Astronomía Para Todos

Primer Acoplamiento en el Espacio Historia del Programa

HISTORIA DEL PROGRAMA SOYUZ-APOLLO-PRIMER ENCUENTRO ESPACIAL

En julio de 1975 se concretó un ambicioso proyecto conjunto entre los Estados Unidos y la Unión Soviética, consistente en el acoplamiento en órbita de una cosmonave Apolo con otra Soyuz. En esta misión se pusieron de manifiesto, en las técnicas utilizadas por ambas potencias para la conquista cósmica, diferencias que debieron en gran parte limarse con el objeto de hacer posible el éxito del programa.

Así, fue necesario emplear un módulo de anexión para que los tripulantes de una y otra cápsula pudieran aclimatarse lentamente a las diferencias de presión y de aire utilizado (oxígeno puro en la Apolo y oxígeno con nitrógeno en la Soyuz) y hasta ponerse de acuerdo acerca de la alimentación y los horarios de descanso.

mision soyuz apollo

Ambas naves acopladas

ANTES Y AHORA
La diferencia entre los vuelos orbitales iniciales y los actuales radica en que estos últimos cuestan mucho menos. ¿Por qué? Por la sencilla razón de que antes el cohete lanzador se usaba una soia vez y se perdía. Un cohete Saturno V, por ejemplo, que envió la nave Apolo a la Luna, costaba 300 millones de dólares y luego de terminar su combustible se perdía. Desde la construcción del “Space Shuttle” y otros naves similares se usa muchas veces un mismo equipo como un avión, lo que permite reducir notablemente los costos

Con “siete horas de diferencia partieron las cápsulas; de Baikonur, llevando a bordo a Alexei Leonov y Valeri Kubasov, y de Cabo Cañaveral, conduciendo a Thomas Stafford, Donald Slayton y Vanee Grand. Una vez en órbita hicieron las correcciones necesarias, descansaron y al día siguiente lograron sin dificultades el histórico acoplamiento.

En el aspecto político, significó el comienzo de una nueva era de cooperación; y en el técnico, un verdadero intercambio de conocimientos. Además, por primera vez desde el lanzamiento del primer Sputnik, la Unión Soviética abrió las puertas de su centro espacial de Baikonur no sólo a los científicos y cosmonautas sino también a los periodistas especializados de todo el mundo.

Se trata de un complejo levantado en medio de un desierto, que en nada se parece a la lujuriosa vegetación y los pantanos del Cabo Cañaveral, en Miami. Está situado cerca de la ribera este del Mar Caspio, en un sitio de difícil acceso y prácticamente sustraído a las posibilidades de espionaje desde la superficie o la atmósfera terrestres.

El desarrollo de la misión fue impecable y dejó las puertas abiertas a otro proyecto, ya en marcha, que se concretará cuando la astronáutica indique los nuevos rumbos a seguir.

Porque si bien esta misión significó la última de la serie Apolo, hay que esperar que Estados Unidos complete sus planes con el “transbordador espacial” (programa Shuttle) y que la Unión Soviética desarrolle los suyos con las series Soyuz o con las estaciones espaciales Salyut.

El descenso de la cápsula rusa se realizó tres días antes que el de la estadounidense, la que aprovechó ese tiempo en órbita para efectuar varios trabajos científicos. La Apolo regresó el 24 de julio de 1975 y a pesar de un inconveniente causado por el escape de gas letal que irritó los pulmones de los cosmonautas, el amerizaje en aguas del Pacífico se llevó a cabo con la precisión acostumbrada.

Para los Estados Unidos el programa Apolo-Soyuz representó la culminación de una larga serie de esfuerzos que se inició con las cápsulas Mercurio, de un solo tripulante; siguió con el proyecto Géminis, de dos ocupantes; y culminó con el plan Apolo, cápsula para tres astronautas.

A partir de aquí los programas ruso y norteamericano se bifurcaron; los soviéticos siguieron perfeccionado su navio Soyuz, acoplándolo con otras, cápsulas y dejándolo cada vez más tiempo en órbita: la NASA a su vez, tras un experimento de larga duración con el “Space Lab”, desechó los vuelos clásicos e hizo un paréntesis para reiniciar la actividad en 1980 con el “Space Shuttle” o Trasbordador Orbital.

tripulantes de la mision soyuz apollo

Los cinco tripulantes del programa conjunto pasaron a bordo 44 alegres horas en las que se alternaron los idiomas —inglés y ruso— con una facilidad que sorprendió a los mismos directores del programa. Parecía como si fuera una misión conjunta más que realizaran los cinco hombres del espacio. Alternando algunas bromas de tono político con informaciones sobre la marcha del vuelo y hasta discusiones acerca de cuál comida envasada o deshidratada era la más sabrosa, si la rusa o la estadounidense, se cumplió una misión que tuvo más importancia para la distensión entre Moscú y Washington que para los cosmonautas, quienes ya habían ensayado incontables veces en tierra esta misión, a tai punto que la esposa de Leonov manifestó a los periodistas: “Parece que para ellos es más fácil volar que esperar en tierra”.

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Fuente Consultada:
Enciclopedia Ciencia Joven Tomo II Edit. Cuántica

Pioneros de los Viajes Espaciales Inventores de Cohetes

Pioneros de los Viajes Espaciales  – Inventores de Cohetes

Antes de que los hermanos Montgolfier hicieran su primera ascensión, nadie se había elevado nunca más que unos pocos centímetros sobre la superficie terrestre. Un siglo y medio después, miles de aviadores volaban a varios kilómetros por sobre la tierra. Luego, una vez conquistado el aire, los hombres empezaron a soñar en viajar a través del espacio hacia otros mundos.

Al principio parecía que los viajes espaciales no serían, por mucho tiempo, más que un sueño, ya que los problemas que se debían vencer eran dificilísimos. Uno consistía en que todos los motores hasta entonces conocidos tenían que quemar necesariamente algún tipo de combustible, y es bien sabido que ninguno de éstos puede arder en el espacio vacío donde no hay oxígeno con qué combinarse. Otro era el de que todos los aparatos de vuelo inventados hasta ese momento necesitaban aire para volar.

Pero hay una antigua forma de vuelo que no necesita aire. Si desatamos el cuello de un globo de juguete inflado, éste siempre se desplazará en la dirección opuesta a la del aire que escapa de él. Esto, no ocurre porque el aire mencionado empuje el del exterior: es que el de adentro del globo presiona fuertemente contra el frente, por donde no puede salir, pero no contra la parte posterior, o cuello, por donde sí puede escapar. Esta diferencia de presión es la que impulsa al globo hacia el frente.

Tsiolkovsky, hijo de un inspector forestal de Riazán, tras iniciar sus estudios en Moscú, se recibió de profesor de matemáticas, siendo asignado a la escuela de Borovo en 1882. Ya para aquel entonces el científico había llegado a profundizar sus estudios en tal forma que tenía casi terminada la teoría que años después lo hiciera célebre.

Tsiolkovski se dedicó a divulgar sus atrevidas ideas a través de obras de ficción, artículos periodísticos, muchos de los cuales fueron recibidos con luirlas por parte del gran público y con despectivas opiniones  por parte de  sus colegas moscovitas y de otaos países. En Borovo diseñó un dirigible enteramente metálico impulsado a motor de explosión -nítido precursor del Zeppelín germano-, un avión sumamente similar al que luego elevara pollos aires a los hermanos Wright y comenzó a afrontar las dificultades que había que vencer para iniciar los viajes interplanetarios.

Konstantín E. Tsiolkovski (1857-1935), científico e inventor ruso, pionero en la investigación de cohetes y espacial. A los nueve años se quedó casi totalmente sordo y siguió sus estudios en su domicilio; trabajó como profesor de matemáticas de la escuela secundaria hasta su retiro en 1920.

En 1903, una revista de Moscú publicó, con cinco años de arraso, su artículo “La exploración del espacio cósmico por medio de los aparatos a reacción“, en el que se sostenía que el único camino posible para abandonar  la Tierra  era  un cohete impulsado por propelentes líquidos como el oxígeno y el hidrógeno, fórmula utilizada años después por los misiles estadounidenses Centauro y Saturno-1.

En 1898 anticipó también la idea de la alimentación de los cohetes por medio de la presión, deflectores de lanzamiento, la cabina estanca conteniendo oxígeno para el piloto y un dispositivo para la absorción de anhídrido carbónico. De 1911 a 1915 perfeccionó su cohete y propuso un sistema para que el cosmonauta se halle en la cabina en posición horizontal para resistir la aceleración -idea que fue redescubierta 20 años después por el alemán Diringshofen.

Y en 1929 llegó a su momento cumbre, cuando concibió, con una precisión casi increíble, la construcción de un cohete de varias etapas pura escapar de la atmósfera; las escafandras de los astronautas; los satélites artificiales; las estaciones en órbita albergando invernaderos para la eliminación del gas de carbono -tal cual se hace hoy en día en las estaciones Skylab y Salyut-, e incluso la utilización de la energía solar como tuerza motriz de las astronaves, genial intuición hoy ya utilizada tras muchos fracasos de sus inventores.

Es recién en 1919 cuando comienzan a reconocerse los méritos de este pionero, que murió en 1935 convencido de que el destino del hombre está en las estrellas; idea que quedó grabada sobre su tumba, con una muy usada frase suya: “La humanidad no permanecerá siempre en la Tierra”.

El otro precursor, Goddard, había nacido en Massachusetts en 1882 y realizado sus estudios en la ciudad de Boston, al tiempo que su mente se dejaba llevar fantasiosamente por los trabajos de Verne; lentamente penetra en el mundo de los cohetes, representados en esa época únicamente por los de pólvora utilizados en la guerra o por aquel duramente criticado invento del misil a vapor, tipo ametralladora, del alemán Hermán Ganswindt en 1891.

Costeándose sus experimentos con sus escasos recursos, aquel joven llegó a demostrar la importancia de la cóhetería en la astronáutica e, incluso, en la guerra.

Goddard Cientifico

El ingeniero espacial estadounidense Robert Hutchings Goddard publica un libro titulado Método para alcanzar alturas extremas, en el que describe un tipo de cohete que podría alcanzar la Luna.

Tras perfeccionar un cohete con carga explosiva inventó en 1918 la célebre “bazooka”,arma que no se utilizaría hasta la segunda Guerra Mundial. Continuó luego sus experimentos y poco a poco comenzó a vislumbrar las posibilidades de construir un cohete impulsado por combustibles líquidos, y sin conocer las teorías de Tsiolkovski inició en 1920 sus primeros trabajos sobre el tema. Le llevó seis años concretar la idea, pero en 1926 logró algo fundamental en la historia de la astronáutica: el primer misil propulsado con carburante líquido.

A partir de entonces el pionero prosiguió su obra, ya con el apoyo del gobierno norteamericano, y fue obteniendo éxito tras éxito, hasta que la muerte lo sorprendió en 1946, cuando irrumpían en la carrera espacial otra serie de ideas y nombres que darían un fuerte impulso a la astronáutica.

Entre otros importantes avances debidos a la obra de Goddard podemos destacar los que significaron la bomba centrífuga de combustible; el cohete por etapas; las aletas desviadoras del chorro y la dirección giroscópica de loscohetes. Fue, además, el primero en lanzar un cuerpo a una velocidad mayor que la del sonido.

Alemania, creadora de las primeras bombas voladoras, las célebres V-1 y V-2, no surgió en la cohetería por obra de la casualidad. También allí existió un pionero: se llamó Hermán Oberth. Este,que trabajó casi exclusivamente en teoría, desarrolló las ideas del ruso en tal forma que llegó a proyectar íntegramente un cohete de 110 metros de altura, de características casi idénticas a las del Sarurno-5.

Oberth y sus alumnos Riedel, Nebel y Werner von Braun comenzaron a real izar sus proyectos y, en 1931, lanzaron el primer cohete europeo, que rápidamente fue perfeccionado hasta que el gobierno nazi vió -en 1933- la posibilidad bélica de esa arma y estableció una base experimental oficial en Kummersdorf, 28 kilómetros al sur de Berlín.

Allí, un año después la primera bomba V-1 alcanzó una altura de 2.200 metros. Después, a causa de los bombardeos aliados, la base fue trasladada a una isla del mar Báltico, Peeiiemünde, en la que se concretó la V-2, que asoló a Londres, Amberes, Lieja y Bruselas hasta el final de la contienda.

A partir de entonces, los científicos del Tercer Reich pasaron en su mayor parte a Estados Unidos y otros a la Unión Soviética, donde en base a los planos secretos que llevaban en la mente y a lo realizado por especialistas locales como Goddard, Tijoranov y Bajcjovangui, comenzó realmente la carrera espacial que culminaría asombrando al mundo, en 1957, con la puesta en órbita del primer satélite artificial: el Sputnik-1.

bomba V2 alemana

LA BOMBA V-2
Llevada a Estados Unidos por Von Braun y sus compañeros de Peenemunde, la bomba V-2 se convirtió en vital elemento para las naciones victoriosas de la segunda contienda mundial. En efecto, había llegado a producirse en serie y en número de 3.000, de las cuales solamente algunas decenas cayeron en manos de las tropas aliadas tras la “Operación Paperclip”, la que estuvo destinada a llevar a EE.UU. la mayor cantidad de científicos germanos y los documentos secretos sobre esa destructora arma, antes de que cayeran en manos soviéticas.

Y entre esos documentos se hallaban los de dos cohetes aún en experimentación, cuya finalidad, en tiempo no muy lejano, era bombardear la ciudad de Nueva York, además de los proyectos de Eugen Sanger, sobre un bombardero estratosférico, predecesor del X-15 norteamericano. He aquí algunas de las principales características de la V-2: Fuerza de impulsión: 24.401 kg. Impulso específico: 206 segundos. Peso vacío: 4.676 kg. Peso con combustible ycarga: 12.884kg.Tiempo de combustión: 70 segundos. Longitud total: 21 m. Diámetro: 1,65 m. Ancho entre alerones: 3,57 m.

ALGO MAS…

Durante la segunda guerra mundial inventores alemanes e ingleses produjeron aviones que usan un método similar de propulsión. Werner von Braun tuvo parte activa en la producción del arma alemana V-1. De su motor grandes masas de gas escapaban en rápida sucesión de cortos estallidos. A cada estallido la presión era mayor hacia el frente del motor que hacia atrás, dando a la bomba V-1 un impulso hacia adelante.

Von Braum cientifico alemanMientras tanto, en Inglaterra, el capitán Whittle inventó el motor de chorro, en el que un chorro continuo de gas da un impulso ininterrumpido hacia adelante. Motores de este tipo podrían funcionar en el espacio si no necesitaran combinar el oxígeno del aire con su combustible.

Afortunadamente, había todavía otra antigua forma de vuelo que usaba combustible pero no necesitaba oxígeno del aire exterior. Era el cohete, usado por primera vez en la China hace centenares de años.

En los primitivos cohetes el combustible era pólvora, y uno de los ingredientes de ésta —salitre— de por sí contiene bastante oxígeno como para permitir a los otros que ardan sin aire.

Cuando el combustible arde dentro de un cohete, la presión es mayor al frente, donde los gases no pueden escapar, que atrás, donde pueden hacerlo, del mismo modo que ocurría en el globo de juguete que tenía el cuello abierto. De este modo, el cohete da la solución a ambos problemas del vuelo espacial.

Durante la segunda guerra mundial, científicos alemanes, incluyendo a Werner von Braun, produjeron cohetes capaces de volar cientos de kilómetros, en los cuales el combustible líquido ardía con el oxígeno que se había comprimido y almacenado en forma líquida. Uno de ellos, el famoso V-2, está representado en la lámina (arriba, derecha, la figura más grande).

Sputnik satelite artificial rusoDesde entonces los vuelos de cohetes se han desarrollado enormemente, especialmente en Estados Unidos de América y en Rusia. Muchos cohetes modernos constan de tres partes, y cada una de ellas añade su propia tremenda velocidad a la ya aportada por su predecesora.

Con un cohete de este tipo los científicos rusos enviaron el primer satélite artificial de la Tierra, el Sputnik I, en octubre de 1957.

Tanto Rusia como los Estados Unidos han enviado luego muchos más, y hacia fines de 1960 más de 30 circulaban alrededor de la Tierra. Un cohete ya ha hecho impacto en la Luna. Otro ha dado la vuelta alrededor de ella, tomando fotografías del lado hasta entonces nunca visto. Todavía otro se ha transformado en un diminuto planeta que gira alrededor del Sol.

En abril de 1961 el astronauta ruso Yuri Gagarin surcó el espacio interplanetario dando un giro completo en 89 minutos alrededor de la Tierra, y en agosto del mismo año, otro cosmonauta ruso, Gherman Titov, dió 17 vueltas en torno a la Tierra en 25 horas 18 minutos. En febrero de 1962, el estadounidense John H. Glenn dio 3 vueltas alrededor de la Tierra en 4 horas 54 minutos.

Fuente Consultadas:
Enciclopedia Ciencia Joven La carrera espacial Edit. Cuántica Fasc. N°12
El Triunfo de la Técnica Tomo III Globerama Edit. CODEX

Composición Mineral de la Corteza Terrestre Tabla de Minerales

Composición Mineral de la Corteza Terrestre

Grandes son las riquezas que guarda en su seno la corteza terrestre y numerosas las necesidades que el hombre puede satisfacer con aquéllas. Pero rara vez esos recursos, que conocemos con el nombre de minerales, se encuentran tan a la vista que su busca, extracción y beneficio no exijan conocimientos y considerable trabajo.

Los estudios que se han realizado para conocer la composición de los constituyentes minerales de la Tierra se limitan a una pequeña porción del escenario que la ciencia geológica llama hidrosfera y litosfera.

Esta, que ordinariamente llamamos corteza terrestre, tiene un espesor de unos 120 kilómetros, que se considera dividido en dos zonas distintas, conocidas con los nombres de sial y sima.

corteza terrestre

Los componentes esenciales del sial son rocas del carácter del gneis y el granito, constituidos por minerales en los que predominan los elementos silicio y aluminio. De ahí el nombre de sial, formado con los símbolos de ambos elementos, que son Si y Al, respectivamente. Los constituyentes del sima son rocas de carácter volcánico, en las que abundan el silicio y el magnesio, con cuyas dos primeras letras se forma dicha voz.

El sial o zona de fractura de la corteza terrestre, que forma los bloques continentales, estaría, por su menor densidad (2,6), inmergido en el material de mayor densidad (3,0) del sima o zona de fluidez de la litosfera, como los témpanos de hielo en el agua.

En ambos componentes de lacorteza terrestre las substancias minerales, en un 98%, contienen los elementos siguientes en los porcentajes que se indican: oxígeno (46,46), silicio (27,61), aluminio (8,07), hierro (5,06), calcio (3,64), sodio (2,75), potasio (2,58) y magnesio (2,07). El porcentaje que resta lo forman, en orden decreciente, el titanio, hidrógeno, fósforo, manganeso, carbono, azufre, cloro, bario, flúor, estroncio, etc.

En la hidrosfera, parte líquida constituida principalmente por los mares, también existen varios de estos elementos que entran en la composición, por ejemplo, del cloruro de sodio, cloruro de magnesio y sulfato de magnesio, contenidos en solución, particularmente del agua de mar, desde un 3,5 a un 4 %.

Los elementos componentes de los minerales de la hidrosfera constituyen un 7% y los de la litosfera un 93 % deja composición media del material inorgánico o mineral de la superficie terrestre.

Entre los minerales más comunes e importantes se cuentan los siguientes: azufre, diamante, grafito, oro, plata, platino, galena, pirita, blenda, cinabrio, calcopirita, magnetita, hematita, corindón, cuarzo, halita, nitratina, calcita, yeso, bórax, coaolín, feldespatos, micas y asbetos o amiantos.

Las cantidades en que se encuentran estos y otros minerales varían muchísimo de unos a otros. Así, algunos, como la calcita en forma de caliza, ocupan por sí solos superficies de varios kilómetros; otros, como la casiterita, se hallan en cantidades moderadas, y algunos son una rareza, como la greenockita, que es un sulfuro de cadmio (CdS).

Además, si bien la contemplación ligera de los minerales produce la impresión de una cosa eterna e invariable, basta una observación atenta para reconocer que casi todos se hallan alterados de diversos modos, siendo muy pocos los que  se muestran tan resistentes como el cuarzo. Así, por la acción de los agentes atmosféricos, como el agua, oxígeno y dióxido de carbono, se forman óxidos, hidróxidos, carbonatas, etc., a partir de sulfuros y otras sales.

Por ello puede afirmarse que la corteza terrestre es objeto de una continua transformación en la que mueren los minerales viejos y nacen otros nuevos.

esquema de la composicion mineral de la corteza terrestre

DEL NÚCLEO A LA SUPERFICIE
De acuerdo con las hipótesis de los geólogos que tienen como base observaciones sismológicas, el núcleo de la Tierra estaría formado por una esfera cuyo radio sería,aproximadamente, de 3.500 kilómetros. Tal zona recibe el nombre de nife, pues se la considera compuesta de níquel (Ni) e hierro (Fe).

Sobre ella se encuentran los mantos de! núcleo, de unos 1.700 kilómetrcs de espesor que -según algunos autores- contienen hierro en forma de óxidos y sulfuros; otros estudiosos suponen que están formados por una mezcla de metales que contienen silicatos. Encima de los mantos del núcleo se hallan los mantos rocosos, cuyo espesor alcanza a medir 1.200 kilómetros.

Los forman rocas que se originaron en esa masa mineral, pastosa, a menudo denominada magma. En esta parte rocosa se distinguen la barisfera o zona del manto profundo -de unos 1.000 Kilómetros de espesor- y, sobre ella, la litosfera o corteza terrestre.

Ver: La Corteza Terrestre

Fuente Consultada:
Secretos del Cosmos Tomo 2 (Salvat)
Enciclopedia Ciencia Joven -La Corteza Terrestre – Fasc. N°15 Editorial Cuántica

El Descubrimiento del Planeta Neptuno La Influencia de Urano

HISTORIA DEL DESCUBRIMIENTO DE NEPTUNO Y PLUTÓN

Mucha sorpresa causó la revelación de Federico Guillermo Herschel cuando descubrió, en 1781, con la ayuda de un telescopio de fabricación casera, un nuevo planeta, nunca visto antes. Este famoso astrónomo tuvo siempre para sus observaciones, la colaboración de su hermana Carolina; la lámina del ángulo inferior izquierdo los muestra a ambos trabajando.

Herchell Guillermo astronomo

Urano, que así fue llamado este nuevo planeta, está tan alejado del Sol —a unos 2.991.200.000 km. con un año 84 veces más largo que el nuestro— que las manchas de su superficie no pueden ser apreciadas con claridad. Tiene algunos cinturones paralelos a su ecuador, de color grisáceo, y parece que está constituido en su mayor parte por el gas metano.

El diámetro de Urano es de 49.700 Km.; está levemente aplanado en los polos y su tiempo de rotación es de unas 10% horas. Contrariamente a otros planetas, cuyos ejes están algo inclinados con relación a las órbitas, los puntos de su eje están dispuestos casi en la misma dirección que su trayectoria, de manera que muchas veces avanza con un polo adelante. Otras veces, también, sus polos apuntan hacia la Tierra, de tal forma que podemos ver la totalidad de un hemisferio; algunas veces lo vemos de costado y entonces el aplanamiento del polo es bien evidente.

