El Cometa Halley

La Luna Características Generales Información Científica

INFORMACIÓN GENERAL Y CIENTÍFICA DE LA LUNA, SATÉLITE TERRESTRE

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

MAPA DE LA LUNA CON NOMBRES DE SUS MARES Y CRÁTERES

satelite de la Tierra, Luna

(Para Ver Nombres de Cráteres y Mares)

LA LUNA EN NÚMEROS:

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

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

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

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

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

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

Aldrin astronauta de la NASA tomando muestras

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

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

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

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

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

Galileo observando la Luna

1610: Galileo Galilei Observando los astros celestes

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

inclinación entre orbita lunar y la Tierra

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

LA FASES DE LA LUNA:

FASES DE LA LUNA

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

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

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

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

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

GRAN MAPA DE LA LUNA CON CRÁTERES Y MARES:

Ver También: Los Eclipses

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

Que es un Radiotelescopio? Función de la Radioastronomia

LA RADIOASTRONOMIA

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

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

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

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

Grupo de Radiotelescopios Trabajando en Paralelo

LA RADIOASTRONOMIA Y LOS RADIOTELESCOPIOS:

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

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

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

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

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

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

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

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

Gigate Radiotelescopio de Arecibo

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

ALGUNAS FUENTES INTENSAS DE ONDAS DE RADIO

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

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

Lanzadera Espacial Columbia Objetivo e Historia

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

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

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

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

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

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

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

lanzadera espacial columbia

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Ver: Transbordador Espacial

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

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

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

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

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

Cráter Lunar

Cráter Lunar

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

ALGO MAS SOBRE LA SUPERFICIE LUNAR…

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia

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

BIG BANG

13.700 millones de años

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

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

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

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

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

Imagen del Universo

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

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

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

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

EVOLUCIÓN DEL COSMOS

Tiempo cero

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

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

 

Las Grandes Exploraciones de la Historia Cronologia Expediciones

Cuadro Cronológico de las Grandes Exploraciones

tabla de exploraciones

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

Fuente Consultada: Enciclopedia Encarta

El Movimiento de los Satelites y Planetas-Calculos físicos Principios

LOS VIAJES ESPACIALES:

Los viajes espaciales difieren de los habituales desplazamientos sobre la superficie terrestre por un detalle fundamental: estos últimos se efectúan bajo la acción de la fuerza de gravedad  terrestre cuyo valor es siempre el mismo.

Este concepto se aclara recordando que los movimientos de un tren, un auto, una bicicleta o un avión se realizan siempre a idéntica distancia del centro de la Tierra, salvo muy pequeñas variaciones que carecen de importancia. Son desplazamientos cuya dirección forma ángulo recto con el radio del planeta y, por consiguiente, la fuerza de atracción gravitacional que sufren es permanentemente idéntica.

En un viaje espacial, la dirección del movimiento forma con el radio de la Tierra un ángulo distinto del recto. Si se asciende verticalmente para alcanzar grandes alturas (varios cientos de kilómetros) el valor del ángulo será cero, puesto que el vehículo se aleja en la dirección de uno de los radios.

Claro está que para que esto sea posible se debe vencer la fuerza de atracción terrestre. Véase, por ejemplo, lo que ocurre con los cuerpos que llegan a la Tierra desde el espacio:cuando chocan con la superficie, la velocidad que traen es similar a la que tendrían si provinieran de una distancia infinita. Esa misma velocidad adquirida por el objeto que se precipita, pero aplicada en sentido contrario, es la que necesita un cuerpo para vencer la fuerza de gravedad, escapar de la atracción del planeta y desplazarse hasta una distancia teóricamente infinita. Esta velocidad se denomina velocidad de escape o velocidad parabólica.

 Viajes a la Luna y a los planetas

Un vehículo espacial que desde la Tierra se dirige a la Luna, o mejor dicho, hacia el punto del cielo donde la hallará, no necesita mantener su velocidad de escape de 11,2 km/s durante todo el trayecto. Mientras más se aleja del lugar del lanzamiento, la atracción gravitacional terrestre se debilita, de manera tal que la velocidad necesaria para vencerla va disminuyendo a medida que prosigue el viaje y, consecuentemente, la atracción de la Luna aumenta cuando el vehículo se le aproxima. Por este doble proceso —debilitamiento de la atracción terrestre por una parte, y aumento del campo de atracción gravitacional de la Luna, por la otra— se alcanza un punto en que ambas fuerzas se igualan, punto que se encuentra a unos 38 000 kilómetros de la Luna. Si el vehículo lo sobrepasa, cae dentro de la atracción lunar.

Para lograr que el impacto con la superficie de la Luna sea más suave, a nave debe cruzar la línea de separación entre las dos fuerzas gravitacionales a la mínima velocidad posible, porque de no ser así el choque resultará más violento. El impacto en la Luna, en una caída libre, se produciría a la velocidad de escape —que en la misma es de 2,4 km/s— más la velocidad de la Luna en su órbita.

El proyecto de un viaje a la Luna con un vehículo espacial y su regreso posterior a la Tierra, contempla, como mínimo, cuatro maniobras principales:

  1. salida de la Tierra;
  2. disminución de la velocidad al cruzar la línea de equilibrio;
  3. salida de la Luna;
  4. disminución de la velocidad cuando, de regreso a la Tierra, cruza la línea de equilibrio.

    Una vez lanzado desde la Tierra, el vehículo espacial se mueve a lo largo de una órbita determinada, que es el resultado de todas las fuerzas exteriores que actúan sobre él. Intervienen la fuerza de atracción de la Tierra, de la Luna y del Sol, pero influyen también otros efectos, como la resistencia de la atmósfera terrestre al moverse la nave cerca de la Tierra, la presión de la radiación originada en el Sol, etcétera.

    De esta manera, y para comprender el desarrollo de las investigacio­nes espaciales, es necesario estudiar cómo se realiza el movimiento orbital de una nave espacial. Para ello, y con el objeto de simplificar el problema, se analiza a continuación el movimiento de una de ellas bajo la influencia de un cuerpo celeste.

Movimiento en una órbita (Ver También: Movimiento de los Planetas)
Consideraciones Físicas

Sea un cuerpo de masa m que se traslada alrededor de otro de masa M, y tales que m es considerablemente menor que M. Si el cuerpo M ocupa uno de los focos de la elipse descripta por m, y a es el semieje mayor de la órbita de éste, su velocidad de traslación V está dada por:

V2= G. (M + m).(2/r – 1/a) [1]

donde G es la constante de gravitación 6,67 x 10-8 cm3/g s2. La fórmula [1] se conoce como ecuación de la energía.

La distancia r entre ambas masas se denomina radio vector y toma un valor distinto en cada punto de la elipse. En estas circunstancias, el cuerpo de masa m es un satélite del cuerpo de masa M, como es el caso de la Luna respecto de la Tierra, o de un planeta como la Tierra en relación con el Sol.

Orbita elipitica descripta por un satelite de masa m y velocidad v

Para una órbita cerrada (un círculo o una elipse), el semieje mayor a debe ser positivo y finito. Para una órbita parabólica resulta a =oo (infinito) para una órbita hiperbólica a es negativo.Si la órbita es parabólica, los cuerpos se alejan uno del otro, y reemplazando en [1] 1/a , resulta:

V2p=G . (M+m).2/r                             [2]                                                  

que se denomina, también, velocidad de escape.

Para la velocidad en una órbita circular donde:  a=r

V2c=G . (M+m).1/r                                             [3]

Dividiendo miembro a miembro las ecuaciones (2) y (3) se tiene:

V2p=G . (M+m).2/r
——-=——————
V2c=G . (M+m).1/r 

 Se tiene  

V2p
————- =
2
V2c 

Osea:

V2p=2. V2c

Si se conoce el valor de la velocidad circular y0 para una determinada órbita, se puede obtener fácilmente la velocidad parabólica o de escape, Vp, para la misma órbita.

Velocidad en una órbita elíptica.

Si un cuerpo, como es por ejemplo cualquiera de los satélites artificiales que giran alrededor de la Tie­rra, se mueve sobre una órbita elíptica de acuerdo con la fórmula [11, alcanza su máxima velocidad en el perigeo, y la mínima, en el apogeo.

Si la masa m del satélite es muy pequeña con respecto a la masa M del planeta, que es el caso más común, se puede despreciar m, de donde (véase fórmula [1]):

V2= G. M (2/r – 1/a)                        [4] 

donde G.  M es el producto de dos constantes, o sea otra constante k que para el caso de la Tierra vale:

K=G.MT=4,OX 1020 cm3/s2

pues G = 6,67 x 10-8 cm3/ g s2 y MT= 6 x 1027 g. 

Cuando el satélite se desplaza desde el perigeo hacia el apogeo, el radio vector r aumenta de valor y, de acuerdo con a fórmula [4], la velocidad orbital V disminuye. En cambio, Cuando se traslada desde el apogeo hacia el perigeo, la distancia r disminuye y, entonces, la velocidad V aumenta. Luego, conocido el valor del radio vector r en un punto cualquiera de una órbita de semieje mayor a, se puede deter­minar fácilmente su velocidad en esa posición de la órbita.

Un caso particular de la elipse es la circunferencia, pues en ésta el radio vector r es siempre igual al semieje mayor a, y resulta r = a = R siendo R el radio de la circunferencia. En este caso:

V2c =K/R

 En la parábola, en cambio, el semieje mayor es infinito, o sea 1/a=0 ;  y como además r = R, distancia al centro de la Tierra, se tiene:

V2P = 2. K / R

Velocidad parabólica o de escape.
Como ya señalamos, para alejarse de la Tierra cumpliendo una travesía espacial, un vehículo debe vencer la fuerza de atracción de la Tierra, y ello se puede lograr acelerándolo hasta una determinada velocidad. Según la ley de atracción universal, la fuerza gravitacional de la Tierra varía con la distancia, y por lo tanto también varía la velocidad de alejamiento necesaria. Esa velocidad depende de la masa del cuerpo de donde parte el vehículo y de la distancia al centro del mismo (planeta o satélite). El cálculo de la velocidad de escape o velocidad parabólica desde un cuerpo de masa M se efectúa por medio de: 

V2P= G. M. 2/R 

donde R es la distancia desde la superficie al centro del planeta o saté­lite. Para el caso de la Tierra, donde Rradio de la Tierra 6,3 x  108 cm, resulta:

V2P = 2.K /R=   2 x 4 X 1020cm31s2 = 1.27 x 1012cm2/s2 R 6,3×108cm

           VP = (raíz cuadrada de 1.27 x 1012 cm2/s2)

VP = 1.12 x 106 cm/s

VP = 11.2 km/s=40.320 km/hora

A 5000 km. de altura sobre la superficie de la Tierra la velocidad de escape disminuye a:

V2P =  8x 1020cm3/s2 /11,3 x 106cm =  7,1 x 1011 cm2/s2

de donde:            Vp= 8,4 km/s = 30.240 km/hora

En este caso se considera R = 6300 km + 5000 km.

En la tabla siguiente se presentan las velocidades de escape para la Luna, los planetas y el Sol.

     VELOCIDAD DE ESCAPE PARA ASTROS DEL SISTEMA SOLAR

                          Velocidad                                    Velocidad
CUERPO      de escape              CUERPO      de escape
(km/s)                                   (km/s)

   Luna                     2,4                 Saturno              35,4

   Mercurio               4,3                 Urano                  21,6

   Venus                 10,3                 Neptuno             22,8

   Tierra                 11,2                 Plutón                ¿?

   Marte                5,0                  Sol                     620,0

   Júpiter                59,5    

En resumen: la velocidad de escape es la necesaria para que la órbita del vehículo resulte una parábola y por lo tanto, el tiempo necesario para regresar al punto de partida resulte infinito. 

Órbitas de los satélites terrestres artificiales

La colocación de un satélite en órbita consiste en elevarlo a una cierta altura sobre la superficie de la Tierra (mayor de 100 km) y luego darle una dirección y velocidad determinadas. En esas condiciones si se establece el perigeo de la órbita a esa altura, las dimensiones de la órbita y su excentricidad dependerán de la velocidad que adquiera el satélite, todo lo cual resulta de:

                                                   V2Per = K(2/rp – 1/a) 

Como el foco de la elipse estará en el centro de la Tierra, la introducción de un satélite en órbita significa querp es un valor constante (distancia del perigeo al centro de la Tierra). De esa manera, un aumento de Vper determina el correlativo aumento del semieje mayor a de la órbita (ver fórmula [5]).

Órbitas de los vehículos espaciales enviados a Marte y a Venus

Para que un vehículo espacial lanzado desde la Tierra pueda llegar a Marte, debe describir una trayectoria elíptica cuyo perihelio se hallará en un punto próximo a la posición que ocupa la Tierra en el momento del lanzamiento. La velocidad del vehículo deberá ser algo mayor que la velocidad de traslación de la Tierra.

Trayectoria descripta por un vehiculo espacial lanzado desde la Tierra hacia Marte

El semieje mayor de la órbita elíptica descripta por ese vehículo se calcula así:

(ar + am)/2 

fórmula donde ar es el semieje mayor de la órbita de la Tierra, e igual a 1 UA; y am es el semieje de la órbita de Marte, e igual a 1,52 UA. En consecuencia, el semieje de la órbita del vehículo espacial tendrá este valor:

a= (1 + 1.52)/2=1.26 UA

Consecuentemente, el afelio de la órbita se encontrará en las cercanías de Marte. La velocidad que se debe imprimir al vehículo puede ser calculada con la fórmula [1], pues se conoce el semieje mayor de su órbita y la longitud del radio vector r, igual a 1 UA. Como la masa del Sol M = 2 x 1033 g, y la constante de gravitación G = 6,67 x 10B cm3/g s2, resulta:

 V2 = 1,34 x 1020 m3/s2  (2/r – 1/a)= 1/ 1.5 x 10 11 m/UA

donde se ha despreciado la masa m del vehículo espacial por su pequeñez con respecto al Sol. En esta fórmula se divide por el número de metros que hay en una unidad astronómica.

Efectuando el cálculo resulta:

V2 = 1.34 x 1020 / 1.5 x 1011  (2-1/1.26)=10.7 x 108

 V=3.27 x 104 m/s= 32.7 km/s

Por comparación, la velocidad de la Tierra en su órbita es de:

V2= 8.9x 108 (2— 1) = 8.9×108  m2/s2

V=2.96X 104m/s=29,6 km/S

 menor que la velocidad necesaria para llegar a Marte.

El tiempo que emplea el vehículo espacial en su viaje a Marte, es decir para llegar desde el perihelio al afelio, se calcula de acuerdo cor la tercera ley de Kepler, pues:

P a3/2 =(1.26)3/2=1.41 años

Éste es el tiempo que emplea para recorrer toda la órbita. Para ir del perihelio al afelio invierte la mitad de ese tiempo, o sea 0,70 años=8½ meses. Por supuesto, el viaje debe ser planeado de tal manera que cuando el vehículo alcance su afelio, Marte debe encontrarse también en ese punto.

Trayectoria descripta por un vehiculo espacial lanzado desde la Tierra hacia Venus

El viaje de regreso desde Marte hacia la Tierra es similar a la trayectoria que cumplirá un vehículo espacial enviado desde la Tierra hacia un planeta interior, como por ejemplo hacia Venus. En este caso será el afelio el que estará muy próximo a la Tierra y el perihelio coincidirá con Venus. Luego el semieje mayor de la órbita del navío espacial será:

a= (aT + aY)2=(1+0.72)/2=0.86 UA

Fuente consultada: Astronomía Elemental de A.Feinstein

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

CARACTERÍSTICAS DE LOS PLANETAS Y CUERPOS CELESTES

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

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

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

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

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

LOS PLANETAS PRINCIPALES 

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

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

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

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

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

Ampliar Sobre Este Tema: Leyes de Kepler

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

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

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

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

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

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

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

MOVIMIENTOS DE LOS PLANETAS Y DE SUS SATÉLITES 

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

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

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

Ampliar: Las Leyes de Kepler

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

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

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

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

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

EL SOL

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

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

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

ALGUNOS DATOS DEL SOL

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

 EL MOVIMIENTO DE LOS PLANETAS

Las Leyes de Kepler

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

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

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

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

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

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

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

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

e = OF / a

En la figura vemos que la distancia al perihelio

dp = a .(1 – e)

mientras que al afelio

da = a.(1+e)

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

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

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

a3 = k. P2

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

k = 3,4×109 km3/seg2

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

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

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

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

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 TABLA CON DATOS SOBRE LOS PLANETAS

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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

Foto Panorámica de la Luna con Nombres de Crateres y Mares

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

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

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

Ver: Información General y Datos Científicos de la Luna

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

Resumen de la Vida de las Estrellas y Su Evolución Estelar

LA VIDA DE UNA ESTRELLA

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

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

Galaxias y estrellas del universo

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

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

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

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

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

EL DIAGRAMA H-R  

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

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

Diagrama estelar E. Hertzsprung

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

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

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

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

El tipo espectral

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

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

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

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

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

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

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

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

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

NACE UNA ESTRELLA

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Evolución de las Estrellas

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

SÍNTESIS DEL TEMA…

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

La Comida de los Astronautas Misión Apolo Comida en el Espacio

La Comida de los Astronautas – Misión Apolo

Los exploradores de todos los tiempos han tenido siempre el problema de llevar suficiente comida para su viaje. Siempre tuvieron que limitar el tamaño de su carga y también encontrar métodos para evitar que  la comida se echara a perder. La cuestión fue especialmente importante durante los días de las largas travesías por mar.

