraciones geológicas que la captura de la Luna debieran haber producido, podría justificar el hecho de que precisamente hace 600 millones de años aparezcan repentinamente numerosos fósiles, mientras que son prácticamente inexistentes poco antes. No obstante, si la Luna fuese un planeta capturado, se habría formado en otra parte del universo y su distribución de isótopos de oxigeno no debería ser idéntica a la de la Tierra.

Los análisis realizados en muestras de rocas lunares demostraban tener una distribución de los isótopos de oxigeno idéntica a la de la Tierra, por lo tanto se habían formado en la misma zona del universo. Este hecho daba pie a la teoría del doble planeta, según la cual la Tierra y la Luna se habían formado al mismo tiempo. 


Mientras una buena parte de los planatesimales se agrupaban para formar la Tierra, en su órbita se acumulaban otros fragmentos que al agruparse formarían la Luna. Esta tesis no satisfacía el hecho de las diferentes densidades entre la Tierra y la Luna. El origen de esta diferencia está en la carencia casi completa en la Luna de un núcleo metálico más denso, como tiene la Tierra, puesto que, si se hubiesen formado a partir de las mismas materias primas, los resultados debían ser idénticos.

La controversia del posible origen de la Luna no se resolvió hasta 1994, doce años después de la llegada del hombre a su superficie. Como resultado de la datación isotópica de las muestras lunares se llegó a la conclusión de que la Luna se había formado al mismo tiempo que la Tierra hace 4.500 millones de años, y que la actividad volcánica había cesado hace unos 2.000 millones de años.

Según la teoría aceptada recientemente, la Luna se habría formado como consecuencia de un gran impacto. Una masa externa a la Tierra, de tamaño similar a Marte habría chocado oblicuamente con su superficie, poniendo en órbita numerosos fragmentos de la corteza de la Tierra que se habrían agrupado para formar la Luna. Como resultado del choque un 70% de los materiales expelidos lo habrían hecho a altas temperaturas, por encima del punto de fusión. De esta manera, al agruparse en órbita, la Luna habría sido un océano de magma. Posteriormente la Luna sufririó un periodo de frecuentes impactos de meteoritos que dieron lugar a esos cráteres tan característicos (aunque bastante comunes en otros objetos de Sistema Solar).

Esta teoría fue formulada en 1975 por Hartman y Davis, basándose en unos trabajos anteriores de Daly, de 1946. Se apoya en un hecho bastante normal durante la formación del universo, como es la colisión de planetas, y justifica, por una parte, que al estar la Luna formada por masa arracada de la Tierra tenga una composición semejante en su superficie; y por otra parte, que al estar formada por masa del manto más ligero, en la Luna no se ha formado el núcleo metálico más pesado. Además, el enorme calor producido en la colisión habría evaporado todo el agua Lunar.

Composición de la Luna

La composición de la Luna guarda bastantes similitudes con la Tierra, aunque sus diferencias son grandes. Como consecuencia de su falta de atmósfera, los elementos volátiles prácticamente han desaparecido. No solamente carece de agua libre, sino también de minerales que la incorporen a su composición. No obstante, se supone que podría haber rastros de agua en los polos donde las temperaturas son muy bajas durante todo el tiempo. Este agua procedería de las aportaciones de algunos meteoritos, y de las colas de los cometas que interceptase la Luna.

Elementos comunes en la Tierra, como el sodio y el potasio, son mucho más raros en la Luna, al igual que muchas sustancias con bajo punto de fusión. En lo que se conoce como mares lunares (Maria), la superficie de color oscuro está recubierta de una capa de varios kilómetros de profundidad de grava, con materiales de estructura cristalina inexistentes en la Tierra, resultado de los impactos explosivos de los meteoritos.

Se ha estimado que la edad de la Luna se aproxima a los 4.600 millones de años, similar a la de la Tierra y a la del resto del Sistema Solar.

Tras la enorme colisión y la posterior agrupación de los fragmentos que dieron lugar a la formación de la Luna y el advenimiento de la etapa del océano de magma, sobrevino un periodo en el que se produjeron numerosos cráteres de impacto (proceso que todavía sigue afectando a muchos planetas). Se han diferenciado dos periodos de especial agrupamiento de bombardeo de la Luna. El primero, inmediatamente después de la cristalización del océano de magma (hace 4.400 años), y el segundo hace 3.900 años. Por lo tanto, las rocas que conforman los actuales maria estarían compuestas por rocas similares a los basaltos terrestres.

Las cordilleras de color más claro contienen elementos más ligeros, como el aluminio, que se han diferenciado por densidad. Están formadas por feldespato, basalto con más aluminio, y anortosita, una roca profunda cuyo componente principal es la plagioclasa; otros elementos secundarios son el piroxeno, el olivino, la cromita y la magnetita. Tiene grano homogéneo de medio a grueso, que se origina en la diferenciación de magmas básicos. Entre las rocas lunares se incluyen, además, algunos vidrios, brechas (aglomerados de rocas cementadas entre si por calor y/o presión).

La existencia de débiles campos magnéticos y algunas rocas magnetizadas (aunque débilmente) hace suponer que la Luna pudo tener en algún momento un campo magnético más fuerte.

La Luna en la Antigüedad

Todas las culturas antiguas, al igual que al Sol, han dedicado gran atención a la Luna. En la Antigüedad se suponía que la Luna tenia luz propia, y cuando un eclipse se producía, se creía que la Luna estaba siendo tragada por fuerzas malignas y que desaparecería por completo. Vease: Eclipse.

Los antiguos astrónomos y geómetras griegos trataron de calcular su distancia, e Hiparco fue quien más aproximo los cálculos a la realidad. Galileo sugerió el primero que la Luna solamente reflejaba la luz del Sol al Igual que lo haría la Tierra. También fue él quien, en 1609, gracias al telescopio, apreció en su superficie montañas, cráteres, y zonas planas que él identificó como mares.