Seis años después de descubrir a Urano, Herschel vio dos de sus satélites, llamados Titania y Oberón. Más recientemente se han identificado otros tres, Ariel, Umbriel y Miranda. Cuando éstos dan la vuelta alrededor del ecuador de Urano, podemos observarlos en la totalidad de su curso; esto no es posible para ningún otro satélite.

También difieren de todos los demás satélites en que giran de este a oeste, en lugar de hacerlo de oeste a este. Sus distancias a Urano están comprendidas entre 129.000 y 586.500 km. Están muy alejados para ser medidos, pero tienen probablemente unos pocos cientos de kilómetros de diámetro.

El color azul verdoso de Urano se debe al gas metano presente en su atmósfera fría y clara. Lo que en la imagen parece ser el extremo derecho del planeta es en realidad el límite entre el día y la noche. Por la forma de girar el planeta, la noche y el día duran 42 años cada uno. Los científicos se formaron esta visión de Urano por las imágenes enviadas por el Voyager 2 en 1986, en un momento en el que la sonda estaba a 9,1 millones de kilómetros del planeta.

Apenas fue descubierto Urano, los matemáticos comenzaron a dibujar su órbita; pero pronto se dieron cuenta de que sus movimientos no concordaban con los cálculos. Pensaron entonces que debia haber otro planeta, aún más distante del Sol, que lo alejaba de su curso. De una manera totalmente independiente, dos jóvenes matemáticos, Le Verrier y Adams, se pusieron a la tarea de descubrir este planeta, no por medio del telescopio, sino por puro cálculo.

Esto fue sumamente dificultoso, pero finalmente triunfaron y enviaron sus resultados a los astrónomos, para que los verificaran. Lamentablemente, la verificación del resultado obtenido por Adams no fue continuada; pero en 1846, Galle, del Observatorio de Berlín, trabajando sobre las cifras de Le Verrier, halló este desconocido planeta, de acuerdo con la posición calculada.

El nuevo planeta, llamado Neptuno, el nombre del dios del mar, emplea 164 años y 280 días en dar una vuelta completa alrededor del Sol y está a una distancia media de 4.467.200.000 km. de éste, demasiado lejos para poder conocerlo bien.

Es levemente más grande que Urano, pues tiene unos 53.000 km. de diámetro y tarda 17 horas en dar una vuelta alrededor de su eje. Muy poco puede apreciarse en su superficie, que está constituida, completamente o en su mayor parte, por gases, como los demás planetas grandes.

Tiene dos satélites: Tritón, grande, de por lo menos 4.900 km. de diámetro, más cercano a Neptuno que la Luna a la Tierra, y Nereida, de 321 km. de diámetro, que se traslada describiendo una órbita sumamente alargada, de manera que algunas veces se encuentra a 1.609.300 km. de Neptuno mientras que otras veces se halla a 9.660.000 km.

Neptuno:En 1989 la misión Voyager 2 produjo esta imagen de Neptuno en falso color, mostrando los diferentes componentes de la atmósfera del planeta. El rojo muestra la luz del Sol dispersada por una capa de neblina alrededor del planeta, el azul verdoso indica el metano y las manchas blancas son nubes en la parte alta de la atmósfera.

El descubrimiento de Neptuno provocó, naturalmente, una gran duda en los astrónomos, la de si habría o no otros planetas más alejados del Sol.

Finalmente, hallaron que pequeñas diferencias entre las trayectorias calculadas de Urano y Neptuno y sus actuales movimientos hacían posible esa suposición. Así, en 1905, Percivall Lowell, que era al mismo tiempo astrónomo y matemático, comenzó a probar, por medio de cálculos, la existencia del que llamó “planeta X”. Triunfó en teoría, pero murió antes de que sus resultados pudieran ser confirmados.

No fue sino en 1930 cuando Clyde Tombough, del Observatorio de Flagstaff, en Arizona, anunció que había descubierto el “planeta X”. Examinando fotografías del cielo, vio que lo que había parecido una pequeña estrella era realmente un planeta, que se movía lentamente entre los demás. Las copias de dos fotografías que llevaron al descubrimiento se muestran en el costado superior derecho de la ilustración; fueron tomadas con tres días de diferencia entre sí y se puede apreciar que la pequeña “estrella” señalada por las flechas de color está ubicada en distintos lugares.

Plutón, último planeta del sistema solar, últimamente cuestionado por su pequeño tamaño

Este planeta recientemente descubierto es llamado Plutón, nombre del antiguo dios del averno. La distancia media que lo separa del Sol es de alrededor de 5.920.000.000 de km. y tarda 249 años para recorrer toda su órbita. Tan alejado se halla Plutón, que desde su superficie, el Sol aparecería como una gran estrella, según se ve en la parte inferior de la ilustración; pero ese paisaje es imaginario, puesto que poco se conoce de este planeta y ni siquiera se sabe si tiene satélites o no. Su diámetro, según se cree, es de 4.900 km.

Ver: Sistema Solar Para Niños

Fuente Consultada:
GLOBERAMA Tomo: Cielo y Tierra Nuestro Mundo En El Tiempo y El Espacio
Enciclopedia Microsoft ENCARTA
Enciclopedia Ciencia Joven Fasc. N°38 Los Planetas del Sistema Solar

 

 

 

 

Porque se Produce el Eco? Aplicaciones Rebote del Sonido

Muchas veces, al gritar, sentimos el eco que al cabo de un instante nos imita. Normalmente, las ondas sonoras de nuestra voz se transmiten en línea recta, perdiéndose en la distancia. En ese caso no oímos ningún eco. Pero si algo hace que las ondas sonoras vuelvan, lo percibiremos.

Éste es, pues, el reflejo de las ondas sonoras emitidas, que vuelven luego de chocar contra una superficie como la de un edificio o las laderas de una montaña. En este sentido, las ondas sonoras se comportan muy similarmente a las luminosas, que son desviadas por un espejo, por ejemplo. La velocidad de la luz es tan fantástica que todo el proceso parece instantáneo. El sonido viaja más lentamente, su velocidad en el aire es de alrededor de 330 metros por  segundo.

Si disparamos un revólver, las ondas sonoras viajarán a través del aire con esa velocidad, y al cabo de un segundo se encontrarán a 330 metros de distancia. Si en ese momento son reflejadas por un obstáculo, tardarán otro segundo en volver hasta el sitio en donde se disparó el tiro, de modo que el eco se escuchará dos segundos después que el sonido original. El tiempo empleado por el sonido en ir y volver puede servirnos para encontrar la distancia que nos separa del obstáculo.

esquema del eco

CONDICIONES Y CÁLCULOS
El oído puede percibir y distinguir unas 10 sílabas por segundo; por lo tanto, la percepción de una sílaba exige 1/10 de segundo. Para que exista un eco monosílabo será preciso que el sonido reflejado llegue al oído 1/10 de segundo más tarde que el sonido directo, y como en 1/10 de segundo el sonido recorre unos 33 m., tendremos que la pared reflectora deberá hallarse, por lo menos, a la mitad de 33, o sea a 16,5 m. del observador. Cuando la distancia es menor, el sonido reflejado se superpone al directo.

Si la superposición es exacta, el eco (llamado entonces resonancia) aumenta la intensidad del sonido sin oscurecerlo; pero si la coincidencia de ambos sonidos no existe, las resonancias restan claridad al sonido directo. Este efecto pernicioso de las resonancias se evita, en las salas de audiciones que poseen malas condiciones acústicas, cubriendo las paredes con tapices que eviten la reflexión del sonido.

REFLEXIÓN
Al reflejarse, el sonido no siempre tiene que volver sobre sus pasos. Respeta las mismas leyes de reflexión que la luz (el ángulo de incidencia es igual al de reflexión) . Si la onda sonora incidente es guiada por algún medio, comprobaremos que se comporta exactamente igual que la onda luminosa.

Las superficies duras y brillantes son, generalmente, buenas reflectoras del sonido; en cambio, las blandas y rugosas lo absorben. En una habitación grande vacía será posible advertir el eco de la voz del que habla, pero si la habitación estuviera llena de gente, probablemente no se notaría el eco, porque las ropas de las personas absorberían gran parte del sonido.

ECOS MÚLTIPLES
En circunstancias especiales puede oírse más de un eco del mismo sonido, es decir, un eco múltiple. Estos ecos se hacen cada vez   más   débiles,   hasta   perderse.   Tienen lugar cuantío hay más de una superficie desde donde se pueda reflejar el sonido. Con cada reflexión, gran parte del sonido es absorbido, de modo que los sucesivos ecos van siendo cada vez más débiles.

ECO  EN  EL AGUA
El eco-sonda, o sonda ecoica, para determinar la profundidad del agua, funciona con el mismo principio. En este caso, un oscilador produce una onda ultrasónica, que es reflejada por el fondo y captada nuevamente por un micrófono ubicado en el casco del barco. Las ondas ultrasónicas son aquellas de frecuencia demasiado alta como para ser captadas por el oído humano. Se las utiliza porque no son amortiguadas por el agua tan rápidamente como las ondas sónicas. El sonido viaja mucho más rápidamente en el agua que en el aire.

En aquélla, su velocidad es de alrededor de 1.500 m./seg., más de cuatro veces superior. La información provista por los ecos es recogida por un aparato, que la traduce a signos inscriptos sobre un rollo de papel.

APLICACIÓN  PRÁCTICA
Los barcos desprovistos de radar pueden utilizar un método similar para estimar la distancia que los separa de un témpano o un acantilado, midiendo el tiempo que tarda en llegar el eco de la sirena de niebla desde el obstáculo. Un ejemplo: si el eco regresa 10 segundos después de haber hecho sonar la sirena, el sonido debe haber recorrido 10 seg. x 330 m./seg. = 3.300 m., de modo que el barco está a 1.650 m. (3.300 /2) del témpano o acantilado.

La profundidad del agua se determina enviando ondas ultrasónicas y midiendo el tiempo que tardan en regresar.

Aquí se forma un eco múltiple por la” repetida reflexión del sonido en las paredes del cañón.

Fuente Consultada:
Enciclopedia de la Ciencia y la Tecnología Fasc. N°41 El Eco y sus aplicaciones

Historia del Telescopio – Inventor y Primeras Observaciones

HISTORIA DEL TELESCOPIO: SU INVENTOR Y LAS PRIMERAS OBSERVACIONES

ORIGEN DEL INVENTO: Despúes de la invención del microscopio no debía pasar mucho tiempo para que se hagan distintas combinaciones de lenetes y aumentaran los objetos distantes, o bien, hacerlos mas próximos.

El descubrimiento parece que se produho en 1608 por accidente. Hans Lippershey (1590-1619) un anteojero holandés, tenía un ayudante que jugaba con los lentes durante sus momento de ocio, y descubrió que si sostenía dos lentes, delante de sus ojos, a una cierta distancia de la otra, y miraba a través de ellas, veía el campanario de una iglesia situada a lo lejos como si estuviera considerablemente más cerca, y además invertida.

Hans Lippershey (1590-1619)

Asustado, se lo contó a su patrón, el cual de inmediato captó la importancia del descubrimiento. Lippershey montó las lentes en un tubo, colocándolas a la distancia adecuada entre sí, y logró el primer telescopio primitivo (de las palabras griegas que significan «ver lejos»).

Los Países Bajos aún se hallaban en rebelión contra España, y Lippershey se dio cuenta de que el telescopio constituiría una importante arma de guerra, al hacer posible la observación de la proximidad de navios o tropas enemigas, antes de poderlos descubrir a simple vista.

Así se lo explicó a Mauricio de Nassau, quien le comprendió y trató de mantener en secreto las características del dispositivo. Este propósito fracasó, sin embargo, pues los rumores se extendieron, y el aparato era demasiado sencillo para no ser reconstruido en seguida.

La astronomía óptica emplea, para captar la luz, dos tipos de instrumentos: el anteojo (o telescopio refractor) y el telescopio reflector, o telescopio propiamente dicho. Consisten básicamente en un tubo provisto en uno de sus extremos (el que apunta al cielo) de un objetivo y, en el otro (próximo al ojo del observador), de un ocular.

El objetivo recoge los rayos luminosos emitidos por los astros observados y los concentra teóricamente en un punto —una pequeña mancha en realidad—, que el ocular amplía.

La naturaleza del objetivo es lo que distingue el anteojo del telescopio: en el primero es una lente —o, más bien, una combinación de lentes— que refracta la luz, mientras que en el telescopio es un espejo en el que la luz se refleja.

Las dimensiones del objetivo determinan las posibilidades máximas del instrumento: la energía, o luz, recogida está en función de su superficie colectora, mientras que de su diámetro depende su aptitud para separar dos fuentes luminosas angularmente próximas (poder separador), o distancia angular mínima entre dos puntos objeto que permita obtener imágenes separadas.

UN POCO DE HISTORIA…
Los Descubrimientos de Galileo Galilei

El científico italiano Galileo Galilei , debido a su formación técnica, pudo entender mejor que Lippershey el principio de funcionamiento este tipo de lente, por lo que pudo construir uno de mayor aumento (30x) y que le permitió observar algunos satélites de Júpiter y los novedosos cráteres de la “perfecta” Luna. Entre otras observaciones futuras, Galileo pudo estudiar Saturnos y sus anillos y las fases del planeta Venus.

Telescopio de Galileo

El mayor de los telescopios de Galileo aumentaba en treinta veces la imagen, pero era muy imperfecto. Desde entonces la astronomía recibió un extraordinario impulso de notables científicos vinculados al desarrollo de lentes y telescopios, que son la base de los modernos instrumentos de nuestros días.

Con todo estos conocimiento publuca un pequeño libro, que se podía leer en un par de horas, de solo 24 hojas llamdo Sidereus nuncius, que significa “El Mensajero de las estrellas”, donde informa sobre los observado cn su nuevo telescopio.

Para ello usa una forma de expresarse sumamente distinta al utilizada hasta el momento, a los efectos que sea comprendida por todos los curiosos de su época, consiguiendo que este libro se convienta en una especie de best sellers del momento. La novedad de esta información, no fue por su originalidad, pues ya otros científicos de su época habían también enfocado el firmamento nocturno, sino que fue el primero en publicar sus observaciones

Un gran científico europeo, que vivía en Alemania, pudo leer esta edición porque Galilei el envía una copia, solicitandolé que diera su opinión al respecto, opinión que resultó positiva, aunque no pudo confirmar esas observaciones ya que no contaba con el moderno instrumento

En una carta muy amable y elogiosa contestó Kepler a Galileo, rogándole que le prestara un telescopio para repetir las observaciones y ofreciéndole ser su escudero. Galileo no sólo no le prestó el telescopio sino que ni siquiera le contestó su carta.

Galileo Galilei

En el año 1609, el físico y astrónomo italiano Galileo Galilei recibió, según dice él mismo, noticias del extraordinario invento holandés. Como no se sabía nada de su construcción, Galileo se puso a meditar sobre el acerca de su construccn tema y tuvo la satisfacción de construir un primer anteojo que aumentaba en tres veces el tamaño de los objetos. Inmediatamente construyó anteojos con los cuales descubrió cráteres en la Luna, las fases de Venus, las manchas del Sol y los s liles de Júpiter. También especie de “orejas” que luego serían identificadas como los anillos que orbitan a Saturno.

En 1611, Galileo muy entusiasmado con sus logros, decide avanzar, y dar un paso importante, mostrando su telescopio en Roma a las mayores autoridades eclesiásticas. Fue muy bien recibido, atendido con una importante cena en su honor y escuchado. Galileo apuntó su equipo hacia el cielo y los invitó a observar, tratando de explicar el nuevo fenómeno que veían por ese misterioso tubo.

Observaron a Júpiter con sus satélites. Más tarde desmanteló el telescopio para que todos pudieran ver las dos lentes que lo formaban. A este instrumento le habían dado el nombre en latín de perspicillum o instrumentum, pero se dice que el nombre de telescopio fue dado por un principe de la zona conocido como Cesi, quien creo el nuevo nobre de telescopio.

Mas tarde se entrevistó primero con el cardenal Barberini, que más tarde sería el papa Urbano VIII; también se entrevistó con el papa Paulo V, en una audiencia muy amistosa.

De vuelta a su Padua, en 1611 siguió estudiando los astros celeste. Decidió estudiar el Sol, pero debió ingeniarse una pantalla para evitar lastimarse la vista con la fuerte energía lumínica con que nos abraza. Pudo descubrir las manchas solares y también su periódo de rotación.

En 1615 un teólogo romano conservador expresó la opinión de que la concepción copernicana debía tratarse como una hipótesis, pues contradecía a la palabra de la Biblia. Galileo insistió en que era real. En el edicto de 1616 el Santo Oficio puso el De revolutionibus orbium coelestium de Copérnico en el índice de libros prohibidos y ordenó a Galileo que no siguiera defendiendo a Copérnico so pena de ser encarcelado.

Galileo se daba cuenta que tarde o temprano el papa se moriría. Pocos años después se cumplieron sus expectativas y su viejo amigo Maffeo Barberini, que tantas veces le había defendido, fue elegido papa. Pero el poder absoluto corrompió a Barberini tan absolutamente que cuando los pájaros del Vaticano interrumpieron sus pensamientos hizo envenenarlos. Barberini —ahora el papa Urbano VIII— confirmó el edicto de 1616.

Galileo se mantuvo en las suyas. Durante seis años, animado por su amistad con el papa, trabajó en un libro titulado Diálogos sobre los dos máximos sistemas del mundo. Allí siguió lo legislado al pie de la letra; presentaba sus ideas como una hipótesis que explicaba un personaje llamado Salviati. El punto de vista de la Iglesia estaba representado por un personaje llamado Simplicio.

El insulto era intencionado y se percibió. En 1632 se prohibía el libro. Al año siguiente Galileo fue procesado por la Inquisición. Negó que creyera en el sistema copernicano, se derrumbó en todos los sentidos y se le ofreció firmar una confesión donde afirmaba: «El Santo Oficio me ha considerado vehementemente sospechoso de herejía; es decir, de haber sostenido y creído que el Sol es el centro del mundo e inmóvil, y que la Tierra no es el centro y se mueve». Se puso de rodillas, leyó el texto en voz alta y lo firmó.

La leyenda dice que entonces susurró: «Eppur si muove» («Sin embargo, se mueve»). Esta historia no es cierta, escribe el físico George Gamow, «y sólo ha dado pie a una vieja anécdota según la cual Galileo estaba observando el rabo que meneaba el perro de un amigo que entró, por equivocación, en el Santo Oficio de la Iglesia». Sin embargo, si Galileo no reaccionó de este modo, hubiera debido hacerlo. Algunas leyendas merecen la pena ser perpetuadas.

Galileo fue condenado a prisión y a repetir siete salmos una vez a la semana durante tres años, pero el papa redujo el castigo del astrónomo setentón a arresto domiciliario.

Galileo pasó el resto de su vida confinado en su villa próxima a Florencia (donde lo visitó una vez John Miltón). Hasta su muerte, su hija la hermana María Celeste lo cuido. (Un accidente geográfico de Venus lleva el nombre ella).

Durante este periodo, Galileo se quedó ciego, probablemente a consecuencia de mirar el Sol. Pero no todos los placeres le fueron negados; hasta su muerte en 1642 tocó el laúd, habilidad que había aprendido de su padre.

ALGO MAS SOBRE LOS TELESCOPIOS ASTRONÓMICOS

REFLECTORES Y REFRACTORES
5e pueden distinguir dos tipos principales de telescopios: refractores (o de lentes) y reflectores (o de espejos). Estos dos tipos combinados constituyen los instrumentos más recientes, como el telescopio de Maksutov. Las imágenes producidas por los telescopios reflectores están libres del efeto de aberración cromática, lo cual, para ciertos tipos de trabajos, constituye una clara ventaja respecto de los refractores ; pero, por otra parte, es::s últimos no presentan los efectos de difracción producirdos en los soportes del segundo espejo de los telescopios reflectores, aunque estos efectos no constituyen necesariamente un obstáculo de importancia.

El telescopio refractor suele ser más conocido; su principio es análogo al que se aplica en la construcción de catalejos, binoculares y anteojos de teatro. La luz procedente del objeto que se observa entra en el aparato a través de la lente objetivo. El objetivo de los telescopios se construye casi siempre corregido, para evitar la aberración cromática (o sea el defecto que suelen presentar muchas lentes que producen la aparición de franjas con los colores del el arco iris).

Hay alguna excepción a este respecto, particularmente en campo de la astronomía solar, pero estos casos caen fue-
a de nuestra atención en este momento. La luz se refracta al atravesar el objetivo, es decir, se desvía; la magnitud de
a desviación depende de la curvatura de la lente objetivo.

Para una lente dada, la desviación proyecta la imagen del objeto en un punto invertida, del mismo modo que lo está la imagen formada sobre la película por la lente de una cámara fotográfica. Si colocamos una placa fotográfica hemos trasformado el telescopio en una cámara fotográfica, y así se lo usa para fotografiar los astros.

En esta época de reflectores gigantes quizá resulte sorprendente saber que tales instrumentos son, por así decirlo, unos recién llegados. El principio en el que se basan es conocido desde hace más de doscientos años, pero los trabajos para su adaptación práctica sufrieron durante largo tiempo toda una serie de reveses técnicos.

Hoy día, los telescopios más grandes son invariablemente del tipo reflector. No parece aventurado afirmar que será muy difícil mejorar el refractor, con un objetivo de más de un metro de diámetro, del observatorio Yerkes, en Williams Bay, Wisconsin. Las razones para esta afirmación son varias y bien fundadas. En primer lugar, el moldear un disco de vidrio de grandes dimensiones es una tarea que requiere pericia extraordinaria y que origina gastos cuantiosos, y, desde luego, es incomparablemente más difícil obtener un gran disco de vidrio ópticamente puro, adecuado para la elaboración de una lente, que el necesario para formar un espejo.

El grosor de una lente aumenta con su diámetro, lo que significa un aumento en la cantidad de luz que es absorbida por el vidrio —lo cual, se comprende fácilmente, es un inconveniente para el astrónomo—. Pero, además, es necesario que la lente, bien centrada, esté sostenida en el extremo del tubo telescópico; un disco de vidrio macizo, sostenido sólo por sus bordes, tiende a deformarse por la acción de su propio peso (la lente del observatorio Yerkes pesa más de 225 Kg.), y cualquier imperfección tiene consecuencias catastróficas sobre la calidad de la imagen formada por la lente.

Estos problemas no se presentan en el caso del telescopio reflector. Para construir un espejo no es esencial la purezaóptica del vidrio, con tal de que la superficie que va a ser trabajada ópticamente reúna ciertas condiciones. La diferencia fundamental entre los dos sistemas es ésta: en un refractor la luz pasa a través de la lente, lo que exige una gran pureza óptica; en un reflector la luz se refleja en la superficie de un espejo, sin que resulte afectada por la calidad del vidrio.

corte de un telescopio refractor

Telescopio “refractor”. La lente objetivo A forma una imagen real en B, la cual se observa mediante la lente de aumento u ocular C.

En el telescopio reflector de Newton. La luz que entra por el tubo del telescopio incide sobre la superficie del espejo, al que se ha dado, con gran precisión, una forma parabólica. Esta superficie está formada por una capa muy fina de plata, o de aluminio (actualmente se prefiere el aluminio, porque la plata se deteriora muy rápidamente por la acción de distintas impurezas presentes en la atmósfera).

