Astronomía y Exploración Espacial

Biografia de Asimov Isaac Resumen Vida y Obra del Cientifico

Biografía de Asimov Resumen
Vida y Obra del Científico

Isaac Asimov (1920-1992), fue un prolífico y gren escritor estadounidense, de divulgación científica, comparado con Carl Sagan. Famoso por sus novelas de ciencia ficción y por sus libros divulgativos sobre todas las ramas de la ciencia. Asimov nació en Petrovichi, Rusia. Su familia emigró a Estados Unidos cuando tenía tres años y se estableció en el barrio de Brooklyn, de Nueva York. La mayor parte de los 500 libros de Isaac Asimov, caracterizados por sus claras descripciones de temas complejos, no son novelas, sino estudios sobre todas las áreas de la ciencia.

Isaac Asimov cientifico escritor

Entre sus obras de ciencia ficción más conocidas se encuentran Yo, Robot (1950); La trilogía de la Fundación (1951-1953), de la cual escribió una continuación treinta años después, El límite de la Fundación (1982); El sol desnudo (1957) y Los propios dioses (1972). Entre sus obras científicas destacan Enciclopedia biográfica de la ciencia y la tecnología (1964; revisada en 1982) y Nueva guía a la ciencia (1984), una versión más reciente de su elogiada Guía científica del hombre (1960). Obras posteriores son La Fundación y la Tierra (1986), Preludio a la Fundación (1988) y Más allá de la Fundación (1992). En 1979 se publicó su autobiografía en dos volúmenes, Recuerdos todavía verdes.

Hubo un tiempo en que la ciencia era un asunto oscuro, apenas accesible para unos pocos iluminados que, en el mejor de los casos, daban a luz sus descubrimientos en forma de verdades absolutas. Pero hubo otro tiempo -el que todavía vivimos- en que la ciencia comenzó a escribirse en el lenguaje de todos, aquél que es comprensible para cualquiera, el de ios cuentos y las novelas. Es el lenguaje de Isaac Asimov.

Los que lo conocieron dicen que era vanidoso. Sabía que sabía y eso lo elevaba, pero no tanto por sus conocimientos como por su desesperación por conocer. “No me resigno a creer -confesó una vez- que haya en el mundo problemas sin solución”. Es que para Asimov el mundo era todo comprensible y el arma para entenderlo era la razón. No se le ocurría confiar en ninguna otra cosa porque por medio de la mente se podía llegar a cada rincón del Universo o de los posibles universos o del futuro.

Era racionalista a ultranza, a pesar de sus cuentos, de sus novelas, de sus robots. Ninguna ficción resultaba un invento para él, apenas una forma posible de representar la realidad, con disfraz de ciencia ficción con máquinas y diseños futuristas, pero llena de humanidad, con hombres creativos e intuitivos capaces de pensar como ninguna máquina.

Leyó sobre todo y escribió sobre cualquier tema: religión, literatura, mitología, matemática, biología, historia, epistemología en forma de relatos, narraciones, tratados, ensayos, guías. Quizá prefirió aquellos asuntos para los que estaba menos preparado, como la astrología, simplemente porque le interesaba, se transformaba en autodidacto y disfrutaba el desafío. Pero aunque era un tratadista-científico se diferenciaba bastante de un técnico: “Soy un lector veloz -decía convencido- alguien que nació con un cerebro inquieto y eficiente, con capacidad para pensar con claridad y con habilidad para convertir los pensamientos en palabras”.

Tenía obsesión por las palabras, ese privilegio humano. Nació en enero de 1920 en Rusia y como su padre no se acostumbraba al nuevo régimen, decidió emigrar a los Estados Unidos. Asimov tenía 3 años cuando se acostumbró
en pocos meses al lenguaje del Bronx, donde se instalaron sus padres.

Apenas dos años después leía sin que nadie se lo hubiese enseñado. Se devoraba cualquier escrito que anduviera por ahí; era la época de Las Aventuras de Flash Gordon, Mandrake el mago, Tarzán de los monos y El Príncipe Valiente. Se pasaba los días en la biblioteca pidiendo una y otra vez La vida de las abejas, de Maurice Maeterlinck.

Los cuentos que publicaban las revistas lo inspiraban, mandaba cartas haciendo observaciones o simplemente para decir que le habían resultado maravillosos. Después vinieron los años de la Universidad, no tenía más de 15 cuando empezó Química en Columbia. Aprendió a leer los libros del negocio de sus padres sin que se notara que los había tocado. Y mientras tanto escribía narraciones y confesiones sentimentales que fueron haciendo cimiento para los más de cuatrocientos libros que llegó a escribir en sus 72 años.

Su tesis doctoral tenía que ver con la kinesis de los gases, un tema que le dio un título -doctor en química- y una hipótesis: tal vez fuera posible establecer leyes sobre el movimiento de los seres humanos -así como era posible hacerlo con los gases- en un tiempo futuro en el que hubiera millones de planetas llenos de gente. Aunque, en verdad, no creía que alguien pudiera predecir algo.

Sin embargo, alguna vez usó la palabra “robótica” y aunque no fue una predicción, sí fue un anticipo: la palabra fue acuñada simplemente porque de alguna forma había que llamar a toda esa disciplina creciente. Dijo que la inventó sin darse cuenta.

También escribió sobre el Carbono 14 y las posibles mutaciones en el cuerpo humano si se modificaba su participación dentro del organismo: tiempo después ése fue uno de los argumentos para que Linus Pauling su equipo criticaran los ensayos atómicos que incrementan la presencia de Carbono 14 en la atmósfera. Dijo que, tal vez, esa fue su única contribución a la ciencia.

Escribía desde muy temprano hasta el atardecer. Recién en los 80 se compró una computadora. Antes se arreglaba solo, sin secretarias ni máquinas que almacenarán datos. Después tampoco explotó demasiado los beneficios de la tecnología, siguió escribiendo casi como con su antigua máquina, mucho, tan rápido como lo determinaban sus pensamientos -90 palabras por minuto- a pesar de su corazón enfermo, de la luz baja de su lugar de trabajo, del piso 33 -odiaba las alturas- frente al Central Park. en Nueva York.

Dijo en un reportaje: “Creo y; que al llegar la hora de morir habría cierto placer en pensar que uno empleó bien su vida, que aprendió todo lo que pudo, que recogió todo lo que pudo del Universo, y lo disfrutó  Qué tragedia sería pasar la vida sin aprender nada o casi nada”.

Murió en 1992. Su últimos libro fue “Asimov ríe de nuevo” un libro lleno de anécdotas y humor, tal vez porque el escribirlo pensó que, efectivamente, empleó bien su vida.

OBRAS Y LOGROS DE SU VIDA:

■   Ingresó en la Universidad de Columbia cuando apenas había cumplido los 15 años.

■  Mientras estudiaba química comenzó a escribir sus primeros cuentos, relatos y desbordes sentimentales que nunca llegaron a publicarse.

■  En 1939 apareció su primer cuento, Varados frente a Vesta publicado en la revista “Astonishing” Stories que dirigía Frederik Pohl. Le pagaron 64 dólares.

■  En 1949 se doctoró en Química con la tesis Las fonéticas de la reacción inactivada del Tyroserose durante la catalización de la oxidación aeróbica del catechol.

■  Escribió mucho más sobre Astronomía que sobre su especialidad porque en ese tema era autodidacto y le resultaba un desafío.

■   En 1950 publicó su primera novela, Un guijarro en el cielo.

■  Su primer éxito de venta lo obtuvo en ese mismo años con Yo, robot. Con ese título comenzó su saga robótica, fascinado por la inteligencia artificial pero temeroso de la relación entre el ser humano y la tecnología.

■   En 1953 obtuvo el premio Hufoa la mejor serie de novelas por su trilogía Fundación, Fundación e imperio y Segunda Fundación, donde relata los avalares del Imperio Galáctico.

■  Fundación supera actualmente la edición 42 en lengua inglesa.

■   Llegó a escribir más de 450 libros, sobre los más diversos temas: mitología, matemática, religión, biología, astronomía, física, literatura, química.

■  Su producción se incrementó con los años: en la década del ’50 escribió; 22 libros; en la del ’60,’70; en la del ’70, 109 y el resto en los últimos años.

■  Entre sus obras más leídas figuran La Guía Shakespeare de Asimov, la Enciclopedia de las Ciencias, El cuerpo humano: su estructura y su función, Constantinopla, El Código Genético, La Tierra de Cannán, Bioquímica y Metabolismo Humano, El Universo Colapsa, ¿Hay alguien ahí?

■  Publicó, además, una Introducción a la Ciencia, un Diccionario Biográfico y los numerosos tomos de su Historia de las Civilizaciones.

■  También una edición anotada de El Paraíso Perdido, de Milton, otra del Don Juan, y cinco volúmenes dedicados al erotismo en la literatura.

■  Escribió dos volúmenes autobiográficos de 1500 páginas.

■  Alcanzó un puesto en la lista de best sellers en 1982 con Al filo de la fundación, que continúa la Trilogía Fundación, donde predomina el concepto de “Pslcohistoria” según el cual se podría predecir la conducta humana mediante ecuaciones matemáticas.

■  Sus libros han sido traducidos a sesenta idiomas.

■  Fue consultor de la NASA.

■  Fue miembro distinguido de MENSA (Club de los intelectuales superdotados).

■  Le fueron enviados varias distinciones universitarias de los Estados Unidos y Europa. Nunca los fue a recibir personalmente por su pánico a los aviones.

■  Inventó el término “robótica” aunque dijo que por casualidad.

■  En sus historias de robots advirtió que las máquinas podrían llegar alguna vez a dominar todo. Por eso estableció la Leyes de la robótica. 1 – Un robot no puede dañar a ningún ser humano ni permitir, permaneciendo inactivo, que ningún ser humano sufra daño. 2 – Un robot debe obedecer las órdenes que le den los seres humanos siempre y cuando esas órdenes no contravengan la primera ley 1 y 3 – Un robot debe proteger su existencia, siempre y cuando esa protección no contravenga la primera o la segunda ley.

■  Trabajó todo su vida sin equipo de investigaciones ni empleados que lo asistieran. Llevó sus propios archivos y manejó sus entrevistas con la prensa.

■  Compró su primera computadora recién en 1981. Antes escribía, corregía y pasaba en limpio. Pero, con computadora y todo, siguió escribiendo noventa palabras por minuto.

■  Su texto sobre el Carbono 14 y la posibilidad de que genere mutaciones en los seres humanos sirvió para la lucha de Linus Pauling contra los ensayos atómicos que incrementan la presencia de Carbono 14 en la atmósfera.

■   Su último libro es Asimov ríe de nuevo, que publicó en 1992 año en Nueva York y está lleno de anécdotas y notas de humor acerca de sus amigos.

■   Convirtió la ciencia en un saber comprensible para millones de personas.

Fuente: Magazine Enciclopedia Popular N°10 Año 1

Vision Medieval del Universo Las Esferas Celestes y el Hombre

Cosmología Medieval del Universo
Las Esferas Celestes

Tenemos en nuestra mano una bola de marfil labrado. Es obra de un artesano chino y tiene taladrado un diseño por el que podemos ver en su interior otra bola más pequeña y dentro de ésta, otra. Hay diez bolas en total y sólo la menor es sólida. Estamos sosteniendo lo que un hombre medieval consideraría como la verdadera representación del Universo; nuestra mano simboliza  el poder de  Dios.

10 bolas de marfil representan el universo medieval

La idea básica de esta concepción del Universo era ya muy antigua hace mil años. Parte de los escritos de Aristóteles, ampliados y extendidos por Ptolomeo, un griego del siglo II de la era cristiana. Los detalles ulteriores se tomaron de otros pensadores a través de los siglos, especialmente por lo que se refiere a las propiedades e influencias de los diversos planetas.

La característica de nuestro mundo que más había atraído al brillante intelecto especulativo de Aristóteles era su constante cambio, frente a la aparente inmutabilidad del resto del Universo. Al carecer de telescopio o cámara fotográfica para ayudarse en sus observaciones, las estrellas le parecían eternas e inalterables. Por ello, consideró que el Universo estaba dividido en dos partes: naturaleza (fisis) y cielo (uranos).

El primero terminaba antes de empezar el segundo, en la órbita de la Luna, donde el aire de la naturaleza dejaba paso a una atmósfera más pura e inalterable a la que llamó éter.

Edad Media Venus

Venus era un planeta afortunado que ejercía una influencia beneficiosa sobre la Tierra. En su pabellón, el poeta inglés Chaucer vio «instrumentos de cuerda y cantos, fiestas y danzas … y toda la circunstancia del amor».

Los cuatro elementos
¿De qué se creó el mundo en un principio ? La respuesta es los cuatro Contrarios: caliente, frío, mojado y seco. Toda vida y toda materia procede de diversas formas de equilibrio o desequilibrio entre éstos, pues para el pensador medieval toda materia tiende hacia el lugar que le corresponde y donde podría estar en reposo.

Ello quedó claramente expresado por Macrobio, filósofo que vivió a principios del siglo V. Los Contrarios —decía— se combinan para formar cuatro elementos, que constituyen la materia. Lo caliente y lo seco se unieron para formar el fuego; lo caliente y lo mojado constituyen el aire; lo frío y lo seco, la tierra; lo frío y lo mojado, el agua.

Mientras pudieron moverse libremente, la gravedad, o pesadez, de la tierra y el agua les hicieron buscar el centro de la Tierra, mientras que la levedad, o ligereza, del fuego y el aire, los elevaron.

El elemento más ligero, el fuego puro (y, por tanto, invisible), formó una esfera por debajo de la órbita de la Luna y es a ella a la que las llamas, que eran impuras (y, por tanto, visibles), aspiraban al elevarse. El aire, que tenía un cierto grado de peso, estaba debajo y el agua, que es lo suficientemente gruesa como para poder tocarse, más abajo todavía, mientras que los restos más pesados de la materia creada se hundían en el punto más bajo de todos, unidos al frío eterno, para formar la Tierra.

La Tierra, que el hombre medieval culto sabía que era redonda, constituía el punto más bajo de todo el Universo. Estaba colocada en el centro sólo para que los demás cuerpos celestes tuvieran un punto alrededor del cual girar.

Éstos eran las esferas, sin peso, huecas, transparentes y lo suficientemente fuertes como para soportar el peso de un planeta, que estaba fijado a cada una de ellas. El cuerpo más cercano a la Tierra era la Luna; más allá, por orden de distancia creciente, Mercurio, Venus, el Sol, Marte, Júpiter y Saturno.

La octava esfera era la de las «estrellas fijas», siempre en la misma posición con relación a los planetas, llamada stellatum. Más allá estaba la Esfera Cristalina y a continuación el Primum Mobile o Primer Móvil, una esfera que no contenía ningún planeta y que, por tanto, no podía ser trazada por el ojo humano. Se creía que era la responsable del movimiento de las otras esferas.

Para el poeta italiano Dante y toda la cristiandad medieval, más allá del Primer Móvil brillaba el Empíreo, «ese Cielo que es pura luz, luz intelectual, lleno de amor», la morada de Dios, el Primer Motor y la única Existencia verdadera.

Por tanto, el poder de Dios causaba la rotación del Primer Móvil, que giraba de este a oeste, completando su órbita cada veinticuatro horas. Sin embargo, las esferas más bajas estaban ligadas al «gran año», una revolución de oeste a este que tardaría 36.000 años en completarse. De hecho, su movimiento real era hacia el oeste, al ser empujadas hacia atrás en el camino que trataban de tomar por impulso del Primer Móvil, que las atraía.

Se sabía que la Tierra es pequeña e insignificante entre los cuerpos creados. El Universo era enorme, pero podía ser comprendido; dentro de él, el hombre era lo más bajo, pero conocía sus límites.

Edad Media, la alquimia

El intento de convertir los metales inferiores en oro era una importante ocupación medieval. Estos alquimistas contemplan el resultado   de  su  fracaso.

Las predicciones astrológicas
Estas esferas afectaban en gran medida a los habitantes de la Tierra. Gobernaban las plantas y los minerales, los temperamentos y los sucesos históricos a través de las influencias que transmitían, que la «ciencia» de la astrología se encargaba de interpretar.

Dicha ciencia, basada en la regularidad de los movimientos celestes, afirmaba que, partiendo del conocimiento del Universo, podían predecirse los acontecimientos relacionados con el hombre. Tales creencias fueron condenadas por la Iglesia, pero, a pesar de ello, tenían numerosos partidarios. En la Edad Media estaban extendidas y subsistieron en el Renacimiento.

Saturno ejercía una influencia siniestra sobre la Tierra. Producía el plomo, el carácter melancólico en el hombre y los acontecimientos desastrosos en la historia. Era el más terrible de los planetas, y por ello recibía el nombre de Infortuna Major o el Mayor Infortunio.

El metal de Júpiter era el brillante estaño; traía la paz y la prosperidad e inspiraba en el hombre una disposición alegre, noble y equilibrada. Era el mejor de los planetas y se le llamaba la Mayor Fortuna.

Marte era otro planeta desgraciado. Se le denominaba Infortunio Menor. Su metal era el hierro y su temperamento belicoso.

Por el contrario, el Sol era un planeta afortunado. Confería a los hombres la sabiduría y la liberalidad y gobernaba los sucesos felices. Su metal era el oro, en torno al cual surgió la ciencia de la alquimia. Se creía que, si llegaba a producirse un oro en forma apta para beber, el «oro potable», sería el elixir de la inmortalidad.

Venus o Afrodita también era afortunada: la Fortuna Menor. Su metal era el cobre o cyprium, el metal chipriota, y Afrodita era una diosa especialmente consagrada a Chipre. Concedía la belleza, el amor y los sucesos dichosos.

Mercurio era el planeta de la rapidez, la actividad y la inteligencia. Dotaba a todas las profesiones de entusiasmo y habilidad, incluyendo el propio aprendizaje, y su metal era naturalmente el mercurio. También gobernaba la estudiada prosa retórica de los filósofos.

La Luna marcaba la frontera entre la antigua división de Aristóteles en aire y éter, entre el mundo mortal y el inmortal. Por encima de la Luna todo era incorruptible y necesario; por debajo, corruptible, mudable y contingente ante la actuación del «azar» y el destino. Encima estaba el reino de la gracia; debajo, el de la naturaleza.

En los reinos situados por encima de la Luna no  existía el «azar» ni,  consecuentemente, el cambio. El metal lunar era la plata y su carácter la inconstancia, la afición a la vida errante y la tendencia a los accesos de locura (de los lunáticos).

Los habitantes de las esferas etéreas
Todo el universo celestial fue creado por Dios y las esferas mantenían su círculo eterno para demostrar su aspiración de amor por Él. Esta capacidad de amor sugiere algo sensible y, efectivamente, se creía que cada esfera estaba animada por una Inteligencia, una criatura movida por «amor intelectual» hacia su Creador. Regocijándose en la gloria de Dios, lanzaban sus planetas alrededor del cielo en una gran danza.

Las Inteligencias eran sólo una pequeña parte de los moradores de la esfera etérea: también había nueve órdenes de ángeles. Estaban divididos en tres jerarquías de tres órdenes cada una. El primero y más cercano a Dios era el orden de los Serafines, que descollaban en inteligencia, y de los Querubines y Tronos, que se abrasaban en el ardor del amor.

El Querube era el terrible poder de la caritas pura, el amor libre de debilidades o imperfecciones humanas. Los ángeles de la segunda jerarquía se ocupaban de gobernar la naturaleza: las Dominaciones formulaban sus leyes, obedeciendo la voluntad de Dios; las Virtudes, cuyo nombre latino significa más bien «eficacias» o «eficiencias», las ponían en acción y las Potestades preservaban de la desgracia a todo el proceso.

Sólo la tercera jerarquía, la más baja, se preocupaba por los asuntos de los simples seres humanos. Los Principados vigilaban los negocios de las naciones. Los Arcángeles y Ángeles, los dos últimos órdenes, cuidaban de los seres humanos individualmente considerados y, como consecuencia, son los que han sido recordados por más largo tiempo.

El hombre, ser racional
¿Y el hombre? Era animal como las bestias, pero racional como los espíritus.

Era el espejo del mundo, «que comprende, como los ángeles, que vive, como los árboles, que  existe,  como  las  piedras»,  como  dijo san Gregorio Magno. El alma del hombre procede directamente de Dios y tiende a volver a Él. Por tanto, todas las esperanzas del hombre son una manifestación de la ley general de gravedad y levedad.

El alma tiene tres partes y las tres se encuentran en el hombre. La más baja, el alma vegetativa, es la facultad que gobierna los procesos vitales: nutrición, crecimiento, digestión, cicatrización de las heridas y también generación. Ésta es la única alma de las plantas.

Los animales tienen también un alma sensitiva (su significado actual es más bien sensorial) con cinco sentidos, que son la vista, oído, etc., y cinco juicios: el sentido común, que convierte la mera sensación en consciencia localizada; la imaginación, o facultad que presenta ante la mente lo que no tiene delante, en el sentido de que un «hombre imaginativo» considera todas las posibilidades prácticas; la fantasía, que estaba más próxima a lo que ahora llamaríamos imaginación ; la memoria, y la estimación, que ahora llamaríamos instinto.

Sólo el hombre poseía además un alma racional, compuesta de dos facultades: el intellectus (intelecto) y la ratio (razón). La primera era el don más alto;  se ocupaba de las causas originariasde las cosas, de investigar y aprehender la verdad. Era una versión brumosa de la inteligencia pura de los ángeles. La ratio realizaba la tarea más pesada de establecer relaciones de causalidad, pasando de la premisa a la consecuencia.

El alma tripartita del hombre era paralela a la organización global del cosmos y de la sociedad. Todas las partes quedaban resueltas en esa armonía que era la aspiración y el deseo del pensamiento medieval. En el cosmos, Dios, por medio de sus órdenes de ángeles, gobernaba al hombre; en la sociedad, el rey, por mediación de sus caballeros, gobernaba al pueblo, y en e! hombre, el alma racional (razón), por medio del alma sensitiva (emoción), ejercía el gobierno sobre el alma vegetativa (apetito).

Los cuatro temperamentos

En cuerpo y alma, el hombre era un microcosmos. Lo mismo que los cuatro Contrarios primarios del mundo se combinaron para producir los elementos, así también en el hombre dieron lugar a cuatro fluidos o humores.

Caliente más seco producía el humor colérico (bilis amarilla); caliente más mojado, el sanguíneo (sangre); frío más seco, el melancólico (bilis negra), y frío más mojado, el flemático.

Un hombre de salud perfecta tenía los cuatro humores mezclados exactamente en la proporción correcta, pero esto era muy raro. Normalmente predominaba uno. La mezcla daba al hombre su «complexión» o «temperamento». Un mal carácter significaba una mala mezcla que salía al exterior, y un hombre bueno, cuando estaba irritado, podía sufrir un cambio de complexión y perder la calma.

El   hombre  de   complexión  colérica  erauna persona muy tensa, que se dejaba llevar fácilmente por cualquier camino, excitable y vindicativo. Se creía que los sueños eran un modo de determinar la complexión de un hombre. El colérico tendería a soñar con cosas brillantes y peligrosas: fuego, relámpagos, espadas.

personalidad segun los cuatro humores

Uno de los cuatro humores dominaba a cada hombre, dándole su especial «complexión» o «temperamento». 1. El hombre de complexión sanguínea tenía las mejillas sonrosadas y era equilibrado. 2. El hombre flemático era lento y pálido. 3. El hombre colérico era muy tenso. 4. El hombre melancólico era delgado y se obsesionaba por las dificultades. Estas ideas subsistieron hasta el siglo   XVIII.

El humor dominante del hombre sanguíneo era la sangre, el más noble, amigo de la naturaleza y la vida. Sería corpulento, de mejillas sonrosadas, ligeramente mordaz, con facilidad para dormir y soñar con caballos, flores rojas, mujeres rubias: un gran contraste con el hombre flemático, grueso, lento y pálido, con sus sueños de peces. La complexión melancólica era la más «neurótica» en el sentido moderno: individuos delgados, nerviosos, que padecen insomnio  y  pesadillas.

Ni que decir tiene que los humores eran pura materia y, por tanto, no podían verse afectados por el alma, que es completamente inmaterial. Para salvar el abismo, se pensó en unas exhalaciones llamadas «espíritus» (en sentido químico) que surgían de lo mejor de la sangre. Si no brotaban, el individuo se sentía abatido. Los espíritus vitales del hombre le unían a su alma vegetativa; los espíritus animales, a su alma sensitiva, y los espíritus intelectuales, a su alma racional. Cuando éstos últimos se desordenaban, se volvía loco.

Tal era el hombre medieval en su atestado y ordenado universo. Su concepción total parece tan ajena a la era científica que la reacción inmediata puede ser la risa o el desdén. No cabe duda de que los hombres de la Edad Media eran crédulos; les resultaba difícil admitir que el contenido de los preciosos libros podía no ser cierto y atribuían una indebida autoridad a sus fuentes. Pero lo que hicieron fue construir, a partir de la información recibida, una síntesis comprensiva de todo el Universo. A ello aspiraban Dante en su Divina Comedia y Santo Tomás en su Summa Theologica.

La necesidad de explicar los misterios del Universo es la clave del pensamiento de la Edad Media, pues engendraba un sentido de confianza mezclado con humildad al definir la situación exacta del hombre en la Creación.

Fuente Consultada:
La LLave del Saber Tomo II – La Evolución Social – Ediciones Cisplatina S.A.

La Luna Características Generales Información Científica

INFORMACIÓN GENERAL Y CIENTÍFICA DE LA LUNA, SATÉLITE TERRESTRE

De todos los cuerpos celestes, la Luna es posiblemente el más conocido. Fue objeto de muchas antiguas creencias y es aún llamada poéticamente Selene, el viejo nombre de la diosa Luna. La ciencia que la estudia se denomina selenografía, y a pesar de que este cuerpo celeste no ha revelado aún todos sus secretos, se conoce bastante sobre él, pues  el hombre ha alunizado en varias oportunidades y ha conseguido centenares de muestras de su superficie para futuras  investigaciones en la NASA.

MAPA DE LA LUNA CON NOMBRES DE SUS MARES Y CRÁTERES

satelite de la Tierra, Luna

(Para Ver Nombres de Cráteres y Mares)

LA LUNA EN NÚMEROS:

Edad: 4.600 millones de ños
Distancia máxima a la Tierra: 405.000 km
Distancia mínima a la Tierra: 363.000 km
Diámetro real de la Luna: 3.473 km
Circunferencia: 10.927 Km.
Superficie: 0,075 de la Terrestre
Volumen: 0,02 de la Terrestre
Peso: 0,012 de la Terrestre
Densidad: 0,6 de la Terrestre
Velocidad de Escape: 2,4 Km/s.
Revolución sobre su eje: 27 d. 7 hs. 43′
Distancia media a la Tierra: 384.403 km
Tiempo de su traslación: 27 d. 43′ 11″
Temperatura de su superficie: De 100°C a -184°C (noche lunar)
Altura máxima de sus montañas: 9.000 m.
Duración del día: 14 dias terrestres
Duración del la noche: 14 dias terrestres

Sobre su formación: Hace unos 5000 millones de años cuando el sistema solar se estaba formando, y definiendo su constitución actual, en nuestro planeta una capa de lava volcánica semiderretida burbujeaba por toda la superficie como un dulce hirviendo. No había tierra sólida, ni agua, ni vida. La Tierra, completamente inestable, giraba tan deprisa sobre su eje que cada día duraba sólo unas cuatro horas.