No solo era necesario que los víveres se mantuvieran en buenas condiciones durante el- viaje sino que conservaran su valor nutritivo. Lo mismo ocurre cuando el hombre se aventura al espacio exterior. Solo que además debe llevar consigo hasta él aire que respira y el agua que bebe: Por eso la cápsula Apolo es un mundo -en miniatura, Y este articulo nos explica cómo se alimenta un astronauta.

Una larga experiencia ganada durante las misiones Mercury y Géminis, permitió desarrollar la técnica de preparación, manipuleo y consumo de la comida en el espacio para el proyecto Apolo. Los alimentos que lleva la Apolo 11 en esta histórica misión son similares a los productos “rehidratables” y del tamaño de un “bocado” utilizados durante el programa Géminis, con algunos agregados para dar a los astronautas una mayor variedad en la preparación de sus menúes.

comida de los astronautasPara aumentar el gusto de lo que se come, la espacionave Apolo está equipada para proveer tanto agua caliente como fría para reconstituir las comidas o bebidas deshidratadas. El agua potable de los tanques puede ser calentada a gran temperatura (casi 70 grados) en un recipiente de un par de litros de capacidad, cada media hora, para utilizarla es la preparación de comidas calientes.

El agua helada se obtiene de un congelador que enfría un litro y medio de líquido cada 24 minutos. A una temperatura de menos de 10 grados, el agua se carga en un “dispensador” de mano con capacidad para un cuarto litro, que permite “inyectarla” en las raciones y preparar comidas o bebidas frías.

El menú que acompaña esta nota es un ejemplo de la selección hecha para dos ellas por un astronauta, de la misión Apolo. Pero los expertos de la NASA han analizado cada uno de los componentes de estas comidas para establecer su exacto valor calórico y nutritivo, empleando la información obtenida en la elaboración de un menú balanceado.

Esta información también proporciona una base para calcular la absorción nutritiva de cada hombre, diariamente y a lo largo de una misión completa. Se estableció que, por  ella, un hombre en el espacio debe recibir aproximadamente 2.800 calorías. El do nutritivo se balancea para que suministre 20 por ciento de proteínas, 62 de hidratos de carbono y 18 de grasas. La distribución calórica es del 17 por ciento de las proteínas, 51 de los hidratos de carbono y 32  por ciento de las grasas.

Todos los envases de alimento y de bebida para, una comida de un solo hombre están envueltos en una sobrecubierta especial de aluminio. Estos paquetes llevan una identificación de color para identificar las comidas seleccionadas por cada astronauta. De esa manera se evitan confusiones y cada cual puede dedicarse a sus manjares predilectos sin búsquedas engorrosas.

Además, los miembros de la tripulación van provistos de los tradicionales elementos de higiene personal, que Incluyen goma de mascar (para después de las comidas), cepillo de dientes, paños secos y mojados y toallas.

Todo esto —tanto la comida como los elementos de higiene— es conservado en. gabinetes a prueba de Incendios dentro de la cápsula Apolo.

Los estudios de- nutrición, llevados, a cabo por los laboratorios de Investigación Médica Aeroespacial de la:•base de Wright-Patterson, para la NASA, han demostrado que la comida que lavan los astronautas de la Apolo U ‘es en todo equivalente a los alimentos frescos que se consumen en la Tierra. Cada ración ha sido probada largo tiempo, hasta que no quedaron dudas de sus cualidades.

El mismo gusto de la comida fue objeto de especiales cuidados, para lograr que los sabores atrayentes y variados proporcionándoles el atractivo que la presentación de los alimentos les niega. El hacer de los momentos dedicados a la alimentación en el espacio una “pequeña fiesta gastronomita”, según el decir de uno de los expertos, ha costado también años de esfuerzos.

Otro dietista de laboratorios de Wright-Pattersoh lo definió así: “Queremos que cuando uno de nuestros muchachos regrese de una excursión por el espacio a la cápsula que es su hogar, encuentre en la comida apetitosa y caliente el, mismo sabor al  que se acostumbró en la -Tierra”.

Ejemplo del menú seleccionado por uno de los astronautas de la Apolo XI para los dos primeros días de la misión.
(R):reidratable y (B):bocado – de 6 a 8 por ración –

La Ciencia en la Edad Moderna Teorias Cientificas del Universo

La Ciencia en la Edad Moderna: Teorías Científicas del Universo

biografias de grandes astronomos

Biografía
Copérnico
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Johanes Kepler
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Tycho Brahe
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Galileo Galilei

LOS AVANCES DE LA CIENCIA: A partir del siglo XV comenzaron a producirse transformaciones significativas en la vida económica, política, social y cultural de Europa occidental, que fueron modelando lo que se conoce como Modernidad. Sin embargo, al abordar este período es importante advertir que no hubo un corte tajante con la Edad Media. Por el contrario, persistieron algunos aspectos de la Baja Edad Media, que marcaron una continuidad con el pasado.

En el plano cultural, el pensamiento de los humanistas –con su interés por el pasado-. las traducciones de los sabios de la Antigüedad y la nueva forma de concebir al hombre desplazaron el saber escolástico medieval. Se revalorizó la experiencia como fuente de conocimiento, en desmedro de la tradición que primaba durante la mayor parte de la Edad Media. La imprenta permitió difundir ampliamente no sólo el conocimiento de la Antigüedad sino también las obras de los eruditos medievales y la de los hombres del Renacimiento. En el arte surgieron nuevas formas de representación.

El desarrollo de la ciencia y de la técnica trajo consigo nuevas formas de concebir el universo que modificaron la imagen de los mundos conocidos. La evolución de los medios de transporte favoreció la expansión del comercio marítimo y los viajes de exploración. Con el descubrimiento de América y la profundización del conocimiento de África se amplió el horizonte geográfico de los hombres europeos.

Los adelantos científicos
Durante los tiempos del Humanismo y el Renacimiento, los estudios científicos cobraron gran importancia. Surgió un gran interés por las investigaciones en matemática, botánica, zoología, astronomía, medicina, historia, física, y demás ramas científicas.

La ciencia no era autónoma, sino que debió construir paulatinamente su independencia. Tuvo que despegarse del ámbito religioso, que frenaba los adelantos que se opusieran eran al dogma. Cada ciencia se preocupó por el problema del conocimiento: ¿Es posible conocer? ¿Cómo puede adelantar el conocimiento en cada rama científica?

A partir del siglo XV, aproximadamente, se operó un cambio radical en la concepción del mundo, que culminaría en los siglos XVI y XVII con una revolución científica. El logro más importante de la generación que estableció las bases de la nueva ciencia fue darle una mayor importancia al lenguaje matemático, comprender que era el empuje científico por excelencia. En adelante no se buscaría la comprensión de la naturaleza por la reservación inmediata sino por las estructuras matemáticas y mecánicas. Comprendieron que el universo no se movía por “carácter divino”, como se pensaba en e Medievo.

En física, astronomía y matemática se realizaron descubrimientos trascendentales. Entre ellos Nicolás Copérnico (1473-1543) demostró que la Tierra gira sobre su eje y que los planetas se mueven alrededor del Sol (teoría heliocéntrica). Sus ideas, combatidas por la iglesia de la época, fueron confirmadas años después por el alemán Kepler (1571-1630), quien perfeccionó el telescopio, y finalmente por Galileo Galilei (1564-1642).

En medicina también hubo importantes adelantos: investigaciones sobre anatomía humana (Andrés Vesalio, 1514-1564), estudios sobre infección (Jerónimo Francastori, quien recibió el nombre de “padre de la patología moderna”), y descubrimientos sobre la circulación de la sangre (Miguel Servet, 1511-1553, y Guillermo Harvey, 1578-1658).

También a partir del siglo XV, mediante sucesivas expediciones marítimas se descubrieron nuevas tierras y abrieron nuevas rutas. En poco más de dos siglos, civilizaciones hasta entonces desconocidas, y otras con las que solamente se habían establecido contactos a través de comerciantes y caravaneros, quedaron sólidamente unidas a Europa por mar.

La demanda de objetos de lujo -seda, marfil, joyas- y de costosas especias, así como de metales preciosos necesarios para la creciente actividad mercantil, se acentuó con la recuperación económica de mediados del siglo XV. Pero estos productos llegaban de Oriente a Europa a través de multitud de intermediarios que los encarecían, sin contar con que el flujo se vio bloqueado por el dominio turco en el Mediterráneo oriental a partir de la toma de Constantinopla (1453).

Fue la necesidad de buscar nuevas rutas para conseguirlos, junto a los avances en navegación y en la elaboración de los mapas, los que se combinaron para hacer posible la sucesión imparable de descubrimientos y conquistas.

Portugal y España lideraron esta búsqueda, cuyos éxitos más notorios fueron conseguidos por Vasco de Gama, al alcanzar la India a través del mar, y por Cristóbal Colón, en pos del mismo objetivo, al encontrar por error un continente desconocido en Europa. Las ansias de riqueza de reyes, mercaderes y aventureros, más los deseos evangelizadores de la Iglesia, inauguraron un nuevo escenario mundial en el que Europa colonizaría vastas zonas del mundo. (ver revolución científica siglo xv)

Avances Técnicos:
Los mayores avances técnicos durante el Renacimiento se legraron en el campo de las. industrias prácticas -como la textil o la imprenta- y en aquellas que permitían alcanzar riqueza o pode: -como la minería, la metalurgia o la navegación-. Muchos de los progresos técnicos alcanzados durante este período fueron posibles gracias a la importancia otorgada al estudio de la química ; de la física y a la aplicación de sus propiedades.

• Distintas innovaciones aceleraron el desarrollo de la actividad textil: el perfeccionamiento de los telares permitió que aumentara el número de tejidos producidos y, a partir del siglo xv. se generalizó el cardado de lana -operación que desenreda la fibra formando hilos-. También se difundieron nuevas telas, más baratas, más livianas y con mayores variaciones de color.

• La imprenta, introducida en Europa a mediados del siglo xv, trajo consigo el desarrollo de la industria del papel. Mediante la palabra escrita y las ilustraciones, la industria editorial contribuyó a la divulgación de la cartografía y de los tratados técnicos, como los de agricultura, de metalurgia y de arte militar.

• Las necesidades de los estados y de los comerciantes de contar con una mayor cantidad de metales preciosos -oro y plata-aceleraban los avances en el campo de la metalurgia. A mediados del siglo xv, se descubrió el método de amalgama, que permitía separar la plata del mineral en bruto extraído del yacimiento. Se impulsó también la metalurgia del hierro.

• Las guerras frecuentes entre los estados llevaron a aplicar los avances en la manipulación de los metales también en la mejora del armamento: se perfeccionó, por ejemplo, el uso del cañón, de la balística y del granizado de pólvora. Frente a la utilización de las armas de fuego, como el arcabuz, las tradicionales armaduras se volvieron inútiles, si bien los nobles continuaron utilizándolas en los torneos y los combates. La aplicación de las nuevas técnicas en la guerra obligó a la construcción de nuevas fortificaciones para aumentar las posibilidades de defensa de las ciudades y proteger a los civiles. El mayor uso de la artillería hizo necesario realizar muros de menor altura pero de mayor grosor. También se modificó la forma de estas fortificaciones para mejorar la capacidad de tiro.

• Con respecto a la navegación, uno de los logros más importantes fue el empleo de la brújula a partir del siglo xrv. Junto al antiguo astrolabio, necesario para medir la latitud, la brújula facilitó la orientación en la tierra y en el mar. También se llevaron a cabo importantes mejoras en las embarcaciones.

• Con respecto a los transportes terrestres, se introdujo el eje delantero móvil que, además de mejorar el diseño de los carruajes, permitió disminuir el riesgo de accidentes.

Los progresos técnicos desarrollados desde fines de la Edad Media permitieron a los comerciantes incrementar sus actividades, sobre todo a partir del auge alcanzado por el comercio marítimo. Para aumentar sus ganancias y realizar un mejor control de sus empresas, los comerciantes debieron perfeccionar el sistema económico. Entre los avances relacionados con la técnica de los negocios, la contabilidad fue muy importante porque permitió ordenar las operaciones contables. Al mismo tiempo, para efectuar transacciones en distintas ciudades y evitar el manejo de dinero al contado, se generalizó el uso de dos documentos: el cheque y la letra de cambio. También aparecieron los seguros comerciales como una forma de cubrir los riesgos, ante las posibles pérdidas de mercaderías y de barcos.

Avances en navegación
Con los aportes de los árabes, la ciencia náutica se había enriquecido de forma considerable. El Almagesto, manual cosmográfico debido al alejandrino Ptolomeo, las obras de Aristóteles sobre el espacio celeste y las del cardenal francés Fierre d’Ailly -que hablaban de la posibilidad de dar la vuelta al mundo por mar, y que eran conocidas por Colón- alumbraban nuevas teorías en numerosos campos de la ciencia.

Desde finales del siglo XV, los portugueses realizaron sus navegaciones fijando su posición marítima por medio de la Estrella Polar y, más tarde, por la altura del Sol a mediodía. Desde 1508, el rey Fernando el Católico hizo que sus capitanes se adiestrasen en el manejo del cuadrante y del astro-labio en la Casa de Contratación de Sevilla. Las tablas astronómicas, desde la Edad Media hasta bien entrado el siglo XVIII, fueron fundamentales para orientarse en el mar. La brújula, necesaria para la navegación, era conocida en China desde finales del siglo XI y usada desde mediados del siglo XIII.

Las cartas marítimas o portulanos trazados por los cartógrafos desde 1300 registran en un principio únicamente el Mediterráneo o el Báltico, pero estos mapas fueron perfeccionados bien pronto. El Atlas de los Mediéis, de 1351, señalaba ya la costa occidental de la India. Faltaba todavía un conocimiento exacto de África, pero era ya conocida como un continente rodeado de mares. Hacia 1300, españoles e italianos situaban en sus mapas universales países e islas ya conocidos o sospechados.

ALGUNOS AVANCES: 1543-1727: A finales del siglo XV y durante el XVI se produce una auténtica revolución en la ciencia y la filosofía. Nicolás Copérnico (1473-1543) rechaza la visión tradicional del Universo. Tycho Brahe (1546-1601) y Johannes Kepler (1571-1630) continúan su trabajo. Kepler aplica las observaciones de Brahe a la formulación de sus tres leyes del movimiento planetario.

Galileo Galilei (1564-1642) lleva más lejos todavía las teorías de Copérnico en Diálogo sobre los dos sistemas del mundo (1632). Sus trabajos principales están relacionados con el estudio del movimiento y la inercia.

Isaac Newton (1642-1727) publica sus leyes sobre la gravitación universal y ensayos sobre óptica. Asimismo desarrolla un cálculo diferencial e integral al que llega también Gottfried Leibniz(1646-1716). Jean Napier (1550-1617) inventa los logaritmos (1614). Rene Descartes (1596-1650) define la geometría analítica y Blaise Pascal formula una teoría de la probabilidad y una ley de la presión sobre fluidos, e inventa una máquina sumadora (1642) y una prensa hidráulica. Miguel Servet (h.1511-1553) descubre la circulación pulmonar y su papel en la circulación de la sangre. Willian Harvey( 1578-1657) describe la circulación de la sangre y la función del corazón (De motu coráis, 1628).

La invención del microscopio permite a Antón von Leeuwenhoek (1632-1723) estudiar los microorganismos. Christian Huygens (1629-95) formula una teoría ondulatoria de la luz, describe los anillos de Saturno e inventa el reloj de péndulo. Robert Boyle (1627-91) establece las propiedades físicas de los gases. William Gilbert (1540-1603) estudia el magnetismo (De magnete).

Robert Hooke (1635-1703) establece una ley de la elasticidad de los cuerpos. Francis Bacon(1561-1626)y Rene Descartes proveen de bases filosóficas a las nuevas ciencias. El Novum organum de Bacon se publica en 1620 y en 1637 el Discurso del método de Descartes. Otros filósofos importantes son Leibniz, Spinoza, Hobbes y John Locke, que aplica los nuevos adelantos a la psicología humana. Hugo Grocio (1583-1645) aboga por un sistema de derecho internacional (De jure
belli acpacis, 1625). Se funda en Toscana la primera academia científica (1657), a la que pronto siguen otras similares en Inglaterra (1662), Francia (1666) y Berlín (1670).

Biografia de Astronomos del Renacimiento Kepler Copernico Galileo

Biografía de Astrónomos del Renacimiento Kepler Copérnico Galileo

biografia de grandes astronomos antiguos

Biografía
Copérnico
Biografía
Johanes Kepler
Biografía
Tycho Brahe
Biografía
Galileo Galilei

Los mayores logros en la Revolución Científica de los siglos XVI y XVII ^vieron lugar en los campos más dominados por las ideas de los griegos: la astronomía, la mecánica y la medicina. Las concepciones cosmológicas, a finales de la Edad Media, se habían formado sobre una síntesis de las ideas de Aristóteles, Claudio Ptolomeo (el mas grande astrónomo de la antigüedad, quien vivió en el siglo II de C.) y la teología cristiana.

