La Misiones Espaciales

Vision Medieval del Universo Las Esferas Celestes y el Hombre

Cosmología Medieval del Universo
Las Esferas Celestes

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

10 bolas de marfil representan el universo medieval

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

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

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

Edad Media Venus

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Edad Media, la alquimia

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Los cuatro temperamentos

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

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

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

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

personalidad segun los cuatro humores

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

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

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

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

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

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

La Luna Características Generales Información Científica

INFORMACIÓN GENERAL Y CIENTÍFICA DE LA LUNA, SATÉLITE TERRESTRE

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

MAPA DE LA LUNA CON NOMBRES DE SUS MARES Y CRÁTERES

satelite de la Tierra, Luna

(Para Ver Nombres de Cráteres y Mares)

LA LUNA EN NÚMEROS:

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

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

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

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

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

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

Aldrin astronauta de la NASA tomando muestras

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

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

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

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

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

Galileo observando la Luna

1610: Galileo Galilei Observando los astros celestes

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

inclinación entre orbita lunar y la Tierra

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

LA FASES DE LA LUNA:

FASES DE LA LUNA

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

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

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

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

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

GRAN MAPA DE LA LUNA CON CRÁTERES Y MARES:

Ver También: Los Eclipses

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

Que es un Radiotelescopio? Función de la Radioastronomia

LA RADIOASTRONOMIA

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

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

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

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

Grupo de Radiotelescopios Trabajando en Paralelo

LA RADIOASTRONOMIA Y LOS RADIOTELESCOPIOS:

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

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

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

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

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

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

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

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

Gigate Radiotelescopio de Arecibo

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

ALGUNAS FUENTES INTENSAS DE ONDAS DE RADIO

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

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

El Mayor Telescopio del Mundo Monte Palomar Historia

HISTORIA DE SU CONSTRUCCIÓN Y SUS CARACTERÍSTICAS

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

telescopio monte palomar (ee.uu.)

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Ver Tabla Con Los Más Grande Telescopios del Mundo

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

Nuevo Telescopio Más Grande del Mundo

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

MAYOR TELESCOPIO DEL MUNDO EN CHILE

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

Historia de la Estacion Espacial Internacional Objetivos Megaproyecto

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

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

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

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

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

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

Ver el Trasbordador Discovery Por Dentro

Ecuación de Drake Posibilidades de Vida Extraterrestre

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

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

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

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

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

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

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

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

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


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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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


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

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

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

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

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

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

Fuente Consultada: COSMOS Carl Sagan

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

Medida de La Via Láctea
Cantidad de Estrellas en la Galaxia

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Fuente Consultada:  Secretos del Cosmos Tomo 2 (Salvat)

EL Tamaño del Universo Distancias del Sistema Solar Planetas

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

3.260.000

 

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

Fuente Consultada: Mundorama Geografía General Tomo I

Programas de Exploracion Espacial Cronología Las Misiones al espacio

Programas de Exploración Espacial
Cronología Las Misiones al Espacio

Estados Unidos había previsto tener una docena de satélites en órbita cuando comenzara el Año Geofísico  Internacional , 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.

La Tabla siguiente es un resumen de los principales programas de exploración del espacio:

Nombre País Fechas Logros Miembros
Sputnik URSS 1957-1958 Primer
Satélite
Valery Byskovsky.Yuri Gagarin, Adrián
Nikolayaev, Pavel Popovitch, Valentina
Tereshkova, GhermanTitov
Malcolm Scott Carpenter, L. Gordon
Cooper
.John Glenn,Virgil Grissom,
Walter Schirra, Alan Shepard
Explorer EE.UU. 1958-1984 Experimentos
Científicos
Pionner EE.UU. 1958 Investigación
de la Luna
Lunik URSS 1959 Aterrizaje
en la Luna
Vostok URSS 1961-1963 Primer Vuelo
Tripulado
Mercury EE.UU. 1961-1963 Americanos en el Espacio
Venera URSS 1961-1983 Investigaciones
de Venus
Ranger EE.UU. 1961-1965 Alunizajes
Mariner EE.UU. 1962-1974 Mercurio, Venus
y Marte
OSO EE.UU. 1962 Estudio Solar
Mars URSS 1962-1971 Investigación
de Marte
Pavel Belyayev, Konstantin Feoktistov,Vladimir
Komarov, Alexei Leonov, BorisYegorov
Edwin Aldrin, Neil Armstrong, Frank
Borman, Eugene Cernan, Michael Collins,
Charles Conrad, L Gordon Cooper.Virgil
Grissom, James Lovell, James McDivitt,
Walter Schirra, David Scott, Thomas
Stafford, Edward White, John Young
Vokshod URSS 1964-1965 Vuelos espacial con tres tripulantes
Géminis EE.UU. 1964-1966 Prueba de Vuelos Lunares
Luna URSS 1966 Fotografía
Lunar
Luna Orbiter EE.UU. 1966-1967 Cámara en
órbita lunar
Adwin Aldrin, William Anders, Neil Armstrong,
Alan Bean, Frank Borman, Eugene Cernan,
Michael Collins, Charles Conrad, Walter
Cunningham, Charles Duke, Don Eisle,
Richard Gordon, Fred Haise, James Irwin,
James Lovell, Edgar Mitchell, Stuart Roosa,
Walter Schirra, Harrison Schmitt, Rusell
Schweickart, David Scott, Thomas Stafford,
Jack Swigert,Alfred Worden, John Young
Surveyor EE.UU. 1966-1968 Robot Lunar
Apolo EE.UU. 1966-1975 El hombre llega
a la Luna
Soyuz URSS 1967-1986 Estación
Espacial
Vladimir Dzanibekov, Georgi Grechko, Alexei Gubarev, Pyotr Klimuk, Vladimir Remek,Yuri Romanenko, Víctor Savinykh, Svetlana Savitskaya.Vladimir Shatalov, Vitaly Stevastyanov, Vladimir Vasyutin, Vladimir Volkhov Alan Bean, Gerald Carr, Charles Conrad, Owen Garriott, Edward Gibsonjoseph Kerwinjack Lousma, William Pogue, Paul Weitz
Salyut URSS 1971-1986 Estación espacial tripulada
Skylab EE.UU. 1973-1974 Primera estación espacial americana
ATM EE.UU. 1973-1974 Estudio Solar
Apolo-Soyuz EE.UU./URSS 1975 Emprendimiento Internacional Vanee Brand, Valery Kubasov, Alexei Leonov, Donald Slayton,Thomas Stafford
Voyager EE.UU. 1977-1986 Estudio de Gigantes
de Gas
Valery Byskovsky.Yuri Gagarin, Adrián Nikolayaev, Pavel Popovitch,Valentina Tereshkova, GhermanTitov Malcolm Scott Carpenter, L. Gordon Cooper.John Glenn,Virgil Grissom, Walter Schirra,Alan Shepard
SMM EE.UU. 1980-1989 Estudio
Solar
Transbordador EE.UU. 1981-? Naves tripuladas de uso reiterado
Spacelab EE.UU./AEE 1983 Laboratorio espacial de uso reiterado
Vega URSS 1985 Estudio atmosférico de Venus y fotos del cometa Halley
Mir URSS 1986-? Estación
Espacial
Pavel Belyayev, Konstantin Feoktistov,Vladimir Komarov, Alexei Leonov, BorisYegorov Edwin Aldrin, Neil Armstrong, Frank Borman, Eugene Cernan, Michael Collins, Charles Conrad, L. Gordon Cooper.Virgil Grissom, James Lovell, James McDivitt, Walter Schirra, David Scott,Thomas Stafford, Edward White, John Young
Giotto AEE 1986
Susei Japón 1986
Buran URSS 1988
Fobos URSS 1988
Galileo EE.UU. 1992-?
Cassini EE.UU./AEE 1996

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

CARACTERÍSTICAS DE LOS PLANETAS Y CUERPOS CELESTES

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

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

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

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

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

LOS PLANETAS PRINCIPALES 

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

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

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

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

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

Ampliar Sobre Este Tema: Leyes de Kepler

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

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

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

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

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

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

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

MOVIMIENTOS DE LOS PLANETAS Y DE SUS SATÉLITES 

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

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

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

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

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

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

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

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

EL SOL

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

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

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

ALGUNOS DATOS DEL SOL

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

 EL MOVIMIENTO DE LOS PLANETAS

Las Leyes de Kepler

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

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

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

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

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

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

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

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

e = OF / a

En la figura vemos que la distancia al perihelio

dp = a .(1 – e)

mientras que al afelio

da = a.(1+e)

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

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

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

a3 = k. P2

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

k = 3,4×109 km3/seg2

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

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

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

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

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 TABLA CON DATOS SOBRE LOS PLANETAS

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DATOS CURIOSOS SOBRE NUESTROS SISTEMA SOLAR

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Big Bang

Origen de la Vida

Origen del Hombre

Teoría de la Evolución

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

LA FALSA SEÑAL:

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

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

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

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

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

UN BARCO TRASTORNADO

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

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

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

Foto Panorámica de la Luna con Nombres de Crateres y Mares

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

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

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

Ver: Información General y Datos Científicos de la Luna

John Glenn Primer Americano en Orbitar Terrestre Carrera Espacial

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

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

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

Salida del cohete Atlas-Mercury MA6

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

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

Edad: 40 años

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

Edad: 77 años

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

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

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

 

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

  Duración:
Aproximadamente 8 días y 20 h.

Velocidad orbital:
8.164 kilómetros por hora

Tiempo por órbita:
90 minutos

Distancia recorrida:
5.800.000 kilómetros

Lugar de aterrizaje:
Centro espacial Kennedy, Florida

Rescate:
No fue necesario

 

Cronología de las
Misiones Espaciales
 Hitos de la
Carrera Espacial

Primer Hombre en llegar la Luna Vida de Neil Armstrong Carrera Espacial

Primer Hombre en llegar la Luna – Vida de Neil Armstrong

El nombre de en la cuando, el 20 de julio de 1969, se convirtió en el primer hombre que pisaba la Luna. Millones de persona de todo el mundo pegadas al televisor fueron testigos de la hazaña de Armstrong, junto a Aldrin y Michael Collins, sus dos compañeros de la misión espacial Apolo XI, cumplían así uno de los logros tecnológicos-cientificos mas importantes de la historia de la Humanidad. Armstrong, murió el 25 de agosto de 2012 en Cincinnati, por una afección cardíaca.