Ocurrió entonces fue algo inesperado. Los expertos creen que dos planetas jóvenes coincidieron en la misma órbita alrededor del Sol, aunque moviéndose a distintas velocidades. Uno era la Tierra; el otro, el planeta llamado Theia. Unos cincuenta millones de años más tarde, el Sol comenzó a brillar, y aquellos dos jóvenes planetas chocaron uno con otro. Con la sacudida, la Tierra giró sobre su costado, fuera de control.

Miles de volcanes entraron en erupción tras el impacto. Enormes cantidades de gas, antes atrapadas en el núcleo de la Tierra, salían ahora a borbotones a través de la superficie, y creaban así la primera atmósfera del planeta. Las capas más exteriores de Theia se vaporizaron en miles de millones de pequeñas partículas. Los restos volaron en todas direcciones y rodearon la Tierra con una gruesa capa de polvo, rocas y granito a elevada temperatura.

Atrapada por la gravedad terrestre, esta bruma de escombros se arremolinó en el cielo, y todo se oscureció. Durante meses ni siquiera el rayo más brillante de sol podía penetrar las capas de polvo que en un tiempo habían constituido el planeta Theia. Su núcleo de hierro fundido alcanzó el centro de la Tierra, y produjo la fusión de los dos núcleos en una única bola metálica, compacta, con una temperatura de miles de grados, que se hundió en el centro del globo, destrozado por la fuerza del impacto.

En la actualidad, no hay pruebas físicas en el planeta del impacto de la colisión con Theia, ya que tuvo tal fuerza que todo el material exterior se vaporizó y explotó en el espacio. Pero la evidencia no está muy lejos. El polvo y el granito que envolvieron la Tierra pronto se reagruparon, y se convirtieron en una enorme bola de polvo. Aproximadamente sólo un año después del impacto, la Tierra tenía una nueva compañera, nuestra grande, brillante y cristalina Luna.

Aldrin astronauta de la NASA tomando muestras

El astronauta estadounidense Neil Alden Armstrong, como comandante de la misión lunar Apolo 11, es la primera persona que pisa la Luna. Su compañero Edwin E. Aldrin es el segundo hombre en poner un pie en la Luna. Aquí lo vemos tomando muestras del suelo lunar. También participa en la misión el astronauta Michael Collins, que pilota el módulo de control

INFORMACIÓN GENERAL: La Luna da una vuelta completa alrededor de la Tierra en 27 días, 7 horas, 43 minutos, 7 segundos; pero a causa del movimiento de la Tierra alrededor del Sol, el mes lunar —o sea el período que va desde una nueva luna hasta la siguiente— es levemente mayor de 29,5 días.

El diámetro de la Luna es de 3.474km.; pero como la distancia que la separa de la Tierra varía, debido a que su trayectoria es elíptica, su tamaño parece cambiar levemente. La distancia mínima entre la Tierra y la Luna es de 364.300 km. y la máxima es de 408.000 km.

Sólo la mitad de su superficie está siempre iluminada por la luz del Sol. Durante la luna nueva, la cara iluminada está oculta para nosotros; pero a medida que va rodeando a nuestro planeta, vamos viendo cada vez más esta faz, hasta que se muestra totalmente en luna llena. Por varias razones, parece inclinarse levemente, de manera que podemos ver un 59 % de su superficie, en diferentes períodos de su trayectoria; pero no vemos jamás toda la cara posterior.

Cuando fue inventado el telescopio, en 1609, observó Galileo que la superficie lunar es muy rugosa, con picos y cadenas montañosas, con círculos como cráteres volcánicos y llanuras, que confundió con mares. Muy pronto se dibujaron mapas de la Luna y se están haciendo cada vez más perfectos, con ayuda de la fotografía. Un mapa simple de la Luna se muestra en la ilustración superior.

Galileo observando la Luna

1610: Galileo Galilei Observando los astros celestes

La palabra latina mare (mar) señala los desiertos; dos de ellos se muestran abajo, en escala mayor. A la izquierda está el llamado Mare Imbrium (Mar de las Lluvias), que es un vasto desierto, con algunas montañas y cráteres diseminados. Junto a éste, están los Apeninos (la mayoría de las cadenas montañosas de la Luna lleva el mismo nombre que algunas cordilleras terráqueas, mientras que los picos montañosos se conocen con el nombre de algún famoso sabio). En la lámina de la izquierda está el Mare Nubium (Mar de las Nubes), bordeado por una región de cráteres próxima al polo sur de la Luna.

Su peso es mucho menor que el de la Tierra y así también su fuerza de gravedad, de manera que nosotros pesaríamos allí sólo un sexto de nuestro peso en. la Tierra y nuestra fuerza muscular nos permitiría realizar saltos espectaculares.

En la Luna no hay atmósfera en la Luna, de modo que no puede escucharse sonido alguno en su superficie. La ausencia de aire debe hacer que el cielo se vea negro aun en plena luz del día, pero las estrellas se destacarán marcadamente. Desde un lado de la Luna la Tierra está siempre visible y aparece mucho más grande de lo que la Luna se ve desde la Tierra; además, visto desde la Luna, nuestro planeta nunca se oculta, pero sí se mueve de un lado al otro en el cielo. Desde la cara posterior de la Luna nunca sería posible ver la Tierra.

El día y la noche lunares son aproximadamente 14 veces más largos que los nuestros. No se han observado jamás señales de vida allí y sólo cambios muy leves y dudosos. Se han intentado muchas teorías para explicar la causa de su superficie rugosa; a pesar de sus nombres, los cráteres lunares no pueden haber sido producidos por volcanes, sino quizá por la caída de meteoritos, cuyos efectos habrían sido muy destructores, debido a la falta de atmósfera.

Comparar la Tierra con la Luna es como comparar un organismo viviente con uno muerto. Sabemos que en la Tierra se desarrolla una infinita variedad de seres vivos, que han alcanzado su presente estado de desenvolvimiento por un continuo proceso de evolución. Cambios han ocurrido y ocurren constantemente.

Contrariamente a lo que ocurre en nuestro planeta, palpitante de vida en todas sus formas, con climas que varían enormemente, desde el calor tropical al frío polar, y con sólo una parte comparativamente muy pequeña de su superficie total incapaz de mantener cualquier clase de ser viviente. En 2015 la NASA ha encontrado señales de presencia de agua en la Luna, pero hasta hoy es completamente inepta para toda forma de vida. Es un mundo absolutamente muerto.

Ningún otro cuerpo celeste está tan cerca de la Tierra como la Luna y ningún otro cuerpo puede ser observado, estudiado e investigado tan detalladamente: montañas y llanuras pueden verse con mucha claridad con un simple telescopio casero. Si existiera la vida, lo sería en alguna forma que escaparía a nuestra observación, y ésta parece ser una posibilidad bastante remota.

Un argumento de peso que sostiene la teoría de la imposibilidad de la existencia de vida en la Luna, parte del hecho de que no hay agua ni atmósfera en ésta. Todo ser vivo que visitara la Luna debería llevar consigo los medios para poder respirar, beber y comer. Todos los datos coinciden en afirmar que en la Luna no puede haber vida.

Si la Luna en algún estadio de su existencia poseyó atmósfera, no pudo haberla mantenido por mucho tiempo, pues como su tamaño no es lo suficientemente grande, su fuerza de atracción es insuficiente para impedir que los gases envolventes escapen al espacio. La ausencia de una atmósfera da como resultado temperaturas muy extremas en el día; desde 82° cuando brilla el Sol hasta muy por debajo del punto de congelación cuando aquél se ha ido. La superficie no está nunca, por supuesto, oscurecida por nubes.

Negro y blanco son los colores que hay en la Luna, con algunos toques de amarillo, que son aportados por la luz del Sol. Como no hay atmósfera que pueda captar la luz, el cielo lunar es profundamente oscuro. A pesar de que el Sol esté brillando, las estrellas permanecen siempre visibles.

También la ausencia de aire, según hemos dicho, hace que la Luna sea un lugar de absoluto silencio; aun el disparar de un cañón no produciría el menor sonido.

La Luna ejerce una gran influencia sobre la Tierra, aparte de reflejar la luz del Sol sobre nuestro planeta durante la noche. Océanos y mares están sometidos al movimiento regular de las mareas; éstas resultan de la atracción entre la Tierra y la Luna y el Sol. El Sol es infinitamente más grande que la Luna, pero está tan alejado de la Tierra, que su influencia sobre las mareas es menor.

Durante la luna nueva y el plenilunio, Tierra, Luna y Sol están en una misma línea recta y así la influencia de la Luna sobre las mareas está reforzada por la del Sol. De esta manera se producen pleamares y bajamares extremas.

Cuando la Luna está en cuarto creciente o menguante, la atracción lunar forma un ángulo recto con la del Sol; los efectos de la Luna y del Sol son opuestos entre sí y el resultado es la marea muerta, con movimientos muy excepcionales de subida y bajada. Las mareas están influidas por la posición de las masas continentales, y los mares cerrados, como el Mediterráneo, tienen rara vez mareas.

inclinación entre orbita lunar y la Tierra

El plano de la órbita de la Luna forma un ángulo de 5° con el terrestre. Desde la Tierra se descubre un ancho de 6° 30′ del suelo lunar más allá de cada polo: del Polo Norte si la Luna está en la parte sur de su órbita, y del sur cuando se halla en su parte norte. Este fenómeno recibe el nombre de libración en latitud. Las dos libraciones citadas y u na tercera llamada diurna, que solamente alcanza un grado, dan origen a que se reconozca el 59% de la superficie lunar en lugar de la mitad exacta que se vería si aquéllas no existiesen.

LA FASES DE LA LUNA:

FASES DE LA LUNA

Dijimos que la Luna como la Tierra carecen de luz propia y reflejan la que reciben del Sol. Por ello hay siempre en ellas una cara iluminada que en la Tierra denominamos día, y otra obscura, que llamamos noche. Combinados los movimientos lunar y terrestre se produce el ocultamiento permanente de una cara del satélite. Hasta octubre de 1959 ningún terrícola había podido ver la parte oculta. Pero en esa fecha fue fotografiada mediante un satélite artificial lanzado por la Unión Soviética.

Las variaciones que experimenta la Luna se denominan fases: en ocasiones vemos el disco lunar completo, en otras sólo una especie de hoz, y a veces nos resulta totalmente invisible. (Cuando se halla en conjunción con el Sol decimos que se halla en fase de Luna nueva. Al otro día surge por occidente cual un delgado creciente luminoso cuya convexidad está siempre del lado del Sol en el ocaso.

El ancho creciente va aumentando hasta que, transcurridos seis días, aparece en forma de semicírculo cuya parte luminosaterminaen una línea recta. En tal situación se dice que está en cuarto creciente. Se la observa con facilidad durante la tarde y en el anochecer. A medida que sigue su camino y se va alejando del Sol adquiere figura oval y su brillo va en aumento, hasta que al cabo de siete u ocho días se torna completamente circular.

Esta fase se llama de Luna llena, después de la cual la parte iluminada comienza a disminuir y las mismas fases se van repitiendo en sentido inverso. Es decir que, primeramente, toma la forma oval y después la de semicírculo en que llega al cuarto menguante, fácilmente observable al alba.

Por último, tras haber dado una vuelta completa al cielo, sale por la mañana un poco antes que el Sol, y ya cerca de éste, se pierde entre sus rayos y vuelve a la posición original de Luna nueva. Esta posición oculta se denomina conjunción, porque en ella se encuentra entre la Tierra y el Sol. De manera similar, las épocas de la Luna llena reciben el nombre de sicigias y las de los cuartos creciente y menguante, cuadraturas.

GRAN MAPA DE LA LUNA CON CRÁTERES Y MARES:

Ver También: Los Eclipses

Fuente Consultada:
Biblioteca Temática UTEHA Tomo 10 El Mundo Que Nos Rodea – La Luna, satélite terrestre-
Cielo y Tierra Nuestro Mundo en el Tiempo y el Espacio Globerama Edit. CODEX
Enciclopedia Electrónica ENCARTA Microsoft

Que es un Radiotelescopio? Función de la Radioastronomia

LA RADIOASTRONOMIA

La palabra “radioastronomía” data de mediados del siglo XX, por lo que podríamos decir que un rama de la astronomía, relativamente joven, pensemos que las primeras observaciones con telescopio fueron las de Galilei en el siglo XVI. La primera identificación de ondas de radio de origen extraterrestre tuvo lugar hace ochenta años; pero la colaboración sistemática con los observatorios ópticos sólo comenzó después de la segunda guerra mundial. Entretanto progresaron otras formas de escudriñamiento mediante cohetes o globos-sonda capaces de analizar las vibraciones que nuestra atmósfera intercepta o perturba, como por ejemplo los rayos X.

La radioastronomía depende por completo de los telescopios ópticos; sin ellos carecería de sentido y valor porque es incapaz de calcular la distancia de las fuentes emisoras. La comparación de los resultados de ambas disciplinas es interesante pues las ondas radioeléctricas más intensas suelen provenir de los objetos celestes menos visibles y aún, aparentemente, de ninguna materia identificable.

También los registros históricos son muy útiles. Gracias a los astrónomos chinos que en el año 1054 señalaron el súbito estallido de una estrella (“supernova”) podemos reconstruir la historia de la actual nebulosa del Cangrejo, que pertenece a nuestra galaxia, la vía Láctea . Otras supernovas, indicadas por Tycho Brahe en 1572 y Kepler en 1604, son ahora débiles radioestrellas.

Esta última categoría de astros, la más inesperada de la nueva ciencia, parece incluir los cuerpos más distantes que conoce la astronomía. Su conocimiento contribuyó notablemente a la dilucidación de uno de los problemas capitales de todos los tiempos: el del origen del universo.

Grupo de Radiotelescopios Trabajando en Paralelo

LA RADIOASTRONOMIA Y LOS RADIOTELESCOPIOS:

Las Ondas Electromagnéticas Que Emiten Las Estrellas: Cuando una estrella explota, formando una nova o supernova, irradia una enorme cantidad de energía luminosa. Los átomos componentes de la estrella reciben gran cantidad de energía, se calientan extraordinariamente y, como todos los cuerpos muy calientes, irradian la mayor parte de su energía en forma de luz.

La estrella se presenta mucho más brillante. Pero, además de la luz visible, la estrella emite otras clases de radiaciones: rayos infrarrojos invisibles, rayos ultravioletas y ondas de radio. Todas estas clases de radiaciones se hacen mucho más intensas en el momento de la formación de una supernova. La radioastronomía se ocupa de la última clase de radiación citada, o sea, de las ondas de radio.

La fuerza de la explosión acelera y ex-. pulsa de la estrella nubes de partículas cargadas eléctricamente. Asociada con ellas, hay una serie de campos magnéticos turbulentos que cambian rápidamente. Cuando las partículas cargadas se mueven por los campos magnéticos, ganan energía, irradiándola en forma de ondas electromagnéticas.

Una de las ondas corrientes emitidas por los átomos de hidrógeno cargados tiene una longitud de onda de 21 centímetros. Las ondas electromagnéticas de esta longitud de onda son ondas de radio. Se propagan, a partir de su origen, en todas direcciones, viajando con la velocidad de la luz.

Las ondas luminosas son también un tipo de radiación electromagnética, pero de longitud de onda mucho más pequeña. Todas las galaxias y muchas estrellas, incluso el Sol, emiten ondas de radio. El Sol no es una estrella que se caracterice especialmente por enviar ondas de radio; pero, durante los períodos de actividad de sus manchas, la emisión de ondas de radio aumenta.

Las fuentes que emiten ondas de radio con gran intensidad no coinciden necesariamente con los objetos que a nuestros ojos aparecen brillantes, como las estrellas. De hecho, las ondas de radio provienen de regiones oscuras del cielo, de oscuras nubes de polvo y de hidrógeno, en las que éste (según ciertas teorías) está concentrándose para formar nuevas estrellas; sus átomos irradian la energía que ganan al acelerarse en los campos magnéticos del espacio.

Las ondas de radio son invisibles y no pueden detectarse con los telescopios ópticos. Pero, de la misma forma que las emitidas por una estación de radio, pueden ser recogidas por una antena receptora. Estas ondas producen la circulación de débiles corrientes eléctricas en la antena.

Estas corrientes pueden amplificarse, seleccionarse y convertirse en sonidos audibles, tal como acontece con un receptor de radio corriente. Pero es más frecuente utilizar un receptor especialmente concebido, para recoger las ondas de radio del espacio. En él, las corrientes fluctuantes de la antena se registran automáticamente en una gráfica. Al mismo tiempo, se conducen directamente a un cerebro electrónico, para su análisis.

Gigate Radiotelescopio de Arecibo

Los radiotelescopios son grandes antenas diseñadas para interceptar toda la emisión de radio posible de una estrella o de una galaxia. Para ello, las ondas se recogen juntas y se concentran de forma que las corrientes fluctuantes que producen en la antena sean lo suficientemente grandes para ser detectadas.

Las ondas de radio se dispersan en todas direcciones a partir de su fuente. Sólo una pequeñísima fracción de la radiación total de una estrella es interceptada por la Tierra, y esta radiación ha recorrido distancias tan enormes que sus ondas son prácticamente paralelas unas a otras. El radiotelescopio intercepta los rayos paralelos en la mayor superficie posible y los concentra enfocándolos en la antena. Cuanto mayor sea la superficie, más sensible será el radiotelescopio, ya que recogerá más cantidad de radiación de la estrella lejana. Los mayores telescopios ópticos son gigantescos reflectores formados por espejos parabólicos.

Los rayos que llegan a la cuenca del espejo parabólico se reflejan en un pequeño espejo colocado en el foco, y son enviados a una pequeña película fotográfica. El enorme espejo parabólico recoge todos los rayos luminosos que llegan a susuperficie.

Algunos de los grande radiotelescopios son muy parecidos a ese dispositivo. El radiotelescopio es también un paraboloide que puede tener cientos de metros de diámetro.

El pequeño espejo colocado en el foco del telescopio óptico está reemplazado en el radiotelescopio por la antena, a la que se enfoca toda la radiación recibida. Hay un inconveniente importante en los radiotelescopios. Incluso si existen dos o tres fuentes de ondas de radio separadas en el campo de detección es imposible distinguirlas unas de otras.

Las corrientes fluctuantes son el resultado de todas las ondas de radio recibidas en el radiotelescopio. La placa fotográfica del telescopio óptico es un medio más eficiente para detectar la imagen, pues los rayos de luz que llegan al espejo con distintos ángulos se concentran en puntos ligeramente diferentes en el espejo pequeño, y se reflejan para ennegrecer puntos distintos en la placa sensible.

El radiotelescopio ideal debe ser lo más grande posible, para recoger el mayor número de rayos, pero también debe ser manuable, de forma que pueda dirigirse _ a cualquier parte del cielo. Cuando el diámetro sobrepasa los 80 metros, el telescopio no puede ser lo suficientemente rígido para resistir el viento sin doblarse y distorsionar la “imagen”. Además, no es fácil manejarlo. Se está construyendo en Puerto Rico un radiotelescopio de más de 300 metros de diámetro, forrando con aluminio pulimentado las paredes de un cráter que presenta una forma conveniente. Pero este radiotelescopio no puede ser enfocado arbitrariamente, puesto que es fijo.

Los radiotelescopios reflectores simples son de construcción difícil y costosa. Sin embargo, puede fabricarse otra clase de radiotelescopio formado por varios reflectores pequeños y antenas, dirigidos hacia diferentes partes del cielo y que se mueven conjuntamente, cubriendo una distancia mucho mayor de la que puede abarcar un solo reflector. De esta forma, la “imagen” puede componerse a partir de fragmentos parciales. Para localizar de manera más precisa las fuentes de ondas intensas, se usan unas largas hileras de reflectores y antenas idénticas, colocados exactamente a la misma distancia unos de otros.

Estos dispositivos tienen un excelente poder de resolución y resultan mejores para separar dos fuentes de ondas próximas. A pesar de que los rayos procedentes de una fuente emisora puntual son paralelos, si llegan al radiotelescopio formando un ángulo, alcanzarán la antena de un extremo de la línea antes de llegar a la del otro extremo. Al llegar a las antenas en instantes diferentes, las ondas de cada extremo lo harán en distintas fases de su vibración.

Al sumar todas las corrientes de las antenas, las de un extremo pueden estar en una fase opuesta a las del otro, eliminándose parcialmente una a otra. El efecto producido es hacer más nítida la imagen de radio de la estrella. Este tipo de radiotelescopio se llama radiointerjerómetro, debido a que la eliminación de una serie de ondas por otra es una interferencia. Generalmente, el interferómetro se compone de dos líneas de antenas que forman ángulos rectos. La nitidez de la imagen o poder de resolución puede aumentarse de varias maneras, sumando o restando las señales de las distintas antenas.

Los radiotelescopios pueden penetrar mucho más profundamente en el universo que los telescopios ópticos. Las galaxias más lejanas que se conocen son también los transmisores de radio más potentes, y fueron descubiertas precisamente a causa de esta poderosa emisión de ondas de radio, que emiten probablemente por ser galaxias en colisión. El telescopio óptico de Monte Palomar investigó con mucho cuidado en esa dirección, y encontró la tenue nube de galaxias causantes de las ondas de radio.

La atmósfera terrestre es un inconveniente para la radioastronomía, dado que absorbe grandes cantidades de la radiación electromagnética que llega a la Tierra. Sólo un pequeño margen de ondas puede atravesar la atmósfera. Las ondas de radio de pequeña longitud son absorbidas por las moléculas de la atmósfera, y las de onda larga se distorsionan a causa de las capas cargadas eléctricamente de la ionosfera.

Una solución sería la de colocar un radiotelescopio en un satélite artificial, y una idea todavía más prometedora es la de construirlo en la Luna, donde no hay atmósfera que pueda interrumpir la radiación. En la Luna se podrían construir radiotelescopios mayores, ya que siendo menor la fuerza de la gravedad, la estructura de los aparatos podría manejarse con menor esfuerzo y una menor deformación del reflector.

ALGUNAS FUENTES INTENSAS DE ONDAS DE RADIO

Sol 8 minutos Desde algunos milímetros a varios metros, emitidas por la corona y la cromosfera
Júpiter 40 minutos Unos 15 metros
Gas hidrógeno en ios brazos espirales de una galaxia De 1.500 a 80.000 años
21,1 cm„ emitida por el gas hidrógeno ionizado
Nebulosa de la constelación de Cáncer (su pernova) 3.000 años De 1 cm. a 10 m. Ondas de electrones acelerados
Supernova de la constelación de Casiopea 10.000 años De un centímetro a 10 metros; proceden de hidrógeno ionizado, oxígeno y neón
Centro de nuestra galaxia 30.000 años
Nubes de Magallanes (las galaxias más próximas) 200.000 años 21,1 centímetros
Nebulosa de la constelación de Andrómeda (la galaxia espiral más próxima) 2 millones de años 21,1 cm. Es un emisor tan potente como nuestra propia galaxia
Galaxia elíptica de la constelación de Virgo (Virgo A), nebulosa del chorro azul 33 millones de años Ondas de electrones acelerados
Dos galaxias espirales en colisión de la constelación del Cisne (Cisne A) 50 millones de años
Nebulosa de radio lejana, de la constelación de Hércules 750 millones de años

Fuente Consultada:
Revista TECNIRAMA N°90 Enciclopedia de la Ciencia y La Tecnología – La Radioastronomia –

Lanzadera Espacial Columbia Objetivo e Historia

Naves de ida y vuelta: Uno de los principales problemas de la exploración espacial es el alto coste de las misiones. Hay que tener en cuenta que, hasta hace poco tiempo, los cohetes no eran reutilizables. Para cada lanzamiento se empleaba un cohete que se iba destruyendo por etapas, a medida que se quemaba el combustible. Las piezas desechadas eran abandonadas durante el viaje.

Por ello, se consideró importante desarrollar un vehículo espacial que fuera reutilizable, y no se destruyese en cada misión. Este vehículo fue la lanzadera espacial de la NASA.

En el momento del lanzamiento, la lanzadera tiene acoplados unos cohetes propulsores que se desprenden durante las primeras etapas del vuelo y caen al mar, de donde se recuperan para utilizarse de nuevo en vuelos futuros. Una vez desprendidos los cohetes propulsores, la lanzadera se impulsa por sus propios medios hasta entrar en órbita alrededor de la Tierra.

Después de orbitar alrededor de nuestro planeta, la lanzadera vuelve a aterrizar como un avión normal, a una velocidad de unos 300 km/h.

Hasta el momento, las únicas lanzaderas que están en funcionamiento son las de EE.UU. La agencia espacial soviética construyó, en los años ochenta del pasado siglo, una lanzadera espacial denominada Buran (en ruso, tormenta de nieve).

El prototipo llegó a realizar tres viajes de prueba, sin tripulación, con notable éxito, en 1988. No obstante, no eran buenos tiempos para la exploración espacial en aquel país. La Unión Soviética se desmoronó y, antes de que la agencia espacial rusa actual tomara las riendas, muchos proyectos quedaron en el aire por falta de financiación. Entre ellos, la lanzadera Buran.

Casi al mismo tiempo, la agencia espacial europea (ESA) desarrolló su propia lanzadera, la Herrnes. Nuevamente fueron los problemas de financiación los que causaron el abandono del proyecto, a mediados de la década de 1990.
Actualmente, la última lanzadera en desarrollo es la X-38, de la NASA, una pequeña nave que servirá como vehículo de rescate y emergencia para la estación espacial internacional.

lanzadera espacial columbia

COLUMBIA es una lanzadera espacial recuperable fabricada en la NASA. Esta lanzadera espacial tiene un aspecto similar a un avión DC-9 pero con el ala en delta, y es el fruto de un programa de investigación aprovado en tiempos del presidente Kennedy y puesto en marcha por el presidente Nixon.

Para su despegue y puesta en órbita cuenta con dos cohetes que, una vez cumplido su cometido, se desprenden y caen hacia el océano frenados por dos grandes paracaídas, lo que posibilita su recuperación y posterior empleo en otros vuelos, después de una revisión y puesta a punto.

Finalizada su misión en el espacio, la lanzadera efectúa su reentrada en la atmósfera, soportando las altas temperaturas provocadas por la fricción merced a un recubrimiento antitérmico, y aterriza en una pista convencional, pero un poco más larga que las utilizadas por los aviones Jumbo.

Estas lanzaderas, que por sus características de recuperabilidad se denominan también transbordadores espaciales, pueden llevar cómodamente hasta cinco satélites de tamaño medio y una vez en órbita terrestre desprenderse de su carga, ahorrando así los enormes gastos de lanzamiento de cada satélite. También pueden acercarse hasta un satélite averiado en órbita y recuperarlo para devolverlo a la Tierra o proceder a su reparación in situ.

Su primer vuelo despegó de cabo Kennedy el 12 de abril de 1981 y tomó tierra 54 horas más tarde en el desierto de California. J. Young y R. Crippen fueron sus tripulantes y su misión principal fue comprobar el funcionamiento general de la aeronave.

El segundo lanzamiento se llevó a cabo el 18 de noviembre de 1981 y en él se realizaron diversos experimentos científicos y tecnológicos, entre los que cabe destacar las pruebas de funcionamiento de un brazo robot, de construcción canadiense, cuya finalidad es depositar y retirar satélites artificiales de su órbita.

El tercer lanzamiento se realizó el 22 de marzo de 1982 y en el trancurso del vuelo se comprobó el comportamiento térmico de la aeronave, dirigiendo alternativamente sus distintas partes hacia el sol y manteniendo cada orientación durante largo tiempo.

También se realizaron comprobaciones, que se repiten en cada vuelo, del comportamiento de las distintas partes de la nave en los momentos más comprometidos, despegue y reentrada en la atmósfera, junto con comprobaciones de compatibilidad de los distintos elementos que componen el ingenio espacial.