En la concepción ptolomeica o geocéntrica resultante, el universo se veía como una serie de esferas concéntricas con una Tierra fija o inmóvil en su centro. Compuesta de las sustancias materiales de tierra, aire, fuego y agua, la Tierra era imperfecta y se hallaba en cambio constante. Las esferas que la rodeaban estaban hechas de una sustancia cristalina y transparente, y se movían en órbitas circulares alrededor de ella.

El movimiento circular, de acuerdo con Aristóteles, era la clase de movimiento más “perfecta” y, por ende, apropiada para los “perfectos” cuerpos celestes que  creía estaban compuestos de una “quinta esencia” inmaterial e incorruptible. Estos cuerpos celestes, orbes puros de luz estaban incrustados en las esferas móviles y concéntricas, y en 1500 eran diez. Partiendo de la Tierra, las ocho esferas contenían la Luna, Mercurio, Venus, el Sol, Marte, Júpiter, Saturno y las estrellas fijas.

La novena esfera impartía su movimiento a la octava esfera de las estrellas fijas, mientras que a la décima esfera se le describía frecuentemente como  impulsora primaria, que se movía a sí misma e impartía movimiento a las otras esferas. Más allá de la décima esfera estaba el Empíreo o Cielo: el lugar de Dios y de todas las almas salvadas. Así, este universo ptolomeico cristianizado era finito.

Tenía un fin fijo en armonía con el pensamiento y las expectativas cristianos. Dios y las almas salvas estaban en un extremo del universo, mientras que los humanos estaban en el centro; a éstos se les había dado poder sobre la Tierra, pero su propósito real era alcanzar la salvación.

Sin embargo, esta visión no satisfacía a los astrónomos profesionales, que querían determinar las trayectorias precisas de los cuerpos celestes a través del cielo. Al encontrar que sus observaciones no siempre correspondían al esquema aceptado, los astrónomos trataban de “cubrir las apariencias” elaborando un detallado sistema de dispositivos.

Proponían, por ejemplo, que los cuerpos planetarios viajaban en epiciclos, esferas concéntricas dentro de esferas, que permitían a las trayectorias de los planetas corresponder más precisamente a las observaciones, a la vez que se adherían a las ideas de Aristóteles del movimiento circular planetario.

CopernicoCopérnico
Nicolás Copérnico (1473-1543) había estudiado tanto matemáticas como astronomía primero en Cracovia, en su nativa Polonia, y después en las universidades italianas de Bolonia y Padua. Antes de salir de Italia, en 1506, había tenido conocimiento de antiguos puntos de vista que contradecían la visión ptolomeica geocéntrica del universo. Entre 1506 y 1530 terminó el manuscrito de su famosa obra Sobre las revoluciones de las órbitas celestes, pero su propia timidez y temor al ridículo ante sus colegas astrónomos lo contuvieron de publicarla hasta mayo de 1543, poco antes de su muerte. (seguir leyendo…)

Tycho Brahe  Tycho (o Tyge)Tycho Brahe Brahe nació el 14 de diciembre de 1546 en Knudstrup, Escania; hoy Suecia pero entonces perteneciente a Dinamarca. Hijo del gobernador del castillo de Helsingborg, fue apadrinado por su tío Joergen.  El tío Joergen era un gran terrateniente y vicealmirante que había pedido a su hermano que cuando tuviera un hijo quería apadrinarlo y adoptarlo hasta el punto de considerarlo como hijo suyo. El gobernador le prometió a su hermano que así sería pero un incidente vino a postergar la promesa. (seguir leyendo…)

Johannes Kepler: El teólogo, profesor de matemáticas. Los estudios de Kepler, que siempJohannes Keplerre realizó con becas gracias a su precoz inteligencia, se encaminaban a la teología. También amaba las matemáticas, según él mismo nos dice y en la Universidad de Tubinga, su profesor Michael Maestlin, le ayudó a descubrir lo que sería el objetivo de su vida. Maestlin era un competente astrónomo. En las clases no podía enseñar el sistema copernicano, considerado en la Facultad de Teología contrario a las Escrituras, pero en privado iniciaba a unos pocos alumnos escogidos en la cosmología de Copérnico. El joven Kepler se entusiasmó desde el primer momento y, más osado, proclamaba públicamente su copernicanismo. (seguir leyendo…)

Galileo GalGalileo Galileiilei: Profesor de matemáticas, pero también de mecánica, astronomía y arquitectura militar, Galileo atrajo a numerosos estudiantes, especialmente a los cursos de astrología que dictaba. Aprovechando el descubrimiento que probablemente había hecho un desconocido óptico holandés de Middelburg, de nombre Hans Lippershey, Galileo construyó el primer telescopio. En Venecia, desde lo alto del campanil de San Marcos, el científico se volcó a sus primeras observaciones de los cuerpos celestes, comenzando por la Luna. El 7 de enero de 1610 remitió el resultado de sus largas vigilias nocturnas al gran duque de Toscana, Ferdinando de Medicis.  (seguir leyendo…)

Galaxia Via Lactea-Sistema Solar-Planeta Tierra-Astronomia Elemental

Galaxia Vía Láctea – Sistema Solar – Planeta Tierra Astronomía Elemental

Estructura

astronomia, planetas del sistema solarEl Sol, y el Sistema Solar con el, se encuentra en la galaxia llamada Vía Láctea. Se trata de una galaxia espiral catalogada como SII consistente en una agrupación de estrellas y gas y polvo interestelar con una mása de cien mil millones de veces la del Sol (lO(ll) Mo).

Una gran parte de esta materia (en torno al 90%) solo puede detectarse a través de los efectos gravitacionales que produce, no por la luz que emite; se trata por tanto de “materia oscura” que puede estar constituida por enanas blancas que ya se han enfriado (enanas negras), planetas gigantes (del tipo de Júpiter) que no tienen la mása suficiente como para brillar con luz propia, micro-agujeros negros (como los que postula Hawking que pudieron formarse en las primeras fases del Big Bang) o en forma de otros tipos de materia a la que no estamos acostumbrados en nuestro Sistema Solar (estrellas Q, …).

La estructura de la Galaxia consta de dos partes bien diferenciadas: el disco y el halo. Ambas presentan diferente simetría y composición estelar.

El halo galáctico esta formado por estrellas viejas, con unos 10 mil millones de años, llamadas “de la población II” agrupadas en cúmulos globulares. Se trata de estrellas con una baja proporción de elementos pesados, entendiendo por elementos pesados (o metales) todos aquellos que sean más masivos que el Helio (peso atómico superior a 4). La composición química de estas estrellas es prácticamente la misma que la que tenia el Universo primordial después del Big Bang (80% de Hidrogeno y 20% de Helio).

El material del que estan formadas no ha sido procesado anteriormente por otras estrellas y por eso mantienen la proporción de elementos químicos primordial. La distribución de cúmulos globulares presenta simetría esférica respecto al centro de la Galaxia, con una mayor densidad en la zona central (en la dirección de Sagitario). Estos cúmulos tienen órbitas muy elípticas cuyo periodo es de varios cientos de millones de años. La simetría esférica es un indicativo de que el halo se formo antes de que la materia que los constituye participara del proceso de “achatamiento” que origino más tarde el disco galáctico. La edad de estos cúmulos se puede obtener trazando el diagrama H-R de sus estrellas; en el vemos como las únicas estrellas que permanecen en la Secuencia Principal se corresponden con las menos masivas, que son las que más tiempo necesitan para abandonarla.

Por su parte, el disco galáctico se halla distribuido en un plano más o menos definido en el que se pueden distinguir dos partes: El bulbo central o núcleo y los brazos espirales. El diámetro del disco se estima actualmente en unos 25 Kpc con una anchura de 1 Kpc. Las estrellas muy jóvenes y las regiones de polvo interestelar se sitúan en la parte central de este disco en una zona de anchura no superior a 100 pc.

En el se encuentran las estrellas de la población I así como gas y polvo interestelar. Las estrellas de la población I son más jóvenes que las de la población II. Su contenido en elementos pesados es no despreciable, debido a que se han formado a partir de materia que ha sido reciclada por estrellas anteriores que ya evolucionaron, y que en los últimos estadios de su vida, liberaron los resultados de la nucleosíntesis al espacio interestelar.

En el núcleo, el disco galáctico se hace más abultado y puede considerarse una región más o menos esférica con un diámetro de unos 5 Kpc. Las estrellas que pueblan esta región son también de la población II, aunque la gran concentración de materia allí existente, no les ha permitido evolucionar de la misma manera que a las del halo.

La zona más externa del disco galáctico esta dominada por la presencia de los brazos espirales. Se trata de regiones en las que se agrupa la materia: estrellas, gas y polvo interestelar. En los brazos espirales es donde se encuentran los núcleos más activos de formación de estrellas. Perturbaciones de diferentes tipos hacen colapsar inmensas nubes de gas y polvo que, después de fragmentarse en otras más pequeñas, dan lugar al nacimiento de estrellas en grupos o cúmulos (estos cúmulos se conocen con el nombre de cúmulos abiertos o galácticos). El más famoso de estos cúmulos abiertos son las Pleiades en Tauro.

A la Galaxia se le conocen cuatro brazos espirales: el de Sagitario-Carina (el brazo Mayor), el de Escudo-Cruz (brazo Intermedio), el de Norma (brazo Interno) y el de Perseo (brazo Externo). El Sol se encuentra en una región intermedia entre el brazo de Sagitario Carina y el de Perseo, a unos 10 Kpc de distancia del centro galáctico, cerca por tanto, del borde de la Galaxia. La extinción que provoca la materia interestelar es la causante de que no veamos una luminosidad mayor en la dirección del centro (podemos decir que, en el visible, nuestro campo de visión hacia el centro es similar al que tenemos hacia el exterior), no obstante, la distribución espacial de los cúmulos globulares y, sobre todo, las observaciones radioastronómicas en la linea de 21 cm y las infrarrojas, nos indican claramente la posición del centro de la Vía Láctea.

El núcleo galáctico

Mención aparte merece el estudio del centro galáctico debido a los violentos sucesos que se supone que ocurren allí. La absorción interestelar lo hace inobservable en el visible (produce una disminución del brillo en unas 30 magnitudes) pero la luz emitida en el infrarrojo y en el dominio radio nos llega hasta aquí, permitiéndonos su estudio.

A partir de estas observaciones encontramos que en una región de 1 pc de diámetro se encuentra concentrada una cantidad de mása equivalente a entre uno y cuatro millones de veces la del Sol, en forma de un cúmulo estelar superconcentrado o de un agujero negro súper masivo. Sea cual sea el objeto allí existente, lo que parece claro es la existencia de un viento de gas y polvo hacia afuera a una velocidad de 750 km/seg.

Este viento ha formado una región con forma de anillo que rodea el centro galáctico, con un diámetro interno de 3.4 pc. Este anillo esta rotando a una velocidad de unos 90 km/seg. Además, se ha detectado una fuente compacta (menos de 20 U.A. de diámetro) de ondas de radio, a un segundo de arco del objeto en el que se supone que se sitúa el centro de la Galaxia. El problema que presenta la explicación del núcleo galáctico mediante la hipótesis del agujero negro, es que con uno de cien masas solares seria suficiente para producir la emisión de radiación gamma observada.

Por otro lado, todavía no esta claro si nuestra galaxia tiene una barra de materia cruzando el núcleo o no, es decir, si se trata de una espiral barrada o de una espiral normal. Para nosotros, situados en su interior, nos resulta mucho más fácil determinar la estructura global de otras galaxias situadas a millones de años-luz, que la de la galaxia en la que nos encontramos. Podemos determinar la estructura fina, los detalles más concretos, pero no verla en su totalidad.

EL UNIVERSO A GRAN ESCALA

Clasificación de Hubble de las galaxias

La clasificación de galaxias más aceptada en la actualidad proviene de la efectuada en 1925 por Edwin Hubble, el padre de la Cosmología moderna. Esta clasificación distingue cuatro tipos principales de galaxias: Las elípticas, caracterizadas por su forma esférica o elipsoidal, apariencia uniforme y luminosidad regularmente distribuida.

El polo opuesto serian las galaxias espirales, que presentan dos componentes, una parte central (el bulbo, similar a primera vista a las galaxias elípticas) y un disco plano sobre el que se puede observar una estructura espiral. Las galaxias espirales pueden ser divididas en dos grupos, espirales ordinarias y espirales barradas, dependiendo de si tienen una barra de materia atravesando el centro o no.

Las galaxias lenticulares (o SO) también tienen un bulbo central y un disco, pero este no presenta estructura espiral. Finalmente, como su propio nombre indica, las galaxias irregulares no presentan una estructura bien definida; no presentan un bulbo y tienen una presencia caótica.

Cada una de estas clases se divide en grupos. Las galaxias elípticas se clasifican de 0 a 7 de acuerdo con su elipticidad (E0 para las esféricas, E7 para las más achatadas). Las espirales varían desde la Sa hasta la Sd (se incluyen también las del tipo Sm) atendiendo a la disminución del tamaño relativo entre el bulbo y el disco y a la separación de los brazos espirales. La misma división se aplica a las espirales barradas SB.

Esta clasificación cubre diferencias físicas además de las puramente morfológicas. Las galaxias elípticas son más rojas que las espirales, esto es interpreta como una diferencia en sus constituyentes estelares. Además, en las galaxias elípticas la emisión de luz esta dominada por la que proviene de estrellas, del tipo de las gigantes rojas.

La población estelar de estas galaxias parece similar a las de los cúmulos globulares, a las estrellas de la población II. En contraste, en las galaxias espirales todavía existe una cierta actividad en la formación de estrellas; pueden encontrarse estrellas jóvenes con una emisión dominante en el azul. Las galaxias lenticulares tienen población estelar similar a las elípticas.

Mientras que para las galaxias elípticas y lenticulares se aprecia más o menos, la misma población estelar, cualquiera que sea su tipo, para las espirales, la población relativa de estrellas jóvenes aumenta de los tipos Sa a Sm y para las irregulares es todavía mayor.

En lo que respecta al contenido de materia interestelar (gas y polvo), se aplican las mismás consideraciones; las galaxias elípticas no contienen prácticamente nada de esta material mientras que en las espirales e irregulares se detectan grandes cantidades (en las irregulares, la fracción de gas neutro alcanza entre el 10 y el 20% del total de la materia de la galaxia).

Las S0 son un tipo intermedio entre las elípticas y las espirales; dos terceras partes no contienen nada de gas, y el resto tienen tanto como las espirales. De esta forma, la clasificación morfológica se corresponde bastante bien con las diferencias físicas entre las galaxias. No obstante hay que tener presente que esta clasificación no responde a todos los fenómenos observados, ya que se encuentran galaxias de los mismos tipos que presentan fenómenos físicos bien diferenciados.

Grupos de galaxias

Las galaxias no se encuentran uniformemente distribuidas a lo largo del espacio sino que aparecen en grupos. El ejemplo más cercano lo constituyen las Nubes de Magallanes, dos galaxias irregulares, difusas satélites de la Vía Láctea. La interacción gravitacional entre la Vía Láctea y sus dos satélites da lugar a la Corriente de Magallanes, una corriente de Hidrogeno neutro arrancado de las Nubes de Magallanes por las fuerzas de marea ejercidas por nuestra propia Galaxia, que forma un puente de materia que une la Galaxia a sus satélites.

Las galaxias gigantes a menudo están acompañadas por un numero más o menos numeroso de pequeños satélites gravitando en torno a ellas. Así, la galaxia de Andrómeda M31, tiene por satélites a M32, NGC 147 y NGC 205, tres bonitas galaxias elípticas rotando en torno a ella con un periodo de unos 500 millones de años. M31 es una espiral gigante con una masa de una vez y media la de la Galaxia.

A una escala un poco mayor advertimos la presencia de varias galaxias en un radio de 1.3 Mpc y una ausencia total de las mismas en una distancia de entre 1.4 y 2.4 Mpc. Esto induce a pensar en la existencia de un grupo de galaxias, el llamado Grupo Local, compuesto por dos espirales gigantes (la Galaxia y M31), dos espirales medias (la galaxia del Triángulo M33 y la Gran Nube de Magallanes), una galaxia elíptica con núcleo (M32), media docena de galaxias irregulares pequeñas, una docena de galaxias elípticas enanas y unos cuantos objetos muy débiles con apariencia de cúmulo globular. Según van mejorándose las técnicas astronómicas, se añaden nuevos objetos a este Grupo Local.

Por otro lado, es muy posible que la lista este bastante incompleta ya que las galaxias elípticas enanas, por ejemplo, no son observables a una distancia mayor que la que nos separa de la M31, lo que significa que podrían existir unas cien galaxias de este tipo que todavía no se han detectado.

El Grupo Local no presenta una condensación central de materia, más bien esta se concentra en dos núcleos principales: en torno a la Vía Láctea y en torno a M31. La ligazón gravitatoria del Grupo Local no esta todavía muy clara, aunque parece claro que las galaxias se agrupan en este tipo de “pequeñas estructuras”.

