El Vuelo de un Héroe

Pioneros de los Viajes Espaciales-Inventores de Cohetes Propulsores

Pioneros de los Viajes Espaciales  – Inventores de Cohetes

Antes de que los hermanos Montgolfier hicieran su primera ascensión, nadie se había elevado nunca más que unos pocos centímetros sobre la superficie terrestre.

Un siglo y medio después, miles de aviadores volaban a varios kilómetros por sobre la tierra.

Luego, una vez conquistado el aire, los hombres empezaron a soñar en viajar a través del espacio hacia otros mundos.

Al principio parecía que los viajes espaciales no serían, por mucho tiempo, más que un sueño, ya que los problemas que se debían vencer eran dificilísimos.

Uno consistía en que todos los motores hasta entonces conocidos tenían que quemar necesariamente algún tipo de combustible, y es bien sabido que ninguno de éstos puede arder en el espacio vacío donde no hay oxígeno con qué combinarse.

Otro era el de que todos los aparatos de vuelo inventados hasta ese momento necesitaban aire para volar.

Pero hay una antigua forma de vuelo que no necesita aire. Si desatamos el cuello de un globo de juguete inflado, éste siempre se desplazará en la dirección opuesta a la del aire que escapa de él.

Esto, no ocurre porque el aire mencionado empuje el del exterior: es que el de adentro del globo presiona fuertemente contra el frente, por donde no puede salir, pero no contra la parte posterior, o cuello, por donde sí puede escapar.

Esta diferencia de presión es la que impulsa al globo hacia el frente.

Tsiolkovsky, hijo de un inspector forestal de Riazán, tras iniciar sus estudios en Moscú, se recibió de profesor de matemáticas, siendo asignado a la escuela de Borovo en 1882.

Ya para aquel entonces el científico había llegado a profundizar sus estudios en tal forma que tenía casi terminada la teoría que años después lo hiciera célebre.

Tsiolkovski se dedicó a divulgar sus atrevidas ideas a través de obras de ficción, artículos periodísticos, muchos de los cuales fueron recibidos con luirlas por parte del gran público y con despectivas opiniones  por parte de  sus colegas moscovitas y de otaos países.

En Borovo diseñó un dirigible enteramente metálico impulsado a motor de explosión precursor del Zeppelín germano-, un avión sumamente similar al que luego elevara pollos aires a los hermanos Wright y comenzó a afrontar las dificultades que había que vencer para iniciar los viajes interplanetarios.

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

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

En 1898 anticipó también la idea de la alimentación de los cohetes por medio de la presión, deflectores de lanzamiento, la cabina estanca conteniendo oxígeno para el piloto y un dispositivo para la absorción de anhídrido carbónico.

De 1911 a 1915 perfeccionó su cohete y propuso un sistema para que el cosmonauta se halle en la cabina en posición horizontal para resistir la aceleración -idea que fue redescubierta 20 años después por el alemán Diringshofen.

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

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

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

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

Goddard Cientifico

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

Tras perfeccionar un cohete con carga explosiva inventó en 1918 la célebre «bazooka»,arma que no se utilizaría hasta la segunda Guerra Mundial.

Continuó luego sus experimentos y poco a poco comenzó a vislumbrar las posibilidades de construir un cohete impulsado por combustibles líquidos, y sin conocer las teorías de Tsiolkovski inició en 1920 sus primeros trabajos sobre el tema. Le llevó seis años concretar la idea, pero en 1926 logró algo fundamental en la historia de la astronáutica: el primer misil propulsado con carburante líquido.

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

Entre otros importantes avances debidos a la obra de Goddard podemos destacar los que significaron la bomba centrífuga de combustible; el cohete por etapas; las aletas desviadoras del chorro y la dirección giroscópica de loscohetes.

Fue, además, el primero en lanzar un cuerpo a una velocidad mayor que la del sonido.

Alemania, creadora de las primeras bombas voladoras, las célebres V-1 y V-2, no surgió en la cohetería por obra de la casualidad. También allí existió un pionero: se llamó Hermán Oberth.

Este,que trabajó casi exclusivamente en teoría, desarrolló las ideas del ruso en tal forma que llegó a proyectar íntegramente un cohete de 110 metros de altura, de características casi idénticas a las del Sarurno-5.

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

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

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

bomba V2 alemana

LA BOMBA V-2
Llevada a Estados Unidos por Von Braun y sus compañeros de Peenemunde, la bomba V-2 se convirtió en vital elemento para las naciones victoriosas de la segunda contienda mundial.

En efecto, había llegado a producirse en serie y en número de 3.000, de las cuales solamente algunas decenas cayeron en manos de las tropas aliadas tras la «Operación Paperclip», la que estuvo destinada a llevar a EE.UU. la mayor cantidad de científicos germanos y los documentos secretos sobre esa destructora arma, antes de que cayeran en manos soviéticas.

Y entre esos documentos se hallaban los de dos cohetes aún en experimentación, cuya finalidad, en tiempo no muy lejano, era bombardear la ciudad de Nueva York, además de los proyectos de Eugen Sanger, sobre un bombardero estratosférico, predecesor del X-15 norteamericano.

He aquí algunas de las principales características de la V-2: Fuerza de impulsión: 24.401 kg. Impulso específico: 206 segundos. Peso vacío: 4.676 kg. Peso con combustible ycarga: 12.884kg.Tiempo de combustión: 70 segundos. Longitud total: 21 m. Diámetro: 1,65 m. Ancho entre alerones: 3,57 m.

ALGO MAS…

Durante la segunda guerra mundial inventores alemanes e ingleses produjeron aviones que usan un método similar de propulsión. Werner von Braun tuvo parte activa en la producción del arma alemana V-1.

De su motor grandes masas de gas escapaban en rápida sucesión de cortos estallidos.

Von Braum cientifico aleman

A cada estallido la presión era mayor hacia el frente del motor que hacia atrás, dando a la bomba V-1 un impulso hacia adelante.

Mientras tanto, en Inglaterra, el capitán Whittle inventó el motor de chorro, en el que un chorro continuo de gas da un impulso ininterrumpido hacia adelante.

Motores de este tipo podrían funcionar en el espacio si no necesitaran combinar el oxígeno del aire con su combustible.

Afortunadamente, había todavía otra antigua forma de vuelo que usaba combustible pero no necesitaba oxígeno del aire exterior.

Era el cohete, usado por primera vez en la China hace centenares de años.

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

Cuando el combustible arde dentro de un cohete, la presión es mayor al frente, donde los gases no pueden escapar, que atrás, donde pueden hacerlo, del mismo modo que ocurría en el globo de juguete que tenía el cuello abierto.

De este modo, el cohete da la solución a ambos problemas del vuelo espacial.

Durante la segunda guerra mundial, científicos alemanes, incluyendo a Werner von Braun, produjeron cohetes capaces de volar cientos de kilómetros, en los cuales el combustible líquido ardía con el oxígeno que se había comprimido y almacenado en forma líquida.

Desde entonces los vuelos de cohetes se han desarrollado enormemente, especialmente en Estados Unidos de América y en Rusia.

Muchos cohetes modernos constan de tres partes, y cada una de ellas añade su propia tremenda velocidad a la ya aportada por su predecesora.

Sputnik satelite artificial ruso

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

Tanto Rusia como los Estados Unidos han enviado luego muchos más, y hacia fines de 1960 más de 30 circulaban alrededor de la Tierra.

Un cohete ya ha hecho impacto en la Luna.

Otro ha dado la vuelta alrededor de ella, tomando fotografías del lado hasta entonces nunca visto.

Todavía otro se ha transformado en un diminuto planeta que gira alrededor del Sol.

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

En febrero de 1962, el estadounidense John H. Glenn dio 3 vueltas alrededor de la Tierra en 4 horas 54 minutos.

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

El Descubrimiento del Planeta Neptuno La Influencia de Urano

HISTORIA DEL DESCUBRIMIENTO DE NEPTUNO Y PLUTÓN

Mucha sorpresa causó la revelación de Federico Guillermo Herschel cuando descubrió, en 1781, con la ayuda de un telescopio de fabricación casera, un nuevo planeta, nunca visto antes.

Este famoso astrónomo tuvo siempre para sus observaciones, la colaboración de su hermana Carolina; la lámina del ángulo inferior izquierdo los muestra a ambos trabajando.

Herchell Guillermo astronomo

Urano, que así fue llamado este nuevo planeta, está tan alejado del Sol —a unos 2.991.200.000 km. con un año 84 veces más largo que el nuestro— que las manchas de su superficie no pueden ser apreciadas con claridad.

Tiene algunos cinturones paralelos a su ecuador, de color grisáceo, y parece que está constituido en su mayor parte por el gas metano.

El diámetro de Urano es de 49.700 Km.; está levemente aplanado en los polos y su tiempo de rotación es de unas 10% horas.

Contrariamente a otros planetas, cuyos ejes están algo inclinados con relación a las órbitas, los puntos de su eje están dispuestos casi en la misma dirección que su trayectoria, de manera que muchas veces avanza con un polo adelante.

Otras veces, también, sus polos apuntan hacia la Tierra, de tal forma que podemos ver la totalidad de un hemisferio; algunas veces lo vemos de costado y entonces el aplanamiento del polo es bien evidente.

Seis años después de descubrir a Urano, Herschel vio dos de sus satélites, llamados Titania y Oberón.

Más recientemente se han identificado otros tres, Ariel, Umbriel y Miranda.

Cuando éstos dan la vuelta alrededor del ecuador de Urano, podemos observarlos en la totalidad de su curso; esto no es posible para ningún otro satélite.

También difieren de todos los demás satélites en que giran de este a oeste, en lugar de hacerlo de oeste a este.

Sus distancias a Urano están comprendidas entre 129.000 y 586.500 km.

Están muy alejados para ser medidos, pero tienen probablemente unos pocos cientos de kilómetros de diámetro.

El color azul verdoso de Urano se debe al gas metano presente en su atmósfera fría y clara. Lo que en la imagen parece ser el extremo derecho del planeta es en realidad el límite entre el día y la noche.

Por la forma de girar el planeta, la noche y el día duran 42 años cada uno. Los científicos se formaron esta visión de Urano por las imágenes enviadas por el Voyager 2 en 1986, en un momento en el que la sonda estaba a 9,1 millones de kilómetros del planeta.

Apenas fue descubierto Urano, los matemáticos comenzaron a dibujar su órbita; pero pronto se dieron cuenta de que sus movimientos no concordaban con los cálculos.

Pensaron entonces que debia haber otro planeta, aún más distante del Sol, que lo alejaba de su curso.

De una manera totalmente independiente, dos jóvenes matemáticos, Le Verrier y Adams, se pusieron a la tarea de descubrir este planeta, no por medio del telescopio, sino por puro cálculo.

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

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

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

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

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

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

Finalmente, hallaron que pequeñas diferencias entre las trayectorias calculadas de Urano y Neptuno y sus actuales movimientos hacían posible esa suposición.

Así, en 1905, Percivall Lowell, que era al mismo tiempo astrónomo y matemático, comenzó a probar, por medio de cálculos, la existencia del que llamó «planeta X».

Triunfó en teoría, pero murió antes de que sus resultados pudieran ser confirmados.

No fue sino en 1930 cuando Clyde Tombough, del Observatorio de Flagstaff, en Arizona, anunció que había descubierto el «planeta X».

Examinando fotografías del cielo, vio que lo que había parecido una pequeña estrella era realmente un planeta, que se movía lentamente entre los demás.

Las copias de dos fotografías que llevaron al descubrimiento se muestran en el costado superior derecho de la ilustración; fueron tomadas con tres días de diferencia entre sí y se puede apreciar que la pequeña «estrella» señalada por las flechas de color está ubicada en distintos lugares.

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

Este planeta recientemente descubierto es llamado Plutón, nombre del antiguo dios del averno.

La distancia media que lo separa del Sol es de alrededor de 5.920.000.000 de km. y tarda 249 años para recorrer toda su órbita.

Tan alejado se halla Plutón, que desde su superficie, el Sol aparecería como una gran estrella, según se ve en la parte inferior de la ilustración; pero ese paisaje es imaginario, puesto que poco se conoce de este planeta y ni siquiera se sabe si tiene satélites o no.

Su diámetro, según se cree, es de 4.900 km.

Ver: Sistema Solar Para Niños

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

Enlace Externo:Planeta Neptuno: todo lo que debes saber

Presurizacion en los Aviones :Control de la Presion Interior

PRESURIZACIÓN: CONDICIONES DE PRESIÓN Y TEMPERATURA EN EL INTERIOR DE UN AVIÓN

La presión del aire tiene por causa principal la atracción de la Tierra o, en otras palabras, el peso de la atmósfera.

La presión promedio a nivel del mar es de unos 1,03 Kg./cm2.

Dicho de otro modo, cada centímetro cuadrado de superficie terrestre o marina sufre una presión (en todas direcciones) de una fuerza de alrededor de 1,03 Kg.

Naturalmente, tanto el hombre como los demás animales están acostumbrados a estas presiones, y cualquier alteración pronunciada de ellis les resulta incómoda y hasta dañina.

Las presiones a gran altura son menores que en la superficie de la Tierra, pues el peso del aire también lo es a 7.600 metros sobre el nivel del mar, por ejemplo, la presión promedio del aire es de sólo unos 0,42 Kg./cm2.; a 15.000 metros es de menos de 0,14 Kg./cm2.

Ésta es la razón por la cual los aviones civiles y militares que deben volar a gran altura, necesitan emplear equipos capaces de mantener las faresiones a niveles razonables.

Llamamos presurización de cabina al bombeo activo de aire en la cabina de una aeronave para asegurar la seguridad y confort de los ocupantes.

Es necesario cuando un avión alcanza una altitud importante, ya que la presión atmosférica natural es demasiado baja como para suministrar el suficiente oxígeno a los ocupantes.

Sin la presurización se puede sufrir mal de montaña o incluso una hipoxia, es decir, que una región del cuerpo no recibe el oxígeno adecuado para su funcionamiento.

QUÉ HACE  EL SISTEMA:

En los sistemas de presión de los aviones de chorro, el aire se obtiene mediante una derivación de los compresores de los motores principales.

En los aviones con motores de pistón, es necesario usar un compresor especial.

Se entiende que el fuselaje del avión es hermético, denominándoselo del tipo «cámara de presión» o «cabina estratosférica».

Controlando el flujo de aire que entra y el que sale de la cabina por medio de válvulas autorreguladoras, es posible mantener una presión constante y cómoda para la tripulación y los pasajeros.

Esto es el esquema básico del sistema, pero en realidad los actuales sistemas de presión que usan los últimos modelos de aviones de reacción, sean civiles o militares, son bastante más complicados.

Esta complicación se origina en que no solamente ha de mantenerse dentro de la cabina una presión igual a la que soportamos en la superficie terrestre, sino que, además, el aire que circula y es respirado por los tripulantes o pasajeros debe ser mantenido a una temperatura determinada y a un nivel dado de humedad.

Por lo general la presión mínima tope dentro de la cabina no debe ser menor que la que podría experimentarse en la atmósfera a una altura de 1.800 metros; esto representaría una presión de 0,82 Kg./cm2.

Ésta, como es lógico, debe mantenerse aun en el caso de que el avión esté volando a su máxima altitud.