Exploración de la Luna

La posibilidad de explorar la Luna estuvo en la imaginación del hombre desde la Antigüedad. Como se suponía que el aire que respiramos se extendía por el universo, no faltó quien imaginase que volando con algún ingenio, a la manera de Ícaro, algún día se pudiese alcanzar la Luna.

El escritor sirio Luciano de Samosata, que vivió en el siglo II d.C., escribió una novela en la que un navío es atrapado por una tromba marina que lo arrastra a la Luna. Mucho más tarde, en 1638, se publicó la novela El hombre en la Luna, de Francis Godwin, sacerdote inglés, en la que el protagonista es subido a la Luna por un carro tirado por gansos.

El escritor francés Cyrano de Bergerac describe siete formas diferentes de llegar a la Luna en su novela póstuma Viaje a la Luna (1650), una de las cuales, y la menos absurda, empleaba cohetes. En el Viaje a la Luna de Julio Verne, un gigantesco cañón, cargado de algodón y pólvora, impulsa una bala hueca, acondicionada como un carruaje de época, para situar al hombre en la Luna.

La cara visible de la Luna fue objeto de la atención de los astrónomos desde los tiempos de Galileo, y durante los siglos XIX y XX, con potentes telescopios y técnicas fotográficas, se hizo una abundante cartografía de su superficie. Las observaciones visuales convencieron a los científicos de la inviabilidad de vida sobre la Luna. Esto no impidió que, en 1835, unos artículos publicados por el escritor ingles Richard Adams Lockec en New York Sun, hiciesen creer a las multitudes que la Luna estaba poblada por millones de curiosas criaturas.

La sonda rusa Lunik I, lanzada el 2 de enero de 1959, fue el primer ingenio del hombre en aproximarse a la Luna. El 12 de septiembre la Lunik II consiguió posarse en su superficie. Fue la primera vez que un objeto fabricado por el hombre se posaba en la superficie de otro mundo. Las primeras imágenes de la cara oculta fueron enviadas a la Tierra por la nave rusa Lunik III en octubre de 1959, y mostraron el gran parecido de ambas caras, con similar abundancia en cráteres y montañas, pero con escasos mares en la oculta.

En 1964 los norteamericanos enviaron, sucesivamente, las sondas Ranger VII, VIII, y IX, y los Orbiter I y II en 1965.

El 3 de febrero de 1966, la sonda Luna IX realizó el primer aterrizaje suave en la superficie lunar, enviando a la Tierra imágenes tomadas a nivel de la superficie. El 3 de abril de ese mismo año, la sonda soviética Luna X permaneció durante tres horas en órbita alrededor de la Luna. 


Durante este tiempo midió la radiactividad lunar, de lo cual se dedujo que la superficie del satélite tenia una composición similar al basalto que se encuentra en las profundidades oceánicas terrestres. En septiembre de 1967, la sonda norteamericana Surveyor V, manejada por control remoto, consiguió analizar la superficie lunar confirmando su naturaleza basáltica, además de detectar que en la superficie lunar abundaban partículas metálicas de hierro probablemente de origen meteórico.

A partir de 1966, una serie de sondas orbitales norteamericanas fotografiaron detalladamente la mayor parte de la superficie lunar, incluyendo la cara oculta y enviando miles de fotografías a la Tierra, lo cual permitió construir precisos mapas lunares.

El programa Apolo, diseñado para alcanzar la Luna en vuelo tripulado, alcanzó su éxito con el Apolo XI, nave tripulada por los astronautas Neil Armstrong y Edwin Aldrin, que alcanzó su objetivo el 20 de julio de 1969. Posteriormente los Apolo XII, XIV, XV, XVI y XVII alcanzaron también la superficie lunar, y regresaron con éxito a la Tierra.

Los astronautas del programa Apolo colocaron numerosos instrumentos en la superficie lunar para medir las temperaturas, la presión del gas, el flujo de calor y la radiación en dicha superficie, información que es enviada a la Tierra por radio. Además, recogieron 384 kilogramos de rocas lunares y realizaron miles de fotografías de su superficie.

En el Apolo XVII, por primera vez, se incluyó a un científico, el geólogo H. H. Schmitt, quien, empleando un vehículo especialmente diseñado para moverse por la superficie lunar, realizó una excursión de 35 kilómetros explorando el valle Taurus-Litrrow.

Los rusos, aunque no alcanzaron la Luna, han enviado varios vehículos, dirigidos por control remoto, que han permanecido activos durante meses enviando toda clase de datos.

El 25 de enero de 1994, EEUU envió a la Luna la nave Clementine (1,2 x 1,8 metros y 259 kg de peso), que durante 71 días estuvo explorando la superficie lunar, donde realizó más de dos millones de fotografías utilizando sensores ultrasensibles diseñados para la Guerra de las Galaxias. 


La nave abandonó la órbita lunar el 2 de mayo rumbo a la Tierra, pero poco después se perdió por una fallo técnico. El análisis cuidadoso de los datos obtenidos permitió al Departamento de Defensa americano anunciar que, con toda probabilidad, en el polo sur de la Luna -y, concretamente, en el fondo del cráter Aitkin, que con 2.400 km de diámetro está considerado como el más extenso y profundo del Sistema Solar- se encuentra un lago de hielo que ocupa un 1% de la superficie y varios metros de espesor. Esta agua, que podría proceder de los impactos con meteoritos, posibilitaría el establecimiento de estaciones permanentes y habitadas en la Luna.
El Gran Oceáno de Marte
 [The Great Ocean on Mars]
 

La sonda 'Mars Express' de la ESA ha encontrado pruebas concluyentes de la existencia de un océano en algún momento del pasado de Marte. Usando un radar, ha detectado sedimentos que recuerdan al fondo del océano dentro de los límites, previamente identificados, de antiguas líneas de costa en Marte.