Corte de un telescopio reflector

Forma de Newton del “telescopio reflector”. La imagen real formada por el espejo cóncavo se observa lateralmente en el telescopio.

El espejo parabólico formaría la imagen en su punto focal A, pero antes de que los rayos alcancen este punto son desviados lateralmente por un pequeño espejo plano B, que está colocado con una inclinación de 45° respecto del eje principal del espejo primario.

De este modo la imagen es examinada con el ocular C en una dirección perpendicular a la de la luz enfocada por el aparato. Este tipo de reflector tiene gran aceptación entre los aficionados, por su sencillez. Sin embargo, los grandes instrumentos modernos no se sujetan exactamente a este esquema; incorporando el sistema óptico de Cassegrain se consigue una mayor versatilidad.

En el sistema de Cassegrain se reemplaza por un espejo convexo el pequeño espejo secundario B, y se practica un orificio en el espejo primario para permitir la observación de la imagen. Así, imagen y ocular se sitúan detrás del espejo principal, lo que proporciona varias ventajas, siendo la más importante la posibilidad de replegar la distancia focal, lo que permite reducir las dimensiones del tubo telescópico, con lo que el instrumento resulta más manejable.

corte de un telescopio sistema cassagrain

Forma de Cassegrain del “telescopio reflector”. La imagen real formada por el espejo cóncavo se observa por el extremo del telescopio.

Fuente Consultada:
El Universo Para Curiosos Nancy Hathaway
Telescopios y Estrellas Daniel Malacara – Manuel Malacara
Enciclopedia Larousse Ilustrada Tomo I El Universo y La Tierra

Evolución de la Observacion del Espacio Historia

Cronología de las técnicas de observación
c. 2800 a. C: Stonehenge. La primitiva construcción incluye un foso, un montículo de tierra, 35 toneladas de restos pedregosos y cincuenta y seis pozos, llamados agujeros de Aubrey, que pueden haber sido utilizados para predecir eclipses. Entre 600 y 1000 años después se agregaría el famoso círculo de piedras.

c. 2600 a. C.: Se construye la Gran Pirámide de Gizeh, orientada hacia el Cinturón de Orion y Thuban de Draco el Dragón, la estrella del norte en aquel tiempo.

c. 440 a. C.: Se construye en Saskatchewan, Canadá, la Rueda de la Medicina de la Montaña del Ratón orientada hacia la posición del Sol en el solsticio de verano.

52 a. C. a 132 d. C: Los astrónomos chinos proyectan una esfera armilat para medir las posiciones de los objetos celestes. Empezando por un anillo metálico que representa el ecuador, incluye al final un ani lio que representa la trayectoria de los planetas, otro que reprc senta el meridiano y un reloj de agua.

150 d. C: Equipado con un plinto —un bloque de piedra con un arco calibrado que se utilizaba para medir la altura del Sol— y una regla triangular llamada triquetrum, Ptolomeo anota la posición de las estrellas.

927: Un fabricante árabe de instrumentos llamado Nastulo construye el astrolabio más antiguo que se conoce, un mapa metálico de los cielos que representa el movimiento aparente de las estrellas alrededor de la Polar y en relación con el horizonte.

1000: Los mayas erigen un observatorio en Chichén Itzá, en la península de Yucatán. Conocido como el Caracol, está alineado con el sol en los solsticios así como con las estrellas Castor, Pólux, Fomalhau y Canope.

1391: El Tratado sobre el astrolabio de Geoffrey Chaucer enseña a construir y utilizar el astrolabio para medir la posición de las estrellas.

1576: Tycho Brahe inicia la construcción de Uraniborg, su observatorio insular. Entre el equipamiento hay un cuadrante de pared, una gran esfera armilar y un sextante que abarca 30° de firmamento y va equipado con brazos fijos y móviles para medir las distancias entre las estrellas.

1608: El óptico holandés Hans Lippershey inventa el telescopio.

1609: Galileo Galilei se construye su propio telescopio. Un refractor con dos lentes de cristal (el objetivo convexo y el ocular cóncavo) que aumenta la imagen unas treinta veces.

1611: Johannes Kepler, retinando el telescopio, sustituye el ocular convexo por otro cóncavo, con lo que agranda el campo de visión pero invierte la imagen.

1636: El fraile y matemático francés Marín Mersenne propone la utilización de espejos para construir un telescopio reflector.

1668: Isaac Newton construye un telescopio reflector utilizando un espejo cóncavo en lugar de objetivo. Dado que los distintos colores se refractan de manera distinta, los telescopios refractores que se utilizan en osla época producen alrededor de las imágenes un cerco con los colores del arco iris. El reflector elimina esta aberración cromática porque los colores se reflejan de forma homogénea.

Otra ventaja es que el espejo, a diferencia de las lentes, puede sostenerse por detrás, con lo que produce menos distorsión. El físico francés N. Cassegrain diseña un telescopio en el que la luz se refleja desde un espejo secundario convexo a través de un agujero hecho en el primer espejo, una mejora del gran reflector new-toniano, en el que el ocular quedaba en la parte superior del telescopio, con lo que exigía al observador que trepara a una torre o escalera para mirar. Con el telescopio de Cassegrain el observador se mantiene a nivel del suelo. Según Newton, «La ventaja de este aparato es ninguna».

1733: Chester Moor Hall superpone dos clases de cristal para aumentar la lente del objetivo a la vez que suprime la aberración cromática.

1758: Utilizando el invento de Hall para hacer lentes de flint glass y de crown glass, John Dolland hace una lente acromática, que presenta en la Royal Society.

1789: William Herschel construye un telescopio con un espejo de 49 pulgadas.

1845: William Parsons, conde de Rosse, construye un telescopio reflector con un espejo de 72 pulgadas, el mayor del mundo hasta 1917. Se lo conoce como el Leviatán de Parsonstown.

1888: Se acaba el telescopio refractor de 36 pulgadas del Observatorio de Lick.

1897: Se construye el mayor telescopio refractor del mundo en el Observatorio de Yerkes, en Wisconsin. Tiene un objetivo con una lente de 40 pulgadas y un tubo de 64 pulgadas.

1908: Se acaba el telescopio reflector de 60 pulgadas de Monte Wilson.

1917: Se acaba el telescopio reflector de 100 pulgadas de Monte Wilson.

1930: Bernhard Schmidt inventa el Telescopio Schmidt, que utiliza lentes correctoras para eliminar la distorsión alrededor de los bordes de los espejos y para hacer fotografías claras del firmamento con gran angular.

1936: Después de diseñar el primer radiotelescopio del mundo, el ingeniero Grote Reber, de Illinois, erige un plato metálico de 9,15 metros en su patio trasero y empieza a hacer el mapa de la Vía Láctea, proyecto que completa al cabo de ocho años.

1948: Se acaba el telescopio reflector de 200 pulgadas de Monte Palomar.

1962: Un pequeño cohete detecta rayos X procedentes de más allá del sistema solar.

1970: Se lanza el primer satélite de rayos X.

1978: Se lanza la nave espacial Explorador Internacional de Ultravioletas (IUE), alimentada por energía solar.

Se lanza el Observatorio Einstein, que contiene un telescopio de rayos X de alta resolución.

1980: Una serie de veintisiete observatorios dispuestos en forma de Y, llamada la Gran Formación (Very Large Array), comienzan a operar en Nuevo México.

1981: El dispositivo de carga acoplada (CCD) deja obsoleta la fotografía. Mientras que las fotografías utilizan una fracción de la luz procedente de un objeto para producir un cambio químico en una película, el mucho más sensible CCD responde a casi toda la luz y envía corrientes eléctricas directamente al ordenador.

1983: Es puesto en órbita el Satélite de Astronomía Infrarroja (IRAS).

1989: Se lanza el satélite Explorador del Fondo Cósmico (COBE) de la NASA.

1990: Se pone en órbita desde la lanzadera espacial Discovery el Telescopio Espacial Hubble.

1991: Se pone en órbita desde una lanzadera espacial el Observatorio Compton de Rayos Gamma (GRO), con cuatro detectores de rayos gamma a bordo.

1992: El 14 de abril comienza sus observaciones el Telescopio Keck, con los treinta y seis espejos hexagonales colocados en su sitio. El 24 de agosto, su gemelo el Keck II recibe el primer segmento de sus treinta y seis espejos coordinados.

1993: Diciembre. Astronautas instalan durante un paseo espacial nuevos paneles solares, giróscopos, una nueva cámara y otros instrumentos para corregir la visión del Telescopio Espacial Hubble.

Entre los futuros instrumentos que se espera que estén funcionando el año 2000 se cuentan: el Telescopio Keck II; el Observatorio Estratosférico para Astronomía en el Infrarrojo Lejano (SOFÍA)en órbita; la Instalación Astrofísica de Rayos X Avanzada (AXAF); la Instalación Espacial para Telescopio de Infrarrojos (SIRTF); el Telescopio Sloan de la Universidad de Princeton, diseñado para hacer un mapa del desplazamiento hacia el rojo de un millón de galaxias; y el telescopio de múltiples espejos controlado por ordenador del Observatorio Europeo Austral en Chile, conocido como el VIT (Gran Telescopio).

El Gran Telecsopio que será construído en Chile

Fuente Consultada:
El Universo Para Curiosos Nancy Hathaway

Los Telescopios Mas Importantes del Mundo Medidas y Ubicación

TELESCOPIOS REFRACTORES Y REFLECTORES: Los primitos astrónomos utilizaban sus ojos y algunos sencillos instrumentos como el cuadrante para medir ángulos, pero hace unos 350 años, en 1609, Galileo inventó su “tubo óptico” o telescopio de construcción casera, y al dirigirlo al cielo la astronomía inició una nueva era.

Desde aquel entonces el astrofísico ha aprendido a aplicar la fotografía y la electricidad para resolver sus problemas, a separar y analizar la luz solar y de las estrellas, y a utilizar de muy diversos modos otros tipos de radiaciones que nos llegan de las profundidades del espacio.

Las radiaciones procedentes del espacio son, en verdad, las únicas fuentes de información de que disponen los astrónomos para bosquejar su esquema del universo. Dichas radiaciones nos llegan en tres formas distintas: luz, calor y ondas radioeléctricas. Observamos y medimos la luz y el calor con los telescopios ópticos, y las ondas radioeléctricas mediante los radiotelescopios.

Los dos principales telescopios ópticos son el telescopio refractor y el reflector. Ambos recogen la luz proveniente de objetos distantes y la concentran para formar una pequeña imagen. En los dos instrumentos la imagen es aumentada luego mediante un ocular.

Telescopio refractor:
El tipo de telescopio que nos es más familiar es el refractor, con una gran lente en su parte anterior. Esta lente frontal, llamada objetivo por encontrarse más cercana del objeto a observar, recoge la luz y la desvia o refracta hacia el foco. Este principio parece bastante sencillo, pero el llevarlo a la práctica no lo es tanto. La razón de ello estriba en que nadie ha diseñado aún una lente que desvíe todos los colores por igual. La luz violeta y la azul son más desviadas que la luz roja. Por lo tanto si utilizamos una sola lente como objetivo de un telescopio refractor, dicha lente lleva los rayos luminosos de los distintos colores a diferentes focos y vemos una imagen rebordeada por una coloración borrosa.

En los primeros años del telescopio, los astrónomos encontraron en este Icnómeno un gran inconveniente cuando intentaron efectuar observaciones y mediciones de precisión. Sin embargo, en 1733, un inglés, Chester Moor Hall, que se había dedicado al estudio óptico del ojo humano como pasatiempo, encontró la forma de eliminar dicho inconveniente y mejoró notablemente la calidad de la observación.

Ejemplo de funcionamiento de un telescopio refractor

Una gran lente (el objetivo) recoge la luz procedente de una estrella y la desvía hacia el foco produciendo en él una pequeña imagen. Esta se aumenta mediante otra lente (el ocular).

Telescopio Reflector: Otra forma de resolver este problema de la colora ción de los bordes. Si concentramos la luz mediante un espejo cóncavo, en vez de utilizar un objetivo de cristal, podemos dar por resueltos todos los problemas que se plantean al emplear lentes.

El espejo cóncavo nos enviará todos los colores hacia el mismo foco, y aunque todavía debemos recurrir a un ocular construido con lentes, es posible diseñarlo de tal forma que no se produzca ningún efecto de coloración. En este aspecto, por lo menos, el telescopio reflector con su gran espejo cóncavo es preferible al telescopio refractor con sus grandes lentes.

Un telescopio refelctor internamente

En tiempos de Isaac Newton no había lentes acromáticas. Para soslayar el problema que representaba el contorno coloreado, construyó un telescopio que tenía un espejo cóncavo en lugar de una lente. El espejo cóncavo enfocaba la luz de una estrella y la dirigía hacia un espejo plano inclinado, el cual a su vez reflejaba la imagen de la estrella hacia un ocular situado al lado.

TABLA CON LOS PRINCIPALES TELESCOPIOS DEL MUNDO

UBICACIÓN Y NOMBRE ALTITUD DIÁMETRO PROPIETARIO INICIO NOMBRE
Mauna Kea; Hawai, EE UU (W.M. Keck Observatory) 4150 10 Universidad de California y Caltech 1992 Keck Teiescope
Zelenchúkskaia; monte Pastujov, Cáucaso, Rusia 2 070 6,00 1976 Bolshoi Teleskop Azimutalnii(BTA)
Monte Palomar; California, EE UU 1706 5,08 EEUU 1948 Hale
Monte Hopkins; Arizona, EE UU (Fred Lawrence Whipple Observatory) 2 600 4,60 (6 x 1,8) Smithsonian Institution 1979 Múltiple Mirror Teiescope (MMT)
La Palma; Canarias, España (Observatorio Roque de los Muchachos) 2 300 4,20 RU 1988 William Herschel
Cerro Tololo; Chile (Cerro Tololo Interamerican Observatory, CTIO) 2 400 4,00 EEUU 1976
Siding Spring; Nueva Gales del Sur, Australia (Anglo-Australian Observatory) 1 164 3,89 RU-Australia 1975 Anglo-Australian Teiescope
Kitt Peak; Arizona, EE UU (Kitt Peak National Observatory, KPNO) 2 064 3,81 EEUU 1973 Mayall
Mauna Kea; Hawai, EE UU (W.M. Keck Observatory) 4 194 3,80 RU 1979 UK Infrared Teiescope (UKIRT)
Mauna Kea; Hawai, EE UU 4 200 3,60 Canadá-Francia 1979 C.F.H. (Canadá-Francia-Hawai)
La Silla; Chile 2 400 3,57 ESO* 1976
Calar Alto; Sierra Nevada, España 2 160 3,50 RFA 1983
La Silla; Chile 2 400 3.50 ESO* 1988 New Technology, Teiescope (NTT)
Monte Hamilton; California, EE UU (Observatorio Lick) 1277 3,05 EEUU 1959 Shane
Mauna Kea; Hawai, EE UU 4 208 3,00 EEUU (NASA) 1979 IRTF (Infra Red Teiescope Facility)
Monte Locke; Texas, EE UU (Observatorio MacDonald) 2 070 2,72 Universidad de Texas (EE UU) 1969
Crimea; Ucrania (Observatorio de Crimea) 2,60 1961 Shajn
Monte Aragats; Armenia (Observatorio de Biurakan) 1500 2,60 1971

Historia y Construcción del Gran Telescopio en Monte Palomar

ESTÁ EN CONTRUCCIÓN UN NUEVO Y GRAN TELESCOPIO EN CHILE

Comenzó a cosntruirse el telescopio mas grande del mundo, llamado el “telescopio de treinta metros”, que se llama así por los 30 metros de diámetro que tiene su espejo principal, es el resultado de la colaboración entre universidades e instituciones de Estados Unidos, Canadá, China, India y Japón y cuenta con una inversión de 1.400 millones de dólares. En total, tendrá 100 metros de ancho y 492 espejos hexagonales que le darán una resolución diez veces mayor a la que actualmente ofrece el Hubble, de la NASA, lo que sin duda lo convertirá en una de las herramientas más poderosas para explorar el universo. Se espera esté listo para el año 2022.

Ampliación:
Principales telescopios en uso en el mundo

Se inicia por describir los telescopios refractores, que son los más antiguos, y terminaremos por describir los reflectores, más modernos.

El telescopio refractor más grande que se construyó fue el de un metro de abertura, del observatorio de Yerkes, a finales del siglo pasado, con fondos proporcionados a la Universidad de Chicago por el magnate C. T. Yerkes, a petición de George Ellery Hale.

Observatorio de Yerkes

La montura para este telescopio fue construida en el año de 1890 por la compañía Warner and Swasey. Algunas experiencias recientes muy desagradables con las bajas temperaturas en las montañas hicieron que se tomara la decisión de colocar el observatorio a 129 kilómetros al noroeste de Chicago, en un lugar con una altura de tan sólo 75 metros sobre el nivel del mar.

El objetivo de este telescopio fue construido por Alvan Clark en 1985. Las lentes solas pesaban 225 kilogramos sin su montadura, a pesar de haberse construido con un grueso excepcionalmente pequeño, a fin de hacerlas tan ligeras como fuera posible. El 21 de mayo de 1897 hicieron la primera observación tres astrónomos, entre los que se encontraba Hale. Según palabras del mismo Hale, con este telescopio fue posible ver detalles lunares y planetarios que nunca antes habían sido observados.

Otro telescopio refractor históricamente muy importante, construido antes que el de Yerkes, es el del observatorio de Lick, construido también por Clark en 1888 y apoyado económicamente por James Lick, quien murió en 1879, antes de que fuera terminado el proyecto. El observatorio de Lick se instaló en el Monte Hamilton, en Santa Clara, California. Este telescopio tenía un objetivo de 90 centímetros de diámetro.

Ahora haremos una síntesis de los telescopios reflectores más grandes que existen, comenzando por el mayor de todos ellos, que es el de 6 metros de abertura, que se encuentra instalado en la Unión Soviética.

El telescopio reflector de 6 metros de abertura de la Academia de Ciencias de la URSS se comenzó a construir en el año de 1960. Después de muchos estudios para encontrar un buen lugar de observación, se instaló en el monte Semirodniki, a una altura de 2 070 metros al norte de la cordillera caucásica.

El trabajo en la construcción se inició en 1966 y comenzó a funcionar aproximadamente 10 años después. Este inmenso telescopio es hasta la fecha el mayor del mundo y quizá lo sea por mucho tiempo más, pues los problemas prácticos que tiene un telescopio de este tamaño son formidables. El espejo primario de este telescopio es de vidrio borosilicato (equivalente al Pyrex). La parte posterior del espejo es de forma convexa, a fin de que el espejo tenga un grueso aproximadamente constante y con ello minimizar las distorsiones térmicas.

La montura de este telescopio es de tipo altazimut, ya que una ecuatorial de estas dimensiones sería imposible de construir sin que tuviera muy serios problemas de flexiones mecánicas. La montura altazimut tiene menos problemas de flexiones, pero a cambio de ello la compensación por el movimiento diurno de las estrellas tiene que hacerse moviendo en forma alineal muy complicada los dos ejes, al mismo tiempo que se gira también el portaplacas fotográfico. Todo esto se hace simultáneamente con motores independientes, controlados por medio de una computadora.

El telescopio de 5 metros de abertura de monte Palomar fue el más grande del mundo durante casi tres décadas. Cuando se concibió la idea se pensó que era un gran proyecto que requería mucha planeación y esfuerzo.

Quien concibió la idea de construir este telescopio fue George Ellery Hale, quien además se tomó el trabajo de reunir los fondos necesarios.

Uno de los detalles técnicos más importantes era la selección del material para el espejo. Se sugirieron muchos materiales, pero finalmente se decidió utilizar cuarzo fundido, con vidrio Pyrex como alternativa. Varios fracasos en los intentos para fundir el bloque de cuarzo del diámetro requerido hizo que la selección final fuera Pyrex. El coeficiente de expansión del Pyrex es casi cinco veces mayor que el del cuarzo fundido, pero una tercera parte que el del vidrio común. Aumentando el contenido de cuarzo en el Pyrex se logró que el coeficiente de expansión fuera sólo tres veces superior al del cuarzo.

Se fundieron en la compañía Corning Glass, en el estado de Nueva York, dos bloques de Pyrex de 5 metros de diámetro, el primero de marzo de 1934, con la presencia de un gran número de observadores. El tanque donde se estaba fundiendo el vidrio se colocó dentro de un gran horno.

Las 65 toneladas de vidrio se vaciaron durante 15 días en forma continua. Después, tomó otros 16 días llegar a la temperatura de fusión de 1 575 °C. Luego se comenzó a pasar el vidrio fundido del tanque al molde final en crisoles de 300 kilogramos a la vez. El enfriado hasta 800 °C se hizo en cuatro semanas, 10 veces más rápido de lo previsto.
Al examinar la pieza final se detectaron tensiones y pequeñas fracturas internas, por lo que se intentó fundir un segundo bloque. Se pensó que el enfriado debía hacerse en 10 meses.

Cuando ya habían transcurrido siete meses se desbordó el río Chemung, pero se logró con gran esfuerzo que el agua no llegara al horno. Un mes después hubo un gran temblor, que por fortuna no causó ningún daño.
Finalmente, en 1935 se trasladó en un tren especialmente acondicionado el gran bloque de vidrio, de Corning, Nueva York a Pasadena, Cal., adonde llegó en perfectas condiciones.

Mientras tanto, en el California Institute of Technology se había instalado un gran taller óptico con una máquina pulidora que pesaba 160 toneladas, a cargo de J. A. Anderson y Marcus Brown.

El proceso de generar la curvatura deseada significaba profundizar en el centro casi 10 centímetros, desbastando casi cinco toneladas de vidrio. El segundo paso fue afinar la superficie hasta darle forma esférica, por medio de un proceso de esmerilado con granos de esmeril cada vez más finos.

Después, antes de pulir, se emplearon tres meses en lograr una buena limpieza sin granos de esmeril, tanto del espejo como de la máquina. En el proceso final de pulido y parabolizado se utilizaron 31 toneladas de abrasivos y casi 10 años. Se consideró listo para ser probado en noviembre de 1947.

El 3 de junio de 1948 tuvo lugar la ceremonia oficial de inauguración, donde estuvo presente la viuda de Hale y se develó un busto de bronce de su esposo, con una placa bautizando el telescopio con su nombre.

Al principio de los años 60, la Associated Universities for Research in Astronomy, comenzó el proyecto de construir dos telescopios reflectores de cuatro metros de abertura, para ser instalados uno en el observatorio de Kitt Peak en Arizona, y otro idéntico un poco más tarde en el cerro Tololo, en Chile.

Uno de los espejos era de Cervit y el otro de cuarzo fundido, ambos materiales con un coeficiente de expansión térmica despreciable. La inaguración del observatorio de Kitt Peak fue en junio de 1963.