Se probó nuevamente el brazo telemanipulador, para lo cual se colocó en su extremo un conjunto de instrumentos destinados a estudiar las modificaciones producidas en el entorno espacial por el gas y el polvo que se escapan de la areonave, conjunto que pesaba 160 kg.

Se realizaron también experiencias de producción de un enzima, uroquinasa, que puede constituir un medicamento contra la formación de coágulos sanguíneos, y cuyo aislamiento en condiciones de ingravidez es mucho más fácil que en los laboratorios terrestres. Por último se realizaron experiencias de fabricación de microsferas de polestireno en condiciones de ingravidez, las cuales son muy útiles tanto en el campo médico como en el industrial.

Finalmente, el 22 de junio de 1982 se realizó un cuarto lanzamiento del Columbia, en el cual se repitieron las mismas experiencias que en el vuelo anterior y se añadieron otras dos.

Una de ellas consistió en ia separación por elec-troforesis de materiales de interés biológico, para observar las características del proceso en condiciones de ingravidez. La segunda fue una experiencia de interés militar, y por tanto sometida a restricciones informativas.

Con todo, se sabe que se trataba de probar un telescopio de rayos infrarrojos enfriado por helio líquido, con el que se pretendía detectar la radiación calórica emitida por un misil en vuelo, y además distinguir entre las emitidas por cada tipo de misil. Con la puesta a punto de este telescopio los Estados Unidos tendrían la base para el establecimiento de una red de satélites de alerta.

Este cuarto vuelo ha sido la última prueba del programa norteamericano del transbordador espacial, el cual entra ahora en su fase de utilización práctica, durante la cual el Columbia alternará sus vuelos con las nuevas aeronaves Challenger, Discovery y Atlantics.

Ver: Transbordador Espacial

Fuente Consultadas:
La Enciclopedia del Estudiante Tomo 05 Santillana
Actualizador Básico de Conocimientos Universales Océano

El Mayor Telescopio del Mundo Monte Palomar Historia

HISTORIA DE SU CONSTRUCCIÓN Y SUS CARACTERÍSTICAS

Monte Palomar se encuentra situado a 1677 m sobre el nivel del mar, en el condado de San Diego, California, a unos 1000 Km al SE de Monte Wilson, donde se encuentra otro de los mayores observatorios del mundo. Ambos observatorios están regidos en la actualidad por el mismo director, según acuerdo del Instituto Tecnológico de California, en Pasadena, y la Institución Carnegie en Washington.

telescopio monte palomar (ee.uu.)

Situado a 80 Km. de Los Ángeles, en la cima del monte homónimo (vecino de Monte Wilson) nació de una idea de Hale que ambicionaba un telescopio de un tamaño enorme, dos o tres veces mayor que el telescopio Hooker, aunque no fuese seguro que pudiese realizarse un instrumento similar. Se encargó de buscar los fondos para un total que entonces era impresionante: cinco millones de dólares. Finalmente, obtuvo seis millones de dólares de la fundación Rockefeller, sólo un año antes de la gran recesión.

Es fácilmente accesible y está muy alejado de las luces de Pasadena y de Los Angeles; la cúpula brillante y resplandeciente del gigantesco y potente observatorio es visible desde muy lejos.

Durante el día, esta gran cúpula, de 41 m de altura, permanece cerrada. Mas por la noche empieza a girar silenciosamente, se abre una ancha rendija, permitiendo ver un sinnúmero de tubos, portantes y tirantes. Empieza a trabajar el telescopio gigante del Monte Palomar. Con su famoso reflector de 5 metros, permite echar una mirada al espacio que alcanza a ver sistemas de estrellas a una distancia de miles de millones de años luz.

Con este gran telescopio, el mayor del mundo, se podría distinguir una vela encendida a una distancia de 30 000 kilómetros y fotografiarla a 50 000 Km, lo que puede dar una idea exacta del extraordinario alcance de este fabuloso telescopio.

Una de las ciencias más antiguas en el mundo es la astronomía; los egipcios hace más de 4000 años conocían el curso de los planetas, sabían que la Tierra giraba alrededor del Sol, tenían un calendario solar; los mayas también estaban interesados en gran manera por esta ciencia, conocían al igual que los egipcios los planetas y contaban con un calendario casi tan exacto como el nuestro.

Una empresa estadounidense empleó cuatro años para la realización del espejo {de 1931 a 1935), el cual fue transportado con un tren especial hasta Pasadena, donde se procesó ópticamente. El telescopio fue inaugurado en 1948, diez años después de la muerte de Hale, quien no pudo ver terminado su proyecto. Pero el telescopio de 5 m recibió su nombre. Edwin Hubble se hizo cargo de la supervisión científica de las operaciones del telescopio y, con él, midió las distancias de muchas galaxias, haciendo una clasificación de ellas y consiguiendo elaborar un mapa de la distribución de las galaxias del universo cercano.

No es de extrañar que todos los pueblos y en todas las épocas se interesaran por las observaciones siderales ya que es algo que lo tenemos siempre sobre nuestras cabezas; basta alzar la vista al cielo para querer, instantáneamente, horadar con nuestras casi ciegas pupilas, los secretos inconmensurables de los infinitos espacios siderales. Por esta razón la astronomía es una de las ciencias que más constantemente, pero lentamente, ha ido avanzando.

Cada año, gracias a los aparatos más modernos, se hacen descubrimientos más interesantes que van a enriquecer el libro de oro de la Astronomía, en el cual aún quedan por llenar una cantidad infinita de páginas, tan infinita como el cosmos mismo.

El telescopio astronómico es un invento relativamente reciente. Con los primeros telescopios del siglo XVII fue posible descubrir tres satélites de Júpiter e investigar las estrellas del sistema de la Vía Láctea. En el transcurso de los siglos se intentó construir telescopios de lente (refractores) cada vez mayores. Pero no pudo superarse el diámetro de objetivo de 1 m. Las lentes de este tamaño son difíciles de pulir.

Existe además el peligro de que se curven, ya que una vez ante el tubo del telescopio, se han de sostener solamente con su borde. Por ello ya se pensó pronto en aprovechar las facultades amplificadoras del espejo cóncavo. Así surgieron los telescopios de espejo (reflectores). Ya que los espejos no se sostienen por el borde, sino sobre toda su superficie, pudo intentarse el uso de diámetros mayores, construyendo con ello instrumentos cada vez más sensibles a la luz. En los Estados Unidos se fundió en 1901 un reflector de 60 cm.

En 1917 le siguió el primer reflector de 250 cm, el telescopio Hooker del observatorio del Monte Wilson. El director del Observatorio Wilson era en aquel entonces el astrofísico George Ellery Hale (1868-1939), quien se había hecho famoso, entre otras razones, por la demostración de la aparición de campos magnéticos relacionados con las manchas solares. Hale sugirió la construcción de un telescopio reflector de 7,5 m. Mas no se hizo y tuvo que contentarse con un reflector de 5 m. cuya construcción ya fue bastante difícil.

EL TELESCOPIO SCHMIDT: En el observatorio de Monte Palomar también se encuentra otro telescopio muy famoso: el Schmidt, de 1,22 m. Se trata de un telescopio especial, exclusivamente diseñado para la fotografía que, gracias a una configuración óptica particular, permite obtener imágenes de grandes zonas del cielo prácticamente sin defectos ópticos. Con este instrumento, el mayor en su género (instalado también en 1948), se ha realizado un gran adas fotográfico de todo el cielo visible desde Monte Palomar.

La Fundación Rockefeller dispuso para este fin seis millones de dólares. Aún no se tenía ninguna experiencia en la fundición de un espejo tan grande. La General Electric efectuó varias pruebas con cristal de cuarzo, en que se gastaron 639 000 dólares, sin llegar a un resultado satisfactorio. Entonces se interesó la fábrica de vidrio Corning en producir un espejo de Pyrex.

Empezaron con espejos más pequeños, aproximándose poco a poco al tamaño deseado. La primera fundición fracasó, porque el terrible calor de 1350° C inutilizó el molde. Tuvieron éxito en el segundo intento, el 2 de diciembre de 1934. El espejo tuvo que enfriarse durante ocho meses.

Después se llevó el disco de 20 toneladas a Pasadena, donde empezaron los difíciles trabajos para pulirlo. Mientras tanto se construía el observatorio sobre el Monte Palomar. La construcción continuó durante seis años ininterrumpidamente; la segunda guerra mundial interrumpió de momento su construcción; mas al cesar las hostilidades los trabajos continuaron su ritmo.

Trece años después de la fundición, en noviembre de 1947, pudo llevarse el espejo pulido a través de una carretera construida especialmente para este fin y montarlo en el observatorio. Fue inaugurado el día 3 de junio de 1948 y bautizado con el nombre de “Telescopio Hale” en honor del que había sido precursor de este gran telescopio, George Ellery Hale, que por desgracia no pudo verlo acabado.

La cúpula, en su parte inferior, consta de oficinas, cuartos oscuros fotográficos, refrigeradores para materiales fotográficos, biblioteca, cuarto de recreo, comedor para los astrónomos y almacenes. Las paredes de todos estos departamentos están aisladas con aluminio laminado, los cuartos oscuros tienen unidades individuales para acondicionamiento de aire y todos los demás cuartos tienen calefacción regulada por termostatos.

La construcción con doble pared de la sección inferior así como la de la cúpula protege el interior de la misma del calor absorbido por las paredes exteriores durante el día. Las paredes interiores están además aisladas con gruesas secciones de aluminio laminado, que mantienen el telescopio protegido tan cerca como es posible de las temperaturas nocturnas.

Las cortinas que cierran la rendija en la cúpula por la que el telescopio ve, se mantienen cerradas durante el día y se abren al atardecer en preparación de la noche de trabajo. En el segundo piso se encuentran tres piezas de equipo. Una son las bombas de aceite a alta presión y los filtros que envían el fluido a las pilas de aceite que mantienen el peso del telescopio (500 toneladas). Otra es una serie de tableros con controles electrónicos remotos y kilómetros de cables, que van desde los motores hasta las partes movibles del telescopio y cúpula.

No menos importantes son los osciladores de cuarzo que controlan la frecuencia de la corriente eléctrica usada por el “reloj”, motor que mueve al telescopio de este a oeste durante la noche para compensar la rotación de la Tierra. El tercer piso tiene una superficie reforzada plana y está directamente bajo el telescopio. El telescopio sigue con toda ligereza los movimientos de las estrellas. Para ponerlo en movimiento basta un motor eléctrico de 60 watios.

En Monte Palomar existen además dos telescopios Schmidt de 45 y 120 cm, la abertura útil de su limbo corrector mide 123,75 cm y su espejo 183 cm de diámetro. El personal residente en este observatorio lo forman un intendente, un electricista en jefe, varios asistentes “de noche” que manejan los telescopios para los astrónomos y ayudantes, mecánicos, trabajadores de construcción y mantenimiento y sirvientes que mantienen la residencia en condiciones y preparan alimentos para todo el personal; las familias de este personal de operación viven en la montaña.

El personal puramente científico está dividido en dos grupos. El primero lo forman los científicos del Departamento de Astrofísica del Instituto Tecnológico de California y el segundo está en las oficinas de los observatorios de Monte Wilson y Palomar, a pocos kilómetros del Instituto.

Los astrónomos viven en Pasadena y van a Palomar solamente por cortos períodos, de dos a diez días, entonces son relevados por otros y regresan a Pasadena.

Ver Tabla Con Los Más Grande Telescopios del Mundo

IMPORTANTE ACLARACIÓN:
Se aprobó la construcción de un nuevo y gran telescopio
, que será el mas grande del mundo.

Nuevo Telescopio Más Grande del Mundo

El Consejo del Observatorio Europeo Austral (ESO) ha aprobado la construcción del European Extremely Large Telescope (E-ELT), el mayor telescopio del mundo. Tendrá un coste aproximado de 1.000 millones de euros y no entrará en funcionamiento hasta dentro de diez años. Su emplazamiento final estará situado en Cerro Armazones, en el Desierto de Atacama (Chile), a sólo 20 kilómetros de distancia del Very Large Telescope. El E-ELT será un telescopio óptico infrarrojo que tendrá una apertura de 39 metros y permitirá caracterizar exoplanetas con masas similares a la Tierra, estudiar poblaciones estelares en galaxias cercanas y realizar observaciones ultra-sensibles del universo profundo.

MAYOR TELESCOPIO DEL MUNDO EN CHILE

Fuente Consultada:
Las Grandes Maravillas del Mundo Fasciculo N°8

Mapa de la Luna Superficie de La Luna Crateres Mares y Montañas

¿Por qué vemos más de la mitad de la superficie lunar? Hoy, esta y otras preguntas relativas al movimiento de nuestro satélite ya tienen respuesta. Sin embargo, a pesar de que la Luna es el objeto celeste más  próximo a nosotros, calcular su órbita todavía es difícil: se han descubierto más de 37.000 factores que influyen en sus movimientos.

Hace millones de años la Luna estuvo bombardeada por distintos cuerpos celestes, como asteroides y  cometas, dejando una superficie característica , totalmente “rugosa y ondulada”, formada por miles de cráteres que pueden observarse a simple vista. Inicialmente fueron grandes cuerpos, mientras que en una segunda etapa,  los cuerpos que impactaban fueron mas pequeños, provocando cráteres mas chicos, y todo esto ocurrió hace unos 3800 millones de años aproximadamente.

 El análisis de impactos responde al nuevo catálogo de alta resolución de los cráteres lunares de 20 metros de diámetro o superior -que son 5.185 en total- que se ha hecho gracias a los datos tomados por el altímetro de la sonda espacial de la NASA Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO). China también está desde hace pocos años en un proyecto para fotografiar, estudiar y armar un meticuloso y fiel plano de la superficie lunar, por lo que ha enviado una nave que orbita la Luna consiguiendo imágenes en 3D. También estaría previsto enviar una nave no tripulada que alunizara.

Cráter Lunar

Cráter Lunar

INFORMACIÓN BÁSICA DE LA LUNA:
Durante e una órbita de la Luna alrededor de la Tierra, la distancia que separa ambos cuerpos celestes puede variar muchísimo: hasta 1/8 del valor medio. A la distancia máxima de la Tierra, el diámetro aparente de la Luna es aproximadamente 9/10 del que nos muestra cuando se encuentra a la distancia mínima.

Tampoco el perigeo y el apogeo son fijos. A pesar de que se trata del objeto celeste más cercano a la Tierra, calcular el movimiento de la Luna es una tarea difícil. Este tipo de medidas se refiere . siempre a los centros de los dos cuerpos celestes y no a sus superficies.

Deben considerarse también las perturbaciones debidas a la atracción gravitatoria del Sol, al abultamiento ecuatorial de la Tierra y a la influencia de los planetas. Además, la magnitud de las perturbaciones provocadas por todos estos cuerpos varía continuamente, ya que también varían las posiciones de cada uno de ellos en el sistema solar.

Las técnicas más modernas para medir la distancia Tierra-Luna se basan en el empleo del láser. Se envía un rayo láser a la Luna, el cual, por reflexión, vuelve a la Tierra. Sabiendo la velocidad del rayo enviado y calculando el tiempo que emplea en cubrir el recorrido de ida y vuelta, es posible obtener, con una diferencia muy pequeña (pocos centímetros), el valor que se busca. L; teoría que predice el comportamiento de la órbita lunar tiene en cuenta muchos factores periódicos, algunos de los cuales apenas modifican el valor en 2 cm.

Sin embargo, la precisión que se obtiene con el láser obliga a los astrónomos a tener presentes incluso las variables más pequeñas.

IMPORTANCIA DE LA DISTANCIA TIERRA-LUNA
Esta medida no sólo permite verificar nuestras teorías sobre el movimiento lunar, sino también conocer exactamente la distancia Tierra-Luna. Esta información es importante porque influye sobre otros fenómenos. Las mismas teorías sobre el material que forma el interior de la Luna dependen en parte de tales valores.

Gracias a esta medida, es posible obtener en un tiempo muy breve indicaciones exactas sobre la disminución de velocidad (no regular) de la rotación terrestre. La distancia de la Luna a k Tierra interviene también en la medición de la deriva de los continentes, cuyos desplazamientos pueden ser de algunos centímetros por año.

LA ÓRBITA LUNAR
El tiempo que emplea la Luna en efectuar una órbita completa merece un discurso especial: a pesar de que gira alrededor de la Tierra, ésta no está inmóvil en el espacio, sino que, a su vez, gira alrededor del Sol. Respecto a las estrellas que son fijas, un mes lunar dura 27,32 días (mes sideral), pero el tiempo que tarda la Luna en volver a la misma fase respecto a la Tierra es diferente, ya que interviene el movimiento de ambos cuerpos. Este intervalo, llamado mes sinódico, equivale a 29,5 días.

El plano de la órbita lunar no coincide con el terrestre (eclíptica), sino que está inclinado unos 5° 19′. Esto es importante porque gracias a la existencia de un ángulo entre los dos planos no se producen cada mes eclipses en la superficie terrestre.

Con el tiempo, los nodos -puntos de intersección de los dos planos- se mueven con un desplazamiento de 19° por año. También la línea de los ápsides -la que une el perigeo con el apogeo- se mueve, aunque en dirección opuesta. El período de este último movimiento es de 8,85 años.

ROTACIÓN Y TRASLACIÓN
Como ya se ha indicado en otras ocasiones, el movimiento de rotación y el de traslación están sincronizados, es decir, la Luna tarda el mismo tiempo en efectuar una rotación completa alrededor de su propio eje que en girar alrededor de la Tierra. Esto se debe a la fuerza gravitatoria terrestre, que, a lo largo del tiempo, ha hecho disminuir la velocidad inicial de la rotación lunar.

Una consecuencia interesante de ello es que los movimientos del Sol en el firmamento de la Luna son muy lentos: basta decir que el Sol permanece sobre el horizonte durantes 354 horas consecutivas y que el disco solar tarda mas de una hora en emerger completamente. En una semana, el Sol asciende desde el horizonte hasta el punto mas alto del firmamento, y en otra llega a la puesta. El eje de rotación de la Luna está poco inclinado respecto al plano de la órbita y, por lo tanto las variaciones estacionales son mínimas.

ALGO MAS SOBRE LA SUPERFICIE LUNAR…

Un paisaje totalmente desolado, más severo y más áspero que cualquier escenario terrestre, daría la bienvenida a un visitante de la Luna. Elevadas cadenas de montañas., imponentes picos dentados de más de 10.000 metros de altura se alzan sobre una superficie marcada con profundas hendiduras e innumerables cráteres, cubierta por una delgada capa de polvo de ceniza.

Uno de los caracteres más distintivos de la superficie lunar son los cráteres. Éstos varían de tamaño, desde pequeños hoyos hasta enormes depresiones de más de ICO Km. de ancho. Algunos están cercados por empinadas paredes que se elevan quizá a 5.000 metros sobre el piso del cráter y algunos kilómetros sobre la superficie genera! del “terreno”. Otros son depresiones poco profundas con paredes de sólo algunos cientos de metros de altura. Muchos tienen pisos a nivel, pero en otros casos se puede ver en el centro un pico solitario.

El origen de los cráteres ha sido motivo de gran número de discusiones. Dos hipótesis principales se formularon a este respecto: la que los atribuía a un origen volcánico, y la que los explicaba como debidos a grandes colisiones de cuerpos, tales como meteoritos, contra la superficie lunar.

La teoría volcánica adquirió bastante crédito antes de que los científicos comprobaran que era un hecho cierto la caída de meteoritos sobre la Tierra; fue necesaria une larga discusión, que se prolongó durante un siglo, antes de que todos los astrónomos aceptaran que la mayoría de los cráteres eran debidos a choques. De hecho, como luego pudo demostrarse, se pueden también hallar sobre la superficie de la Tierra cráteres formados de un modo semejante.

Uno de los más famosos, el cráter Meteoro, en Arizona, tiene 1.200 metros de ancho y 150 metros de profundidad. La razón de que la Tierra no esté marcada con cráteres, como la Luna, es porque el agua, el viento, y el hielo, han borrado en el trascurso del tiempo todas las huellas, excepto las de los cráteres más recientes.

Pero en la Luna no hay erosión alguna (ya que allí no existen el viento, el agua y el hielo), de modo que se guarda cuidadosamente la evidencia acumulativa de muchos millones de años de castigo meteorice Esta falta de erosión explica también la aspereza del paisaje. Actualmente se reconoce que existen también pequeños cráteres que no pueden ser debidos a choques y, por lo tanto, deben ser de origen volcánico, aun cuando su forma no es la de los volcanes terrestres. En este sentido, se plantea la cuestión de si la Luna se encontró en algún momento en forma de una masa fundida, a alta temperatura, o bien se formó a más baja temperatura a partir de materiales sólidos. Todos los indicios, resultantes de consideraciones de distintos tipos, parecen indicar que la Luna ha debido formarse a baja temperatura, si bien, desde luego, es posible que presente actualmente un interior parcialmente fundido.

La fuente de calor quizá no es su origen residual primitivo; al igual que actualmente se acepta para el origen de los volcanes terrestres, se puede derivar de acumulaciones de materiales radiactivos.

Otra interesante característica del paisaje luna-está constituida por la presencia de grandes áreas oscuras, que los primeros astrónomos creyeron que eran mares. Aunque actualmente se sabe que no son mares (no hay agua líquida en la Luna), continúan utilizándose los nombres antiguos. Un “mar” lunar es una especie de planicie seca situada a cierta distancia por debajo del nivel medio de la superficie. Así, por ejemplo, el océano de las Tormentas, que se sitúa totalmente a la izquierda en la fotografía de la superficie lunar. Un poco más al centro, en la parte superior, se halla el mar de las Lluvias (“Mare imbricum”), con la bahía o golfo de los Iris, de forma semicircular, en su parte superior.

En la parte de abajo, el mar de los Nublados. El astrónomo Gilbert, estadounidense, fue el primero que estudió con gran detalle las características de la imponente colisión que dio lugar a la formación de uno de estos mares, la que se ha denominado “colisión imbria”, por haber originado el mar de las Lluvias. Según todos los indicios, un enorme bólido, con un diámetro de más de 150 Km., incidió sobre la región del golfo de los Iris, procedente del noroeste, elevando una inmensa ola en todas las direcciones de la superficie lunar, pero especialmente en la dirección de su movimiento, esto es hacia el centro del disco visible de la Luna. La energía liberada por la colisión debió ser fabulosa.

Se estima que sería del orden de unos cien millones de veces superior a la de los mayores terremotos conocidos en la Tierra o, si se prefiere una medida más “actual”, ¡del orden de cerca de un billón de bombas atómicas! Un choque de esta magnitud debió producir efectos muy notables. La región afectada se pulverizaría hasta el grado de arena fina, una parte de la cual pudo extenderse sobre un área considerable. Grandes trozos de materia de la superficie lunar y del mismo meteorito fueron probablemente lanzados en alto para caer después en grandes bloques, formando varias masas montañosas. Trozos más pequeños, animados de grandes velocidades, produjeron surcos y estrías en la superficie, que se extienden a grandes distancias del área del choque.

En otras ocasiones la energía desarrollada por la colisión pudo originar la fusión de una parte del material, dando lugar a la formación de las corrientes de lava que parece ser la sustancia principal de algunos de los mares. Este tipo de fenómenos se especula que pudieron ocurrir durante un período del orden de un millón de años, hace unos 4.500 millones de años. Posteriormente, los cuerpos que cayeron sobre la Luna fueron más pequeños, produciendo cráteres menores.

Fuente Consultada: El Universo Enciclopedia de la Astronomía y del Espacio Tomo 3 – Movimientos y Fases de la Luna

Escala del Sistema Solar
Distancia a las Estrellas
La Vía Láctea
Más Allá de la Vía Láctea
Características del Módulo Lunar
La Fases De La Luna
El Hombre Llegó a la Luna
Lugares de Alunizajes

Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia

El enigma del origen del Universo siempre fue tema de estudio y discusión para los científicos. Hasta el presente, la teoría que mejor ha podido explicar este acontecimiento es la propuesta por el físico George Gamow (1904-1968), llamada teoría del Big-Bang o de la Gran Explosión. Está basada en las observaciones del astrónomo Edwin Hubble (1889-1953), quien demostró que las galaxias se alejan unas de otras continuamente.

BIG BANG

13.700 millones de años

Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
NACIMIENTO DEL SISTEMA SOLAR 4500 millones de años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
COLISIÓN PLANETARIA ORIGINA LA LUNA 4500 millones de años
PRIMEROS SIGNOS DE VIDA MICROSCÓPICA 3700 millones de años
PRIMEROS ORGANISMOS PLURICELULARES 500 millones de años
ALGUNOS ANIMALES EMERGEN DEL AGUA 400 millones de años
LA MAYOR EXTINCIÓN EN MASA 252 millones de años
APARICIÓN DE LOS DINOSAURIOS 240 millones de años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
DESARROLLO Y EXPANSIÓN DE LAS FLORES 150 millones de años
EVOLUCIÓN DE LOS MAMÍFEROS 150 millones de años
EXTINCIÓN DE LOS DINOSAURIOS 65 millones de años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
EXPANSIÓN DE LOS MAMÍFEROS POR LA TIERRA 55 millones de años
INICIO DE LA EDAD DEL HIELO 40 millones de años
LOS MONOS BAJAN DE LOS ÁRBOLES 7 millones de años
PRIMEROS HUMANOS PREHISTÓRICOS (homo habilis) 2.5 millones de años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
EVOLUCIÓN DEL LINAJE MODERNO EN ÁFRICA 130.000 años
DATACIÓN DE LA PINTURA RUPESTRE MAS ANTIGUA 30.000 años
NACIMIENTO DE LA AGRICULTURA Y GANADERÍA 10.000 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
ARMAS DE BRONCE, CABALLOS Y CARROS 3.500 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
COMIENZAN LOS JUEGOS OLÍMPICOS EN GRECIA 2.700 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
NACIMIENTO DEL BUDISMO 2.500 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
NACIMIENTO DEL CRISTIANISMO 2.000 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
EL IMPERIO ROMANO ALCANZA SU APOGEO 2.000 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
NACIMIENTO DEL ISLAM 1.500 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
LAS CRUZADAS 1.000 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
LA PÓLVORA Y EL PAPEL LLEGAN A OCCIDENTE 800 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
CONQUISTA EUROPEA DEL NUEVO MUNDO 500 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
CULTIVOS, ANIMALES Y ENFERMEDADES SE GLOBALIZA 400 años
REVOLUCIONES FRANCESA Y AMERICANA 250 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
ERA DE LOS IMPERIALISMO OCCIDENTALES 250 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
COMIENZA LA REVOLUCIÓN INDUSTRIAL 200 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
PRIMERAS VACUNAS 200 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
LA POBLACIÓN MUNDIAL SUPERA LOS 1000 MILLONES 180 años
FERROCARRIL, ELECTRICIDAD Y AUTOMOVILES 150 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
PRIMER VUELO CON MOTOR 100 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
GUERRAS MUNDIALES 80 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
DESCUBRIMIENTO DE LA ENERGÍA ATÓMICA 60 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
ERRADICACIÓN MUNDIAL DE LA VIRUELA 40 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
COLAPSO DE LA UNIÓN SOVIÉTICA 25 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
LA POBLACIÓN MUNDIAL SUPERA LOS 6000 MILLONES 10 años Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia
CIENTÍFICOS PREDICEN LA SEXTA EXTINCIÓN EN MASA 5 años

Aún hoy, después de tanto avances científicos y progresos en la exploración del espacio,  el origen del universo sigue siendo mi misterio. Los astrónomos no pueden más que recurrir a diversas hipótesis. Según la teoría del Big Bang, el universo que se observa en la actualidad se habría formado hace diez mil o veinte mil millones de años, debido a una explosión que formó una “bola de fuego primigenia” en cuya composición entrarían protones, electrones, fotones y neutrones, a una temperatura extremadamente alta; más de un millón de grados. Este gas, en permanente expansión, sería el que, al condensarse, dio origen a las galaxias y, dentro de ellas, a las estrellas y los planetas.