Sin embargo, debe ser tenido en cuenta que si el aparato, por cualquier razón, debiera ascender o descender bruscamente, también la presión aumentaría o disminuiría con demasiada velocidad.

Esto causaría problemas serios al pasaje.

En todo el automatismo de las válvulas reguladoras de presión se ha tenido muy en cuenta que la presión no debe aumentar a más de 0,015 Kg./cm2. por minuto, ni disminuir a más de 0,025 Kg./cm2. por minuto. Sin embargo, existen aún otros problemas.

La presión atmosférica al nivel del suelo varía de un lugar a otro y con las condiciones del tiempo; por lo tanto es muy importante reajustar la presión de aire dentro de la cabina momentos antes de que el avión aterrice.

Cuando el avión se acerca a su destino, la sección meteorológica del aeropuerto informa a través de la radio de la torre de control todos los datos relativos a las condiciones de presión que prevalecen en esos momentos en tierra.

De acuerdo con ellas, el piloto regula el control de presión de todo el equipo de modo que los dispositivos automáticos vayan modificando la presión existente dentro de la cabina durante el descenso, hasta que, al aterrizar, es igual a la exterior.

El diseño de estos equipos debe ajustarse a lo que disponen las reglamentaciones aéreas internacionales de seguridad, a fin de que aun en el caso poco probable de una avería en alguna parte del sistema de presión, los efectos no sean peligrosos para los pasajeros o la tripulación.

Interior de una Aeronave Comercial

ACONDICIONAMIENTO DEL AIRE

Conjuntamente con el sistema de presión se han desarrollado otros sistemas accesorios para el acondicionamiento del aire en el interior de las cabinas de los aviones; se ha señalado que un tratamiento para la humectación y el desecamiento del aire suministrado a la cabina constituye un factor absolutamente esencial e inseparable de la compresión.

En pocas palabras, el problema puede resumirse de la siguiente forma: en la región subártica, el aire es generalmente frío y seco; en los climas templados prevalece una agradable temperatura media, y en los trópicos el aire es cálido y húmedo.

Estas condiciones normales, por supuesto, están sujetas a variaciones en la práctica, pero, con todo, constituyen una base útil, en realidad la única, para considerar los distintos aspectos del problema que presenta el proyecto de una instalación de aire acondicionado.

Cuando se vuela por regiones muy secas, por las razones que son fáciles de comprender, el aire llega a producir cierto malestar que se manifiesta en forma de sequedad de la garganta y picazón en la piel.

En sentido opuesto, cuando la atmósfera es excesivamente húmeda, todo el interior del avión llega a saturarse, creando condiciones igualmente desagradables.

La compresión por sí sola no modificará la situación; en forma indirecta, puede, en verdad, agravar las condiciones, pues, a gran altura, la frialdad de la atmósfera, aun tratándose de regiones templadas y particularmente en invierno, está propensa a provocar una humedad relativa por debajo del límite inferior aceptable para la comodidad de los pasajeros.

En tales circunstancias, sería necesario humedecer el ambiente.

El tratamiento para la deshidra-tación del aire, difícilmente llegue a ser necesario en las zonas templadas.

No obstante, debe tenerse en cuenta que los aviones atraviesan distintas zonas, pasando de una región climática a la otra.

Por consiguiente, lo ideal consiste en un equipo para el acondicionamiento del aire, capaz de modificar condiciones de temperatura bien extremas.

De paso, es conveniente puntualizar que los sistemas de aire acondicionado no constituyen un accesorio exclusivo de las cabinas de presión; también pueden ser necesarios en el caso de aviones proyectados para operar a alturas moderadas, siempre y cuando estén destinados a servir o atravesar zonas donde prevalezcan temperaturas extremas.

La firma Sir George Godfrey Partners Ltd., fabricante de los compresores de la cabina Marshall especificados para los aviones Tudor I y II, Bristol 167, Hermes, Ambassador, etc., ocupóse durante cierto tiempo de una serie de investigaciones relacionadas con la cuestión del acondicionamiento del aire y en colaboración con otra empresa del Reino Unido, Birlec, Ltd., llegó a proyectar una solución singularmente atractiva para el problema, en forma de unidades normales que se incorporan fácilmente al sistema de aspiración de los aviones.

Fundamentalmente, el proyecto Marshall-Birlec consiste en la interposición de tinidades «humedecedoras» o «secadoras» en el sistema de admisión de aire; el aire se suministra al fuselaje a través de las mismas, recibiendo a su paso el tratamiento requerido por las circunstancias.

En esa forma, el aire llega a la cabina con una agradable humedad relativa.

En otras palabras, cuando el aire que penetra en el avión es demasiado seco, como ocurre con mucha frecuencia, a su paso por las unidades de acondicionamiento, se humedece; si se dan las condiciones opuestas y la atmósfera ambiente está cargada de humedad, al entrar el aire en el acondicionador pasa por las unidades secadoras y se elimina toda humedad superflua.

PELIGROS DEL, VUELO A GRAN ALTURA SIN CABINA DE PRESIÓN

El cuerpo necesita oxígeno para respirar, y a bajas presiones (es decir, a gran altura) hay menos oxígeno pues hay menos aire (más del 20 % del aire es oxigeno).

Sin compresión, las condiciones extremas de baja presión producen peligrosos estados mentales, como excesiva confianza, falta de concentración y reacciones físicas Sftntas^Finalmente puede sobrevenir la muerte.

La presión mínima dentro, de la cabina, como paita aue se mantenga la vida humana, sería lo equivalente a una altura de unos 7.600 metros.

A los 15.000 metros la sangre comienza a hervir. Generalmente se considera que la presión que reina a los 1.800 metros, provee de oxígeno suficiente como para asegurar la comodidad y la seguridad de las personas que viajan en aviones con cabinas de presión.

Los cambios de presión también ocasionan problemas. Variaciones rápidas pueden provocar una peligrosa embolia gaseosa (parálisis o enfermedad de los buzos), producida por burbujas de nitrógeno que se acumulan en la sangre.

Cambios mucho más pequeños pueden afectar los oídos, a causa de las diferencias de presión entre el oído externo y el oído medio; esta molestia puede desaparecer, generalmente, masticando o tragando dulces.

Debe tenerse en cuenta que, en las cabinas de presión, lo importante es la presión que se registre dentro de ellas,  no la  del exterior.

UNIDADES  DE ACONDICIONAMIENTO
DESECACIÓN  DEL AIRE

Las cámaras para la desecación del aire están divididas interiormente en tres secciones por medio de dos membranas perforadas, formando de tal modo una especie de sandwich cuyo relleno está constituido por nueve kilogramos de alúmina activada.

Este último material es una sustancia semejante a la tiza y altamente absorbente, que resulta particularmente aplicable para fines como el que mencionamos, en virtud de que no se rompe al saturarse.

Cuando la cámara de deshidratación llega a humedecerse, se le insufla aire caliente para secarla y en esa forma la alúmina recupera su capacidad de absorción sin mengua alguna.

Esta condición es la que proporciona a las cámaras de aire comprimido una duración ilimitada, y puede afirmarse que el secamiento periódico es prácticamente la única atención que las cámaras requieren durante el servicio.

Una pequeña masa de gelatina, aplicada detrás de una ventanilla de observación, cambia de color conforme con la cantidad de agua absorbida y, por lo tanto, ejerce las funciones de indicador de saturación.

Estas cámaras están controladas automáticamente por un regulador de humedad en la cabina del avión.

Este regulador (humidstat, en inglés) está proyectado de modo que mueva un interruptor de «relé» al llegarse a cada uno de los límites de la escala de «confort», y en esta forma, las válvulas correspondientes son abiertas o cerradas de acuerdo con la conveniencia de cada caso.

ENFRIAMIENTO

El enfriamiento del aire de cabina es también una necesidad, aunque tal vez no tan aguda como la humectación y el secamiento.

Este enfriamiento puede lograrse mediante un sistema indirecto, aplicando el principio del radiador en forma invertida, con CO2 en estado sólido como agente enfriador, o también directamente, haciendo pasar el aire sobre losas de agua congelada.

CALEFACCIÓN

El sistema de calefacción ha sido diseñado para compensar las temperaturas extremas que se encontrarán en todas las latitudes del mundo y en las distintas estaciones del año.

Por tal razón, se ha instalado un refrigerador de aire, de funcionamiento controlable, en los tubos que conducen el aire desde el compresor hacia la cabina, a fin de que el ingeniero de vuelo pueda utilizar o eliminar el calor generado por la compresión

Durante el vuelo, la calefacción puede ser regulada para dar distintos valores de salida de calor.

VENTILACIÓN

La ventilación  se  obtiene mezclando  y  haciendo circular aire puro con partes de aire del interior de la cabina.

Válvulas dobles de descarga, controladas automáticamente ante el ajuste previo establecido por el ingeniero de vuelo,  controlan la presión de la cabina.

Estas válvulas de descarga parten directamente de los laboratorios y de la cocina, a fin de que el olor de la comida no vuelva a entrar en el sistema de circulación de aire.

En la parte inferior del fuselaje se encuentra la conexión para el sistema de aire acondicionado en tierra.

La ventilación y circulación de la atmósfera interior de la cabina pueden mantenerse en forma constante mientras el avión se encuentra en tierra, por medio de una unidad de control de aire acondicionado, para suministrar aire frío o caliente, según las necesidades. En dicha abertura de conexión hay además una toma de aire de ventilación, que puede abrirse durante el vuelo a baja altura en climas cálidos.

SELLADO DE LA CABINA

La cabina es hermética a tal punto que todas las juntas remachadas y todas sus partes están selladas con una composición elástica especial, durante el montaje del avión.

Por otra parte, todas las varillas, tubos y cables de comando o control pasan a través de sellos especiales de presión cuando salen hacia el exterior del fuselaje.

En cuanto a la cúpula transparente para la navegación astronáutica, las ventanas desmontables y la puerta de entrada van selladas por un ingenioso sistema de tubos de goma inflables.

FUNCIONAMIENTO GENERAL

Se ha descrito a grandes rasgos, su funcionamiento: el aire de cada uno de los compresores de los motores de chorro pasa, a través de válvulas de retroceso, a controles de flujo (caudal) que regulan la cantidad de aire que entra al sistema.

De aquí, y luego de pasar por unos intercambiadores de calor que lo enfrían, el aire que viene de los motores se reúne en la linea principal de alimentación (una cañería).

Aquí es posible enfriarlo aún más, o, de ser necesario, secarlo en el evaporador de un sistema de refrigeración.

Si, en cambio, el contenido de humedad es bajo, se lo puede aumentar pasándolo por un humedecedor. Una vez hecho esto, el aire tiene una temperatura, presión y humedad correctas, y ya puede ser enviado a la cabina.

A fin de que el aire de la cabina se mantenga fresco, debe ser renovado constantemente, evacuándolo a la misma velocidad con que se lo introduce.

Cerca de la mitad del aire pasa, de nuevo, una vez usado, a la línea principal, para repetir el ciclo, y el resto se envía al exterior a través de las válvulas de descarga.

Aparte de este sistema principal, hay otros que proveen aire para usos especiales.

Se puede tomar aire caliente corriente arriba de la unidad evaporadora y desviarlo hacia el parabrisas de la cabina de comando, para evitar que se empañe.

Se pueden enviar pequeñas cantidades de aire frío a la cabina de pasajeros, por medio de toberas controlables individualmente ubicadas a la altura de la cabeza, a fin de refrescarlos durante el viaje.

Un sistema de control de la temperatura, gobernado por termostatos ubicados en la cabina, opera válvulas que pueden permitir que una parte del aire provisto se derive a los intercambiadores de calor o los evaporadores, para asegurar que la temperatura dentro de la cabina se mantenga siempre constante.

Otra parte importante del sistema de presion es la válvula de descarga, una derivación mediante la cual, en una emergencia , es posible hacer bajar rápidamente la presión del interior de la aeronave.

Concepto de Presurizar

Fuente Consultada:
Enciclopedia de la Ciencia y La Tecnología N° 21 – La Presión Interna de los Aviones –

Historia del Descubrimiento de los Planetas del Sistema Solar

HISTORIA DEL DESCUBRIMIENTO Y OBSERVACION DE LOS PLANETAS DEL SISTEMA SOLAR

Para los primeros observadores terrestres, era evidente que la Tierra estaba en el centro del universo.

La Luna giraba alrededor de la Tierra cada 28 días. La Tierra era el centro de su órbita.

Aparentemente, el Sol tardaba 365 días en dar la vuelta alrededor de la Tierra.

Se puede argumentar fácilmente que el resultado habría sido el mismo si el Sol estuviese quieto y la Tierra girase a su alrededor; pero la mayoría de los astrónomos prefería creer que la Tierra ocupaba el lugar más importante, en el centro.

Además de la Luna y la Tierra, parecían existir otros objetos relucientes, que se movían en el fondo formado por las estrellas fijas. Se los denominó planetas, o sea caminantes.

Su movimiento resultaba muy complejo. Mercurio y Venus, los dos planetas interiores, parecían oscilar alrededor del Sol, con la oscilación al oeste,(con respecto al Sol) más rápida que la del este.

Cuando el planeta se halla al este del Sol, se pone después que él y es una estrella vespertina.

Cuando está al oeste, «sale» antes que el Sol y es una estrella matutina.

Según se cree, Pitágoras (572-492 a. de C.) fue el primero en darse cuenta de que estas «dos» estrellas eran la misma.

Marte y los otros dos planetas gigantes, Júpiter y Saturno, se conocían también.

Antiguo sistema solar de Tolomeo

sistema geocentrico

Sistema Geocentrico

Parecía que los planetas seguían órbitas planas, con curvas o vueltas.

Cada noche salían antes que la anterior y se movían en el cielo a velocidades variables. Su comportamiento peculiar mostraba que los planetas diferían de la Luna y del Sol, así como de las estrellas.

Los astrónomos tardaron mucho tiempo en construir una imagen del universo. Tolomeo, en el siglo n de nuestra Era, explicó los movimientos de los planetas, suponiendo que cada uno, al igual que el Sol, giraba en órbitas circulares alrededor de la Tierra, una vez por año. Pero los planetas se mueven en pequeños círculos alrededor de otro círculo. Estos se llaman epiciclos.

Concepto de Epiciclo de un Planeta

Aunque la teoría de Tolomeo se aceptó durante más de mil años, otros astrónomos anteriores, como Aristarco, habían propuesto un modelo de universo donde el Sol era el centro (heliocéntrico).

Esta teoría fue extendida, en el siglo XVI, por un astrónomo polaco, Nicolaus Koppernigk, conocido como Copérnico.

Éste completó las tablas de los movimientos planetarios y observó que se explicaban fácilmente, si se suponía que el Sol estaba en su centro.

Pensó que las órbitas eran perfectamente circulares, pero tuvo problemas, porque los planetas no se mueven en sus órbitas a velocidades constantes.

Después, Juan Kepler (1571-1630) demostró que esto era debido a que las órbitas no son perfectamente circulares, sino elípticas.

Galileo (1564-1642) mantuvo las teorías de Copérnico.

Fue uno de los primeros astrónomos que usó el telescopio (aparato que inventó Hans Lippershey, en Middleberg, en 1608).