Actualmente se han catalogado más de 50 grupos en un radio de 16 Mpc, cada uno con varias decenas de miembros. Se trataría de las estructuras básicas de las que constituyen el Universo a media y gran escala. La definición que se adopta para Grupo de Galaxias es la de una asociación de galaxias, de las que una docena son más brillantes de magnitud absoluta -16 en un volumen de alrededor de un Mpc cubico (esto equivale a una densidad de galaxias diez veces superior a la media fuera de los grupos).

La pregunta que nos hacemos a continuación es si todas las galaxias pertenecen a un grupo o a una estructura mayor del Universo. Observacionalmente se encuentra que entre el 10 y el 20% de las galaxias no pertenecen a ningún grupo. A estas galaxias se las conoce como galaxias de campo.

La determinación de la mása de un grupo de galaxias se realiza por dos procedimientos diferentes: por un lado se estudian los efectos gravitacionales (obteniéndose la mása dinámica) y por otro se analiza la luz que nos llega de las galaxias (dando lugar a la mása luminosa). Comparando ambos resultados se comprueba que la mása dinámica es entre cuatro y diez veces superior a la luminosa. Esto significa que una gran parte de la materia que compone los grupos de galaxias “no brilla”, es decir, no emite luz suficiente para ser observada desde la Tierra o bien esta en una forma de materia que no emite luz. A esta mása se le suele llamar “materia oscura”.

Cúmulos y supercumulos de galaxias

Parece existir una tendencia natural de la materia a juntarse en unidades cada vez más grandes. Los quarks (uno de los constituyentes básicos de la materia) se agrupan para formar bariones, los cuales a su vez forman los átomos junto con los electrones. Los átomos se juntan en estrellas y estas son los constituyentes básicos de las galaxias, quienes, como hemos visto, se juntan en grupos de unas decenas para formar los Grupos de galaxias. Los grupos de galaxias constituyen los cúmulos de galaxias los cuales a su vez se agrupan en supercúmulos de galaxias, las estructuras más grandes del Universo conocido.

A la vista de las observaciones astronómicas no parece una labor fácil decidir una definición clara de lo que se entiende por cumulo de galaxias. Para intentar clarificar este termino, se ha recurrido a una herramienta utilizada en Estadística: las funciones de correlación. Se parte de la idea de que si las galaxias se encuentran en un cumulo, la distancia media que las separa es bastante menor que si estuvieran distribuidas uniformemente. El calculo de las funciones de correlación es bastante complicado.

En primer lugar se necesita disponer de un catalogo de galaxias que nos de su posición aparente. Este catalogo fue elaborado en el observatorio de Lick y representa un total de un millón de galaxias (hasta magnitud 18.7). La esfera celeste se divide en cuadraditos de 1 grado cuadrado sobre los que se cuentan las galaxias que estan dentro de cada uno, comparándose este numero con la densidad media.

Este análisis muestra la existencia de un fondo uniforme de unas 50 galaxias por grado cuadrado, sobre el que se superponen un gran numero de cúmulos con densidades que rondan las cien galaxias por grado cuadrado. Esta tendencia a la agrupación de las galaxias disminuye drásticamente para escalas de distancias mayores de 20 Mpc, correspondiéndose con las dimensiones de los mayores cúmulos observados.

No obstante, las funciones de correlación no nos dicen nada acerca de cual es el nivel de concentración de galaxias necesario para que tengamos un cumulo. La definición es bastante más arbitraria. Normalmente se llama cumulo de galaxias a aquellas agrupaciones que, en un volumen como el del Grupo Local (una esfera de unos pocos Mpc) contienen un numero de galaxias comprendido entre varios cientos y varias decenas de miles. La densidad de galaxias en los centros de los cúmulos muy ricos, puede llegar a ser de miles a millones de veces superior a la densidad media del Universo.

Los dos cúmulos de galaxias más cercanos a la Vía Láctea son el cumulo de Virgo, a una distancia de 20 Mpc en la dirección del Polo Norte Galáctico y el Cumulo de Coma, en la constelación de la Cabellera de Berenice a 100 Mpc de nosotros.

Del estudio del catalogo de galaxias de George Abell, realizado con la cámara Schmidt de Monte Palomar y que comprende galaxias hasta magnitud 21, se ha podido detectar la existencia de dos tipos principales de cúmulos de galaxias: los cúmulos regulares, muy concentrados y los irregulares, con una concentración y un numero de miembros menor y por lo tanto con una mayor dispersión.

Los cúmulos regulares de galaxias tienen simetría esférica y una gran concentración de galaxias en su parte central (a menudo, el centro del cumulo lo ocupa una galaxia elíptica supergigante). Las velocidades de rotación de las galaxias del núcleo son del orden de 1000 Km/seg. La mayoría de las galaxias en estos cúmulos son elípticas o lenticulares, con muy poca materia interestelar, El diámetro de estos cúmulos oscila entre 1 y 10 Mpc, sus másas son del orden de 10l5 Mo, equivalente a diez mil galaxias como la Vía Láctea. El cercano Cumulo de Coma es el prototipo de cumulo galáctico regular.

Los cúmulos irregulares no muestran simetría ni una concentración en la distribución de las galaxias que lo forman. Las velocidades orbitales de la galaxias son muy pequeñas, sus tamaños varían entre 1 y 10 Mpc y el rango de másas entre 10(12) y 10(14) Mo. Un exponente claro de cumulo irregular es el Cumulo de Virgo. También pueden considerarse dentro de esta categoría al Grupo Local y a todos los grupos de galaxias distribuidos en nuestras inmediaciones.

El problema de la materia oscura que vimos en el punto anterior persiste cuando hablamos de cúmulos de galaxias, es decir, la mása dinámica del cumulo no coincide con la mása luminosa, siendo esta ultima inferior.

Los ricos cúmulos de galaxias de 10 Mpc de diámetro no son las estructuras más grandes del Universo. De hecho, su distribución consiste en un fondo más o menos uniforme de cúmulos separados 55 Mpc de promedio, sobre los que se superponen cúmulos de cúmulos, los llamados Supercúmulos de galaxias.

Por ejemplo, nuestro Grupo Local, junto con algunas docenas más de grupos cercanos de galaxias, es un miembro de un sistema mucho mayor de 15 Mpc de radio, centrado en el cumulo de Virgo, conocido como Supercúmulo Local. Por otro lado, este supercúmulo es relativamente pobre; contiene únicamente un cúmulo rico (en su centro) y varios grupos de galaxias.

En la actualidad se han encontrado más de 50 supercúmulos, cada uno con un promedio de unos doce cúmulos ricos y varias decenas de cúmulos más pequeños. El diámetro de estas estructuras es del orden de 100 Mpc.

Se cree que la jerarquía de las estructuras del Universo se detiene en los supercúmulos de galaxias. De hecho, se obtiene que a escalas mayores de 1000 Mpc, la variación en la densidad de galaxias se reduce a la mitad de la densidad media del Universo, lo que significa que, a escala muy grande, el Universo es homogéneo e isótropo.

En la actualidad se cree que la distribución de cúmulos y supercúmulos de galaxias en el Universo no es homogénea. Se ha observado que esta distribución tiene lugar en grandes “burbujas” de espacio de forma que la materia se encuentra en las paredes de estas estructuras, quedando la parte central constituida por un vacío (de materia) casi absoluto. En los puntos de contacto entre las burbujas se localizarían las grandes distribuciones de materia antes mencionadas, la más cercana de las cuales se conoce como “la Gran Muralla”.

Sea como sea nuestro Universo, parece factible hoy en día, que en un plazo de tiempo razonablemente corto (en escala humana) podremos contar con una visión bastante aproximada de como es la distribución global de materia en la parte del Universo en la que nos encontramos.

EL BIG BANG

Las observaciones nos indican que el Universo se esta expandiendo, es decir, las galaxias se estan separando unas de otras. Echando la vista hacia atrás, esta expansión significa que antes, el Universo era más pequeño, las galaxias estaban más juntas.

La expansión del Universo no hay que entenderla como la clásica imagen de una artefacto que ha explotado y sus piezas se separan unas de otras en el espacio exterior, ajeno a la propia explosión, más bien se trata de una expansión del propio espacio-tiempo, que arrastra a los objetos materiales en el inmersos. En este sentido, el punto en donde se produjo la Gran Explosión (Big Bang) no es ninguno en concreto, sino más bien es todo el Universo (aquí, en Logroño, en Canopo y en cualquier lugar del Universo).

Daremos aquí un pequeño repaso a lo que se conoce como Modelo Estandar del Big Bang. Para ello comenzaremos una centésima de segundo después del comienzo de la expansión, hace entre 13 y 20 mil millones de años. Lo anterior a esa primera centésima de segundo inicial y hasta 10-47 segundos después del Big Bang pertenece al dominio de la Mecánica Cuántica (alguna de cuyas predicciones ya han sido confirmadas observacionalmente mediante el satélite COBE) y de ahí hasta el cero, corresponde al dominio de las teorías de Gran Unificación (que pretenden configurar una teoría capaz de explicar la Gravitación y las otras tres fuerzas conocidas, Electromagnetismo, interacción Débil y fuerza Fuerte, como distintas facetas de esa única “Superfuerza”).

En t = 0.01 seg. el Universo tenia una temperatura de unos cien mil millones de grados K, con una densidad de cuatro mil millones de veces la del agua. En estas condiciones, la materia y la radiación se encuentran acopladas y ni siquiera los neutrinos eran capaces de escapar a esta interacción.

Un tercio de segundo después, los neutrinos dejaron de interactuar apreciablemente con la materia y se desacoplaron. A partir de ese momento evolucionaron de forma independiente. Esos neutrinos llenan todo el Universo desde entonces, constituyendo un baño de partículas que no ha podido ser detectado.

En t = 1.1 seg. comenzó la aniquilación de pares e+ e-: la destrucción de materia y antimateria para dar luz. Un pequeñísimo exceso de la materia sobre la antimateria fue el que permitió más tarde que se formaran las galaxias y con ellas las estrellas y los planetas.

A los 3 minutos y 46 segundos comienza la nucleosíntesis primordial: la formación de núcleos de Deuterio, Helio y una pequeñísima proporción de Litio.

En t = 4 min. ya se había producido todo el Helio observado actualmente en el Universo, quedando una composición de un 75% de Hidrogeno y un 25% de Helio aproximadamente.

El hecho de que la explicación vaya tan despacio en esta primera fase se debe a que en esa época, el tiempo necesario para que un evento tuviera carácter cosmológico, es decir, para que afectara a una parte significativa del Universo, era muy pequeño debido a su reducido tamaño.

En la actualidad, para que un evento tenga carácter cosmológico, hay que esperar un tiempo igual a 10 veces la vida del Universo. Esto se resume diciendo que el Tiempo Característico del Universo primigenio era mucho menor que ahora (Tiempo Característico = Tiempo necesario para que una región dada del Universo doble su tamaño por la expansión cosmológica). De esta forma, en Cosmología, el tiempo se mide con potencias de 10 (tanto positivas como negativas).

Al cabo de media hora, se habían aniquilado todos los pares electrón-positrón apareciendo el estado de vacío que encontramos hoy. De esta aniquilación se salvaron uno de cada mil millones de electrones, suficiente para neutralizar la carga eléctrica positiva de los protones y constituir un Universo globalmente neutro en carga eléctrica.

En este momento había mil millones de fotones por cada nucleón. A esta época se le llama “época de la radiación” ya que la alta energía de la misma impedía la formación de los átomos. La temperatura había descendido a unos 300 millones de grados K y la densidad era del 10% de la del agua.

Para que se formaran átomos había que esperar a que la temperatura descendiera por debajo de los 4000 K. Entre t = 300000 años y un millón de años, prácticamente toda la materia paso a formar parte de átomos, produciéndose el desacoplamiento materia radiación. Antes de que esto ocurriera, el Universo se parecía a la superficie del Sol:

Caliente, opaco y lleno de luz amarillenta. Después se hizo transparente, al tiempo que la mayor parte de la energía pasaba a formar parte de la materia. Terminaba así la era de la radiación y comenzaba la “era de la materia” en la que nos encontramos actualmente.

La radiación del Universo dejo de interactuar apreciablemente con la materia neutra, desacoplándose ambos y evolucionando a partir de entonces de manera independiente (como había ocurrido anteriormente con los neutrinos). La radiación lleno todo el Universo mientras que la materia tendía a configurar grandes agrupaciones.

La radiación que se desacoplo en aquella época es la que descubrieron Pencias y Wilson en 1965 como un fondo cósmico de microondas. Este baño de radiación es altamente isótropo, es decir, presenta las mismás características en todas las direcciones en las que se observe. Su espectro corresponde al de un cuerpo negro a 2.7 K, siendo esta la temperatura actual del Universo.

Al final de la era de la radiación, la densidad era de unos 10 millones de átomos por cada litro de Universo, mientras que en la actualidad se encuentra, en promedio en 1 átomo por cada 1000 litros.

En la época dominada por la radiación debieron crearse las irregularidades que más tarde darían lugar a la formación de las estructuras a gran escala del Universo, en las que se hallan incluidas las galaxias y en ellas las estrellas. Este proceso no esta bien comprendido en la actualidad, existiendo dudas de que se formo antes, si las grandes estructuras y a partir de ellas las pequeñas, o al revés.

Actualmente, entre 13 y 20 mil millones de años después, se han formado unos cien mil millones de galaxias, cada una de ellas con un promedio de unos cien mil millones de estrellas, lo que hace un total de diez mil millones de billones de soles, repartidos a lo largo y ancho de un Universo observable de entre 10 y 20 mil millones de años luz de radio.

La Astronomia en la Exploracion Espacial Estudio del Universo

La Astronomía en la Exploración Espacial: Estudio del Universo

En la investigación astronómica, el descubrimiento de nuevos tipos de estrellas es análogo al descubrimiento de nuevos tipos de partículas en la física atómica. La radioastronomía reveló la existencia de discretas fuentes de radio en el universo, y en 1960, en Estados Unidos, A.R. Sandage consiguió un importante adelanto al identificar una de estas fuentes con un objeto tenuemente visible mediante un telescopio óptico. Era el primero de los quásars fuentes pequeñas pero sumamente energéticas, caracterizadas por una peculiaridad en sus espectros que indica que se mueven a una velocidad cercana a la de la luz.

astronautaEn 1967, Anthony Hewish y Jocelyn Bell descubrieron el primer pulsar, otra fuente de ondas de radio que fluctúa periódicamente. Por un momento, pensaron que podían proceder de alguna forma distante de vida inteligente que trataba de comunicarse, pero esta posibilidad fue descartada cuando se descubrieron otros ejemplos del mismo fenómeno. La frecuencia de las ondas de radio de los púlsars  varía entre unas pocas centésimas de segundo y alrededor de cuatro segundos.

Al parecer, los púlsars son estrellas neutrónicas colapsadas, es decir, objetos originalmente masivos donde la materia ha llegado a concentrarse tanto que los electrones y los protones se han unido para formar neutrones. Probablemente, no tienen más de unos pocos kilómetros de diámetro, y la pulsación se debe aparentemente a su rápida rotación, del mismo modo que la cabeza giratoria de un faro produce un haz de luz a intervalos regulares en todas direcciones.

En 1962, el espectro astronómico se amplió aún más gracias a las originales investigaciones de B.B. Rossi sobre los rayos X procedentes del espacio. Más concretamente, Rossi identificó una fuente de rayos X en Escorpión X-l. Dos años más tarde, las ondas de radio proporcionaron más indicios sobre los mecanismos del universo.

Con una gigantesca antena diseñada para recibir las señales de los satélites, A.A. Penzias y R.W. Wilson, de la empresa Bell Telephone, en Estados Unidos, registraron una radiación de fondo en la región de las ondas de radio, procedente de todas direcciones, correspondiente a las emisiones de un cuerpo negro a una temperatura de 3,5 °K. En la Universidad de Princeton, R.H. Dicke y P.J. Peebles pudieron ofrecer una explicación teórica para este fenómeno.

Según la teoría del «big bang» sobre el origen del universo, la radiación liberada en la explosión inicial debe haberse distribuido y enfriado progresivamente. Los cálculos indicaban que la temperatura actual del universo debía ser de unos 5 °K, con cierto margen para una serie de incertidumbres. Era razonable suponer que la radiación observada por Penzias y Wilson era la radiación natural de fondo del universo enfriado. Los cosmólogos consideran este fenómeno como una de las pruebas más convincentes en favor de la teoría del «big bang».

Los experimentos de Rossi se efectuaron mediante sondas instaladas en cohetes, lo cual nos recuerda que para 1960 se habían logrado considerables progresos en el campo de los satélites de observación no tripulados. Sus posibilidades se habían presagiado con cierta confianza ya en 1955, cuando tanto la URSS como Estados Unidos los incluyeron provisionalmente entre sus contribuciones al Año Geofísico Internacional (AGÍ).

Sus ventajas sobre los cohetes-sonda, como los utilizados por Rossi, residían en su capacidad para registrar y transmitir informaciones durante largos periodos, no solamente durante unos pocos minutos. Estados Unidos había previsto tener una docena de satélites en órbita cuando comenzara el AGÍ, pero en la práctica el primer éxito fue para la URSS, con el lanzamiento del Sputnik I, el 4 de octubre de 1957.