Los astrónomos no se han puesto de acuerdo acerca de la duración de esta expansión: ¿será indefinida, o en algún momento se detendrá? Algunos sugieren que podría detenerse poco a poco. Otros predicen que a la detención le seguiría una contracción y toda la materia volvería, entonces, a su condensación inicial; luego se produciría otra explosión, y el ciclo recomenzaría. También hay quienes sostienen que el universo no tendría principio ni fin, y que permanecerá por siempre en el estado actual. No obstante, debido a que el universo no es estático y hay una creación continua de materia para reemplazar a las galaxias que se alejan, las dos primeras teorías se consideran más consistentes.

Una galaxia es un inmenso sistema conformado por billones de estrellas. Las hay de diversos tipos: irregulares, espirales, elipsoidales; la Vía Láctea, que nos contiene, es una galaxia espiral. Los centros de las galaxias suelen ser luminosos; y en varias de ellas hay indicios de que se hubieran producido explosiones.

Las galaxias forman “racimos” con distinto número de componentes: de una veintena a miles. La Vía Láctea forma parte de un grupo de veinticuatro miembros, denominado Grupo Local, en el cual la más importante es la galaxia de Andrómeda, que tiene el doble del tamaño de la nuestra. En torno a las estrellas, pueden apreciarse nubes de gas y polvo, a veces visibles como en el caso de la nebulosa de Orión. Son estas nubes las que, al condensarse, dan origen a las estrellas.

Imagen del Universo

Nuestro sistema solar está conformado por el Sol y ocho planetas que gravitan a su alrededor. Los planetas siguen órbitas que, casi en su totalidad, están situadas en el mismo plano; y todos se desplazan en torno al Sol en el mismo sentido. El tiempo que tardan en dar una vuelta constituye el año de cada planeta: Mercurio, el más cercano, demora tres meses terrestres. Además de los planetas, entre Marte y Júpiter circulan cuerpos pequeños, bloques de rocas cuyo diámetro no suele pasar los pocos kilómetros. Se cree que estos asteroides son los restos de un planeta que, o bien se fragmentó, o no llegó a formarse jamás.

En la periferia del sistema existen, además, una serie de cuerpos que no alcanzan la categoría de planeta, como es el caso de Pintón, “degradado” recientemente, además de otros, descubiertos en los últimos años gracias a los nuevos instrumentos de detección, como Eris, Sedna y Xena. Además hay cuerpos de menor tamaño, como los meteoros. Son rocas que, al entrar en la atmósfera terrestre, se inflaman por el roce del aire y se convierten en estrellas fugaces. Los cometas, por su parte, son bloques sólidos cuya materia comienza a evaporarse a medida que se aproximan al Sol, lo que genera su característica cabellera de gases. Vienen do muy lejos, de más allá de los límites del sistema solar; algunos son periódicos, como el cometa Halley, que se aproxima al Sol cada 75 años.

El trabajo del astrónomo ha variado mucho desde que se estudiaba el movimiento de los astros a simple vista. Los medios de observación actuales —radiotelescopios, receptores espaciales, telescopios ópticos— surgieron del aporte de disciplinas variadas, como la óptica, la mecánica de precisión, le electrónica. Tanto la recolección como la interpretación de datos ya no corren por cuenta de astrónomos individualistas, sino que surgen del trabajo coordinado de un equipo interdisciplinario.

El astrónomo nunca podrá recurrir a la comparación directa del objeto de estudio ni podrá ver por sí mismo la estructura de un astro ni visitar un agujero negro, por lo que constante” mente debe recurrir a la reformulación de sus modelos teóricos. Esto implica un alto grado de interacción de las diversas ciencias, lo que hace de la astronomía actual una disciplina dinámica y en constante evolución, que con el tiempo puede brindar los frutos más inesperados.

EVOLUCIÓN DEL COSMOS

Tiempo cero

Existen cuatro fuerzas unificadas: la fuerza de gravedad, que atrae a los cuerpos; la nuclear débil, que mantiene unidas las partículas subatómicas; la nuclear fuerte, que une los núcleos atómicos y la electromagnética, que atrae a las cargas positivas y negativas. La materia y la energía están concentradas en un pequeño volumen. La temperatura es superior a los 1.011 °C. Se produce una gran explosión o Big-Bang. A partir de allí, el Universo comienza a expandirse.
10-43  10-43segundos después del Big-Bang. La fuerza de gravedad se independiza del resto de las fuerzas. El Universo se visualizaría del tamaño de una uva.
10-35  10-35segundos después del Big-Bang. Se independiza la fuerza nuclear fuerte. Abundan los quarks, los electrones, los positrones y los neutrinos.
1 segundo  1 segundo después del Big-Bang. El electromagnetismo y la fuerza nuclear débil se separa.  Se fusionan las primeras partículas formando los protones y los neutrones.
1 minuto 1 minuto después del Big-Bang. Se forman los núcleos de helio (He) y deuterio (H)
30 minutos 30 minutos después del Big-Bang. Continúa la expansión, la temperatura del Universo baja a 3 . 108 °C.
4 . 105 años después del Big-Bang. Se forman átomos de hidrógeno (H) y sus isótopos y helio (He). Comienza a separarse la radiación de la materia: se liberan microondas, que se expanden en todas las direcciones.
106 años después del Big-Bang.  Las nubes de gas (de hidrógeno y helio) se atraen por fuerzas gravitatorias. Aparecen las primeras galaxias y quasares. Se forman los primeros elementos químicos más pesados que el hidrógeno y el helio. Continúan la expansión y el enfriamiento.
109 años después del Big-Bang.  Se origina la Vía Láctea, galaxia espiral en la cual se encuentra el Sistema Solar.
109 años después del Big-Bang.  Se originan el Sol y los planetas (entre ellos la Tierra). En las estrellas se producen fusiones nucleares que dan origen a los restantes elementos.
109 años después del Big-Bang.  Se forman las primeras moléculas orgánicas en a Tierra
Época actual. 15 . 109 años después del Big-Bang.  Continúa la expansión. La temperatura de las radiaciones de microondas (descubiertas en 1965) es de apenas -270°C. Diámetro estimado del Universo actual: 30.000 millones de años luz (cada año luz equivale a 9,463 x 1012 Km.). El futuro del Universo es incierto. Algunas teorías estiman que seguirá expandiéndose, otras dicen que se contraerá y otras que ocurrirán ambas cosas alternativamente.

Fuente Consultada:
Grandes Inventos Que Cambiaron El Mundo Michael Spiers
Todo sobre nuestro mundo de Christopher LLoyd

 

Usos del Transbordador Espacial Misiones y Programas de la NASA

El Trasbordador Espacial
El Trasbordador Espacial, u orbitador, es el único vehículo espacial en el mundo que se puede volver a usar. Se eleva en el espacio montado sobre un gigantesco cohete y luego es capaz de volver a aterrizar como un avión. Puede estar listo para volver a usarse en sólo seis días y medio.

Carga pesada: Del mismo modo que los astronautas, el Trasbordador Espacial lleva equipaje. Satélites, sondas espaciales o laboratorios espaciales son llevados dentro del compartimiento de cargas.

Super aterrizaje: Frenos de carbón, un timón dividido en dos y alerones especiales reducen su velocidad. Al tocar la pista de aterrizaje se abre un paracaídas.

Protectores térmicos: Un escudo hecho de siliconas cubre al Trasbordador Espacial, protegiéndolo de una temperatura superior a 1.260 °C durante su entrada en la atmósfera.

Arranque: El despegue del Trasbordador Espacial está controlado automáticamente por computadoras a bordo de la nave por un centro de control desde la base en Tierra. La fuerza que desplegan los cohetes durante el despegue es tres veces mayor que la fuerza de gravedad de nuestro planeta.

Los gases calientes que emanan del cohete impulsan la nave espacial hacia arriba.
Toma sólo 50 minutos alcanzar la órbita terrestre.

Ver el Trasbordador Discovery Por Dentro

La flota de transbordadores. Con una flotilla de seis transbordadores, la NASA ha llevado a cabo apasionantes misiones en el espacio. Ésta es la historia resumida de cada uno de ellos.

Columbia. Su primer vuelo fue en 1981. Fue bautizado así en honor al buque que circunnavegó el globo por primera vez con una tripulación de estadounidenses. En 1998, puso en órbita la misión Neurolab para estudiar los efectos de la microgravedad en el sistema nervioso. Neurolab fue un esfuerzo colectivo entre seis agencias espaciales, incluyendo la Agencia Espacial Europea. Se desintegró durante su reentrada a la Tierra en febrero de 2003. Columbia voló 28 veces.

Challenger. Realizó su ‘primera misión en 1982. Recibió el nombre del buque inglés que exploró los mares en el siglo XIX. En 1984, el astronauta Bruce McCandless se convirtió en la primera persona en realizar una salida espacial autónoma en una unidad de maniobra individual. El Challenger voló 10 veces.

Discovery. Entró en acción en 1984. Bautizado en honor a uno de los barcos del explorador británico James Cook que lo condujeron a las islas del Pacífico Sur. En 1998 llevó a Pedro Duque por primera vez al espacio en una misión histórica en la que participó también el ex astronauta estadounidense John Glenn, el primer hombre de EE. UU. en orbitar la Tierra. Discovery llevó a cabo 30 misiones.

Atlantis. Su primer vuelo fue en 1985.Lleva el nombre del velero del Instituto Oceanográfico de Woods Hole, que fue el primer barco en ser usado para investigaciones marinas en Estados Unidos. En 1995 llevó al espacio la primera de nueve misiones para atracar en la Estación Espacial Mir. Atlantis viajó 26 veces.

Endeavour. Es el más joven de la flotilla y fue operativo en 1992. Está bautizado en honor al primer .buque del explorador
británico lames Cook en las islas del Radico Sur. En 2001 timo lamiswndeñstalarel brazo robot de la Estación Espacial Internacional. Votó oí 19 ocasiones.

Enterprise. Fue el primer modelo y se usó en pruebas tripuladas durante los noventa para estudiar cómo planeaba en el ale al ser soltado desde un anón. Sin embargo, nunca voló al espacio. Fue bautizado con el nombre de la nave espacial de la serie Star Trek.

Los últimos cinco cambios claves para volver al espacio

Calentadores: Colocar calentadores eléctricos cerca de los puntos de fijación del depósito externo para prevenir la formación de cristales de hielo. Además, diseñar espuma aislante que no se separe de las paredes del depósito en el despegue.
Paneles de Carbono Realizar análisis -rayos X, ultrasonido, corriente electromagnética y termografía- de los 44 paneles de carbono-carbono reforzado que recubren los bordes de ataque de las alas, el morro y las compuertas del tren de aterrizaje delantero antes de cada vuelo. Además, detectar brechas en estos paneles durante el vuelo e inventar formas de repararlas en órbita.
Videos y fotos Evaluar la condición del transbordador durante el despegue, usando cámaras de vídeo y fotografía de la más alta resolución.
Aislante térmico. El material aislante térmico que recubre los propulsores de aceleración es una mezcla de corcho con una pintura protectora colocada con tecnología puntera, que evita que el aislante se despegue en grandes fragmentos.
Capsula de Seguridad: Diseñar una cápsula de seguridad expulsable para los astronautas.

Paracaídas y vehículo de escape en emergencias: La NASA trabaja también en un sistema de escape por si algo va mal durante el despegue. En el Centro Espacial Marshall se están llevando a cabo ensayos con motores de cohetes en una serie de Demostraciones de Aborto en Plataforma que incluyen paracaídas y una cápsula similar al vehículo de escape.”El accidente del Columbia fue ocasionado por una serie de errores colectivos. Nuestro regreso al espacio debe ser un esfuerzo colectivo”, dice el director de la agencia, Sean O’Keefe. A medida que el personal de la NASA se repone de la tragedia y se prepara a volar nuevamente, es importante recordar que explorar el cosmos es una actividad sin duda peligrosa y lo seguirá siendo durante mucho tiempo. Por eso, cualquier medida de seguridad es poca.

Las Grandes Exploraciones de la Historia Cronologia Expediciones

Cuadro Cronológico de las Grandes Exploraciones

tabla de exploraciones

Leif Ericson Islandia c. 1001 Exploró Vinlandia, identificada (según diversas teorías) con las costas de Labrador, de la isla de Terranova, de Nueva Escocia y de Nueva Inglaterra.
Marco Polo Venecia 1271-1295 Viajó por Asia central, India, China, y el archipiélago Malayo.
Ibn Batuta Marruecos 1325-1349 Viajó por África, Oriente Próximo, India, China y las estepas de Asia central.
Gilianes Portugal 1433 Navegó hacia el sur bordeando la costa occidental de África, pasando el cabo Bojador.
Diogo Cam Portugal 1482-1486 Exploró la desembocadura del río Congo y parte de la costa de África occidental.
Bartolomeu Dias Portugal 1488 Exploró las bahías de Algoa y Mossel en Suráfrica, observando y dando nombre al cabo de las Tormentas, posteriormente rebautizado cabo de Buena Esperanza.
Cristóbal Colón Italia? 1492-1504 Descubrió América y estableció colonias durante sus cuatro viajes a través del Atlántico.
Giovanni Caboto Italia 1497-1498 Efectuó dos viajes bajo pabellón inglés. Exploró la isla de Cabo Bretón y Nueva Escocia; también navegó por las costas oriental y occidental de Groenlandia, la costa oriental de Labrador, la costa occidental de la isla de Baffin y una parte de la costa sur de Terranova.
Vasco da Gama Portugal 1497-1498 Navegando más allá del cabo de Buena Esperanza, llegó a Malindi, en la costa oriental de África, cruzando desde allí el océano Índico hasta Kozhikode (hoy Calicut), en India.
Américo Vespucio Italia 1499-1502 Navegó por el Caribe bordeando las costas de Sudamérica. El geógrafo alemán Martin Waldseemüller publicó los pormenores de su viaje y sugirió que se diese al Nuevo Mundo el nombre de América.
Alonso de Ojeda España 1499-1501 Exploró la costa norte de Sudamérica.
Vicente Yáñez Pinzón España 1499-1500 Partiendo desde España, llegó a las costas de Brasil no lejos de Recife, visitó la desembocadura del Amazonas y, a continuación, siguió hacia el norte hasta llegar a las Guayanas.
Pedro Álvares Cabral Portugal 1500 Llegó hasta las costas de Brasil y también dobló el cabo de Buena Esperanza.
Gaspar Corte-Real Portugal 1500 Exploró la costa nororiental de Labrador y Terranova.
Rodrigo de Bastidas España 1501 Exploró América central, tras descubrir las costas colombianas.
Sebastiano Caboto Italia 1508-1509 Recorrió Labrador en busca del paso del Noroeste, y posiblemente llegó incluso hasta la bahía de Hudson.
Juan Ponce de León España 1513 Descubrió y exploró Florida.
Vasco Núñez de
Balboa
España 1513 Exploró el istmo de Panamá y descubrió el océano Pacífico (al que llamó már del Sur).
Fernando de
Magallanes
Portugal 1519-1521 Exploró el estuario del río de la Plata, navegando luego hacia el sur y atravesando el estrecho que lleva su nombre. Desde allí, surcó el océano Pacífico hasta las islas Filipinas, donde murió asesinado. Fue el primero que navegó el globo en dirección Oeste hasta una longitud alcanzada previamente en un viaje en dirección Este.
Juan Sebastián
Elcano
España 1519-1522 Uno de los capitanes de la expedición de Magallanes. Tras la muerte de éste, Elcano, al mando de la Victoria (única nave superviviente de la expedición) volvió a España pasando por las Molucas y el cabo de Buena Esperanza. Así, fue el primero que circunnavegó el globo.
Hernán Cortés España 1519-1536 Exploró las costas orientales de México y Yucatán, conquistó México y exploró la Baja California.
Francisco Pizarro España 1524-1535 Exploró la costa occidental de Sudamérica y conquistó Perú.
Giovanni da
Verrazano
Italia 1524 Exploró la costa oriental de Norteamérica hasta Terranova, llegando hasta las bahías de Nueva York y Narragansett.
Álvar Núñez Cabeza
de Vaca
España 1527-1542 Exploró la región suroccidental de los actuales EEUU y el norte de México. Dirigió una expedición en la región del Río de la Plata y atravesó el sur de Brasil hasta Asunción del Paraguay.
Jacques Cartier Francia 1534-1536 Exploró la costa occidental de Terranova y el golfo de San Lorenzo, remontando el río homónimo hasta el actual emplazamiento de Montreal.
Hernando de Soto España 1539-1542 Exploró lo que es hoy el sureste de EEUU y parte del valle inferior del Mississippi (río que él mismo descubrió).
Hernando de
Alarcón
España 1540 Exploró el río Colorado tras demostrar la peninsularidad de Baja California.
Francisco de
Orellana
España 1540-1541 Siguió el curso del río Amazonas, desde sus cabeceras en los Andes hasta su desembocadura en el Atlántico.
Francisco Vázquez
de Coronado
España 1541-1542 Siguió el curso del río Colorado hacia el norte, divisando el Gran Cañón; exploró el sur de California, Nuevo México, el norte de Arizona y Texas, Oklahoma y el este de Kansas.
Pedro de Valdivia España 1540-1553 Exploró Chile.
Juan Rodrigues
Cabrillo
Portugal 1542-1543 Exploró la costa occidental de México y descubrió la bahía de San Diego (California).
Richard Chancellor Inglaterra 1553-1554 Navegó por el norte de Escandinavia hasta el mar Blanco, y continuó su viaje por tierra desde Arjanguelsk hasta Moscú.
Martin Frobisher Inglaterra 1576 Exploró la bahía que recibió su nombre y el estrecho de Hudson, en la búsqueda del paso del Noroeste.
Francis Drake Inglaterra 1577-1580 A bordo del Golden Hind, efectuó la segunda circunnavegación del globo.
John Davis Inglaterra 1585-1593 Rodeó la costa oriental de Groenlandia en dirección sur hasta el cabo Farewell, desde donde navegó por la costa occidental de Groenlandia hasta la bahía de Baffin. En un viaje posterior que realizó a Sudamérica, descubrió las Malvinas.
Willem Barents Países Bajos 1594-1597 Exploró Nueva Zembla, el mar y la isla que recibieron su nombre.
Walter Raleigh Inglaterra 1595-1616 Exploró las Guayanas, las costas de Trinidad y el río Orinoco en busca de El Dorado.
Pedro Fernandes
de Queirós
Portugal 1596-1606 Exploró las islas Marquesas y Salomón en el océano Pacífico.
Sebastián Vizcaíno España 1596-1603 Exploró la costa occidental de México entre Acapulco y Baja California; navegó hasta las bahías de San Diego y Monterrey.
Samuel de Champlain Francia 1603-1613 Remontó el río San Lorenzo hacia el norte hasta los rápidos de Lachine, al norte de Montreal; exploró la costa oriental de Norteamérica de norte a sur, desde Nueva Escocia hasta Vineyard Haven, fundó y dio nombre a Quebec, y exploró el lago que llevaría su nombre.
Henry Hudson Inglaterra 1609-1611 Exploró el río, el estrecho y la bahía que llevan su nombre.
Jakob Le Maire y
Willem Cornelis
Schouten
Países Bajos 1616-1617 Rodearon el extremo sur de Tierra del Fuego, atravesaron el estrecho de Le Maire, divisaron y dieron nombre al cabo de Hornos, y llegaron hasta las Molucas.
William Baffin Inglaterra 1616 Exploró la bahía que llevaría su nombre.
Abel Janszoon
Tasman
Países Bajos 1642-1644 Exploró Nueva Zelanda y las islas Tonga y Fiji, el golfo de Carpentaria y Tasmania, que recibiría ese nombre en su honor.
Jacques Marquette y
Louis Jolliet
Francia 1673 Navegaron por los ríos Wisconsin y Mississippi desde su curso superior hasta la desembocadura del río Arkansas; siguieron el curso del río Illinois hasta el lago Michigan.
René Robert Cavalier
de La Salle
Francia 1682 Navegó por el río Mississippi hasta su desembocadura en el golfo de México.
Vitus Jonassen Bering Dinamarca 1728-1741 Exploró el mar, el estrecho y la isla que lleva su nombre.
Pierre Gaultier
de Varennes,
señor de la Vérendrye
Canadá 1738-1742 Exploró Manitoba, Dakota del Norte, el oeste de Minnesota y, posiblemente, parte de Montana.
Samuel Hearne Inglaterra 1768-1771 Siguió el curso del río Coppermine hacia el norte, desde su cuenca hasta las costas árticas de Canadá.
James Cook Inglaterra 1768-1778 Exploró y cartografió la costa de Nueva Zelanda, completó la cartografía de las principales masas oceánicas del mundo y refutó la teoría de la existencia de un gran territorio inexplorado y habitable en el hemisferio sur; exploró las costas de la Antártida y de Hawai.
James Bruce Escocia 1770-1771 Visitó las fuentes del Nilo Azul, siguiendo el curso de este río hasta su confluencia con el Nilo Blanco.
Alexander Mackenzie Escocia 1789 Partiendo desde Fort Chipewyan (Alberta, Canadá), bordeó el Gran Lago del Esclavo, y siguió el curso del río que llevaría su nombre hasta su desembocadura en el Ártico.
Robert Gray Estados Unidos 1791-1792 Exploró Grays Harbor y la costa noroeste del Pacífico; llegó hasta el río Columbia (al que puso el nombre de su nave).
Mungo Park Escocia 1795-1796 Ascendiendo por el río Gambia, atravesó el norte de la región de Kaarta en Malí, llegando hasta el río Níger.
Meriwether Lewis y
William Clark
Estados Unidos 1804-1806 Partieron de Saint Louis, siguiendo por tierra el curso de los ríos Missouri y Columbia hasta llegar al océano Pacífico, y efectuaron el viaje de regreso.
Zebulon Montgomery
Pike
Estados Unidos 1806-1807 Dirigió expediciones hacia las cabeceras de los ríos Mississippi, Arkansas y Rojo; divisó el Pikes Peak.
John Davis Estados Unidos 1821 Primera persona en desembarcar en la Antártida.
Richard y John
Lander
Inglaterra 1830-1831 Navegaron el río Níger (África occidental) aguas abajo, estableciendo su curso y desembocadura.
James Clark Ross Inglaterra 1831-1843 Encontró la posición del polo norte magnético: descubrió el banco de hielo Ross en la Antártida, y cartografió la costa del cercano mar que también recibiría su nombre (Ross), en el mismo continente.
David Livingstone Escocia 1849-1859 Atravesó Suráfrica, explorando el lago Ngami, el río Zambezi, las cataratas Victoria y los lagos Chilwa y Nyasa (Malawi).
Heinrich Barth Alemania 1850-1855 Realizó exhaustivas exploraciones en África occidental, visitando el curso superior del río Benue y Tombuctú.
Richard Francis
Burton
Inglaterra 1854-1858 Hizo el peregrinaje a La Meca; exploró Somalia, Etiopía y el lago Tanganica.
John Hanning Speke Inglaterra 1856-1862 Exploró el lago Victoria, que identificó como una de las fuentes del Nilo.
Robert O’Hara Burke y
William John Wills
Irlanda 1860-1861 Primeros europeos que atravesaron el continente australiano de sur a norte.
Samuel White Baker Inglaterra 1861-1864 Exploró los afluentes del río Nilo en Etiopía, y el lago Alberto en África centro-oriental.
Henry Morton Stanley Gales 1874-1889 Exploró el lago Eduardo, cartografió el lago Tanganica y siguió el curso del río Congo desde Nyangwe hasta su desembocadura en la costa occidental de África. Más tarde exploró la cadena Ruwenzori (‘montañas de la Luna’) en África centro-oriental, y siguió el curso del río Semliki hasta sus fuentes en el lago Eduardo.
Verney Lovett
Cameron
Inglaterra 1875 Primer europeo en atravesar el África ecuatorial de este a oeste.
Francis Younghusband India británica 1886-1904 Viajó desde Pekín a Cachemira; posteriormente dirigió una expedición británica al Tíbet.
Sven Anders Hedin Suecia 1890-1908 Exploró el Turkestán chino, Tíbet y Mongolia; descubrió las fuentes de los ríos Indo, Brahmaputra y Sutlej.
Mark Aurel Stein Hungría 1900-1916,
1930
Realizó cuatro expediciones en Asia central, siguiendo las rutas de las caravanas entre China y Occidente, y cartografiando regiones poco conocidas.
Ludwig Mylius-Erichsen Dinamarca 1902-1907 Exploró las costas de Groenlandia.
Roald Engebrecht
Amundsen
Noruega 1903-1926 Atravesó por primera vez el paso del Noroeste; fue el primero en alcanzar el polo sur; y rodeó en dirigible el polo norte con el explorador estadounidense Lincoln Ellsworth y el italiano Umberto Nobile.
Ernest Henry
Shackleton
Irlanda 1907-1909 Localizó el polo sur magnético.
Robert Edwin Peary Estados Unidos 1908-1909 Primera persona, al parecer, en llegar al polo norte.
Hiram Bingham Hawai 1911 Exploró los territorios incas y descubrió las antiguas ruinas de Machu Picchu en Perú.
Harry St. John B. Philby Inglaterra 1917-1932 Cruzó Arabia de mar a mar. Primer europeo que visitó Najd.
Lincoln Ellsworth Estados Unidos 1925-1939 Exploró las Regiones árticas en avión, dirigible y submarino, cruzando la Antártida en avión.
Umberto Nobile Italia 1926 Sobrevoló sobre el polo norte con Amundsen y Ellsworth en el dirigible Norge, diseñado por él.
Richard Evelyn Byrd Estados Unidos 1926-1957 Sobrevoló los polos norte y sur; estableció la base Little America en el círculo polar antártico; dirigió numerosas expediciones que exploraron y cartografiaron las regiones costeras e interiores de la Antártida.
Bertram Thomas Inglaterra 1930-1931 Primer europeo en atravesar el Rub al-Khali, el gran desierto de Arabia Saudí.
Charles William Beebe Estados Unidos 1934 Descendió hasta una profundidad oceánica récord de 923 m en las aguas de las islas Bermudas, utilizando la batisfera de su invención.
John Rymill Inglaterra 1934-1937 Exploró la península Antártica.
Finn Ronne Estados Unidos 1946-1958 Determinó que la Antártida es un continente; exploró y cartografió la plataforma de hielo que lleva su nombre.
Edmund P. Hillary y
Vivian E. Fuchs
Nueva Zelanda
Inglaterra
1955-1958 Realizaron la primera travesía terrestre de la Antártida.
Año Internacional
Geofísico
1957-1958 Científicos de numerosos países realizaron descubrimientos en los campos de la climatología, la oceanografía, la naturaleza de la corteza terrestre y la geografía de la Antártida, entre otros.
Jacques Piccard y
Don Walsh
Suiza Estados Unidos 1960 Descendieron hasta una profundidad récord en la fosa de las Marianas (10.916 m), del océano Pacífico, utilizando el batiscafo Trieste.
Neil A. Armstrong y
Edwin E. Aldrin
Estados Unidos 1969 Primeras personas en caminar sobre la Luna.
Naomi Uemura Japón 1978 Primera persona en llegar sola al polo norte en trineo de perros.
Ranulph Fiennes y
Charles Burton
Inglaterra 1979-1982 Primeros en atravesar los dos polos en un solo viaje de circunnavegación del planeta.