Los principales telescopios refractores


Diámetro en m.
Constructor
Inició operaciones
Nombre oficial
Observatorio

1,01
Alvan Clark & Sons
1897
Yerkes, Univ. de Chicago
,89
Alvan Clark & Sons
1888
Refractor de 83 cm
Lick, en california, EUA
,83
Paul & Prosper Henry
1889
Observatorio de Niza, en Francia
,80
C. A. Stenheil
1899
Instituto Central de Astrofísica en Alemania Oriental
,76
John A. Brashear
1914
Refractor Thaw
Allegheny, en Pennsylvania
,74
Paul & Prosper Henry
1886
Lunette Bischoffsheim
Obs. de Niza en Francia
,71
Sir Howard Grubb
1894
Refractor visual de 64 cm
Old Royal Greenwich, en Inglaterra
,68
C. A. Stenheil
1896
Refractor Grosser
Archenhold Sternware, en RDA
,67
Sir Howard Grubb
1880
Refractor Grosser
Instituto de Astronomía de la Universidad de Viena
,67
Sir Howard Grubb
1925
El telesc. Innes
Estación del Observatorio Astronómico Sudafricano en Johannesburgo, Sudáfrica
,66
Alvan Clark & Sons
1883
Leander Mc Cormick en Virginia, EUA
,66
Alvan Clark & Sons
1873
Ecuatorial de 60 cm
Observatorio Naval de EUA en Washington
,66
Sir Howard Gribb
1899
El refract. Thompson
Observatorio Real de Greenwich, en Inglaterra
,66
J.B. Mc Dowell
1925
Refractor Yale-Columbia
Monte Stromlo, ACT, Australia

Los principales telescopios reflectores


Diámetro en m.
Constructor
Inició operación
Nombre oficial
Observatorio

6,00
Equipo de trabajo óptico de Leningrado
1976
Telescopio Altazimutal Bolshoi
Observatorio astrofísico Especial de la Unión Soviética.
5,08
J. A. Anderson Marcus Brown
1948
George Elery Hale
Monte Palomar, California
4,50
Centro de Ciencias Ópt. U. de Arizona
1979
Telescopio de espejos Múltiples
Kitt Peak, Arizona
4,20
1985
Islas Canarias, España
4,00
Taller Óptico de Kitt Peak
1976
Intermericano de cerro Tololo, Chile
4,00
Taller Óptico de Kitt Peak
1973
Nicholas U. Mayall
Kitt Peak, Arizona
389
Grubb-Parsons
1975
Anglo-Austral
Observatorio Angloaustriaco en Austria
3,80
Grubb-Parsons
1979
Infrarrojo del Reino Unido
Unidad del Observatorio Real de Edimburgo, Hawaii
3,60
Dominion
1979
Canadiense francés, hawaiano
3,57
Recherches et Études Optiques et de Sciences Connexes
1976
ESO 3.6 metros
Europeo del sur, Chile
3,05
Don O. Hendrix
1959
C. Donald Shane
Lick, California
300
Taller Óptico de Kitt Peak
1979
Infrarrojo de la NASA
Mauna-Kea, Hawaii

Fuente Consultada:
Telescopios y Estrellas Daniel Malacara – Manuel Malacara
Enciclopedia Larousse Ilustrada Tomo I El Universo y La Tierra

Hitos de la Carrera Espacial Primera Mujer en el Espacio Perra Laika

carrera espacial

sputnik

SPUTNIK: PRIMER SATÉLITE (URSS) EN ORBITA

¿Cuándo se lanzó el Sputnik?
El 4 de octubre de 1957, fue lanzado el Sputnik 1 en la entonces Unión Soviética, en Kazakhstan, cerca de la ciudad de Leningrado.

Esto representó el primer lanzamiento exitoso al espacio. El Sputnik 1 no era mucho más que un transmisor de radio, pero su órbita de 90 minutos alrededor de la Tierra condujo a la era espacial.

EXPLORER: PRIMER SATÉLITE (EE.UU.) EN ORBITA

¿Cuándo lanzaron los Estados Unidos su primer satélite?
El lanzamiento soviético del Sputnik incitó a los Estados Unidos a poner en órbita su primer satélite: el Explorer 1.  El Comité Nacional Asesor en Aeronáutica (NASA), predecesor de la Administración Nacional de la Aeronáutica y el Espacio (NASA), adoptó un plan de la Marina estadounidense llamado Vanguardia para lanzar el primer satélite del país. No obstante, la recorrida de prueba del satélite, en diciembre de 1957, terminó en un incendio.  El Explorer fue lanzado con éxito hacia su órbita espacial alrededor de la Tierra el 31 de enero de 1958.

PRIMER SER VIVO ENVIADO AL ESPACIO (URSS)

El Sputnik 2, transportó en su viaje orbital a una perra, llamada Laika. Fue el primer ser vivo en viajar al espacio. Laika no mostró signos de sufrimiento por el lanzamiento o la falta de gravedad durante el viaje. Sin embargo, la Unión Soviética no había creado un método para traerla sana y; salva de regreso a la Tierra.

Una semana después del lanzamiento, Laika murió debido a la falta de aire. Unos 5 meses más tarde, el Sputnik 2 regresó a la Tierra y Laika quedó inmortalizada en la historia de vuelos espaciales.

PRIMER SER VIVO ENVIADO AL ESPACIO (EEUU)

¿Cómo se probó la cápsula Mercury?
En enero de 1961, la primera Mercury fue probada con un chimpancé llamado Ham que cumplió exitosamente el primer vuelo suborbital. Ham sobrevivió.

Unos cuatro meses más tarde, el astronauta Alan B. Shepard también sobrevivió a un exitoso vuelo suborbital.

PRIMER HOMBRE EN EL ESPACIO (URSS)

¿Quién fue el primer hombre en ir al espacio?
Este honor lo tuvo el cosmonauta soviético Yuri Gagarin, el 21 de abril de 1961. casi un año antes que Glenn. La Unión Soviética informó sobre un vuelo orbital totalmente exitoso de 1 hora y 48 minutos de la cápsula Vostok 1 tripulada por un astronauta. 

Más tarde se supo que hubo problemas en el reingreso debido a que la carcaza antitérmica protectora de la cápsula se había calentado hasta ponerse incandescente por las elevadas temperaturas. 

Gagarin tuvo que eyectarse y abrir su paracaídas hasta que finalmente aterrizó a salvo.
Esta información, incluyendo el grado de heridas de Gagarin, no fue revelada hasta unos treinta años más tarde.

PRIMER HOMBRE EN EL ESPACIO (EEUU)

¿Quién fue el primer astronauta estadounidense en dar una órbita alrededor de la Tierra?
El astronauta John Glenn Jr. Fue el primer estadounidense en dar una órbita a la Tierra. Su cápsula Mercury, llamada Friendsbip 7, fue lanzada el 20 de febrero de 1962 y lo mantuvo en órbita durante 5 horas.  En el reingreso a la atmósfera, la NASA

PRIMERA MUJER EN EL ESPACIO (URSS)

El 16 de  junio de 1963, se lanzaron la Vostok 5 y la Vostok 6. Su plan también era encontrarse y establecer contacto radial en el espacio.

Lo que la mayoría de la gente no sabía en esa época era que la Vostok 6 iba comandada por una cosmonauta mujer, Valentina Tereshkova, de 26 años de edad. (La primera estadounidense astronauta fue Sally Ride, a bordo del transbordador espacial Challenger unos 20 años después.) Los vuelos de las Vostok 5 y 6 transcurrieron tranquilamente; la Vostok estableció el récord de permanencia de una persona en el espacio: 5 días.

PRIMERA MUJER EN EL ESPACIO (EEUU)

Sally Ride nació en Los Ángeles en 1951, y fue una de las cinco mujeres seleccionadas en 1978 (entre 9000 pedidos), para volar en el nuevo sistema de la lanzadera espacial  que se puso en marcha 18 de junio 1983.  Ella tiene un doctorado en Física por la Uni

PRIMER PASEO ESPACIAL (URSS)

El 18 de marzo de 1965, Alexei Leonov salió al espacio abandonando su nave Vokshod 2, mientras su compañero Pavel Belyayev quedaba a los comandos. Leonov llevaba un traje espacial y estaba conectado a la Vokshod 2 por una cuerda y comunicación radial. Su caminata transcurrió con éxito, pero el traje espacial de Leonov se había expandido y el astronauta debió reducir la presión del aire adentro de éste para poder volver a entrar en la nave. El regreso fue un poco traumático, y tuvieron que descender a mas de 1000 Km. de distancia del objetivo, pasando la noche en un bosque frente a un fuego improvisado.

PRIMER PASEO EN EL ESPACIO (EEUU)

Edward Higgins White II (1930 – 1967) fue un famoso astronauta norteamericano. Nació en San Antonio, Texas, Estados Unidos y fue formado en ingeniería aeronáutica en 1959 por la

CRONOLOGÍA DE LOS HITOS ESPACIALES

———4 OCT. 1957———
Empieza la Era Espacial con el lanzamiento del primer satélite soviético, el Sputnik 1. Fue puesto en órbita
alrededor de la Tierra.

———3 NOV. 1957———
Los soviéticos envían el Sputnik 2, tripulado por la perra Laika.

———1958———
Estados Unidos envía su primer vehículo espacial, d Explorer 1.

———1959 ———
Los soviéticos envían la sonda lunar Luna 2, que se estrella en la superficie lunar. La Luna 3 tiene éxito y envía las primeras fotografías de la Tierra vista desde el espacio.

———12 ABR. 1961 ———
El cosmonauta Yuri Gagarin realiza el primer vuelo tripulado.

——— MAYO 1961 ———
El presidente de Estados Unidos,John Kennedy, propone al estado la tarea de poner un hombre en la Luna antes del final de la década.

——— 20 FEB. 1962 ———
John Glenn, a bordo del Friendsbip 7, se convierte en el primer estadounidense que órbita la Tierra.

———10 JUL. 1962 ———
Se lanza el Telstar, primer satélite de telecomunicaciones comerciales. Transmite la primera película a través del Atlántico.

———1963 ———
La cosmonauta soviética Valentina Tereshkova se convierte en la primera mujer que sale al espacio.

———1965———
La sonda espacial estadounidense Maríner 4 proporciona las primeras fotografías de Marte. El soviético Alexei Leonov realiza el primer paseo espacial; tres meses después le sigue el estadounidense Edward H. White.

———1966———
La sonda espacial soviética Luna 9 alcaliza la superficie lunar y envía fotografías de ella.

———1967———
Los soviéticos instalan la estación espacial (nave espacial que puede mantenerse años en órbita) Soyuz, primera en la
historia. La misión acaba en desastre: la nave se estrella al regresar a la Tierra. Tres astronautas estadounidenses mueren calcinados durante una prueba de lanzamiento.

———1968———
Lanzamiento de la nave tripulada Apollo 8.

———2O JUL. 1969———
Los estadounidenses Neil Armstrong y Edwin Aldrin, de la misión Apollo 11, son los primeros hombres que caminan
sobre la superficie lunar.

———1970 ———
La nave soviética no tripulada Luna 16 recoge muestras de la superficie lunar.

———1971 ———
Una sonda soviética envía fotografías de Marte.

———1972 ———
Estados Unidos realiza su último vuelo tripulado del proyecto Apollo. Los astronautas son Eugene Ceñían
y Harrison Schmitt.

———1973———
Se instala el Skylab, la primera estación espacial estadounidense.

———1975———
Primeras operaciones conjuntas de Estados Unidos y la Unión Soviética con la misiones Apollo y Soyuz.

———1976———
Se lanza el Viking estadounidense para explorar la vida en Marte. Toma muestras de la superficie del planeta.

———1977———
Los Estados Unidos lanzan las sondas Voyager 1 y 2 para tomar fotografías de los planetas más remotos.

———1981———
Se pone en órbita el primer transbordador espacial.

———1983———
El presidente estadounidense Ronald Reagan da su conformidad a la Iniciativa de defensa estratégica,
que consiste en la instalación de defensas anti-misiles en el espacio.

——— 28 ENE. 1986———
Explosión del Challenger. Mueren sus siete tripulantes.

———1986———
La Unión Soviética instala la Estación espacial 3-

Nacimiento, vida y muerte del Sol Evolucion de una estrella comun

LA VIDA DEL SOL: NACIMIENTO Y EVOLUCIÓN ESTELAR

Las estrellas como el Sol permanecen en fase de protoestrella (durante la cual su temperatura no es todavía suficiente para encender las reacciones nucleares en el centro) por algunos millones de años, hasta que comienzan las reacciones nucleares. Luego alcanzan la secuencia principal donde comienzan a quemar hidrógeno. Los cálculos indican que en el Sol esta fase comenzó hace 4,5 mil millones de años y durará otros 5 mil millones.

Una vez que agote el suplemento de hidrógeno, el núcleo solar contendrá sólo helio. La fusión del H continuará en la capa que rodea al núcleo, el cual va creciendo. Su propio peso provoca su contracción, la temperatura central aumenta y comienza la fusión del He. Los núcleos de He se combinan entre sí para formar elementos más pesados: C, N y O, son las llamadas reacciones CNO. (H: Hidrógeno, O: Oxigeno, C: Carbono, He: Helio)

En este proceso se entrega calor a la estrella, el cual se suma al producido por la fusión de H en He, que todavía continúa realizándose en las capas exteriores. Este calor provoca la expansión de la superficie, mucho más allá que en las estrellas normales (de secuencia principal). El Sol abandonará aquí la secuencia principal y entra en la fase de gigante roja, durante la cual su radio aumentará hasta la órbita de Marte y perderá mucha masa. Por entonces la Tierra ya habrá desaparecido pues a medida que la estrella se expande, se enfría.

Cuando el Sol alcance el final de la fase de gigante roja habrán pasado uno o dos millones de años desde que dejó la secuencia principal. La fusión del He proporciona menos energía que la del H, es decir que la reserva de He se agota mucho más rápido que la de H. Por eso esta fase es corta respecto de toda la vida de la estrella y se observan pocas gigantes rojas: sólo 1% de las estrellas de nuestra galaxia están en esta etapa, es decir unos 2.500 millones de estrellas. La figura 30 muestra la evolución del Sol en el diagrama H-R desde su nacimiento sobre la ZAMS hasta la fase de gigante roja.

A medida que continúa la contracción del núcleo, hacia el final de su vida como gigante roja, su temperatura central será mayor de 100 millones de grados y por lo tanto la presión central será enorme. Esta presión será tan grande que la materia en el centro adquirirá propiedades cuánticas especiales, debido a la gran concentración de electrones. Este tipo de materia se denomina degenerada.

La densidad actual del Sol es semejante a la del agua. La materia degenerada tiene una densidad 100.000 veces mayor.

¿Qué sucederá cuando siga creciendo la temperatura central? La evolución post-secuencia principal del Sol es mucho más incierta que la presente y, por lo tanto, sólo se puede hacer una rápida estimación de su agonía luego del llamado “flash de helio”: una explosión gigante en su centro. Codiagramamo resultado de este flash el núcleo se expande rápidamente y comienza a oscilar.

Este movimiento es frenado por la envoltura que en la gigante roja aparece muy extendida. El centro, donde el He se transforma en C y el C en O está rodeado por una capa de H que se quema. Luego del flash de He la estrella se mueve sobre la rama horizontal, zigzaguea horizontalmente a través del diagrama H-R, aumentando su luminosidad. Esta fase dura solo unos cientos de millones de años.

Evolución del Sol en el diagrama H-R, desde su nacimiento sobre la ZAMS ra sólo unos cientos de hasta la fase de gigante roja. 

Lo que sigue es muy difícil de predecir. Las etapas que transitará el Sol en su agonía se describen en detalle más adelante. Se supone que eyectará una envoltura de gas para transformarse en nebulosa planetaria. El núcleo remanente de las estrellas está formado principalmente por materia degenerada de electrones. En consecuencia no se puede contraer más y las estrella se enfrían lentamente transformándose en enanas blancas. Se estima que el Sol se transformará en una enana blanca con lo la mitad de su masa actual. El resto se habrá perdido en forma de vientos violentos y la eyección de sus capas superficiales durante la evolución post-secuencia principal. Las estrellas enfrían rápidamente al principio y luego lentamente , durante miles de millones de años. Las enanas blancas dejan de brillar y se transforman  en enanas negras: una masa fría de materia degenerada. Este es el ultimo suspiro del SOL.

diagram estelar de rousell

EL COLOR Y LA MATERIA
A la luz de los nuevos datos de la ciencia referentes a la masa, el brillo y ol color, se ha clasificado a las estrellas según un diagrama llamado, en honor a sus autores, de Hertzsprung*Russell, De acuerdo con el mismo, la mayoría de las estrellas se disponen en una diagonal, llamada “serie principal”. Las más brillantes y grandes están arriba y las más pequeñas y opacas, abajo. El color pasa, de izquierda a derecha, del azul hasta el rojo oscuro, teniendo como intermedios al blanco, ni amarillo y el anaranjado. La serie principal comienza con los brillantes azules y se traslada hasta las débiles rojas. El Sol, por ejemplo, está en el centro del diagrama. Un caso atípico, es decir, fuera de la serie principal, es el de las gigantes y supergigan-tes rojas, que se ubican a la derecho y arriba del diagrama. La otra familia especial es la de las enanas blancas, que se encuentran abajo y a la izquierda: En esta nota se explicaja incidencia que tienen todas estas características en el material interno de las estrellas

AMPLIACIÓN DEL TEMA…

Cuando transcurran unos 5.000 o 6000 millones de años, el proceso de fusión en el interior del sol se apagará. Sabemos que adentro del Sol hay una especie de central nuclear, quemando millones de toneladas de hidrógeno cada segundo y tiene una capacidad de funcionamiento de unos diez mil millones de años, de los cuales ya han transcurrido la mitad.

Agotado el hidrógeno, podrá iniciarse un nuevo ciclo de combustión, gracias a las cenizas del anterior, que habrá producido abundante cantidad de helio. La fusión del helio generará a su vez cenizas de carbono y nitrógeno que también servirán de combustible nuclear para que el Sol siga brillando durante un tiempo adicional, aunque ya tendrá sus milenios contados.

Las estrellas se parecen un poco al Ave Fénix de la mitología: pueden renacer varias veces de sus propias cenizas antes de apagarse definitivamente.

En todo caso, cuando alrededor de la octava parte del núcleo central del Sol se haya convertido en helio, por el proceso de fusión nuclear, el astro comenzará a experimentar transformaciones irreversibles. En primer lugar se hinchará y, al disminuir en unos dos mil grados la temperatura de su superficie, adquirirá un tono rojizo, crepuscular.

El proceso de expansión continuará y al celebrar su cumpleaños número diez mil millones, el astro rey tendrá cerca del doble del diámetro actual. De ahí en adelante la evolución hacia el gigantismo rojo y hacia la muerte se irán acelerando. En los mil millones de años siguiente el Sol habrá duplicado su tamaño nuevamente. Después, en sólo cien millones de años se hará cincuenta veces más grande y su potencia se multiplicaría por quinientos.

Este proceso de inflación solar terminará por calcinar y engullir a todos los planetas interiores del sistema. La mitología azteca predice que un día la Tierra se habrá cansado y entonces el Sol caerá del firmamento. La leyenda griega de Cronos que devora a sus hijos, terminará así por cumplirse. El Sol, deidad mitológica superior y paterna, de la que derivan los planetas, los devorará finalmente, o los bañará con el aliento de su radiación letal.

Así, llegará para la Tierra un último día perfecto, en que la naturaleza lucirá todo su esplendor y las múltiples criaturas vivas retozarán en los continentes y los océanos del planeta. Luego la biosfera comenzará a destruirse a medida que el Sol vaya hinchándose en el firmamento.

Los casquetes de hielo de los polos se fundirán inundando las costas. Después, el aumento de la temperatura producirá gran evaporación de agua y al engrosar la atmósfera protegerá aun la vida terrestre del exceso de radiación, retrasando un poco el final inexorable.

Pero llegará el día en que los océanos hervirán y nuestro hermoso planeta azul quedará convertido en un desierto, asolado por la radiación e incapaz ya de albergar a ningún tipo de vida.

Todo esto ocurrirá siempre y cuando el hombre no decida, cualquiera de estos días, adelantar el proceso en varios miles de millones de años, detonando sus arsenales nucleares. En ese caso el Sol, al expandirse encontrará a una Tierra tan desnuda y muerta como Mercurio, Marte y Venus.

Si la especie humana sobrevive para ver la muerte del Sol, es posible que adquiera la capacidad tecnológica suficiente como para controlar o al menos modular el proceso de evolución estelar, de manera de no perecer en esta catástrofe. Una solución más viable sería tal vez la de emigrar hacia otros mundos como Titán, el gigantesco satélite de Saturno, o incluso a otros sistemas planetarios.

Esta masiva emigración a las estrellas podría hacerse en naves espaciales que en algún tipo de supercomputadoras llevaran la información genética necesarias como para reproducir en otros soportes planetarios todas las formas de vida originadas en la Tierra. Serían verdaderas Arcas de Noé que salvarían la vida del diluvio de radiación que cundirá por el sistema solar.

Entretanto el Sol, una vez agotado el helio que mantenía encendidos sus motores nucleares, entrará en una agonía de milenios, reciclando las últimas cenizas utilizables como combustible. En esta etapa terminal se contraerá y expandirá alternativamente como un gigantesco corazón, y con cada pulso irá inundando el espacio de radiaciones ultravioletas.

Una hermosa luminosidad roja y azulada se extenderá hasta más allá de la órbita de Plutón. Ese será el ocaso de los planetas o, si se quiere llamarlo de otra forma, el crepúsculo de los dioses.

Más de la mitad de la masa solar se disipará en el espacio. El resto, comprimido en un pequeño núcleo, formará una de esas estrellas superdensas a las que se conoce como “enanas blancas”. Estas son verdaderos cadáveres estelares que aun cuando tienen sus hornos termonucleares apagados, siguen emitiendo, durante un tiempo, la radiación remanente.

Si es que la atmósfera terrestre no se evapora en el espacio, durante las fase de gigantismo solar, las vacías cuencas oceánicas de nuestro planeta volverán a llenarse de agua. Después, una nevazón de dióxido de carbono cubrirá los continentes. El frío se hará cada vez más intenso, los océanos se congelarán y una edad glacial permanente y definitiva se iniciará en nuestro planeta oscuro, ya sin Sol.

Fuente Consultada:
Notas Celestes de Carmen Nuñez

Hechos, Sucesos que estremecen el siglo XX El Universo en Explosión Tomo N°18

El Sol La estrella del sistema solar Informacion y Características

EL SOL: Si bien el Sol, en cuanto objeto astronómico, no es más que una estrella promedio, relativamente débil y fría, para nosotros, habitantes de uno de sus satélites, resulta indispensable conocerlo en detalle, pero además nuestra ubicación privilegiada, nos brinda la posibilidad, a través suyo, de conocer muy bien una estrella y, en base a ello, construir y probar las teorías sobre la naturaleza de las estrellas en general.

Lo que sucede en el Sol concierne a mucha gente y no sólo a los astrónomos. Las erupciones solares pueden callar las comunicaciones de radio de largo rango, interrumpir sistemas de potencia y cambiar las órbitas de los satélites. Muchas actividades espaciales y terrestres requieren un buen conocimiento de las condiciones presentes en el Sol y de su comportamiento en el futuro. Hasta se ha desarrollado una organización internacional para monitorear la actividad solar de hora en hora y transmitir informes a todo el mundo.

EL SOLExisten geoalertas de dos categorías: la primera incluye la radiación electromagnética del Sol, principalmente rayos x, radiación ultravioleta y ondas de radio, que llegan a la velocidad de la luz.

El brillo del Sol en rayos x puede aumentar 10.000 veces o más en un período muy breve durante las explosiones conocidas como “fiares” solares . Este baño de rayos x afecta la ionosfera terrestre hasta tal punto que puede llegar a cortar virtualmente las comunicaciones de radio de onda corta en la parte del planeta en que es de día.