Sorprendidos y humillados, los técnicos norteamericanos adelantaron sus planes y prometieron un lanzamiento en 90 días. El primer intento fracasó, pero el primer satélite de Estados Unidos, el Explorer I, entró en órbita el 1 de enero de 1958. Su capacidad era limitada, pero llevaba un contador Geiger-Müller para registar los rayos cósmicos que le permitió localizar los dos cinturones de radiación de Van Alien que rodean la Tierra.

A partir de entonces, los progresos fueron rápidos, sobre todo porque Estados Unidos y la URSS competían entre sí para demostrar ante el mundo su superioridad tecnológica. Varias categorías diferentes de satélites aparecieron desde 1960. A los primeros, utilizados para fines puramente científicos, se sumaron otros de diseño más complejo destinados a la observación militar, el seguimiento de las condiciones meteorológicas mundiales, las telecomunicaciones, etc.

Por último, aparecieron las sondas espaciales, que prepararon el camino para la llegada del hombre a la Luna. La sonda soviética Luna II (1959) fue el primer objeto procedente de la Tierra en alcanzar la superficie de un cuerpo celeste. En 1966, el Luna IX realizó un alunizaje perfecto (que disipó el temor de los norteamericanos de que la superficie del satélite estuviera formada por una profunda capa de polvo) y transmitió a la Tierra miles de fotografías.

El Luna XVI (1970) recogió muestras del suelo lunar. Hacia fines de los años 70, las sondas soviéticas y norteamericanas se habían acercado o se habían posado en varios planetas, entre ellos, Marte, Venus y Júpiter.

Curso Basico de Astronomía-Astronomia elemental para principiantes

Curso Básico de Astronomía: Astronomía Elemental para Principiantes

  • ASTRONOMÍA Y OBSERVACIÓN
  • Introducción: Qué es la Astronomía.
  • La bóveda Celeste: definiciones.
  • Coordenadas astronómicas y medida del tiempo.
  • Nuestro Sistema Solar
  • EL UNIVERSO
  • Que son las estrellas. Evolución estelar: nacimiento, vida y muerte de las estrellas.
  • Nuestra galaxia: la Vía Láctea.
  • El Universo a gran escala:
  • Clasificación de Hubble de las galaxias.
  • Grupos de galaxias.
  • Cúmulos y supercúmulos de galaxias.
  • El Big Bang.

INTRODUCCIÓN: ¿QUÉ ES LA ASTRONOMÍA?

La astronomía comprende el estudio científico de todo lo que no esta en la Tierra. Dicho así, parece muy vago, pero proporciona una idea de lo amplio de esta disciplina. Incluso algunos incluyen el estudio de la Tierra como un planeta, en comparación con otros cuerpos similares.

Por lo tanto, la Astronomía trata de estrellas, planetas, cometas, asteroides, nebulosas, cúmulos estelares, galaxias, etc. etc. etc.

astronomia, planetasSe suele confundir a veces con la Astrología, que es una creencia en que algunos cuerpos celestes, según su posición en el cielo vista desde la Tierra, influyen en las personas, en sus actos, e incluso en los animales o las cosas.

Aunque hace muchos siglos la astrología se confundía a veces con la astronomía, desde el nacimiento de la ciencia moderna su separación es total: los astrónomos estudian el Universo para conocerlo y poder explicarlo, mientras que los astrólogos solo usan tablas de posiciones, para relacionarlas con el carácter de las personas o las cosas, siguiendo recetas antiguas, que provienen de una época en que se creía que todo el cielo giraba alrededor de la Tierra.

Para ver de una forma sencilla que estudia la astronomía, que vamos a estudiar en este curso, nos podemos preguntar que cosas vemos en el cielo que estén (a nuestro modo de ver) relacionadas con el tema.

Por ejemplo, øqué cosas astronómicas vemos de día? Así, el Sol, la Luna, el lucero del alba, el lucero vespertino -que suelen ser Venus-, serán respuestas correctas. En cierto modo, las sombras son también fenómenos astronómicos, pues las provoca la luz del Sol. De igual modo, el color azul del cielo tiene que ver con el Sol. Podríamos incluso incluir al arco iris, y otros fenómenos atmosféricos formados por la luz del Sol…

®Y de noche? Tenemos la luna, los planetas, las estrellas, algunos conocerán quizá cometas, nebulosas, cúmulos o galaxias. También se ven satélites artificiales. Las estrellas fugaces, aunque se producen en nuestra atmósfera, a unos 200 Km. de altura, también tienen que ver con la astronomía, pues se trata de material extraterrestre que cae sobre la Tierra (al igual que los bólidos y los meteoritos).

Pero a simple vista podemos reducir nuestro campo a varios tipos de objetos: El Sol, la Luna, los planetas, y las estrellas.

El Sol solo se ve de día, de hecho es el quien marca la diferencia entre día y noche. A la Luna la vemos cambiando, a veces de día a veces de noche. Los planetas son cuerpos brillantes en el cielo, y en general Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno son más brillantes que las estrellas. (Pero también tenemos Neptuno, Urano o Plutón, que solo se ven usando telescopio).

Frente a las estrellas, los planetas -además de ser más brillantes- no parpadean. Seguro que habréis visto en el cielo como las estrellas titilan: su brillo no es uniforme. Esto es debido a la presencia de la atmósfera terrestre, que desvía los rayos de luz que nos llegan de las estrellas. Este efecto es menos drástico cuando le ocurre a la luz proveniente de los planetas. Así que podemos distinguir un planeta de una estrella brillante si nos fijamos en cual no parpadea.

La razón de esto es que los planetas, aunque están muy lejos de nosotros, se ven como pequeños discos, y son muchos los rayos de su luz los que nos llegan al ojo. Aunque unos cuantos se desvíen, los demás no, por lo que el brillo aparentemente no cambia.

Las estrellas, sin embargo, están tan lejos que son solo un punto luminoso. Ese rayo que nos llega de ellas, si se desvía, no alcanza nuestro ojo, y no vemos su luz momentáneamente. Cuando la noche es poco clara, o muy turbulenta (con capas atmosféricas de diversa temperatura, como suele suceder en el verano) las estrellas parpadean más acusadamente.

DEFINICIONES EN LA BÓVEDA CELESTE

Círculo máximo: Cualquier circunferencia de la bóveda celeste con centro en el observador.

Polo Norte Celeste: Prolongación del Polo Norte Geográfico en la bóveda celeste.

Ecuador Celeste: Prolongación del ecuador terrestre en la bóveda celeste.

Meridiano Celeste: Cualquier círculo máximo perpendicular al ecuador celeste. Todos los meridianos pasan por los polos Norte y Sur Celeste.

Eclíptica: Círculo máximo descrito por el movimiento aparente del Sol a lo largo del año.

Punto Aries: Posición que ocupa el Sol en el Equinoccio de primavera. Es la intersección de la EclÍptica con el Ecuador en Piscis.

Punto Libra: Es la intersección de la Eclíptica con el Ecuador en la constelación de Virgo. El Sol se encuentra en el día del equinoccio de OtoÒo.

Horizonte del lugar: Proyección sobre la bóveda celeste del círculo del horizonte.

Cenit: Prolongación hacia arriba de la vertical del lugar sobre la bóveda celeste.

Nadir: Prolongación hacia abajo de la vertical del lugar sobre la bóveda celeste.

Meridiano del lugar: Círculo máximo que pasa por el polo Norte celeste y por el cenit.

Vertical de un astro: Círculo máximo que pasa por el Cenit y por el astro.

Ver Un Grafico de la Bóveda

COORDENADAS ASTRONÓMICAS

Coordenadas Horizontales

Los dos ángulos que fijan la dirección se llaman Acimut y altura.

El Acimut (A) se mide sobre el horizonte del lugar en horas, desde el Sur hasta el vertical del astro, positiva en la dirección S W-N-E.

La altura (a) se mide sobre el vertical del astro en grados, desde el horizonte del lugar. Es positiva en dirección al Cenit y negativa hacia el Nadir.

A veces es útil el uso de la distancia cenital (z) definida como la distancia angular del cenit al astro medida sobre el vertical del astro (z=90-a).

Estas coordenadas se utilizan para determinar las condiciones de observación de un astro, caso de ser visible. Por debajo de 30 de altitud, las condiciones de observación en el visible son muy malas debido a los efectos que, sobre la luz, ejerce la atmósfera terrestre.

Coordenadas Ecuatoriales.

La Ascensión Recta (alpha ) se mide sobre el ecuador celeste en horas, desde el Punto Aries hasta el meridiano del astro, positiva en la dirección S-E-N-W.

La Declinación (sigma) se mide sobre el meridiano del astro en grados, desde el ecuador celeste hasta el astro, positiva en la dirección del polo Norte. Se utilizan para fijar la posición de un astro en el cielo ya que no cambian con el movimiento diurno. Solo se ven afectadas por el movimiento de presesión, lo que hace que cada 50 años se cambie el sistema de referencia, variando por tanto las coordenadas ecuatoriales de cada astro.

LA MEDIDA DEL TIEMPO

Tiempo Solar

Llamamos Tiempo Local Verdadero a la hora que nos marca un reloj de Sol en el lugar en que nos encontramos. Los relojes de sol tienen su fundamento en la sombra proyectada por un “gnomon” sobre una es cala graduada y ajustada convenientemente. Por lo tanto son dispositivos que nos marcan la posición aparente del Sol en cada momento.

El movimiento aparente del Sol presenta ciertas irregularidades debidas a dos hechos principalmente: la excentricidad de la órbita terrestre y la inclinación del eje de rotación de la Tierra con respecto al plano de su órbita.

De acuerdo con las dos primeras leyes de Kepler, la Tierra recorre su órbita elíptica a mayor velocidad cuando se encuentra más cerca del Sol (en el perihelio), que cuando esta más lejos (en el afelio). Así, el desplaza miento aparente del Sol hacia el Este es más rápido en Enero que en Julio, lo que significa que en Enero el reloj de sol marca el mediodía más tarde que en Julio.

Por otro lado, el hecho de que el eje de rotación de la Tierra este inclinado respecto a la eclíptica (en 23.5 grados) hace que el desplazamiento hacia el Este varíe con la posición del Sol sobre la eclíptica respecto del ecuador. Así, en los solsticios, el movimiento tiene solamente componente Este (por ser la eclíptica paralela al ecuador en esos puntos) mientras que en los equinoccios, aparece una cierta componente hacia el Norte (en Primavera) o hacia el Sur (en OtoÑo). Esto altera la duración del tiempo transcurrido entre dos culminaciones consecutivas a lo largo del año.

Para evitar estas irregularidades en la duración del día, se define el Tiempo Local Medio como el que marcaría un reloj de sol, si este estuviera situado en el Ecuador y se moviera hacia el Este a velocidad constante a lo largo de todo el año. La diferencia entre el Tiempo Local Verdadero y el Tiempo Local Medio se conoce como Ecuación del Tiempo (E.T.= T.L.V. – T.L.M.). Esta diferencia nunca sobrepasa los 17 minutos.

Llamamos Tiempo Universal (T.U. o G.M.T.) al Tiempo Local Medio del Meridiano de Greenwich. Muchos de los fenómenos astronómicos estan dados en Tiempo Universal, por lo que hay que tener claro como se pasa a la hora que marca nuestro reloj.

Para mantener cierta homogeneidad en la medida del tiempo y que la hora de nuestro reloj se corresponda más o menos con la posición del Sol, en todos los países, se establecieron los husos horarios. Cada país fija la hora del reloj según el Tiempo Local Medio de un meridiano determinado. Para hacer la conversión de Tiempo Universal a Tiempo Local Medio, hay que tener en cuenta la longitud geográfica del meridiano que fija nuestra hora(en medidas de tiempo), para sumársela si esta al Oeste o restársela si esta al Este.

Finalmente, la hora que marca nuestro reloj es la Hora Civil, que en horario de invierno va adelantada una hora respecto del que le correspondería en su huso horario, y dos en horario de verano.

Para la determinación de la hora a la que ocurren algunos fenómenos (como por ejemplo la hora del Orto del Sol en un punto determinado) hay que tener en cuenta también la distancia angular del lugar, respecto del meridiano base del huso horario correspondiente.

Tiempo Sidéreo

Se define Tiempo Sidéreo como el ángulo horario del Punto Aries. Es un tiempo basado también en la rotación terrestre, pero no en la posición aparente del Sol. El día sidéreo es el intervalo que transcurre entre dos pasos consecutivos de un punto fijo (una estrella muy lejana, el Punto Aries, etc.) por el meridiano del lugar. El movimiento de la Tierra a lo largo de su órbita hace que el Sol se desplace hacia el Este casi 1 grado cada día por lo que el día en Tiempo Solar es más largo que en Tiempo Sidéreo. Así, la duración de un día sidéreo es de 23h 56m 4,091s de Tiempo Solar Medio. La conversión de un intervalo de Tiempo Solar Medio en Tiempo Sidéreo se realiza con la expresion: I(T.S.M.)= 0.99727 I(T.S.).

Otras medidas del Tiempo

El Tiempo Solar Medio corrige las irregularidades del movimiento aparente del Sol, pero no es un tiempo perfectamente uniforme debido a que esta basado en la rotación de la Tierra, y esta no es constante. Para eliminar las pequeñísimas irregularidades en este movimiento, se introduce el Tiempo de las Efemérides (T.E.), que representa una medida del tiempo absolutamente uniforme, y en el cual se basan las fórmulas de la Mecánica Celeste. La desviación entre el T.E. y el T.U. solo puede determinarse exactamente a posteriori, mediante observaciones astronómicas. La diferencia entre ambos no suele superar el minuto de tiempo.

Paralelamente existen definiciones basadas en fenómenos físicos para fijar la duración del segundo. En la XIII Conferencia de Pesos y Medidas (1967) se definió el segundo como la duración temporal de 9.192.631.770 oscilaciones del átomo de Cesio 133 en su estado fundamental. El tiempo basado en esta medida se llama Tiempo Atómico Internacional (T.A.I.). Esta es la definición más utilizada en la actualidad, habiendo sustituido al Tiempo de las Efemérides.

LAS ESTRELLAS

Enanas Blancas

Novas y Supernovas De Neutrones Agujeros Negros

Vida de la Estrellas

La medida del brillo

El sistema actual para medir el brillo aparente de las estrellas tiene su origen en la Antigua Grecia. Hacia el aÒo 130 a.C. el astrónomo Hiparco ideo una forma de medir el brillo de los astros, clasificándolos en seis categorías o magnitudes: a las estrellas más brillantes las denomino de primera magnitud y a las que estaban en el limite de visibilidad del ojo humano, de sexta.

Debido a la gran difusión que ha tenido esta forma de medir el brillo a lo largo de toda la historia de la Astronomía, en la actualidad se ha intentado respetarlo en lo posible, pero dotándolo de una mayor precisión. La forma en la que el ojo humano responde a la radiación es logarítmica por lo que se adopto una logarítmica para la relación entre la magnitud de un astro y la energía que nos llega de él.

Si nos quedamos con un cierto rango del espectro total hablaremos de magnitud en ese rango. Los rangos más utilizados son: el que se corresponde con los limites de sensibilidad del ojo, que da lugar a la magnitud visual; el que se corresponde con los limites de sensibilidad de las placas fotográficas, que originan la magnitud fotográfica y el abarca todo el espectro y por lo tanto toda la radiación emitida por el cuerpo, que da lugar a la magnitud bolómetrica.

El brillo con que vemos un astro desde la Tierra depende principalmente de tres factores: la distancia del astro hasta nosotros, su brillo intrínseco y la cantidad de materia que hay entre nosotros y el astro. Suponiendo que las estrellas son fuentes puntuales, la energía que emiten se propaga en el espacio en frentes de onda esféricos por lo que la densidad superficial de energía disminuye con el cuadrado de la distancia.

Esto significa que de dos estrellas que emiten la misma cantidad de energía pero que estén situadas una a doble distancia que la otra, nos llega una energía tal que la de la más cercana es cuatro veces la de la más lejana, y la diferencia de brillo aparente será de 1.5 magnitudes.

Para evitar el efecto que sobre la radiación tiene la distancia a la que se encuentra un astro, se emplean las Magnitudes Absolutas, que son una medida del brillo intrínseco del mismo.

Al igual que con las magnitudes relativas, según sea el rango de longitudes de onda en que medimos la Luminosidad, obtendremos magnitudes absolutas visuales, fotográficas o bolométricas.

A menudo se suele dar un dato de las estrellas llamado Índice de Color. Se trata de un parámetro que sirve para indicarnos la temperatura a la que esta la superficie de la misma y mide la diferencia en magnitudes que presenta esa estrella en dos rangos distintos de longitudes de onda. El índice de color más utilizado es el B-V, donde B simboliza la magnitud del astro en el azul (en longitudes de onda centradas en el color azul del espectro) y V representa la magnitud visual.

El Sol emite la mayor cantidad de energía en una longitud de onda que esta centrada en el espectro visible. Las estrellas más calientes emiten su máximo en longitudes de onda más cortas (y por lo tanto más “hacia el azul”) y las más frías en longitudes más largas (“hacia el rojo”). De esta manera, midiendo la diferencia entre la energía que emite un astro en el azul y la que emite en todo el rango visual, tendremos una idea de si ese astro esta más caliente o más frío que el Sol.