Neil Alden Armstrong, astronauta estadounidense, fue la primera persona en caminar sobre la luna; nació el 5 de agosto de 1930, cerca de Wapakoneta, Ohio.

Él era el mayor de tres hijos de Stephen y Viola Armstrong Engel. Su pasión por los aviones quedó señalada a los seis años, cuando hizo su primer viaje en uno de ellos.

Es probable que cuando Neil Armstrong nació, en la granja de sus abuelos, en su destino estuviera escrito “elegido para la gloria”. Sin embargo, no lo sabría hasta pasados varios años, cuando se convirtió en el primer ser humano en pisar el suelo lunar. Nada hubo en su infancia que dejara adivinar un futuro tan colosal.

Neil no fue un niño prodigio. Todo en él era discreto, salvo un detalle: su pasión por volar.

Eso sí lo hacía distinto de otros chicos de su edad. Hoy, más de cuatro décadas después de que una pisada suya fuera recibida en el mundo como “la mayor aventura de la historia”, se ha elaborado una leyenda romántica sobre este personaje, que escapa de la celebridad refugiándose en su Ohio natal.

Según esa leyenda, a los dos años Armstrong mostró su primer interés por los aviones. Fue un día en que su padre, Stephen Armstrong, lo llevó a la Competencia Nacional Aérea de Cleveland. El pequeño Neil se mostró muy entusiasmado mientras presenciaba las cabriolas de enormes y brillantes aviones. A los seis años, Neil iba a disfrutar de su primer vuelo en avión. Es probable que nunca se sepa si en esa ocasión visitó o no una cabina de mandos, y si de ahí nació su auténtica afición por las aeronaves. Pero sí que poco tiempo después empezó a fantasear con la idea de comandar un aparato.

Comenzó a tomar lecciones de vuelo a la edad de catorce años, y en su décimo sexto cumpleaños le fue concedida una licencia de piloto. A esa edad, Armstrong se construyó un pequeño túnel de viento (un túnel a través del cual el aire es forzado a una velocidad controlada para estudiar los efectos de su caudal) en el sótano de su casa, también realizó experimentos utilizando el modelo de aviones que había diseñado. A través de estas actividades se estaba preparando para lo que sería una distinguida carrera en la aeronáutica o la construcción, diseño y navegación de las aeronaves.

SU DESTREZA COMO PILOTO LO LLEVÓ A LA ASTRONÁUTICA FUE EL PRIMER HOMBRE EN PISAR EL SUELO LUNAR EE.UU. SACÓ VENTAJAS EN LA CARRERA ESPACIAL CONTRA LA URSS
LA PROEZA CONTÓ CON UN GRAN ALIADO: LA TV HOY SE DEDICA A LA ENSEÑANZA Y ASESORA PROYECTOS ESPACIALES

Armstrong también estaba interesado en el espacio exterior a una edad temprana. Su fascinación fue impulsada por un vecino que era dueño de un potente telescopio; en el que fue encantado con las vistas de las estrellas, la Luna y los planetas que vio a través de este dispositivo.

Ingresó a en la Universidad de Purdue en Indiana en 1947 con una beca de Marina de los EE.UU. Después de dos años de estudio fue llamado al servicio activo con la armada y ganó sus alas de piloto de jet en la Estación Aérea Naval de Pensacola, en Florida.

A los veinte años fue el piloto más joven en su escuadrón. Voló setenta y ocho misiones de combate durante la Guerra de Corea, una guerra civil desde 1950 hasta 1953 entre el Norte y Corea del Sur en el que China luchó en el lado comunista de Corea del Norte y los Estados Unidos lucharon para ayudar a Corea del Sur.

Después de la guerra Armstrong volvió a Purdue y completó una licenciatura en ingeniería aeronáutica en 1955. De inmediato aceptó un trabajo con el Laboratorio de Propulsión a Lewis Vuelo del Comité Consultivo Nacional de Aeronáutica (NACA) en Cleveland, Ohio. Un año más tarde se casó con Janet Shearon.

Poco después, Armstrong transferido a la NACA , donde se convirtió en un experto piloto de pruebas y voló los primeros modelos de aviones como el F-100, M-101, M-102, M-104, F-5D, y B-47. También fue piloto del avión cohete X-1B, una versión posterior del primer avión que rompió la barrera del sonido (el efecto de arrastre de aire en un avión al aproximarse a la velocidad del sonido).

Fue seleccionado como uno de los tres primeros pilotos de la NACA para volar el avión cohete X-15-motor. Hizo siete vuelos en este avión, que era una especie de primer modelo de las futuras naves espaciales. Logrando una altura récord de 207 a 500 pies y una velocidad de 3.989 millas por hora.

En 1962, Armstrong decidió convertirse en astronauta tras una selección de la NASA e ingresó a ella para su formación. En septiembre de 1962 se convirtió en el primer astronauta no militar de Estados Unidos. Su asignación de vuelo por primera vez como un astronauta fue como una copia de seguridad, o suplente, del piloto de Gordon Cooper, en la misión Gemini 5.

A posteriori continuó su formación especializada en la nave espacial Gemini y fue seleccionado como el piloto de mando para la misión Gemini 8. Con copiloto David Scott que fue lanzado desde Cabo Kennedy (ahora Cabo Cañaveral), Florida, el 16 de marzo de 1966. El Gemini 8 orbitó y se acopló como estaba previsto con otro vehículo en órbita, pero poco después la nave Gemini 8 se salió de control. Armstrong trajo al Gemini 8 al Océano Pacífico a sólo 1,1 millas náuticas del punto de aterrizaje previsto.

La conducta fría y profesional de Armstrong dio una fuerte impresión en sus superiores, quienes lo destinaron a la formación para el programa Apolo. Durante un vuelo de entrenamiento de rutina del vehículo de aterrizaje de la investigación, las embarcaciones de Armstrong se salieron de control; este se expulsó a sí mismo y aterrizó en paracaídas a unos metros de distancia del vehículo de formación, que se estrelló en llamas. Con sus emociones controladas de costumbre, él se alejó y con calma hizo su informe.

Misión Apolo 11
En enero de 1969 Armstrong fue seleccionado como comandante del Apolo 11, la primera misión de aterrizaje lunar. El 16 de julio a las 9:32 A.M. Hora del este (EDT), Armstrong, con los astronautas Michael Collins y Edwin Aldrin, despegó desde el Centro Espacial Kennedy en Florida.

El Apolo 11 pasó a la influencia gravitatoria (fuerza de la gravedad) de la luna el 18 de julio y la vuelta a la luna dos veces. Armstrong y Aldrin entraron en un módulo lunar (una pequeña nave espacial) llamado el Águila. A medida que descendieron hacia la superficie lunar, su equipo se convirtió en sobrecarga, pero bajo las instrucciones del centro de control de la misión en Houston, Texas, Armstrong logró aterrizar el módulo. A las 4:17:40 pm. , el 20 de julio, una parte importante de la población de la Tierra estaba escuchando la transmisión de radio de Armstrong informando que el Águila había aterrizado. A las 10:56 pm. puso el pie en la luna, diciendo: “Eso es un pequeño paso para el hombre, pero un salto gigantesco para la humanidad.”

Carrera después de la NASA
Apolo 11 fue la misión al espacio final de Armstrong. Luego se unió a la Oficina de la NASA de Investigación Avanzada y Tecnología, donde una de sus principales actividades era promover la investigación sobre el control de las aeronaves de alto rendimiento mediante la computadora. En 1971 comenzó a trabajar en la Universidad de Cincinnati en Ohio, donde pasó siete años como profesor de ingeniería aeroespacial.

Armstrong se mantuvo trabajando para el gobierno. En 1984 fue nombrado en la Comisión Nacional sobre el espacio, donde completó un informe con un ambicioso futuro de los programas espaciales de EE.UU., También fue líder de una comisión gubernamental para investigar la explosión desastrosa de la lanzadera espacial Challenger , que se produjo en enero de 1986.

Armstrong trabajó para varias empresas desde sus días de astronauta, incluyendo el cargo de presidente de los Sistemas de AIL, Inc., un fabricante de electrónica aeroespacial. En 1999 fue honrado en una ceremonia celebrada en el National Air and Space Museum de la Smithsonian Institution en Washington, DC, donde recibió la Medalla de Langley, en honor al trigésimo aniversario de la misión Apolo 11. Armstrong también hace ocasionales apariciones públicas en el aire en su ciudad natal de Wapakoneta, Ohio.

MITOS Y SECRETOS:

UN SUSTO:

Armstrong tuvo un percance en los ensayos previos a la misión Apolo XI En mayo de 1968, en Texas, guiaba el simulador Lunar Landing Research Vehide. Algo salió mal y la nave estalló en el aire. Armstrong salvó su vida al eyectar su asiento v saltar en paracaídas; sólo sufrió heridas leves.

TAN SOLO UNA QUEJA:

Según Armstrong, la misión espacial del Apolo XI transcurrió sin sobresaltos. Tuvimos muy pocos problemas, muchos menos de los esperados en la superficie. Fue una operación muy agradable y las temperaturas no eran altas. La combinación de los trajes espaciales y los aparatos en la espalda que mantenían nuestras vidas operaron a la perfección”, afirmó. No obstante, sí se lamentó de que “la principal dificultad fue el poco tiempo para hacer la gran cantidad de cosas que nos hubiera gustado. Teníamos el mismo problema que un niño en una tienda de dulces”.

UNA FALLA, UN SUSTO:

Houston sí tuvo que resolver con rapidez un problema de Apolo XI, ya que uno de los aparatos encargados del alunizaje se bloqueó. Según el ex-jefe de programas espaciales de la NASA en España, Luis Ruiz de Gopegui, “Armstrong, gritó, al ver cómo una luz roja de la cabina de mandos se encendía y centelleaba sin parar: ¡Tengo una alarma en la computadora que no conozco, díganme qué hago!”. Esta señal, la alarma 1202, se hizo famosa, aunque no hubo mayores consecuencias.