La segunda concierne a la actividad geomagnética (recordemos que un campo eléctrico variable genera un campo magnético). La misma está causada por el viento solar, nubes tenues de protones, electrones y iones del Sol que se encuentran con el campo magnético terrestre. Cuando el Sol está calmo, estas partículas cargadas fluyen de manera continua, uniforme a unos 400 km/seg.

Un aumento de actividad solar puede transformar al viento en violento huracán. Sus ráfagas se abaten sobre el campo geomagnético, afectando la ionosfera y la superficie de la Tierra de varias formas, entre otras induciendo corrientes eléctricas en conductores largos como líneas de potencia y cables de teléfono. Durante su paso el viento solar barre gases evaporados de planetas y cometas, finas partículas de polvo meteorítico y rayos cósmicos de origen galáctico. Su influencia se extiende a ‘través del espacio interplanetario y provoca las auroras polares y las tormentas magnéticas en la Tierra.

También estas tormentas geomagnéticas, causadas por perturbaciones abruptas del campo magnético terrestre interfieren con las comunicaciones de radio y teléfono. Una serie de observaciones solares y geomagnéticas revelaron una correlación entre la aparición de estas tormentas y la aparición, uno o dos días antes, de erupciones solares.

Pero además de estos efectos perniciosos para las actividades terrestres, el Sol, siendo la estrella más cercana, presenta enormes ventajas astrofísicas. Su estudio nos ayuda a elucidar detalles de otras estrellas mucho más lejanas e inaccesibles incluso para el moderno instrumental astronómico y nos permite verificar teorías de evolución estelar.

El Sol emite, continua o esporádicamente todo el espectro de radiación electromagnética, desde rayos X, a través del ultravioleta, visible e infrarrojo, hasta radio ondas. La radiación de distintas longitudes de onda proviene de capas situadas a distintas profundidades en la atmósfera solar. Las características del fotón que atraviesa el gas solar y llega hasta nosotros están determinadas por las propiedades del gas, que varían con la altura. Variar la longitud de onda de la observación equivale a realizar un barrido de la atmósfera solar.

Además de la radiación hemos dicho que el Sol emite partículas como protones, electrones y núcleos de helio, a los que acelera a velocidades de unos pocos cientos a miles de kilómetros por segundo en el viento solar, y de unas decenas de miles de kilómetros por segundo en los rayos cósmicos solares.

Mediante el análisis de estos mensajeros de luz y materia podemos describir las propiedades del Sol en las regiones de donde fueron emitidos. Las observaciones solares, como las de todos los objetos celestes, requieren técnicas muy diferentes, dependiendo de la región del espectro en consideración; también requieren el uso de instrumentos especiales, como radio heliogramas, torres solares y coronógrafos ya que, a diferencia de lo que sucede con el resto de los cuerpos celestes, en el caso del Sol es necesario adecuar los instrumentos de observación a la gran cantidad de luz que nos llega de él. En la actualidad la tecnología de las observaciones solares ha avanzado enormemente.

El más grande de los observatorios solares orbitales, la estación tripulada Skylab, tenía 8 telescopios grandes, incluyendo uno corono-gráfico. Desde mayo de 1973 hasta febrero de 1974 los astronautas trajeron a Tierra miles de fotografías reveladoras de las maravillas de la atmósfera solar. El satélite más reciente, el SMM (Solar Maximum Mission) fue puesto en órbita en 1980 para examinar el Sol en el máximo de su ciclo de actividad y regresó a la Tierra en diciembre de 1989.

Hasta el momento, el Sol es la única estrella con dimensiones, masa, luminosidad y edad conocidas. Para los astrofísicos esto es lo único, pero a su vez lo más importante, que lo distingue de otras estrellas. Ya nos hemos referido en el capítulo 2 a la distancia Tierra-Sol y a los métodos utilizados para medirla. El diámetro del Sol se determina igual que el de la Luna: su disco subtiende un ángulo de aproximadamente medio grado que, a una unidad astronómica de distancia, equivale a 1.393.000 km la órbita de la Luna cabría cómodamente dentro del Sol!

La masa del Sol se calcula a partir de la órbita de la Tierra y de acuerdo a las leyes de Newton. Si la Tierra se detuviera en su movimiento orbital cae-ría hacia el Sol a razón de 2,8 mm./seg. La curvatura de la órbita terrestre es precisamente una consecuencia de esa desviación con respecto al movimiento rectilíneo. Usando las leyes de la mecánica resulta que la masa del Sol es de 1,992 x 1030 Koligramos.

El valor de la gravedad en la superficie de un cuerpo es proporcional a su masa dividida por el cuadrado de su radio, tal como vimos al enunciar las leyes de Newton. En la superficie del Sol entonces, la gravedad es unas 28 veces mayor que sobre la Tierra y un objeto que pesara aquí 10 kg en el Sol pesaría unos 279 kg. Este valor tiene interés para determinar la velocidad con que un cuerpo podría escapar de la atracción gravitatoria solar y lanzarse al espacio. En particular determina la capacidad del Sol para retener su atmósfera.

Ya a mediados del siglo pasado se había indicado que el Sol es una esfera de materia, especialmente hidrógeno, en estado gaseoso. Por lo tanto, para comprenderlo debemos estudiar

Algunas propiedades de los gases

Los átomos o moléculas de cualquier cuerpo están en continuo movimiento y chocando entre sí. Imaginemos por ejemplo, las moléculas de una gota de agua. Las fuerzas intermoleculares impiden que la gota se rompa o desaparezca y mantienen a las moléculas relativamente juntas, por eso, cuando una gota de lluvia se desplaza sobre la ventana, se deforma pero sigue siendo una gota de agua. Al aumentar la temperatura del agua, el movimiento de las moléculas aumenta y también el volumen entre ellas. Calentando el liquido aún más, llega un momento en que la fuerza entre las moléculas no es suficiente para mantenerlas juntas y comienzan a separarse. En esta fase se forma el vapor de agua y las moléculas están muy alejadas unas de otras.

Imaginemos ahora el vapor de agua, o cualquier otro gas, en un recipiente. Las moléculas chocarán contra las paredes y ejercerán así una fuerza contra ellas. Si el recipiente tiene un pistón, será necesario aplicar una fuerza sobre él para mantenerlo en la misma posición: esta fuerza se llama presión (en realidad la fuerza es la presión por el área). Obviamente la fuerza es proporcional al área ya que si aumentamos el área manteniendo el número de moléculas por cm3 aumenta el número de colisiones con el pistón en la misma proporción en que se aumentó el área.

Dupliquemos ahora el número de moléculas en el recipiente, de manera de duplicar la densidad, y mantengamos sus velocidades, es decir la temperatura. Entonces, en buena aproximación el número de colisiones se duplicará. Así la presión resulta proporcional a la densidad.

Si se aumenta la temperatura sin cambiar la densidad del gas, es decir si se aumenta la velocidad de los átomos, ¿qué pasará con la presión? Los átomos golpean más fuerte, porque se mueven más ligero, y además golpea  mas seguido, en consecuencia la presión aumenta. Este mismo principio se utiliza en el termómetro de mercurio: el aumento de la temperatura dilata el contenido del tubo y lo hace subir ya que en este caso no hay pistón.

Consideremos otra situación. Supongamos que el pistón se mueve hacia abajo, comprimiendo el gas. Cuando un átomo golpea el pistón en movimiento su velocidad aumenta y entonces los átomos se calientan. Por lo tanto, bajo compresión lenta, un gas aumenta su temperatura mientras que, bajo expansión lenta, la disminuye.

Si la temperatura disminuye mucho, los átomos se mueven más lentamente y forman, en el caso del agua, hielo. Se alcanza, entonces, la fase sólida.

El Sol, que es una pelota de gas, obedece estas mismas leyes. En él, todo elemento de volumen está sometido, por un lado a la fuerza de gravedad que tiende a llevarlo hacia el centro (donde está concentrada la mayor parte de su masa) y por otro, soporta la presión del gas que tiende a llevarlo hacia la superficie . Cuando ambas fuerzas son iguales se dice que el gas está en equilibrio hidrostático.

Siendo gaseoso, el Sol no presenta abruptas discontinuidades como las que separan el aire, el agua y los continentes en la Tierra, aunque sí se lo puede considerar como compuesto de varias capas concéntricas, de características diversas, de distinta densidad y temperatura. La fotosfera, la cromosfera y la corona son capas del Sol superpuestas como cáscaras de cebolla. Estas capas no son homogéneas y contienen estructuras difusas cuyo carácter variable es la base del concepto de actividad solar. Los ciclos, las manchas y erupciones son manifestaciones de esta actividad.

Las manchas solares, parecen oscuras porque son frías, 1.700°K más frías que las regiones circundantes de 6.0000K. La temperatura en la región central de las manchas puede caer a 3.000°K.

En 1908, G. Hale notó que algunas líneas espectrales aparecían dobles en las regiones con manchas. Este fenómeno, conocido como efecto Zeeman, permite medir la intensidad del campo magnético que resulta proporcional a la separación de las líneas. En la superficie del Sol, este campo alcanzó unos 2.500 a 3.000 gauss, un valor 6.000 veces mayor que el terrestre.

El mapa magnético de una región activa indica que estos campos tan fuertes no están restringidos a las manchas, sino que también aparecen en las regiones brillantes llamadas fáculas. El brillo de estas zonas se puede explicar por las altas temperaturas presentes, pero resulta difícil entender que campos magnéticos igualmente intensos puedan producir regiones calientes y brillantes como las fáculas y otras frías y oscuras como las manchas.

Además de los rasgos propios de la superficie solar, debemos mencionar las nubes luminosas de gas situadas a gran altura, algunas casi estacionarias y otras que se proyectan hacia arriba como erupciones sobre la corona que luego se precipitan en caída. Son las “protuberancias”, llenas de información sobre las condiciones reinantes cerca de la superficie solar. Su temperatura (8 0000K) es mucho menor que la de la corona, que alcanza un millón de grados. Esta diferencia puede ser explicada nuevamente debido a los fuertes campos magnéticos. Las protuberancias pueden alcanzar alturas de hasta un radio solar y velocidades cercanas a los 100 km/seg.

La atmósfera solar se ve sacudida periódicamente por erupciones, fenómenos violentos cuyos efectos, como hemos dicho, se pueden sentir hasta en la Tierra. Una erupción se caracteriza por un gran aumento de brillo en la cromosfera. Hay varios tipos de eventos eruptivos, que se clasifican de acuerdo al área de emisión, pero su característica común es lo abrupto del fenómeno (en menos de un minuto las intensidades de las líneas aumentan unas 10 veces). Luego, en un período que varía entre 10 minutos y una pocas horas, la emisión vuelve a su nivel normal.

El Sol se comporta como un dínamo gigante. Su campo magnético aumenta a medida que subimos en su atmósfera y es el responsable del encendido de las erupciones. Dicho campo surge a partir de una corriente eléctrica originada en el corazón de esta enorme esfera de gas rotante, por el movimiento de los electrones y protones.

Como todos los cuerpos gaseosos rotantes, el Sol no es exactamente esférico, pero como su velocidad de rotación es tan pequeña (el período rotacional varía de 25 días en la región ecuatorial a cerca de 35 en los polos) el achatamiento ecuatorial resultante es un tema de controversia. El período de rotación se determina fácilmente en las regiones donde hay manchas solares y la diferencia entre las velocidades de rotación polares y ecuatoriales se debe a que no rota como un cuerpo sólido.

La fuente de energía solar

Todos los intentos realizados en la primera mitad del siglo XIX para comprender cual era la fuente de energía del Sol —problema que hasta ese entonces no había sido considerado— resultaban insatisfactorios. En 1854, el físico alemán H. Von Helmholtz propuso que la única fuente de energía conocida que podía alimentar al Sol y que no provocaba complicaciones era su propia contracción. Según esta teoría, la masa solar cae lentamente hacia adentro por su propio peso y la energía producida por esta caída se convierte en radiación suficiente para alimentar al Sol durante muchos milenios.

Sin embargo, si el Sol se ha estado contrayendo durante millones de años, su tamaño inicial debió ser tan grande que habría llegado hasta la órbita de la Tierra. Nuestro planeta sólo podía haberse formado una vez que el Sol se hubiera contraído suficientemente y entonces su edad no podía ser mayor de algunas decenas de millones de años. Pero los geólogos y biólogos tenían fundadas sospechas, ya en esa época, de que la Tierra debía tener por lo menos algunos centenares de millones de años y, tal vez, mil millones o más. Ambas observaciones resultaban incompatibles.

A fines de siglo se descubrió una fuente de energía que resultó de gran importancia en la resolución de este problema: la radiactividad. Casi todos los elementos conocidos en la Tierra son estables, pero algunos de ellos (los de número atómico 43,61 o superiores a 83) no pueden existir indefinidamente. Tarde o temprano se desintegran en átomos estables. Esto no sucede necesariamente de manera instantánea y un elemento inestable puede llegar a durar mucho tiempo. El todo y el uranio, de número atómico 90 y92 respectivamente, sobreviven miles de millones de años antes de desintegrarse en plomo (de número atómico 82). De hecho en los 4 mil millones de años de vida de la Tierra sólo el 20% del tono y el 50% del uranio originales se han desintegrado.

En 1901 el físico francés P. Curie (1859-1906) demostró que la radiactividad iba acompañada de pequeñas cantidades de calor. Como las desintegraciones radiactivas podían prolongarse por miles de millones de años, la cantidad total de calor producida de esta manera podía ser enorme. La parte del átomo que se desintegra y libera energía por radiactividad es el núcleo. Por lo tanto esta nueva fuente de energía se llamó energía nuclear. Pero el Sol es de hidrógeno (ii) (de número atómico 1), no de uranio o tono. Entonces éste no puede ser el suministro de la energía solar;elemento muy estable; el más estable después del H1, inclusive a temperaturas muy elevadas. Los elementos que siguen a éstos en complejidad son muy inestables e inevitablemente decaen en alguno de ellos. Por lo tanto cuando el universo se expandió y enfrió hasta el punto en que no fue posible la formación de núcleos más complicados, sólo existían cantidades apreciables de H1 y He4. La teoría del big-bang explica de manera satisfactoria las cantidades actuales de 1-1 y He en el universo y éste es otro de sus éxitos observacionales. Esto explica también la composición del Sol. Pero ¿cómo se forman los elementos más pesados, aquellos de los que nosotros mismos estamos formados?

Para responder esta pregunta debemos comprender los procesos que tienen lugar en el centro de las estrellas. Igualmente, para comprender la historia del Sol, desde su nacimiento hasta su muerte, un período de unos 10 mil millones de años, es necesario estudiar otras estrellas en distintas etapas evolutivas. Abordaremos este problema en el próximo capítulo.

El enigma de los neutrinos del Sol

El análisis de la luz que nos llega de las estrellas devela solamente las condiciones que reman en sus superficies: temperatura, composición química, la agitación o rotación de su parte más externa. Para comprenderlas totalmente habrá que penetrar debajo de esa piel, adentrarse en las profundidades donde nace la energía de las reacciones nucleares e inicia su largo camino hacia la superficie.

Para penetrar de esta manera en el corazón de las estrellas se usó durante mucho tiempo el análisis teórico. El método consistía en construir modelos de estrellas de las que se daba la composición química inicial y seguir, mediante cálculos dictados por la física, su estructura y evolución. A partir de 1950 este tipo de análisis ha alcanzado gran refinamiento debido al avance de la física nuclear, el desarrollo de grandes computadoras, el aumento del número de astrofísicos y la acumulación de observaciones más precisas y sistemáticas.

Pero en principio es posible observar otra radiación procedente de las estrellas: los neutrinos. Estas pequeñas partículas, sin carga y mucho más livianas que los electrones, se producen en las reacciones nucleares que ocurren en el corazón de las estrellas.

El neutrino fue predicho por W. Pauli y E. Fermi en 1930 para explicar ciertas propiedades de la radiactividad, pero su existencia fue confirmada experimentalmente recién en 1958. Su característica más importante es poder atravesar enormes cantidades de materia sin sufrir interacciones, recorriendo así todo el espesor de la estrella sin aminorar su velocidad ni ser difundidos como ocurre con los fotones de la radiación óptica. Si se los puede observar, contemplaremos directamente lo que sucede en la región central de la estrella. Los neutrinos desempeñarán, entonces, un papel análogo al de los rayos x, que permiten ver el interior de un ser vivo.

Si bien el Sol pierde energía emitiendo neutrinos (se estima que un 3% de su energía se emite de esta forma), la escasez de interacciones con la materia implica también una desventaja: del flujo de neutrinos que atraviesa un detector, sólo una fracción muy pequeña interactuará con él y podrá ser develada. Este fenómeno obliga, por lo tanto, a utilizar detectores enormes y sólo se pueden registrar, incluso en las mejores condiciones, flujos de neutrinos muy intensos. En la práctica con esta técnica sólo podemos observar el Sol, pues las demás estrellas, demasiado alejadas, dan lugar a flujos de neutrinos muy débiles.

Los resultados de los experimentos de detección de neutrinos solares han conmovido los cimientos de la astrofísica, pues el flujo observado es dos veces más pequeño que el predicho por la teoría.

Los modelos del interior solar pasan todas las pruebas a que han sido sometidos y durante 20 años los científicos no han logrado elaborar una alternativa factible. Es decir que no parece posible modificar las predicciones teóricas. La hipótesis más interesante es que los detectores sólo reaccionan ante un tipo de neutrinos, el llamado neutrino-electrón. Sin embargo existen otros dos tipos: el neutrinomuón y el neutrino-tauón.

Los neutrinos solares, que viajan a la velocidad de la luz, tardan 8 minutos en llegar a la Tierra. Si en ese lapso los neutrinos-electrones se convirtieran en muones o tauones no podrían ser detectados. Esto significaría que los neutrinos deberían tener una pequeña masa, diferente para cada tipo, lo que a su vez tendría consecuencias importantes para los modelos sobre el origen y evolución del universo.

Todavía no hay una explicación convincente; esto deja a los astrofísicos la sensación de que hay procesos más complicados en el centro solar que aún no conocemos.

PARA SABER MAS…
El Sol y las estrellas
El Sol es 110 veces mayor que la Tierra. Harían falta alrededor de un millón de Tierras para rellenar el interior del Sol.
Según la Enciclopedia estudiantil Rand McNally’s, «Para obtener una imagen rudimentaria del tamaño y distancia del Sol en relación a la Tierra, piénsese en la Tierra como si tuviese el tamaño de un guisante. A esta escala, el Sol tendría el tamaño de una pelota de playa situada a unos 40 m de distancia».

El calor en la superficie solar es de 5.500° C. Las perturbaciones magnéticas ocasionan a veces manchas oscuras en el Sol, y entonces su superficie se enfría hasta los 2.500° C. Se cree que el núcleo del Sol está a unos 15 millones de grados centígrados.

El brillo del Sol se produce al quemarse combustible nuclear. En el interior del Sol tiene lugar una fusión nuclear, y durante este proceso se pierde una pequeña cantidad de materia. La pérdida de esta masa origina la energía solar.

Para producir su energía, el Sol consume alrededor de 22 mil millones de toneladas de hidrógeno cada año. A pesar de esto, según las predicciones científicas, el Sol contiene suficiente hidrógeno para continuar brillando con la actual intensidad durante otros 5 mil millones de años.

La luz solar emplea sólo ocho minutos en alcanzar la Tierra.

Si el Sol cesase de brillar —y a pesar de los restantes hilillos de luz provenientes de otras estrellas— toda vida humana, animal y vegetal se congelaría hasta la muerte, los trópicos serían tan fríos como los polos, y los siete mares se convertirían en hielo.

Puesto que el Sol no es sólido, no todas sus partes giran del mismo modo. El período de rotación en los polos es de 33 días, mientras que en el ecuador dura 25 días.

En nuestra galaxia hay 100 mil millones de estrellas. Desde la Tierra, únicamente unas 6.000 se pueden ver a simple vista, y el Sol es una de ellas.

La estrella más cercana a la Tierra se encuentra a 4 años-luz, o sea 38 mil millones de kilómetros, de distancia.
Rigel, en el extremo de la constelación llamada Orion, es una de las estrellas más brillantes. Es 18.000 veces más brillante que el Sol. La luz de Rigel, viajando hacia nosotros a 300.000 Km. por segundo, tarda 500 años en alcanzar la Tierra. Cuando esta noche miramos hacia el cielo y reconocemos Rigel, la luz que nos llega de ella empezó a brillar 20 años antes de que las naves de Colón navegaran hacia el Nuevo Mundo.

Fuente Consultada: Notas Celestes de Carmen Nuñez

El Sistema Solar Para Niños Planetas, Medidas y Caracteristicas

EL SISTEMA SOLAR PARA NIÑOS: PLANETAS, MEDIDAS, DISTANCIAS Y CARACTERÍSTICAS

sistema solar para niños

Se Utiliza Tecnología Flash, Puede No Verse en Celulares

Todos los días escuchamos noticias sobre viajes en al espacio, naves que estudian nuestro sistema solar y telescopios que flotan en el medio de “la nada”, pero muy pocos tienen noción exacta de lo que eso significa. Es para nosotros muy natural pensar que nuestro Sol es el centro, y que existe una fuerza de atracción sobre los nueve planetas que los mantiene girando alrededor del mismo desde hace millones de años.

Pero la totalidad de nuestro sistema solar,  ocupa sólo una pequeña parte en la vastedad del espacio; es, en realidad, nada más que una mínima porción de las miles de millones de estrellas que forman lo que se denomina la Galaxia, un poderoso universo de estrellas, que parecen estar ordenadas en una espiral gigantesca. Y, nuestro Sol, que no es de ninguna manera el cuerpo celeste más grande de ella, está situado junto con su cortejo de planetas, incluyendo nuestra propia Tierra, hacia fuera de la espiral, como la figura de abajo.

galaxia via lactea

Su posición no es fija, pues todo el Sistema Solar también se mueve, de tal manera que si pudiéramos observar el Sol desde una nave espacial muy lejana, observaríamos  un fenómeno muy interesante. Como nuestra Tierra da una vuelta completa alrededor del Sol y el Sol mismo también está en movimiento, la Tierra sigue en realidad un camino en forma de espiral. Al mismo tiempo, la Luna da vueltas alrededor de la Tierra, de manera que también se desplaza en forma de espiral alrededor de otra espiral.

Cuando hablamos de ir al espacio, estamos refiriéndonos, en realidad, al hecho de tratar de descubrir algo más sobre nuestro Sistema Solar. Ya se ha dicho suficientemente que éste no es más que un minúsculo fragmento del inconmensurable universo. Tiene nueve planetas, aunque Plutón es tan pequeño que muchos astrónomos no lo tienen en cuenta como un planeta, incluyendo la Tierra; las respectivas medidas se muestran comparativamente en la animación superior (pasando tu mouse sobre cada planeta).

Si pudiéramos dar 40 vueltas alrededor del ecuador, viajaríamos aproximadamente 1.800.000 km.; pero la distancia desde Plutón al Sol no es de 40 veces la vuelta a nuestro mundo, sino de aproximadamente 150.000 veces. Si vastas son estas distancias, aún son cortas comparadas con la distancia a las “estrellas”, como se denomina a los cuerpos celestes que están fuera de nuestro Sistema Solar.