Análisis de la radiación. Espectros

Si hacemos pasar la luz del Sol por un prisma, vemos que se descompone en los colores del arco iris. Lo mismo ocurre con la luz reflejada por una superficie sobre la que se han tallado lineas muy finas (red de difracción). En ambos casos se descompone la luz blanca en todas las longitudes de onda que la componen, obteniéndose un espectro de la misma.

Si medimos la cantidad de luz que llega a cada longitud de onda del espectro del Sol, se forma una curva muy parecida a la que aparece cuando se hace el mismo proceso sobre la radiación emitida por un cuerpo negro a 5800 K. La intensidad de la radiación emitida por un cuerpo negro es función de su temperatura y depende de la longitud de onda (o frecuencia) en la que la medimos.

En el espectro de una estrella se observa un continuo de energía que se asemeja mucho al de un cuerpo negro y, superpuesto sobre el, una serie de lineas oscuras correspondientes a longitudes de onda muy definidas (eventualmente se observan también líneas brillantes). Se define Temperatura Efectiva de una estrella, como la temperatura de un cuerpo negro que tuviera un espectro continuo con la misma energía que el observado en la estrella.

Definimos Temperatura de Brillo de una estrella como la temperatura de un cuerpo negro que emite su máxima energía en la misma longitud de onda que la estrella.

Las líneas oscuras observadas en los espectros estelares se deben a absorciones de los átomos de la atmósfera estelar en la luz proveniente del interior. La anchura teórica de estas líneas es muy pequeña, pero diversos fenómenos como el movimiento de rotación de la estrella, movimientos de turbulencia, de pulsación, etc. pueden ensanchar las. Además, la presencia de fuertes campos magnéticos pueden producir el desdoblamiento de las mismas. En definitiva, el análisis de un espectro estelar nos proporciona información sobre los elementos químicos que forman la estrella, y sobre las condiciones físicas que reinan en ella: Temperatura, presión, campos magnéticos, velocidad de rotación, etc. También nos sirve para medir la velocidad radial de la estrella respecto de nosotros mediante la aplicación del efecto Doppler-Fizeau.

Veamos por lo tanto, que analizando la radiación que nos llega de las estrellas, somos capaces de obtener mucha información sobre las mismas. Esto ayuda a catalogar las estrellas en grupos atendiendo al espectro observado y a la cantidad de energía que emiten. Representando ambas características en un diagrama (el llamado diagrama H-R), vemos que la mayor parte de las estrellas se sitúan en una franja denominada Secuencia Principal.

Esta región del diagrama H-R se corresponde con el estado evolutivo en el que las estrellas pasan la mayor parte de su vida. Un tercer parámetro que ayuda a fijar la clasificación de una estrella es la llamada Clase de Luminosidad, que nos informa, en alguna medida, de las condiciones físicas en que la estrella esta emitiendo su energía y su espectro observado.

Evolución estelar (ver en este sitio)

La posición de una estrella en el diagrama H-R es un indicativo de su estado evolutivo general. A lo largo de su vida, una estrella cambia su posición en el diagrama describiendo su traza evolutiva. Las estrellas se forman a partir de las grandes nubes de gas y polvo presentes en el espacio interestelar. La aparición de inestabilidades puede producir el inicio del proceso de contracción que origina el nacimiento de la protoestrella.

Para que se forme una protoestrella, es necesario que la energía gravitacional de la nube sea mayor que su energía térmica, de esta forma, la tendencia a juntar las partículas será más fuerte que la que tiende a dispersar las. Conforme la contracción hace disminuir el tamaño del sistema, su interior se va haciendo opaco a la radiación y, en consecuencia comienza a calentarse.

Cuando la temperatura del núcleo alcanza el millón de grados, se desencadenan las reacciones nucleares de fusión del Hidrogeno que contribuyen a aumentar la temperatura del interior. En este punto, la presión interna se hace suficientemente grande como para contrarrestar el colapso gravitatorio, deteniéndose la contracción. La protoestrella deja de serlo y se convierte en una estrella situada en la secuencia principal de diagrama H-R. La evolución futura de este cuerpo, queda determinada por la cantidad de masa que tiene en este momento.

Veamos como es la evolución de una estrella de tipo solar. La mayor parte de su vida transcurre en la secuencia principal, transformando Hidrogeno en Helio, en un estado de equilibrio hidrostático muy estable. El tiempo que la estrella permanece en este estado depende de la cantidad de combustible nuclear que tiene, pero sobre todo, de la rapidez con que lo consume. Así, las estrellas más grandes, a pesar de que tienen una cantidad mayor de Hidrogeno, lo consumen a una velocidad tan grande, que se les acaba antes que a las menos masivas. El intervalo de tiempo oscila entre algunos millones de años para las más masivas, hasta decenas de miles de millones de años para las más pequeñas.

Cuando en el núcleo de la estrella se ha consumido todo el Hidrogeno en Helio, disminuye la producción de energía en el núcleo lo que origina una contracción del mismo, con el consiguiente aumento de la temperatura. La temperatura que se alcanza en las regiones que rodean al núcleo es suficiente como para que comiencen las reacciones de fusión del Hidrogeno en ellas. En este momento, la estructura de la estrella se compone de un núcleo inerte de Helio, rodeado por una capa termonuclearmente activa y, más alejada una atmósfera estelar dilatada y fría.

El núcleo de Helio se va haciendo cada vez más grande (por el aporte de la capa externa en la que se sigue produciendo este material a partir del Hidrogeno), hasta que las condiciones de temperatura y presión activan la reacción de fusión del Helio en Carbono. Justo antes de que se produzca este hecho, tiene lugar un aumento rápido y breve de la luminosidad de la estrella, conocido como “Flash del Helio”, que es el detonante de la nueva reacción de fusión nuclear.

En este punto, la estrella tiene dos fuentes de energía: en el núcleo la reacción “triple alpha” (3 He4 —> 1 C12 + E) y rodeándolo la transformación de Hidrogeno en Helio. La superficie alcanza un tamaño muy grande pero esta a una temperatura muy baja. La estrella se encuentra en la fase de Gigante Roja. Cuando el Sol alcance esta fase, su luminosidad será de unas 1000 veces la luminosidad actual y su atmósfera se extenderá hasta la órbita de Venus. La temperatura en la superficie de la Tierra será superior a la de fusión del plomo. Las estrellas Arturo o Betelgeuse se encuentran en esta etapa de su evolución.

Evolucionando lentamente en esta fase, la estrella comienza a desprenderse de las capas más externas, pasando por la fase de variable del tipo RR-Lyrae. Más tarde, las capas externas terminan por desligarse definitivamente de la estrella, originando una Nebulosa Planetaria. La vida estimada de estas nebulosas se estima en unos 50000 años, transcurridos los cuales, la materia que las forma termina por diluirse en el medio interestelar.

Mientras la superficie se expande y enfría, en el centro la reacción triple alpha va produciendo un núcleo cada vez más importante de Carbono. Cuando se agotan el Hidrogeno y el Helio, queda un núcleo compacto de Carbono del tamaño de un planeta COIIIO la Tierra, pero con una masa del orden de la del Sol.

Inicialmente, este núcleo se encuentra a una temperatura muy elevada constituyendo una Enana Blanca, pero dado que en su interior ya no tienen lugar nuevas reacciones nucleares, es un cuerpo térmicamente inerte que se enfría con el paso del tiempo, pasando de enana blanca a enana marrón y finalmente a enana negra.

La evolución de las estrellas muy másivas desemboca en fenómenos cataclísmicos. Tras permanecer en la secuencia principal transformando Hidrogeno en Helio en su núcleo, sobreviene la etapa de Supergigante Roja en la que, al igual que ocurría con las estrellas menos másivas, se han expandido las capas más externas mientras el núcleo se hacia más pequeÒo y caliente. La conversión de Hidrogeno en Helio se desplaza del centro a una capa periférica y en el centro comienza la reacción triple alpha que forma núcleos de Carbono.

Cuando se acaba el Helio en el centro de la estrella una nueva contracción eleva su temperatura activándose una nueva reacción termonuclear que fusiona los núcleos de Carbono para producir otros más pesados (Magnesio, Oxigeno,…).

De esta manera el núcleo de la estrella adquiere una estructura “de cebolla”, con sucesivas capas en las que tiene lugar una reacción distinta. Esta situación continua hasta que aparece en el centro de la estrella el Fe56 (el isótopo más estable del núcleo de Hierro). Este núcleo tiene la propiedad de ser más estable que el de cualquier otro elemento pesado, por lo que no hay ninguna reacción nuclear que, aportando energía al medio (exotérmica), haga reaccionar al Fe56 para formar núcleos más pesados.

Cuando el núcleo de Hierro de la estrella adquiere un tamaño importante y la temperatura alcanza el valor de 5*109 K, el Fe56 se desintegra en 13 núcleos de Helio y 4 neutrones ¡absorbiendo energía!

En ese instante, el equilibrio hidrostático que ha mantenido la estrella durante toda su vida, se rompe definitivamente. En tiempos del orden de un segundo, todas las capas del núcleo se precipitan hacia el centro formándose un núcleo atómico gigante (compuesto por neutrones) de una dureza inimaginable, sobre el que colisionan las partes más externas del núcleo que salen eyectadas hacia el exterior a velocidades del orden de varios miles de kilómetros por segundo. Durante unos días, la estrella alcanza un brillo comparable al de toda una galaxia.

En una explosión de este tipo, conocida como Supernova (más concretamente Supernova del tipo II), se inyectan en el espacio interestelar una serie de núcleos pesados producidos en el interior de la estrella, y durante la explosión, que pasaran a formar parte de otras estrellas y sistemas planetarios, si eventualmente alcanzan una región en la que más tarde se formaran nuevas estrellas y planetas (como es el caso del Sistema Solar).

En lo que antes era el centro de la estrella, puede quedar un objeto compacto, que será una enana blanca si su masa es inferior a 1.4 veces la masa del Sol, una estrella de neutrones si su masa esta comprendida entre 1.4 y aproximadamente 2.5 masas solares, o un agujero negro si el objeto compacto es más masivo .

En una enana blanca el colapso gravitatorio es detenido por la presión ejercida por electrones relativistas; se trata de objetos constituidos por núcleos de Carbono, entre los que se encuentra una “sopa” de electrones degenerados que lo dotan de una elevada conductividad térmica. Por su parte, las estrellas de neutrones son auténticos núcleos atómicos pero con un tamaño de algunas decenas de Kilómetros de diámetro.

Su rápida rotación permite observarlos como emisores de pulsos de ondas de radio bajo la denominación de Púlsars. Si la masa del objeto colapsado es todavía mayor, ni siquiera la presión de los neutrones degenerados es capaz de contrarrestar el colapso gravitatorio, por lo que ninguna otra fuerza de la Naturaleza puede vencer a la gravitación. En estas condiciones, el objeto se colapsa indefinida mente y, cuando en su superficie la gravedad es tan intensa que ni siquiera la luz puede escapar de ella, se dice que se ha formado un agujero negro.

Podemos concluir que el resultado final de la evolución de una estrella, es un objeto compacto (enana blanca, estrella de neutrones o agujero negro) que se forma después de que la estrella se haya desprendido de algunos de los elementos que ha ido formando durante sus etapas anteriores, como estrella en la secuencia principal, gigante o supergigante, y en los momentos de la explosión de supernova (si esta llega a producirse).

La Sondas Espaciales Lunik Surveyor Envio de Sondas a la Luna

La Sondas Espaciales: Lunik Surveyor Envio de Sondas a la Luna

El nacimiento de la astronáutica: ¿Qué es una sonda?

En la terminología espacial se llama sonda a todo ingenio lanzado al espacio por medio de cohetes y provisto de los instrumentos de medición y radiocomunicación que le permiten la exploración automática del espacio. Algunas sondas disponen de aparatos fotográficos o de televisión para tomar vistas de las superficies de los astros que exploran; otras son dirigidas de forma que lleguen a posarse en la superficie del astro (como las enviadas a la Luna, Venus y Marte).

La técnica de navegación de las sondas es algo más que una simple extrapolación de la empleada en los satélites artificiales: las distancias de, a lo sumo, miles de kilómetros de éstos, se convierten en decenas de millones en el caso de una sonda destinada a Marte, por ejemplo, lo que complica extraordinariamente los sistemas de navegación y seguimiento.

Sin embargo, los problemas de la investigación por medio de sondas se centran en la dificultad de poder emitir imágenes lejanas suficientemente detalladas, ya que la energía disponible a bordo para su transmisión es muy limitada. Por otra parte, las sondas que se envían hasta la superficie de otros astros deben posarse en ellos con suavidad y quedar en una posición de reposo adecuada para su buen funcionamiento.

El empleo de sondas espaciales ha proporcionado importantes avances en el conocimiento científico de la superficie de la Luna, Venus y Marte, y muy recientemente de Mercurio y Júpiter, desbancando totalmente a los más modernos observatorios astronómicos terrestres en la investigación de los planetas y astros menores del Sistema Solar.

Sondas lunares: Los datos suministrados por las sondas enviadas a la Luna han sido fundamentales para realizar los programas tripulados y para el envío de sondas profundas destinadas a estudiar otros astros del Sistema Solar.

Pueden dividirse en cuatro grandes grupos o familias:

1) Sondas de vuelo abierto.

2) Sondas de alunizaje, divisibles a su vez en sondas de impacto y de alunizaje suave.

3) Sondas de alunizaje con órbita intermedia alrededor de la Luna.

4) Satélites artificiales lunares.

Entre las del primer grupo cabe destacar el Lunik 1, soviético, por el impacto que causó en la opinión pública, en tanto que el primer lanzamiento de un ingenio destinado a nuestro satélite, pasó a unos 7.400 kilómetros de éste y entró en órbita solar. Los tres Pioneer estadounidenses que lo habían precedido constituyeron un absoluto fracaso. El Lunik 3 (octubre de 1959) fue un importante éxito de la tecnología astronáutica soviética: circunvalé la Luna y transmitió por primera vez fotografías de su cara oculta.

La sondas espaciales Lunik Surveyor Envio de Sondas a la Luna

Sonda Lunik, destinada a la astronáutica soviética a la exploración de la Luna. Con el programa Lunik la U.S. demostró la posibilidad de explorar automáticamente el satélite, sin arriesgar vidas humanas.

En este grupo debe incluirse también la serie Zond soviética (1965 1970), en principio destinada a la investigación de los planetas cercanos y después cambiada radicalmente de objetivo: a partir del Zond 4 todos los vehículos de esta serie parecen haber sido modelos derivados de las cápsulas habitadas Sojuz, y dedicados exclusivamente a la investigación lunar.

El Zond 5 fue el primer vehículo recuperado tras un vuelo circunlunar, mientras que los Zond 6, 7 y 8 permitieron ensayar las técnicas de reentrada en la atmósfera con “rebote” sobre las capas intermedias de la misma. Todos ellos iban equipados, además, con equipos fotográficos automáticos e instrumentos registradores de diversos parámetros.

En el segundo grupo debe incluirse el Lunik 2 (septiembre de 1959), que fue el primer objeto fabricado por el hombre que estableció contacto con otro cuerpo en el espacio.

La contrapartida estadounidense la constituyó la serie Ranger, destinada a fotografiar la Luna de cerca, pero en los años 196162 los deseos superaban las propias posibilidades y los seis primeros Ranger fallaron total o parcialmente.

Sólo consiguieron su objetivo los tres últimos de la serie. Por esta razón, mientras preparaba el ambicioso programa Lunar Orbiter, Estados Unidos intentó ganar la partida a los soviéticos con la serie Surveyor, destinada a lograr alunizajes suaves.

Sin embargo, una vez más se adelantaron sus oponentes con el Lunik 9 (enero de 1966), gran éxito tras cinco fracasos parciales que lo precedieron en otras tantas misiones Lunik. Cuatro meses más tarde, en mayo de 1966, el Surveyor 1, primero de una serie afortunada, lograba alunizar y obtener fotografías de gran calidad del suelo lunar.

En el tercer grupo hay que incluir los Lunik de los números 16 al 21. Cabe destacar el Lunik 16 (septiembre de 1970), cuya cápsula de descenso, equipada con un brazo articulado, tomó muestras de la superficie lunar en el Mar de la Tranquilidad y regresó a la Tierra. Con esta misión y las posteriores los soviéticos demostraron la posibilidad de explorar la Luna por medio de aparatos automáticos, evitando así los riesgos y las costosas inversiones que tuvieron que afrontar los estadounidenses con el programa Apolo.

El Lunik 17 (noviembre de 1970) alunizó en el Mar de las Lluvias y de su interior salió un vehículo lunar teledirigido, el Lunojod 1, que disponía de varios equipos de televisión, un telescopio de rayos X, detectores de radiación, un analizador químico por dispersión de partículas y un penetrómetro. La mayor parte de estos dispositivos iban encerrados en un compartimiento estanco mantenido a la presión atmosférica y con temperatura regulada. Como fuente de energía durante los períodos de noche lunar se utilizaba un reactor isotópico. 