SOBRE SU VIDA PRIVADA:

Poco se sabe de la vida privada de Armstrong, un hombre aislado del mundo y muy defensor de su intimidad; tan sólo, que se casó con Janet Shearon y tuvo tres hijos, Eric, Marky Karen -ésta última falleció en la infancia-. Quizás para entender su carácter basten sus propias palabras: “Ahora permanezco en casa, sentado y pensando en los buenos tiempos. Supongo que he tenido una buena vida y me siento muy afortunado. Todavía disfruto viendo a la gente que va al espacio. Leo todo lo que se refiere a las nuevas tecnologías y ayudo en el desarrollo de proyectos espacíales en todo lo que puedo.”

EN LA ARGENTINA:

Fue una de las primeras transmisiones televisivas vía satélite, recibida en la estación terrena de Balcarce. En la noche del 20 de julio de 1969, millones de argentinos vieron cómo Armstrong descendía del módulo Eagle. El seguimiento de la misión continuó hasta la madrugada del 21 de julio. En tanto, un argentino, el doctor Enrique Febbraro, declaraba al 20 de julio comoDía Internacional del Amigo..

ALGO MAS…
Entre los 50 cosmonautas estadounidenses, Armstrong, que en 1969 tenía casi 39 años, se destacaba por su sentido del orden, su gran autocontrol y por su carácter poco propenso a las fantasías. Nada le interesaba, excepto volar. “Cualquiera que lo trate, lo describirá como un sujeto frío, calculador” —decía de él otro astronauta—. “Su modo de pensar y de vivir es rígido como una operación aritmética”.

Estudió ingeniería aeronáutica. Como piloto de la Marina, intervino en 78 misiones de combate durante la guerra de Corea. La guerra fue para él una experiencia técnica, una ocasión preciosa para familiarizarse con los más modernos equipos aeronáuticos. Tal como siempre lo manifestó, no es un romántico, detesta la aventura y el peligro, especialmente si los considera inútiles.

Antes de convertirse en astronauta, en setiembre de 1962, Armstrong ya trabajaba para la NASA (Administración Nacional de Aeronáutica y del Espacio) como piloto de pruebas del programa X-15, avión-cohete que era lanzado a los límites, de la estratosfera, tarea para la cual se encontraba ampliamente capacitado.

Cuando se proyectó el vuelo de la Apolo 11, Armstrong, que habría de ser el comandante de la nave, no fue elegido para ser el primero en desembarcar. Sintiéndose insatisfecho por ello, reclamó hasta que la decisión fue revocada y, finalmente, se le encomendó ser el primer hombre en hollar la superficie de la Luna.

Al regresar a la Tierra, declaró a los periodistas: “El alunizaje fue para mí el momento más emocionante del vuelo. En segundo lugar yo ubicaría al instante en que abandonamos la Luna”. Cuando se le pidieron más detalles, recordó a los presentes que en la Luna el cielo es oscuro y la superficie del suelo clara, y manifestó que el trabajo no le había resultado cansador.

La prensa mundial consagró a Armstrong “el hombre del siglo” y hubo quienes llegaron a llamarlo, incluso, “el hombre del milenio”. (Fuente Consultada: Revista Conocer Nuestro Tiempo Enciclopedia del joven N°2)

Profesora Sonia Gaynor Para Planeta Sedna

Dimensiones del Sistema Solar Tamaños Medidas Escala de los Planetas

Dimensiones del Sistema Solar
Distancias y Medidas Escala de los Planetas

EL SISTEMA SOLAR: EL SOL Y SU FAMILIA El Sol es la estrella más próxima a nosotros y está a una distancia de 150 millones de kilómetros. La Tierra da una vuelta alrededor del Sol en un año, en compañía de muchos otros cuerpos celestes.

Dimensiones del Sistema Solar Tamaños Medidas Escala de los Planetas

Algunos de estos astros pueden observarse a simple vista en el cielo nocturno errando entre las estrellas. Dichos astros, denominados planetas (de la palabra griega que significa “errante“), giran alrededor del Sol a diferentes velocidades y distancias. Algunos son bastante parecidos a la Tierra, y están constituidos fundamentalmente por rocas y metales, mientras que otros, por el contrario, contienen posiblemente una elevada proporción de hidrógeno y helio. Ninguno de ellos puede producir calor y luz por medio de reacciones atómicas, como las estrellas, y sólo son visibles porque reflejan la luz solar.

Los planetas, por lo tanto, no brillan de la misma manera que las estrellas. En comparación con las estrellas, todos los planetas son cuerpos fríos y están situados en el espacio relativamente cerca de nosotros.

El más próximo al Sol es el planeta Mercurio, que gira alrededor del primero a una distancia media de 5 8 millones de kilómetros. Con un diámetro de sólo dos quintas partes del de la Tierra, es un mundo muy seco que muestra constantemente la misma cara vuelta hacia el Sol, debido a que el período de rotación sobre su eje es igual al que tarda en describir su órbita. Por estar más cerca del Sol que la Tierra, sólo podemos observarlo al atardecer, poco después de ponerse el Sol, o al amanecer.

Después está el planeta Venus, el cual participa con Mercurio del honor de ser denominado estrella matutina o vespertina, pues sólo puede ser observado a la salida o a la puesta del Sol.

Girando alrededor del Sol a 108 millones de kilómetros de distancia, Venus recorre su órbita en siete meses, en comparación con los otros tres meses que tarda Mercurio.

Esto es debido a que por la gravedad solar un planeta requiere más tiempo para recorrer su órbita a medida que aumenta la distancia que lo separa del Sol. Venus muestra muchas cosas en común con la Tierra. Tiene casi el mismo tamaño y, como ella, presenta estaciones regulares a medida que se traslada alrededor del Sol.

Como los demás planetas, gira también alrededor de su eje, pero no podemos medir la duración del día venusiano (o su velocidad de rotación) por estar siempre completamente envuelto por una espesa capa de nubes que impide ver su superficie, que puede ser tierra firme o, posiblemente, un enorme océano. Más lejos del Sol que la Tierra están los restantes planetas del sistema solar.

A una distancia de 228 millones de kilómetros se encuentra Marte, que presenta un tamaño algo superior al de la mitad de la Tierra y necesita casi dos años para recorrer su órbita. Al contrario que Venus, Marte tiene sólo una tenue atmósfera, que nos permite observar la superficie del planeta, particularmente interesante porque muestra gran cantidad de detalles que algunos astrónomos atribuyen a la existencia de plantas vivientes.

Aún más lejos del Sol, a una distancia comprendida entre 320 y 480 millones de kilómetros, se encuentra un enjambre de minúsculos “pequeños planetas”. Estos astros, de diámetros que oscilan entre 750 y sólo unos pocos kilómetros, son demasiados pequeños para poder observarlos a simple vista. Debido a que algunos tienen órbitas muy alargadas y pueden llegar a estar muy cerca de nosotros, los astrónomos los utilizan para obtener con mucha exactitud las distancias dentro del sistema solar.

Estos pequeños planetas se denominan también asteroides, es decir, “parecidos a estrellas”. Vistos a través del telescopio parecen cabezas de alfiler, como las propias estrellas, y no discos luminosos como ocurre con los planetas.

El mayor de todos los planetas es Júpiter y su órbita se encuentra más alejada que las de los asteroides. Este planeta gigante tiene un diámetro once veces superior al de la Tierra. Si nos fuera posible poner a Júpiter en el platillo de una balanza su peso resultaría 300 veces mayor que el de la Tierra.

A simple vista Júpiter se presenta como una estrella brillante, pero a través del telescopio aparece como un disco cruzado por varias bandas oscuras. Debido a que estas bandas cambian de posición cada mes, los astrónomos creen que lo que ellos realmente observan es una atmósfera densa y nubosa. Y esto se confirma por la rotación de algunos detalles apreciados en las bandas.

Tales detalles se mueven más rápidamente cerca del ecuador del planeta (con un período de 9 horas y 50 minutos) que cerca de los polos (con un período de 9 horas y 56 minutos). Estas distintas velocidades de rotación serían imposibles si la superficie del planeta fuese sólida. La distancia de Júpiter al Sol es de 778 millones de kilómetros, o sea más de cinco veces la distancia de la Tierra al Sol.

Saturno, el siguiente planeta que encontramos, está a 1.430 millones de kilómetros del Sol, casi dos veces más alejado que Júpiter. Aunque Saturno no es tan grande como Júpiter, tiene no obstante un diámetro 9 1/2 veces mayor que el de la Tierra. Al igual que Júpiter, posee una atmósfera que presenta bandas y nubes, y tarda 10 1/4 horas en girar sobre su eje. Saturno se distingue de los restantes planetas del sistema solar en que tiene un sistema de anillos que lo rodean ecuatorialmente.

Estos anillos están constituidos por miríadas de corpúsculos rocosos o de hielo, o quizá por una combinación de ambos, que giran a su alrededor. Debido a las diferentes dimensiones de las órbitas de estos corpúsculos, los anillos se extienden desde 15.000 hasta 60.000 kilómetros por encima de la atmósfera de nubes. Sin embargo, a causa de la acción gravitatoria de Saturno, dichas órbitas son tan coplanarias, que los anillos tienen un espesor de sólo unos 15 kilómetros.

Los anillos dan a Saturno un aspecto extraño y único. Los tres restantes planetas del sistema solar (excepto algunas veces Urano) sólo pueden ser observados mediante un telescopio. Urano, el más cercano de los tres, se encuentra a 2.870 millones de kilómetros del Sol; Neptuno, el siguiente, 1.500 millones de kilómetros más lejos, y Plutón, el más alejado, otros 1.500 millones más allá.

A través del telescopio, Urano y Neptuno parecen presentar superficies nubosas; ambos tienen un diámetro superior al de la Tierra (Neptuno 3 1/2 veces mayor y Urano casi 3 3/4)- Plutón es mucho más pequeño que los otros dos, casi del mismo tamaño que Marte. Hasta aquí sólo hemos mencionado los nueve grandes planetas, incluyendo la Tierra, y los asteroides.

No todas las órbitas de los planetas están situadas en un mismo plano, sino que forman ciertos ángulos entre sí. Plutón tiene una órbita muy inclinada y algunas veces se acerca al Sol aún más que el propio Neptuno.