El radar MARSIS fue puesto en funcionamiento en 2005 y lleva recogiendo datos desde entonces. Jérémie Mouginot, del Instituto de Planetología y Astrofísica de Grenoble (IPAG) y de la Universidad de California en Irvine, y sus colegas han analizado más de dos años de datos y han descubierto que las llanuras del norte del planeta rojo están cubiertas de material de baja densidad.

"Los hemos interpretado como depósitos sedimentarios, tal vez ricos en hielo," afirma Mouginot. "Es un nuevo indicio fuerte de que en algún momento hubo un océano aquí".


Dos posibles océanos
La existencia de océanos en el Marte antiguo ya se ha sospechado antes y las características que recuerdan a las costas han sido identificadas con imágenes desde varias naves espaciales. Pero, aún así, sigue siendo un tema controvertido.

Por el momento, los científicos han propuesto dos posibles océanos: uno de hace 4.000 millones de años, cuando prevalecía un clima más cálido, y otro de 3.000 millones de años atrás cuando el hielo se fundió bajo la superficie después de un gran impacto y creó canales de salida que drenaban el agua hacia zonas de poca elevación.

"El instrumento MARSIS penetra profundamente en el suelo, dejando al descubierto los primeros 60-80 metros de subsuelo del planeta", dice Kofman Wlodek, líder del equipo de radar en el IPAG. "A lo largo de toda esta profundidad, hemos visto evidencias de material sedimentario y de hielo".
Los sedimentos revelados por MARSIS son áreas de baja reflectividad al radar. Estos sedimentos son normalmente materiales granulares de baja densidad que han sido erosionados por el agua y llevados por ella hasta su destino final.


Demasiado efímeros para formar vida
Este océano, sin embargo, habría sido temporal. En un millón de años o menos, según estimaciones Mouginot, el agua o se habría congelado allí mismo y conservado bajo tierra o se habría convertido en vapor y levantado poco a poco en la atmósfera.

"Yo no creo que pudiera haber quedado como un océano el tiempo suficiente como para llegar a formar vida", explica el investigador. Con el fin de encontrar evidencia de vida, los astrobiólogos tendrán que buscar aún más atrás en la historia de Marte, cuando el agua líquida existió durante mucho más tiempo.

Sin embargo, este trabajo proporciona algunas de las mejores evidencias de que hubo alguna vez grandes cantidades de agua líquida en Marte y es una prueba más del papel del agua líquida en la historia geológica marciana. "Esto añade nuevas piezas de información para el rompecabezas, pero se mantiene la pregunta: ¿de dónde vino todo el agua?", se pregunta Mouginot.
Las Últimas Imágenes del VLT de la Nebulosa Carina
El 'Very Large Telescope' (VLT) del Observatorio Austral Europeo (ESO) ha captado la imagen más precisa obtenida hasta el momento de la Nebulosa de Carina, una 'incubadora' de nuevas estrellas. Muchos detalles que hasta ahora permanecían ocultos, esparcidos a lo largo de una espectacular panorámica celeste de gas, polvo y estrellas jóvenes, han salido a la luz. Esta es una de las imágenes más espectaculares creadas hasta ahora por el telescopio VLT, según informa ESO en un comunicado.

En lo más profundo del corazón de la zona sur de la Vía Láctea late la Nebulosa de Carina. Se encuentra a unos 7.500 años luz de la Tierra, en la Constelación de Carina. Esta nube, formada por polvo y gas brillante, es una de las 'incubadoras' de estrellas muy masivas más cercanas a la Tierra, y contiene algunas de las estrellas más brillantes y pesadas halladas hasta el momento.

Una de ellas, la misteriosa y altamente inestable Eta Carinae, fue, durante varios años de la década de 1840, la segunda estrella más brillante de todo el cielo. Es muy probable que acabe estallando como una supernova en un futuro no muy lejano.


Nacimiento violento
La Nebulosa de Carina es un laboratorio perfecto para los astrónomos que quieren estudiar el violento nacimiento y el inicio de la vida de las estrellas.

A pesar de que esta nebulosa ya es espectacular en imágenes obtenidas en el rango visible, muchos de sus secretos permanecen ocultos tras densas nubes de polvo. Para penetrar ese velo, un equipo europeo de astrónomos, liderado por Thomas Preibisch (Observatorio Universitario, Munich, Alemania) ha utilizado las capacidades del Very Large Telescope de ESO junto con la cámara sensible infrarroja HAWK-I.

Para crear esta imagen, se han combinado cientos de imágenes individuales: todo para obtener el mosaico infrarrojo más detallado hasta el momento de la nebulosa, logrando una de las imágenes más espectaculares creadas con el VLT. Nos muestra, no solo las brillantes estrellas muy masivas, sino que también nos deja ver cientos de miles de estrellas mucho más débiles que antes permanecían invisibles.

La propia estrella Eta Carinae aparece deslumbrante en la parte inferior izquierda de la nueva imagen. Está rodeada por nubes de gas que brillan bajo el ataque violento de la radiación ultravioleta. En la imagen también hay muchas manchas compactas de material oscuro que permanece opaco incluso en el rango infrarrojo. Se trata de los nidos cargados de polvo en los que se están formando nuevas estrellas.
La Evolución Histórica del Dinero 
[The Historical Evolution of Money]
Un recorrido a través de la historia del dinero debe comenzar con el análisis del momento en que se empezaron a usar determinados bienes como dinero, aunque éstos no contaran con todas las características del dinero actual.

En las primeras fases de desarrollo de la sociedad, el intercambio se realizaba mediante el trueque. Una cantidad de madera podía ser cambiada por un número determinado de ovejas, aunque se debía tener en cuenta la oferta y la demanda. Este tipo de transacción comercial era totalmente válida, pero adolecía de varios defectos. En primer lugar, se debía encontrar a otra persona interesada en cambiar el producto de la que se era excedentario y que a la vez quisiera cambiarlo por el que se le ofrecía. Este método de cambio, que se producía en sociedades primitivas donde los recursos eran escasos, resultaba factible, pero en sociedades con excedentes apreciables de bienes ya era un problema.