Galileo hizo su propia adaptación del telescopio.

Con ella realizó importantes observaciones, en apoyo de las teorías copernicanas.

Si la Tierra estuviera en el centro del sistema, resultaría que el planeta Venus, siguiendo sus epiciclos entre la Tierra y el Sol, sólo se vería como un delgado cuarto creciente.

La parte iluminada por el Sol sería invisible para los observadores de la Tierra.

Sin embargo, Galileo demostró que Venus puede verse en todas sus fases, desde un disco entero hasta un pequeño cuarto.

Además, el tamaño de Venus parece cambiar Galileo pensó que esto sólo sería explicado si Venus girase entre el Sol y la Tierra y siendo aquél el centro del universo.

Galileo descubrió también las lunas de Júpiter.

Fue la primera vez que se obse: una luna distinta a la de la Tierra.

A través de su telescopio, vio las cuatro lunas más brillantes de Júpiter, Todas giraban alrededor del planeta.

También advirtió una estrecha relación entre el modo en que los planetas se mueven alrededor del Sol y el modo en que las lunas de Júpiter lo hacen alrededor de éste.

Comenzó a observar a Saturno de cerca.

Su aspecto variaba sensiblemente de año en año.

Galileo lo examinó en 1610 y parecían tres planetas unidos; dos años después volvió a verlo como uno solo. Esto le resultó incomprensible.

El holandés Húygens se dio cuenta de que Galileo» no había observado la existencia de un sistema de anillos.

Éstos se encuentran rodeando el ecuador de Saturno y, cuando el planeta se mueve en su órbita, pueden verse desde distintos ángulos.

¿Por qué todos los planetas deben moverse alrededor del Sol?

Según las teorías heliocéntricas, las órbitas de los planetas eran más sencillas; pero hasta el momento en que Newton expuso sus teorías, no hubo evidencia física para rechazar el sistema geocéntrico.

Newton (1642-1727) demostró que las fuerzas gravitatorias existentes entre los cuerpos pesados los mantienen en sus órbitas.

Los planetas se mueven alrededor del cuerpo más pesado, que será el que ejerza una mayor fuerza de atracción. Este cuerpo es el Sol.

Seis de los planetas solares —Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter y Saturno— no han sido propiamente descubiertos, puesto que eran conocidos en la antigüedad.

El séptimo planeta es Urano, débilmente visible a simple vista pero, a pesar de esto, no descubierto hasta 1781.

William Herschel estaba llevando a cabo una investigación sistemática del cielo. Entonces observó un cuerpo de contorno discoideo; pensó que debía tratarse de un planeta y midió el diámetro del disco.

Durante varias noches observó el movimiento del planeta, anotando cuidadosamente los cambios de posición.

Luego examinó los datos de los observadores anteriores y comprendió que habían registrado el mismo astro desde cien años antes.

Un astrónomo, llamado Lemonnier, había visto el planeta ocho veces en un mes; pero pensó que se trataba de una estrella.

Algunas de estas observaciones estaban escritas en la tapa de una polvera.

Nadie se había dado cuenta de que se trataba de un planeta.

Con ayuda de estas notas, Herschel pudo determinar la órbita de Urano. Herschel descubrió dos lunas más de Júpiter y seis lunas en Urano.

Sin embargo, hoy se sabe que Urano sólo tiene cinco lunas; cuatro de las descubiertas por Herschel son estrellas débiles.

Hasta 1800, Urano se comportó de una manera prevista, pero, a partir de dicho año, el planeta comenzó a apartarse de las órbitas señaladas ppr las leyes gravitatorias. Se sabía que las órbitas de los planetas interiores eran perturbadas cuando otro planeta pasaba por sus cercanías,

En 1841, John Couch Adams expuso la teoría de que los cambios en la órbita de Urano podían ser debidos a la atracción de un planeta más lejano; pero esta teoría no se tomó en cuenta.

Después, en 1845, el astrónomo francés Leverrier, trabajando independientemente, estudió con atención la órbita de Urano. Parte de la distorsión podía atribuirse a Júpiter y a Saturno, pero, además, había otra causa de la perturbación.

Leverrier calculó la posición y el tamaño del planeta que podría causar la distorsión restante. Solicitó al astrónomo alemán Galle que observara el planeta, que fue descubierto aquella misma noche, denominándoselo Neptuno.

Incluso la existencia de Neptuno no explicaba del todo la distorsión de la órbita de Urano.

El movimiento de éste mostraba un comportamiento raro, que debía ser causado por un cuerpo desconocido.

Muchos astrónomos, especialmente William Pickering y Percival Lowell, calcularon la órbita de un planeta más externo, el noveno en el sistema solar; pero no fue encontrado hasta 1931, en que la imagen de Plutón se percibió en una placa fotográfica, una de las muchas que se impresionan en la búsqueda sistemática de los planos de las órbitas planetarias.

Fue descubierto por Clyde Tombaugh, que trabajaba en el antiguo observatorio de Lowell, 14 años después de la muerte de éste.

Plutón resultó ser más pequeño y menos visible de lo que se esperaba.

Es posible que haya algún planeta más externo perturbando las órbitas de los otros; pero, hasta la fecha, no se lo ha descubierto.

Con la construcción de telescopios más potentes, los planetas se fueron conociendo con más exactitud. Se sabe poco de la superficie de Mercurio, porque siempre se encuentra muy próximo al Sol.

La superficie de Venus está cubierta por un velo de niebla. Lowell hizo mapas detallados de la superficie de Marte; pero la mayor parte del detalle era obra más de la deducción que de la observación.

Júpiter y Saturno se encuentran envueltos en una nube de amoníaco y metano.

Se cree que la situación de Urano y Neptuno es similar, y se conoce muy poco de Plutón.

Los radiotelescopios están resultando muy útiles en la exploración de los detalles superficiales de los planetas envueltos en nubes.

Las ondas de radio pueden penetrar a través de las nubes, pero las ondas luminosas no.

Una información más extensa se obtendrá de las pruebas espaciales.

Los nueve planetas brillantes forman la mayor parte del sistema solar. Sus órbitas son casi circulares y, a excepción de Pintón, se encuentran casi en el mismo plano.

Además, el sistema solar contiene otras tres clases de cuerpos. Los más grandes son los «asteroides» y los «meteoritos».

Las dimensiones de los asteroides y meteoritos oscilan entre unos centímetros y cientos de kilómetros. La mayoría de los asteroides tiene órbitas casi circulares o elípticas, situadas entre las de Marte y Júpiter.

El primero de ellos, Ceres, fue descubierta en 1801; varios otros fueron descubiertos poco después. Los asteroides son fragmentos rocosos. También le son tos meteoritos, que pueden chocar casualmente con la superficie de le Tierra.

El primer meteorito registrado cayó en China, en el año 644 a. de C. Se piensa que el 30 % de la claridad del cielo, cuando no hay luna, se debe a pequeñas partículas similares, que reflejan la luz del Sol, Se trata de la «luz zodiacal».

Los «cometas» y las «estrellas fugaces» están compuestos de pequeñas partículas sólidas,, rodeadas de una capa de gas.

Los «rayos cósmicos» constituyen un tercer tipo de materia interplanetaria. Son partículas atómicas, en su mayoría «protones», originadas en el sistema solar o en su exterior.

Ver Una Lámina del Sistema Solar

Esta sonda tomará las que está previsto que sean las mejores imágenes de Plutón nunca conseguidas, así como numerosos datos de la composición de la atmósfera gracias a los instrumentos que lleva a bordo.

El paso cerca de Plutón se alargará una semana más y luego seguirá alejándose del planeta enano, pues no orbitará ante su incapacidad de detener la altísima velocidad que le ha permitido llegar en «solo» diez años hasta allí.

Fuente Consultada:
Enciclopedia de la Ciencia y La Tecnología N° 106 – Los Planeta –

Enlace Externo: Descubrimiento de Urano

Historia del Telescopio – Inventor y Primeras Observaciones Historia

HISTORIA DEL TELESCOPIO: SU INVENTOR Y LAS PRIMERAS OBSERVACIONES

ORIGEN DEL INVENTO:

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

La invención del telescopio y, más aún, el descubrimiento de los principios de óptica en los cuales se funda, constituyen todavía un verdadero misterio.

Sin embargo, las investigaciones actuales revelan que los fundamentos de los aparatos destinados a «ver de lejos» eran ya conocidos durante el siglo XIII; por otra parte, se sabe que algunos científicos ingleses utilizaban telescopios a finales de la década de 1570.

De todos modos, la primera patente de un aparato de este tipo no aparece hasta el año 1608, en los Países Bajos, donde Hans Lippershey construyó uno para obtenerla.

De acuerdo con el punto de vista actual, los primeros telescopios eran extremadamente elementales aunque, de hecho, estimularon la construcción de otros.

Condujeron a que, un año después, Galileo, en Italia, elaborara lentes para su uso particular según un diseño propio.

En enero de 1610, el citado científico italiano había construido ya un aparato de 30 aumentos.

Gracias al cual obtuvo grandes éxitos en el estudio del firmamento, hecho que, a su vez, favoreció la difusión a nivel europeo del telescopio.

La primera patente de un telescopio aparece hasta el año 1608, en los Países Bajos, donde Hans Lippershey construyó uno para obtenerla.

El descubrimiento en 608 fue por accidente. Hans Lippershey (1590-1619) un anteojero holandés, tenía un ayudante que jugaba con los lentes durante sus momento de ocio, y descubrió que si sostenía dos lentes, delante de sus ojos, a una cierta distancia de la otra, y miraba a través de ellas, veía el campanario de una iglesia situada a lo lejos como si estuviera considerablemente más cerca, y además invertida.

Hans Lippershey (1590-1619)

Asustado, se lo contó a su patrón, el cual de inmediato captó la importancia del descubrimiento.

Lippershey montó las lentes en un tubo, colocándolas a la distancia adecuada entre sí, y logró el primer telescopio primitivo (de las palabras griegas que significan «ver lejos»).

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

Así se lo explicó a Mauricio de Nassau, quien le comprendió y trató de mantener en secreto las características del dispositivo.

Este propósito fracasó, sin embargo, pues los rumores se extendieron, y el aparato era demasiado sencillo para no ser reconstruido en seguida.

La astronomía óptica emplea, para captar la luz, dos tipos de instrumentos: el anteojo (o telescopio refractor) y el telescopio reflector, o telescopio propiamente dicho.

Consisten básicamente en un tubo provisto en uno de sus extremos (el que apunta al cielo) de un objetivo y, en el otro (próximo al ojo del observador), de un ocular.

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

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

Las dimensiones del objetivo determinan las posibilidades máximas del instrumento: la energía, o luz, recogida está en función de su superficie colectora.

Mientras que de su diámetro depende su aptitud para separar dos fuentes luminosas angularmente próximas (poder separador), o distancia angular mínima entre dos puntos objeto que permita obtener imágenes separadas.

Los telescopios de Galileo tenían un campo de visión reducido, pero Kepler sugirió la forma de mejorarlos, la cual fue adoptada por Scheiner.

Este los hizo de modo que proyectasen la imagen del Sol y así permitían estudiar su movimiento de rotación y las manchas solares.

UN POCO DE HISTORIA…

Los Descubrimientos de Galileo Galilei

El científico italiano Galileo Galilei , debido a su formación técnica, pudo entender mejor que Lippershey el principio de funcionamiento este tipo de lente, por lo que pudo construir uno de mayor aumento (30x) y que le permitió observar algunos satélites de Júpiter y los novedosos cráteres de la «perfecta» Luna.

Entre otras observaciones futuras, Galileo pudo estudiar Saturnos y sus anillos y las fases del planeta Venus.

Telescopio de Galileo

El mayor de los telescopios de Galileo aumentaba en treinta veces la imagen, pero era muy imperfecto.

Desde entonces la astronomía recibió un extraordinario impulso de notables científicos vinculados al desarrollo de lentes y telescopios, que son la base de los modernos instrumentos de nuestros días.

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

Para ello usa una forma de expresarse sumamente distinta al utilizada hasta el momento, a los efectos que sea comprendida por todos los curiosos de su época, consiguiendo que este libro se convienta en una especie de best sellers del momento.

La novedad de esta información, no fue por su originalidad, pues ya otros científicos de su época habían también enfocado el firmamento nocturno, sino que fue el primero en publicar sus observaciones

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

En una carta muy amable y elogiosa contestó Kepler a Galileo, rogándole que le prestara un telescopio para repetir las observaciones y ofreciéndole ser su escudero.

Galileo no sólo no le prestó el telescopio sino que ni siquiera le contestó su carta.

Galileo Galilei

En el año 1609, el físico y astrónomo italiano Galileo Galilei recibió, según dice él mismo, noticias del extraordinario invento holandés.

Como no se sabía nada de su construcción, Galileo se puso a meditar sobre el acerca de su construccn tema y tuvo la satisfacción de construir un primer anteojo que aumentaba en tres veces el tamaño de los objetos.

Inmediatamente construyó anteojos con los cuales descubrió cráteres en la Luna, las fases de Venus, las manchas del Sol y los s liles de Júpiter.

También especie de «orejas» que luego serían identificadas como los anillos que orbitan a Saturno.

En 1611, Galileo muy entusiasmado con sus logros, decide avanzar, y dar un paso importante, mostrando su telescopio en Roma a las mayores autoridades eclesiásticas.

Fue muy bien recibido, atendido con una importante cena en su honor y escuchado.

Galileo apuntó su equipo hacia el cielo y los invitó a observar, tratando de explicar el nuevo fenómeno que veían por ese misterioso tubo.

Observaron a Júpiter con sus satélites.

Más tarde desmanteló el telescopio para que todos pudieran ver las dos lentes que lo formaban.

A este instrumento le habían dado el nombre en latín de perspicillum o instrumentum, pero se dice que el nombre de telescopio fue dado por un principe de la zona conocido como Cesi, quien creo el nuevo nobre de telescopio.

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

De vuelta a su Padua, en 1611 siguió estudiando los astros celeste. Decidió estudiar el Sol, pero debió ingeniarse una pantalla para evitar lastimarse la vista con la fuerte energía lumínica con que nos abraza.

Pudo descubrir las manchas solares y también su periódo de rotación.

En 1615 un teólogo romano conservador expresó la opinión de que la concepción copernicana debía tratarse como una hipótesis, pues contradecía a la palabra de la Biblia. Galileo insistió en que era real.

En el edicto de 1616 el Santo Oficio puso el De revolutionibus orbium coelestium de Copérnico en el índice de libros prohibidos y ordenó a Galileo que no siguiera defendiendo a Copérnico so pena de ser encarcelado.

Galileo se daba cuenta que tarde o temprano el papa se moriría. Pocos años después se cumplieron sus expectativas y su viejo amigo Maffeo Barberini, que tantas veces le había defendido, fue elegido papa.

Pero el poder absoluto corrompió a Barberini tan absolutamente que cuando los pájaros del Vaticano interrumpieron sus pensamientos hizo envenenarlos. Barberini —ahora el papa Urbano VIII— confirmó el edicto de 1616.

Galileo se mantuvo en las suyas.

Durante seis años, animado por su amistad con el papa, trabajó en un libro titulado Diálogos sobre los dos máximos sistemas del mundo.