Pero la familia del Sol —la totalidad del sistema solar— es todavía mucho mayor. A través del espacio se desplazan muchos enjambres de corpúsculos metálicos y rocosos; y la acción gravitatoria del Sol ha capturado cierto número de ellos, que giran a su alrededor describiendo órbitas muy alargadas. A lo largo de la mayor parte de su trayectoria son invisibles y sólo pueden ser observados cuando la Tierra cruza su camino o cuando se acercan mucho al Sol.

Cuando un enjambre pasa muy cerca del Sol se calienta el gas helado transportado junto con los corpúsculos rocosos o metálicos. Dicho gas se escapa y se torna luminoso por efecto de la radiación solar, la cual al propio tiempo desprende partículas eléctricas que lo lanzan al espacio. A su vez, algunas de las partículas rocosas reflejan también la luz solar. El resultado de esta actividad es que el conjunto de corpúsculos puede observarse entonces como una mancha brillante en el cielo, con los gases que se liberan en el espacio formando una larga cola luminosa, que a veces se extiende hasta millones de kilómetros. A tales objetos se les da el nombre de cometas.

Pueden acercarse hasta pocos millones de kilómetros del Sol, mostrando entonces el otro extremo de su órbita mucho más allá de la del propio Plutón. Cuando un cometa describe su órbita alrededor del Sol, muchos de los corpúsculos que lo constituyen se reparten a lo largo de dicha órbita. Algunos de tales corpúsculos se agrupan gradualmente en enjambres mucho más dispersos.

Entonces ya no son visibles como un cometa, pero pueden observarse cuando la Tierra los encuentra a su paso y los corpúsculos penetran en la atmósfera terrestre. Debido a la gran velocidad de desplazamiento (muchos kilómetros por segundo) se calientan al entrar en contacto con el aire. En consecuencia, estos fragmentos brillan al propio tiempo que se van quemando, ionizándose el aire que los rodea y que también se ilumina a su vez. En cada punto de la trayectoria de uno de estos fragmentos la luz producida dura solamente una fracción de segundo. Pero a menudo toda la trayectoria puede ser observada durante un corto intervalo de tiempo, y se denomina ráfaga meteórica. El fragmento rocoso en sí se conoce con el nombre de meteorito.

Cuando la Tierra atraviesa un enjambre, advertimos en ciertos casos centenares de meteoritos, y tales “lluvias de estrellas” producen una visión espectacular. Sin embargo, son demasiado pequeñas para que puedan observarse, y deben ser registradas por otros métodos que describiremos más adelante.

Al girar alrededor del Sol, casi todos los grandes planetas son centro de pequeños sistemas de satélites naturales. Aunque parece ser que Mercurio, Venus y Plutón carecen de “lunas” -y la Tierra tiene sólo una-, los restantes planetas poseen un buen número de ellas. Marte tiene dos pequeños satélites de unos 7,5 y 15 Km. de diámetro, que recorren sus órbitas en unas 30 y y1/2 horas, respectivamente. Júpiter posee 12, cuatro de los cuales son de tamaño parecido al de nuestra propia I ,una y los ocho restantes mucho menores. Tres de estos últimos muestran un diámetro de sólo 20 km. Saturno tiene 9 satélites, siendo todos ellos, excepto uno, de tamaño muy inferior al de la Luna.

Comparación de la alargada órbita de un cometa con la casi circular de la Tierra. El calor solar dilata el luminoso gas de un cometa proyectándolo hacia delante de forma que la cola siempre apunta en sentido contrario al Sol.

Urano tiene 5 y Neptuno sólo 2, el mayor de ellos de i amaño parecido al de nuestro satélite. Aunque la Tierra es el único planeta que posee un solo satélite, éste parece tener un tamaño desproporcionado en revolución con el de la misma Tierra.

¡Algunos astrónomos llegan a considerar el sistema Tierra-Luna como un planeta doble! Pero no estamos seguros de ello. Muchos astrónomos piensan que la mayoría de los satélites del sistema solar eran asteroides que fueron capturados por los grandes planetas miles de millones de años atrás, cuando se estaba formando todo el sistema.

Fuente Consultada: Secretos del Cosmos Colin A. Roman Biblioteca Basica Salvat Nro. 2

Eclipses de Sol y de Luna Cual es causa? Sistema Solar y Planetas

Eclipses de Sol y de Luna ¿Cual es causa?

Introducción: Los eclipses
Significan la ocultación de un astro por interposición de otro. Los movimientos de la Tierra y de la Luna en torno del Sol originan los eclipses de Sol o de Luna, según sea el astro obscurecido. Para que haya eclipse es menester que la Tierra, el Sol y la Luna estén en línea recta y casi en el mismo plano, y que la Tierra o la Luna penetre en el cono de sombra producido por el otro astro.

La naturaleza de los eclipses de Sol y de Luna difiere muchísimo. En un eclipse solar la Luna podrá ocultar todo o parte del astro para ciertos lugares de la Tierra, pero jamás para toda ella. Así habrá zonas en que el Sol quedará completamente obscurecido, o parcialmente, o no se observará fase alguna del eclipse. A pesar de que los tres astros se encuentran en línea recta suele ocurrir que, dada su distancia relativa, la Luna esté de tal manera que en el máximo del eclipse el disco solar no quede del todo oculto, sino que alrededor del disco lunar pueda verse una parte de aquél. Entonces se produce un eclipse anular.

La luna puede pasar dentro del cono de sombra que proyecta la Tierra en el espacio en el momento del plenilunio. Así queda interceptada para la Luna la luz del Sol y ocurre un eclipse total o parcial, según que se haya sumido tota! o parcialmente en la sombra.

Cuando la Luna pasa delante del Sol, la sombra que señala en la Tierra es circular y que, por causa del movimiento de rotación de nuestro planeta, va recorriendo diversos lugares. En todos ellos el Sol está completamente oculto y produce un eclipse total de Sol. Este fenómeno se inicia siempre en el lado O del disco del astro, y la sombra atraviesa la superficie terrestre de O a E. En los eclipses lunares, por el contrario, la sombra comienza en el lado E del disco y lo va barriendo hacia el O.

LOS ECLIPSES DE SOL Y DE LUNA: Cuando la Tierra, la Luna y el Sol están exactamente alineados en el espacio, el cielo se oscurece debido al eclipse. Los eclipses solares ocurren en luna nueva, cuando la Luna pasa entre los dos astros mayores, tapando el Sol y proyectando su sombra sobre la Tierra. (foto eclipse de Sol)

Hay tres tipos de eclipses solares. En el eclipse parcial, la Luna se come al Sol pero no acaba de devorarlo. El día se oscurece ligeramente y el Sol, visto con cualquier clase de protector de los ojos o por un agujero muy pequeño, parece una galleta a la que se le ha quitado un bocado.

En el eclipse total, la cara del Sol desaparece detrás de la Luna, florece la corona por lo general invisible y los afortunados espectadores situados dentro de la sombra lunar pueden conocer las tinieblas al  mediodía.* El tercer tipo de eclipse, el llamado anular, ocurre cuando la Luna se halla a la máxima distancia de la Tierra y en consecuencia se ve más pequeña que de ordinario. Incluso en el momento cumbre de tal eclipse, el reborde del Sol envuelve la Luna, así:

La luna llena es la época de los eclipses lunares, cuando la Tierra queda entre las luminarias y su sombra cae en la superficie de la Luna. Lo mismo que los eclipses solares, los eclipses lunares no ocurren todos los meses; sólo se producen cuando la alineación tripartita es exacta. Esto sólo sucede de vez en cuando, porque la órbita de la Luna, que es rotatoria, forma un ángulo de 50 con el plano de la órbita que traza la Tierra alrededor del Sol.

Los auténticos amantes de los eclipses no se detienen ante nada para verlos. Por ejemplo, el 3 de octubre de 1986 Glenn Schneider, de Baltimore, y otras ocho almas intrépidas contemplaron un eclipse de Sol desde un pequeño aeroplano a 12.200 metros por encima de Islandia.

Escribiendo en la revista Sky & Telescope, Schneider describe lo que vio cuando la Luna se fue colocando delante del Sol y la luz solar comenzó a filtrarse por los valles y las cimas montañosas situadas en el borde lunar, produciendo el fenómeno conocido como los granos de Baily. «Durante seis segundos enteros —recordaba Schneider—, la danza parpadeante de granos fue relampagueando por el limbo… Un minuto después de la “totalidad”, miramos por las ventanillas de la izquierda para valorar el aumento de la luminosidad del cielo. La sombra de la Luna se proyectaba sobre la cara superior de las nubes como un borrón de tinta (!). Durante todo un minuto contemplamos esta mancha oscura, que tenía la misma forma que un cigarrillo aplastado y se iba alejando de nosotros hacia el horizonte.»

Hay eclipses todos los años: siete como máximo, dos como mínimo. Entonces, ¿por qué no vemos más? Los eclipses lunares sólo son visibles por la noche. La mitad de las veces ocurren durante el día y sólo se ven desde la otra cara de la Tierra. Los eclipses solares son aún más elusivos, porque sólo se ven durante unos minutos y sólo dentro de la zona donde cae la sombra de la Luna. Esta zona es tan estrecha que en toda Inglaterra sólo han sido visibles cuatro eclipses solares totales durante los últimos mil años.

Por eso no son fáciles de ver los eclipses. Tomemos un año de cuatro eclipses, por ejemplo 1997. En marzo será visible un eclipse de Luna desde todo el territorio de Estados Unidos, pero únicamente se tratará de un eclipse parcial. Ese mismo mes se podrá ver un eclipse total de Sol; pero sólo desde una estrecha franja de terreno de China o bien yendo en barco por el océano Ártico. En septiembre, será visible un eclipse solar siempre que se contemple desde Australia o Nueva Zelanda, pero incluso allí abajo sólo será un eclipse parcial. Dos semanas después habrá ocaSión de ver un eclipse total de Luna, pero desde América del Norte. Tal es la persecución de los eclipses. La idea de alquilar un aeroplano para presenciarlos empieza a no resultar del todo irrazonable.

Eclipse de Luna

Seis Eclipses Notables o Históricos:

En la mitología de Dahomey la Luna, que se llama Mawu, y su hermano gemelo el Sol, llamado Lisa, hacen el amor durante los eclipses. Los sietes pares de gemelos así concebidos se convirtieron en las estrellas y los planetas.