 Clip en imágen para verlo en tamaño más grande.
Al aumentar el número de transacciones surgió la necesidad de una mercancía que sirviera para realizar los tratos, que fuera fácilmente reconocible y generalmente aceptada. Se trataba de conseguir un bien intermedio que acabara con el trueque.

En los pueblos prehistóricos, como en los más primitivos, durante muchos siglos se utilizaron diversos elementos como dinero; de hecho, ninguna civilización avanzada ha podido prescindir para su desarrollo del dinero como instrumento de cambio. La forma dineraria más extendida en las culturas ha sido la moneda. Una gran ventaja de la moneda reside en que se convierte en un elemento de cambio totalmente independiente de otros bienes, con la que se pueden valorar y ser cambiados sin problemas en cualquier momento.

Los primeros bienes usados como dinero, de gran variedad y origen, no perduraron por las escasas facilidades y beneficios que generaron. Entonces, surgieron las primeras acuñaciones de monedas en la India y Lidia. 


La acuñación suponía una certificación de la pureza del metal, de su peso, unificaba las valoraciones como un múltiplo de la unidad y agilizaba el comercio. 

Las primeras formas monetarias se vincularon a los metales preciosos que, debido a su escasez, durabilidad y a que podían dividirse fácilmente, eran susceptibles de ser acuñados. Los metales utilizados fueron el oro, la plata, la aleación electro y el cobre, disponiendo de un uso generalizado en la Grecia clásica. El problema principal de las monedas era la reducción de valor porque las aleaciones cada vez tenían menos metal precioso o bien porque eran raspadas para obtener un beneficio extraordinario. Esta circunstancia fue una preocupación importante en Grecia, que intentó mantener el valor de sus monedas constante para evitar problemas monetarios.

El problema del respaldo de las monedas sí lo sufrió el Imperio Romano debido a la lasitud en el control de monedas. El resultado fue una constante inestabilidad en el valor de las monedas romanas. 


En la Edad Media, el dinero en Europa sufrió una reducción en su circulación y aun en sus acuñaciones. Aun con ello, el Imperio Bizantino mantuvo una alta aceptación de su moneda en el comercio. El mundo islámico, por otro lado, con territorios sobre todo el Mediterráneo, mantuvo el dinero en su forma monetaria y sofisticó las técnicas de producción. 


Poco más tarde, durante los siglos XIII y XIV, las bancas italiana y holandesa empezaron a emitir billetes en pequeñas cantidades, sin intención de eliminar moneda. Más importante fue la creación de los primeros cheques, papeles firmados en los que se daba una orden de pago a cargo del deudor y cuyo valor en dinero otra persona podía retirar en el banco. Así surgieron las promesas de pago y el papel moneda en sí que, aunque no tienen un alto valor intrínseco, actúan como dinero debido a que son aceptados ampliamente como valor de cambio.

Tras la Edad Media aparecieron de manera más generalizada los billetes, en realidad certificados de depósito que eran convertibles a su presentación a su valor nominal en oro y plata. Se repitieron intentos más o menos fallidos de emisiones de papel moneda como el caso de John Law y el Banque Générale en París, los assignats franceses o los greenbacks estadounidenses. Bajo el reinado de Carlos III, se emitió el primer papel moneda español, unos vales reales de 600 pesos utilizados para ayudar en América a las colonias que, tras la lucha con Inglaterra, darían lugar en el siglo XVIII a los Estados Unidos de América.

Junto a esas emisiones también aparecieron los primeros institutos monetarios. En Suecia, el Banco de Estocolmo sustituyó en 1650 el certificado de depósito por un título de crédito evitando así el encaje bancario del 100%. También se fundó en 1672 el Banco de Londres, que en 1694 se convertiría en el Banco de Inglaterra y que emitía billetes negociables al portador por una cantidad fija de oro. Asimismo, la banca escocesa emitió billetes en ese tiempo con garantía en propiedades agrarias. A lo largo del tiempo la libertad de emisión se fue limitando hasta llegar a ser un monopolio estatal.

En el siglo XIX tuvo gran eco un conflicto entre la currency school, que defendía la vigencia del billete como dinero, frente a la banking school, que defendía más el contravalor. En definitiva, en ese siglo se terminaría un ciclo y la economía monetaria pasaría a cubrir todas las transacciones. De esta forma, los sistemas monetarios pasaron a tener una importancia básica en el funcionamiento social. En consecuencia, aparecieron ordenaciones monetarias supranacionales como el patrón oro o los patrones bimetálicos, aunque estos últimos demostraron no ser tan eficaces como los primeros por la fluctuación de valores entre el oro y la plata y por los elevados costes de traslado de la plata.

El sistema se concretó en el patrón oro, que funcionó desde el último tercio del siglo XIX hasta la Primera Guerra Mundial. Su ruptura y la posterior reimplantación de la convertibilidad llevó al sistema de cambios-oro, más débil que el primero y puesto en duda por la paridad con el oro irreal que mantenía la libra esterlina. El sistema quebraría de forma definitiva con el inició de la Segunda Guerra Mundial.

Al finalizar el conflicto, en el mundo occidental se implanto el patrón dólar, que pervivió hasta el decreto de no convertibilidad del dólar que realizó Nixon en 1971. Tras esto, los cambios han tomado formas flotantes o semifijas. En la actualidad se tiende a unificar las economías monetarias de los países asumiendo áreas monetarias unificadas en los bloques económicos principales. De esta forma nació el euro, heredero directo del ecu, y se producen los fenómenos de dolarización como intentos de estabilización.
La Historia del Dólar
[The History of Dollar]
El término dólar (en inglés dollar) proviene de la evolución y contracción del alemán daler o thaler, abreviatura de joachimsthaler. Con el nombre de Joachimsthaler se conocía a una moneda de plata con la efigie de San Joaquín, acuñada por primera vez en 1519 en la población minera de St. Joachimsthal, en el valle de Joachims, en Bohemia (Alemania). Con este nombre se llamaba en las colonias inglesas no sólo a esta moneda sino también a las populares monedas de plata españolas conocidas como reales de a ocho, cuyo uso estaba extendido por todo el mundo debido a su gran aceptación y prestigio.