Fuente Consultada: Enciclopedia Encarta

Historia de la Estacion Espacial Internacional Objetivos Megaproyecto

El Trasbordador Espacial
El Trasbordador Espacial, u orbitador, es el único vehículo espacial en el mundo que se puede volver a usar. Se eleva en el espacio montado sobre un gigantesco cohete y luego es capaz de volver a aterrizar como un avión. Puede estar listo para
volver a usarse en sólo seis días y medio.

Carga pesada: Del mismo modo que los astronautas, el Trasbordador Espacial lleva equipaje. Satélites, sondas espaciales o laboratorios espaciales son llevados dentro del compartimiento de cargas.

Super aterrizaje: Frenos de carbón, un timón dividido en dos y alerones especiales reducen su velocidad. Al tocar la pista de aterrizaje se abre un paracaídas.

Protectores térmicos: Un escudo hecho de siliconas cubre al Trasbordador Espacial, protegiéndolo de una temperatura superior a 1.260 °C durante su entrada en la atmósfera.

Arranque: El despegue del Trasbordador Espacial está controlado automáticamente por computadoras a bordo de la nave por un centro de control desde la base en Tierra. La fuerza que desplegan los cohetes durante el despegue es tres veces mayor que la fuerza de gravedad de nuestro planeta.

Los gases calientes que emanan del cohete impulsan la nave espacial hacia arriba.
Toma sólo 50 minutos alcanzar la órbita terrestre.

Ver el Trasbordador Discovery Por Dentro

Ecuación de Drake Posibilidades de Vida Extraterrestre

La detección de vida en otro punto del universo sería el mayor descubrimiento de todos los tiempos. El profesor de física Enrico Fermi se preguntó por qué, teniendo en cuenta la y la vastedad del universo, así como la presencia de miles  millones de estrellas y planetas que han existido durante de millones de años, ninguna civilización alienígena se ha puesto en contacto con nosotros. Esta era su paradoja.

Mientras charlaba con sus colegas a la hora del almuerzo en 1950. Fermi, al parecer, se preguntó: «¿Dónde están?». Nuestra galaxia contiene miles de millones de estrellas y hay miles de millones de galaxias en el universo, así que hay billones de estrellas. Si sólo una pequeña fracción de ellas tuviera planetas, eso suponía un gran número de ellos. Si una parte de esos planetas albergaba vida, debería haber millones de civilizaciones ahí afuera. Así que, ¿por qué no las hemos visto? ¿Por qué no se han puesto en contacto con nosotros?

Así pensaba Carl Sagan, respecto a la vida extraterrestre: ¿hay alguien ahí fuera con quien hablar? ¿Es posible, habiendo una tercera parte o una mitad de un billón de estrellas en nuestra galaxia Vía Láctea, que la nuestra sea la única acompañada por un planeta habitado?.

Es mucho más probable que las civilizaciones técnicas sean una trivialidad, que la galaxia esté pulsando y vibrando con sociedades avanzadas, y por lo tanto que no esté muy lejos la cultura de este tipo más próxima: quizás esté transmitiendo con antenas instaladas en un planeta de una estrella visible a simple vista, en la casa de al lado.

Quizás cuando miramos el cielo nocturno, cerca de uno de esos débiles puntos de luz hay un mundo en el cual alguien muy distinto de nosotros esté contemplando distraídamente una estrella que nosotros llamamos Sol y acariciando, sólo por un momento, una insultante especulación.

Es muy difícil estar seguros. Puede haber impedimentos graves en la evolución de una civilización técnica. Los planetas pueden ser más raros de lo que pensamos. Quizás el origen de la vida no es tan fácil como sugieren nuestros experimentos de laboratorio. Quizás la evolución de formas avanzadas de vida sea improbable. 0 quizás las formas de vida compleja evolucionan fácilmente pero la inteligencia y las sociedades técnicas requieren un conjunto improbable de coincidencias: del mismo modo que la evolución de la especie humana dependió del fallecimiento de los dinosaurios y de la recesión de los bosques en la era glacial; de aquellos árboles sobre los cuales nuestros antepasados se rascaban y se sorprendían vagamente de algo. 0 quizás las civilizaciones nacen de modo repetido e inexorable, en innumerables planetas de la Vía Láctea, pero son en general inestables; de modo que sólo una pequeña fracción consigue sobrevivir a su tecnología y la mayoría sucumben a la codicia y a la ignorancia, a la contaminación y a la guerra nuclear.

Ecuación de Drake: En 1961, Frank Drake trasladó a una ecuación la probabilidad de que una civilización alienígena con la que pudiéramos contactar viva en otro planeta de la Vía Láctea. Se conoce como la ecuación de Drake. Nos dice que existe la posibilidad de que coexistamos con otras civilizaciones, pero la probabilidad es bastante incierta. Carl Sagan sugirió una vez que hasta un millón de civilizaciones alienígenas podrían vivir en la Vía Láctea, pero más adelante rechazó su propia afirmación, y desde entonces otros científicos han considerado que esa cifra se reducía a una civilización, concretamente, la humana.

 número de estrellas en la galaxia Vía Láctea;  fracción de estrellas que tienen sistemas planetarios número de planetas en un sistema dado que son ecológicamente adecuados para la vida, fracción de planetas adecuados de por sí en los que la vida nace realmente, fracción de planetas habitados en los que una forma inteligente de vida evoluciona, fracción de planetas habitados por seres inteligentes en los que se desarrolla una civilización técnica comunicativa; fracción de una vida planetaria agraciada con una civilización técnica. =N

FORMULA DE DRAKE: Es posible continuar explorando este gran tema y hacer una estimación basta de N, el número de civilizaciones técnicas avanzadas en la Galaxia. Definimos una civilización avanzada como una civilización capaz de tener radioastronomía. Se trata desde luego de una definición de campanario, aunque esencial. Puede haber innumerables mundos en los que los habitantes sean perfectos lingüistas o magníficos poetas pero radioastrónomos indiferentes. No oiremos nada de ellos. N puede escribirse como el producto o multiplicación de unos cuantos factores, cada uno de los cuales es un filtro y, por otro lado, cada uno ha de tener un cierto tamaño para que haya un número grande de civilizaciones:


Nt, número de estrellas en la galaxia Vía Láctea;
fp, fracción de estrellas que tienen sistemas planetarios,
ne, número de planetas en un sistema dado que son ecológicamente adecuados para la vida,
fj, fracción de planetas adecuados de por sí en los que la vida nace realmente,
f¡, fracción de planetas habitados en los que una forma inteligente de vida evoluciona,
fc, fracción de planetas habitados por seres inteligentes en los que se desarrolla una civilización técnica comunicativa; y
fL, fracción de una vida planetaria agraciada con una civilización técnic
a.

Esta ecuación escrita se lee N = N*. fp . ne . f1 . fi . fc . fL Todas las efes son fracciones que tienen valores entre 0 y 1; e irán reduciendo el valor elevado de N0.

Para derivar N hemos de estimar cada una de estas cantidades. Conocemos bastantes cosas sobre los primeros factores de la ecuación, el número de estrellas y de sistemas planetarios. Sabemos muy poco sobre los factores posteriores relativos a la evolución de la inteligencia o a la duración de la vida de las sociedades técnicas. En estos casos nuestras estimaciones serán poco más que suposiciones. Os invito, si estáis en desacuerdo con las estimaciones que doy, a proponer vuestras propias cifras y ver cómo afectan al número de civilizaciones avanzadas de la Galaxia. Una de las grandes virtudes de esta ecuación, debida originalmente a Frank Drake, de Cornell, es que incluye temas que van desde la astronomía estelar y planetario hasta la química orgánica, la biología evolutiva, la historia, la política y la psicología anormal. La ecuación de Drake abarca por sí sola gran parte del Cosmos.

Conocemos N*, el número de estrellas en la galaxia Vía Láctea, bastante bien, por recuentos cuidadosos de estrellas en regiones del cielo, pequeñas pero representativas. Es de unos cuantos centenares de miles de millones; algunas estimaciones recientes lo sitúan en 4 x 1011. Muy pocas de estas estrellas son del tipo de gran masa y corta vida que despilfarran sus reservas de combustible nuclear. La gran mayoría tienen vidas de miles de millones de años o más durante los cuales brillan de modo estable proporcionando una fuente de energía adecuada para el origen y evolución de la vida de planetas cercanos.

Hay pruebas de que los planetas son un acompañamiento frecuente de la formación de estrellas. Tenemos los sistemas de satélites de Júpiter, Saturno y Urano, que son como sistemas solares en miniatura; las teorías del origen de los planetas; los estudios de estrellas dobles; las observaciones de los discos de acreción alrededor de estrellas, y algunas investigaciones preliminares de las perturbaciones gravitatorias de estrellas cercanas. Muchas estrellas, quizás la mayoría, pueden tener planetas.

Consideramos que la fracción de estrellas que tienen planetas, es aproximadamente de 1/3. Entonces el número total de sistemas planetarios en la galaxia sería N. fp = 1,3 x 1011 (el símbolo = significa aproximadamente igual a ). Si cada sistema tuviera diez planetas, como el nuestro, el número total de mundos en la Galaxia sería de más de un billón, un vasto escenario para el drama cósmico.

En nuestro propio sistema solar hay varios cuerpos que pueden ser adecuados para algún tipo de vida: la Tierra seguro, y quizás Marte, Titán y Júpiter. Una vez la vida nace, tiende a ser muy adaptable y tenaz. Tiene que haber muchos ambientes diferentes adecuados para la vida en un sistema planetario dado. Pero escojamos de modo conservador ne = 2. Entonces el número de planetas en la Galaxia adecuados para la vida resulta
N. fp
ne = 3 x 1011.

Los experimentos demuestran que la base molecular de la vida, los bloques constructivos de moléculas capaces de hacer copias de sí mismas, se constituye de modo fácil en las condiciones cósmicas más corrientes. Ahora pisamos un terreno menos seguro; puede haber por ejemplo impedimentos en la evolución del código genético, aunque yo creo que esto es improbable después de miles de millones de años de química primigenio.

Escogemos f1=1/3, implicando con esto que el número total de planetas en la Vía Láctea en los cuales la vida ha hecho su aparición por lo menos una vez es N* fp ne f1 = 1 x 1011, un centenar de miles de millones de mundos habitados. Esta conclusión es de por sí notable. Pero todavía no hemos acabado.

La elección de fi y de fc es más difícil. Por una parte tuvieron que darse muchos pasos individualmente improbables en la evolución biológica y en la historia humana para que se desarrollara nuestra inteligencia y tecnología actuales. Por otra parte tiene que haber muchos caminos muy diferentes que desemboquen en una civilización avanzada de capacidades específicas.

Tengamos en cuenta la dificultad aparente que para la evolución de grandes organismos supone la explosión del cámbrico, y escojamosfi x fc = 1/100; es decir que sólo un uno por ciento de los planetas en los cuales nace la vida llegan a producir una civilización técnica.

Esta estimación representa un punto medio entre opiniones científicas opuestas. Algunos piensan que el proceso equivalente al que va de la emergencia de los trilobites a la domesticación del fuego se da de modo fulminante en todos los sistemas planetarios; otros piensan que aunque se disponga de diez o de quince mil millones de años, la evolución de civilizaciones técnicas es improbable.

Se trata de un tema que no permite muchos experimentos mientras nuestras investigaciones estén limitadas a un único planeta. Multiplicando todos estos factores obtenemos: N* fp ne f1 fi fc = 1 X 109, mil millones de planetas donde han aparecido por lo menos una vez civilizaciones técnicas. Pero esto es muy distinto a afirmar que hay mil millones de planetas en los que ahora existe una civilización técnica. Para ello tenemos que estimar también fL.

¿Qué porcentaje de la vida de un planeta está marcado por una civilización técnica? La Tierra ha albergado una civilización técnica caracterizada por la radioastronomía desde hace sólo unas décadas, y su vida total es de unos cuantos miles de millones de años. Por lo tanto, si nos limitamos a nuestro planeta fL es por ahora inferior a 1/108, una millonésima de uno por ciento. No está excluido en absoluto que nos destruyamos mañana mismo. Supongamos que éste fuera un caso típico, y la destrucción tan completa que ninguna civilización técnica más o de la especie humana o de otra especie cualquiera fuera capaz de emerger en los cinco mil millones de años más o menos que quedan antes de que el Sol muera.

Entonces N = N* fp ne f1 fi fc fL = 10 y en cualquier momento dado sólo habría una reducida cantidad, un puñado, una miseria de civilizaciones técnicas en la Galaxia, y su número se mantendría continuamente a medida que las sociedades emergentes sustituirían a las que acababan de autoinmolarse. El número N podría incluso ser de sólo 1.

Si las civilizaciones tienden a destruirse poco después de alcanzar la fase tecnológica, quizás no haya nadie con quien podamos hablar aparte de nosotros mismos, y esto no lo hacemos de modo muy brillante. Las civilizaciones tardarían en nacer miles de millones de años de tortuosa evolución, y luego se volatilizarían en un instante de imperdonable negligencia.

Pero consideremos la alternativa, la perspectiva de que por lo menos algunas civilizaciones aprendan a vivir con una alta tecnología; que las contradicciones planteadas por los caprichos de la pasada evolución cerebral se resuelvan de modo consciente y no conduzcan a la autodestrucción; o que, aunque se produzcan perturbaciones importantes, queden invertidas en los miles de millones de años siguientes de evolución biológica. Estas sociedades podrían vivir hasta alcanzar una próspera vejez, con unas vidas que se medirían quizás en escalas temporales evolutivas de tipo geológico o estelar.

Si el uno por ciento de las civilizaciones pueden sobrevivir a su adolescencia tecnológica, escoger la ramificación adecuada en este punto histórico crítico y conseguir la madurez, entonces fL = 1 / 100, N= 107, y el número de civilizaciones existentes en la Galaxia es de millones. Por lo tanto, si bien nos preocupa la posible falta de confianza en la estimación de los primeros factores de la ecuación de Drake, que dependen de la astronomía, la química orgánica y la biología evolutiva, la principal incertidumbre afecta a la economía y la política y lo que en la Tierra denominamos naturaleza humana. Parece bastante claro que si la autodestrucción no es el destino predominante de las civilizaciones galácticas, el cielo está vibrando suavemente con mensajes de las estrellas.

Estas estimaciones son excitantes. Sugieren que la recepción de un mensaje del espacio es, incluso sin descifrarlo, un signo profundamente esperanzador. Significa que alguien ha aprendido a vivir con la alta tecnología; que es posible sobrevivir a la adolescencia tecnológica. Esta razón, con toda independencia del contenido del mensaje, proporciona por sí sólo una poderosa justificación para la búsqueda de otras civilizaciones.


Si hay millones de civilizaciones distribuidas de modo más o menos casual a través de la Galaxia, la distancia a la más próxima es de unos doscientos años luz. Incluso a la velocidad de la luz un mensaje de radio tardaría dos siglos en llegar desde allí. Si hubiésemos iniciado nosotros el diálogo, sería como si Johannes Kepler hubiese preguntado algo y nosotros recibiéramos ahora la respuesta.

Es más lógico que escuchemos en lugar de enviar mensajes, sobre todo porque, al ser novicios en radioastronomía, tenemos que estar relativamente atrasados y la civilización transmisora avanzada. Como es lógico, si una civilización estuviera más avanzada, las posiciones se invertirían.

Más de medio siglo después de que Fermi planteara su pregunta, todavía no hemos oído nada. A pesar de nuestros sistemas de comunicación, nadie ha llamado. Cuanto más exploramos nuestro vecindario local, más solitario parece. Ni en la Luna, ni en Marte, ni en asteroides ni en los planetas del sistema solar exterior se ha encontrado rastro alguno de signos concretos de vida, ni siquiera de la bacteria más simple. Tampoco hay signos de interferencia en la luz de las estrellas que pudieran indicar máquinas gigantes orbitando a su alrededor y cosechando energía de ellas. Y no es porque no haya mirado nadie. Dado lo que está en juego, se presta mucha atención a la búsqueda de inteligencia extraterrestre.

Búsqueda de vida ¿Cómo saldríamos a buscar signos de vida? La primera manera es buscar microbios en nuestro sistema solar. Los científicos han escudriñado las rocas de la Luna, pero son basalto inanimado. Se ha sugerido que los meteoritos de Marte podrían contener vestigios de bacterias, pero todavía no se ha probado que las burbujas ovoides de esas rocas hayan albergado vida alienígena o no se hubieran contaminado después de haber caído a la Tierra, o bien que se hayan producido por procesos naturales.

Las cámaras de naves y sondas han recorrido las superficies de Marte, de asteroides y ahora incluso de una luna del sistema solar exterior (Titán, que órbita Saturno). Pero la superficie de Marte está seca, y la de Titán está empapada de metano líquido y, por ahora, desprovista de vida. Europa, una luna de Júpiter, puede albergar mares de agua líquida debajo de su superficie congelada. Por tanto, el agua líquida tal vez no sea un artículo extraño en el sistema solar exterior, lo que aviva las esperanzas de que pueda encontrarse vida algún día.

Sin embargo, los microbios no van a venir a llamar a nuestra puerta. ¿Y qué hay de los animales o plantas más sofisticados? Ahora que se están detectando planetas alrededor de estrellas lejanas, los astrónomos planean diseccionar la luz que proviene de ellos en busca de algún vestigio de vida.

Fuente Consultada: COSMOS Carl Sagan

Medida de La Via Lactea Cantidad de Estrellas en la Galaxia Descripcion

Medida de La Via Láctea
Cantidad de Estrellas en la Galaxia

LA VÍA LÁCTEA: Los astrónomos saben ahora que el conjunto de estrellas que vemos durante la noche es parte de un gigantesco sistema. La forma de este sistema estelar se parece bastante a la de dos platos encarados con sus bordes en contacto y una especie de abultamiento en su parte central.

El sistema solar no está ni mucho menos cerca del centro de este sistema estelar, sino a unos dos tercios de él. Las estrellas aparecen concentradas con mayor densidad en la parte central y en la porción plana situada entre los dos bordes de los “platos”, esto es, en el plano central. Podemos darnos cuenta de esto al observar el cielo en una noche clara: una tenue banda luminosa atraviesa el cielo de un extremo al otro.

Los hombres primitivos ya se dieron cuenta de la presencia de esta banda luminosa muchas leyendas tuvieron su origen en ella, conociéndose con el nombre de Vía Láctea. Tras la invención del telescopio, los astrónomos observaron que está constituida por gran número de estrellas individuales, y ahora sabemos que tal conjunto de estrellas representa el plano central de nuestra Galaxia. Aunque el sistema solar esté situado cerca del borde de este. sistema estelar, la Vía Láctea se ve atravesando todo el, cielo eh forma de una batida rectilínea, tanto al norte como al sin del ecuador, lo cual indica que el sistema solar se encuentra el el plano central de la Galaxia, de modo que de cualquier lado que nos volvamos podemos observar esta densa reunión. de estrellas.

Cuando miramos hacia el cielo en una dirección distinta a la de la Vía Láctea, vemos que las estrellas no están ya tan agrupadas; por el contrario, aparecen muy repartidas por el firmamento. Esto es debido a que entonces miramos hacia fuera del plano central y a través de la parte menos densa de la Galaxia. En efecto, la Vía Láctea nos señala en el espacio la dirección del plano central del sistema de estrellas del cual el Sol es un miembro más.

Nuestra Galaxia es inmensa en comparación con la magnitud de las distancias estelares antes mencionadas. Desde la “parte superior a la inferior” —esto es, a lo largo del diámetro menor de su abultamiento central— tiene un espesor de 20.000 años-luz. Y desde un borde al otro la distancia es de 100.000 años-luz.

DESCRIPCIÓN DE LA VÍA LÁCTEA: DIMENSIONES, CANTIDAD DE ESTRELLAS Y CARACTERÍSTICAS

La mitología griega dice que la diosa Hera, esposa de Zeus, se negaba a amamantar al pequeño Hércules pues había sido fruto de una aventura. En una ocasión lo acercaron a su pecho mientras dormía, pero Hera despertó, lo retiró suavemente de su pezón y la leche se derramó por los cielos, dando forma a las brillantes constelaciones que admiramos en la noche.

Estos valores no incluyen, sin embargo, la distancia a ciertas estrellas que se encuentran por encima y por debajo de ‘la propia Galaxia. Algunas de estas estrellas están solas, pero la mayoría de ellas constituyen grandes cúmulos estelares. Estos cúmulos (denominados cúmulos globulares) forman una especie de halo alrededor de la Galaxia. Cada cúmulo lo forman millares y, a veces, decenas de millares de estrellas agrupadas en forma de esfera o de globo. El más cercano de ellos se encuentra a unos 20.000 años-luz del sistema solar.

Nuestra Galaxia, por lo tanto, está constituida por un conjunto de estrellas, la mayor parte de las cuales se encuentra en el plano o en el abultamiento centrales, junto con mi halo de estrellas individuales y de cúmulos globulares. En nuestro siglo los astrónomos han demostrado que la Galaxia contiene además una considerable cantidad de gas y de polvo.

Observado a través del telescopio, parte de este gas y polvo presenta el aspecto de grandes nubes luminosas nebulosas, de la palabra latina que significa nube. La más famosa de das estas nebulosas es la gran nube gaseosa de la constelación de Orión. A simple vista aparece como un puntito luminoso en medio de las tres estrellas que representan la espada de Orión. Pero aun a través de un pequeño telescopio se convierte en un objeto interesante para la observación.

Las estrellas del cúmulo abierto, denominado las Pléyades, están rodeadas de polvo iluminado por las mismas. Si barremos el cielo con un telescopio, descubriremos muchas más nebulosas que las que se aprecian a simple vista.

La propia Vía Láctea contiene gran número de ellas. Por ejemplo, nebulosas del tipo de las que presenta la Vía Láctea al cruzar Sagitario cubren regiones que miden centenares de años-luz, y muchas contienen brillantes estrellas sumergidas en su seno.

“La Vía Láctea es parte de un barrio cósmico más grande –un grupo de más de 35 galaxias conocido como el Grupo Local. Estas galaxias se mueven por el espacio como una sola unidad, unidas por su mutua atracción gravitatoria. El número de galaxias que pertenecen al Grupo Local es incierto, debido a que los astrónomos siguen encontrando nuevos residentes de este barrio galáctico. Por ejemplo, una de las galaxias del Grupo Local fue descubierta en 1997, a unos tres millones de años luz de la Tierra. Esta nueva galaxia es diminuta: sólo contiene un millón de estrellas aproximadamente, comparado con los cientos de miles de millones de la Vía Láctea.”

En muchas nebulosas gaseosas aparecen surcos y regiones oscuras. La Vía Láctea también presenta surcos entre las estrellas, como si existieran huecos en el fondo estrellado. Las regiones oscuras en la Vía Láctea, así como en las nebulosas gaseosas brillantes, son debidas a gas no luminoso y a polvo. Como veremos más adelante, los astrónomos pueden distinguir el gas carente de luz del polvo cósmico, pero aquí consideramos sólo el hecho de que ambos oscurecen la luz procedente de las estrellas y nebulosas brillantes situadas más allá de los mismos. Este efecto de cobertura en la Vía Láctea nos impide observar lo que debe ser una visión grandiosa.

Debido al gran número de nebulosas situadas entre nosotros y el centro de la Galaxia, no podemos ver el brillante y compacto conjunto estelar que constituye el núcleo de la Galaxia. Nuestros telescopios registran únicamente aquellas estrellas que están situadas de este lado de la densa parte central.

A pesar del problema inherente a la presencia del polvo y del gas oscuro, se ha descubierto que la totalidad de nuestra Galaxia experimenta un movimiento de rotación. El Sol  que es una estrella bastante común, toma parte en esta rotación cósmica, arrastrando consigo a la Tierra a los demás planetas. Como otras estrellas cercanas, el Sol se mueve a través del espacio a razón de 240 Km./seg, velocidad que permitiría dar la vuelta a la Tierra en poco más de dos minutos y medio. Aun así, la Galaxia es tan enorme, que el Sol tarda tarda 225  millones de años en completar una revolución. Este inmenso período de tiempo, denominado ano cósmico, cae fuera de nuestro significado al considerar que hace dos años cósmicos la vida en la Tierra estaba en sus albores, y hace menos de media centésima de año cósmico que apareció el hombre.

Todas las estrellas de la Galaxia intervienen en la rotación cósmica, aunque sus velocidades varían. Las situadas más hacia el centro de la Galaxia generalmente se mueven con mayor rapidez que las que se encuentran cerca del borde, Este movimiento alrededor de la Galaxia constituye el principal desplazamiento de las estrellas, pero cada una precedía a su vez pequeños movimientos locales. Dicho de otro-modo, las estrellas no se mueven alrededor del centro de la Galaxia como si se tratara de una masa sólida. Es más bien como si un grupo de personas se dirigiera a tomar el Metro durante las horas punta; aunque todas van en la misma dirección general, la trayectoria de cada individuo está constituida por muchos movimientos distintos, hacia la izquierda y hacia la derecha, a medida que evita el tráfico o a los demás peatones. Lo mismo sucede con las estrellas de nuestra Galaxia: la dirección general es la de giro alrededor del denso núcleo central.

Fuente Consultada:  Secretos del Cosmos Tomo 2 (Salvat)

EL Tamaño del Universo Distancias del Sistema Solar Planetas

Si se pudiera reducir el globo terráqueo al tamaño de una manzana, el hombre mediría en proporción una cienmilésima parte de milímetro. Ante él cualquier ínfimo bacilo o bacteria alcanzaría dimensiones verdaderamente monstruosas. Por otra parte, como el Sol es una esfera de materia incandescente, que supera en ciento nueve veces el diámetro de la Tierra, si mantuviéramos las proporciones anteriores este Sol estaría representado por un globo de nueve metros de diámetro, situado a casi 1 Km. del planeta que, con el tamaño de una manzana, significaría la Tierra. Pero en los límites de la familia solar, Plutón, el último y más distante de los planetas, figuraría como una bola de billar a 40 kilómetros del citado Sol de! ejemplo.

Ahora bien; sobre la bóveda infinita del espacio brillan las estrellas, enormes masas globulares de gases ardientes. La más próxima, denominada Alfa del Centauro, es otro sol similar al que nos ilumina, con casi su mismo peso y dimensiones. Al igual que todas las estrellas. Alfa del Centauro no permanece inmóvil. Surca el firmamento a una velocidad de 22 kilómetros por segundo, y debido a la enorme distancia que nos encontramos de ella, solamente a lo largo de siglos se apreciaría un movimiento casi imperceptible, puesto que dista de nosotros ¡42 billones de kilómetros!

Si se aplicara a esta distancia la misma proporcionalidad que se empleó al equiparar la Tierra con una manzana y se viera dónde habría que situar la estrella vecina, como se hizo con la distancia del Sol y Plutón, saltaría a la vista la imposibilidad de concretar el objetivo, ya que se necesitaría para esta escala un mapa de unos 260.000 kilómetros de amplitud, es decir, casi las dos terceras partes de nuestra distancia al satélite de la Tierra. Se puede comprobar, de este modo, que la proporción entre la estatura de un ser humano y su distancia a la estrella más cercana es igual a la que existe entre un organismo ultramicroscópico y 260.000 kilómetros.

Un poco más distante, otra brillante estrella de azul tonalidad atrae nuestra atención. Se trata de Sirio, notable por su magnitud en el espacio y por una estrellita que la acompaña y que constituyen con aquélla un sistema físico similar al que forman los planetas del sistema solar El diámetro de Sirio es 1,8 veces el del astro mayor, lo que no significa mucho; sin embargo, situado en el lugar de éste proporcionaría 40 veces más luz y calor del que actualmente suministra.