Pero en la mayor parte de las mitologías los eclipses tienen asociaciones terroríficas. Los antiguos chinos y los bolivianos imaginaban que durante los eclipses unos perros furiosos desgarraban el Sol y la Luna con sus dientes. En Yugoslavia se decía que los vampiros destrozaban las luminarias. Los egipcios creían que de vez en cuando la serpiente Apep, que gobernaba el submundo y era señora de los muertos, se erguía y se tragaba el barco en que surcaba los cielos el dios solar Ra. En esos momentos el Sol desaparecía.

Las explicaciones históricas tienden a ser semi mitológicas. A menudo hablan de un ser superior —un conquistador o un científico— capaz de predecir los eclipses, con lo que advierte del desastre al tiempo que ilustra lo de saber es poder. Dos ejemplos:

* 28 de mayo de 585 a. C. A pesar de creer que la Tierra era plana, Tales de Mileto es considerado el primer científico griego. Puso en relación las matemáticas con la lógica y fue el primero en formular varias verdades matemáticas que la mayor parte de nosotros aprendemos en el bachillerato. Los antiguos lo reverenciaban por su capacidad para detener una batalla, hazaña que llevó a cabo con ayuda de unas tablas babilónicas. Según Herodoto, los medas y los

lidios estaban en medio de la batalla cuando «el día se convirtió en noche. Y este cambio había sido predicho a los jonios por Tales de Mileto, que les había dicho el año en que ocurriría». Aunque Tales no había especificado el día, su predicción inspiró el suficiente temor para dar lugar inmediatamente a la paz.

* 29 de febrero de 1504. Cristóbal Colón había estado aislado durante meses, con la tripulación descontenta, en la costa de Jamaica. La leyenda cuenta que organizó una reunión con los indígenas para una fecha en que sabía que iba a haber un eclipse total de Luna. Basaba sus predicciones en las tablas de navegación del astrónomo Johann Müller, más conocido por su nombre latino, Regiomontano. El eclipse se produjo según lo previsto, los indios quedaron impresionados y los descubridores recobraron algo de su decreciente influencia.

Hay unos cuantos eclipses memorables por razones científicas:

* 21 de junio de 1629. Los chinos sabían predecir los eclipses, pero no muy bien. Los astrónomos imperiales, que no habían acertado a pronosticar el eclipse de 1610, predijeron un eclipse solar para una fecha de 1629. Sin embargo, los misioneros jesuitas insistieron en que la predicción llevaba una hora de adelanto y en que el eclipse, en lugar de durar dos horas, sólo se vería dos minutos. Los jesuitas tenían razón. Como consecuencia, el emperador ordenó que se revisara el calendario chino y se instó a los jesuitas a que construyeran telescopios y empezaran a traducir al chino libros sobre óptica, música y matemáticas.

* 8 de julio de 1842. Durante este eclipse solar los científicos europeos dedujeron que las protuberancias de color rosa y los rayos opalescentes de luz que envolvían por completo la Luna no eran emisiones de la atmósfera lunar ni ilusión óptica, sino parte del Sol.

* 18 de agosto de 1868. Pierre Jules César Janssen, un banquero francés convertido en astrónomo, hizo una lectura espectroscópica de la corona solar durante este eclipse, lo cual permitió a los científicos analizar la composición de la atmósfera solar. La corona era tan espectacular que Janssen estaba convencido de que debía percibirse en condiciones normales. Al día siguiente localizó las protuberancias y registró un espectro. Otro científico, J. Norman Lockyer, había estado haciendo trabajos similares. Entre los dos demostraron que la corona estaba presente en todo momento, bien que sólo fuera visible durante los eclipses, y formaba parte del Sol, aunque con una composición ligeramente distinta de la de la masa solar. También identificaron, en la franja amarilla del espectro, un elemento que sería llamado por el nombre griego del Sol y que no se encontraría en la Tierra hasta un cuarto de siglo después: el helio.

Janssen estaba tan emocionado con estos resultados que en 1870, cuando iba a haber un eclipse visible en Argelia, no dejó que nada le impidiera ir. Salir de París constituyó un problema, no obstante, pues la ciudad estaba rodeada por tropas prusianas hostiles. Las muchedumbres pululaban por las calles, los ciudadanos hambrientos se comían los gatos y las ratas, los restaurantes exóticos hacían incursiones al zoológico y sirvieron platos hechos con los dos elefantes Cástor y Pólux, y la única manera de salir de la ciudad era hacerlo en globo de hidrógeno. Janssen partió de Paris en una balsa y llegó a Argelia a tiempo. Por desgracia, conforme se acercaba el eclipse total la temperatura disminuyó, las nubes taparon la Luna y Janssen no pudo ver nada.

* 29 de marzo de 1919. Albert Einstein había predicho que la luz, al pasar junto a un objeto pesado como el Sol, se curvaría en proporción al campo gravitatorio del objeto. Esto estaba aún por demostrar, pero el eclipse solar de marzo de 1919, cuando se vio la silueta del Sol contra las apretadas estrellas del cúmulo de las Híades, ofreció la perfecta oportunidad para comparar la posición habitual de estas bien conocidas estrellas con su posición durante el eclipse. Pensando en esto, sir Arthur Eddington se trasladó a una isla situada en la costa occidental africana y un grupo de científicos británicos fue a Brasil.

Durante el eclipse los observadores midieron las posiciones de varias estrellas de las Híades y descubrieron que la luz procedente de estas estrellas resultaba curvada por la gravedad del Sol, por lo que se trasladaban con respecto a su posición habitual exactamente tal como había predicho Einstein, lo cual confirmó la teoría… y cambió la vida de su autor.

En cuanto Einstein se enteró de la noticia, envió una postal a su madre, anunciándole: «Gozosas noticias hoy». Un titular del New York Times proclamaba: «Todas las luces bizquean en el cielo / Triunfa la teoría de Einstein». Y Einstein pasó a ser definitivamente una celebridad mundial.

PARA SABER MAS…
EL SAROS

Los eclipses son fenómenos tan particulares que ya las poblaciones antiguas investigaron sus eventuales ciclos.
Para los eclipses de Luna no es difícil hallar una ley que permita predecir cuándo van a producirse, al menos aproximadamente. Esta ley fue hallada después de atentas observaciones, y resultó que entre dos eclipses de Luna median cinco o seis meses.

Al período de 223 meses lunares (la duración del mes lunar equivale a 29 días y medio) se le dio el nombre de saros, uno de los períodos sobre los que puede calcularse con mayor precisión la repetición de los eclipses.

En cambio, para los eclipses de Sol, el cálculo es más complicado, ya que un eclipse solar es un fenómeno local, no visible desde toda la Tierra, y depende estrechamente de la posición exacta de la Luna en la bóveda celeste. Sin embargo, ya en la Antigüedad se previeron eclipses de Sol: un ejemplo lo dio Tales, que predijo el eclipse total que tuvo lugar el año 585 a.C.

OTROS ECLIPSES
El fenómeno de los eclipses, tal como se presenta, no es exclusivo del sistema formado por la Tierra, la Luna y el Sol, sino que se produce en una gran cantidad de cuerpos celestes. Un ejemplo conocido es el de los satélites galileanos, cuyo estudio permitió llegar a una primera estimación de la velocidad de la luz.

Naturalmente, lo mismo que sucede en la Tierra cuando la Luna se interpone entre ella y el Sol, también podrían observarse eclipses de Sol desde Júpiter cuando uno de los satélites pasa por delante del planeta gigante. Pero el fenómeno más singular ocurre cuando, en determinadas condiciones, son los satélites los que se eclipsan recíprocamente. Por ejemplo, hay eclipses de Io provocados por Ganímedes, mientras que en aquel mismo momento hay un eclipse de Sol en Io.

Otro caso interesante es el de dos estrellas que orbitan una alrededor de otra y el plano orbital está en la línea visual de la Tierra. En tal caso, las estrellas pasarán periódicamente una delante de otra, enmascarando la luz de la compañera que permanece detrás y provocando eclipses de estrellas.

Por consiguiente, los eclipses son una notable fuente de información sobre los sistemas en los que se producen. Esto es así incluso en nuestro medio: durante un eclipse solar es posible estudiar más cómodamente partes del Sol que de otro modo son de difícil observación. También se ha querido comprender el estado de la atmósfera terrestre por el color que adquiere la Luna durante algunos eclipses.

Un aspecto singular de este fenómeno, ligado a su predictibilidad relativamente sencilla, es la investigación histórica: si un hecho tiene una datación incierta y ocurrió en el momento exacto o aproximado de un eclipse, es posible deducir con más rigor su fecha precisa.

Historia de la Astronomia Su evolucion Linea de Tiempo

LA EVOLUCIÓN DE LA ASTRONOMÍA

Nadie sabe quién fue el primer astrónomo, pero probablemente tenía la tarea de construir un calendario que pudiese usarse para predecir las estaciones, cuándo debe plantarse, cuándo esperar la inundación anual. Más tarde pudo haber ideado teorías explicando cómo se movía el Sol.

Los antiguos griegos consiguieron algunos pocos logros en astronomía aun cuando ésta no era uno de sus principales intereses. Anaximandro (611-546 a.C.) explicó los movimientos del Sol, la Luna y los planetas, suponiendo que todos los cuerpos celestes tenían forma de ruedas. Eudoxio de Cnido (408-355 a.C.) modificó esta idea en el sentido de hacer mover los planetas en esferas concéntricas, pensamiento que persistió durante largo tiempo. El filósofo Sócrates (470-399 a.C.) tuvo una misantrópica opinión: los astrónomos sólo sirven para hacer calendarios.

El primer astrónomo en el sentido moderno, un compilador y analizador de datos, fue Hiparco (c. 150 a.C.), que trazó mapas de la situación de 1.080 estrellas y además las clasificó según su brillo en seis categorías. Los logros de Hiparco se hubiesen perdido si no llega a ser por Ptolomeo, que trabajó en Alejandría del 127 al 141 de nuestra era. Ptolomeo recogió los datos en el Almagesto y los utilizó para sostener que la Tierra es el centro del sistema solar.