La vida útil del Lunojod 1 fue de nueve meses, durante los cuales recorrió un total de 10 kilómetros transmitiendo más de 180.000 imágenes de televisión. El Lunik 18 (septiembre de 1971) se estrelló en una región próxima al Mar de la Fertilidad. Mientras que el Lunik 19 estudió las irregularidades del campo gravitatorio lunar, el Lunik 20 (febrero de 1972) realizó una misión similar a la del 16, recogiendo muestras lunares y trayéndolas a la Tierra.

La serie de investigaciones lunares soviéticas finalizó con el Lunik 21, lanzado el 8 de enero de 1973, llevando a bordo el Lunojod 2, casi cien kilogramos más pesado que su antecesor (840 frente a 756), y que construyó, cómo éste, un gran éxito de la exploración automática.

Entre los satélites artificiales lunar destacan los Lunik 10, 11 y 12 y la serie Lunar Orbiter estadounidense, cuyas fotografías fueron imprescindibles para la preparación de las misiones Apolo.

Fuente Consultada: Los Viajes Espaciales Salvat Tomo 53

Que es un satelite artificial? Uso y Funciones de Satelites Artificiales

¿Qué es un satélite artificial? Uso y Funciones de Satélites Artificiales

El nacimiento de la astronáutica: Satélites artificiales

Se entiende por satélite artificial todo cuerpo fabricado por el hombre y puesto por él en órbita terrestre, lunar o alrededor de otro astro del Sistema Solar. No debe confundirse con las sondas interplanetarias, de las que nos ocuparemos más adelante.

satelite artificial

En teoría, el principio fundamental en que se basa la comunicación vía satélite es bastante simple, pero resulta muy complejo de llevar a la práctica. Una vez situado en órbita, el satélite de telecomunicaciones es un punto fijo en el espacio que puede ser utilizado para reflejar o retransmitir una señal de radio de alta frecuencia.

La señal audio, vídeo o de datos que se transmite se envía al espacio y es recibida por el satélite, que la amplifica y la retransmite a la Tierra. Esto permite que la señal, que solamente puede viajar en línea recta, «rebote» a lo largo de miles de kilómetros hasta unas localidades situadas en todo el mundo.

Salvo raras excepciones, los satélites de telecomunicaciones son geoestacionarios o están colocados en una órbita especial, a casi 36.000 km. de altura sobre el ecuador, con una velocidad angular igual a la terrestre, por lo que se mantienen fijos respecto a un punto cualquiera de la superficie de la Tierra. Los satélites geoestacionarios ofrecen a las telecomunicaciones las ventajas siguientes:

tres satélites son suficientes para cubrir toda la superficie terrestre (excluidos los casquetes polares)
en conjunto, el sistema de telecomunicaciones (satélites y estaciones terrestres) tiene una configuración fija, lo que simplifica considerablemente el modo de operar y hace que las interferencias puedan controlarse mejor; todo ello permite la instalación en el espacio de una gran capacidad de comunicación.

Los satélites artificiales se mueven con arreglo a las mismas leyes que gobiernan el movimiento de los planetas alrededor del Sol.

Describen, por tanto, órbitas elípticas, generalmente de escasa excentricidad; los puntos de sus órbitas que están más cerca y más lejos de la Tierra se denominan, respectivamente, perigeo y apogeo (perigeo y apogeo cuando se trata de un astro cualquiera); el tiempo que emplean en dar una vuelta completa es el período, que, en la mayor parte de los satélites terrestres, oscila alrededor de una hora y media.

Su velocidad varía a lo largo de la órbita, alcanzando un valor máximo en el perigeo y mínimo en el apogeo.

La puesta en órbita de un satélite requiere básicamente dos operaciones: elevarlo hasta la altura prefijada y comunicarle una velocidad orbital adecuada para que se mantenga en ella. Por lo general, es conveniente que el perigeo sea lo más elevado posible, ya que la fricción con la atmósfera impone una seria limitación a la vida de los satélites; los hay que sólo han permanecido una pocas horas en órbita, mientras que otros tienen asegurada una permanencia de centenares de años, muchos más de los que puede durar el funcionamiento de los aparatos que contienen.

La forma, estructura y características mecánicas de un satélite artificial dependen de muchos factores. El más importante es el volumen de que se dispone cuando se proyecta, el cual está en función de los equipos que debe albergar, y muy especialmente de la potencia del lanzador en cuya ojiva ha de instalarse.

Un segundo factor condicionante viene dado por la aceleración que debe soportar, las vibraciones a que está sometido y la temperatura que debe resistir. Finalmente, los métodos de estabilización y alimentación de energía imponen una nueva limitación: la concepción de un satélite alimentado por medio de baterías eléctricas será muy distinta de la de otro que deba utilizar la energía solar por medio de paneles de células fotoeléctricas.

copernico, astronomo

La forma , estructura, y características mecánicas de un satélite dependen de su volumen y de su aceleración, las vibraciones y las temperaturas que debe resistir, como asi también del método de estabilización y de alimentación de energía. Vista del satélite ruso Protón, el de mayores dimensiones de los construidos por la Unión Soviética.

Actualmente, existen más miles satélites o restos de ellos en órbita alrededor de la Tierra, de los cuales un buen número no emiten ya ningún tipo de datos. otros funcionan sólo en parte y un centenar, aproximadamente, están en pleno rendimiento. Los fines a que han sido destinados cubren un amplio campo de aplicaciones, desde los satélites científicos o militares hasta los de comunicaciones, meteorológicos, de ayuda a la navegación, etcétera.

Su puesta en órbita ha representado un paso importante en el conocimiento del cosmos, y constituyen la solución casi perfecta para obtener información de lo que pasa alrededor de la Tierra, aunque, probablemente, será con los laboratorios espaciales tripulados, como el Skylab, con los que el hombre podrá llevar a cabo las más perfectas tomas de datos del espacio que nos rodea.

grafico de una órbita geoestacionaria

USO EN TELEFONÍA Y TELEVISIÓN: En una primera fase, los satélites nacionales estadounidenses se utilizaron principalmente para comunicaciones telefónicas de larga distancia; las transmisiones televisivas aparecían sólo esporádicamente. En 1975. un servicio estadounidense de televisión de pago, con menos de 60.000 abonados, anunció que utilizaría un satélite nacional para distribuir sus programas a las redes de TV vía cable de todo el país. El 30 de septiembre de 1975, Home Box Office Inc. (HBO) distribuyó a redes vía cable afiliadas, de Florida y Mtssissippi, la retransmisión en directo del encuentro de boxeo, válido para el campeonato mundial de los pesos pesados, entre Muhammad Alí y Joe Frazier.

Poco después, otros servicios se unieron a HBO a bordo del satélite Satcom e iniciaron el desarrollo de miles de redes vía cable en todo Estados Unidos. Mientras HBO organizaba su sistema de distribución vía satélite, la NASA se dedicaba a llevar su satélite experimental ATS-6 a una órbita temporal sobre el océano índico. Había prestado el ATS-6 a la India como parte del Satellite Instructional Televisión Experiment (SITE), para mostrar cómo la tecnología de los satélites podía servir para distribuir programas educativos directamente a terminales de comunicaciones distribuidos por zonas del Tercer Mundo.

USO EN METEREOLOGÍA: Aunque las imágenes del tiempo proporcionadas por el Meteosat aparecen todos los días en las televisiones europeas, la mayoría de nosotros no nos damos cuente de hasta qué punto dependemos de las previsiones meteorológicas precisas. Solamente en términos de ahorro de recursos, la contribución de la meteorología europea es considerable.

La importancia de la meteorología en muchos campos de la actividad humana hizo comprender rápidamente a Europa que, para las previsiones del tiempo, no era posible depender de otros países. Así, uno de los primeros empeños de la Agencia Espacial Europea fue precisamente lanzar satélites meteorológicos.

El primero de la serie fue puesto en órbita en noviembre de 1977. Se trataba del Meteosat-1, seguido del Meteosat-2 en junio de 1981. El Meteosat-3 fue llevado al espacio en junio de 1988; en marzo de 1989 le tocó el turno al Meteosat-4, llamado también MOP-1; en marzo de 1991 partió el Meteosat-5 o MOP-2 y, en noviembre de 1993, el Meteosat-6 o MOP-3. Actualmente, tres de ellos todavía están en activo: el MOP-1, el MOP-2 y el MOP-3, que giran alrededor de la Tierra a 36.000 km de altura en órbita geoestacionaria.

USOS CIENTÍFICOS: para estudio del universo y de los cuerpos celestes, para fotografías la superficie terrestre y analizar suelos, relieves, recursos naturales y cualquier tipo de otra información que sea complicado su acceso. (ampliar este uso desde aquí)

USO COMO G.P.S.: El Global Positioning System es una red de satélites que identifica con extrema precisión cualquier posición, y gracias a la cual es imposible perderse. Hasta no hace mucho, todo aquel que se aventuraba en pleno océano sólo disponía para calcular su posición de la observación de las estrellas o del uso de la brújula y el sextante. Ahora, gracias a la moderna tecnología de los satélites, es posible efectuar esta operación de un modo más sencillo.

Con la simple presión de un botón de un pequeño instrumento portátil, el Global Positioning System (Sistema de Posicionamiento Global), podemos determinar nuestra posición con un error de pocos metros. Esta tecnología va destinada a pilotos, marinos, alpinistas y a cualquier individuo que desee o deba conocer su propia posición con un margen de error muy pequeño.

El empleo de satélites para la navegación o la determinación de localizaciones no es nuevo. En 1959, la Marina militar norteamericana lanzó su primer satélite Transit para uso de los submarinos lanzamisiles Polaris y de los buques de combate de superficie; este sistema permitía determinar la posición con un error de 150 metros.

El Global Positioning System es todavía más preciso. Establecido y controlado por las fuerzas armadas estadounidenses, utiliza una red de 24 satélites Navstar, 21 de los cuales están en activo y tres son de reserva, colocados en seis planos orbitales que se cruzan a una altura de 20.000 km. El primero de estos satélites fue lanzado en 1978, pero el sistema no llegó a ser operativo hasta 1987, cuando hubo en órbita 12 satélites; en diciembre de 1993, la red quedó completada.

Fuente Consultada:
Los Viajes Espaciales Salvat Tomo 53
El Universo Enciclopedia de la Astronomía y El espacio Tomo IV

Propulsion de Satelites al Espacio Sistema Propulsor de Sondas Espaciales

Propulsión de Satélites al Espacio: Sistema Propulsor de Sondas Espaciales

Lanzadores y satélites: La propulsión

En su obra Principios matemáticos de la filosofía de la Naturaleza (1687), Isaac Newton estableció las bases axiomáticas de la mecánica moderna, que, para nosotros, son de gran interés para asimilar el fenómeno de la propulsión. Newton comprendió que la fuerza de la gravedad —es decir, la atracción mutua que ejercen unos cuerpos sobre otros, y que es la responsable, no sólo de la caída de los cuerpos sobre la superficie terrestre, sino también del movimiento de los astros— no cesa en ningún punto: su alcance es ilimitado, si bien disminuye progresivamente con la distancia.

A partir de las leyes enunciadas por Kepler sobre el movimiento de los planetas, Newton dedujo el valor de la acción del Sol sobre éstos, y estableció que el Sol atrae a cada planeta con una fuerza, dirigida del centro del segundo al del primero, cuya intensidad es directamente proporcional a la masa del Sol e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que separa a ambos. Pero la fuerza con que el Sol atrae al planeta es igual y de sentido contrario a la fuerza con que el planeta atrae al Sol (principio de la acción y la reacción), por lo que la atracción Sol-planeta no depende tan sólo de la masa del Sol, sino también de la del planeta.

El principio de la acción y la reacción tiene una validez universal: a toda fuerza (acción) que un cuerpo ejerce sobre otro, éste ejerce sobre el primero otra fuerza (reacción) de igual intensidad, pero de sentido contrario. El funcionamiento de los cohetes se basa precisamente en este principio. En este caso, la acción la constituye el chorro de gases (jet) que es expulsado por la tobera de escape, y que determina la aparición de una reacción de sentido opuesto al flujo del gas, la cual impulsa al cohete.

Sistemas propulsores

La retropropulsión o reacción es un método para producir movimiento mediante la eyección de una masa, generalmente en forma gaseosa, desde el interior del cuerpo propulsado. Los gases desprendidos proceden de una combustión y poseen elevada temperatura y gran velocidad.

Se llama cantidad de movimiento de un sistema al producto de su masa por su velocidad. En la retropropulsión la cantidad de movimiento de los gases expulsados determina un incremento igual de la misma en el cohete. Pero la masa del cohete es siempre muchísimo mayor que la de los gases que expulsa, razón por la cual éstos deben ser emitidos con gran velocidad.

Con objeto de corregir el enorme inconveniente que supone la masa del cohete, la mayoría de éstos se construyen en varias etapas o gases acopladas: en el momento del lanzamiento el cohete debe desarrollar una Titán III: nueva generación de lanzadores gran fuerza para contrarrestar la atracción de la Tierra, lo que supone el consumo de gran cantidad de combustible; al alcanzar tina determinada altura se desprende la tapa del cohete que ha servido para iniciar su elevación, y en este instante entran en funcionamiento los motores de la segunda etapa, favorecidos por la circunstancia de tener que impulsar una masa mucho menor y también por tener que vencer un valor más pequeño de la gravedad terrestre; muchos cohetes constan todavía de una tercera etapa para las operaciones de puesta en órbita o para dirigirse a otro astro.

Un motor-cohete consta esencialmente de los siguientes elementos: una cámara de combustión, un sistema que suministra el combustible y una tobera o conducto de eyección de los gases al exterior. La reacción química de los agentes combustible y comburente (en la tecnología de los cohetes este conjunto recibe el nombre de propergol) situados en la cámara de combustión, produce gases que son expulsados a través de la tobera.

Imagen Izq: Titán III constituyó una nueva generación de
lanzadores en la que se destacan los dos boosters acoplados

El motor-cohete tiene su propio combustible y oxidante, de aquí que según la naturaleza de los propulsantes utilizados para producir el chorro de gases se distinga entre cohetes con propulsante sólido, líquido y mixto o híbrido, cuya importancia es cada vez mayor.

En los cohetes con propulsante sólido, el combustible y el comburente —a los que suele ir incorporada una sustancia afín a ambos con objeto de que su mezcla sea homogénea y bien repartida— están almacenados en la cámara de combustión. La combustión puede ser restringida o ilimitada. La primera se realiza de manera análoga a la de un cigarrillo, o sea, a partir del extremo de la carga que se encuentra más próxima a la tobera y progresando hacia el extremo anterior de la misma.

La combustión ilimitada o sin restricciones se realiza simultáneamente en todos los puntos de las superficies interior y exterior de la carga. Aunque los cohetes con propulsante sólido son, en general, de construcción relativamente sencilla, presentan el inconveniente de requerir una cámara de combustión grande y pesada, y de que. en ocasiones, la combustión no es correcta; generalmente, se emplean como auxiliares los de combustión restringida para ayudar al despegue de aviones, y los de combustión ilimitada en cohetes auxiliares que se desprenden una vez han sido utilizados (su nombre inglés, booster, ha sido universalmente aceptado). Tienen la ventaja de que su lanzamiento es más fácil y de que pueden ser almacenados sin dificultades; su uso es básicamente militar.

En los cohetes con propulsantes líquidos, combustible y comburente están almacenados en depósitos distintos y pueden ser inyectados en la cámara de combustión por medio de dos sistemas: el de alimentación a presión, para los pequeños, y por medio de bombas, en los grandes. Presentan la ventaja de que, cerrando o abriendo a voluntad la alimentación, se puede regular el impulso; además, permiten el apagado y reencendido de los motores cada vez que ello es necesario, sin lo cual difícilmente se hubiesen conseguido las maniobras de cita y atraque en pleno cosmos, indispensables para los programas Gemini, Apolo, Sojuz, etc.

Aún actualmente, la manipulación de los líquidos (hidrógeno y oxígeno licuados, etcétera) constituye siempre un difícil problema, debido a que con frecuencia deben conservarse a temperaturas extraordinariamente bajas, o son muy inflamables. La “anatomía” de los cohetes con propulsantes líquidos es muchísimo más complicada que la de los sólidos; respecto a ello se cuenta que el primer ingeniero estadounidense que vio el interior de una V-2 exclamó, ante la complicación de los dispositivos: “Esto es la locura de un fontanero!

La propulsión en el futuro: Aunque empleando hidrógeno como combustible se han obtenido importantes valores del impulso, la limitación de la energía extraída de reacciones químicas es evidente. Para poder llevar a cabo misiones espaciales a distancias extremas es necesario desarrollar nuevos sistemas propulsores, que permitan la total exploración del Sistema Solar e incluso ciertos viajes espaciales.

La propulsión nuclear se basa en una planta de energía que utiliza el enorme calor desarrollado en la fisión nuclear para calentar un “líquido operante”, que podría ser un gas licuado, el cual se canaliza a través de la tobera. La construcción de un motor-cohete nuclear se ha demostrado factible merced al proyecto Kiwi (nombre de un pájaro de Nueva Zelanda que no vuela), al cual han seguido el Febo y otros, con el nombre genérico de NERVA (Nuclear Engine for Rocket Vehicle Application Ingenios nucleares para su aplicación en lanzadores).