Allí siguió lo legislado al pie de la letra; presentaba sus ideas como una hipótesis que explicaba un personaje llamado Salviati.

El punto de vista de la Iglesia estaba representado por un personaje llamado Simplicio.

El insulto era intencionado y se percibió.

En 1632 se prohibía el libro.

Al año siguiente Galileo fue procesado por la Inquisición.

Negó que creyera en el sistema copernicano, se derrumbó en todos los sentidos y se le ofreció firmar una confesión donde afirmaba:

«El Santo Oficio me ha considerado vehementemente sospechoso de herejía; es decir, de haber sostenido y creído que el Sol es el centro del mundo e inmóvil, y que la Tierra no es el centro y se mueve».

Se puso de rodillas, leyó el texto en voz alta y lo firmó.

La leyenda dice que entonces susurró:

«Eppur si muove» («Sin embargo, se mueve»).

Esta historia no es cierta, escribe el físico George Gamow, «y sólo ha dado pie a una vieja anécdota según la cual Galileo estaba observando el rabo que meneaba el perro de un amigo que entró, por equivocación, en el Santo Oficio de la Iglesia».

Sin embargo, si Galileo no reaccionó de este modo, hubiera debido hacerlo. Algunas leyendas merecen la pena ser perpetuadas.

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

Galileo pasó el resto de su vida confinado en su villa próxima a Florencia (donde lo visitó una vez John Miltón).

Hasta su muerte, su hija la hermana María Celeste lo cuido. (Un accidente geográfico de Venus lleva el nombre ella).

Durante este periodo, Galileo se quedó ciego, probablemente a consecuencia de mirar el Sol.

Pero no todos los placeres le fueron negados; hasta su muerte en 1642 tocó el laúd, habilidad que había aprendido de su padre.

ALGO MAS SOBRE LOS TELESCOPIOS ASTRONÓMICOS

• ►REFLECTORES Y REFRACTORES

5e pueden distinguir dos tipos principales de telescopios: refractores (o de lentes) y reflectores (o de espejos).

Estos dos tipos combinados constituyen los instrumentos más recientes, como el telescopio de Maksutov.

Las imágenes producidas por los telescopios reflectores están libres del efeto de aberración cromática, lo cual, para ciertos tipos de trabajos, constituye una clara ventaja respecto de los refractores ; pero, por otra parte, esos últimos no presentan los efectos de difracción producirdos en los soportes del segundo espejo de los telescopios reflectores, aunque estos efectos no constituyen necesariamente un obstáculo de importancia.

El telescopio refractor suele ser más conocido; su principio es análogo al que se aplica en la construcción de catalejos, binoculares y anteojos de teatro.

La luz procedente del objeto que se observa entra en el aparato a través de la lente objetivo.

El objetivo de los telescopios se construye casi siempre corregido, para evitar la aberración cromática (o sea el defecto que suelen presentar muchas lentes que producen la aparición de franjas con los colores del el arco iris).

Hay alguna excepción a este respecto, particularmente en campo de la astronomía solar, pero estos casos caen fueza de nuestra atención en este momento.

La luz se refracta al atravesar el objetivo, es decir, se desvía; la magnitud de a desviación depende de la curvatura de la lente objetivo.

Para una lente dada, la desviación proyecta la imagen del objeto en un punto invertida, del mismo modo que lo está la imagen formada sobre la película por la lente de una cámara fotográfica.

Si colocamos una placa fotográfica hemos trasformado el telescopio en una cámara fotográfica, y así se lo usa para fotografiar los astros.

En esta época de reflectores gigantes quizá resulte sorprendente saber que tales instrumentos son, por así decirlo, unos recién llegados.

El principio en el que se basan es conocido desde hace más de doscientos años, pero los trabajos para su adaptación práctica sufrieron durante largo tiempo toda una serie de reveses técnicos.

Hoy día, los telescopios más grandes son invariablemente del tipo reflector.

No parece aventurado afirmar que será muy difícil mejorar el refractor, con un objetivo de más de un metro de diámetro, del observatorio Yerkes, en Williams Bay, Wisconsin.

Las razones para esta afirmación son varias y bien fundadas.

En primer lugar, el moldear un disco de vidrio de grandes dimensiones es una tarea que requiere pericia extraordinaria y que origina gastos cuantiosos, y, desde luego, es incomparablemente más difícil obtener un gran disco de vidrio ópticamente puro, adecuado para la elaboración de una lente, que el necesario para formar un espejo.

El grosor de una lente aumenta con su diámetro, lo que significa un aumento en la cantidad de luz que es absorbida por el vidrio —lo cual, se comprende fácilmente, es un inconveniente para el astrónomo—.

Pero, además, es necesario que la lente, bien centrada, esté sostenida en el extremo del tubo telescópico; un disco de vidrio macizo, sostenido sólo por sus bordes, tiende a deformarse por la acción de su propio peso (la lente del observatorio Yerkes pesa más de 225 Kg.), y cualquier imperfección tiene consecuencias catastróficas sobre la calidad de la imagen formada por la lente.

Estos problemas no se presentan en el caso del telescopio reflector.

Para construir un espejo no es esencial la purezaóptica del vidrio, con tal de que la superficie que va a ser trabajada ópticamente reúna ciertas condiciones.

La diferencia fundamental entre los dos sistemas es ésta: en un refractor la luz pasa a través de la lente, lo que exige una gran pureza óptica; en un reflector la luz se refleja en la superficie de un espejo, sin que resulte afectada por la calidad del vidrio.

Corte de un telescopio refractor

corte de un telescopio refractor

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

En el telescopio reflector de Newton.

La luz que entra por el tubo del telescopio incide sobre la superficie del espejo, al que se ha dado, con gran precisión, una forma parabólica.

Esta superficie está formada por una capa muy fina de plata, o de aluminio (actualmente se prefiere el aluminio, porque la plata se deteriora muy rápidamente por la acción de distintas impurezas presentes en la atmósfera).

Esquema de un telescopio refractor

Corte de un telescopio reflector

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

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

De este modo la imagen es examinada con el ocular C en una dirección perpendicular a la de la luz enfocada por el aparato.

Este tipo de reflector tiene gran aceptación entre los aficionados, por su sencillez. Sin embargo, los grandes instrumentos modernos no se sujetan exactamente a este esquema; incorporando el sistema óptico de Cassegrain se consigue una mayor versatilidad.

En el sistema de Cassegrain se reemplaza por un espejo convexo el pequeño espejo secundario B, y se practica un orificio en el espejo primario para permitir la observación de la imagen.

Así, imagen y ocular se sitúan detrás del espejo principal, lo que proporciona varias ventajas, siendo la más importante la posibilidad de replegar la distancia focal, lo que permite reducir las dimensiones del tubo telescópico, con lo que el instrumento resulta más manejable.

corte de un telescopio sistema cassagrain

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

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

Evolución de la Observacion del Espacio Historia

Evolución de la Observación del Espacio

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

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

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

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

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

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

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

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

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

1608: El óptico holandés Hans Lippershey inventa el telescopio.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

1970: Se lanza el primer satélite de rayos X.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

El Gran Telecsopio que será construído en Chile

Fuente Consultada:
El Universo Para Curiosos Nancy Hathaway

Los Telescopios Mas Importantes del Mundo Medidas y Ubicación

Los Telescopios Mas Importantes del Mundo: Medidas y Ubicación

TELESCOPIOS REFRACTORES Y REFLECTORES:

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

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

Las radiaciones procedentes del espacio son, en verdad, las únicas fuentes de información de que disponen los astrónomos para bosquejar su esquema del universo.

Dichas radiaciones nos llegan en tres formas distintas: luz, calor y ondas radioeléctricas.

Observamos y medimos la luz y el calor con los telescopios ópticos, y las ondas radioeléctricas mediante los radiotelescopios.

Los dos principales telescopios ópticos son el telescopio refractor y el reflector. Ambos recogen la luz proveniente de objetos distantes y la concentran para formar una pequeña imagen.

En los dos instrumentos la imagen es aumentada luego mediante un ocular.

► Telescopio refractor:

El tipo de telescopio que nos es más familiar es el refractor, con una gran lente en su parte anterior.

Esta lente frontal, llamada objetivo por encontrarse más cercana del objeto a observar, recoge la luz y la desvia o refracta hacia el foco.

Este principio parece bastante sencillo, pero el llevarlo a la práctica no lo es tanto.

La razón de ello estriba en que nadie ha diseñado aún una lente que desvíe todos los colores por igual. La luz violeta y la azul son más desviadas que la luz roja.

Por lo tanto si utilizamos una sola lente como objetivo de un telescopio refractor, dicha lente lleva los rayos luminosos de los distintos colores a diferentes focos y vemos una imagen rebordeada por una coloración borrosa.

En los primeros años del telescopio, los astrónomos encontraron en este Icnómeno un gran inconveniente cuando intentaron efectuar observaciones y mediciones de precisión.

Sin embargo, en 1733, un inglés, Chester Moor Hall, que se había dedicado al estudio óptico del ojo humano como pasatiempo, encontró la forma de eliminar dicho inconveniente y mejoró notablemente la calidad de la observación.

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

► Telescopio Reflector:

Otra forma de resolver este problema de la colora ción de los bordes.

Si concentramos la luz mediante un espejo cóncavo, en vez de utilizar un objetivo de cristal, podemos dar por resueltos todos los problemas que se plantean al emplear lentes.

El espejo cóncavo nos enviará todos los colores hacia el mismo foco, y aunque todavía debemos recurrir a un ocular construido con lentes, es posible diseñarlo de tal forma que no se produzca ningún efecto de coloración.

En este aspecto, por lo menos, el telescopio reflector con su gran espejo cóncavo es preferible al telescopio refractor con sus grandes lentes.

En tiempos de Isaac Newton no había lentes acromáticas. Para soslayar el problema que representaba el contorno coloreado, construyó un telescopio que tenía un espejo cóncavo en lugar de una lente.

El espejo cóncavo enfocaba la luz de una estrella y la dirigía hacia un espejo plano inclinado, el cual a su vez reflejaba la imagen de la estrella hacia un ocular situado al lado.

TABLA CON LOS PRINCIPALES TELESCOPIOS DEL MUNDO

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

• ►Historia y Construcción del Gran Telescopio en Monte Palomar

ESTÁ EN CONTRUCCIÓN UN NUEVO Y GRAN TELESCOPIO EN CHILE

Comenzó a cosntruirse el telescopio mas grande del mundo, llamado el «telescopio de treinta metros», que se llama así por los 30 metros de diámetro que tiene su espejo principal, es el resultado de la colaboración entre universidades e instituciones de Estados Unidos, Canadá, China, India y Japón y cuenta con una inversión de 1.400 millones de dólares.

En total, tendrá 100 metros de ancho y 492 espejos hexagonales que le darán una resolución diez veces mayor a la que actualmente ofrece el Hubble, de la NASA, lo que sin duda lo convertirá en una de las herramientas más poderosas para explorar el universo. Se espera esté listo para el año 2022.

Ampliación: Principales telescopios en uso en el mundo

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

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

Observatorio de Yerkes

La montura para este telescopio fue construida en el año de 1890 por la compañía Warner and Swasey.

Algunas experiencias recientes muy desagradables con las bajas temperaturas en las montañas hicieron que se tomara la decisión de colocar el observatorio a 129 kilómetros al noroeste de Chicago, en un lugar con una altura de tan sólo 75 metros sobre el nivel del mar.

El objetivo de este telescopio fue construido por Alvan Clark en 1985.

Las lentes solas pesaban 225 kilogramos sin su montadura, a pesar de haberse construido con un grueso excepcionalmente pequeño, a fin de hacerlas tan ligeras como fuera posible.

El 21 de mayo de 1897 hicieron la primera observación tres astrónomos, entre los que se encontraba Hale.

Según palabras del mismo Hale, con este telescopio fue posible ver detalles lunares y planetarios que nunca antes habían sido observados.

Otro telescopio refractor históricamente muy importante, construido antes que el de Yerkes, es el del observatorio de Lick, construído también por Clark en 1888 y apoyado económicamente por James Lick, quien murió en 1879, antes de que fuera terminado el proyecto.

El observatorio de Lick se instaló en el Monte Hamilton, en Santa Clara, California.

Este telescopio tenía un objetivo de 90 centímetros de diámetro.

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

El telescopio reflector de 6 metros de abertura de la Academia de Ciencias de la URSS se comenzó a construir en el año de 1960.

Después de muchos estudios para encontrar un buen lugar de observación, se instaló en el monte Semirodniki, a una altura de 2 070 metros al norte de la cordillera caucásica.

El trabajo en la construcción se inició en 1966 y comenzó a funcionar aproximadamente 10 años después.

Este inmenso telescopio es hasta la fecha el mayor del mundo y quizá lo sea por mucho tiempo más, pues los problemas prácticos que tiene un telescopio de este tamaño son formidables.

El espejo primario de este telescopio es de vidrio borosilicato (equivalente al Pyrex).

La parte posterior del espejo es de forma convexa, a fin de que el espejo tenga un grueso aproximadamente constante y con ello minimizar las distorsiones térmicas.

La montura de este telescopio es de tipo altazimut, ya que una ecuatorial de estas dimensiones sería imposible de construir sin que tuviera muy serios problemas de flexiones mecánicas.

La montura altazimut tiene menos problemas de flexiones, pero a cambio de ello la compensación por el movimiento diurno de las estrellas tiene que hacerse moviendo en forma alineal muy complicada los dos ejes, al mismo tiempo que se gira también el portaplacas fotográfico.

Todo esto se hace simultáneamente con motores independientes, controlados por medio de una computadora.

El telescopio de 5 metros de abertura de monte Palomar fue el más grande del mundo durante casi tres décadas.

Cuando se concibió la idea se pensó que era un gran proyecto que requería mucha planeación y esfuerzo.

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

Uno de los detalles técnicos más importantes era la selección del material para el espejo.

Se sugirieron muchos materiales, pero finalmente se decidió utilizar cuarzo fundido, con vidrio Pyrex como alternativa.

Varios fracasos en los intentos para fundir el bloque de cuarzo del diámetro requerido hizo que la selección final fuera Pyrex.

El coeficiente de expansión del Pyrex es casi cinco veces mayor que el del cuarzo fundido, pero una tercera parte que el del vidrio común.

Aumentando el contenido de cuarzo en el Pyrex se logró que el coeficiente de expansión fuera sólo tres veces superior al del cuarzo.

Se fundieron en la compañía Corning Glass, en el estado de Nueva York, dos bloques de Pyrex de 5 metros de diámetro, el primero de marzo de 1934, con la presencia de un gran número de observadores.

El tanque donde se estaba fundiendo el vidrio se colocó dentro de un gran horno.

Las 65 toneladas de vidrio se vaciaron durante 15 días en forma continua.

Después, tomó otros 16 días llegar a la temperatura de fusión de 1575 °C.

Luego se comenzó a pasar el vidrio fundido del tanque al molde final en crisoles de 300 kilogramos a la vez.

El enfriado hasta 800 °C se hizo en cuatro semanas, 10 veces más rápido de lo previsto.

Al examinar la pieza final se detectaron tensiones y pequeñas fracturas internas, por lo que se intentó fundir un segundo bloque.

Se pensó que el enfriado debía hacerse en 10 meses.