Durante 1.400 años el sistema ptolemaico dominó el pensamiento. Satisfacía el dogma religioso: la Tierra y en ella el hombre, criatura de Dios, eran el centro de todas las cosas. Correspondió a un clérigo desbaratarlo. El polaco Nicolás Copérnico (1473-1543) quedó huérfano a los diez años. Su tío, un obispo, le educó en la Iglesia. Si bien como actividad secundaria, la astronomía ocupó mucho de su tiempo a pesar de las tribulaciones debidas a la Reforma que tenía lugar entonces. Copérnico llegó a publicar tres libros sobre astronomía. El último y el más importante, fue publicado a su muerte. En él, Copérnico proponía que el Sol era el centro del sistema solar.

La teoría copernicana no fue fácilmente aceptada. No sólo abandonaba la concepción del hombre como centro del universo, sino que además tampoco era mucho más simple que la teoría ptolemaica. Hizo falta el trabajo de un astrónomo que, si bien no aceptó la teoría de Copérnico, sentó las bases para su aceptación. Tycho Brahe (1546-1601) fue arrogante, seguro y capaz.

Cuando era estudiante discutió vehementemente con otro sobre un problema matemático. En el duelo que resultó de ello, su pericia en la esgrima no igualó su habilidad matemática y sufrió la contrariedad de perder la punta de su nariz. Llevó una pieza de repuesto de oro, pero ya no era lo mismo.


Como primer astrónomo de la Corte, Tycho pudo negociar y conseguir la isla de Hveen, cerca de Copenhague, para usarla como observatorio. Tycho instaló en ella los instrumentos más precisos de la época y empezó a recoger los datos más exactos jamás registrados. Después de la muerte de su protector, el rey Federico II, Tycho fue obligado a marcharse por los envidiosos nobles.

Se estableció en Praga en 1597. Afortunadamente para la astronomía, su nuevo ayudante fúe un hombre llamado Kepler.

Johannes Kepler (1571-1630) era un extraño personaje. Con la nariz siempre húmeda, más interesado en la astrología y en la numerología que en la astronomía, pudo haber sido el mejor matemático de su tiempo. Usando los excelentes datos de Tycho, Kepler fue capaz de determinar que Marte —y por extensión cada uno de los planetas— se mueve en una órbita elíptica —y no en los círculos perfectos que Copérnico había imaginado. Kepler describió el movimiento de los planetas, diciendo que su velocidad depende de su distancia del Sol cuanto más lejano más lentamente se mueve—, sin usar computadoras ni más recursos matemáticos que los logaritmos.

Al mismo tiempo que Kepler hacía estos descubrimientos, en Italia Galileo Galilei (1546-1642) introducía el telescopio en la astronomía. Aunque no el inventor, pero sí el primero en utilizar este instrumento en astronomía, Galileo fue también el primero en observar los cráteres de la Luna, en hacer notar que la Vía Láctea está formada por estrellas, y en darse cuenta que Júpiter tiene cuatro lunas girando a su alrededor.

Esto último impresionó a Galileo por parecerle un sistema solar en miniatura y considerarlo una prueba de la teoría copernicana. La adhesión a esta nueva idea le causó problemas con la poderosa Iglesia. Después de varios juicios, vivió sus últimos años bajo arresto domiciliario.

Pero, ¿por qué los planetas giran alrededor del Sol? ¿Por qué no dan vueltas por el espacio como un yo-yo con el hilo roto? Isaac Newton (1642-1727) dio la respuesta. Durante las plagas de 1665-1666 Newton tuvo que volver a la granja de su familia.

En este tiempo de reposo Newton pudo descubrir la verdadera naturaleza de la gravedad y formular las leyes que la describen. Junto con el desarrollo del telescopio de reflexión, del cálculo y de teorías sobre el comportamiento de la luz, Newton hizo considerables contribuciones a la astronomía sin haber descubierto ningún objeto celeste.

Christiaan Huygens (1629-1695) fue un rival intelectual de Newton. Sus descubrimientos comprenden la nebulosa de Orion en 1656, las señales sobre la superficie de Marte, el satélite de Saturno llamado Titán, en 1656 y la sombra de los anillos de Saturno.

Uno de los primeros usos de la teoría newtoniana de la gravitación fue en la explicación de los cometas. En los siglos XV y XVI había habido un gran número de cometas. Se creía que los cometas, tradicionalmente motivo de temor, presagiaban terremotos, inundaciones y la muerte de los reyes.

Edmund Halley (1656-1742), colega y amigo de Newton, utilizó la nueva ley y mostró que los cometas de 1682, 1607 y 1531 eran el mismo cometa. Además, predijo que este cometa reaparecería en 1758, como así ocurrió. Pronto fue llamado el Cometa de Halley. Apareció por última vez en 1910. Halley fue también el primero en catalogar las estrellas del hemisferio sur.

William Herschel (1738-1822) descubrió Urano casi por accidente, del mismo modo como llegó a ser astrónomo. Como su padre, Herschel se hizo músico en el ejército de Hannover, en Alemania. Pero después de haber sido herido varias veces, y dándose cuenta de que los músicos podían ser también mortales, decidió trasladarse a Inglaterra para seguir una carrera musical menos marcial.

Mientras trabajaba como director musical, Herschel desarrolló su interés en la astronomía. Entonces, como ahora, los telescopios eran caros, lo que le decidió a construir su propio telescopio. Su hermana Carolina, quizás la primera mujer astrónoma, le ayudó. Herschel llegó a ser tan diestro en el uso de sus telescopios que fue capaz de reconocer como nebulosas, nubes de polvo estelar, algunas manchas borrosas. También identificó muchas estrellas dobles.

Herschel fue el primero en intentar medir las distancias de las estrellas por medios científicos —comparó el brillo de las estrellas con su distancia. Estaba equivocado en un factor de diez puntos. Su otro gran éxito fue ser el padre de John Herschel, que llegó a ser un relevante astrónomo.

Hasta el siglo XX la atención de los astrónomos se dirigió principalmente hacia el sistema solar, poniendo menos énfasis en el espacio exterior. Desde 1900, la situación se ha invertido. En realidad, astrónomos como Gerald Kuiper, que nació en 1905, todavía están haciendo descubrimientos —tales como los de los satélites de Urano y Neptuno— pero, cada vez más, el tiempo, el dinero y los instrumentos se dedican a las estrellas.

Para examinar las lejanas estrellas se necesitan gigantescos aparatos. El principal constructor de estos instrumentos a principios del siglo XX fue George E. Hale (1866-1938). Astrónomo ingenioso, que el inventor del espectroheliógrafo —un dispositivo que permite tomar fotografías del espectro solar. Hale tuvo la habilidad de conseguir generosas contribuciones para la construcción de grandes telescopios. En 1892, construyó un telescopio de 40 pulgadas en el Observatorio Yerkes (Wisconsin), financiado por el magnate de los tranvías de Chicago de este nombre.

En 1904; estableció el observatorio de Monte Wilson en California y en 1917 instaló en él telescopios de 1,5 m y 2,5 m. Todavía fue más allá con la construcción del telescopio de 5 m de Monte Palomar (California). Estos grandes telescopios suministraron las herramientas necesarias para hacer accesible el espacio.

La teoría indispensable para entender los nuevos descubrimientos que proporcionada por Herietta Leavitt (1868-1921) y Ejnar Hertzsprung (1873-1967). Leavitt, mientras estudiaba las Nubes Magallánicas, galaxias cercanas a nosotros, reconoció ciertas estrellas que varían en luminosidad de un modo muy regular.

Calculó la relación entre el brillo de la estrella y su período de variación. De este modo, ni se pudiese medir el período de una estrella, automáticamente se conocería su luminosidad y se tendría una medida de la distancia de la estrella y de la galaxia. Hertxsprung, inicialmente un ingeniero químico, determinó la relación entre el color de una estrella y su brillo, ii lin de establecer su tamaño. Entre ambos astrónomos habían establecido los medios de medir las distancias de las estrellas y de las galaxias.

Harlow Shapley (1885-1972), que había empezado siendo periodista pero que se encaminó luego hacia la astronomía, utilizó estos descubrimientos y sus propias observaciones de los conglomerados esféricos de estrellas llamados cúmulos globulares para establecer el mapa de nuestra galaxia.

El descubrimiento de que nuestra galaxia no era ilimitada condujo al hallazgo de galaxias más allá de la Vía Láctea. Edwin P. Hubble (1889-1953), usando los telescopios de 1,5 m y 2,5 m de Monte Wilson, descubrió no sólo muchas nuevas galaxias, sino también que la mayoría de ellas se alejaban de nosotros —estamos en un universo en expansión que empezó, quizás, hace unos cinco mil millones de años.

El tamaño de estas galaxias exteriores fue determinado por Walter Baade (1893-1960) trabajando durante 1942 y 1943 en la ciudad de Los Ángeles, a oscuras por la guerra. Baade descubrió también que había dos generaciones de estrellas, una vieja y otra nueva. Esto le llevó al análisis de la evolución de las estrellas desde su nacimiento hasta su muerte por super explosión o su transformación en una enana blanca o estrella de neutrones.

La radioastronomía dio a los astrónomos visiones imprevisibles por los telescopios ópticos ordinarios. La radioastronomía fue descubierta accidentalmente por un ingeniero de la Compañía Telefónica Bell, Karl Jansky (1905-1950), en 1931 cuando estaba intentando encontrar las causas de las interferencias de radio. La radioastronomía pudo haber desaparecido si no llega a ser por el interés de un amateur, Grote Reber, nacido en 1911, que construyó e hizo funcionar su propio instrumento en su patio de Illinois durante los años treinta y cuarenta.

Durante la 2° Guerra Mundial un, astrónomo holandés, Hendrik van de Hulst, nacido en 1918, hizo algunos cálculos, la única astronomía a la que pudo dedicarse cuando los Países Bajos fueron ocupados por los alemanes. Sus cálculos mostraron que el hidrógeno podía emitir radiación a la longitud de onda de 21 cm. En 1951, esta «canción del hidrógeno», como se la llamó, fue hallada. Usándola, Jan Oort, que nació en 1900, holandés experto en galaxias, trazó el mapa de nuestra galaxia, dando lugar a la imagen que tenemos hoy de un sistema estelar con extensos brazos.