PLANETAS: Los planetas, incluyendo la Tierra, se mueven describiendo aproximadamente elipses; éstas son circunferencias levemente alargadas y, en lugar de tener un centro, tienen dos puntos llamados “focos”; el Sol está situado en un foco y no hay nada especial en el otro.

Los planetas no se mueven con velocidad fija; al aproximarse al Sol, apresuran su marcha y cuando se alejan, la aminoran. Cuanto más lejos está un planeta del Sol, más grande es su trayectoria elíptica, más lentamente se mueve y más prolongado es su año, o sea el tiempo que tarda en dar una vuelta alrededor del Sol. Estas leyes hacen imposible el cálculo muy anticipado de las posiciones y movimientos de los planetas.

Partiendo del Sol, el orden de su sistema planetario es el siguiente: Mercurio, Venus, Tierra, Marte, un anillo de planetas menores llamados planetoides o asteroides, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y Plutón. Alrededor de todos ellos, excepto Mercurio, Venus y quizás Plutón, se mueven satélites o lunas. La mayoría de los cometas también pertenecen al Sistema Solar, giran alrededor del Sol, describiendo amplias elipses alargadas e interceptan el paso de los planetas. Sus movimientos y el de los satélites también se adaptan a las leyes de Kepler.

 Una Imagen Grande del Gran Sistema Solar

DISTANCIAS EN EL UNIVERSO:
La Velocidad de la Luz, y el Año-Luz

Es imposible para la mente humana poder entender o imaginar lo enorme que resulta ser el universo, en donde cualquier unidad de medida utilizada diariamente como el kilómetro no alcanza para poder expresar en números las distancias. Para salvar este inconveniente los astrónomos utilizan una medida conocida como año-luz, y que significa o es igual a la distancia que recorre la luz en un año.

La luz viaja a 300.000 Km/seg., para que tengas noción de cuánto es esa velocidad,  podemos decir que dá la vuelta a nuestro planeta 8 veces en 1 segundo, mientras que a cualquier avión por más veloz que sea,  demorá varias horas en dar solo una vuelta.

Para determinar cuánto vales un año-luz, se debe calclar cuántos segundo tiene un año y multiplicar ese tiempo por los 300.000 Km. que recorre la luz por segundo.

365 dias x 24 horas x 60 minutos x 60 segundo=31.536.000 segundos.

31.536.000 seg. por 300.000 Km. = 9.460.000.000.000 Km.

Un cohete a esa velocidad podría llegar a Plutón , el planeta mas lejano del sistema solar en solo 12 o 13 horas, pero a la humanidad llevó mas de 30 años alcanzar esos bordes del sistema, con las naves Voyager I y Voyager II.

UN DIARIO DE LA ÉPOCA:
LA NACIÓN – Domingo 23, agosto 1981
VOYAGER II, CERCA DE SATURNO

PASADENA, 22 (AP).- La nave espacial Voyager II comienza un crucero por las vecindades de Saturno, gigantesco mundo de arremolinadas nubes, rodeado por centellantes anillos, que gira acompañado de varias lunas.

El navío, que se desplaza a casi mil seiscientos millones de kilómetros de la Tierra, en un viaje que comenzó hace cuatro años, sigue la ruta prevista y “se comportaba muy bien”, dijo Esker Davis, a cargo del proyecto, en una conferencia de prensa en el laboratorio que controla la misión.

“Esperamos obtener una visión muv clara de Saturno durante estos exDerimentos”, confió el eminente científico Edward Stone. La nave espacial sigue la ruta de la aeronave gemela Voyager I, que en noviembre asombró a los científicos con sus fotos del planeta de los anillos.

El plan de vuelo del Voyager II fue ajustado a fin de obtener una imagen más cercana de los misterios del planeta, especialmente de su aparentemente indefinida colección de delgados anillos —dos de los cuales parecen estar entrelazados— que conforman la serie de los siete anillos mayores.

Cuando el Voyager II cruce los cielos de Saturno, el martes por la noche, se acercará al planeta 24 000 kilómetros más que su predecesor Voyager I.

El primer encuentro cercano con el planeta tuvo lugar hoy cuando las once cámaras y demás instrumentos de la nave examinaron a Japetus, la luna de dos tonos, a una distancia de casi 900 000 kilómetros.

La nave pasará cerca de otras cuatro lunas en su camino hacia el planeta, dejará atrás otras dos y pasará cerca de la novena luna, Febe, el 4 de setiembre.

Se cree que el planeta tiene por lo menos 17 lunas.

Después de pasar por Saturno, el Voyager II seguirá hacia el ansiado encuentro con Urano, en enero de 1986, y más tarde, en 1989, con Neptuno.

Algunas Distancias:

Distancia de la Tierra a la Luna: 384.000 km.

De la Tierra al Sol: 148,8 millones de Km.

Del Sol a la estrella más próxima, la Alfa Centauri: 4,2 años luz

Del Sol al centro de la Galaxia Vía Láctea: 25.000-30.000 años luz

Diámetro de la Galaxia Vía Láctea: 100.000 años luz

De las galaxias más cercanas a la Galaxia Vía Láctea:

De la Galaxia Vía Láctea a Maffei I (la galaxia más lejana del Grupo Local): 3,3 millones de años luz

Diámetro de Maffei: 100.000 años luz

Pequeña Nube de Magallanes: 196.000 años luz

Gran Nube de Magallanes: 210.000 años luz

Galaxias exteriores:

Galaxia Andrómeda: 2,2 millones de años luz

Galaxia Vórtice: 37 millones de años luz

Galaxia Carretel:500 millones de años luz

Galaxias más lejanas identificadas: Más de 10.000 millones de años luz

Objetos más lejanos visibles (galaxias, quásares): 15.000 millones a 20.000 millones de años luz

Diámetro estimado del universo: 1,5 millardos de años luz

CURIOSIDADES DEL SISTEMA SOLAR:

Desde la Luna, la Tierra presenta una superficie 14 veces mayor que la de nuestro satélite en el cielo celeste.

el sistema solar para niños: planeta tierra

El planeta Neptuno gravita tan lejos del Sol que, desde el año en que fue descubierto (1846), aún no ha dado una vuelta completa en torno del mismo.

neptuno, para niños

Vista desde la Luna, la Tierra también presenta un ciclo de fases. Pero estas fases son exactamente contrarias a las que ofrece la Luna en el mismo instante al observador terrestre. Así, cuando aquí tenemos Luna nueva, en la Luna se tiene Tierra llena; al cuarto creciente de la Luna, corresponde el cuarto menguante de la Tierra, etc.

Febe. Éste es el nombre de Artemisa, como diosa de la Luna, en la mitología griega. También es el nombre del satélite más lejano de los que tiene Saturno.

Ganímedes, el tercer satélite de Júpiter, es, hasta ahora, el mayor de todos los satélites del sistema solar.

Gamínides satelite de jupiter

En la Luna, basta con dar unos pasos entre el suelo expuesto al Sol y uno a la sombra, para pasar de un terreno tórrido a uno gélido como el suelo siberiano.

Un planeta enigmático: la órbita del planeta Plutón penetra en el interior de la órbita de Neptuno.

Pluton

Dos planetas caprichosos: Venus y Urano. Ambos tienen rotación retrógrada; es decir, rotan en sentido opuesto a los demás planetas.

Los astrónomos calculan que hay dos millones de cometas en el sistema solar.

cometa en el sistema solar

Las rocas lunares traídas por los astronautas del “programa Apolo” son extremadamente ricas en titanio. Los terrícolas usamos el titanio para la construcción de aviones, cohetes y piezas de proyectiles, por ser un metal liviano, fuerte y resistente a la corrosión.

Alrededor de 24 000 000 de meteoritos penetran en el interior de nuestra atmósfera en un solo día. La mayor parte de ellos se consumen rápidamente por combustión. Los más brillantes desaparecen a una altura de 64 kilómetros. Únicamente unos cuantos centenares de ellos llegan a golpear la superficie terrestre.

El mayor meteorito encontrado sobre la Tierra fue el que cayó en Hoba West (África del Sudoeste); pesaba 60 toneladas.

gran meteorito

Una lluvia de estrellas, o lluvia meteórica, está compuesta por millares de meteoritos.

lluvia de meteoritos

LOS NOMBRES DE  LOS PLANETAS EN LA MITOLOGÍA
Mercurio: Mercurio era el protector de pies alados de los mercaderes y viajeros, así como también el mensajero de Júpiter.

Venus: Venus, la diosa romana del amor, era proclive a ataques de furia y celos. Cierta vez hizo que las mujeres de una isla apestaran tanto que sus esposos las abandonaron.

Marte: Marte, el dios romano de la guerra y la agricultura, fue el progenitor de Rómulo y Remo, los míticos fundadores de Roma.

Júpiter: Júpiter era el pródigo rey romano de dioses y diosas. Parece tener sentido que el planeta más grande reciba su nombre.

Saturno: Saturno era un titán (los titanes precedieron a los dioses) destronado por Júpiter. Algunas veces se lo asociaba al submundo y, hacia fines de año, en su festival se invertía el orden social: los esclavos ordenaban a sus patrones y los súbditos eran servidos.

Urano: Urano era un dios antiguo, aun para los romanos. Se le asigna el aporte de la civilización y la cultura al mundo, y era un gran astrónomo.

Neptuno: El dios romano Neptuno gobernaba el mundo submarino, las profundidades de lagos, lagunas y estanques. Era famoso por secar los ríos cuando se enfurecía. Era uno de los dioses más poderosos y el que más hijos tuvo.

Plutón: También conocido como Hades, Plutón era el siniestro dios de la muerte y el submundo. El nombre Hades significaba “el invisible”, y rara vez se pronunciaba en voz alta. Solían referirse a él como Plutón, o Pluto, que significaba el rico. Plutón parece el nombre adecuado para este amenazador y poco comprendido planeta.

¿Cómo comenzó el universo?
La idea más conocida sobre la creación del universo es la llamada teoría del big bang. Se basa en las ideas de muchos científicos, especialmente Edwin Hubble, un famoso astrónomo del siglo XX. La teoría del big bang alega que el universo fue creado por un surgimiento masivo de energía y materia hace unos 10 a 20 millardos de años. El big bang formó gases y partículas celestes… y todo lo que existe. Esta teoría también afirma que el universo continúa expandiéndose, que todos los cuerpos celestes -galaxias, estrellas y planetas, para nombrar sólo algunos- están constantemente alejándose unos de otros.

CÓMO INFLAR EL UNIVERSO: Hagamos la siguiente prueba para visualizar el universo como lo ven los astrónomos. Tomemos un globo desinflado y dibujémosle pequeñas estrellas con un marcador. Las estrellas representan las galaxias. Identifiquemos a alguna como la Vía Láctea, nuestra galaxia. Ahora, inflemos el globo. El globo que toma mayor tamaño es similar al universo en expansión. Podemos ver cómo las estrellas se separan, de una manera parecida a cómo se distancian las galaxias. El aire dentro del globo representa el pasado; la superficie del globo representa el presente y el aire alrededor del globo representa el futuro.

¿De qué están hechas las estrellas?
Las estrellas están hechas principalmente de hidrógeno y helio, junto con pequeñas cantidades de calcio, hierro y óxido de titanio. Las proporciones de estos elementos difieren de estrella en estrella. Los astrónomos pueden determinar los elementos que constituyen una estrella, y sus proporciones, estudiando las diferentes longitudes de onda de la radiación electromagnética de una estrella.

¿Cuánto brillo tienen las estrellas?
Existen tres formas de considerar el brillo de una estrella. Podemos hablar de la magnitud aparente de una estrella, o del brillo que parece tener al mirarla. Sabemos, no obstante, que las estrellas más cercanas a la Tierra parecen más brillantes que las que se encuentran alejadas, a pesar de que no sean en realidad más brillantes. Bien, los astrónomos también hablan de la magnitud absoluta de las estrellas, o sea del brillo de una estrella si el observador se encontrara a 10 parsecs de distancia. La tercera manera de medir el brillo de una estrella se llama luminosidad. La luminosidad es una medida de la cantidad de energía que emite una estrella en comparación con nuestro Sol.

EL BRILLO DE LAS ESTRELLAS: Las estrellas parecen más tenues o brillantes según su tamaño y distancia de la Tierra. Comprobemos el efecto de estos factores probando este experimento.

Equipo
linterna
un trozo de papel
un trozo de lámina de aluminio
1. Recortemos un agujero del tamaño de una pequeña moneda en la lámina de aluminio. Conservemos la lámina con el agujero para usarla más adelante.
2. Pongamos el papel sobre el piso de un cuarto oscuro.
3. Alumbremos con la linterna sobre el papel desde una distancia de unos 62 cm (2 pies). Observemos el brillo de la luz sobre el papel.
4. Alumbremos con la linterna sobre el mismo papel a una distancia de 31 cm (12 pulgadas). Observemos que el brillo es mayor. 5. Cubramos la linterna con la lámina de modo que la luz atraviese el agujero. Alumbremos el papel desde la altura de 31 cm (12 pulgadas). La luz será aún más brillante.
Hemos probado los efectos de la distancia y el tamaño en el brillo de la luz. Quizá podamos ahora comprender más claramente la razón por la cual los astrónomos usan dos medidas diferentes para registrar el brillo de una estrella: las magnitudes aparente y absoluta. La magnitud aparente es el brillo que parece tener una estrella vista desde la Tierra. La magnitud absoluta es el brillo de las estrellas si todas estuvieran a la misma distancia (10 parsecs) de la Tierra.

¿De qué está hecho el Sol?
Como otras estrellas, el Sol está compuesto principalmente de gases. Alrededor del 70 por ciento del gas es hidrógeno y el 25 por ciento es helio. Igual que las demás estrellas, el hidrógeno del Sol produce energía convirtiéndose en helio a través del proceso de fusión termonuclear. Vemos la energía del Sol en forma de luz solar y la sentimos como calor.
medio comparado con otra.

¿Qué tamaño tiene el Sol?
El Sol mide 1.392.000 kilómetros (865.000 millas) de diámetro. Necesitaríamos más de 1,3 millones de planetas del tamaño de la Tierra para llenar el Sol. En una balanza, el Sol pesaría casi 333.000 veces más que la Tierra; su masa es de 2 x 10 (potencia 27) toneladas.

¿El sol tiene diferentes capas, como la Tierra?
En el centro del Sol está su núcleo, donde el hidrógeno se transforma en helio, creando energía. Se calcula que el núcleo tiene unos 450.000 kilómetros (280.000 millas) de diámetro. La capa que le sigue al núcleo hacia afuera es la capa de radiación, de más de 278.000 kilómetros (167.000 millas) de espesor; luego la capa de convección, de alrededor de 200.000 kilómetros (125.000 millas) de profundidad; y luego la fotosfera, de 300-500 kilómetros (190 millas) de espesor, que es la que vemos como superficie del Sol. La atmosfera solar está formada por la cromosfera, cerca de la superficie y corona exterior.

¿Qué temperatura tiene el Sol?
La temperatura del núcleo puede registrar hasta 15 millones de °K (15 millones de °C/27 millones de °F), que es 1,5 veces más calor que el emitido en la explosión de una bomba nuclear. Si bien la superficie es mucho más fría ,apenas 5.800°K (6.000°C/10.000°F) es aun unas veinte veces más caliente que la temperatura a la que se quema el papel.

¡NO SE DEBE MIRAR EL SOL DIRECTAMENTE!
Es tan tentador mirar el Sol durante un eclipse, especialmente cuando todo el mundo nos dice que no lo hagamos. El hecho es que hacerlo puede dañarnos los ojos. A continuación proponemos una manera alternativa para mirar un eclipse sin que se nos lastimen los ojos.
Equipo
una caja de cartón con tapa
un alfiler
tijeras
1. Pinchemos un agujero en la parte superior de la caja con el alfiler. Hagamos un agujero por donde mirar en uno de los extremos de la caja.
2. Salgamos al exterior. Levantemos la caja a la altura de nuestros ojos y movámosla hasta que el Sol entre directamente a través del agujero hecho con el alfiler. La imagen del Sol debería aparecer en la parte inferior de la caja.
3. Durante el eclipse, observemos la imagen del Sol mientras la Luna cruza por delante de la estrella.Veremos el eclipse en el momento en que se produce.

¿De dónde salió el satélite de la Tierra?
Existen muchas teorías acerca de cómo llegó a tener un satélite la Tierra. La más popular afirma que hubo un inmenso asteroide -quizás el mismo que se piensa que inclinó el eje de la Tierra- que chocó contra nuestro planeta y arrojó una masa de desechos que quedaron girando dispersos en forma de anillo alrededor del planeta. Con el tiempo, los desechos se aglutinaron formando la Luna. Al principio la Luna estaba mucho más cerca de la Tierra, pero gradualmente llegó a la órbita actual.

EL HOMBRE DE LA LUNA
Casi todos hemos visto al hombre de la Luna. Su rostro luminoso y benigno brilla sobre la Tierra aproximadamente en la época de la luna llena. Pero no está allí en la realidad. Esta demostración les mostrará lo que sucede.
Equipo
aproximadamente siete fichas de dominó, o cajas de fósforos, u objetos pequeños cualesquiera que se puedan parar sobre una mesa una linterna

  1. Pongamos las fichas de dominó sobre la mesa formando una cara: dos ojos, una nariz y una boca.
  2. Oscurezcamos el cuarto. Alumbremos las fichas con la linterna desde arriba y en dirección oblicua. Observa cómo las sombras sobre la mesa forman un rostro espectral.

La superficie de la Luna tiene montañas, abismos y cráteres, que arrojan sombras cuando les da la luz del Sol. Parecen dibujar una cara porque las personas tendemos a reconocer objetos familiares en las sombras comunes y corrientes, como cuando vemos barcos, monstruos y castillos mirando las nubes.

Ver una Imagen Grande Del Sistema Solar

El Origen del Planeta Tierra

Fuente Consultada:
El espacio asombroso Ann-Jeanette Campbell
Dimension 2007 Para 7° Grado Edit. Kapelusz

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

Los Planetas del Sistema Solar Su Trayectoria, Datos y Caracteristicas

LOS PLANETAS DEL SISTEMA SOLAR: El sistema solar consta de nueve planetas. A todos ellos, excepto Mercurio y Venus, los acompañan satélites en número variable, desde la Tierra, que solamente tiene uno (la Luna), hasta Júpiter, alrededor del cual giran once. Entre Marte y Júpiter hay multitud de pequeños cuerpos, cuyo número sobrepasa los dos millares.

Además de la Tierra, los planetas se dividen en dos grupos claramente diferenciados. Mercurio, Venus y Marte tienen masas pequeñas, densidades elevadas, velocidades de rotación lentas y carecen casi de satélites. Los restantes, separados por la zona de los asteroides, tienen grandes masas, densidades bajas, altas velocidades de rotación y gran número de satélites.

La excentricidad orbital de los planetas aumenta de manera inversa a su diámetro: en los más grandes alcanza algunas centésimas y crece notablemente para los pequeños. En conjunto, la masa de los planetas es 700 veces inferior a la del sol. En cada uno de ellos, salvo la Tierra, la masa de sus satélites es unas 6.000 veces inferior a la del planeta; como ocurre con Júpiter, por ejemplo.

Es importante ante todo aclarar que lo comentarios hechos en esta página pueden ir cambiando pues la evolución tecnológica de los sistemas para detectar propiedades de los planetas varias de una forma exponencial, y día a día las opiniones, interpretaciones y confirmaciones van cambiando de postura y lo que hoy parece ser verdad mañana puede transformarse en otra distinta. Piense que la NASA recibe miles de fotos diarias de las distintas misiones no tripuladas al espacio exterior. Inclusive la calidad de la resolución de las mismas aumenta notablemente lográndose día a día nuevos descubrimientos y a la vez naciendo nuevos enigmas o desafíos.

PLANETA MERCURIO

Planeta Mercurio: El pequeño y rocoso planeta Mercurio tiene el nombre del veloz mensajero de los dioses romanos, por su rápido paso a través del cielo, visto desde la Tierra. Está tan cerca del Sol que sufre las mayores diferencias de temperatura entre el día y la noche de todos los planetas, que puede ser de 600ºC de diferencia entre el día y la noche. Por esa proximidad y reducida órbita aparente, verlo a simple vista resulta difícil. Solamente es posible observarlo momentos antes de comenzar y finalizar el día

Eso también es debido a que gira muy lentamente, teniendo un día en Mercurio la duración de 176 días en la Tierra y un año en Mercurio 88 días terrestres. Es decir, en Mercurio los años pasan más rápidamente que los días. Al estar más cerca al Sol que la Tierra, Mercurio sólo puede ser visto desde la Tierra en los crepúsculos (antes del amanecer y justo después de la puesta del Sol).

De su movimiento de traslación alrededor del Sol surgen irregularidades que se apartan de las leyes kleperianas y neutonianas. Algunos astrónomos fundaron la explicación de aquéllas en la posible existencia de un planeta inferior, es decir, de órbita en el interior de Mercurio, ya que desde el siglo XVII se había constatado que los pasos de este planeta frente al astro solar no coincidían con las horas calculadas; es más: se establecían diferencias que alcanzaban a varios minutos. Hoy se ha constatado que dichos pasos pueden producirse sin que haya un planeta intramercurial.

MERCURIO
El planeta más próximo al Sol.
Satélites: ninguno
Distancia media al Sol: 57.870.000 Km.
Diámetro: 4.850 Km.
Duración de la traslación: 57 Km./seg. en el afelio
Distancia máxima a la Tierra: 220 millones de Km.
Volumen: 0,6 el de la Tierra
Período de rotación (día): 88 días

CURIOSIDAD: MERCURIO EL DIOS DEL COMERCIO
Mercurio es el nombre latino de Hermes, hijo de Zeus y de Maya. Es el dios del comercio, de los ladrones y de cuantos se dedicaban a las artes liberales. Recién nacido le robó el carcaj a Eros, la espada a Ares, el tridente a Artemisa, el ceñidor a Afrodita y el cetro a Zeus, a quien también quiso robarle el rayo, pero se quemó y huyó sin lograrlo. Por todos estos delitos fue arrojado del Olimpo. Se dedicó entonces al pastoreo en Tesalia, donde le robó a Apolo los rebaños del rey Admeto. Luego se hizo amigo de Apolo, a quien le regaló una varilla con dos serpientes entrelazadas -el caduceo-que tenía la virtud de reconciliar a los enemigos; de éste, en cambio, recibió la lira. Perfeccionó el comercio e inventó los pesos y medidas. Zeus, finalmente, lo perdonó. Se lo representaba como un hombre jovial, cubierto con un manto y un bonete, con alas en los talones. Como dios protector del comercio su figura era la de un gallo, símbolo de la vigilancia. ‘Aparece, por último, como enviado de los dioses en un sinnúmero de leyendas.

ALGUNAS CARACTERÍSTICAS DE MERCURIO: Sus dimensiones son pequeñas: el diámetro no llega a 4.850 Km. , de manera que su tamaño puede compararse con el de la Luna, dado que su volumen es veinte veces menor que el de la Tierra: pero su densidad es mucho mayor que la de ésta (6,2 y 5,5 respectivamente). En virtud de su exigua masa, la intensidad de la gravedad en la superficie de Mercurio corresponde a 0,4 de la que existe en el globo. Un kilogramo llevado desde éste hasta aquél solamente representaría 400 gramos y un ser humano se sentiría allí en extremo liviano.