Con este nombre, además, se designa a las monedas oficiales de Antigua y Barbuda, Australia, Bahamas, Barbados, Belice, Brunei, Canadá, Dominica, Estados Unidos de América, Fiji, Granada, Guyana, Islas Marshall, Islas Salomón, Jamaica, Kiribati, Liberia, Naurú, Nueva Zelanda, Palau, Santa Lucía, San Cristóbal-Nevis, San Vicente y Granadinas, Singapur, Taiwan, Trinidad y Tobago, Tuvalú y Zimbabwe. También lo es de algunas dependencias: Guam, Islas Vírgenes Americanas, Marianas del Norte, Midway, Puerto Rico y Samoa Americana (Estados Unidos de América); Anguilla, Bermudas, Islas Vírgenes Británicas, Montserrat, Pitcairn y Turcos y Caicos (Reino Unido); Islas Cook, Niué y Tokelau (Nueva Zelanda); y Hong Kong (China).


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Dólar estadounidense
Moneda oficial en Estados Unidos, Islas Marshall, Palau, Guam, Islas Vírgenes Americanas, Marianas del Norte, Midway, Puerto Rico y Samoa Americana (Estados Unidos de América), Islas Vírgenes Británicas, Turcos y Caicos, que se divide en 100 centavos y cuyo tipo de cambio con respecto al euro, según datos de 2001, es de 0,86 dólares estadounidenses por cada euro.

Las colonias americanas, durante su guerra contra la metrópoli inglesa, necesitaron dinero para financiar sus ejércitos y para ello, durante el segundo congreso continental el 11 de mayo de 1775, John Hancock, de Massachusetts, propuso que el Congreso emitiese papel moneda convertible en reales de a ocho españoles como garantía del valor de los mismos. La aprobación de tal propuesta aparece en el Diario del Congreso Continental del 2 de junio del mismo año.

Durante esos años, en las colonias británicas se empleaban multitud de monedas inglesas, cada una con su diferente valor, aunque conocidas con el nombre de chelines (shillings) de 374-7/8 granos de plata. A la vez, circulaba el real de a ocho español proveniente de la colonia española de Luisiana, que se había constituido en la principal moneda del comercio por ser comúnmente aceptada. Los reales de a ocho contenían 24,29 gramos de plata (374-7/8 granos).

El Congreso Continental del 19 de abril de 1776 encargó a un comité que estudiase las monedas que circulaban en las colonias y los diferentes cambios entre ellas. Después de este informe, Thomas Jefferson recomendó al Congreso, el 2 de septiembre de 1776, que los Estados Unidos adoptasen como unidad monetaria los "Spanish Milled Dollars" de plata, las conocidas piezas de a ocho reales, debido a su uso principal y cotidiano en el comercio de las colonias. De estas piezas de a ocho reales, las más modernas y populares en esos momentos se conocían en España como columnarios, ya que en una de sus caras aparecían las columnas de Hércules.

Siguiendo estas iniciativas, el Congreso Continental estableció, el 6 de julio de 1785, el dólar como moneda de Estados Unidos de América. El 8 de agosto de 1786 se fijó que la moneda debía tener 11 partes de plata por una de cobre y que un dólar debía contener 375-64/100 granos (grains) de plata pura (24,34 g). El acta del 2 de abril de 1792 autorizó la acuñación del dólar de plata (del valor de la moneda española de a ocho) y estableció que debía contener 371-4/16 granos de plata pura (24,28 g) o 416 granos de plata corriente (26,95 g). Fijó la ley de la plata para acuñar monedas en 0,8925 (1485/1664) y la equivalencia entre el oro y la plata en 1 a 15, es decir, que un peso en oro equivale a 15 veces ese peso en plata. 


Según esta ley, se rebaja ligeramente el contenido en plata respecto al acta anterior. La acuñación de dólares comenzó en 1794 en la ceca de Filadelfia, y hasta 1805 se acuñaron 1.439.517 monedas de dólar de plata con estas características, que tuvieron una favorable acogida. El dólar frenó el uso de la moneda de plata española en los Estados Unidos e incluso se exportó a las áreas colindantes de México y otras colonias españolas.

Desde principios del siglo XIX, las autorizaciones de emisión de papel moneda a los bancos aumentaron sobremanera. Estas emisiones no tenían un respaldo sólido, por lo que su aceptación era cuestionada y las quiebras de los bancos frecuentes. En 1832 se acabó con la autorización al Banco del Congreso y se produjo una gran turbulencia monetaria por la libertad de emisión. El número de bancos aumentó y con él las quiebras y las estafas. En consecuencia, la regulación de la banca se hizo más dura y el control mucho mayor. Asimismo, la aceptación de los billetes sufrió fluctuaciones en función del banco emisor a lo largo del siglo, por lo que continuamente cambiaban los ratios a los que un billete era aceptado por las diferentes entidades.

El acta del 18 de enero de 1837 cambió ligeramente las características del dólar, y fijó la ley de la plata en 0,900, es decir, nueve partes de plata por una de aleación, subiendo el peso de la moneda hasta 412,5 granos, de manera que el contenido en plata, y por lo tanto el valor, fuese el mismo. Con estas características se siguieron acuñando dólares de plata sin interrupción (salvo en 1858) hasta 1873. En 1873 se acuñó una moneda de dólar internacional con un peso ligeramente superior a 420 granos, destinada a competir con otras monedas, y especialmente con el peso mexicano en el mercado internacional. Se acuñaron casi 36 millones de piezas, la mayor parte de las cuales se exportaron a China, Japón y otros países asiáticos.