Otro descubrimiento realizado con el radiotelescopio es el de la presencia en el espacio interestelar de moléculas tan familiares en la Tierra como las de amoníaco, metano, formaldehído y agua. El radiotelescopio condujo también al descubrimiento de los quasars, potentes radioemisores, y de los pulsars, radioemisores muy regularen.

En 1960, Allan Sandage, nacido en 1926, anunció por primera vez el descubrimiento de una estrella que actuaba como una emisora de radio, un objeto muy oscuro que fácilmente hubiera pasado por alto salvo para el radiotelescopio.

Tres años más tarde, Maarten Sthmidt, nacido en 1929, estudió el espectro de otro quasar y observó un tremendo y desconocido hasta entonces “corrimiento hacia el rojo”, la medida mediante la cual los astrónomos expresan la velocidad con que se mueven las galaxias y las estrellas. Tan grande ira el corrimiento hacia el rojo que el quasar tenía que ser el objeto más lejano registrado en aquel tiempo.

Fuente Consultada: El Almanaque Mundial N°4 Wallace-Wallechinsky.

Primer Hombre en Superar la Barrera del Sonido en Caida Libre Baumgartner

NUEVO RECORD DE VELOCIDAD EN CAÍDA LIBRE Lo hizo el deportista austríaco Félix Baumgartner al saltar desde más de 39 mil metros. Así se convirtió en el primer humano en superar por unos segundo la velocidad del sonido en un descenso. Fue el 14 de octubre de 2012, a través del proyecto Red Bull Statos

Roswell (Estados Unidos). El deportista austríaco Félix Baumgartner estableció ayer el récord mundial de velocidad en caída libre al lanzarse desde un globo situado a 39.068 metros de altitud y aterrizar sano y salvo en para caídas en el desierto norteamericano de Nuevo México.

La proeza del deportista extremo, de 43 años, comprende, además, que se convirtió en el hombre que llegó más alto en globo y que quizás sea el primero en romper la barrera del sonido en caída libre, como asegura su equipo, aunque ese resultado depende de verificaciones aún en curso, según reportó la agencia alemana Dpa.

En cambio, no pudo alcanzar el cuarto objetivo de su histórico viaje hasta 39 kilómetros de altura: el récord de mayor recorrido en caída libre sigue perteneciendo al estadounidense Joe Kittinger, quien hoy, con 84 años, supervisó el equipo de control.

La prueba fue seguida en directo por millones de televidentes de todo el planeta, con cámaras instaladas en el globo y en helicópteros que registraron cada momento del vuelo y la caída.
Baumgartner voló dentro de una cápsula pendiente del gigantesco aeróstato de helio, protegido por un traje presurizado parecido al de un astronauta; luego hizo el dramático salto y finalmente condujo su paracaídas sobrevolando la árida superficie en la que minutos después se posó suavemente sobre sus pies.

El deportista austríaco había despegado desde la ciudad de Roswellalas 12.30 hora de la Argentina y, tras dos horas y media de vuelo sin contratiempo, superó algunos metros el nivel de 39.000, en la estratosfera, desde donde se puede apreciar con nitidez la curvatura de la superficie terrestre. Con movimientos pausados, y tras un último control de ‘ los instrumentos, el paracaidista abrió la escotilla de la nave, se apoyó en una plataforma y, a las 15.05 hora de la Argentina, se lanzó en caída libre hacia la tierra.

Según los organizadores de la prueba, después de casi 30 segundos de caída libre habría roto la barrera del sonido, convirtiéndose en el primer hombre en superar los mil kilómetros por hora por sus propios medios.

Luego, el aire más pesado lo fue frenando, y al llegar a cuatro minutos y 19 segundos de caída libre, Baumgartner abrió el paracaídas que le permitió realizar el suave descenso en el desierto de Nuevo México. Tras aterrizar de pie, el deportista extremo se echó de rodillas y levantó los brazos en deportivo festejo.

Fuente Consultada: Diario “El Colono del Oeste”

Porque la Luna Tiene Fases? Formacion de las fases lunares

Fases de la Luna
Su revolución completa la real iza la Luna en 27 días (la tercera parte de las que efectúa en un año).
Tanto ésta 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 con junción 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 luminosa termina en una línea recta. En tal situación se dice que está en cuarto creciente (dicótoma). 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 I lama 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.

Movimientos lunares
Dijimos que la Luna emplea 27 días y cuarto en dar una vuelta en torno de la Tierra: es su revolución sidérea. Pero como durante este lapso el Sol está en movimiento, transcurren 29 días y medio hasta que la Luna vuelve a ocupar el mismo lugar respecto del Sol y repetir sus fases: es su revolución sinódica.

Resultado de la gran lentitud en la rotación lunar es la enorme duración del día y de la noche en su superficie, los cuales son casi quince veces más largos que los nuestros. La ausencia de atmósfera da lugar a que durante el día, con el Sol en el cénit, la temperatura llegue a 100°C. Al pasar del día a la noche, ésta desciende rápidamente hasta los 150°C bajo cero. La órbita que sigue el satélite de la Tierra en torno de ella es elíptica.

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

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

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

Información sobre La Luna
La Luna, que gira alrededor de la Tierra, es su vecino espacial más cercano, y el único otro cuerpo solar sobre el cual han caminado los seres humanos.

El tamaño de la Luna es solamente 1/4 del de la Tierra. La gravedad lunar es sólo 1/6 de la terrestre. Esto hizo a los astronautas norteamericanos 5/6 más ligeros durante sus paseos lunares, de lo que eran sobre la Tierra. Una persona que pesase 90 Kg. en la Tierra, pesaría únicamente 15 Kg. en la Luna. Debido a esta débil atracción gravitatoria, el campeón de salto de altura Dwight Stones, que superó los 2,30 m en la Tierra (Munich, Alemania Occidental, 1973) hubiese saltado 13,80 m si hubiera estado en la Luna.

Puesto que la gravedad lunar es demasiado débil para capturar y retener una atmósfera, en la Luna no hay en absoluto fenómenos meteorológicos —en realidad, ni viento, ni sonido, ni vida.

Durante un día lunar, el calor en la superficie de la Luna alcanza la temperatura del agua hirviente. Pero con la llegada de la noche lunar, desciende hasta los 160° C bajo cero.

La Luna tarda 27,3 días aproximadamente en recorrer una órbita alrededor de la Tierra.

Solamente el 5 9 % de la Luna es visible para los habitantes de la Tierra.
Desde la Tierra, se han observado 32.000 grandes cráteres en la Luna. Uno de los mayores cráteres visibles, Clavius, tiene 235 Km. de diámetro.

El meteorito que golpeó la Luna y excavó Clavius se cree que pesaba 200 mil millones de t. De todas las muestras de suelo traídas desde la superficie por los astronautas de EE.UU., la mas antigua revela una edad de unos 4.600 millones de años.

Biografia de Michael Faraday Descubridor de la Induccion Magentica

Físico y químico británico, Faraday es conocido, sobre todo. Por las aportaciones en el campo de la electroquímica. Fue el descubridor de la inducción y del efecto que lleva su nombre sobre el giro del plano de polarización de la luz por efecto de un campo magnético

Faraday Michael

(Descargar Un Libro Sobre Su Vida)

Faraday nació en la localidad de Newington Butts, situada cerca de Londres en 1791. Perteneció a una familia humilde, aprendió a leer y a escribir una escuela de catequesis y, debido a las dificultades económicas, desde los 14 años trabajó como aprendiz en un taller de encuadernación.

En sus ratos libres aprovechaba y leía los libros que le llevaban a encuadernar, interesándose especialmente por los dedicados a la física y la química.

Después de unos años, gracias a la oportunidad que le dio un cliente, pudo asistir a las conferencias sobre temas de química que Humphry Davy daba en Royal lnstitution. Faraday le hizo llegar, encuadernadas, todas las notas que había tomado a lo largo de estas sesiones, acompañadas de una petición de empleo. Satisfecho con el material que Faraday le había enviado, Davy lo contrató en 1812, como asistente. Comenzó su actividad realizando labores de mantenimiento, para pasar posteriormente a colaborar con el maestro en la preparación de las prácticas de laboratorio; de esta manera, se convirtió en uno más de sus discípulos.

EL AUTODIDACTO: La lectura de muchos de los libros sobre los cuales debía trabajar, sin embargo, le creó una inagotable sed de conocimiento científico. Un día fue a escuchar las conferencias del gran Humphrey Davy y posteriormente entró a su servicio, primero como criado, luego como secretario. El interés de Faraday por la física y por la química aumentó, y al llegar a los 31 años ya se encontraba leyendo sus propios trabajos ante la Institución Real de Londres (donde trabajaba Davy). Allí fue designado director del laboratorio en 1825 y luego, en 1833, profesor de química de la Institución, puesto que conservó hasta su muerte. Los talentos de Faraday cubrieron muchos campos. Fue el primero en licuar el cloro, el bióxido de carbono y otros gases. Investigó la inducción electromagnética y desarrolló el concepto de líneas de fuerza alrededor de un imán. Pero, lo más importante, desde varios puntos de vista, fue el enunciado  de  sus  leyes  de   la   electrólisis.

En 1813 Faraday acompañó como ayudante a Davy en un ciclo de conferencias que éste impartía por el extranjero; a su regreso continuó desempeñando sus tareas de asistente, al tiempo que comenzó a investigar de manera autónoma, centrándose inicialmente en el estudio de la química.

Dentro de las principales aportaciones en este ámbito se encuentra la obtención de los primeros compuestos conocidos de carbono y cloro: el hexacloroetano (C2C16) y tetracloroetano (C2C4), que llevó a cabo a principios de los años veinte. Asimismo descubrió el benceno en el gas de alumbrado, y consiguió licuar el cloro y o gases, como el amoniaco y los anhídridos carbónico y sulfuroso.

A partir de 1821 Faraday se consagró al estudio de la electricidad y del magnetismo, campos donde iba a conseguir sus más grandes logros.

Las investigaciones realizadas por Faraday le llevaron a proponer una t ría unificada, según la cual todas las fuerzas de la naturaleza —luz, electricidad magnetismo— se reducen a una sola. Con el tiempo, sus descubrimientos llegarían a tener consecuencias muy importantes, pues facilitaron el desarrollo de la técnica actual de producción y distribución de energía eléctrica, revolucionaron la electroquímica y abrieron paso a la teoría electromagnética J. C. Maxwell.