La propulsión iónica, cuya idea es original de Ciolkovskij, consiste, a grandes rasgos, en la eyección de partículas elementales cargadas (protones, electrones, etcétera), las cuales adquirirían gran velocidad gracias a la acción de un campo electromagnético. Con una diferencia de potencial de 1.000 voltios entre los electrodos se obtienen velocidades de eyección del orden de 40.000 metros por segundo, diez veces superiores a las obtenidas mediante propulsantes líquidos. El empuje producido por los motores iónicos es reducido, pero merced a su escaso consumo de combustible pueden mantenerlo durante períodos de tiempo más largos.

En el terreno de las técnicas futuristas, pero teóricamente posibles, cabe imaginar un motor-cohete impulsado por la presión ejercida por los fotones o partículas de luz (propulsión fotónica). Quedan aún otros procedimientos que, al igual que éste, son todavía materia de especulación: aceleradores de plasma, motores eléctricos e iónicos combinados, etc.

Fuente Consultada: Los Viajes Espaciales Salvat Tomo 53

Satelites Militares Durante la Guerra Fria Usos y Características

Satélites Militares Durante la Guerra Fría: Usos y Características

GUERRA FRÍA: Luego de la segunda guerra mundial Nada quedó sin ser afectado: ni puentes, ni ferrocarriles, ni caminos, ni transportes.  La mano de obra se resintió y grandes extensiones de tierras se perdieron para el cultivo.  La actividad industrial se atrasó, faltaban materias primas, herramientas apropiadas, tecnología moderna y energía.  Ante esta realidad, Europa perdió su papel decisivo en la política internacional, y surgió entonces, un nuevo orden mundial representado por la hegemonía de los Estados Unidos y de la Unión Soviética, alrededor de los cuales, y formando dos bloques enfrentados, el bloque occidental y el bloque oriental, se alinearon los restantes países del mundo.  La tensión entre ellos, dio lugar a la llamada “Guerra fría” que dominó por completo las relaciones internacionales en la última mitad del siglo XX. 

satelite militar

Los Primeros Satélites Artificiales de Uso Militar:
Usos y Características

Aunque los datos existentes son muy escasos, se calcula que más de la mitad de los satélites situados en órbita hasta 1973 estaban destinados a aplicaciones militares o paramilitares. Por sus misiones se pueden agrupar en cinco clases :

1) de reconocimiento fotográfico;
2) de alarma contra proyectiles balísticos ;
3) de detección de pruebas nucleares;
4) de bombardeo orbital;
5) de apoyo táctico.

A pesar del secreto que rodea a estos experimentos, los satélites de reconocimiento constituyen la clase mejor conocida y también la más numerosa. En líneas generales, se trata de plataformas muy bien estabilizadas, sobre las que van instalados equipos tomavistas de gran precisión. Las imágenes se envían a la Tierra por técnicas de televisión o en forma de negativo fotográfico, a bordo de cápsulas recuperables.

Los primeros ensayos de reconocimiento orbital se efectuaron en el marco del programa Discoverer y promovieron una oleada de protestas por parte de la Unión Soviética; pero meses después, también ésta disponía de sus propios satélites fotográficos. Desde entonces, entre las do; grandes potencias existe una especie di acuerdo tácito respecto a la legalidad del espionaje espacial recíproco.

No se conocen demasiadas características de estos primeros satélites, aunque se supone que la resolución de sus cámara, no alcanzaba más allá de los ocho o diez metros. La primera serie de satélites estadounidenses de reconocimiento propiamente dichos entró en servicio en 1961, con el lanzamiento del Samas 2. Su principal no vedad era que en vez de ir provisto de cápsula sula recuperable, como los Discoverer, las imágenes eran transmitidas a la Tierra por radio.

Las características de este sistema de transmisión constituyeron un secreto militar durante varios años. Tan sólo hacia 1964 la USAF (United States Air Force) Fuerzas Aéreas de los Estados Unidos) accedió a facilitarlas a la NASA para que pudieran ser empleadas en tareas civiles Su primera aplicación se llevó a cabo a bordo de las naves Lunar Orbiter, para confeccionar un plano detallado de la superficie de nuestro satélite. Pero entonces tales cámaras estaban consideradas como material anticuado y los satélites militares empleaban ya tomavistas de nuevo diseño, de definición muy superior.

Las cámaras de los Orbiter disponían de dos objetivos fotográficos: un gran angular y un tele. Ambos apuntaban en la misma dirección y se disparaban simultáneamente, impresionando cada uno un fragmento distinto de la misma película. En las misiones lunares (a unos 50 Km. sobre el suelo, aproximadamente) el gran angular cubría un cuadrado de 30 Km. de lado, mientras que el tele estaba enfocado hacia el centro de esa zona, sobre un campo de 16 por 4 Km. El resultado eran dos imágenes: una abarcaba una considerable extensión de terreno, escasamente detallada, en tanto que la otra presentaba un aspecto mucho más completo y minucioso de una pequeña parte de la misma región.

El Orbiter utilizaba película especial para fotografía aérea, de 70 milímetros de anchura y sin perforaciones laterales. La carga estándar de cada nave era de 90 metros de filme, suficientes para registrar unos doscientos pares de fotografías. El revelado se producía automáticamente a bordo, y los negativos ya tratados se recogían en una bobina de almacenamiento, en espera de que todo el carrete hubiese sido utilizado.

Una vez completada la toma de fotografías, se invertía el movimiento de avance de la película, que al deslizarse hacia atrás, pasaba ante el convertidor de imagen. Este dispositivo constaba de un foco luminoso muy concentrado que se desplazaba transversalmente sobre la película, explorándola por franjas de 2 milímetros de anchura. Al pasar a través de los diferentes grados de gris del negativo, la intensidad de luz variaba y esas oscilaciones eran recogidas por un foto multiplicador que las convertía en señales eléctricas.

Estas, convenientemente codificadas, eran enviadas a la Tierra. Más tarde, siguiendo un proceso inverso al descrito, podía reconstruirse la imagen con todo detalle. Aunque el sistema de transmisión era muy lento (para enviar una doble imagen requerían unos 40 minutos), tenía la ventaja de proporcionar una extraordinaria calidad de imagen. En muchas fotografías enviadas por los Orbiter se distinguen detalles de la superficie lunar de apenas un metro de diámetro.

La resolución obtenida por los satélites Samas equipados con estas mismas cámaras debió ser algo menor, pues éstos, forzosamente, tenían que estar a mayor altura que los Orbiter: 200 Km. como mínimo, en el perigeo; y también debido a la presencia de la atmósfera que con sus turbulencias y contaminantes en suspensión debió producir cierta degradación en la calidad de las fotos. Por tanto, teniendo en cuenta estos dos factores, cabe afirmar que, en la práctica, el poder de resolución de las cámaras de los Samas era por lo menos cinco veces inferior a la de los Orbiter, por lo que estos satélites “espías” sólo eran capaces de fotografiar detalles superficiales de cuatro a cinco metros de diámetro.

En 1963 apareció el primero de una nueva serie de satélites recuperables que venía a sustituir a los derivados del Discoverer.

Para lanzarlos se utilizaba un nuevo modelo de cohete, el Agena D, capaz de reencender su motor en pleno vuelo, lo que permitía al satélite ejecutar diversas maniobras, alterando las características de su órbita inicial. El equipo óptico se hallaba instalado en la sección media del vehículo, pues su enorme tamaño no permitía acomodarlo en el reducido espacio disponible en la cápsula de retorno.

La carga de película virgen también se encontraba en la sección media del satélite. A través de unas ranuras especiales, el filme penetraba en la cámara, donde era impresionado; a continuación, salía de nuevo al exterior y pasaba, a través de unos conductos a prueba de luz, al interior de la cápsula de reentrada, donde lo recogía una bobina de almacenamiento.

Al finalizar la misión, el motor del Agena D se encendía a contramarcha y el satélite empezaba a caer. Segundos más tarde se producía la separación de la cápsula, que efectuaba la maniobra de reentrada, mientras el resto del equipo, incluida la cámara fotográfica, se desintegraba al contacto con la atmósfera.

No se conocen muchos detalles acerca de la cámara usada en estos satélites; sin embargo, ésta pesaba más de doscientos kilogramos e iba equipada con un teleobjetivo en el que podían detectarse objetos de sólo un metro de diámetro, incluso desde alturas superiores a los 200 Km.

Hasta 1966, los satélites de reconocimiento estadounidense se habían utilizado para determinar de cuántos proyectiles se componía el arsenal balístico soviético y localizar las plataformas de disparo. El objetivo se había cumplido, pero las últimas fotografías transmitidas por los satélites demostraban que los técnicos militares soviéticos habían empezado a construir silos subterráneos; este descubrimiento iba a forzar una nueva estrategia en cuanto a reconocimiento aéreo. Un silo subterráneo es casi invulnerable a un ataque nuclear, a menos que reciba un impacto directo.

El objetivo de la tercera generación de satélites americanos de reconocimiento era levantar un mapa completo de la Unión Soviética, especificando la situación de cada rampa o silo de lanzamiento. Para ello hubo que diseñar tomavistas especiales, provistos de un sistema de estabilización que los mantenía enfocados hacia el suelo en perfecta vertical, a fin de reducir los errores por distorsión.

Para asegurar aún más la exactitud del trabajo, las nueve cámaras incorporadas a los satélites eran dobles: mientras un objetivo fotografiaba el terreno, el otro, enfocado en dirección opuesta, registraba una imagen de un fragmento de la bóveda celeste. Luego, en el laboratorio, los técnicos en cartografía analizaban la posición en que aparecían las estrellas y constelaciones en la segunda fotografía y determinaban, a partir de ellas, la posición en que se encontraba el satélite en ese momento y el lugar de la Unión Soviética que estaba sobrevolando.

Algunos de estos satélites de reconocimiento llevaban también a bordo un sistema de cámaras provistas de filtros y película especial, sensible a determinadas longitudes de onda. Estas se disparaban todas a la vez, produciendo cuatro o hasta seis negativos, cada uno correspondiente a una determinada zona del espectro.

Analizando cada juego de fotografías los especialistas podían deducir detalles increíbles. Por ejemplo, llegaban a diferenciar la vegetación viva de las ramas cortadas que se emplean para enmascarar objetivos militares, o identificar parcelas de cultivos afectados por plagas, o incluso descubrir en pleno océano la estela de agua ligeramente recalentada que expulsaban las turbinas de un submarino nuclear en inmersión.

Por su parte, los especialistas soviéticos construyeron también una doble familia de satélites de reconocimiento: los de cápsula recuperable y los de transmisión as fotografías por radio. Ambos suelen lanzarse bajo la denominación de Cosmos.

Los Cosmos de radiotransmisión suelen ser de tamaño bastante reducido. Muchos técnicos occidentales opinan que los primeros modelos de este tipo derivaban del Luna 3, el primer vehículo que fotografió el hemisferio oculto de la Luna.

A lo que parece, estos Cosmos cumplen dos tareas distintas. Algunos son puestos en órbita con perigeo muy bajo (incluso inferior a 200 Km.) y se dedican a fotografiar grandes extensiones de terreno de forma rutinaria. La resolución de sus cámaras es buena, aunque no permite precisar demasiados detalles. Cuando estas fotos revelan signos de actividad militar anormal en alguna zona determinada, su investigación en detalle se confía a otra serie de satélites, los Cosmos recuperables.

El otro tipo de Cosmos, de radiotransmisión, es de características idénticas al primero, excepto en lo que se refiere a la trayectoria que describen, que, por lo general, es bastante más elevada. Entre ellos es frecuente encontrar perigeos superiores a 300 Km.

A esta altura de vuelo las cámaras pierden mucho de su eficacia. La definición disminuye y sólo pueden detectarse objetivos bastante grandes, de quince a veinte metros de diámetro, como mínimo. Por tanto, lo más probable es que estos satélites tengan asignada una misión de vigilancia oceánica, en busca de las largas estelas que dejan tras sí los buques de superficie y, sobre todo, los submarinos Polaris.

Otros de estos mismos Cosmos desempeñan una tarea de apoyo meteorológico, enviando fotografías de las formaciones nubosas existentes sobre territorios que interesa fotografiar. Este dato es de gran importancia a la hora de programar los lanzamientos de satélites “espías”, ya que, evidentemente, si los puntos a fotografiar se encuentran bajo las nubes, la misión estará condenada al fracaso.

Los Cosmos de radiotransmisión se lanzan con bastante regularidad, por lo menos a un ritmo de uno por mes. Al principio, su base de lanzamiento era Tyuratam, junto al Mar de Aral, pero desde 1969 casi todos ellos despegan desde Piesetsk, a 1.000 Km. al norte de Moscú.

La base de Plesetsk es ideal para efectuar disparos en dirección norte sin peligro deque el cohete portador caiga en zonas habitadas. De este modo es posible alcanzar trayectorias polares, desde las que, en el curso de sucesivas revoluciones, se puede explorar la totalidad del globo terrestre.

Los Cosmos recuperables son mayores que los de radiotransmisión. Parece ser que los primeros modelos se basaban en el aprovechamiento de cápsulas tipo Vostok, cuyo peso podía alcanzar fácilmente cuatro o cinco toneladas. El equipo fotográfico incluía una o varias cámaras de gran resolución, capaces de analizar en detalle los objetivos previamente localizados por los Cosmos de radiotransmisión.

Uno de los problemas más serios con que se enfrentaron los técnicos rusos al iniciar este programa fue la recuperación de las cápsulas. Por regla general, éstas I caen sobre territorio soviético, pero su excesivo peso impide “pescarlas” en el aire tal como lo hacían los norteamericanos con sus Discoverer. Los rusos han de recurrir a equipos de recuperación dotados di’ helicópteros y vehículos terrestres.

Durante 1964 se lanzaron doce Cosmos recuperables, lo que da un promedio de uno por mes, a pesar de que durante el invierno la actividad en este campo estuvo casi paralizada. En 1965 su número se elevó a 17, incluyendo un disparo en pleno enero, otro en noviembre y otro en diciembre, lo que demostraba que los especialistas rusos habían dominado ya las técnicas de recuperación y podían dirigir sus cápsulas hacia el lugar más favorable para el aterrizaje.

A partir de entonces, el número de Cosmos recuperables fue aumentando hasta alcanzar un ritmo normal de uno cada quince días; aunque en casos excepcionales han llegado a lanzar un satélite por semana o incluso más.

Los últimos satélites de reconocimiento lanzados por Estados Unidos pertenecen a la serie comúnmente denominada Big Bird. El primero fue puesto en órbita en 1971, iniciando así la cuarta generación de tales ingenios.

Los Big Bird van equipados con cámaras fotográficas y de televisión, así como de varias (tal vez cuatro o incluso más) cápsulas recuperables. Ello permite emplearlos en las dos misiones básicas: inspección de rutina por televisión y, llegado el caso, toma de vistas detalladas con envío de los negativos a tierra. No se conocen muchos detalles, pero parece ser que en buenas condiciones atmosféricas su poder de resolución puede alcanzar medio metro o incluso menos. Ello sería suficiente para diferenciar las ojivas nucleares convencionales de las ojivas múltiples (MIRV) que pueden equipar a ciertos proyectiles intercontinentales.

Muchos satélites de reconocimiento disponen también de cámaras sensibles al infrarrojo, para la toma de fotografías durante la noche. Sin embargo, al igual que ocurría con los satélites meteorológicos, su resolución no es tan buena como la de los sistemas ópticos, pero, aun así, es más que suficiente para las tareas que tienen asignadas.

También está en experimentación el empleo de satélites dotados de radar de visión lateral. Este es un dispositivo que permite la obtención de imágenes del terreno, no por medios ópticos convencionales, sino por el análisis de la reflexión de ondas de radar. La definición es comparable a la de las cámaras fotográficas normales y, además, presenta la gran ventaja de no ser afectado por la cobertura nubosa, por muy densa que fuere.

Hacia 1960 se iniciaron las pruebas de satélites, dotados de detectores infrarrojos capaces de captar la radiación térmica emitida por los escapes de un proyectil balístico enemigo. De este modo podría localizarse su presencia mucho antes de que apareciese sobre el horizonte y fuese detectado por las estaciones de radar.

El desarrollo de estos sensores tropezó inicialmente con serias dificultades, sobre todo a causa de las reflexiones parásitas del Sol en el océano, que eran interpretadas por el satélite como producidas por el chorro de gases de un ICBM. En la actualidad, el problema parece resuelto, aunque las estaciones fijas de radar en el Ártico continúan desempeñando un papel fundamental en las redes de defensa, tanto de Estados Unidos como de la Unión Soviética.

Otro tipo de satélites militares son los destinados a detectar pruebas nucleares llevadas a cabo clandestinamente, en contra de lo establecido en recientes acuerdos internacionales. Las explosiones, bien sean en la atmósfera, en el fondo del mar o en el espacio exterior (las subterráneas no están oficialmente prohibidas), pueden registrarse gracias a los diversos tipos de radiación que emiten.

Los satélites empleados en esta tarea van equipados con detectores de radiaciones X y gamma, así como de protones y partículas subatómicas liberadas en las reacciones nucleares violentas.

Fuente Consultada: Los Viajes Espaciales Salvat Tomo 53 y 18