Estados Unidos adoptó el patrón oro como el resto de los países de Europa y en 1900 se unió formalmente al patrón oro disponiendo una legislación sobre el particular. En el patrón oro, el papel moneda tenía solamente la consideración de certificado convertible ante el tesoro federal, en cualquier momento, en lingotes de oro. Cada país establecía una paridad de su moneda en oro. Así, los Estados Unidos mantenían una paridad por cada dólar de 23,22 granos de oro. 


El Reino Unido establecía la suya, y el tipo de cambio de las dos monedas se obtenía de la relación de ambos con el oro. Además, podían tener, en lugar de metal, reservas de divisas convertibles en oro, habitualmente en libras esterlinas. Los tipos de cambio sólo podían variar en la cuantía de los fletes correspondientes al trasladar el oro de una plaza a otra. Las variaciones se medían en puntos oro y por arbitraje entre los mercados éstos se ajustaban a un tipo de cambio estable.

En lo que se refiere al mercado monetario interno estadounidense, se sucedieron diferentes legislaciones que dirigían las compras y acuñaciones de monedas de plata. La legislación de 1878 dirigió las adquisiciones de plata a precios de mercado, sin exceder los 371,25 granos de plata, que acuñaba según los patrones de dólares de plata y que autorizaba las emisiones de certificados del tesoro como título valor por la compra de lingotes. 


Bajo el acta Sherman, que sustituyó en 1890 a la legislación anterior, fueron compradas 168.674.682,53 onzas de plata fina a un precio de 155.931.002,25 por los que se emitieron certificados del tesoro equivalentes. De aquella plata, se acuñaron 144.653.722,68 onzas de plata fina aprovechando el saldo de la operación para más emisiones. Hasta 1898 se acuñaron monedas con cargo a las compras de plata realizadas en el acta del 14 de julio de 1890. En 1900, por medio del acta Pittman, se autorizó la acuñación de onzas de plata hasta un valor de 350.000.000 dólares, así como la venta. Con esa disposición se compró plata en el interior del país (de las familias e instituciones) por el equivalente a 209.000.000 onzas de oro fino.

Con la llegada de la Primera Guerra Mundial, los países europeos se enfrentaron a dificultades monetarias por los costes de financiación de la guerra. Aunque Estados Unidos no entró en el conflicto hasta 1917, las circunstancias del comercio internacional le afectaron e incidieron sobre su moneda con la quiebra del patrón oro. En este contexto nació la Reserva Federal Estadounidense como autoridad monetaria del país en 1914, con funciones de control sobre la masa monetaria en circulación.

A Estados Unidos le afectaron los desajustes cambiarios y la crisis de posguerra europea (con estancamiento industrial, inflación y desempleo) al no encontrar mercados exteriores que absorbieran sus exportaciones. Tras la conferencia de Génova, en 1922, el Gobierno británico reintrodujo la paridad de la libra esterlina con respecto al oro. Esta estructura se conoció como patrón de cambios-oro y basaba su confianza en la moneda británica, para más tarde hacerlo también en el dólar y el franco. Se mantuvo el valor nominal de las divisas, aunque no toda la emisión en esta moneda era convertible en oro.

A finales de la década de los años veinte, el dólar se encontraba integrado en el patrón cambios-oro, pero la Crisis de 1929, provocada por un mal manejo del crédito en un sistema financiero desprotegido ante las inestabilidades, volvió a incidir en lo quebradizo del sistema de cambios. Los años de la gran depresión se caracterizaron por el desempleo, el incremento del valor real de las deudas y la caída salarial. La coyuntura económica presionó sobre el sistema cambiario hasta que Estados Unidos desvinculó el tipo de cambio de su moneda de los flujos internacionales y de las reservas de oro. En esa época, el gobierno de Roosevelt lanzó el New Deal, que tomó como medidas de política monetaria el aumento de la oferta monetaria para dar liquidez al sistema y la devaluación del valor del dólar en un 50%.

En cuanto a la política de acuñación para uso interior, por la enmienda Thomas al acta de ajuste agrario, aprobada el 13 de mayo de 1933, el presidente Roosevelt autorizó por un periodo de 5 meses la emisión de monedas de plata con cargo a la cuenta de los bonos de guerra, hasta un precio máximo de 50 céntimos por onza más los costes de acuñación. La cantidad aceptada fue de 200 millones de dólares. En la proclama presidencial de 1933, se acuñaron nuevas monedas con las compras de plata en las nuevas prospecciones mineras norteamericanas. La cantidad total acuñada por la enmienda Thomas y la proclama presidencial fue de 7.021.528 piezas.

Por el acta de compra de 1934, todos los certificados pudieron ser convertidos por su poseedor frente al tesoro de los Estados Unidos en dólares de plata, que el secretario del tesoro autorizó acuñar para la amortización de los certificados; se nacionalizó la plata y las cantidades de metal recibidas se añadieron a las reservas federales, que se amonedaron en función de las necesidades. Entre 1934 y 1935 se acuñaron por esta razón 53.029 piezas.

Tras la Segunda Guerra Mundial, en el mercado interno se eliminó la plata progresivamente de la circulación. A partir de marzo de 1964 ya no se pudo emitir certificados del Tesoro contra los dólares de plata. Sin embargo, a los poseedores de certificados de plata se les permitió convertirlos al haberlos adquirido con anterioridad. En 1965 el presidente Lyndon B. Johnson firmó una orden que eliminaba la plata de las monedas de 10 centavos (dime) y del cuarto de dólar (quarter) al tiempo que reducía sustancialmente el contenido en plata de la moneda de medio dólar. 

Esta medida se llevó a cabo para eliminar plata de la circulación y así satisfacer las demandas del metal en la industria. Cinco años después, el 31 de diciembre de 1970, el presidente Nixon firmó la ley que eliminaba la plata también de la moneda de dólar, que a partir de entonces se acuñaría en una aleación de cobre y níquel. Todos los dólares de plata, salvo los de coleccionistas, se retiraron de la circulación. Se acuñaron una serie de dólares con un contenido de sólo un 40% de plata para colección.