Debido a las dificultades que ofrece su observación, las primeras opiniones acerca de la rotación de Mercurio sobre su eje resultaron bastante disímiles. En 1891, el astrónomo italiano Giovanni Schiaparelli afirmó que el planeta presenta siempre la misma cara al Sol; por lo tanto, su periodo de rotación es similar al de traslación, es decir, de unos 88 días. La teoría sustentada por aquél fue confirmada con el tiempo por la mayoría de sus colegas.

Las libraciones que quizás experimente Mercurio en razón de su gran excentricidad y velocidad orbitales explican la disparidad de criterio de aquellos primeros observadores. Dado que este movimiento aparente de oscilación su pera en mucho al de la Luna, es posible advertir más de un hemisferio del planeta a cada lado de su posición media. Como los observatorios modernos pueden seguirá Mercurio en pleno día, se ha establecido que las manchas de su superficie no varían de manera sensible, además del movimiento delibración.

Tal vez la enorme atracción del Sol sobre el planeta, antes que éste se solidificase, originó la formación de grandes mareas que detuvieron su movimiento de rotación hasta que presentó el disco solar siempre el mismo hemisferio. Mercurio tiene, así, un hemisferio siempre opuesto al Sol. Su topografía, para el observador terrestre, permanece ignorada, sumido como está, por falta de iluminación, en una obscuridad permanente.

Aunque la observación del planeta sea muy difícil por las perturbaciones atmosféricas, capas de aire, calor solar, etc., lo primero que se observa en él, además de sus fases, es su color amarillento y diversas manchas agrisadas de variada intensidad. En otras zonas predominan tonalidades blanquecinas. De las observaciones apuntadas surge que la superficie de Mercurio parece ser semejante a la de la Luna, con acentuadas variaciones de nivel. Fotografías tomadas con poderosos instrumentos revelan asimismo en su suelo desniveles que pueden llegar a 3.000 ó 4.000 metros.

PLANETA VENUS

Planeta Venus, es el planeta que está más cercano a la Tierra. Eso, unido a que su capa de nubes refleja muy bien la luz solar hace que sea el más luminoso (seguido por Júpiter). Sin embargo parte de la luz penetra hasta la superficie del planeta y ese calor no puede volver a ser radiado por lo que su temperatura es muy alta (480ºC aprox.).

Este fenómeno es conocido como efecto invernadero y en la Tierra también se produce pero en menor medida, aunque últimamente está aumentando debido, principalmente, a las emisiones de CO2 (de coches, fábricas…).

Como Venus está más cerca del Sol que la Tierra, sólo es visible al alba y tras la puesta de Sol. Lo mismo, pero en mayor medida, le pasa a Mercurio, ya que este está más cerca aún del Sol.

Sin embargo, estos dos planetas, junto con Marte, Júpiter y Saturno se conocen desde la Antigüedad, ya que todos son visibles a simple vista. Urano, situado en el límite de la visibilidad humana, fue descubierto en 1781. Neptuno y Plutón, imposibles de ser vistos sin telescopio, fueron descubiertos en 1846 y 1930 respectivamente.

VENUS
Temperatura Media: 260°C.
Satélites: ninguno
Distancia media al Sol: 107.826.000 Km.
Diámetro: 12.373 Km.
Duración de la traslación: 224.7 días.
Distancia mínima a la Tierra: 42 millones de Km.
Volumen: 0,9 el de la Tierra
Período de rotación (día): 30 días
Gravedad: 0,81 de la Tierra

Como preludio del esfuerzo humano más apasionante de la historia para revelar los secretos de Venus merecen citarse las astronaves Mariner II y Venusik, de EE.UU. y la U.R.S.S., respectivamente. El primero llegó a solamente 37.000 Km. de distancia del planeta (diciembre de 1962) y sus emisiones aportaron importantes informaciones acerca de la constitución atmosférica, temperatura, viento solar, campos magnéticos, etc. Estas experiencias se incrementaron notablemente en los últimos años: lanzado el Mariner 10 el 3 de noviembre de 1973, fotografió a Venus el 5 de febrero de 1974 y volvió a hacerlo el 21 de septiembre del mismo año, desde 50.000 Km. de altitud. Por su parte, en junio de 1975 y en el término de una semana, dos astronaves soviéticas no tripuladas (Venus 9 y Venus 10) fueron colocadas en órbita en torno del planeta y comenzaron a fotografiar la misteriosa capa de nubes que lo rodea.

La cápsula de la Venus 9 televisó una fotografía que muestra una zona montañosa joven y rocosa. Casi en seguida la Venus 10 transmitió otra de una zona de suelo más nivelado, con viejas formaciones montañosas. Las dos fotografías, según opinión de los científicos soviéticos, tienden a refutar las anteriores teorías en el sentido de que Venus es un desierto erosionado por el viento y que está en obscuridad perpetua debido a la permanencia de nubes que lo circundan. Los instrumentos también establecieron que la presión atmosférica era hasta 100 veces mayor que en la Tierra. “Incluso la primera fotografía”, dijo el topógrafo planetario Boris Nepoklonov, “nos da esperanzas de que nuestros datos confirmarán la presencia de poderosas corrientes que circulan en la atmósfera del Planeta y que la sonda estadounidense Mariner 10 detectó por primera vez en febrero de 1974”. Con tan importantísimo adelanto de la cosmofísica, el planeta misterioso y oculto ha comenzado, pues, a salir de su arcano.

ALGUNAS CARACTERÍSTICAS DEL PLANETA:

El Planeta Tierra es un planeta único en el sistema solar y muy probablemente único en todo el Universo: Tiene vida. Esto se debe a un delicado equilibrio de multitud de factores, entre los que destacan los siguientes:

Posee atmósfera con una combinación de gases ideal: Nitrógeno (78%), Oxígeno (21%) y otros gases como vapor de agua, dióxido de carbono (CO2). Un poco de efecto invernadero pero no demasiado. La atmósfera posee una capa de gas ozono (O3) que filtra radiaciones negativas del Sol. Posee agua (H2O), una sustancia con unas propiedades tales que sin ella la vida sería imposible, tal y como la conocemos.

El planeta tiene una inclinación axial de 23,5º, que es la inclinación del ecuador de la Tierra con respecto a la eclíptica (órbita alrededor del Sol). Esto hace que a lo largo de su órbita el planeta sufra variaciones estacionales de clima, que son más notables en latitudes lejanas al ecuador.

Esto, unido a otros factores (como la existencia de montañas y distintos tipos de suelos) hace que exista una gran riqueza paisajística que ha llevado a la creación de multitud de formas de vida animales y vegetales. Esta biodiversidad está equilibrada de forma que la existencia de una especie condiciona la existencia de otra. Pues bien, en los últimos años el hombre está modificando la composición de la atmósfera con gases que por un lado aumentan el efecto invernadero y por otro destruyen la capa de ozono. Además, está contaminando el agua de ríos y mares con venenos que tardarán miles de millones de años en eliminarse.

Todo esto y mucho más hace que la vida en el planeta esté seriamente amenazada. Muchas especies de animales ya han sido extinguidas y otras lo serán irremediablemente, pero ¿será el hombre capaz de extinguirse a sí mismo?. La solución la veremos en este siglo XXI. (El Origen del Planeta Tierra)

¿Cuánto mide la Tierra? (ampliar datos sobre el Planeta Tierra)

Edad 4.600 millones de años
Primera evidencia de vida Hace 3.500 millones de años
Número de especies vivientes Unos 10 millones
Superficie 510.000.000 Km2
Superficie de tierra firme 29,2% (149.000.000 Km2)
Superficie cubierta por las aguas 70,8% (361.000.000 Km2)
Perímetro en el Ecuador 40.077 Km.
Perímetro meridiano 40.009 Km.
Diámetro ecuatorial 12.756,8 Km.
Diámetro polar 12.713,8 Km.
Radio ecuatorial 6.378,4 Km.
Radio polar 6.356,4 Km.
Volumen 1.083.230·106 Km3
Masa 5,9·1021 Toneladas
Fuerza de gravedad 9,81 m/s2
Densidad 5,5 g/cm3
Punto más alto 8.850 m., Monte Everest (Nepal)
Punto más bajo en la superficie -395 m., Mar Muerto (Jordania)
Altitud media 840 m.
Mayor profundidad oceánica 11.022 m., Fosa Oceánica Challenger (I. Marianas)
Profundidad media de mares y océanos 3.808 m.
Temperatura máxima registrada 58 ºC a la sombra (en Alziziyah, Libia)
Temperatura mínima registrada -68 ºC (en Oymyakon, Siberia)
Distancia media al Sol 149,6 millones de Km.
Afelio (Distancia máxima al Sol) 152.007.016 Km.
Perihelio (Distancia mínima al Sol) 147.000.830 Km.
Oblicuidad de la eclíptica 23º27’08”
Año tropical 365,24 días (de equinoccio a equinoccio)
Año sideral 365,26 días (de estrella fija a estrella fija)
Día solar 24h 03m 56s
Día sideral (o sidéreo) 23h 56m 04s (1 rotación independientemente del Sol)

La superficie de la Tierra está cubierta principalmente por agua (70,8%) y la tierra firme (29,2%) está contenida casi en su totalidad (85%) en un hemisferio centrado en un punto entre París y Bruselas. En el otro hemisferio, ocupado principalmente por el océano Pacífico (165.721.000 Km2), quedaría el 15% de la superficie de tierra firme (Australia, Nueva Zelanda, la costa Oeste de América…).

Un día sideral (o sidéreo) es el tiempo que tarda la Tierra en dar una vuelta sobre su propio eje, independientemente de la posición del Sol. El día sideral dura 23 h. 56 min. aproximadamente, y es más corto que el día solar debido a que la Tierra gira alrededor del Sol. La Tierra da una vuelta (360º) al Sol en poco más de 360 días (365.2 días más exactamente), por lo que recorre un poco menos de 1º al día.

O sea, que si observamos la posición del Sol en un momento concreto, cuando la Tierra haya efectuado una rotación completa (sobre su eje), el Sol no estará en la misma posición ya que la Tierra se ha desplazado 1º con respecto al Sol y, por tanto, el Sol se habrá desplazado hacia el Este y faltará 1º de rotación adicional para que el Sol quede en la misma posición. Podemos calcular que la Tierra tarda aproximadamente 4 minutos en girar 1º: 24 horas/360º = 1440 minutos/360º = 4 minutos/grado. Naturalmente, estos cálculos no son exactos y lo único que se ha pretendido es mostrar porqué el día sideral es más corto que el día solar.

¿Cuánto mide la Luna?

Diámetro medio 3.473 Km.
Diámetro ecuatorial 3.476 Km.
Masa 1/81 de la masa terrestre aprox.
Gravedad superficial 1/6 de la gravedad terrestre
Variación diurna de la temperatura en el Ecuador -155ºC a 105ºC
Distancia mínima a la Tierra 356.410 Km.
Distancia máxima a la Tierra 406.685 Km.
Distancia media a la Tierra 384.400 Km.
Período orbital 27,3 días terrestres
Período de rotación 27,3 días terrestres
Período de Luna llena cada 29 días, 12 horas y 44 minutos aprox.
Velocidad orbital 1 Km/sg.
Velocidad de escape 2,38 Km/sg.
Atmósfera No tiene: No hay fenómenos atmosféricos
Ver Los Eclipses de Sol y Luna

(Ver: fases de la luna)

MOVIMIENTOS DE LA LUNA:

La Luna emplea 27 días y cuarto en dar una vuelta en torno de la Tierra: es su revolución sidérea. Pero como durante este lapso el Sol está en movimiento, transcurren 29 días y medio hasta que la Luna vuelve a ocupar el mismo lugar respecto del Sol y repetir sus fases: es su revolución sinódica.
Resultado de la gran lentitud en la rotación lunar es la enorme duración del día y de la noche en su superficie, los cuales son casi quince veces más largos que los nuestros. La ausencia de atmósfera da lugar a que durante el día, con el Sol en el cénit, la temperatura llegue a 100°C. Al pasar del día a la noche, ésta desciende rápidamente hasta los 150°C bajo cero. La órbita que sigue el satélite de la Tierra en torno de ella es elíptica.

El punto en que la Luna está más cerca de la Tierra se denomina perigeo. Por consiguiente, ésta la atrae más que cuando se halla mas lejos (apogeo). Así, para contrarrestar la mayor atracción terrestre se traslada a más velocidad, la cual es mínima cuando se halla en su apogeo.

Su movimiento de traslación varía; en cambio, el de rotación es uniforme y por tal razón desde la Tierra se advierte un balanceo merced al cual se perciben, en el borde occidental del astro cuando pasa del perigeo al apogeo, detalles que van apareciendo hasta una amplitud máxima de 8o en el momento en que su velocidad y su distancia a la Tierra son las promedias. Ello ocurre también en el borde oriental, cuando pasa del apogeo al perigeo. Este fenómeno se denomina libración en longitud o transversal.

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 una 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 cara que conocemos: Si la cara opuesta de la Luna nos es relativamente aún poco conocida, la visible ha sido observada ya con minuciosidad. Ello ha posibilitado un conocimiento bastante aproximado de la realidad lunar.
Nuestro satélite carece completamente de atmósfera (que no pudo retener por su escasa fuerza gravitacional). Por ello, como no hay posibilidad de que la luz ambiente se difunda, en pleno día el cielo es totalmente negro, con el Sol y las estrellas brillando al unísono en aquel fondo de azabache. La luna siempre nos muestra la misma cara, sabes porque?

Puedes ampliar: Ver: fases de la luna

PLANETA MARTE:

Planeta Marte es un planeta rocoso que visto desde la tierra describe una trayectoria muy extraña.

Es el primero de los denominados exteriores o superiores, y el último de los de tipo terrestre. Su distancia promedio al disco solar es de 1,52 unidades astronómicas y por tener una órbita muy excéntrica -sólo lo superan en ese aspecto las de Plutón y Mercurio- sus distancias máximas y mínimas al Sol difieren bastante. Cuando está en el afelio dista 30 millones de kilómetros más que cuando se halla en el perihelio.

Las variaciones, en lo que respecta a la separación Tierra-Marte, aumentan. De este modo, en la oposición más favorable, en las proximidades del perihelio marciano, la distancia es de 55 millones de kilómetros. En la conjunción más alejada está 7,3 veces más distante

A veces parece que cambia de dirección y retrocede atravesando el cielo visto desde la Tierra. .

Este movimiento de retroceso es en realidad ficticio y se debe a que la Tierra, que tiene una órbita de menor radio, adelanta a Marte en sus viajes alrededor del Sol. Así, al producirse este adelantamiento, Marte parece cambiar su dirección y empezar a retroceder.

De hecho, todos los planetas tienen movimientos extraños con respecto a las estrellas y cruzan el cielo sobre el fondo de estrellas que permanece más estático. De ahí proviene el nombre de “planeta” que viene del griego y significa “errante“.

Mientras que la Tierra emplea 365 días y cuarto en cumplir su revolución alrededor del Sol, Marte tarda 686 días y 23 horas en recorrer su órbita: es la revolución sidérea; las oposiciones sucesivas se hallan separadas por 780 días: es la revolución sinódica. El día marciano supera en media hora al de la Tierra. Su eje de rotación está inclinado casi como el terrestre.

Las estaciones duran aproximadamente el doble que las de nuestro planeta: las más largas son la primavera y el verano en el hemisferio boreal y el otoño y el invierno en el austral. Las oposiciones o mínimas distancias entre la Tierra y Marte ocurren cada dos años y 49 días y equivalen a una revolución sinódica. Sin embargo, por causa de la excentricidad orbital mencionada, cada 15 años tiene lugar una oposición favorable, o sea que la separación es mínima, del orden de los 55 millones de kilómetros arriba citados; pero la observación telescópica no es tan favorable, dado que Marte nos presenta el hemisferio septentrional, cuyos detalles son menores.

Este planeta tiene casquetes polares, como la Tierra. Su color rojo se debe al óxido de hierro y al tener el color de la sangre, recibió el nombre del dios romano de la guerra. Marte tiene dos pequeños satélites de menos de 30 Km. de longitud: Fobos (período orbital de 7 horas y 40 minutos), personificación del “miedo” y Deimos (período orbital de unas 30 horas), del “terror”. Su inclinación axial es 25,2º y al ser parecida a la de la Tierra tiene también sus estaciones de forma similar, aunque duran casi el doble porque Marte tiene casi el doble de período orbital (686,98 días terrestres). Marte es más pequeño que la Tierra, pero al girar más despacio sobre su eje consigue que la duración de sus días sea sólo 41 minutos más largos que en la Tierra.

El monte Olympus es un volcán de más de 27 Km. de altura, bastante más alto que el Everest (8.848 metros) y se encuentra localizado en Marte. Se sospecha que es el monte más alto del Sistema Solar y tiene más de 600 kilómetros de ancho en la base. En la Tierra una montaña así se hundiría por su peso, pero en el pequeño Marte la gravedad es tan pequeña que lo mantiene erguido.

MARTE:
Satélites: 2
Distancia media al Sol: 227,8 millones de Km.
Recorrido de su órbita: 687 días
Velocidad orbital: 24,11 km/seg
Temperatura del suelo: + 32° a -70°C
Diámetro ecuatorial: 6.800 Km.
Volumen: 15 veces el de la Tierra
Período de rotación (día): 24 hs. 37′ 23″

LOS ASTEROIDES:  Acaso debió existir entre Marte y Júpiter un gran planeta que un día estalló y se hizo polvo. Los restos de él serían este enjambre de astros de pequeño tamaño, algunos como polvo cósmico y los mayores más pequeños que cualquier satélite, los cuales giran alrededor del Sol como un rebaño de rocas y piedras de todos los tamaños y formas.

Se había observado que las distancias de las órbitas planetarias al Sol, hubiesen mostrado una sucesión ordenada de no existir entre las de Marte y Júpiter un vacío inexplicable. El perfeccionamiento del telescopio, dio lugar al descubrimiento sucesivo de un gran número de pequeños cuerpos, el mayor de los cuales, Ceres, no alcanza los 800 Km. de diámetro. Se han localizado casi unos 2 millares y muchos llevan nombres mitológicos como Ceres, Palas, Juno, Vesta, Iris, etc.

Por lo general no pueden percibirse a simple vista. Vesta, no obstante, lo es no por ser el mayor de todos, sino por su intenso brillo. Ninguno de estos planetas menores da indicios de poseer atmósfera y como describen órbitas alrededor del Sol, lo mismo que los planetas, su presencia se denuncia por los cambios de posición sobre el fondo estrellado. La astrofotografía ha sido una eficaz colaboradora en su descubrimiento. La masa total de los asteroides es bastante menor que la cuarta parte de la terrestre. En general circulan por una zona de unos 50 millones de Km. de anchura entre las órbitas de Marte y Júpiter.

Los asteroides podrían ser fragmentos de un planeta destruido por una explosión o bien, al contrario, fragmentos desparramados que no consiguieron unirse y dar origen a un astro de mayor volumen. Quizá la enorme masa de Júpiter, demasiado próxima, impidió y perturbó este proceso de integración.

Al fotografiar una fracción de cielo y descubrir un breve trazo blanco descrito por un cuerpo que se desplaza durante el tiempo de exposición, permite suponer que estamos frente a un planeta o un asteroide. Así fue come el astrónomo Witt, descubrió en Berlín, en 1898, la existencia de Eros, que sería un planeta si su tamaño no fuese tan exiguo, pues no mide más de una treintena de kilómetros de diámetro.

LOS ASTEROIDES Y LA MITOLOGÍA: Ceres. Nombre que los latinos dieron a la diosa mayor de la agricultura, identificada también como la De-méter greco-cretense y con la Isis egipcia. Su nombre deriva de crescere (crear) o de Cere, antigua ciudad etrusca. Se la representaba como a una mujer de aspecto majestuoso, coronada de espigas y teniendo en la mano una amapola. Palas. Gigante hijo de Creus y Euribia.

Se le atribuye la paternidad de Atenea, quien lo petrificó poniendo frente a él la cabeza de Medusa. Vesta. Diosa del hogar y del fuego. Era la deidad virgen, personificación del hogar y protectora de la vida doméstica. De su nombre proviene la voz vestibulum (vestíbulo), ‘sala de la casa donde ardía el hogar. Sus atributos fueron el paladio y la lámpara-Juno. Diosa romana del matrimonio y del alumbramiento. Los griegos la llamaron Hera. Se la representaba como a una mujer majestuosa y de singular belleza, vistiendo magnífica túnica y un cinturón de oro macizo. Una carroza tirada por pavos reales, con uno de ellos a su lado, completaba sus atributos.

PLANETA JÚPITER:

Planeta Júpiter es un planeta gaseoso formado, como todos los planetas gaseosos (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno) principalmente por Hidrógeno y Helio.

Es el planeta más grande del sistema solar y gira sobre sí mismo rapidísimamente: Su día es de sólo 9,84 horas. Está formado por gases aunque se sospecha que tiene en su interior un pequeño núcleo rocoso del tamaño de la Tierra. La masa de Júpiter es sólo 8 veces menor de la necesaria para elevar la temperatura interna lo suficiente para iniciar la fusión y que se convirtiera en estrella.

Si esto hubiese ocurrido el sistema solar tendría 2 estrellas y la vida en la Tierra no existiría ya que este planeta recibiría demasiada energía pues aunque Júpiter hubiese sido una estrella pequeña estamos demasiado cerca y las condiciones para que se de la vida en la Tierra son extremadamente delicadas.

Los Satélites del astro: Los cuatro mas brillantes fueron descubiertos por Galileo en 1610, y son los únicos que están nominados: Io, Europa, Ganímedes y Calixto. Los demás, con excepción de Amaltea, el satélite más próximo al planeta y visto desde el cual Júpiter cubriría una parte del firmamento, no tienen nombres, sino números y son muy pequeños. Los satélites jovianos mayores son como diminutas estrellas dispuestas en línea casi recta; pasan por el centro de Júpiter paralelamente a las bandas de éste y en la prolongación del ecuador.

Hasta 1892, se supuso que Io, Europa, Ganímedes y Calixto eran los únicos que giraban en torno del planeta, pero en septiembre de ese mismo año el astrónomo estadounidense Edward Emerson Barnard descubrió el V (Amaltea). En 1904 y 1905, Charles Dillon Perrine, del Observatorio Lick, descubrió otros dos satélites más distantes que los cuatro mayores. En 1908, Melotte, del Observatorio de Greenwich, descubrió el J-VIII, denominado “Luna Perdida” durante mucho tiempo. Se trata de un cuerpo muy pequeño, de sólo 4 kilómetros de diámetro y que marcha en sentido contrario al de los anteriores.

En 1942 desapareció misteriosamente, para ser visto de nuevo en 1955, desde el Observatorio de Monte Wilson. Por último, en 1914, Seth Barnes Nicholson fijó la huella fotográfica del IX, en 1938 las del X y XI, y en 1951 este mismo astrónomo halló la del XII en dos fotografías obtenidas en el Observatorio Lick. Las dimensiones de los cuatro satélites mayores de Júpiter son considerables. El diámetro de Ganímedes equivale a casi la mitad del de la Tierra y mide 5.800 kilómetros,-por lo cual su volumen se aproxima al doble del de Mercurio, Calixto es casi tan grande como su hermano mayor, en tanto que lo y Europa son aproximadamente iguales a la Luna.