Cuando ya habían transcurrido siete meses se desbordó el río Chemung, pero se logró con gran esfuerzo que el agua no llegara al horno.

Un mes después hubo un gran temblor, que por fortuna no causó ningún daño.

Finalmente, en 1935 se trasladó en un tren especialmente acondicionado el gran bloque de vidrio, de Corning, Nueva York a Pasadena, Cal., adonde llegó en perfectas condiciones.

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

El proceso de generar la curvatura deseada significaba profundizar en el centro casi 10 centímetros, desbastando casi cinco toneladas de vidrio.

El segundo paso fue afinar la superficie hasta darle forma esférica, por medio de un proceso de esmerilado con granos de esmeril cada vez más finos.

Después, antes de pulir, se emplearon tres meses en lograr una buena limpieza sin granos de esmeril, tanto del espejo como de la máquina.

En el proceso final de pulido y parabolizado se utilizaron 31 toneladas de abrasivos y casi 10 años.

Se consideró listo para ser probado en noviembre de 1947.

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

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

Uno de los espejos era de Cervit y el otro de cuarzo fundido, ambos materiales con un coeficiente de expansión térmica despreciable.

La inaguración del observatorio de Kitt Peak fue en junio de 1963.

Los principales telescopios refractores

Diámetro en m.
Constructor
Inició operaciones
Nombre oficial
Observatorio

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

Los principales telescopios reflectores

Diámetro en m.
Constructor
Inició operación
Nombre oficial
Observatorio

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

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

Principales Cráteres en el Planeta Por Impactos de Meteoritos

Principales Cráteres en el Planeta Por Impactos de Meteoritos

EL IMPACTO DE LOS METEORITOS: Se define como meteorito a un trozo de material, a menudo procedente de algún asteroide, lo bastante  grande como para sobrevivir al pasar la atmosfera terrestre.

Los meteoritos son fragmentos de rocas del espacio interplanetario que el azar ha traído a la Tierra. Son de tres tipos: piedras —con mucho las más abundantes (92,8% de las caídas observadas)—, hierros (5,7%), y hierros líticos (1,5%).

Las piedras se componen en gran medida de silicatos —como la olivina, el piroxeno y el feldespato— y otros minerales conocidos en rocas ígneas lunares y terrestres. Más del 85% de las piedras son «condritas», que se distinguen de otras rocas ígneas por la presencia de pequeñas inclusiones esféricas de material de silicato llamadas cóndrulos. Los meteoritos de hierro son esencialmente aleaciones de hierro con hasta un 20% de níquel.

La mayoría de estos se componen de dos minerales de níquel-hierro intercalados laminarmente que muestran una superficie con dibujo en zig-zag al ser partidos y pulidos. Los meteoritos de hierro lírico se componen de níquel-hierro y silicatos en proporciones aproximadamente iguales: algunos presentan discretos granos de olivina dentro del níquel-hierro. Muchas piedras y hierros líricos presentan cortezas lisas o rugosascomo resultado de la ablación (fusión superficial) a su paso por la atmósfera de la Tierra. Algunos hierros presentan hendiduras cortantes formadas de la misma manera.

La datación isotópica de meteoritos revela edades mineralógicas de unos 4.600 millones de años, tanto como las rocas lunares datadas como más antiguas, e iguales a la edad que se le calcula a la Tierra y, presumiblemente, a los demás planetas.  La mayoría de los meteoritos se formaron probablemente mucho más tarde, cuando cuerpos originarios, pequeños pero de diferentes tamaños, del cinturón de asteroides entre Marte y Júpiter co-lisionaron y estallaron.

Caen en la Tierra un millón de meteoritos al año y, aunque raramente se ven, de vez en cuando causan daños. Los grandes han ocasionado cráteres, de los que el Cráter del Meteoro de Arizona de hace 20.000 años, con 1,2 kilómetros de diámetro y 174 metros de profundidad, es el ejemplo más gráfico. Algunos pequeños han caído sobre seres vivos. Una vez se rumoreó que un meteorito acertó a un gato.

Un caballo recibió un impacto en New Concord, Ohio, en 1860. Y aunque la mayor parte de los meteoritos proceden de asteroides, en 1911 un perro murió en Egipto al caerle un meteorito procedente de Marte. También han caído sobre seres humanos. Un hombre de Mhow, en la India, fue alcanzado en 1827, y en 1954 una ama de casa de Alabama dormía en el sofá de su cuarto de estar cuando una piedra procedente del espacio exterior atravesó el tejado y le impactó en la cadera, dejándole una impresionante quemadura. Fue un brusco despertar.

La mayoría son partículas pequeñas casi como de polvo y son rápidamente incineradas por el intenso calor friccional del vuelo atmosférico a alta velocidad. Sus incandescentes muertes, marcadas por brillantes estelas de luz, son las «estrellas fugaces» o «meteoros» del cielo nocturno.

Sólo unos pocos de los mayores meteoroides o sus restos fragmentados sobreviven al violento paso a través de la atmósfera para llegar a la superficie de la Tierra como meteoritos, e incluso así, alrededor de dos tercios caen en los océanos. Anualmente, rara vez se registran y recuperan más de diez caídas de meteoritos.

La caída de un meteorito se puede ver como una bola de fuego con largas colas incandescentes de materiales de desecho de la ablación. Se puede producir un sonido como de un trueno, de un silbido o de un resquebrajamiento, a veces acompañados por explosiones de «onda de choque supersónica».

Los lugares de hallazgos de meteoritos, de los que en la actualidad se conocen casi 2.500, se distribuyen de una manera fortuita, pero las tectitas parecen estar confinadas a «áreas de dispersión» en ciertas regiones geográficamente limitadas: las caídas de tectitas no han sido nunca observadas.

Las marcas de impactos de meteoritos en la superficie de la Tierra son muy poco corrientes, en gran medida porque los procesos geológicos normales conducen a su desaparición: sólo cráteres de mayor tamaño sobreviven durante algún tiempo, generalmente en condiciones de clima y de geología de superficie favorables, tal y como ejemplifica el cráter Meteor de Arizona, de 20.000 años de edad.

Sin embargo, investigaciones sistemáticas en muchas partes del mundo, sugieren ahora la presencia de hasta 60 estructuras de origen meteorítico, algunas de las cuales se asocian a la presencia de fragmentos de níquel-hierro y minerales que muestran el efecto de altas presiones coherentes con una modificación por impacto.

Mapa de los Principales Crateres

Principales cráteres de impacto en la superficie terrestre:

crater terrestre

Vredefort (Sudáfrica)  
De 300 km de diámetro y unos    2.000 millones    de    años de antigüedad.

crater terrestre

Sudbury (Ontario, Canadá)     
De unos 250 km de diámetro y    originado    hace    más    de 180 millones de  años.

crater mexico

Chicxulub (Golfo de México)  
De unos 170 km de diámetro y originado hace unos 65 millones de años, entre los límites de los tiempos mesozoicos y los fanerozoicos. Este gran cráter se relaciona con la gran catástrofe nz ógica que afectó a la Tierra al final del  período Cretácico, durante la cual se extinguieron numerosos grupos de organismos, entre ellos los dinosaurios.

Mankouagan (Quebec, Canadá)
De unos 100 km de diámetro originado hace unos 200 millones de años.

Propigai (Rusia)
De unos 100 km de diámetro y de alrededor de unos 35 millones de años de antigüedad.

Acraman (Australia)
De unos 90 km de diámetro y originado hace unos 570 millones de años, a inicios de los tiempos fanerozoicos.

Puchezh-Katunki (Rusia)
De 80 km de diámetro y originado hace unos 220 millones de años.

Siljan (Suecia)
De 55 km de diámetro y originado hace unos 368 millones de años.

Saint Martin (Canadá)
De 40 km de diámetro y formado hace unos 220 millones de años.

Teague (Australia)
De 30 km de diámetro y originado hace unos 1685 millones de años.

Fuente Consultada:
El Universo Para Curiosos Nancy Hathaway – Crítica
La Luna, Marte y Los Meteoritos Geological Museum – Akal
Historia Universal Los Orígenes Tomo I – Salvat

Lanzadera Espacial Columbia Objetivo e Historia

Lanzadera Espacial Columbia: Objetivo e Historia

Naves de ida y vuelta: Uno de los principales problemas de la exploración espacial es el alto coste de las misiones.

Hay que tener en cuenta que, hasta hace poco tiempo, los cohetes no eran reutilizables.

Para cada lanzamiento se empleaba un cohete que se iba destruyendo por etapas, a medida que se quemaba el combustible. Las piezas desechadas eran abandonadas durante el viaje.

Por ello, se consideró importante desarrollar un vehículo espacial que fuera reutilizable, y no se destruyese en cada misión.

Este vehículo fue la lanzadera espacial de la NASA.

En el momento del lanzamiento, la lanzadera tiene acoplados unos cohetes propulsores que se desprenden durante las primeras etapas del vuelo y caen al mar, de donde se recuperan para utilizarse de nuevo en vuelos futuros.

Una vez desprendidos los cohetes propulsores, la lanzadera se impulsa por sus propios medios hasta entrar en órbita alrededor de la Tierra.

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

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

El prototipo llegó a realizar tres viajes de prueba, sin tripulación, con notable éxito, en 1988.

No obstante, no eran buenos tiempos para la exploración espacial en aquel país.

La Unión Soviética se desmoronó y, antes de que la agencia espacial rusa actual tomara las riendas, muchos proyectos quedaron en el aire por falta de financiación.

Entre ellos, la lanzadera Buran.

Casi al mismo tiempo, la agencia espacial europea (ESA) desarrolló su propia lanzadera, la Hermes.

Nuevamente fueron los problemas de financiación los que causaron el abandono del proyecto, a mediados de la década de 1990.

Actualmente, la última lanzadera en desarrollo es la X-38, de la NASA, una pequeña nave que servirá como vehículo de rescate y emergencia para la estación espacial internacional.

lanzadera espacial columbia

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Se realizaron también experiencias de producción de un enzima, uroquinasa, que puede constituir un medicamento contra la formación de coágulos sanguíneos, y cuyo aislamiento en condiciones de ingravidez es mucho más fácil que en los laboratorios terrestres.

Por último se realizaron experiencias de fabricación de microsferas de polestireno en condiciones de ingravidez, las cuales son muy útiles tanto en el campo médico como en el industrial.

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

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

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

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

Ver: Transbordador Espacial

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

Los Movimientos del Planeta Tierra Características Cuadro Sinoptico

Los Movimientos del Planeta Tierra – Características y Cuadro Sinóptico

Respecto a los movientos de la Tierra, sabemos que los mas importantes son tres:

1-De rotación sobre su eje, dando una vuelta cada 23 horas 56 minutos y 4 segundos

2-De traslación, alrededor del Sol, con u período de 365 días 5 horas 48 minutos

3-De precesión u oscilante sobre su eje. (como cuando se va deteniendo un trompo y cabecea)

► MOVIMIENTO DE ROTACIÓN:

es el movimiento de la Tierra alrededor de su propio eje.

El eje alrededor del cual gira la Tierra pasa por los dos polos.

Alrededor de este eje gira hacia el este, con tal velocidad, que da una vuelta completa en veinticuatro horas.

Esto significa que cualquier punto de la superficie de la Tierra situado en el ecuador gira hacia el este con una velocidad de 461,37 metros por segundo.

Ahora bien, el eje de rotación de la Tierra, aunque en el espacio conserva siempre la misma dirección, no es perpendicular al plano de su revolución alrededor del Sol; forma con éste un ángulo de veintitrés grados y medio.

El resultado de esto es que la Tierra, a medida que progresa en su órbita alrededor del Sol, muestra sus polos alternativamente, como puede verse poniendo una pluma inclinada dentro de un tintero y naciéndola girar de modo que se apoye constantemente sobre el borde, si se considera que la punta de la plumilla es el polo sur y la otra extremidad el polo norte.

movimiento de rotacion

El resultado de este movimiento es que en diferentes posiciones en la órbita de la Tierra, el hemisferio norte o el sur tendrá más o menos luz en cierto tiempo dado, según sea la dirección de la inclinación de su polo con relación al Sol.

Cuando el polo norte apunta más hacia el Sol, las regiones del polo norte tendrán claridad continua y sol a media noche y el hemisferio norte gozará del verano; mientras que el polo sur y el hemisferio sur, encontrándose del otro lado del Sol, estarán soportando el invierno con menos luz del día o sin luz del día alguna.

Estas condiciones cambian gradualmente, y seis meses más tarde se invierten de tal manera, que el polo sur tendrá durante ese tiempo luz continua y el polo norte noche continua.

Entre esas dos posiciones extremas de la Tierra hay dos en las cuales la noche y el día serán iguales entre sí, tanto en el hemisferio sur como en el norte y así obtenemos las «noches iguales» que llamamos el equinoccio de primavera y el equinoccio de otoño.

Si el eje de la Tierra no estuviese inclinado, si ésta girase con su eje «derecho», por decirlo así, ambos polos y ambos hemisferios estarían igualmente expuestos al Sol, y no habría estaciones, y el día y la noche serían iguales en el mundo entero: doce horas de noche y doce horas de día.

Por consiguiente, nuestras estaciones, las proporciones variables del día y de la noche y las consecuencias necesarias de estos fenómenos, se deben a la inclinación del eje de rotación de la Tierra.

La inclinación del eje de rotación de la Tierra no es completamente fija ni constante; oscila un poco y describe una trayectoria cónica, un poco parecida al movimiento de un peón que se bambolea, de manera que sus polos describen pequeños círculos (círculos polares) y apuntan en sucesión circular a diferentes estrellas, este Movimiento es llamado de Precesión.

La rotación completa del polo alrededor del círculo polar dura 25.800 años.

Esta oscilación es debida a que la Tierra no es una esfera perfecta, pues está un poco dilatada en el ecuador, y de esta manera permite ejercer al Sol y a la Luna una fuerza que tiende a cambiar la dirección del eje de rotación.

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Además de este movimiento cónico hay también una oscilación directa de un lado a otro del eje de rotación de la Tierra, de manera que hay veces que la Tierra gira menos inclinada que otras.

Esto, evidentemente, trae consigo la alteración de la duración relativa del día y de la noche en todas las estaciones sobre la mayor parte del globo.

Durante la máxima inclinación del eje, las regiones polares gozan de la luz del día durante ocho días y medio más, aproximadamente.

Por consiguiente, nuestra Tierra gira, se tambalea y cabecea en su viaje a través de los cielos.

► MOVIMIENTO DE TRASLACIÓN:

En su carrera alrededor del Sol la Tierra no describe un círculo, sino una elipse, y el Sol no está situado en el centro de la elipse sino en uno de sus focos.

Por consiguiente, la Tierra, en su órbita, se acerca y se aleja del Sol.

Actualmente su punto más cercano se halla a una distancia de 146.160.000 kilómetros y su punto más alejado a 151.120.000 kilómetros.

Es necesario decir actualmente, pues la elipse descrita por la Tierra está sujeta a ser alterada por la atracción de Venus y Júpiter, que producen grandes excentricidades en intervalos de dos a trescientos mil años, de modo que la diferencia entre los puntos más acercados y más alejados puede llegar a ser de 22.536.000 kilómetros.