La casa de moneda norteamericana es la mayor acuñadora de monedas del mundo y también produce papel moneda, que se imprime en la oficina de impresión y grabado. Se producen entre 14.000 y 20.000 millones de monedas de circulación además de monedas conmemorativas en las plantas de producción de Denver, Filadelfia, San Francisco, West Point, Nueva York y Fort Knox.

El dólar estadounidense como patrón monetario
Tras la Conferencia de Bretton Woods y el final de la Segunda Guerra Mundial, se estableció el sistema monetario internacional de cambios-dolar que sustituyó definitivamente al patrón de cambios-oro. El dólar, a partir de ese momento, fue considerado como unidad de cuenta con una paridad contra oro de 35 dólares por onza. Todas las monedas establecían sus paridades en oro utilizando el tipo de cambio correspondiente respecto a la moneda estadounidense. Dicha conversión sólo se podía realizar entre los bancos centrales y nunca entre particulares. Durante los años 50, las emisiones de dólares provocaron una inflación en los demás países, y los costes de extracción del oro apreciaron la moneda norteamericana, generando desajustes cambiarios en otras divisas. En esta época se realizó una política destinada a convertir la moneda norteamericana en fiduciaria (sin valor proporcional de plata).

En 1971, Nixon decretó la no-convertibilidad directa del dólar provocando desajustes en todo el sistema de cambios internacional. Lo anteriormente mencionado, junto a la crisis energética, acabó con el sistema de cambios fijos y condujo a todas las divisas a la flotación libre en los mercados de cambios.
OVNI en Jinan (China) - 24/04/2012
OVNI en Roma (Italia) - 27/04/2012
OVNI en Columbus (Ohio, EE.UU) - 28/04/2012
OVNI en Norfolk (Virginia, EE.UU) - 02/05/2012
OVNI en Kazán (Rusia) - 05/05/2012
OVNI en Montreal (Canadá) - 08/05/2012
La Historia en Mapas.
El Mapa de la Historia del Tiempo – del Big Bang a Nuestros Días
[The Map of the History of Time - the Big Bang to the Present Day]

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La Historia en Mapas
El Epicentro y el Hipocentro de un Terremoto
[The epicenter and hypocenter of an Earthquake]

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Un terremoto es una vibración natural, sacudida o temblor del terreno, normalmente de corta duración e intensidad variable que se produce cuando en algún lugar de la Tierra se ha producido una liberación brusca de energía. 


Esta energía se genera cuando dos fuerzas actúan en sentido opuesto y producen una deformación elástica en la roca hasta alcanzar el límite de rotura; en ese momento, la roca vibra varias veces, debido al efecto de rebote elástico hasta que dicha fuerza queda amortiguada. Estas vibraciones son las que se transmiten en todas direcciones en forma de ondas sísmicas.

Las vibraciones producidas por un foco sísmico transportan cantidades variables de energía que se propagan a través de la Tierra, energía que posteriormente es absorbida por los diferentes medios que atraviesa, según las propiedades físicas de éstos; también explosiones artificiales pueden provocar este tipo de vibraciones, así como los desprendimientos de tierras o el propio paso de los trenes.


Se llama hipocentro al punto o región interior de la Tierra en donde se origina el terremoto. Desde dicho punto las vibraciones se propagan en todas direcciones, produciendo ondas que se extienden de forma similar a un globo que se hincha. El epicentro es el primer punto de la superficie terrestre donde llegan las ondas y se encuentra en la perpendicular al hipocentro.

Una primera clasificación de los terremotos se puede hacer con respecto a la profundidad a la que se encuentra su hipocentro:

De foco profundo: terremotos originados a profundidades superiores a 300 km.
De foco intermedio: terremotos que tienen su hipocentro entre los 300 y los 60 km. de profundidad.
De foco poco profundo: terremotos originados a profundidades menores de 60 km. 


La propagación de las ondas producidas por la vibración desde el hipocentro se realiza en todas las direcciones de forma concéntrica. Al tener la tierra una constitución heterogénea, la velocidad de propagación varía según las características del material que atraviese; suele ser mayor cuanto más rígido es el terreno. Cuando en su trayectoria encuentran una superficie que separa dos materiales de diferente densidad y rigidez, una parte de las ondas se refleja y otra se refracta y cambia de dirección a partir de aquella superficie.

 Mapa Geológico de Europa
 

 La Tectónica de Placas del Mediterráneo Oriental

Posted in: Geología
National Geographic Magazine
 [Photography Pictures of the Day]
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Las Columnas de Basalto 
de la Isla Reunión
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La isla Reunión, en el Océano Índico a 800 kilómetros al este de Madagascar, es un territorio perteneciente a Francia que entre sus más destacadas bellezas resaltan las columnas de basalto que corren a lo largo de El Bras de la Plaine, una meseta ubicada entre los dos volcanes que forman la isla, un lugar declarado por la Unesco Patrimonio Mundial.
La Historia con Mapas
Pangea.


La palabra es como un cuchillo, se puede usar para cortar una fruta o sacrificar un animal.
 

Si le pones intermediario a Dios, te alejaras de Él indiscutiblemente.



Si la espiritualidad fuera un negocio, seguro que se hablaría con mas prudencia pero con menos verdades.

 


Los necios huyen a la verdad porque saben que se desvelará lo errado que hay en ellos.

 


La naturaleza es tan sagrada como el suelo que pisas en un santuario.

La Historia con mapas
Mapa del Coliseo de Roma o 
Anfiteatro Flavio 
[Rome Coliseum or Colosseum Map]

El Coliseo - o mejor dicho el Anfiteatro Flavio - surgió en el centro del valle situado entre los cerros Palatino, Celio y Esquilino, donde había estado el lago artificial de la Domas Áurea de Nerón. De sus gigantescas dimensiones cabe precisar: casi 50 metros de altura del anillo exterior, 188 metros de largo del eje mayor de la elipsis y 156 metros de largo del eje menor; más de 100.000 metros cúbicos de travertino y 300 toneladas de hierro para las grapas que conectaban los bloques entre sí.