El misterio revelado
Con respecto a la diminuta estrella que gira en torno de Sirio corresponde aclarar someramente su singular historia. Poco luminosa y lejana, fue ignorada durante siglos por los estudiosos, quienes por razones de tipo especulativo intuían su existencia. Intentaremos explicarlo: la altura del Sol sobre ei horizonte varía con la hora del día; del mismo modo, respecto del movimiento de las estrellas se puede establecer exactamente la hora correspondiente a un momento determinado.

Debido a su gran luminosidad Sirio era utilizada por los astrónomos como estrella horaria. Pero en el firmamento ésta resultaba un astro poco puntual, que se retrasaba o adelantaba temporalmente. Observaciones posteriores permitieron constatar que la estrella describía en el firmamento una levísima órbita elíptica. Sin duda alguna, un astro perturbador, aún invisible, era el causante, con la atracción de su masa, del titubeante comportamiento de Sirio. Apelando a la ley de la gravitación universal se admitió la existencia de un nuevo astro, cuya órbita y posición fueron determinadas en 1850 por el astrónomo alemán Frederick Peters.

En 1862, mediante el uso de un anteojo, a la sazón recién fabricado, se lo descubrió inesperadamente y comenzó a plantearse un nuevo interrogante referido a la especial naturaleza de la materia que lo compone.

La incógnita fue revelada en 1924, cuando el astrónomo estadounidense Walter Adams, empleando el interferómetro de Michelson, logró la doble comprobación del efecto Einstein, y la confirmación de la extraordinaria densidad (23.000 veces más que la del platino) de la diminuta estrella. El “misterio” de la substancia radicaba en lo siguiente: en tamaño, el satélite de Sirio es sólo tres veces más grande que la Tierra, pero su masa es casi igual a la del Sol.

A fin de que toda esta materia pueda caber en tan escaso volumen hay que someterla a una intensa presión, comprimirla enormemente. Los átomos, elementos que componen toda materia, tienen un límite de resistencia mecánica, tras lo cual son deshechos en un confuso montón de núcleos y electrones que invaden y desbordan los espacios interatómicos. Roto el equilibrio interno del átomo, los espacios vacíos son cubiertos por los componentes de otros átomos triturados.

Así, el espacio ocupado disminuye y por lo tanto la densidad media (relación entre volumen y masa) se acrecienta. Era éste, pues, el íntimo secreto que guardaba en su seno la estrella más brillante del cielo.

La “fuga” del universo
Se se miden las velocidades de esos universos-islas se llega a la conclusión de que parecen alejarse entre sí, acrecentando su velocidad a medida que se van distanciando. Esta fuga desordenada no afecta las dimensiones propias de las galaxias, que, alejándose, siguen conservando su tamaño.

Habida cuenta de esto, y calculando el tiempo necesario para que todas esas islas estelares volvieran a juntarse marchando a idéntica velocidad, pero inversamente, se necesitarían unos 13.000 millones de años para volver a reunirse en un conjunto de estrellas distribuidas en un solo universo de manera uniforme.

Si a partir de este conjunto único de densidad estelar se han condensado en grupos de estrellas de modo similar a como suponemos que el gas primitivo se fue condensando en estrellas, sigue aún en pie uno de los tantos interrogantes que se plantea la astronomía, para cuya respuesta el hombre acude con su ciencia al más allá.

Con el misterio de la creación ha quedado atrás en el tiempo y sumida en las sombras del espacio, a 1.500millones de años de luz, una imperceptible manchita nebulosa: es nuestro universo. Confundido entre corpúsculos titilantes hay un sol que nos es familiar, y como un punto minúsculo, donde el hombre lucha por penetrar en el misterio de lo infinito, está la Tierra, nuestro planeta.

La mediciones indicadas mas abajo van variando según se logran técnicas
e instrumentos mas precisos para su medición

Magnitud
Visual
Distancia
Años-Luz
Diámetro
Años-Luz
Vía Láctea 97.800
Nube de Magallanes (mayor) 0,9 156.480 32.600
Nube de Magallanes (menor) 2,5 182.560 26.080
Sistema de la Osa Menor 228.200 3.260
Sistema del Escultor 8,0 270.580 7.170
Sistema del Dragón 326.000 4.560
Fornax 8,3 619.400  21.520
Sistema del León II 12,04 749.800 5.220
Sistema del León I 12,0 912.800 4.890
NGC 6822 8,9 1.500.000 8.800
NGC 147 9,73 1.858.000 8.780
NGC 185 9,43 1.858.000 7.500
NGC 205 8,17 2.217.000 16.300
NGC 221 (M 32) 8,16 2.217.000 7.820
IC 1613 9,61 2.217.000 15.300
Andrómeda (M 31) 3,47 2.217.000 130.400
NGC 538 (M 33) 5,79 2.347.200 55.420
Maffei I 11,0

3.260.000

 

Estrella Constelaciones Magnitud
Aparente
Distancia
Año-Luz
Sirio +
Canope +
Rigil Kent
Arturo
Vega
Rigel +
La Cabra +
Proción
Achernar
Hadar +
Altair.
Aldebarán +
Acrux +
Betelgeuse + + +
Antares +
La Espiga +
Pólux
Fomalhaut
Deneb
Mimosa
Régulo +
Adhara +
Bellátrix
Shaula
Alnath
Alfa del Can Mayor
Alfa de Argos (Carina) .
Alfa del Centauro
Alfa del Boyero
Alfa de la Lira
Beta de Orión
Alfa del Cochero (Auriga)
Alfa del Can Menor
Alfa de Erídano
Beta del Centauro
Alfa del Águila
Alfa del Toro
Alfa de la Cruz del Sur
Alfa de Orión
Alfa del Escorpión
Alfa de la Virgen
Beta de los Gemelos
Alfa del Pez Austral
Alfa del Cisne
Beta de la Cruz del Sur
Alfa del León
Epsilón del Can Mayor
Gamma de Orion
Lamda del Escorpión
Beta del Toro
-1,47
-0,71
-0,27
-0,06
0,03
0,08
0,09
0,34
0,49
0,61
0,75
0,78
0,80
0,85
0,92
0,98
1.15
1.16
1,26
1,28
1,33
1,42
1,61
1,61
1,64
8.7
300
4
36
26
850
45
11
75
300
16
65
270
650
400
220
35
23
.500
370
85
620
450
300
270
(+):Estrella Doble  (+++): Estrella Variable

Fuente Consultada: Mundorama Geografía General Tomo I

Astronomia: El Sistema Solar y sus Planetas Movimiento y Datos del Sol

CARACTERÍSTICAS DE LOS PLANETAS Y CUERPOS CELESTES

INTRODUCCIÓN  Sistema Solar es  sistema formado por el Sol, nueve planetas y sus satélites, asteroides,  cometas y meteoroides, y polvo y gas interplanetario. Las dimensiones de este sistema se especifican en términos de distancia media de la Tierra al Sol, denominada unidad astronómica (UA). Una UA corresponde a 150 millones de kilómetros.

El planeta más distante conocido es Plutón, su órbita está a 39,44 UA del Sol. La frontera entre el Sistema Solar y el espacio interestelar -llamada heliopausa– se supone que se encuentra a 100 UA. Los cometas, sin embargo, son los más lejanos del Sol; sus órbitas son muy excéntricas, extendiéndose hasta 50.000 UA o más.

El Sistema Solar es el único sistema planetario existente conocido, aunque en 1980 se encontraron algunas estrellas relativamente cercanas rodeadas por un envoltorio de material orbitante de un tamaño indeterminado  o acompañadas por objetos que se suponen que son enanas marrones o enanas pardas. Muchos astrónomos creen probable la existencia de numerosos sistemas planetarios de algún tipo en el Universo.

EL SOL Y EL VIENTO SOLAR El Sol es una estrella característica de tamaño y luminosidad intermedios. La luz solar y otras radiaciones se producen por la conversión del hidrógeno en helio en el interior denso y caliente del Sol . Aunque esta fusión nuclear convierte 600 millones de toneladas de hidrógeno por segundo, el Sol tiene tanta masa (2 × 1027 toneladas) que puede continuar brillando con su luminosidad actual durante 6.000 millones de años. Esta estabilidad permite el desarrollo de la vida y la supervivencia en la Tierra.

A pesar de la gran estabilidad del Sol, se trata de una estrella sumamente activa. En su superficie aparecen y desaparecen manchas solares oscuras lindando con intensos campos magnéticos en ciclos de 11 años. Los repentinos estallidos de partículas cargadas procedentes de las fulguraciones solares pueden provocar auroras y alterar las señales electromagnéticas de la Tierra; un continuo flujo de protones, electrones e iones abandona el Sol y se mueve por el Sistema Solar, formando espirales con la rotación del Sol. Este viento solar configura las colas de ion de los cometas y deja sus rastros en el suelo lunar; la nave espacial Apolo, en su misión a la superficie de la Luna, trajo muestras a la Tierra de estos rastros.

LOS PLANETAS PRINCIPALES 

En la actualidad se conocen nueve planetas principales. Normalmente se dividen en dos grupos: los planetas interiores (Mercurio, Venus, Tierra y Marte) y los planetas exteriores (Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y Plutón). Los interiores son pequeños y se componen sobre todo de roca y hierro. Los exteriores (excepto Plutón) son mayores y se componen, principalmente, de hidrógeno, hielo y helio.

Mercurio es muy denso, en apariencia debido a su gran núcleo compuesto de hierro. Con una atmósfera tenue, Mercurio tiene una superficie marcada por impactos de asteroides. Venus tiene una atmósfera de dióxido de carbono (CO2) 90 veces más densa que la de la Tierra; esto causa un efecto invernadero que hace que la atmósfera venusiana conserve mucho el calor. La temperatura de su superficie es la más alta de todos los planetas: unos 477 °C. La Tierra es el único planeta con agua líquida abundante y con vida.

Existen sólidas pruebas de que Marte tuvo, en algún momento, agua en su superficie, pero ahora su atmósfera de dióxido de carbono es tan delgada que el planeta es seco y frío, con capas polares de dióxido de carbono sólido o nieve carbónica. Júpiter es el mayor de los planetas.

Su atmósfera de hidrógeno y helio contiene nubes de color pastel y su inmensa magnetosfera, anillos y satélites, lo convierten en un sistema planetario en sí mismo. Saturno rivaliza con Júpiter, con una estructura de anillos más complicada y con mayor número de satélites, entre los que se encuentra Titán, con una densa atmósfera. Urano y Neptuno tienen poco hidrógeno en comparación con los dos gigantes; Urano, también con una serie de anillos a su alrededor, se distingue porque gira a 98° sobre el plano de su órbita. Plutón parece similar a los satélites más grandes y helados de Júpiter y Saturno; está tan lejos del Sol y es tan frío que el metano se hiela en su superficie.

Algunos asteroides son desviados hacia órbitas excéntricas que les pueden llevar más cerca del Sol. Los cuerpos más pequeños que orbitan el Sol se llamanmeteoroides.

Ampliar Sobre Este Tema: Leyes de Kepler

OTROS COMPONENTES Los asteroides son pequeños cuerpos rocosos que se mueven en órbitas, sobre todo entre las órbitas de Marte y Júpiter. Calculados en miles, los asteroides tienen diferentes tamaños, desde Ceres, con un diámetro de 1.000 km, hasta granos microscópicos.

Algunos se estrellan contra la Tierra y aparecen en el cielo nocturno como rayos de luz; se les llama meteoros. Los fragmentos rescatados se denominan meteoritos. Los estudios en los laboratorios sobre los meteoritos han revelado mucha información acerca de la condiciones primitivas de nuestro Sistema Solar.

Las superficies de Mercurio, Marte y diversos satélites de los planetas (incluyendo la Luna de la Tierra) muestran los efectos de un intenso impacto de asteroides al principio de la historia del Sistema Solar. En la Tierra estas marcas se han desgastado, excepto en algunos cráteres de impacto reciente.

Parte del polvo interplanetario puede también proceder de los cometas, que están compuestos básicamente de polvo y gases helados, con diámetros de 5 a 10 km. Muchos cometas orbitan el Sol a distancias tan grandes que pueden ser desviados por las estrellas hacia órbitas que les transportan al Sistema Solar interior. A medida que los cometas se aproximan al Sol liberan su polvo y gases formando una cabellera y una cola espectaculares. Bajo la influencia del potente campo gravitatorio de Júpiter, los cometas, adoptan algunas veces órbitas mucho más pequeñas. El más conocido es el cometa Halley, que regresa al Sistema Solar interior cada 75 años.

Su última aparición fue en 1986. En julio de 1994 los fragmentos del cometa Shoemaker-Levy 9 chocaron contra la densa atmósfera de Júpiter a velocidades de 210.000 km/h. Con el impacto, la enorme energía cinética de los fragmentos se convirtió en calor a través de explosiones gigantescas, formando bolas de fuego mayores que la Tierra.

Las superficies de los satélites helados de los planetas exteriores están marcadas por los impactos de los núcleos de los cometas. En realidad, el asteroide Quirón, que orbita entre Saturno y Urano, puede ser un enorme cometa inactivo. De forma semejante, algunos de los asteroides que cruzan la órbita de la Tierra pueden ser los restos rocosos de cometas extinguidos.

El Sol está rodeado por tres anillos de polvo interplanetario. Uno de ellos, entre Júpiter y Marte, es conocido desde hace tiempo como el origen de la luz zodiacal. De los otros dos anillos, que se descubrieron en 1983, uno está situado a una distancia del Sol de solamente dos anchos solares y el otro en la región de los asteroides.

MOVIMIENTOS DE LOS PLANETAS Y DE SUS SATÉLITES 

Si se pudiera mirar hacia el Sistema Solar por encima del polo norte de la Tierra, parecería que los planetas se movían alrededor del Sol en dirección contraria a la de las agujas del reloj. Todos los planetas, excepto Venus y Urano, giran sobre su eje en la misma dirección. Todo el sistema es bastante plano -sólo las órbitas de Mercurio y Plutón son inclinadas. La de Plutón es tan elíptica que hay momentos que se acerca más al Sol que Neptuno.

Los sistemas de satélites siguen el mismo comportamiento que sus planetas principales, pero se dan muchas excepciones. Tanto Júpiter, como Saturno y Neptuno tienen uno o más satélites que se mueven a su alrededor en órbitas retrógradas (en el sentido de las agujas del reloj) y muchas órbitas de satélites son muy elípticas. Júpiter, además, tiene atrapados dos cúmulos de asteroides (los llamados Troyanos), que se encuentran a 60° por delante y por detrás del planeta en sus órbitas alrededor del Sol. (Algunos satélites de Saturno tienen atrapados de forma similar cuerpos más pequeños). Los cometas muestran una distribución de órbitas alrededor del Sol más o menos esférica.

Dentro de este laberinto de movimientos, hay algunas resonancias notables: Mercurio gira tres veces alrededor de su eje por cada dos revoluciones alrededor del Sol; no existen asteroides con periodos de 1/2, 1/3, …, 1/n (donde n es un entero) del periodo de Júpiter; los tres satélites interiores de Júpiter, descubiertos por Galileo, tienen periodos en la proporción 4:2:1. Estos y otros ejemplos demuestran el sutil equilibrio de fuerzas propio de un sistema gravitatorio compuesto por muchos cuerpos.

Ampliar: Las Leyes de Kepler

TEORÍAS SOBRE EL ORIGEN A pesar de sus diferencias, los miembros del Sistema Solar forman probablemente una familia común; parece ser que se originaron al mismo tiempo.

Entre los primeros intentos de explicar el origen de este sistema está la hipótesis nebular del filósofo alemán Immanuel Kant y del astrónomo y matemático francés Pierre Simon de Laplace. (imagen) De acuerdo con dicha teoría una nube de gas se fragmentó en anillos que se condensaron formando los planetas. Las dudas sobre la estabilidad de dichos anillos han llevado a algunos científicos a considerar algunas hipótesis de catástrofes como la de un encuentro violento entre el Sol y otra estrella. Estos encuentros son muy raros, y los gases calientes, desorganizados por las mareas se dispersarían en lugar de condensarse para formar los planetas.

Las teorías actuales conectan la formación del Sistema Solar con la formación del Sol, ocurrida hace 4.700 millones de años. La fragmentación y el colapso gravitacional de una nube interestelar de gas y polvo, provocada quizá por las explosiones de una supernova cercana, puede haber conducido a la formación de una nebulosa solar primordial. El Sol se habría formado entonces en la región central, más densa. La temperatura es tan alta cerca del Sol que incluso los silicatos, relativamente densos, tienen dificultad para formarse allí.

Este fenómeno puede explicar la presencia cercana al Sol de un planeta como Mercurio, que tiene una envoltura de silicatos pequeña y un núcleo de hierro denso mayor de lo usual. (Es más fácil para el polvo y vapor de hierro aglutinarse cerca de la región central de una nebulosa solar que para los silicatos más ligeros.) A grandes distancias del centro de la nebulosa solar, los gases se condensan en sólidos como los que se encuentran hoy en la parte externa de Júpiter.

La evidencia de una posible explosión de supernova de formación previa aparece en forma de trazas de isótopos anómalos en las pequeñas inclusiones de algunos meteoritos. Esta asociación de la formación de planetas con la formación de estrellas sugiere que miles de millones de otras estrellas de nuestra galaxia también pueden tener planetas. La abundancia de estrellas múltiples y binarias, así como de grandes sistemas de satélites alrededor de Júpiter y Saturno, atestiguan la tendencia de la nubes de gas a desintegrarse fragmentándose en sistemas de cuerpos múltiples.

EL SOL

Está en el centro del Sistema. Con una masa del torno al 99,98% del total, es sin duda el astro rey y posee la atracción gravitatoria necesaria para evitar que el conjunto se disuelva y disgregue. Su edad es de aproximadamente unos 4600-5000 millones de años y se encuentra en lo que denominaríamos etapa intermedia o secuencia principal. Su comportamiento como estrella es extremadamente estable, lo que propicia la aparición y continuación de la vida sobre el planeta tierra.

Compuesto principalmente de hidrógeno y helio, su enorme masa le permitió en su día iniciar las reacciones nucleares que le dan las características propias de una estrella. El proceso que tiene lugar en el interior del núcleo solar es muy simple de explicar pero tremendamente complejo al mismo tiempo; Cuando comenzó a colapsarse la materia interestelar que originó el Sol, los átomos de hidrógeno rebotaban unos contra otros, de tal manera que la temperatura fue aumentando gradualmente, al mismo tiempo que por su enorme atracción gravitatoria el conjunto se comprimía más y más, hasta que estuvo lo suficientemente denso y caliente para que los átomos una vez chocaban ya no rebotarán los unos contra los otros debido a que la fuerza de repulsión natural era inferior a la fuerza de atracción gravitatoria, por lo que se combinaban para formar el átomo perteneciente al siguiente elemento de la tabla periódica.

En el caso del hidrógeno, al ser este el más abundante dentro de la esfera solar, su fusión daba como resultado la transformación al helio, su siguiente en la tabla periódica y por consiguiente una importante emisión de calor y luz. Cabe resaltar que el Sol, debido a que su masa no es lo suficientemente considerable, es incapaz de transformar elementos que estén por encima del hierro. Para que el Sol iniciara sus procesos nucleares internos hizo falta un largo período de aproximadamente mil millones de años.

ALGUNOS DATOS DEL SOL

  Descripción Sol Tierra Cociente (Sol/Tierra)
Masa (1024kg) 1.989.100 5,9736 332.950
GM (x 106km3/s2) 132.712 0.3986 332.950
Volumen (1012km3) 1.412.000 1,083 1.304.000
Radio volumétrico promedio (km) 696.000 6.371 109,2
Densidad promedio (kg/m3) 1.408 5.520 0,255
Gravedad (eq.) (m/s2) 274 9,78 28
Velocidad de escape (km/s) 617,7 11,2 55,2
Elipticidad 0,00005 0,0034 0,015
Momento de inercia (I/MR2) 0,059 0,3308 0,178
Período orbital sideral (días) 609,12 23,9345 25,449
Inclinación del eje (grados) 7,25 23,45 0,309
Velocidad rel. estrellas vecinas (km/s) 19,4
Magnitud visual V(1,0) -26,74 -3,86
Magnitud visual absoluta +4,83
Luminosidad (1024J/s) 384,6
Velocidad de conversión de masa (106kg/s) 4300
Producción promedio de energía (10-3J/kg) 0,1937
Emisión en la superficie(106J/m2s) 63,29
Tipo espectral G2 V
Presión central 2,477 x 1011bar
Temperatura central 1,571 x 107K
Densidad central 1,622 x 105kg/m3

 EL MOVIMIENTO DE LOS PLANETAS

Las Leyes de Kepler

En la Edad Media se utilizaba el antiguo modelo geocéntrico para predecir la posición de las estrellas y los planetas en el cielo, incluidos el Sol y la Luna. Sin embargo, era evidente que las predicciones no eran buenas más allá de unos pocos días. Los intentos por construir modelos basados en combinaciones complicadas de movimientos circulares mejoraron algo la situación pero distaba de ser satisfactoria. A pesar de todo, el modelo geocéntrico seguía siendo la regla principalmente porque era el modelo adoptado, por razones filosóficas, por la Iglesia Católica.

Nicolás Copérnico propuso un modelo del Universo que para la época era una lisa y llana herejía: la Tierra y los planetas giran alrededor del Sol en órbitas circulares. Este modelo lograba predecir con mayor precisión los cambios aparentes en la esfera celeste y de una manera matemáticamente mucho más simple, lo cual resultó muy atractivo para la navegación. Copérnico no pudo aportar evidencia observacional de la validez de su teoría, de modo que para la Iglesia se trataba de una simple herramienta de cálculo. Ya sea por este motivo o las obvias ventajas económicas de contar con tablas más simples y precisas, lo cierto es que Copérnico no terminó en la hoguera como el primero en proponer un modelo heliocéntrico: Giordano Bruno.

Galileo Galilei, un italiano cuya pasión por la física era rivalizada sólo por su afición por la buena mesa, enterado de la reciente invención del telescopio, se fabricó rápidamente uno y lo dirigió hacia el cielo. Entre las muchas cosas que vio, descubrió que el planeta Júpiter estaba cortejado por cuatro pequeñas estrellas, a las que llamó estrellas de Médici, en honor al Duque que lo auspiciaba económicamente. Un seguimiento rutinario lo convenció de que las cuatro estrellas no eran sino lunas que orbitaban en torno a Júpiter como la Luna alrededor de la Tierra. Su descubrimiento fue severamente criticado por la Iglesia pero el golpe mortal hacia la teoría heliocéntrica había sido dado: no todo en el Universo giraba alrededor de la Tierra. Era cuestión de tiempo hasta que el heliocentrismo pasara de ser una teoría conveniente a una teoría aceptada como correcta.

A pesar de todo, aunque más simples, las predicciones seguían siendo erróneas. Evidentemente algo no andaba bien con el modelo. Y no se podía decir que las observaciones estuvieran mal hechas. Tycho Brahe era, al igual que Galileo, aficionado a la Astronomía, al buen comer y al mejor vino. Afortunadamente, tenía por costumbre observar en estado de perfecta sobriedad y era muy bueno en lo suyo, aún sin contar con el telescopio, que no aparecería sino hasta unos años después.

Tras la muerte de Tycho, uno de sus discípulos, Johannes Kepler, logró con no poco esfuerzo, recuperar de la familia las notas observacionales para estudiarlas. Kepler contaba entonces con el mejor conjunto de observaciones de Marte de la época, el que usó para deducir sus famosas tres leyes descriptivas del movimiento orbital del planeta rojo.

La Leyes de Kepler (ver explicación detallada en este sitio)

Primera Ley: Los planetas se mueven en órbitas elípticas con el Sol en uno de los focos.
Segunda Ley: El radio vector Sol-Planeta barre áreas iguales en tiempos iguales.
Tercera Ley: El cubo del semieje mayor es proporcional al cuadrado del período orbital.

La Primera Ley: De la primera ley, deducimos que la distancia de un planeta al Sol varía continuamente a lo largo de la órbita. La figura de arriba muestra las características de la elipse. El Sol está en el foco F. El punto de distancia mínima se denomina perihelio, y el de máxima se llama afelio. El semieje mayor, indicado por aen la figura, es promedio de ambos. La distancia del foco al centro de la elipse (el segmento OF), indica el grado de apartamiento de la forma esférica, y su valor en términos del semieje mayor se llama “eccentricidad” de la elipse:

e = OF / a

En la figura vemos que la distancia al perihelio

dp = a .(1 – e)

mientras que al afelio

da = a.(1+e)

La Tierra, por ejemplo, está dos millones y medio de kilómetros más cerca del Sol en el perihelio que en el afelio. ¿Te animas a calcularlo?

La Segunda Ley: No sólo las distancias son variables, sino también la velocidad de los planetas en sus órbitas. Debido a que el momento angular debe conservarse (mantenerse constante), un planeta debe moverse más rápido cuando está cerca del Sol (perihelio), que cuando está en el afelio.

La Tercera Ley: También conocida como Ley Armónica, fue resultado de un esfuerzo de Kepler por encontrar algún tipo de regularidad en la mecánica del Universo. En este caso, encontró que el período orbital de un planeta (tiempo que demora en dar una vuelta en torno al Sol), está vinculado a su distancia promedio al Sol (es decir, el semieje mayor de la órbita), de modo que:

a3 = k. P2

La constante de proporcionalidad k dependerá de las unidades utilizadas. Por ejemplo, si el período se expresa en segundos y la distancia a en km, usando los valores para la Tierra, obtenemos

k = 3,4×109 km3/seg2

Lo cual no es evidentemente muy cómodo de recordar. Sin embargo, si expresamos a en unidades astronómicas y P en años, para la Tierra resulta:

k = 1 UA3/año2. De modo que para cualquier planeta, la 3ra. Ley se convierte sencillamente en

a3=P2  donde a está en UA y P en años.

Ejemplo: la distancia promedio de Neptuno al Sol es de 4.515 millones de kilómetros. Hallar su período orbital

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 TABLA CON DATOS SOBRE LOS PLANETAS

Ampliar: Sobre Los Planetas

DATOS CURIOSOS SOBRE NUESTROS SISTEMA SOLAR

Se estima que existen unos 14.000.000.000 de estrellas semejantes al Sol, en nuestra galaxia.

Las estrellas producen energía, casi siempre, por fusión nuclear. Por ejemplo, en la estrella más cercana, el Sol, los núcleos de Hidrógeno se unen formando Helio y liberando energía, consumiendo unos 700 millones de toneladas de Hidrógeno por segundo. Esta fusión se produce en el interior de la estrella y la energía se desplaza lentamente hasta su superficie, hasta que es liberada en forma de luz.

El Sol empezó a quemar Hidrógeno hace unos 4600 millones de años y actualmente está en la mitad de su ciclo de vida. Antes de morir, el Sol se convertirá en una gigante roja y posteriormente en una enana blanca. Igual que el Sol, morirán todas las estrellas y morirán todas las que aún no han nacido. Finalmente, llegará un momento en el que no existan estrellas. El Sol tiene un diámetro, en el ecuador, de 1.391.980 Km., una masa de 330.000 veces la de la Tierra, una gravedad 27,9 veces la de la Tierra y una densidad media de 1,41 (la del agua es 1).

El Sol no está donde lo vemos. Efectivamente, la luz del Sol tarda unos 8,3 minutos en llegar desde el Sol hasta la Tierra, por lo que siempre vemos el Sol donde estaba hace unos 8,3 minutos. Este desfase es mucho más pronunciado en otras estrellas, ya que la luz de otras estrellas tarda mucho más en llegar a la Tierra que la del Sol. Por ejemplo, la luz de la estrella Proxima Centauri, la más cercana a la Tierra (después del Sol), tarda 4,3 años, la estrella más brillante, Sirio A, está a 8,6 años luz y las estrellas de la constelación de Orión están entre 70 y 2.300 años luz.