El verano y el invierno no dependen de la distancia entre el Sol y la Tierra sino de la inclinación del eje de ésta.

Aunque el Sol esté más o menos cerca, será invierno en el hemisferio norte si el polo norte no mira hacia el Sol, y si mira hacia el Sol será verano en el hemisferio norte, cualquiera que sea la distancia del Sol a la Tierra.

Cuando el polo norte está inclinado hacia el Sol y la Tierra está lo más alejada posible de él, los que estén en el hemisferio norte, tendrán verano, por estar entonces a mayor distancia del Sol, y pasará lo contrario en el hemisferio sur.

►Movimientos del Planeta Tierra

Pero tendremos que considerar esta cuestión cuando hablemos del clima

Los principales hechos que ahora tenemos que señalar son que la Tierra se mueve en una elipse variable y que su eje está inclinado en un número de grados que es también variable

Tal es por consiguiente, la Tierra, como nosotros la conocemos un esferoide de gran densidad achatado en los polos, que gira rápidamente sobre un eje inclinado, a la vez que se precipita alrededor del Sol con una velocidad de 28,4 kilómetros por segundo.

Así, por tanto, la Tierra se balancea un poco a medida que gira mientras que la excentricidad de su órbita aumenta o disminuye periódicamente debido a la atracción de Venus y de Júpiter.

Hemos hablado de los movimientos áe la Tierra en su relación con la claridad y la oscuridad, con el verano y el invierno; pero se olvida uno con facilidad que estos movimientos pueden tener consecuencias vitales—y en efecto tienen que tenerlas—, de las cuales sabemos todavía muy poco.

La formidable carrera de los planetas a través del espacio tiene que tener determinadas consecuencias.

Es evidente que la rota ción de la Tierra alrededor de su eje, a medida que se precipita a través del éter, tiene que afectar de modo sensible la luz, el calor y la electricidad, y puede ser que también la gravedad y otras fuerzas que actúan sobre la Tierra.

Suponiendo que fuese hacedero que la Tierra se estuviese parada, ¿sería posible creer que el calor, la luz y todas las ondas de éter procedentes del Sol no tendrían consecuencias totalmente diferentes?.

Los movimientos de la Tierra deben ser, pues, considerados no solamente como las causas del día y de la noche, del verano y del invierno, de los vientos alisios, sino también como un factor en todas las grandes fuerzas del mundo que tienen relaciones cósmicas.

El hombre, como dijimos al principio, es un pigmeo comparado con el mundo que habita; pero nunca olvidemos esto: por grande que sea el mundo comparado con los seres que lleva, no es nada más que un grano de arena comparado con las masas colosales esparcidas por todo el espacio.

La Tierra es menor que la millonésima parte del Sol; sin embargo, las más pequeñas nebulosas que conocemos son mayores que el Sol, y algunas de las más grandes desconciertan la imaginación.

Y el espacio está atestado de masas enormes, de las cuales la Tierra es una entre una multitud innumerable: millones y millones de soles resplandecientes y millones y millones de soles apagados, pues hay estrellas oscuras, así como las hay claras, y puede sei que las oscuras estén en mucho mayor número.

No hemos hecho nada más que mirar por encima los caracteres generales de la Tierra y su relación con el Universo; pero ya hemos dicho bastante para mostrar la grandiosidad del escenario estrellado en el que nosotros los mortales desempeñamos nuestros pequeños papeles.

Nos incumbe no solamente saber, sino darnos cuenta de esos grandes hechos; darnos cuenta de que la Tierra no es la tierra de nuestros horizontes visuales, sino un enorme globo precipitándose a través del espacio: un gran globo con un pasado ígneo, hermano de innumerables estrellas que abundan en los cielos.

Si podemos darnos cuenta de esto, la vida se hace más amplia y más divina.

Ciertamente, la consideración de una nebulosa es bastante por sí sola para despreciar todas las mezquindades y temores de la vida.

Ver: Demostración de la Rotación de la Tierra

Cuadro de los movimientos de la Tierra

cuadro sinoptico planeta tierra

El Mayor Telescopio del Mundo: Historia de Monte Palomar

El Mayor Telescopio del Mundo: Monte Palomar

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.

La pieza de cristal más grande del mundo: La fabricación de lentes y espejos telescópicos, figura entre los trabajos más difíciles de la industria del cristal, por la perfección, homogeneidad y características especiales que debe tener, desde un principio, la masa vitrea que habrá de someterse a las delicadísimas operaciones que harán de ella un instrumento de precisión astronómica.

Hay espejos telescópicos de grandes dimensiones y de varias toneladas de peso; pero la pieza más grande de cristal que existe en el mundo, es el espejo que se fabricó para el telescopio del observatorio de Monte Palomar, en California, Estados Unidos de América. Los detalles de su fabricación constituyen una demostración de lo que pueden la ciencia y la industria cuando se unen para llevar a cabo un proyecto gigantesco.

En 1928 las Fundaciones de Rockefeller y Carnegie aportaron los fondos necesarios para la construcción de un telescopio que tuviera un espejo de cinco metros de diámetro. En los cálculos previos y en las operaciones preliminares, se invirtieron varios años, hasta que el 2 de diciembre de 1934, se terminó la fundición de un bloque de cristal que tenía 510.54 centímetros de diámetro, 66 centímetros de grueso y 20 toneladas de peso.

El cristal es de borosilicato especial, fundido primero en un horno continuo y pasado luego a otro horno que contenía el molde, habiéndose hecho el temple en un horno eléctrico. Las operaciones de fundición y enfriamiento se llevaron a cabo en los años de 1934 y 1935, en las grandes fábricas de vidrio de Corning, en el estado de Nueva York.

El bloque de cristal tiene forma de disco. Su cara superior es lisa y la inferior en forma de parrilla científicamente calculada para eliminar peso y permitir la utilización de soportes múltiples en el interior del bloque, en el plano de centro de gravedad, evitando En 1936 se envió el disco a los talleres ópticos que tiene en Pasadena el Instituto Tecnológico de California, donde se montó en un torno especial para trabajar y pulir su superficie, dándole una curvatura paraboloide que no tuviera un error que excediera de dos millonésimas de pulgada.

Durante once años se trabajó en esa operación que se terminó el 4 de octubre de 1947, y el disco se trasladó al edificio del observatorio astronómico en Monte Palomar, a unos cien kilómetros al norte de San Diego de California, donde la superficie paraboloide se recubrió con una película de aluminio vaporizado que la transformó en un espejo.

Finalmente, el 3 de junio de 1948, después de veinte años de estudios y trabajos, fué inaugurado el telescopio, en cuya parte inferior descansa el gigantesco espejo, apoyado en 36 dispositivos

complicados. La estructura metálica del telescopio tiene más de 20 metros de altura, con un peso de 500 toneladas, y el edificio que lo alberga, construido de acero y concreto, se eleva a una altura equivalente a doce pisos, y está rematado por un domo giratorio de 41 metros de diámetro. En 1949 y 1950 continuaron los trabajos de corrección y afinación de la superficie del espejo y el ajuste y comprobación de los delicados mecanismos que rigen y mueven todas las piezas y dispositivos del colosal telescopio.

La potencia del espejo para penetrar en los espacios estelares es tal, que alcanza hasta una distancia que se mide en mil millones de años luz, o sea el doble de la del telescopio de Monte Wilson que le sigue en importancia. Una idea de esa potencia nos la da el hecho de que, en completa oscuridad, el ojo humano puede distinguir la luz de una vela a unos veinticinco kilómetros de distancia, mientras que un astrónomo, valiéndose del telescopio de Monte Palomar podría distinguirla a 25.000 kilómetros, y si en vez del ojo del astrónomo se adapta al telescopio un aparato fotográfico, la placa fotográfica podría registrar esa misma y débil luz a 65.000 kilómetros de distancia.

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

Evolucion del Universo: Resumen,Cronologia y Linea del Tiempo Historico

Evolución del Universo
Resumen Cronológico- Linea del Tiempo

El enigma del origen del Universo siempre fue tema de estudio y discusión para los científicos.

Hasta el presente, la teoría que mejor ha podido explicar este acontecimiento es la propuesta por el físico George Gamow (1904-1968), llamada teoría del Big-Bang o de la Gran Explosión.

Está basada en las observaciones del astrónomo Edwin Hubble (1889-1953), quien demostró que las galaxias se alejan unas de otras continuamente.

BIG BANG

13.700 millones de años

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

Aún hoy, después de tanto avances científicos y progresos en la exploración del espacio,  el origen del universo sigue siendo mi misterio.

Los astrónomos no pueden más que recurrir a diversas hipótesis.

Según la teoría del Big Bang, el universo que se observa en la actualidad se habría formado hace diez mil o veinte mil millones de años, debido a una explosión que formó una «bola de fuego primigenia» en cuya composición entrarían protones, electrones, fotones y neutrones, a una temperatura extremadamente alta; más de un millón de grados.

Este gas, en permanente expansión, sería el que, al condensarse, dio origen a las galaxias y, dentro de ellas, a las estrellas y los planetas.

Los astrónomos no se han puesto de acuerdo acerca de la duración de esta expansión: ¿será indefinida, o en algún momento se detendrá? Algunos sugieren que podría detenerse poco a poco.

Otros predicen que a la detención le seguiría una contracción y toda la materia volvería, entonces, a su condensación inicial; luego se produciría otra explosión, y el ciclo recomenzaría.

También hay quienes sostienen que el universo no tendría principio ni fin, y que permanecerá por siempre en el estado actual.

No obstante, debido a que el universo no es estático y hay una creación continua de materia para reemplazar a las galaxias que se alejan, las dos primeras teorías se consideran más consistentes.

Una galaxia es un inmenso sistema conformado por billones de C.

Las hay de diversos tipos: irregulares, espirales, elipsoidales; la Vía Láctea, que nos contiene, es una galaxia espiral.

Los centros de las galaxias suelen ser luminosos; y en varias de ellas hay indicios de que se hubieran producido explosiones.

Las galaxias forman «racimos» con distinto número de componentes: de una veintena a miles.

La Vía Láctea forma parte de un grupo de veinticuatro miembros, denominado Grupo Local, en el cual la más importante es la galaxia de Andrómeda, que tiene el doble del tamaño de la nuestra.

En torno a las estrellas, pueden apreciarse nubes de gas y polvo, a veces visibles como en el caso de la nebulosa de Orión. Son estas nubes las que, al condensarse, dan origen a las estrellas.

Imagen del Universo

Nuestro sistema solar está conformado por el Sol y ocho planetas que gravitan a su alrededor.

Los planetas siguen órbitas que, casi en su totalidad, están situadas en el mismo plano; y todos se desplazan en torno al Sol en el mismo sentido.

El tiempo que tardan en dar una vuelta constituye el año de cada planeta: Mercurio, el más cercano, demora tres meses terrestres.

Además de los planetas, entre Marte y Júpiter circulan cuerpos pequeños, bloques de rocas cuyo diámetro no suele pasar los pocos kilómetros.

Se cree que estos asteroides son los restos de un planeta que, o bien se fragmentó, o no llegó a formarse jamás.

En la periferia del sistema existen, además, una serie de cuerpos que no alcanzan la categoría de planeta, como es el caso de Pintón, «degradado» recientemente, además de otros, descubiertos en los últimos años gracias a los nuevos instrumentos de detección, como Eris, Sedna y Xena.

Además hay cuerpos de menor tamaño, como los meteoros. Son rocas que, al entrar en la atmósfera terrestre, se inflaman por el roce del aire y se convierten en estrellas fugaces.

Los cometas, por su parte, son bloques sólidos cuya materia comienza a evaporarse a medida que se aproximan al Sol, lo que genera su característica cabellera de gases.

Vienen do muy lejos, de más allá de los límites del sistema solar; algunos son periódicos, como el cometa Halley, que se aproxima al Sol cada 75 años.

El trabajo del astrónomo ha variado mucho desde que se estudiaba el movimiento de los astros a simple vista.

Los medios de observación actuales —radiotelescopios, receptores espaciales, telescopios ópticos— surgieron del aporte de disciplinas variadas, como la óptica, la mecánica de precisión, le electrónica.

Tanto la recolección como la interpretación de datos ya no corren por cuenta de astrónomos individualistas, sino que surgen del trabajo coordinado de un equipo interdisciplinario.

El astrónomo nunca podrá recurrir a la comparación directa del objeto de estudio ni podrá ver por sí mismo la estructura de un astro ni visitar un agujero negro, por lo que constante» mente debe recurrir a la reformulación de sus modelos teóricos.

Esto implica un alto grado de interacción de las diversas ciencias, lo que hace de la astronomía actual una disciplina dinámica y en constante evolución, que con el tiempo puede brindar los frutos más inesperados.

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EVOLUCIÓN DEL COSMOS

Tiempo cero

Existen cuatro fuerzas unificadas: la fuerza de gravedad, que atrae a los cuerpos; la nuclear débil, que mantiene unidas las partículas subatómicas; la nuclear fuerte, que une los núcleos atómicos y la electromagnética, que atrae a las cargas positivas y negativas.

La materia y la energía están concentradas en un pequeño volumen. La temperatura es superior a los 1.011 °C. Se produce una gran explosión o Big-Bang. A partir de allí, el Universo comienza a expandirse.

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10-43

10-43segundos después del Big-Bang. La fuerza de gravedad se independiza del resto de las fuerzas. El Universo se visualizaría del tamaño de una uva.

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10-35

 10-35segundos después del Big-Bang. Se independiza la fuerza nuclear fuerte. Abundan los quarks, los electrones, los positrones y los neutrinos.

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1 segundo

1 segundo después del Big-Bang. El electromagnetismo y la fuerza nuclear débil se separa.  Se fusionan las primeras partículas formando los protones y los neutrones.

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1 minuto

1 minuto después del Big-Bang. Se forman los núcleos de helio (He) y deuterio (H)

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30 minutos

30 minutos después del Big-Bang. Continúa la expansión, la temperatura del Universo baja a 3 . 108 °C.

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4 . 105 años después del Big-Bang.

Se forman átomos de hidrógeno (H) y sus isótopos y helio (He). Comienza a separarse la radiación de la materia: se liberan microondas, que se expanden en todas las direcciones.

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106 años después del Big-Bang.

 Las nubes de gas (de hidrógeno y helio) se atraen por fuerzas gravitatorias. Aparecen las primeras galaxias y quasares. Se forman los primeros elementos químicos más pesados que el hidrógeno y el helio. Continúan la expansión y el enfriamiento.

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109 años después del Big-Bang.

Se origina la Vía Láctea, galaxia espiral en la cual se encuentra el Sistema Solar.

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109 años después del Big-Bang.

 Se originan el Sol y los planetas (entre ellos la Tierra). En las estrellas se producen fusiones nucleares que dan origen a los restantes elementos.

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109 años después del Big-Bang.

Se forman las primeras moléculas orgánicas en a Tierra

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Época actual. 15 . 109 años después del Big-Bang.

Continúa la expansión. La temperatura de las radiaciones de microondas (descubiertas en 1965) es de apenas -270°C. Diámetro estimado del Universo actual: 30.000 millones de años luz (cada año luz equivale a 9,463 x 1012 Km.). El futuro del Universo es incierto. Algunas teorías estiman que seguirá expandiéndose, otras dicen que se contraerá y otras que ocurrirán ambas cosas alternativamente.