Nombrado profesor de la Royal lnstitution en 1827, entre 1829 y 1930 compaginó el cargo con el de profesor en la academia militar de Woolwich Miembro de la Royal Society de Londres y de las Academias de Ciencias del’

un y París, a pesar de todos sus éxitos y de su reconocimiento público, Faraday se negó a recibir ciertos honores —rechazó, por ejemplo, el título de Sir que le ofreció la reina Victoria. En 1903 se fundó en su honor la Faraday Society.

Equipo Químico de Faraday

Equipo Químico de Faraday

Leyes de Faraday sobre la electrólisis

Fueron enunciadas por él en 1834, a partir de una serie de estudios experimentales sobre el fenómeno de la descomposición de sustancias químicas por la acción de una corriente eléctrica, fenómeno al cual denominó electrólisis. Las dos leyes fundamentales de la electroquímica formuladas por Faraday fueron las siguientes:

— La cantidad de sustancia depositada al paso de una corriente eléctrica es proporcional a la cantidad de electricidad que pasa por la disolución.

— Para una cantidad de electricidad determinada, la cantidad de sustancia depositada es proporcional a su equivalente-gramo.

Las leyes de Faraday han permitido calcular la carga elemental de electricidad, es decir la carga del electrón, mediante la utilización del número de Avogadro (N = 6,06 x 10). Este número representa los iones positivos o negativos que se han formado en cada átomo-gramo de una sustancia ionizada. Faraday introdujo también los términos de ánodo y cátodo, para designar respectivamente los electrodos positivo y negativo.

El descubrimiento de la corriente electromagnética
Corriente inducida

Gracias a los trabajos de Ampére y Oersted, Faraday conocía que una corriente eléctrica generaba campos magnéticos. En 1831 intentó reproducir este proceso, pero en sentido inverso, es decir, produciendo una corriente eléctrica a de efectos electromagnéticos.

La existencia de las corrientes inducidas fue descubierta por Faraday a partir de la realización de distintos experimentos. En primer lugar, consiguió hacer una corriente eléctrica por un alambre unido a un galvanómetro, al producir un movimiento, relativo entre el alambre y un imán. Observó que, al interrumpir el movimiento, el paso de la corriente también cesaba, y en el galvanómetro rió registraba corriente alguna. La corriente es generada por una fuerza electromotriz inducida, es decir por el imán.

Posteriormente, utilizando los resultados de sus anteriores estudios, Faraday descubrió el principio del motor eléctrico, al hacer girar un imán situado sobre pivote alrededor de una bobina de alambre de cobre; como en el caso anterior a través de este procedimiento se generaba una corriente eléctrica.

La inducción electromagnética se basa fundamentalmente en que cualquier variación de flujo magnético que atraviesa un circuito cerrado genera una corriente inducida, y en que la corriente inducida sólo permanece mientras se produce el cambio de flujo magnético.

El descubrimiento de la primera dinamo

Fue llevado a cabo a partir de dos imanes de barra que generaban un campo magnético, y entre los cuales hizo girar un disco de cobre colocado sobre un eje. De esta manera obtuvo un flujo continuo de corriente eléctrica inducida. Este experimento le condujo a introducir el concepto de líneas de fuerza eléctricas y magnéticas, y un concepto nuevo del espacio como medio capaz de mantener dichas fuerzas. Ideó la denominada jaula de Faraday, recinto de paredes conductoras continuas o en malla, conectadas a tierra, que aíslan el interior de los efectos de los campos eléctricos exteriores, y viceversa. Este dispositivo se utiliza para proteger espacios que contienen materias inflamables, conducciones de alta tensión y circuitos electrónicos entre los que puedan producirse acoplamientos indebidos.

Corriente alterna

Faraday logró crear una corriente eléctrica inducida mediante la fabricación de un transformador compuesto por un núcleo de hierro con forma de anillo, en el cual estaban enrolladas dos bobinas de alambre separadas entre sí. La corriente alterna que circula por una bobina produce en el anillo de hierro un flujo alterno que genera en la otra bobina una corriente eléctrica inducida.

El efecto Faraday

Faraday llevó a cabo este descubrimiento en 1845. Consiste en la desviación del plano de polarización de la luz como resultado de un campo magnético, al atravesar un material transparente como el vidrio. Se trataba del primer caso conocido de interacción entre el magnetismo y la luz.

LA ELECTRÓLISIS
La electrólisis es la descomposición que sufren algunos compuestos químicos cuando a través de ellos pasa corriente eléctrica. Tal vez el experimento de laboratorio más sencillo para ilustrar el efecto sea la electrólisis del agua (un compuesto de hidrógeno y oxígeno). Haciendo pasar una corriente continua a través de agua acidulada (agua a la que se le han agregado algunas gotas de ácido, para que conduzca la corriente eléctrica) en los electrodos (los contactos eléctricos) se forman burbujas de oxígeno e hidrógeno. La electrólisis posee hoy muchas aplicaciones prácticas, como ser, toda la galvanoplastia, la extracción y purificación de algunos metales, como el aluminio, el cobre el níquel, etc.

Las leyes que enunció Faraday fueron las siguientes:
1), el peso de una sustancia depositada es proporcional a la intensidad de la corriente (o sea, al número de electrones por segundo) y al tiempo que esta circula;
2) , el peso de una sustancia depositada durante la electrólisis es proporcional al peso equivalente de la sustancia. La primera parte no es difícil de comprender. Una corriente de mucha intensidad que circule a través del electrólito durante mucho tiempo depositará más sustancia que una corriente débil que actúe durante un tiempo corto.

La segunda parte dice que cuando la misma corriente circula durante el mismo tiempo, las cantidades de sustancia depositadas dependerán de su peso equivalente. El peso equivalente de una sustancia es el número de unidades de peso de una sustancia que se combinarán con una unidad de peso de hidrógeno.

En una molécula de agua, dos moléculas de hidrógeno, cada una de las cuales pesa una unidad, se combinan con un átomo de oxígeno, que pesa dieciséis unidades. De modo que si dos unidades de hidrógeno se combinan con dieciséis unidades de oxígeno, una unidad de hidrógeno se combinará con ocho unidades de oxígeno.

El peso equivalente del oxígeno es, entonces, ocho, de manera que durante la electrólisis del agua se libera, en peso, ocho veces más oxígeno que hidrógeno. Cuanto mayor sea el peso equivalente de un elemento, tanto mayor será el peso de él, que se depositará durante la electrólisis.

ALGO MAS….EL ÁTOMO Y LA ELECTROQUÍMICA
En 1813, Michael Faraday, que contaba entonces 22 años y era aprendiz de encuadernación, obtuvo un empleo ce ayudante del laboratorio que dirigía H. Davy en la Royal Institution. Al cabo de unos pocos años, Faraday impuso su talento científico, al llevar a cabo una serie de investigaciones que iban a constituir la base, de la electroquímica y del electromagnetismo.

Faraday estudió intensivamente la electrólisis de sales, ácidos y bases. Fue él quien propuso la nomenclatura utilizada hoy universalmente: electrodo, electrólisis, electrólito, ión, catión, etc.

Faraday estudió cuantitativamente la relación entre la cantidad de sustancias depositada en los electrodos y la magnitud de la corriente que se hacía pasar. Dejemos que él nos lo explique en sus propios términos: “Los equivalentes electroquímicos coinciden y son, en definitiva, lo mismo que los equivalentes químicos ya conocidos.

Estoy convencido de que no me engaña a mí mismo cuando concedo a la electroquímica tanta importancia. Más que ningún otro hecho anterior, nos sugiere muy directamente la bonita idea de que la afinidad química es una simple consecuencia de atracciones de tipo eléctrico entre las diversas partes de la materia .

En caso de duda, los equivalentes electroquímicos podrán ser utilizados para deducir el verdadero equivalente químico, o magnitud proporcional, es decir, el peso atómico de un cuerpo. No dudo de que, si asignamos al hidrógeno un peso atómico de 1, y despreciamos fracciones más pequeñas para simplificar, el peso atómico del oxígeno es 8, el del-cloro 37, el del estaño 59, etc.

No olvidemos que cuando Faraday expuso estas ideas, los trabajos de Avogadro no eran aún considerados tanto como merecían, y se suponía que una sustancia se descomponía simplemente en dos iones, uno positivo y otro negativo. Dado que, mediante la electrólisis, se obtenían 8 gramos de oxígeno por cada uno de hidrógeno, Faraday concluyó que la fórmula del agua era HO y que el peso atómico del oxígeno era 8.

Aparte de este error que Avogrado resolvió posteriormente, las experiencias de Faraday fueron sumamente valiosas, puesto que contribuyeron a esclarecer definitivamente el concepto de peso atómico y, junto con ello, a sugerir una cuantización de la electricidad, que se cristalizó luego en el establecimiento del electrón como unidad eléctrica fundamental.

OTRAS OBRAS  DE  FARADAY
A él se debe la introducción de muchos términos técnicos relacionados con la electrólisis. Electrólito es el líquido a través del cual pasa la corriente. Ánodo y cátodo son los nombres de los electrodos positivo y negativo respectivamente. Estos términos fueron inventados para Faraday por su amigo Guillermo Whewell.

Otros fueron, además, los trabajos realizados y llevados a buen término por este notable hombre ele ciencia, inglés. Sus investigaciones sobre corrientes inducidas constituyen el fundamento de las máquinas eléctricas; sus otros descubrimientos en el campo de la electricidad y magnetismo son también de gran importancia.

Dado lo tesonero de sus investigaciones, Faraday descubrió la inducción electromagnética; para ello enroscó un solenoide en un tubo de hierro en forma de U, hizo pasar luego una corriente y en otro solenoide arrollado en la otra rama de la U apareció entonces una corriente inducida. Además creó el primer generador de electricidad (alternada); esto lo consiguió moviendo un conductor entre los polos de un imán.

Otro de sus descubrimientos fue que el electroimán desviaba el plano de vibración de la luz. La importancia de esto radica en que tendía a probar que ésta es de naturaleza electromagnética. Dicha teoría fue después ampliamente demostrada por el genial Maxwell.

Fuente Consultada:
TECNIRAMA Enciclopedia del la Ciencia y la Tecnología (CODEX) Fasc. N°19