El Diagrama H-R fue creado en 1905 por el astrónomo norteamericano Henry Russell y el astrónomo noruego Ejnar Hertzsprung. En este diagrama, se representa en un eje vertical el brillo (o luminosidad) de las estrellas y en un eje horizontal la temperatura (o color) de las estrellas. Así, cada estrella se representa como un punto en este diagrama. Representando así a las estrellas se observa que la mayoría de las estrellas cumplen que a mayor temperatura mayor luminosidad. Las estrellas así, como el Sol, se conocen como estrellas de la secuencia principal. También existen estrellas que son frías pero tienen una gran luminosidad y son llamadas “gigantes rojas” y estrellas que son muy calientes pero tienen una luminosidad muy pobre y son llamadas “enanas blancas”.

Las misiones Voyager I y II fueron lanzadas en Agosto y Septiembre de 1977 aprovechando una rara alineación de los planetas que permitía visitar muchos planetas de un sólo viaje. El Voyager I visitó Júpiter en 1979 y Saturno en 1980-81 igual que el Voyager II quien además visitó Neptuno en agosto de 1989. Ambos mandaron a la tierra unos 5 billones de bits de datos (incluyendo unas 100.000 fotos). El Voyager II pasará junto a la estrella Barnard en el año 8571 y junto a Sirio (la estrella más brillante de nuestro cielo nocturno) en el año 296036.

Los asteroides (o planetoides) son como pequeños planetas que giran alrededor del Sol. Más del 95% de ellos giran en unas órbitas situadas entre las de Marte y Júpiter en el llamado anillo principal de asteroides. El más grande de todos se llama Ceres y tiene poco más de 900 kilómetros de diámetro (la Tierra tiene 12756 kilómetros). Los astrónomos están convencidos que los meteoritos que caen a la Tierra (o a otros planetas) proceden en su inmensa mayoría de este cinturón de asteroides. Estos meteoritos al caer crean cráteres, los cuales, si son pequeños son borrados por la erosión terrestre. En la Luna, por ejemplo, al no haber atmósfera no hay erosión y los cráteres se conservan indefinidamente hasta que otros meteoritos los borren. En la Tierra es famoso el crater del desierto del Norte de Arizona (EE.UU.) llamado Meteor Crater que tiene 1200 metros de diámetro, 250 de profundidad y se creó hace entre 20.000 y 30.000 años aproximadamente. Los asteroides son el escenario principal del cuento de Antoine de Saint-Exupéry titulado “El principito” en el que un pequeño personaje vive en un asteroide (exactamente el B 612) con 3 pequeños volcanes (2 en actividad y 1 extinguido) que deshollina cuidadosamente y usa para calentar su desayuno.

Si comparamos el día y el año de los planetas del sistema solar con respecto al de la Tierra obtenemos los siguientes datos aproximados de cada planeta, indicando primero su día y luego su año (ver datos más exactos en la siguiente tabla): Mercurio (59 días, 3 meses), Venus (243 días, 7 meses), Marte (1 día, 1 año y 10.5 meses), Júpiter (10 horas, 12 años), Saturno (10 horas, 29.5 años), Urano (1 día, 84 años), Neptuno (1 día, 165 años) y Plutón (6 días, 248 años). Observe las curiosidades que se plantean: por ejemplo, en Mercurio veriamos un atardecer cada 59 dias (terrestres), mientras que en Saturno hay una puesta de Sol cada 10 horas.

La siguiente tabla contiene algunos datos físicos de los planetas del Sistema Solar. Hay que tener en cuenta que:

UA es la Unidad Astronómica y equivale a la distancia media de la Tierra al Sol (149,6 millones de Kilómetros).

Inclinación orbital: Es la inclinación de la órbita de cada planeta con respecto a la Eclíptica (órbita de la Tierra).

Periodo de rotación: Corresponde a la duración de 1 día (1 vuelta sobre su eje) en ese planeta medido en días de la Tierra. Un día de la Tierra dura 23 horas 56 minutos. Los 4 minutos que faltan para las 24 horas (del alba al alba) se deben al movimiento de traslación de la Tierra alrededor del Sol.

Periodo de revolución: Corresponde a la duración de 1 año (1 vuelta al Sol) en ese planeta medido en días o años de la Tierra.

Radio: No tiene que ser fijo, pues, por ejemplo la Tierra no es una esfera perfecta, sino que está ensanchada en el ecuador. Compárese con el radio del Sol, que es de 695.990 Km.

Big Bang

Origen de la Vida

Origen del Hombre

Teoría de la Evolución

El Vuelo de Gordon Cooper Faith 7 Viajes de la Exploración Espacial

Historia de la Exploración Espacial El Vuelo de Gordon Cooper Faith 7

El vuelo espacial de la “Faith 7”, además de ser el primero de importancia (en relación con los efectuados por los soviéticos), resultó de suma trascendencia ya que dio respuesta a distintos interrogantes.

Asimismo, su tripulante, Gordon Cooper, fue él primer astronauta que debió prescindir para el reingreso a la atmósfera y descenso en la Tierra del sistema automático maniobrado desde el centro espacial, resolviendo un problema estimado en ese entonces de la mayor gravedad.

Cooper estaba llamado a realizar luego proezas relevantes en el programa Géminis (junto a Conrad completó 120 órbitas), .pero fue, sin duda, en aquellos días de mayo de 1963. cuando resultó de una utilidad mayor para los técnicos y científicos de la NASA. Por otra parte, develó un enigma que se mantenía desde el vuelo de Johh Glenn: la presencia de partículas luminosas que, a manera de luciérnagas, seguían o aparecían cerca de las cápsulas espaciales.

Cooper demostró que no se trataba de partículas congeladas que se desprendían del vehículo —como se supuso en un primer momento— Sino que provenían de los pequeños motores de reacción de la cabina

Por todas estas circunstancias, trataremos de revivir los momentos vividos a bordo de la “Faith 7”, cuyas 22 orbitas indicaron que las diferencias se estaban acortando en relación con la URSS, no obstante que en ese mismo año, 1963, la astronáutica soviética seguiría sorprendiendo al mundo  con nuevos éxitos.

UN INSTANTE DRAMÁTICO: El lanzamiento se cumplió sin inconvenientes el 15 de mayo, en las condiciones Casi cosmonauta dentro de la cápsulade rutina en el centro espacial norteamericano. Lo que distó de ser “rutina” fueron las cosas que le ocurrieron al cosmonauta dentro de la cápsula. (imagen )

El primer problema se produjo en las instalaciones de eliminación de vapor de agua que se condensaba en el interior de su pesado traje de vuelo. Tuvo que accionar durante más tiempo que el previsto una bomba especial pero, aún así, el agua se acumuló en la escafandra, molestándolo bastante. A pesar de este inconveniente, realizó otro de los objetivos previstos lanzando un satélite: una pequeña esfera luminosa que tomó una órbita muy cercana a la de la astronave.

En la cuarta órbita, preocupado en la atención de otros aspectos de su misión, Cooper observó de pronto un resplandor atravesando la noche, Esto le causó un breve sobresalto hasta que comprobó que, simplemente, se trataba de dicho satélite.

Por un momento, supuso que se trataba de un cohete que pudiera haber sido disparado desde Tierra y no precisamente desde territorio norteamericano. Posteriormente estudió el misterio de las “luciérnagas” logrando establecer su procedencia.

Luego se dedicó a dormir. Sus periodos de sueño no superaron una hora, aunque posteriormente declaró que no recordaba nada de sus “siestas” en el espacio. Al despertaste se sintió un poco confuso, y por un momento no supo si se hallaba en un vuelo simulado; en la punta del cohete Atlas aguardando el momento de la partida o en su propia casa. Esta confusión fue la causa de que en tierra se le registrase una aceleración del pulso y una mayor presión sanguínea.

Durante las 34 horas 20 minutos que estuvo volando a alturas oscilantes entre los 161 (perigeo) y 272 kilómetros (apogeo) tuvo perfecta visibilidad y reconoció sin mayor esfuerzo los distintos accidentes geográficos que abarcaba su campo visual.

LA FALSA SEÑAL:

En la órbita 18, a 28 horas 59 minutos desde el momento del lanzamiento, una falla eléctrica dejó a oscuras la cabina. Cooper debió apelar a todas sus reservas para mantener la serenidad y solucionar el desperfecto. Cuando volvió la luz, advirtió que se habla encendido espontáneamente la “05G”. Esta solo debía encenderse cuando la nave espacial registrara el primer indicio de gravitación, o sea una vigésima parte de la gravedad terrestre. En consecuencia, de ser cierto lo que estaba viendo el astronauta, su nave habla comenzado a descender (lo cual era falso).

El mismo Cooper relatara la tremenda experiencia: “Al principio pensé que simplemente no le haria caso, pero luego decidí que eso no me convenía, pues el problema no se resolverla solo.” Al confirmársele que no estaba reingresando a la atmósfera terrestre, demostración de que el sistema, automático no funcionaba bien, realizó algunas pruebas. Así llegó a la conclusión de que dicho sistema, más que dañado, en realidad había dejado de funcionar. Asimismo, al fallas  del dispositivo eléctrico que dejó a oscuras la cabina, todos los controles automáticos quedaron eliminados (“Entonces decidí que reingresaría prescindiendo de todo lo que no fuera el instrumental manual”).

Tomar este tipo de decisiones “allá abajo”, en nuestro mundo, puede revelar un mayor o menor  grado de rapidez mental. Pero hacerlo a más de 200 kilómetros de altura sin saber si el vehiculo en el que se viaja está  o no cayendo o puede precipitase, convertido en una tea, en cualquier momento resulta sin duda una experiencia estremecedora.”

Y quien la pasa, revela un temple mucho más allá de lo común, casi sobrehumano. Lo importante es que la decisión confirmó algo que estaba previsto, pero no demostrado:hasta que punto el entrenamiento puede convertir a un hombre en un ser capacitado para las anís fantásticas empresas.

Cooper se mantuvo sereno. En Tierra no se registró una sola pulsación que demostrara temor frente al riesgo. Tranquilamente cumplió la órbita 22 estipulada y, de inmediato, anunció que descendería. Manualmente disparó los retrocohetes. La cana del cono apuntó hacia la superficie del planeta. Y allá fue.. (“La multiplicación de la fuerza de la gravedad al reingresar no presentó ningún problema. La oscilación no fue objetable. La maniobra resultó lo más fácil del mundo. … en verdad, más fácil de lo que  esperaba. Al soltar el paracaídas de estabilización, este se abrió con un traqueteo, un rugido y un golpe sordo…”)-

UN BARCO TRASTORNADO

Descendió muy cerca del portaaviones “Kearsarge”. En las partes altas de la nave, la marinería le saludaba agitando sus gorras “(Yo suponía, mejor aún, estaba seguro de que el barco se trastornaría”). Se sintió muy bien al comienzo, pero mientras le tomaban la presión sanguínea experimentó un ligero vahido.  Le tomaron de los brazos para que no cayese, y enseguida volvió a sentirse bien, Luego bebió varios litros de liquido (“Estaba completamente deshidratado y con una sed increíble”).

Más tarde fueron los agasajos, los honores, la familia, El astronauta que había estado más cerca de la muerte; el que abrió los caminos para la gloria de otros de sus camaradas, volvió a vivir. Una trampa del destino quedó atrás.

En la dimensión fantástica de la “era espacial”, una coincidencia sellé los avances prodigiosos de poco más de una década. Cooper cumplió su vuelo casi exactamente a 36 años del día en que Charles Lindbergh, en su “Sprit of Saint Louis” saltaba sobre el océano en vuelo sin etapas para unir Nueva York con Paris. ‘El Águila Solitaria”, en 33 horas 29 minutos, volando a lo largo de 5800 kilómetros, abrió un camino en una fecha en la que Cooper tenía dos meses de edad. El intrépido de la “Faith 7”, en sus 22 órbitas, habla cubierto 960.000 kilómetros, los suficientes, para ir y volver a la Luna, Y todo ello en una hora más que el asombroso piloto de aviones correo que estremeció al mundo con su hazaña.

Foto Panorámica de la Luna con Nombres de Crateres y Mares

GRAN FOTO DE LA LUNA CON SUS NOMBRE DE CRÁTERES Y MARES
(Ideal Para Observar con el Telescopio)

ALGUNOS DATOS DE LA LUNA
A diferencia de la Tierra, la Luna no está achatada en los polos, y su forma es muy parecida a la de una esfera. El eje mayor difiere del menor en 1,5 Km. aproximadamente, y el eje más largo es el que está vuelto hacia la Tierra. De todas las lunas del sistema solar, la nuestra y Garante (de Plutón) son proporcionalmente las mayores respecto al planeta en torno al cual giran.

En términos absolutos, Io, Ganímedes y Calisto (de Júpiter), Titán (de Saturno) y Tritón (de Neptuno) tienen un diámetro mayor, pero todas orbitan alrededor de gigantes gaseosos mucho mayores que la Tierra. El centro de masas del sistema Tierra-Luna se encuentra en el interior de la Tierra, a 4.635 Km. del centro. Por tanto, sería más correcto en un mes lunar hablar de rotación de ambos cuerpos alrededor de un centro común.

Ver: Información General y Datos Científicos de la Luna

Resumen de la Vida de las Estrellas Evolucion Estelar Vida y Muerte Estrella

Resumen de la Vida de las Estrellas y Su Evolución Estelar

LA VIDA DE UNA ESTRELLA

Las estrellas tienen una fuente interna de energía. Pero, al igual que todo tipo de combustible, sus reservas son limitadas. A medida que consumen su suministro de energía las estrellas van cambiando y cuando se les acaba, mueren. El tiempo de vida de las estrellas, aunque muy largo comparado con las escalas de tiempo humanas, es, por lo tanto, finito.

A medida que envejecen sufren profundos cambios en sus tamaños, colores y luminosidades, siempre como consecuencia de la disminución de sus reservas. Para aumentar su expectativa de vida, la estrella lucha continuamente contra la fuerza gravitatoria que intenta contraerla. Las distintas etapas evolutivas son sucesiones de contracciones que terminan cuando la estrella comienza a quemar otros combustibles que mantenía en reserva y logra establecer una nueva situación de equilibrio.

Galaxias y estrellas del universo

El factor más importante en el desarrollo de una estrella es su masa inicial. Las estrellas más masivas tienen mayores temperaturas centrales y, en consecuencia, producen energía y consumen combustible a un ritmo creciente. Este hecho fue determinado observacionalmente y se llama relación masa-luminosidad. Podría parecer que las estrellas más masivas, las que tienen más combustible, deberían tener vidas más largas. Pero en realidad sucede exactamente lo contrario. Al igual que con el dinero o la comida, la duración del combustible estelar depende tanto de la cantidad disponible como del ritmo de consumo. Por ejemplo, la vida del Sol será de 10 mil millones de años. Una estrella de masa 10 veces mayor tiene 10 veces más combustible, pero lo quema a un ritmo tan grande (de acuerdo a la relación masa-luminosidad) que termina de consumirlo en 30 millones de años. En el otro extremo, una estrella de 0,1 M0 brillará durante 3 billones de años antes de morir.

¿Cómo se mide la masa, esa propiedad fundamental que determina completamente la estructura y evolución de una estrella?

El único método de determinación directa de masas es el estudio del movimiento de estrellas binarias. Las estrellas dobles o binarias están muy próximas entre sí y cada estrella gira alrededor del centro de gravedad del par. Aplicando a estos sistemas las leyes de Newton es posible deducir su masa. Sin embargo, la masa de cada estrella del sistema se puede determinar sólo en el caso de que el sistema binario sea ecipsante (es decir cuando una de las estrellas eclipsa a la otra). Estas mediciones, aunque pocas en número, son interesantes porque a partir de ellas se han podido establecer algunos resultados que dieron la clave para comprender la evolución estelar.

Una manera indirecta de determinar la masa estelar es usando la relación masa-luminosidad que pudo ser establecida cuando se desarrolló una de las herramientas más poderosas con que cuentan los astrofísicos, el diagrama R-R que consideraremos a continuación.

Se han observado estrellas muy masivas, hasta 120 M0, pero ¿hay una masa mínima para las estrellas? La respuesta a esta pregunta está todavía en estudio. Las estrellas de menor masa observadas son Ross 614B, de 0,08 M0 y Luyten 726-8B con 0,04 M0, pero la mayoría de las estrellas tienen masas de entre 0,3 y3 M0.

EL DIAGRAMA H-R  

En el año 1911 el astrónomo danés E. Hertzsprung comparó la magnitud absoluta y la luminosidad de estrellas pertenecientes a varios cúmulos. Trazó la curva de variación de uno de estos parámetros en función del otro y observó que los puntos no estaban esparcidos al azar en el diagrama, sino que se distribuían a lo largo de una línea bien definida. En 1913, el astrónomo norteamericano H. Russell llegó a la misma conclusión con datos de otras estrellas. Mostró empíricamente la existencia de una relación entre la luminosidad y temperatura estelares. El diagranta resultante se llama diagrama Hertzprung-Russell (H-R), y está representado en la figura.

La posición de unaa estrella en el diagrama H-R depende de su estado de evolución, y por eso la estructura y la historia de nuestra galaxia se pueden estudiar con este instrumento básico. Así como los botánicos pueden estimar la edad de un árbol a partir de la cantidad de anillos de su tronco, los astrónomos encuentran en el H-R la herramienta que les permite estimar la edad de una estrella.

Diagrama estelar E. Hertzsprung

El diagrama Herzprung-Russell. Cada estrella se representa según su magnitud absoluta, que mide su brillo intrínseco, y su tipo espectral, que refleja su color y su temperatura. Esta última aumenta hacia la izquierda

Un examen en el diagrama H-R de las estrellas con distancias conocidas muestra que no están distribuidas al azar, sino que muchas (entre ellas el Sol) están agrupadas en una banda angosta sobre la diagonal, llamada secuencia principal. Otro grupo de estrellas, la rama de las gigantes, se extiende horizontalmente sobre la secuencia principal. Las estrellas con luminosidades mayores que las gigantes se llaman supergigantes, mientras las estrellas sobre la secuencia principal se llaman enanas.

Estudiando los sistemas binarios se pudo establecer que la luminosidad de una estrella de secuencia principal es proporcional a su masa elevada a la potencia 3,5. Es decir que una estrella 2 veces más masiva que el Sol será 11 veces más 1 luminosa. Esta relación masa-luminosidad es una forma de estimar la masa de una estrella que no pertenece a un sistema binario a partir de su luminosidad, con la condición de que pertenezca a la secuencia principal, lo que se puede determinar, como veremos, con criterios espectroscópicos.

Las cantidades fundamentales que definen este diagrama se pueden medir con distintos parámetros, dándole así distintas formas. El H-R clásico usa dos cantidades: el tipo espectral (que es una determinación cualitativa de la temperatura) y la magnitud absoluta.

El tipo espectral

La única fuente de información sobre la naturaleza de las atmósferas estelares es el análisis de su espectro, del que se pueden hacer dos tipos de aproximaciones: cuantitativas y cualitativas.

Como hemos visto en el capítulo anterior, el análisis cuantitativo pernúte determinar los parámetros físicos que describen la atmósfera estelar. El análisis cualitativo descansa en la simple observación de que los espectros pueden agruparse en familias: esta clasificación espectral considera sólo la apariencia del espectro en el visible. Según ella, las estrellas se ordenan en 7 clases principales (de acuerdo a su temperatura) a las que se designa con las letras O, B, A, F, G, K y M. Para tener en cuenta las diferencias de apariencia entre espectros de la misma clase fue necesario establecer una subdivisión decimal, y entonces el tipo espectral se representa por BO, B1, B2, …, B9, AO, A1…

La clasificación espectral se basa en la presencia o ausencia de líneas de ciertos elementos, lo que no refleja una composición química diferente de las atmósferas sino sólo las diferencias de temperatura atmosférica.

Así el H, que es el elemento más abundante del universo y del que todas las estrellas tienen casi la misma abundancia, predomina en las líneas espectrales de estrellas con temperaturas cercanas a lO.0000K, porque la excitación del átomo de H es máxima a esta temperatura. En las atmósferas de las estrellas más calientes, de tipo espectral o, el H está casi todo ionizado y entonces no produce un espectro significativo de líneas de absorción.

En las atmósferas de estrellas frías (por ejemplo de tipo espectral K) los átomos de H son neutros (no ionizados) y prácticamente todos están en el estado fundamental, no excitado. El espectro de líneas así producido pertenece principalmente al rango ultravioleta, no observable desde la Tierra, mientras que las líneas de H observadas en el visible son muy débiles.

Las estrellas de tipo o que son las más calientes, muestran en sus espectros líneas de He ionizado, pero no líneas de H. Yendo a tipo BO hasta AO la intensidad de las líneas de He también decrece cuando las condiciones de temperatura no son favorables y la de los metales (elementos más pesados que el He) crece para tipos espectrales correspondientes a temperaturas más bajas. En las estrellas más frías, las líneas de metales neutros se hacen más y más intensas y aparecen bandas características de moléculas.

Las clasificación en “gigantes” y “enanas”, tiene sentido sólo para un dado tipo espectral. Si se consideran dos estrellas del mismo tipo espectral, una de la secuencia principal y la otra de la rama de las gigantes, las dos muestran gran diferencia en luminosidad. Como son del mismo tipo espectral, tienen la misma temperatura.

La diferencia de luminosidad se origina entonces en la diferencia de tamaño. Comparemos, por ejemplo, dos estrellas de clase M. La luminosidad de la gigante es 10.000 veces mayor que la de la enana (o de secuencia principal). Por lo tanto su área superficial debe ser 10.000 veces mayor y entonces el radio de la gigante será 100 veces mayor que el de la enana. (La ley de Stefan-Boltzmann dice que:  L es proporcional a R2.T4).

Las estrellas que aparecen por debajo de la secuencia principal son las enanas blancas, cuyos radios son muy pequeños.

NACE UNA ESTRELLA

Como ya hemos dicho la vida estelar es una sucesión de contracciones. La primera gran contracción es la de la nube interestelar que crea la estrella. La cuna de las nuevas generaciones de estrellas en nuestra galaxia parece estar en las nubes interestelares de átomos y moléculas. La densidad promedio del medio interestelar en la galaxia es de cerca de un átomo por cm3. La formación de una estrella requiere una densidad 1024 veces mayor. El único mecanismo capaz de actuar a grandes distancias y de originar tal factor de compresión es la fuerza de la gravedad, que juega aquí un papel esencial. Por otro lado el movimiento térmico de las moléculas y el movimiento turbulento del gas interestelar producen una presión que impide una contracción abrupta impuesta por el campo gravitatorio.

Cuando la gravedad rompe este equilibrio se puede formar una estrella o un grupo de estrellas. En términos muy generales, esto sucede cuando la masa de la nube sobrepasa una cierta masa crítica. Una nube colapsará si, por ejemplo, su masa aumenta por colisiones con nubes más pequeñas, pero su temperatura promedio sólo aumenta ligeramente, o si la masa de una nube permanece constante, pero su temperatura disminuye, de manera que la presión no puede frenar el colapso. Estas dos situaciones podrían ocurrir simultáneamente. Los cálculos indican que en nubes con masas mayores que unas 2.000 M0 la gravedad gana sobre las fuerzas de presión. La nube se hace gravitatoriamente inestable y se contrae más y más rápido. Como la masa de una estrella típica es unas 1.000 veces menor, hay que concluir que la nube se fragmenta.

Los complejos moleculares gigantes muy fríos, con temperaturas de unos 10 a 90 0K, son los lugares reconocidos de formación estelar. Sus masas son muy grandes; alcanzan hasta 1.000.000 M0. El polvo de la nube oculta las nuevas estrellas al astrónomo óptico, pero éstas se pueden detectar en el infrarrojo.

Hay un tipo de nubes moleculares pequeñas, llamadas “glóbulos de Bok”, algunos de los cuales se han observado en contracción gravitatoria. Su velocidad de colapso es de aproximadamente medio km/seg, y su radio es del orden de 2 años luz. Si nada frena su colapso, estos glóbulos se condensaran en estrellas dentro de 1.000.000 años, lo cual, en términos de la vida total de la estrella, es un período muy breve.

Estos objetos aislados (que se ven como zonas negras contra el fondo de la Vía Láctea) ilustran los modelos teóricos de formación estelar. La región central, altamente comprimida y mucho más densa que la periferia, atrae a la materia que la rodea. La temperatura aumenta progresivamente y la presión se hace suficientemente alta como para parar momentáneamente el colapso del núcleo.

Poco a poco toda la materia en la envoltura cae hacia la protoestrella. Cuando su temperatura pasa los 10 millones de °K, comienzan las reacciones termonucleares, es decir el autoabastecimiento de energía. En este momento la estrella entra en la secuencia principal y comienza su vida normal. En las galaxias espirales, como la nuestra, las estrellas se forman en los brazos espirales, donde se encuentran el polvo y el gas interestelares.

La observación de estrellas en formación o estrellas muy jóvenes junto con su ambiente provee importantes contribuciones a la teoría de formación estelar. En el esquema presentado la formación de estrellas está directamente relacionada a la evolución de las nubes moleculares, pero aunque es el caso más estudiado, no es el único. Una forma de aprender más sobre formación estelar es investigar galaxias vecinas.

La formación estelar en la Gran Nube de Magallanes presenta algunos problemas para este esquema: en una región llamada 30 Dorado se observan unas 50 estrellas O y B asociadas con una nube de 50 millones de M0 de hidrógeno neutro. No hay polvo en esta región ni se ha detectado ninguna nube molecular. Esto muestra claramente que la teoría de formación estelar basada en nubes moleculares no explica todos los nacimientos estelares. Este es un tema de gran actualidad en astrofísica que todavía no está resuelto.

La protoestrella entra al diagrama H-R por la derecha (la parte roja o fría), en el momento en que la temperatura central se hace suficientemente alta (recordemos que bajo compresión la temperatura de un gas aumenta) y la estrella comienza a convertir H en He. La posición inicial de la estrella en el H-R define la llamada secuencia principal de edad cero (ZAMs). Cuanto más masiva nace una estrella más arriba comienza su vida de secuencia principal y más luminosa es.

La posición de la ZAMS sobre el diagrama H-R depende de las composiciones químicas de las estrellas que se forman. La abundancia de metales (elementos más pesados que el He) aumenta de generación a generación, a medida que las estrellas más viejas evolucionan y enriquecen el medio interestelar con elementos pesados. En consecuencia la ZAMS se desplaza cada vez más hacia la derecha sobre el H-R a medida que la galaxia envejece, y este corrimiento permite estimar la edad de la galaxia.

La secuencia principal representa la primera pausa y la más larga en la inexorable contracción de la estrella. Durante este intervalo las estrellas son hornos nucleares estables y a esta estabilidad debemos nuestras propias vidas, ya que el Sol se encuentra en esta etapa. A medida que la estrella envejece se hace un poco más brillante, se expande y se calienta. Se mueve lentamente hacia arriba y a la izquierda de su posición inicial ZAMS.

Evolución de las Estrellas

Para una persona, incluso para una toda generación de seres humanos resultaimposible observar una única estrella para descubrir todo lo que le sucede en el transcurso de su existencia, ya que la vida estelar media es del orden de los miles de millones de años. Identificar y ordenar las distintas etapas en la vida de las estrellas, puede compararse con obtener una fotografía en conjunto de todos los habitantes de una ciudad; en la foto se tendría una visión de las posibles fases o estadios de la vida humana: habrían recién nacidos, niños, adultos, ancianos, etc.

Al analizar la imagen obtenida de cada persona y clasificándola de acuerdo a cierto carácter, podría establecerse el ciclo de la vida humana con bastante precisión; se podría estimar el ciclo completo, captado en un único instante de tiempo en la fotografía de conjunto.