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

 

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Enlace Externo:Proyecto Celestia Actividad Educativa «El Universo» dirigida a alumnos de Secundaria, Bachillerato o aficionados a la astronomía en general.

Usos del Transbordador Espacial-Mision y Características

Usos del Transbordador Espacial: Misión, Características y Misiones de la NASA

El Transbordador Espacial, Una Nave de ida y vuelta: Uno de los principales problemas de la exploración espacial es el alto coste de las misiones.

Hay que tener en cuenta que, hasta hace poco tiempo, los cohetes no eran reutilizables.

Para cada lanzamiento se empleaba un cohete que se iba destruyendo por etapas, a medida que se quemaba el combustible.

Las piezas desechadas eran abandonadas durante el viaje.

Por ello, se consideró importante desarrollar un vehículo espacial que fuera reutilizable, y no se destruyese en cada misión.

Este vehículo fue la lanzadera espacial de la NASA.

En el momento del lanzamiento, la lanzadera tiene acoplados unos cohetes propulsores que se desprenden durante las primeras etapas del vuelo y caen al mar, de donde se recuperan para utilizarse de nuevo en vuelos futuros.

Una vez desprendidos los cohetes propulsores, la lanzadera se impulsa por sus propios medios hasta entrar en órbita alrededor de la Tierra.

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

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

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

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

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

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

Los gases calientes que emanan del cohete impulsan la nave espacial hacia arriba.

Toma sólo 50 minutos alcanzar la órbita terrestre.

Ver el Trasbordador Discovery Por Dentro

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

• Columbia:

Su primer vuelo fue en 1981. Fue bautizado así en honor al buque que circunnavegó el globo por primera vez con una tripulación de estadounidenses.

En 1998, puso en órbita la misión Neurolab para estudiar los efectos de la microgravedad en el sistema nervioso.

Neurolab fue un esfuerzo colectivo entre seis agencias espaciales, incluyendo la Agencia Espacial Europea. Se desintegró durante su reentrada a la Tierra en febrero de 2003. Columbia voló 28 veces.

• Challenger.

Realizó su ‘primera misión en 1982. Recibió el nombre del buque inglés que exploró los mares en el siglo XIX.

En 1984, el astronauta Bruce McCandless se convirtió en la primera persona en realizar una salida espacial autónoma en una unidad de maniobra individual. El Challenger voló 10 veces.

• Discovery.

Entró en acción en 1984. Bautizado en honor a uno de los barcos del explorador británico James Cook que lo condujeron a las islas del Pacífico Sur.

En 1998 llevó a Pedro Duque por primera vez al espacio en una misión histórica en la que participó también el ex astronauta estadounidense John Glenn, el primer hombre de EE. UU. en orbitar la Tierra. Discovery llevó a cabo 30 misiones.

• Atlantis.

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

• Endeavour.

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

Enterprise.

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

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Los últimos cinco cambios claves para volver al espacio

Calentadores: Colocar calentadores eléctricos cerca de los puntos de fijación del depósito externo para prevenir la formación de cristales de hielo. Además, diseñar espuma aislante que no se separe de las paredes del depósito en el despegue.

Paneles de Carbono: Realizar análisis -rayos X, ultrasonido, corriente electromagnética y termografía- de los 44 paneles de carbono-carbono reforzado que recubren los bordes de ataque de las alas, el morro y las compuertas del tren de aterrizaje delantero antes de cada vuelo. Además, detectar brechas en estos paneles durante el vuelo e inventar formas de repararlas en órbita.

Videos y fotos:Evaluar la condición del transbordador durante el despegue, usando cámaras de vídeo y fotografía de la más alta resolución.

Aislante Térmico: El material aislante térmico que recubre los propulsores de aceleración es una mezcla de corcho con una pintura protectora colocada con tecnología puntera, que evita que el aislante se despegue en grandes fragmentos.

Capsula de Seguridad: Diseñar una cápsula de seguridad expulsable para los astronautas.

Paracaídas y vehículo de escape en emergencias:

La NASA trabaja también en un sistema de escape por si algo va mal durante el despegue.

En el Centro Espacial Marshall se están llevando a cabo ensayos con motores de cohetes en una serie de Demostraciones de Aborto en Plataforma que incluyen paracaídas y una cápsula similar al vehículo de escape.

«El accidente del Columbia fue ocasionado por una serie de errores colectivos. Nuestro regreso al espacio debe ser un esfuerzo colectivo», dice el director de la agencia, Sean O’Keefe.

A medida que el personal de la NASA se repone de la tragedia y se prepara a volar nuevamente, es importante recordar que explorar el cosmos es una actividad sin duda peligrosa y lo seguirá siendo durante mucho tiempo. Por eso, cualquier medida de seguridad es poca.

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

El prototipo llegó a realizar tres viajes de prueba, sin tripulación, con notable éxito, en 1988.

No obstante, no eran buenos tiempos para la exploración espacial en aquel país.

La Unión Soviética se desmoronó y, antes de que la agencia espacial rusa actual tomara las riendas, muchos proyectos quedaron en el aire por falta de financiación.

Entre ellos, la lanzadera Buran.

Casi al mismo tiempo, la agencia espacial europea (ESA) desarrolló su propia lanzadera, la Hermes.

Nuevamente fueron los problemas de financiación los que causaron el abandono del proyecto, a mediados de la década de 1990.

Actualmente, la última lanzadera en desarrollo es la X-38, de la NASA, una pequeña nave que servirá como vehículo de rescate y emergencia para la estación espacial internacional.

lanzadera espacial columbia

COLUMBIA es una lanzadera espacial recuperable fabricada en la NASA.

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

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

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

Estas lanzaderas, que por sus características de recuperabilidad se denominan también transbordadores espaciales, pueden llevar cómodamente hasta cinco satélites de tamaño medio y una vez en órbita terrestre desprenderse de su carga, ahorrando así los enormes gastos de lanzamiento de cada satélite.

También pueden acercarse hasta un satélite averiado en órbita y recuperarlo para devolverlo a la Tierra o proceder a su reparación in situ.

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

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

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

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

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

Se realizaron también experiencias de producción de un enzima, uroquinasa, que puede constituir un medicamento contra la formación de coágulos sanguíneos, y cuyo aislamiento en condiciones de ingravidez es mucho más fácil que en los laboratorios terrestres.

Por último se realizaron experiencias de fabricación de microsferas de polestireno en condiciones de ingravidez, las cuales son muy útiles tanto en el campo médico como en el industrial.

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

Una de ellas consistió en la separación por elec-troforesis de materiales de interés biológico, para observar las características del proceso en condiciones de ingravidez.

La segunda fue una experiencia de interés militar, y por tanto sometida a restricciones informativas.

Con todo, se sabe que se trataba de probar un telescopio de rayos infrarrojos enfriado por helio líquido, con el que se pretendía detectar la radiación calórica emitida por un misil en vuelo, y además distinguir entre las emitidas por cada tipo de misil.

Con la puesta a punto de este telescopio los Estados Unidos tendrían la base para el establecimiento de una red de satélites de alerta.

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

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

Enlace Externo: Homenaje al Transbordador Espacial

Hitos de la Carrera Espacial-Cronologia de las Principales Hazañas

Hitos de la Carrera Espacial:Principales Hazañas del Hombre en el Espacio

El paso más sensacional en el campo de la técnica, después de la Segunda Guerra Mundial, lo ha dado la Astronáutica, con la aventura de los lanzamientos espaciales que llena por completo la historia de la ciencia de estos «últimos años.

Rusia, tras costosas investigaciones, consiguió, en octubre de 1957, poner en órbita el primer satélite artificial de la Tierra: el Sputnik.

Fue transportado hasta la estratosfera por un cohete y empleó 95 minutos en recorrer la órbita alrededor de nuestro planeta.

Siguió el lanzamiento del Sputnik II, que llevó en su interior a una perra y fue equipado con toda clase de aparatos, siendo un verdadero laboratorio espacial, que recogió valiosos datos para Jas futuras pruebas.

Estados Unidos rivalizó con la U. R. S. S. en el progreso técnico.

En febrero de 1958 consiguió poner en órbita su primer satélite artificial: el Discoverer.

Al año siguiente el Mechta se situó en la órbita del Sol como satélite artificial; el Lunik II alcanzó la Luna; y el Lunik III (todos ellos ingenios rusos) realizó la impresionante hazaña científica de fotografiar el hemisferio lunar hasta entonces desconocido, y emitir las fotografías a la Tierra.

EE. UU. siguió el programa de lanzamientos con los Vanguard, Discoverer, Pioner, Explorer, etc., alcanzando dos éxitos sensacionales: el primero con el Ranger-7, el 29 de julio de 1964, el cual envió 4.316 fotografías de la Luna, la última, a color, tomada a un centenar de metros, segundos antes de estrellarse contra el astro,….es decir se vivía una permanente competecia entre ambas potencias mundiales, que culminó con la llegada a la Luna, por parte de un proyecto de la NASA, con el gran cohete Saturno 5 , que transportó el Apolo XI hasta la superficie lunar, el 20 de Julio de 1969.

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SPUTNIK: PRIMER SATÉLITE (URSS) EN ORBITA

sputnik

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

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

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

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¿Cuándo lanzaron los Estados Unidos su primer satélite?
El lanzamiento soviético del Sputnik incitó a los Estados Unidos a poner en órbita su primer satélite: el Explorer 1.

  El Comité Nacional Asesor en Aeronáutica (NASA), predecesor de la Administración Nacional de la Aeronáutica y el Espacio (NASA), adoptó un plan de la Marina estadounidense llamado Vanguardia para lanzar el primer satélite del país.

No obstante, la recorrida de prueba del satélite, en diciembre de 1957, terminó en un incendio.  El Explorer fue lanzado con éxito hacia su órbita espacial alrededor de la Tierra el 31 de enero de 1958.

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PRIMER SER VIVO ENVIADO AL ESPACIO (URSS)

perra laika

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

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

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PRIMER SER VIVO ENVIADO AL ESPACIO (EEUU)

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

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

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PRIMER HOMBRE EN EL ESPACIO (URSS)

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

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

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

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PRIMER HOMBRE EN EL ESPACIO (EEUU)

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

PRIMERA MUJER EN EL ESPACIO (URSS)

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

Lo que la mayoría de la gente no sabía en esa época era que la Vostok 6 iba comandada por una cosmonauta mujer, Valentina Tereshkova, de 26 años de edad. (La primera estadounidense astronauta fue Sally Ride, a bordo del transbordador espacial Challenger unos 20 años después.)

Los vuelos de las Vostok 5 y 6 transcurrieron tranquilamente; la Vostok estableció el récord de permanencia de una persona en el espacio: 5 días.

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PRIMERA MUJER EN EL ESPACIO (EEUU)

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

Ella tiene un doctorado en Física por la Universidad de Stanford y actualmente es profesora de Física en la Universidad de California en San Diego. Se convirtió en la primera mujer estadounidense en viajar al espacio.

Durante su carrera Sally fue comunicadora de cabina para el segundo y tercer vuelos del programa del transbordador espacial y ayudó a desarrollar el Servicio Remoto del sistema manipulador .

Acumuló más de 343 horas en el espacio

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PRIMER PASEO ESPACIAL (URSS)

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El 18 de marzo de 1965, Alexei Leonov salió al espacio abandonando su nave Vokshod 2, mientras su compañero Pavel Belyayev quedaba a los comandos. Leonov llevaba un traje espacial y estaba conectado a la Vokshod 2 por una cuerda y comunicación radial.

Su caminata transcurrió con éxito, pero el traje espacial de Leonov se había expandido y el astronauta debió reducir la presión del aire adentro de éste para poder volver a entrar en la nave. El regreso fue un poco traumático, y tuvieron que descender a mas de 1000 Km. de distancia del objetivo, pasando la noche en un bosque frente a un fuego improvisado.

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PRIMER PASEO EN EL ESPACIO (EEUU)

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

EL 3/6/1965 se convirtió en el primer astronauta americano en caminar por el espacio. White flotó por 22 minutos, fuera de la nave espacial Gemini 4.  En 1967 murió en un trágico incendio que ocurrió en un entrenamiento para el proyecto Apollo, episodio que fue conocido como Apollo 1.

En el incendio también murieron sus dos compañeros Virgil «Gus» Ivan Grissom y Roger Bruce Chaffee. Como astronauta registró más de 96 horas en el espacio a bordo de un único vuelo espacial.

CRONOLOGÍA DE LOS HITOS ESPACIALES

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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Enlace Externo:Sitio Oficial de la CONAE

Biografía de Valentina Teréshkova:Primera Mujer en Viajar Al Espacio

Resumen Biografía Valentina Teréshkova: Primera Mujer en Viajar Al Espacio

Hija de campesinos y más tarde humilde trabajadora de un complejo textil de la ciudad rusa de Yaroslavl, Valentina Teréshkova estaba sin embargo señalada para otros destinos.

Su afición por el paracaidismo fue el paso inicial en su camino hacia el cosmos, porque el 16 de junio de 1962 se convirtió en la primera mujer que viajara en el espacio exterior, concretando una hazaña que le valió el reconocimiento mundial como una pionera de la era espacial.

Biografía de Valentina Teréshkova:Primera Mujer en Viajar Al Espacio

Vladimir y Elena Teréshkova festejaban el nacimiento de Valentina, su segunda hija, en una pequeña granja colectiva no muy lejos de la antigua ciudad rusa de Yaroslavl, a orillas del Volga, a unos 300 kilómetros al nordeste de Moscú.

Corría el año 1937 y los felices padres no podían suponer que la pequeña Válechka llegaría a ser la primera mujer que paseara por el cosmos.

En realidad, jamás les había pasado por la cabeza la posibilidad de que alguien llegara a hacerlo.

Los problemas de los Teréshkova estaban bien ligados a la Tierra, y su principal preocupación por entonces era realizar lo mejor posible la pequeña parte que les correspondía en el cumplimiento del ambicioso tercer plan quinquenal del gobierno soviético.

Vladimir era un hombre alegre, trabajador y expansivo, y para él pocos ingenios podían superar a esa moderna y productiva máquina de la que estaba tan orgulloso: el sufrido tractor que manejaba en el koljós.

Cuatro años más tarde, Hitler había de invadir la Unión Soviética y Vladimir Teréshkov moriría en el frente de batalla.

Valentina casi no lo recuerda, pero ella y sus hermanos tuvieron en la madre a una mujer abnegada que hizo cuanto pudo por sus tres hijos.

En el año 1945 los Teréshkova se mudaron a Yaroslavl y se instalaron en casa de unos parientes.

Elena comenzó a trabajar en una fábrica de tejidos mientras las dos hijas, Ludmila (la mayor) y Valentina, asistían a la escuela, y el menor, Vladimir, a un jardín de infantes.

Cuando Valentina terminó el séptimo grado, decidió que comenzaría a trabajar y seguiría estudiando por la noche.

Entró como obrera en una fábrica de neumáticos y más tarde se incorporó al gran complejo textil de Yaroslavl.

En esos años tenía dos pasiones: el esquí y la lectura.

Cuando no se deslizaba sobre la nieve, eran las discusiones en el bosque alrededor de una fogata, en el otoño, o excursiones veraniegas a las playas del Volga, siempre acompañada fielmente por los libros.