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Comenzado por Vespasiano después del año 70 d.C, el anfiteatro fue inaugurado por Tito en el año 80, con una serie de ceremonias y espectáculos de 100 días de duración, durante los cuales se mataron 5.000 fieras. Las 80 arcadas de la planta baja se hallaban numeradas progresivamente (los números correspondían a los que aparecían en las "contraseñas" de los espectadores) y conducían, a través de corredores internos, hacia 160 bocas (vomitoria), de donde se alcanzaban las graderías de la cávea sostenidas por arcos y bóvedas.


Junto al anfiteatro surgía el Coloso de Nerón, una estatua gigantesca de bronce dorado, de más de 35 metros de altura, obra del escultor griego Xenodoro, que representaba al emperador y a la que, después del fallecimiento de éste, le fue sustituida la cabeza con la del dios Sol. 

El interior del Coliseo se hallaba constituido por el ruedo, cuyo piso consistía de un tablado de madera lleno de arena que se extendía por una superficie de 76 metros por 46 metros y de la cávea, subdividida en tres sectores sobrepuestos de graderías rematados en lo alto por un "pórtico" que comprendía un cuarto orden de gradas de madera para los espectadores de pie. Cada sector de las graderías se hallaba estrictamente reservado, por orden de importancia, a una particular categoría de ciudadanos quienes, en cualquier caso, gozaban todos del derecho de entrada gratis.


Globalmente, el anfiteatro tenía una capacidad, incluyendo los puestos para espectadores parados, de alrededor de 70.000 personas que asistían a las luchas de gladiadores y a las cazas de fieras, así como a espectáculos menores de varios tipos. Los espectadores se hallaban protegidos de los rayos del sol mediante un enorme toldo maniobrado por un destacamento especial de marineros de la flota militar de Miseno, del golfo de Nápoles. 

Durante los espectáculos se colocaba alrededor del ruedo una alta y robusta red metálica sostenida por palos, con colmillos de elefante por encima que actuaban como espontones o pinchos y provista, en su parte superior, de rodillos de marfil que impedían que las fieras se treparan por la red e intentasen salvar la valla. Para mayor seguridad, numerosos arqueros se hallaban apostados dentro de los nichos que se abrían en el podio bajo las graderías.

El último espectáculo del cual se tiene noticia se remonta al año 523 bajo el rey de los Godos Teodorico, mas limitado a las cazas, habiendo sido abolidos los combates de gladiadores en el año 438. Bajo la arena del Coliseo se extendía un complejo sistema de subterráneos construidos, quizás bajo Domiciano, cuando en el anfiteatro ya no se armaban las "representaciones" de batallas navales. 


Aquellos subterráneos estaban destinados a los servicios y equipos escénicos para los espectáculos para los cuales (sobre todo para las cazas) se acostumbraba preparar rebuscadas y magníficas escenografías que comprendían hasta colinas, bosquecillos y pequeños lagos. Para los hombres y animales se hacían funcionar, con contrapesos, verdaderos "ascensores". 

En particular los animales, empujados por los "bestiarios" en los corredores, se hacían entrar en jaulas que se levantaban luego a un nivel superior; aquí la jaula se abría y los animales salían por una pasarela conectada a una rampa que conducía a un escotillón, de donde salía el animal al aire libre listo para el espectáculo. Se recuerda que una vez con este sistema se soltaron en el ruedo cien leones al mismo tiempo que con sus feroces rugidos simultáneos hicieron enmudecer de miedo a la multitud vociferante. Los gladiadores podían acceder directamente al ruedo desde su "cuartel" principal (Ludus Magnus), situado junto al Coliseo, mediante un pasaje subterráneo que conducía al anfiteatro.


La Plaza del Coliseo dominada por la gigantesca mole del anfiteatro asumió su monumental aspecto definitivo, conservado sustancialmente hasta nuestros días, con la edificación del Templo de Venus y Roma. 

Anhelado y quizás proyectado por el mismo emperador Adriano y dedicado a la Diosa "fundadora" de Roma y a la misma ciudad, Señora del mundo, el templo se inauguró en el año 135 d.C. y fue reconstruido por Majencio, después de un incendio, hacia el año 310. Con dos absidiolas adosadas una junto a la otra, éste surgía en el centro de una vasta terraza, flanqueada por pórticos en ambos lados, en la colina de la Vrlia que en aquella época se extendía más allá de la actual Vía dei Fori Imperiali, desde el Palatino hasta el Esquilino.

Para la construcción del templo se destruyó todo lo que quedaba del "vestíbulo" de la Domus Áurea y se desplazó, con la ayuda de doce pares de elefantes, el Coloso de Nerón colocado en el mismo. Al comienzo de la calle que de la plaza del Coliseo conducía hacia el Foro, en la segunda mitad del siglo I d.C, había una fuente que, por su forma parecida a la de las metae (metas) alrededor de las cuales giraban los carros en los circos, fue denominada Meta Sudans.

El Arco de Constantino fue el último monumento que se construyó para embellecer la gran plaza. Decretado en el año 312 d.C. por el Senado y el Pueblo Romano (según reza la inscripción) en honor del emperador que había librado a Roma del "tirano" Majencio, derrotado en la batalla de Ponte Milvio; característica particular del Arco es que fue profusamente decorado con relieves y estatuas provenientes de monumentos de épocas precedentes y que se referían a los emperadores Trajano, Adriano y Marco Aurelio. Sólo los pequeños paneles horizontales sobre las cimbras menores y ambos lados del monumento fueron ejecutados expresamente para ilustrar episodios de las "empresas" de Constantino.

Fuente: Monumentos de Roma
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