Debido a la cantidad y a la gran variedad de estrellas existentes, se logra tener una idea de su evolución observando estrellas en las diversas fases (o etapas) de su existencia: desde su formación hasta su desaparición. Al respecto se debe tener en cuenta que, efectivamente, se han visto desaparecer estrellas (por ejemplo, la supernova de 1987) como también se han hallado evidencias de la formación de otras nuevas (como en el profundo interior de la Nebulosa de Orión, por ejemplo).

Ya mencionamos que en el estudio de las estrellas, se utilizan parámetros físicos como la temperatura o la masa, entre otros. Pero debe señalarse también otra de las técnicas usuales en Astronomía, denominada Espectroscopía.

La luz estelar se descompone en su gama intrínseca de colores, llamándose “espectro” al resultado de esa descomposición cromática (la palabra espectro que significa “aparición”, fue introducida por I. Newton, quien fue el primero es descubrir el fenómeno). En el espectro de las estrellas, además de los colores, aparecen ciertas líneas o rayas bien nítidas. Esas líneas o mejor dicho, cada una de las series de líneas, se corresponde, según su posición en el espectro, por una parte con la T de la superficie estelar y por otra, con los elementos químicos presentes en la atmósfera de la estrella.

Diferentes elementos químicos absorben o emiten luz según la temperatura a que se encuentren; de esta manera la presencia (o ausencia) de ciertos elementos en la atmósfera de la estrella, indica su temperatura.

Los astrónomos han diseñado un sistema de clasificación de estrellas, de acuerdo a las características que presentan sus respectivos espectros. En ese esquema, las estrella s se ordenan desde las más calientes a las más frías, en tipos espectrales que se identifican según el siguiente patrón de letras: O B A F G K M

Las estrellas más calientes (O) tienen temperaturas de unos 40.000 ºC; en el otro extremo, las más frías (M), alcanzan sólo 2.500 ºC; en este esquema, el Sol, con una temperatura superficial de 6.000 ºC, resulta una estrella de tipo espectral intermedio entre las más calientes y las más frías: es una estrella tipo G.

Este sistema de clasificación se corresponde además con los colores de las estrellas: las de tipo (O) son azules-violáceas y las de tipo M, rojas; el Sol (tipo G) es amarillo. Los colores observados también se relacionan con la temperatura, ya que las estrellas más calientes emiten la mayor parte de su luz en la zona azul del espectro electromagnético, mientras que las más frías lo hacen en la zona roja.

En las estrellas más calientes, las distintas capas interiores deben vencer mayor atracción gravitacional que las capas más externas, y por lo tanto la presión del gas debe ser mayor para mantener el equilibrio; como consecuencia, mayor es la temperatura interna. Implica que la estrella debe “quemar” combustible a gran velocidad, lo que produce una ingente cantidad de energía. Esta clase de estrellas sólo puede tener una vida limitada: unos pocos millones de años.

Las estrellas frías (generalmente pequeñas y con una fuerza de gravedad débil) sólo producen una modesta cantidad de energía; en consecuencia aparecen brillando tenuemente. Así, estas estrellas pueden existir como tales sólo algunas decenas de miles de millones de años.

En la siguiente Tabla se indican la temperatura característica (en grados centígrados, ºC) de cada tipo espectral (T.E.).

Tipo Espectral Temperatura (ºC)
O 40.000
B 25.000
A 11.000
F 7.600
G 6.000
K 5.100
M 2.500

Ahora bien, la temperatura y consecuentemente, la cantidad de energía que emite una estrella, depende de su masa: cuanto mayor es su masa, mayor es la temperatura y por consiguiente mayor es la cantidad de energía que irradia. Pero hasta que en su núcleola temperatura no alcance un valor de algunos millones de grados, no se producirán transformaciones nucleares (del tipo de transmutación de hidrógeno en helio) y, por lo tanto, mientras eso no ocurra, la cantidad de energía que emiten será bastante pequeña (objetos de esta clase son denominados protoestrellas). Cuando se inicia la vida de una estrella, el calor de su interior procede de la energía gravitacional, es decir, de la nube de gas que se comprime sobre sí misma (colapso).

La etapa de protoestrella se corresponde con grandes inestabilidades en su estructura interna, las que acaban cuando la temperatura de su núcleo alcanza los 10 millones de grados, iniciándose entonces la transmutación del hidrógeno en helio y, por lo tanto, la generación de energía desde su núcleo: en esa etapa el astro se considera ya una estrella.

Las estrellas contienen suficiente hidrógeno como para que la fusión en su núcleo dure un largo tiempo, aunque no para siempre. La velocidad de combustión del hidrógeno depende de la masa, o sea de la cantidad de materia que compone la estrella.

Llegará un momento en que se acabará todo el hidrógeno disponible y sólo quede helio. En esas condiciones la estrella sufrirá diversos tipos de transformaciones: aumentará de tamaño y el helio acumulado se transmutará en elementos más pesados como el carbono, el nitrógeno, el oxígeno, etc, mediante otras reacciones nucleares. Entonces la estrella dejará de ser estable: sufrirá cambios de volumen y expulsará al espacio parte de su material. Las capas mas externas serán las primeras en alejarse.

Después de cinco a diez mil millones de años, una estrella como el Sol evoluciona a un estado denominado de gigante roja: un objeto de gran tamaño (de dimensiones mayores que las originales), mucho más fría y de una coloración rojiza. Su temperatura superficial disminuye y por lo tanto toma color rojizo. La gigante roja brillará hasta que su núcleo genere cada vez menos energía y calor. En esas condiciones la estrella empieza a contraerse: disminuye su diámetro y al mismo tiempo aumenta su temperatura superficial.

Si la estrella, al formarse, tiene una masa cuarenta veces mayor que la masa del Sol, pasará al estado de gigante roja en sólo unas pocas decenas de millones de años. Luego irá disminuyendo de tamaño y perderá rápidamente una cantidad significativa de su masa expulsando materia hacia el espacio.

Otra modo de expulsar materia es lentamente, a través de fuertes vientos estelares; de esta forma los astrónomos han observado que se forma una envoltura gaseosa que circunda la estrella y que puede llegar a ser bastante densa; si ese proceso continúa puede dar lugar a un objeto denominado nebulosa planetaria.

Con el nombre de nebulosas planetarias, se define a una estrella muy caliente y pequeña, rodeada por una esfera de gas fluorescente en lenta expansión; algunas fotografiadas con potentes telescopios, muestran que esas nebulosas tienen forma de anillo, razón por la cual se le ha dado ese nombre, ya que su aspecto observada en el telescopio es similar al disco de un planeta.

Finalmente, hacia el término de su existencia, esas estrellas se convierten en objetos de pequeñas dimensiones (del tamaño de la Tierra o aún menor), calientes y de color blanco: son las enanas blancas. La materia de estos objetos se halla extremadamente comprimida: 1 centímetro cúbico de la misma puede pesar varias toneladas. En otras palabras, en un volumen similar al de nuestro planeta se halla condensada la misma cantidad de materia que hay en un volumen comparable al del Sol.

Pero no todas las estrellas acaban como enanas blancas. Cada estrella termina su vida de un modo que depende mucho de su masa inicial, aquella que tuvo cuando comenzó su existencia. Una estrella de gran masa (varias veces la del Sol) y que no pierde mucha materia durante su evolución termina su vida en una explosión muy violenta que se denomina supernova; cuando esto ocurre la estrella brillará tanto como toda la galaxia en la cual se encuentra, aunque su brillo será efímero: la estrella ya está condenada a extinguirse como tal.

En el siguiente cuadro se muestran los distintos estados evolutivos finales para estrellas de diferente masa inicial (M). La masa está expresada en masas solares (Msol = 1).

Masa Inicial Estado evolutivo final
M < 0,01 Planeta
0,01 < M < 0,08 Enana marrón
0,08 < M < 12 Enana blanca
12 < M < 40 Supernova + estrella de neutrones
40 < M Supernova + agujero negro

Distintos estados evolutivos finales para estrellas de diferente masa inicial <M>. La masa está expresada en masas solares (Msol = 1).

Los restos gaseosos de una supernova (que se denominan remanentes) se esparcen cubriendo una extensa zona del espacio, formando una nube en permanente expansión que se aleja a varios miles de kilómetros por segundo y cuyas características son bastante peculiares (por ejemplo, aparecen campos magnéticos sumamente intensos).

El gas que compone un remanente de supernova es bastante diferente al gas de la nube que formó a la estrella. La nube de origen estuvo compuesta casi exclusivamente por helio y helio, mientras que en el remanente existe una gran variedad de elementos químicos, restos de la fusión nuclear que ocurriera en la estrella desaparecida y también otros formados durante la explosión que se produce en la fase de supernova.

En el siguiente cuadro se muestran algunas estrellas con sus características físicas más importantes.

Estrella Magnitud
aparente (m)
Magnitud
Absoluta
Temperatura
(en ºC)
Radio
(en radios solares)
Características
Centauri 0,6 -5,0 21.000 11 gigante
Aurigae 0,1 -0,1 5.500 12 gigante
Orion 0,4 -5,9 3.100 290 supergigante
Scorpi 0,9 -4,7 3.100 480 supergigante
Sirio B 8,7 11,5 7.500 0,054 enana blanca

 De este modo se recicla el material estelar: las estrellas que se formen con el gas expulsado en una explosión de supernova, serán menos ricas en hidrógeno y helio, pero más ricas en los elementos químicos más pesados, que las estrellas de su generación anterior.

Pero sucede que luego de la explosión de una supernova, lo que queda del astro, además de sus remanentes, es un cuerpo de apenas algunos kilómetros de diámetro, conformado por él núcleo de la estrella original.

En la explosión de supernova se produce un catastrófico colapso de la estrella; debido a su gran masa, la enorme fuerza de gravedad comprime la materia con mucha más intensidad que en el proceso que genera a una enana blanca . En estas condiciones toda la masa de una estrella ordinaria (como el Sol) se comprime en una pequeña esfera de apenas 15 Km. de diámetro; a estos diminutos astros se los ha bautizado estrellas de neutrones (su denominación se debe a que se trata de objetos compuestos básicamente de neutrones). La materia en estos objetos se ha comprimido a tal extremo y su densidad alcanza a valores tan grandes, que los electrones se combinan con los protones dando lugar a la formación de nuevos neutrones.

Fuente Consultada: Astronomía Elemental de Alejandro Feinstein y Notas Celestes de Carmen Nuñez

SÍNTESIS DEL TEMA…

Ningún astrónomo ha podido contemplar, hasta ahora, el interior de las estrellas, pero todos los científicos conocen ya los fenómenos que se producen en el centro de éstas y en los estratos que lo cubren hasta llegar a la superficie visible.

Las estrellas son enormes esferas de gas, de un diámetro medio, equivalente a cien veces el de la Tierra. El gas que las compone contiene, aproximadamente, un 80 % de hidrógeno y un 18 % de helio. La mayor parte de los elementos se hallan presentes en ellas, aunque en cantidades insignificantes.

La superficie de las estrellas está incandescente: su temperatura oscila, según el tipo de estrella, entre miles y decenas de millares de grados centígrados. Pero, a medida que se penetra en su interior, esa temperatura va haciéndose cada vez más alta, hasta alcanzar, en el centro, decenas de millones de grados, lo cual pone a los átomos en un estado de “agitación” tan violenta, que los lleva a chocar entre sí, perdiendo electrones y formando iones (átomos que han perdido, por lo menos, uno de sus electrones). El gas de los iones y electrones se ve sometido a presiones tan altas, que en ocasiones alcanza una densidad miles de veces superior a la del agua.

¿Qué es lo que comprime el gas en el interior de las estrellas? El peso de los estratos superiores. Todo el mundo ha oído hablar de las elevadas presiones existentes en el fondo del mar o en el centro de la Tierra (éstas, particularmente, alcanzan cifras asombrosas). Pero, en el centro de una estrella, a una profundidad cien veces mayor, las presiones son tan enormes, que bastan para comprimir toda la materia estelar en un reducidísimo espacio. Los átomos, chocando entre sí, perdiendo y, a veces, adquiriendo electrones, emiten una gran cantidad de luz, comparada con la cual la superficie del Sol parecería oscura.

Llegados a este punto, conviene explicar que la luz ejerce presión sobre los cuerpos que ilumina: poca presión, cuando su intensidad es débil, y mucha, cuando es fuerte. Esta propiedad de la luz se encuentra, naturalmente, fuera de los límites de nuestra experiencia, ya que la Tierra, por fortuna, nunca se ve expuesta a radiaciones luminosas de tanta intensidad. Pero éstas son lo suficientemente intensas, en el interior de las estrellas, como para ejercer, sobre los estratos superficiales, presiones que llegan al millón de toneladas por centímetro cuadrado. Es decir: equilibran, en parte, la presión hacia el interior de estos estratos y evitan que la estrella se convierta en un pequeño y densísimo núcleo.

A las temperaturas descritas, los átomos chocan en forma tan violenta que, cuando los núcleos de hidrógeno entran en colisión entre si, o con núcleos de otros elementos (carbono y nitrógeno), se funden y originan núcleos de helio. Este proceso de fusión de núcleos se llama “-reacción termonuclear”, lo que significa “reacción nuclear provocada por la temperatura”. Cada vez que se forma un nuevo gramo de helio, se libera una energía equivalente a la que se obtendría quemando media tonelada de carbón. ¡Y se forman millones de toneladas de helio por segundo!

La fusión del hidrógeno es, pues, la reacción que mantiene el calor de las estrellas. Como la mayor parte de éstas contiene casi exclusivamente hidrógeno, y basta consumir un poco para obtener una gran cantidad de energía, se comprende que las estrellas puedan brillar ininterrumpidamente durante miles de millones de años.

La zona del interior de las estrellas en las que se produce ,La energía termonuclear es pequeña: muy inferior a una décima parte del volumen total de la estrella. Lo cual dificulta notablemente la llegada del calor a la superficie.

Una parte de éste se transmite por radiación (es decir: la energía térmica producida en el núcleo central es enviada, bajo forma de radiaciones electromagnéticas, a los átomos exteriores, que la absorben y la envían, a su vez, hacia átomos más exteriores, hasta que así, de átomo en átomo, la energía llega a la superficie de la estrella, irradiándose en el espacio). Pero la mayor parte de la energía térmica es transportada a la superficie por la circulación de la materia estelar, que se halla en continuo movimiento: sube caliente del centro, se enfría en la superficie, por cesión de calor, y vuelve fría al centro, en busca de más calor. Esta forma de transporte se llama transporte por “convección”.

Los movimientos convectivos de la materia estelar provocan importantes fenómenos magnéticos, que repercuten en la superficie, produciendo maravillosas y fantasmagóricas manifestaciones: fuentes de gas incandescente, gigantescas protuberancias de gas luminoso coloreado, y manchas oscuras de materia fría, rodeadas por campos magnéticos, de extensión .e intensidad enormes. De esta naturaleza son las famosas manchas solares descubiertas por Galileo, que siempre han despertado gran interés entre los investigadores, por su influencia sobre la meteorología de nuestro planeta, sobre las transmisiones electromagnéticas, e incluso, al parecer, sobre algunos fenómenos biológicos.

La existencia de una estrella depende, por tanto, del perfecto equilibrio entre los mecanismos que producen la energía en su interior y los encargados de transportarla a la superficie. Cuando este equilibrio es inestable, las estrellas experimentan variaciones (estrellas variables); cuando, en cambio, se altera completamente, puede producirse uno de los más grandiosos fenómenos cósmicos: la explosión de una estrella, de lo cual nos ocuparemos en otro artículo.

John Glenn Primer Americano en Orbitar Terrestre Carrera Espacial

John Glenn Primer Americano en Orbitar Terrestre Carrera EspacialEL VUELO DEL CORONEL GLENN:
El 20 de febrero de 1962 los norteamericanos, después de haberlo aplazado varias veces y anunciado sin reserva a todo el mundo, pusieron en órbita el cohete Friendship VII que llevaba una cápsula dentro de la cual se encontraba el astronauta piloto John H. Glenn de 40 años de edad.

A la hora prevista la cápsula se desprendió de los cuerpos del cohete Atlas y entró en órbita. Después de dar tres vueltas a la Tierra, el astronauta pulsó los mandos que le llevaron a descender en aguas del Atlántico donde fue recogido por el destructor “Noah”. El vuelo había durado 4 horas, 55 minutos.

Durante el mismo, millones de espectadores habían podido seguir, gracias a la televisión, todos los detalles del lanzamiento. Glenn había comunicado constantemente sus impresiones y repitiendo muchas veces que se sentía bien. Este vuelo, que causó gran impresión por su preparación, anuncio y exhibición, demostró que el astronauta puede dirigir las fases de marcha y controlar los mecanismos para su propia recuperación y la de la cápsula.
Hasta aquí la historia, con sus datos, sus hechos concretos y sus cifras irrebatibles. Al iniciarse 1962, las dos grandes potencias espaciales, Estados Unidos y la URSS, se preparaban para emprender otras proezas. El presupuesto para investigación espacial y tecnológica para dicho año en los Estados Unidos se elevó a 2.400 millones de dólares.
A partir de este año se suceden en forma ininterrumpida los vuelos espaciales tripulados.

Salida del cohete Atlas-Mercury MA6

Salida del cohete Atlas-Mercury MA6 llevando a bordo al primer astronauta americano John Glenn

1962John Glenn fue el primero en orbitar la Tierra 1998
Aunque fue el tercer norteamericano en el espacio,John Glenn fue el primero en orbitar la Tierra. Aquí algunas cifras sobre su vuelo El año pasado, el senador Glenn regresó a la órbita como miembro de un viaje espacial. Como lo demuestra este informe algunas cosas —no todas— han cambiado.
El astronauta
Altura: 1,80 metro
Color de pelo: colorado

Edad: 40 años

Salario: 12.000 dólares.
Entrenamiento diario:
3,2 kilómetros trote
El astronauta
Altura: 1,80 metro
Color de pelo: blanco

Edad: 77 años

Salario: 136.672 dólares.
Entrenamiento diario:
3,2 kilómetros de caminata rápida
La nave
Nombre:  Friendship 7 (Amistad 7)
Tripulación:         1
Ventanas:   1
Computadoras: 0
Peso:    1,930 kilos
La nave
Nombre:  Discovery
Tripulación:         7
Ventanas:   10
Computadoras: 5
Peso:    69,770 kilos
La misión
Nombre:  Mercury 6

Despegue:  20 de Febrero de 1962.
a las 9h 47, 39″
La misión
Nombre:  STS-95

Despegue:  29 de octubre de 1998
a las 14 h.

 

Duración:
4
h. 55’ 23”.
Velocidad orbital:
28.234 kilómetros por hora
Tiempo por órbita:
1 h.28’29”.
Distancia recorrida:
121 .794 kilómetros
Lugar de aterrizaje:
Océano Atlántico, 800 kilómetros al sudeste de Bermudas
Rescate:
Un barco de la Armada recuperó la nave luego de caer al océano.

  Duración:
Aproximadamente 8 días y 20 h.

Velocidad orbital:
8.164 kilómetros por hora

Tiempo por órbita:
90 minutos

Distancia recorrida:
5.800.000 kilómetros

Lugar de aterrizaje:
Centro espacial Kennedy, Florida

Rescate:
No fue necesario

 

Cronología de las
Misiones Espaciales
 Hitos de la
Carrera Espacial

Modulo Lunar Apolo 11 Caracteristicas Capsula Lunar Descenso Luna

Modulo Lunar Apolo 11 – Sus Características 

La conquista de la Luna fue confiada a una pequeña «araña de acero» destinada a aterrizar en el suelo de nuestro satélite. De ella saldrían dos astronautas, después de lo cual se convertiría en una base de lanzamiento para el regreso de los astronautas a la Tierra.

Cuando se planificó la conquista de la Luna, se idearon distintos sistemas para desembarcar a los hombres en nuestro satélite natural y hacerlos regresar a la Tierra.

El que resultó elegido estaba destinado a desembarcar a dos hombres con un «módulo lunar» (LEM), cuya parte inferior fue proyectada para hacer de rampa de lanzamiento en el momento de la partida.

Cuando se tomó en consideración el método de acoplamiento en órbita lunar, los ingenieros del Centro de Investigación Langley estudiaron tres modelos fundamentales de módulo lunar.

Los tres modelos, que pronto tomaron forma, fueron llamados «simple», «económico» y «de lujo».
La versión «simple» preveía poco más que un mero vehículo, abierto en su parte superior, capaz de contener a un hombre en traje espacial durante unas cuantas horas. Habría pesado un máximo de dos toneladas.

Modulo Lunar Apolo Caracteristicas Capsula Lunar Descenso LunaEl modelo “económico», previsto para acoger a dos hombres, habría pesado dos o tres veces más que el anterior, según el tipo de propulsantes utilizado.

A la postre, el método considerado más seguro fue el «de lujo», que fue preelegido para la misión.

En el estadio de propuesta, los técnicos de laGrumman, la sociedad que ganó el concurso de construcción, pensaban en el LEM como en un objeto provisto de doce toneladas de propulsante rodeadas por cuatro toneladas de «estructuras de relojería», como decían ellos, encerradas en una pared de aluminio del espesor de una cáscara de huevo.

Debía tener una altura de 7 m, y, con las patas extendidas, su diámetro debía ser de 9,45 m. Estaba formado por un millón de partes, sobre todo minúsculos transistores, 64 Km. de cables eléctricos, dos radios, dos aparatos de radar, seis motores, un ordenador y un equipo de aparatos para realizar experimentos científicos en la Luna.

Todo ello debía estar distribuido en dos unidades principales, llamadas de ascenso y de descenso, provista cada una de ellas de su propio cohete.

UNIDAD DE DESCENSO
Estaba formada por la parte inferior del módulo lunar. Fabricada con una aleación de aluminio, de forma octagonal, con cuatro patas para la amortiguación, contenía las baterías, las reservas de oxígeno y el equipo científico para el descenso y la permanencia en la superficie lunar.

Medía 3,22 m de altura, incluidas las patas, y su diámetro era de 4,29 m, sin contar las patas.

Unas prolongaciones en los extremos de los dos largueros principales suministraban el apoyo del tren de aterrizaje. Una vez que el módulo lunar se encontraba libre en el espacio, las patas eran extensibles. Cada pata constaba de un montante principal, dos montantes de refuerzo, el mecanismo de bloqueo y un patín de apoyo. Todos los montantes llevaban amortiguadores formados por elementos deformables en nido de abeja para absorber los choques del aterrizaje. El tren de aterrizaje anterior, que se extendía bajo la escotilla frontal, llevaba fijada una escalerilla por la cual los astronautas podían acceder a la superficie lunar y volver a subir.

La mayor parte del peso y del espacie de la etapa de descenso estaban destinados a los cuatro depósitos de propúlsame y al cohete de descenso, capaz de ejercer un empuje de 4.500 Kg.

El motor, construido por TRW Inc. era de un tipo inhabitual en misilística, ya que manualmente y mediante un calculador electrónico, podía regularse desde un mínimo del 10% hasta un máximo del 94% de su potencia.

El motor quemaba un combustible líquido de hidracina y dimetiíhidracina. disimétrica, llamada aerocina 50 con tetróxido de nitrógeno como oxidante. El combustible y el oxidante producían la combustión al entrar en contacto, sin necesidad de chispa.

En la misión de aproximación, el motor de descenso debía encenderse para iniciar la caída del módulo lunar desde la órbita de 110 Km. de altura.  A unos 15.000 m del suelo debía volver a encenderse en otra maniobra de frenado para que el módulo lunar pudiera descender continuamente v reducir su velocidad hasta tocar la superficie con suavidad.

Como el vehículo podía descender verticalmente y permanecer en vuelo estacionario sobre la superficie, los astronautas pilotos de aviones de reacción debían adquirir también las competencias de pilotos de helicóptero.

En el último tramo estaba previsto que los astronautas redujeran la potencia del motor para dejar caer el módulo lunar a una velocidad de unos 90 cm/s. Cinco muelles situados en los extremos inferiores de las patas debían dispararse automáticamente hacia abajo para señalar el primer contacto con el suelo, tras lo cual  los astronautas debían apagar el motor.

Concluido el período de permanencia en la Luna, la etapa de descenso debía servir de plataforma de lanzamiento para el encendido del motor de ascenso, destinado a levantar de la superficie la mitad superior del módulo lunar. El accionamiento de los dispositivos de explosión separaría las dos etapas. La etapa de descenso permanecería en la Luna como recuerdo del primer desembarco humano.

LA ETAPA DE ASCENSO
Estaba formada por la mitad superior del módulo lunar, en la que figuraba la central de mando y la cabina de la tripulación, además del cohete destinado a hacer despegar el vehículo de la superficie lunar.

Su altura era de 3,75 m y estaba dividida en tres secciones: el compartimiento de la tripulación, la sección intermedia y la zona de equipos.

El compartimiento de la tripulación, de sólo 234 cm de diámetro, ocupaba la parte anterior de la etapa de ascenso, desde la cual los astronautas podían mirar al exterior a través de dos ventanas triangulares. Para ahorrar peso, no había asientos; los astronautas debían permanecer de pie, sujetos por correas no demasiado estrechas.

Delante y lateralmente se encontraban los paneles de mando para la conducción, las comunicaciones, la regulación del ambiente y los equipos de propulsión. El comandante podía mirar por una ventana situada arriba a la izquierda mientras conducía el módulo lunar durante las maniobras de aproximación y de acoplamiento en órbita con el módulo de mando. A los pies de los astronautas se encontraba la escotilla anterior, de forma cuadrada y con 106 cm de lado, a través de la cual deberían bajar a la superficie de la Luna.

Tanto el compartimiento de la tripulación como la sección intermedia estaban construidos y aislados de tal modo que pudieran ser presurizados al ciento por ciento con oxígeno.

La sección intermedia llevaba muchos de los equipos para las comunicaciones y la conducción. Había incluso un espacio reservado para los contenedores de las rocas lunares que los astronautas habrían llevado consigo de regreso.

En la parte superior de la sección intermedia estaba la escotilla, que tenía 84 cm de diámetro; a través de ella los astronautas debían trasladarse al módulo de mando o realizar la maniobra inversa en el momento en que los dos vehículos se encontraran unidos.

La escotilla superior del módulo lunar se abría a un pequeño conducto que conectaba con la parte anterior del módulo de mando.

Bajo el pavimento de la sección intermedia se encontraba el cohete de ascenso, diseñado para desarrollar un empuje de unos 1.600 Kg. y para poder encenderse y reencenderse, pero no para suministrar una potencia variable.

Bastaba un cohete tan pequeño porque la mayor parte del peso original del módulo lunar, de 14,5 toneladas, se había reducido va a 4.500 Kg. debido al abandono del cohete de descenso sobre la superficie lunar.

Además, la débil gravedad lunar -un sexto de la terrestre- no requería una fuerte producción de energía propulsante para levantar la etapa de ascenso.

El motor de ascenso, lo mismo que los 16 pequeños cohetes de maniobra, estaba diseñado para quemar el mismo tipo de combustible líquido utilizado durante el descenso.

Los propulsantes para el ascenso estaban almacenados en dos depósitos esféricos de titanio, dos protuberancias visibles en los flancos de la etapa de ascenso.

La zona de equipos estaba formada por un área no presurizada situada en la parte posterior. Contenía instrumentos para enfriar los aparatos electrónicos del vehículo, el oxígeno para la respiración durante el ascenso y un cierto número de otros componentes que no requerían ningún tipo de presurización.

Fuente Consultada:
El Universo – Enciclopedia de la Astronomía y el Espacio  – Tomo II