Los demás podrían calificarse de asteroides atraídos por la gravedad joviana. En razón de que los materiales que constituyen estos mundos son mucho más livianos que los terrestres, la densidad es muy exigua y quizá carezcan de atmósfera porque la gravedad en la superficie y su velocidad de escape son excesivamente bajas. En su fase llena, todos los satélites juntos, no obstante la magnitud y número, envían a su planeta la tercera parte de la luz que la Luna hace llegar a la Tierra. Acerca de sus condiciones físicas es muy poco lo que se conoce.

Sintesis Los satélites de Júpiter son 17. Los 4 más grandes son llamados satélites de Galileo (1564-1642) porque fueron descubiertos por este astrónomo italiano. El último fue descubierto en 1999 y fue identificado primeramente como un asteroide. De ellos, Io tiene volcanes y Ganímedes es el mayor satélite del Sistema Solar (es mayor que Plutón y que Mercurio). Es curioso que los 4 satélites más exteriores orbitan en sentido opuesto a todos los demás. Estos 16 satélites son:

Satélite Diámetro (Km.) Distancia a Júpiter (Km.) Descubridor, año
Metis 40 127.960 Synnott, 1979
Adrastea 20 128.980 Jewitt, E. Danielson, 1979
Almatea 200 181.300 E.E. Barnard, 1892
Tebe 100 221.900 Synnott, 1979
Io 3.630 421.600 Galileo, S. Marius, 1610
Europa 3.138 670.900 Galileo, S. Marius, 1610
Ganimedes 5.262 1.070.000 Galileo, S. Marius, 1610
Calisto 4.800 1.883.000 Galileo, S. Marius, 1610
Leda 16 11.094.000 Kowal, 1974
Himalia 180 11.480.000 C.D. Perrine, 1904
Lisitea 40 11.720.000 S.B. Nicholson, 1938
Elara 80 11.737.000 C.D. Perrine, 1905
Ananke 30 21.200.000 S.B. Nicholson, 1951
Carme 44 22.600.000 S.B. Nicholson, 1938
Pasifae 70 23.500.000 Mellote, 1908
Sinope 40 23.700.000 S.B. Nicholson, 1914
S/1999 J1 10 24.000.000 Programa Spacewatch, 1999

PLANETA SATURNO

Planeta Saturno es el planeta conocido por sus anillos, formados por infinidad de pequeñas partículas heladas que giran como pequeñas lunas alrededor del planeta en el mismo plano con trayectorias casi circulares. Sus anillos pueden verse desde la Tierra (no a simple vista, naturalmente.

Después del gigantesco Júpiter sigue en el orden de distancia al astro mayor otro coloso: Saturno, la maravilla del sistema solar. Simboliza al dios homónimo (o Orónos), personificación del Tiempo, y era el último de los planetas conocidos por la Antigüedad.

Su fulgor es pálido plomizo, y aun cuando a simple vista se lo vea como una estrella de primera magnitud, carece del brillo de Venus, Júpiter, Marte y Mercurio.

La inclinación de su eje de rotación difiere algo de la terrestre, y por consiguiente sus estaciones deben de ser, debido a los contrastes, semejantes a las nuestras, aunque de una duración de más de siete años cada una, pues su período de revolución es de 29 años, 5 meses y 17 días. Como su período sinódico es de 378 días, cada año se encuentra en oposición con el Sol con un retraso de 13 días. En un lapso de cuatro meses sus condiciones de visibilidad son buenas.

Su velocidad orbital es de 9,7 Km./seg, y la de escape, de 37 Km./seg. Mucho más regulares que las bandas nubosas del planeta joviano, las de Saturno se sitúan paralelamente a su ecuador. Así, la zona ecuatorial suele tener un color amarillo y en los polos un tono más verdoso.

Características: Dado que el planeta se halla casi 10 veces más lejos del Sol que la Tierra, tanto el calor como la luz que recibe del astro mayor son 90 veces inferiores a los de globo terráqueo. De ahí que su color no tenga el brillo del de Júpiter. La temperatura de la superficie saturnina, excepto la posible gravitación de la actividad interna, se calcula aproximadamente en -155°.

Al igual que en Júpiter, el brillo de los bordes del disco de Saturno no alcanza la intensidad del centro debido a la atmósfera que los envuelve. Asimismo, sus variaciones de origen climático son muy distintas de las jovianas en razón de la inclinación de su eje sobre el plano de la órbita. Para Harold Jeffreys el planeta estaría formado por un núcleo de tipo silíceo circundado por capas heladas muy espesas, sobre las cuales se expande una atmósfera que alcanza 26.000 kilómetros de altura.

Como, según se dijo, la densidad media de la atmósfera de Saturno es muy baja respecto del agua, casi todos sus posibles constituyentes son susceptibles de deducir, puesto que aparte del helio y del hidrógeno, los únicos que al estado líquido o sólido poseen densidades muy escasas son el metano, el etano y el amoníaco. Ello indicaría que la capa externa de la atmósfera saturnina contiene en gran cantidad los gases citados. El conocimiento actual que se tiene acerca del planeta permite suponer que su superficie contendría grandes cantidades de nivel amoniacal, cubiertas por enormes espesores de gases licuados o solidificados a baja temperatura, sobre los que existe una atmósfera carente de oxígeno y de vapor de agua.

LOS SATÉLITES DEL ASTRO: odos sus 18 satélites y los anillos tienen sus órbitas en el mismo plano y es el único planeta del sistema solar que tiene 2 y 3 satélites en la misma órbita.

Satélite Diámetro (Km.) Distancia a Saturno (Km.)
Pan 20 133.600
Atlas 34 137.640
Prometeo 110 139.350
Pandora 88 141.700
Epimeteo 120 151.422
Jano 190 151.472
Mimas 390 185.520
Encelado 500 238.020
Teti 1.050 294.660
Telesto 25 294.660
Calipso 26 294.660
Dione 1.120 377.400
Helena 33 377.400
Rea 1.530 527.040
Titán 5.150 1.221.850
Hiperión 280 1.481.000
Japeto 1.440 3.561.300
Febe 220 12.952.000

Encélado es un satélite que se descubrió en 1789 por Herschel cuya superficie es de hielo y tiene la propiedad de reflejar toda la luz solar que llega hasta él. Fue fotografiado desde muy cerca cuando pasó una sonda enviada por la NASA.

SATURNO
Volumen: 719 veces el de la Tierra
Distancia media al Sol: 1.429.097.400 Km.
Diámetro ecuatorial: 120.800 Km.
Diámetro polar: 108.100 Km.
Periodo de rotación (día): 10 horas, 48 minutos
Período de traslación (año): 29,5 años
Gravedad en la superficie: 1,14 de la Tierra
Velocidad orbital: 9,7 Km./seg
Velocidad de escape: 37 Km./seg
Número de satélites: 10
Temperatura media: -155°e
Masa (Tierra = 1): 95,3
Mayor acercamiento a la Tierra: 1.190.914.500 m.

PLANETA URANO:

El séptimo planeta en orden de distancia al Sol lleva el nombre del más antiguo de los dioses mitológicos, padre de Cronos y abuelo de Zeus. En 1781, mientras el astrónomo Friedrich W. Herschel observaba el cielo con un telescopio construido por él mismo, y realmente gigantesco para la época, advirtió entre un pequeño grupo de estrellas un astro hasta entonces desconocido.

Dado que en aquel tiempo no se admitía la existencia de otro-planeta más lejano que Saturno, creyó que se trataba de un cometa y en tal sentido comunicó la nueva a la Royal Astronomical Society, de Londres.

Herschel le dio el nombre de Georgium Sidus, en homenaje a Jorge III, a la sazón rey de Gran Bretaña y amante y protector de las ciencias. Posteriormente, Johann Bode cambió esa denominación por la de Urano.

El descubrimiento extendió el radio del sistema solar de 1.421 millones de kilómetros a 2.858. Tras haberse comprobado que en realidad no se trataba de un cometa sino de un planeta, otros astrónomos, entre ellos Flamstee y Bradley, sostenían que lo habían visto en varias ocasiones, pero siempre como una pálida estrella.

Tanta es la distancia de Urano a la Tierra y al Sol que su brillo aparente es como el de una estrella de sexta magnitud. Se halla, pues, en el límite de la percepción a simple vista y por ello resulta difícil identificarlo.

Características: también tiene anillos, pero no son visibles desde la Tierra. Su nombre procede de Urania, la musa griega de la astronomía. Su inclinación axial es de 98º y afecta también a los anillos y a sus 15 satélites.

Es decir, el planeta rota con su ecuador casi perpendicular a su órbita. Esta inclinación hace que Urano tenga estaciones muy largas: unos 42 años terrestres de luz, seguidos de otros tantos años de oscuridad. Sin embargo, la temperatura no varía mucho con las estaciones, debido a su gran distancia al Sol.

Urano describe de manera muy lenta su viaje en torno del Sol y emplea 84 años y 8 días en dar una vuelta completa a la velocidad de 6,8 kilómetros por segundo. Su órbita casi coincide con el plano de la eclíptica. La distancia media de este planeta al Sol es de 2.858 millones de kilómetros, es decir, más de 19 veces la de la Tierra al astro mayor.

La excentricidad de su órbita es considerable. El año uraniano comprende 60.000 días de los terrestres. Su movimiento de rotación no alcanza a 11 horas y su eje se caracteriza por formar un ángulo casi recto con el plano de la órbita. El diámetro aparente del astro es de solamente 4″ y por la distancia a que se halla representa aproximadamente 50.000 kilómetros, o sea más de cuatro veces el de la Tierra, aunque únicamente es perceptible mediante el empleo de telescopios potentes.

En volumen supera a Mercurio, Venus, la Tierra y Marte juntos y es unas 60 veces el del globo terráqueo; sin embargo, al igual que Júpiter y Saturno, su densidad es sumamente baja: sólo la cuarta parte de la terrestre. Achatado como Saturno, la atmósfera de Urano es muy densa y se halla constituida preferentemente por hidrocarburos, en particular metano. De la parte sólida poco se conoce, aun cuando se cree que es similar al de Júpiter y Saturno. Con telescopios muy potentes se perciben unas bandas ecuatoriales, con algunas características semejantes a las de estos dos últimos planetas.

Actualmente se conocen 15 satélites que han recibido los nombres de personajes de las obras de William Shakespeare (1564-1616):

Satélite Diámetro (Km.) Distancia a Urano (Km.)
Cordelia 30 49.750
Ofelia 30 53.760
Bianca 40 59.160
Cressida 70 61.770
Desdémona 60 62.660
Julieta 80 64.360
Portia 110 66.100
Rosalinda 60 69.930
Belinda 70 75.260
Puck 150 86.010
Miranda 470 129.780
Ariel 1.160 191.240
Umbriel 1.170 265.970
Titania 1.580 435.840
Oberón 1.520 582.600

 

Orbita, Ecuador y Polos del Planeta Urano

PLANETA NEPTUNO:

Planeta Neptuno es el más exterior de los planetas gaseosos. Su posición fue calculada matemáticamente y en 1846 se comprobó su existencia justo en la posición que se pensaba. Aunque tiene una inclinación axial similar a la Tierra, está tan lejos del Sol que carece de estaciones como en la Tierra.

Neptuno no es perceptible a simple vista, ya que solamente brilla como una estrella de 8a magnitud. Su distancia media al Sol es de 4,500 millones de kilómetros y su circunferencia abarca 28.000 millones de kilómetros. Tiene un diámetro de 44.600 kilómetros y por consiguiente un volumen 60 veces el de la Tierra. Su densidad es de 2,3 respecto la del agua y tiene un período de rotación de aproximadamente 15 horas y 48′.

Pero el tiempo que emplea en dar la vuelta en torno del astro central es mucho más largo, es decir, 164 años y 280 días terrestres. Más de un siglo y medio. La temperatura que reina en él es glacial (-200°C) y recibe unas 900 veces menos luz y calor que los terrícolas.
Las últimas investigaciones informan que Neptuno también está compuesto de un núcleo, un océano helado que lo cubre, y, rodeándolo todo, por una espesa atmósfera con gran cantidad de metano. Entre los cuatro planetas de tipo joviano es el que presenta menos achatamiento en los polos.

NEPTUNO
Volumen: 42 veces el de la Tierra
Distancia al Sol: 4.496.500.000 km
Diámetro ecuatorial: 44.600 km
Rotación (día): 16 horas
Traslación (año): 165 años
Gravedad en la superficie: 1.53 de la Tierra
Número de satélites: 2
Temperatura media diurna: 201°C bajo cero

Los anillos y 6 de sus 8 satélites fueron descubiertos por la sonda Voyager 2, que tardó 12 años en llegar. Los 4 satélites más interiores orbitan dentro de los anillos y el satélite más exterior, Nereida, tiene la órbita más excéntrica de todos los satélites conocidos, pues varía su distancia a Neptuno entre 1,3 y 9,7 millones de kilómetros. Los datos medios de todos sus satélites son:

Satélite Diámetro (Km.) Distancia a Neptuno (Km.)
Naiad 50 48.000
Thalassa 80 50.000
Despina 180 52.500
Galatea 150 62.000
Larissa 190 73.600
Proteus 400 117.600
Tritón 2.700 354.800
Nereida 340 5.513.400

PLANETA PLUTÓN:

El planeta que señala el limite del sistema solar lleva el nombre del dios romano de los infiernos (el Hades griego). hijo de Cronos y de Rea. aunque sus dos primeras letras coinciden con las iniciales del astrónomo Percival Lowell, quien lo anunció por primera vez. Su símbolo está representado por dichas iniciales entrelazadas.

Cien años después de haber sido descubierto Neptuno, un joven astrónomo estadounidense, Clyde William Tombaugh, a la sazón recién incorporado al Observatorio Lowell e integrante de un equipo de investigación dirigido por el astronomo Vesto Melvin Slipher. anuncio, tras observar infinidad de fotografías, que en la zona donde debía brillar el nuevo planeta, según las predicciones de Lowell, había descubierto una estrella que se movía de manera notable en un lapso de varios años.

Dicha estrella no era tal, sino Plutón, el noveno planeta en el orden de las distancias al Sol. Su descubrimiento fue anunciado el 13 de marzo de 1930. Al igual que Lowell. William H. Pickering ya había anunciado la existencia de un planeta trasneptumano e incluso calculado su posición.

Planeta Plutón es un planeta muy peculiar, por lo que se cree que su origen es distinto al resto: Todos los planetas se mueven en órbitas que están prácticamente en el mismo plano. El planeta que más excede de esta regla es Plutón (17º10′), seguido por Mercurio (7º).

Las órbitas de los planetas son casi circulares, siendo Plutón el planeta con la órbita más elíptica, seguido por Mercurio.

Es el planeta más alejado del Sol, aunque su órbita tiene una zona que está dentro de la órbita de Neptuno. En 1999 Plutón salió de esa zona dejando a Neptuno más cerca del Sol que él.

Los planetas alejados del Sol son grandes, gaseosos y tienen varias Lunas, sin embargo, Plutón es el planeta más pequeño (menos de una quinta parte de la Tierra), no es gaseoso (aunque tiene una delgada atmósfera) y sólo tiene un gran satélite llamado Caronte con su órbita sincronizada con la rotación de Plutón, por lo que desde una cara de Plutón, siempre se ve Caronte en la misma posición y desde la otra cara de Plutón, no se ve nunca. Es el planeta con mayor inclinación axial: 122,6º.

Su periodo de revolución es de 248 años y gira a una distancia media del Sol de 5.950 millones de kilómetros, en una órbita marcadamente excéntrica. Asimismo es notable su inclinación sobre el plano medio de las demás órbitas planetarias. Debido a ello su distancia con respecto al astro mayor varía entre 29 y 50 veces la de la Tierra, o sea entre 4.500 y 7.500 millones de kilómetros.

Por lo tanto en el periheho esa distancia puede llegar a ser relativamente inferior a la de Neptuno. No obstante, la misma inclinación de la órbita plutoniana hace que tanto uno como otro astro nunca se aproximen a una distancia menor de 400 millones de kilómetros La temperatura de la superficie de Plutón debe de ser muy baja (-210°C) y si existen gases (oxígeno, nitrógeno) éstos deben de hallarse en estado sólido. El diámetro del planeta no llega a la mitad del de la Tierra, y su masa es menor que la de ésta.

PLUTÓN
Volumen: 1.3 de la Tierra
Distancia al Sol: 5.906.292.500 Km.
Diámetro ecuatorial: 14.500 Km.
Traslación (ano): 248 años
Número de satélites: ninguno
Temperatura media diurna: 210°C bajo cero
Período de Rotación: 6,9 días

(Ver: Planeta Sedna, el 10° Planeta del Sistema Solar?)

Eratóstenes (Cirene c. 284-Alejandría c. 192 a.C.) fue un astrónomo, geógrafo, matemático y filósofo griego, que vivió en Atenas hasta que el rey Tolomeo III de Egipto lo llamó a Alejandría en el 245 a.C. aproximadamente, para que educara a sus hijos y posteriormente dirigió la biblioteca hasta su muerte. Sus aportaciones a la ciencia fueron muy importantes, como elmesolabio o la famosa “criba de Eratóstenes” para calcular números primos.

Fue el primero en medir de modo exacto la longitud de la circunferencia de la Tierra y lo hizo del siguiente modo. Sabía que en el solsticio de verano el Sol estaba en la vertical de la ciudad de Siena (en Italia), ya que los rayos penetraban en los pozos más profundos.

Entonces, midió en Alejandría el ángulo que formaban los rayos del Sol con respecto a la vertical, con la ayuda de la sombra proyectada por un gnomon. Partiendo de que los rayos del Sol llegan de forma paralela entre ellos, el ángulo que midió es el mismo ángulo que hay entre el radio formado por el centro de la Tierra y Alejandría y el centro de la Tierra y Siena.

Luego, midió sobre el terreno la dimensión del arco formado por este ángulo y así, obtuvo el radio de la Tierra y su perímetro: 252.000 estadios (40.000 Km). A Eratóstenes se le atribuye ser también un atleta excepcional, habiendo conquistado el triunfo en el pentathlon, las cinco pruebas máximas de los Juegos Olímpicos de la antigüedad.

Se cuenta que a orillas del Nilo contrajo una enfermedad en los ojos por la que Eratóstenes quedó ciego y sufrió tanta pena por no poder mirar el cielo que se suicidó dejándose morir de hambre, encerrado en su biblioteca. (ampliar sobre este científico griego)

Breve Resumen de la Historia del Universo (m.a.=millones de años).

Tiempo Evento
Hace 15.000 m.a. Big Bang: Gran explosión, expansión y creación del Universo (creación de toda la materia, energía, espacio y tiempo).
Hace 12.000 m.a. Las galaxias empiezan a tomar forma.
Hace 10.000 m.a. La Vía Láctea, nuestra galaxia, tomó su forma de espiral.
Hace 5.000 m.a. Nace nuestro Sol y comienza la formación del Sistema Solar.
Hace 4.600 m.a. Sistema Solar formado.
Hace 3.500 m.a. Surge la vida en el planeta Tierra: Organismos similares a bacterias y las cianobacterias (que realizan la primera fotosíntesis).
Hace 530 m.a. Expansión cámbrica: Aparecen los representantes de los principales grupos de organismos, como los precursores de los vertebrados.
Hace 300 m.a. Anfibios, reptiles (antecesores de los dinosaurios) e insectos.
Hace 200 m.a. Dominio de los reptiles (dinosaurios). Aparecen los primeros mamíferos y aves.
Hace 65 m.a. Extinción masiva de dinosaurios (al parecer por el impacto de un asteroide sobre la Tierra). Los mamíferos sobreviven y proliferan.
Hace 4.4 m.a. Aparece el primer miembro de la Familia de los homínidos, que era del Género Australopithecus.
Hace 300.000 años Siguen surgiendo estrellas, como por ejemplo, algunas en Canis Major.
Hace 10.000 años Los humanos inventan la agricultura y la civilización.
Dentro de 5.000 m.a. Muerte del Sol y de la vida en la Tierra tal y como la conocemos.

 

Historia de la astronautica: vuelos tripulados y no tripulados

VUELOS NO TRIPULADOS

Vostok I, Primer Vuelo Ruso

VOSTOK 1     URSS 12-4-1961 Yury A. Gagarin. Primer hombre en el espacio dando una vuelta alrededor de la Tierra.

VOSTOK 2     URSS 6-8-1961 Gherman 5. Titov. Segundo astronauta ruso que estuvo en órbita durante 25 horas.

FRIENDSHIP 7 EE.UU. 20-2-1962 John H. Glenn Jr. Primer astronauta americano en órbita alrededor de la Tierra.

VOSTOK 3     URSS 11-8-1962 Andrian G. Nikolayev. En órbita simultáneamente con el Vostok 4.

VOSTOK 4     URSS 12-8- 1962 Pavel R. Popovich. En órbita simultáneamente con el Vostok 3.

VOSTOK 6     URSS 16-6- 1963 Valentina V. Tereshkova. Primera mujer en el espacio.

VOSKHOD 1     URSS 12-10-1964 Vladimir M. Komarov, Konstantin P. Feoktistov y Boris B. Yegorov. Primera cápsula espacial con más de un astronauta a bordo.

GEMINI 4     URSS 18-3- 1965 Pavel Belyayev y Aleksey Leonov que realizó el primer paseo espacial.

VOSKHOD 2 EE.UU. 3-6- 1965 James A. McDivitt y Edward H. Whíte II. Primer paseo espacial realizado por los norteamericanos.

GEMINI 7     EE.UU. 4-12- 1965 Frank Borman y James A. Lowell Jr. Establecen un nuevo record de permanencia en el espacio al efectuar 206 vueltas alrededor de nuestro Planeta.

SOYUZ 1     URSS 23- 4-1967 Vladimir M. Komarov, sufre el primer accidente mortal en la carrera del espacio.

APOLLO 8     EE.UU. 21-12- 1968 Frank Borman, James Lowell Jr. y William Anders. Primer vuelo de una nave tripulada alrededor de la Luna.

APOLLO 11 EE.UU. 16-7-1969 Neil A. Armstrong, Edwin E. Aldrin Jr. y Michael Collins. Llegada del hombre a la Luna.

APOLLO 13 EE.UU. 11-4-1970 James A. Lowell Jr., Fred W. Haise Jr. y John L. Swigert Jr. Una explosión en el módulo de mando obliga a suspender el alunizaje y el regreso a la Tierra se hace en precarias condiciones.

APOLLO 15 EE.UU. 26-7-1971 David R. Scott, Alfred M. Worden y James B. Irwin. Los astronautas utilizan por segunda vez el vehículo todo terreno, permitiéndoles de este modo hacer una experiencia lunar más extensiva.

SKYLAB 1 EE.UU. 25-5-1973 Charles P. Conrad, Joseph P. Kerwin y Paul J. Weitz son la primera tripulación que habita en el laboratorio espacial.

SKYLAB 3 EE.UU. 16-11- 1973 Gerald Carr, Gibson y Pogue. 84 días de permanencia en el espacio.

APOLLO– EE.UU. 15-7-1975 Stafford, Slayton, Brand, Leonov y Kubasov.

SOYUZ     URSS Primer vueló conjunto soviético- norteamericano y primera cita espacial.

SOYUZ 29 URSS 15-6-1978 Vladimir Kovalyonok y Aleksandr Ivanchenkov permanecen más de 4 meses en el espacio (139 días).

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.

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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

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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