Al terminar el décimo grado, comenzó a estudiar por correspondencia en una escuela técnica.

Por esa época se fue aficionando a otro deporte que sería el primer paso en su rápido camino al espacio cósmico.

En un principio, todo se limitó a escapadas furtivas, a primera hora de la mañana, hasta la puerta de calle.

Un avión sobrevolaba regularmente su casa y de él se arrojaban paracaidistas. «¡Esos sí que son valientes!», comentaba luego a su madre y a su hermana, al dirigirse a la fábrica.

Pronto comenzó a saltar en paracaídas.

Cuando el 12 de abril de 1961 Yuri Gagarin fue el primer hombre en recorrer el espacio extra-terrestre, Valentina integraba la Liga Juvenil Comunista y seguía trabajando en la fábrica.

Todavía no se habían apagado en Yaroslavl los ecos del júbilo despertado por la hazaña del primer astronauta, cuando una persona llegada de Moscú conversó largo rato con Valentina y otras integrantes del club de paracaidismo que habían solicitado ingresar en la Escuela de Cosmonáutica.

Poco después Valentina partía para la capital.

Allí inició una etapa de intensos estudios y entrenamientos hasta que en mayo de 1962 fue incorporada al equipo de cosmonautas.

El propio coronel Gagarin, comandante del Destacamento de Astronautas, fue uno de sus maestros. Valentina debió aprobar cursos teóricos sobre técnica coheteril y pilotaje de cápsulas espaciales, además de someterse a arduas pruebas en la pista rodante, el rotor, la centrífuga, la cámara sorda y otras.

Finalmente, le tocó a Valentina destruir el mito de que los cosmonautas debían ser seleccionados entre los pilotos de pruebas militares.

Sin embargo, no todos fueron estudios, entrenamiento y trabajo.

Valentina dedicó todo el año 1962 a prepararse para el vuelo, pero los domingos iba a Moscú, donde frecuentaba el teatro Bolshói y las salas de concierto.

Pronto se hizo admiradora de Chaikovsky y Beethoven, al tiempo que el prestigioso pianista soviético Emil Guílels y el talentoso joven norteamericano Van Cliburn pasaron a ser sus intérpretes preferidos.

VALENTINA SE CONVIERTE EN «GAVIOTA»

El 15 de junio de 1963 Valentina Teréshkova, vestida con un traje sastre azul y zapatos blancos, está sentada junto a sus compañeros, a los técnicos de la base y a los periodistas soviéticos, en un amplio salón de reuniones del cosmodromo de Baikonur.

En un estrado se encuentran los integrantes de la comisión oficial encargada de decidir los lanzamientos.

El presidente de la comisión llama a Valentina y le dice ¡»Ciudadana Teréshkova, ha sido usted designada para comandar la nave espacial Vostok VI. La fecha de partida está fijada para mañana, domingo 16 de junio de 1963″.

Valentina, visiblemente emocionada pero con la calma propia de todo astronauta, agradece la designación, que considera un honor, y declara sentirse feliz y orgullosa.

La sala estalla en aplausos. Valeri Bikovski, el astronauta que más órbitas (81) realizó sin acompañante, ya se encontraba en el espacio desde el 14 de junio tripulando la nave espacial Vostok V, y esperaba el lanzamiento de su colega, que conmocionaría al mundo.

Aquel domingo Valentina se levantó con el sol. Su gorro blanco lucía a la izquierda una paloma bordada sobre un fondo dorado de rayos solares.

«Estoy lista para el vuelo», anuncia a los jefes de la operación.

Le regalan flores: nunca antes un hombre había obsequiado flores a una mujer que partía a las estrellas.

La joven astronauta ya está en la cabina, donde escucha la voz familiar de Gagarin: «Cinco minutos para preparativos».

Y Valentina informa: «Ajusté mi casco, me puse los guantes».

A las 11.30, hora de Moscú, se inicia la fase final, la cuenta regresiva. La intrépida cosmonauta tiene ante sí una carpeta con tapas blancas y unas iniciales en grandes caracteres cirílicos: CCCP (es decir, SSSR, iniciales del nombre en ruso de la Unión de Repúblicas Socialistas Soviéticas); es su libro de navegación. Solo falta esperar que termine la cuenta regresiva.

Valentina observa cómo la aguja del segundero recorre una, otra y otra vez la esfera del cronómetro. «Comenzar el despegue -ordena el puesto de mando-. ¡Despegue!»

Por obra y gracia del código de vuelo, Valentina se convierte desde ese instante en «Gaviota». Bikovski ya es «Halcón», y Gagarin, a cargo de los contactos radiales Tierra-Vostok, «Amanecer».

-Aquí Amanecer. ¿Me oye, Gaviota? Su vuelo se desarrolla normalmente, los cohetes funcionan a la perfección.

-Aquí Gaviota, aquí Gaviota. Estoy bien, me siento muy bien. Soporto la aceleración normalmente.

E sel primer diálogo entre una mujer lanzada al espacio y un hombre.

Cuando Valentina fue a reunirse con él, Bikovski estaba en su 32a vuelta alrededor de la Tierra.

Se comunicaron por radio en seguida pero la emoción les hacía olvidar sus nombres de código: «Valerik -dijo Teréshkúva-, voy a cantar, para que no te aburras, nuestra canción preferida: la de los cosmonautas.»

TRES DÍAS Y DOS MILLONES DE KILÓMETROS

El vuelo de la Vostok VI estaba planeado inicialmente para durar 24 horas.

Poco antes de ese plazo se consultó con.Teréshkova sobre su estado físico.

Al responder la astronauta que se encontraba perfectamente bien, la experiencia se prolongó dos días más.

El miércoles 19 de junio a las 11 de la mañana «Amanecer» habló con «Gaviota»: «Válechka, pronto iniciarás tu descenso.

Ya te adjudicaste una serie de triunfos y tu padre estaría orgulloso de ti si viviera».

No hubo respuesta: Valentina quizás lloraba.

Aterrizó a las 11.20. La ciudad de Kamen del Obi, en Siberia occidental, se insinuaba al norte.

Valentina Teréshkova había recorrido dos millones de kilómetros (más de cinco veces la distancia que separa la Tierra de la Luna), en 70 horas y 50 minutos, a una velocidad media de 28 mil kilómetros por hora, durante sus 48 vueltas alrededor de la Tierra.

Después vinieron los agasajos en la Plaza Roja de Moscú y en muchas

Otras capitales del mundo, y su casamiento, en el otoño de 1963, con un compañero de trabajo, el astronauta Andrián Nikoláiev, que había tripulado durante 94 horas y 35 minutos la Vostok III en agosto de 1962.

Al año siguiente nació su hija Elena, en las cercanías de Moscú.

Además de haber sido la primera astronauta del mundo, Valentina Teréshkova es diputada al Soviet Supremo de la URSS y presidenta del Comité de Mujeres Soviéticas.

La primera mujer que vio la Tierra desde el espacio cósmico expresó así su emoción: «Me siento muy feliz.

Veo el horizonte. Un celeste pálido con estrías azules.

Es la Tierra. ¡Cuan bella es!»

Fuente Consultada: Vida y Pasión de Grandes Mujeres – Las Reinas – Elsa Felder

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El Transbordador Espacial (no index)

El Transbordador Espacial

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

El planeta sedna, Características y datos, Distancia y medidas

OPINION CIENTIFICA –1

Sedna: el décimo planeta en el Sistema Solar

Aunque es más pequeño que Plutón, es el cuerpo más grande en órbita alrededor del Sol identificado desde el descubrimiento de Plutón, en 1930. Existe discusión entre los astrónomos si, por su pequeño tamaño, tendrá o no status de planeta…o será solamente un planetoide.

planeta sedna

Planeta Sedna, N°:10 del sistema solar

Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno, Plutón… ¡y Sedna!… Sí, porque entre los astrónomos ya se hizo oficial el descubrimiento del décimo planeta del Sistema Solar, el cuerpo celeste más lejano al Sol y de un tamaño muy similar a Plutón.

Está tan lejos del Sol que es el más frío del Sistema Solar. De hecho, su temperatura nunca sobrepasa los -240º C. Pero es el cuerpo celeste más importante y más grande en órbita alrededor del Sol identificado desde el descubrimiento de Plutón, en 1930.

¿Cómo se hizo posible la confirmación de este nuevo planeta?… El equipo encabezado por el investigador Mike Browne, del California Institute of Technology (Caltech) lo detectó por primera vez el 14 de noviembre del 2003, con la ayuda del telescopio Samuel Oschin, en el Observatorio Palomar de Caltech, cerca de San Diego, en California. Con el correr de los días, los telescopios de Chile, España, Arizona y Hawai confirmaron la existencia de Sedna. También lo hizo el nuevo telescopio infrarrojo espacial Spitzer, de la NASA.

Michael Brown dijo que era tanta la distancia de Sedna con respecto al sol, que desde el nuevo planeta se podría tapar el sol con la cabeza de un alfiler.

Más acerca de Sedna

Este nuevo planeta fue bautizado como Sedna en honor a la diosa del mar entre los pueblos inuit, habitantes esquimales del Norte de Canadá y Groenlandia, dama de las profundidades del mar y de las emociones humanas.

Según el pueblo inuit, la diosa Sedna dio origen a las criaturas marinas desde una cueva congelada que ocupa en el fondo del océano.

Sedna se encuentra aproximadamente a 12.800 millones de kilómetros de la Tierra y su tamaño parece ser tres cuartas partes el de Plutón. Es seis veces más pequeño que la Tierra.

Posee un diámetro de unos 2.000 kilómetros y una superficie recubierta de hielo y roca, y debido a su dimensión pequeña, algunos científicos expresaron sus dudas a que pueda ser considerado un planeta más. Y es que – dicen – tal vez sería más correcto hablar de un «planetoide».

Sedna es más rojo que cualquier otro cuerpo del Sistema Solar, con la excepción de Marte, y sigue una órbita muy elíptica, que en su punto más alejado lo sitúa a unos 135.000 millones de kilómetros del Sol, una distancia equivalente a 900 veces la existente entre el Sol y nuestro planeta, por lo cual tarda 10.500 años terrestres! en completar una sola órbita.

Para tener una idea, Plutón, el noveno planeta del Sistema Solar, y hasta ahora el último, tiene un diámetro de dos mil kilómetros y se encuentra a 6 mil millones de kilómetros de la Tierra.

Los primeros cálculos sugieren que Sedna se encuentra ubicado exactamente en una región del espacio llamada Cinturón de Kuiper. Éste posee cientos de objetos conocidos y los astrónomos creen que aún existen muchos otros esperando ser encontrados.

La mayoría son pequeños mundos de roca y hielo, aunque algunos también podrían ser tanto o más grandes que Plutón. La importancia de Sedna radica específicamente en que es el primero de este tipo de mundos que mantiene una órbita regular, ya que otros objetos similares son menos estables.

¿Qué viene ahora?…Intentar determinar si Sedna posee algún grado de atmósfera. Además, los científicos usarán el Hubble para descubrir por qué posee el tono rojizo más brillante después de Marte.

OPINION CIENTIFICA -2-

Sedna no es el décimo planeta del sistema solar. Numerosos medios de comunicación han cometido varios errores a la hora de describir el último descubrimiento de la NASA.

Entre otras cosas Sedna, un planetoide descubierto por astrónomos del Instituto Tecnológico de California ( Caltech) en cooperación con la NASA, no es un planeta ni tampoco, como se ha dicho, forma parte del cinturón de Kuiper.

El mismo equipo descubrió hace unos días otro planetoide, denominado 2004DW , y este si que forma parte del cinturón de Kuiper. De hecho, por su tamaño de 1600 km de diámetro, su descubrimiento habría sido una gran noticia sino fuera porque Sedna, a pesar de ser de un tamaño similar , tiene la particularidad de ser el primer planetoide situado más allá del cinturón de Kuiper, en una zona que hasta ahora era sólo intuida por la teoría y que se conoce como Nube de Oort.

Sedna está a más del doble de distancia que los objetos más lejanos de nuestro sistema conocidos hasta ahora y tres veces más lejos que Plutón. Por eso es noticia.

En nuestro sistema conocemos el cinturón de asteroides que se encuentra entre Marte y Júpiter, y un cinturón similar llamado Cinturón de Kuiper que se encuentra más allá de Plutón. De echo muchos astrónomos consideran que Plutón no es en realidad un planeta sino uno de los objetos que forman el Cinturón de Kuiper, ya que su tamaño es relativamente pequeño, su órbita es demasiado inclinada y a diferencia de los demás planetas sigue una trayectoría que hace que en ocasiones no sea el más alejado de la Tierra. Sedna es aún más pequeño que Plutón, su órbita también es muy inclinada, y su trayectoria es tan parabólica que sólo lo hemos detectado por casualidad, ya que dentro de unos 70 años volverá a alejarse de nuevo para no regresar y ser visible en las mismas condiciones en los próximos 10,500 años.

Ningún astrónomo calificaría a Sedna como planeta, y muchos dudan que Plutón lo sea, así que difícilmente se puede afirmar que Sedna es el décimo planeta de nuestro sistema. Se trata sólo de una exageración periodística.

Algunos Datos Sobre el Sistema Solar…

– El Sistema Solar está formado por una estrella central, el Sol, los cuerpos que le acompañan y el espacio que queda entre ellos.

– El Sol contiene el 99.85% de toda la materia en el Sistema Solar. Los planetas, los cuales están condensados del mismo material del que está formado el Sol, contienen sólo el 0.135% de la masa del sistema solar.

– Júpiter contiene más de dos veces la materia de todos los otros planetas juntos. Los satélites de los planetas, cometas, asteroides, meteoroides y el medio interplanetario constituyen el restante 0.015%.

– Los planetas terrestres son los cuatro más internos en el Sistema Solar: Mercurio, Venus, Tierra y Marte. Éstos son llamados terrestres porque tienen una superficie rocosa compacta, como la de la Tierra.

– Los planetas Venus, Tierra y Marte tienen atmósferas significantes, mientras que Mercurio casi no tiene.

– A Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno se les conoce como los planetas Jovianos (relativos a Júpiter), puesto que son gigantescos comparados con la Tierra, y tienen naturaleza gaseosa como la de Júpiter. También son llamados los gigantes de gas, sin embargo, algunos de ellos tienen el centro sólido.

– Los asteroides son rocas más pequeñas que también giran, la mayoría entre Marte y Júpiter. Además, están los cometas que se acercan y se alejan mucho del Sol. Por su parte, los meteoritos son fragmentos de tierra extraterrestre que se encienden y se desintegran cuando entran a la atmósfera.

Accidentes Espaciales: Historia de la Tragedia del Soyuz 11

Accidentes Espaciales – Historia del Soyuz 11

• TRAGEDIA ESPACIAL:

El 19 de abril de 1971, la estación espacial permanente Salyut 1 fue puesta en órbita.

Fue lanzada al espacio por el lanzador de cohetes Protón, el más poderoso de Rusia.

La cápsula Soyuz 10 se acopló con la Salyut unos cuantos días después, pero problemas técnicos con la esclusa de aire impidieron que la tripulación abordara la estación en órbita.

El 6 de junio, un acoplamiento exitoso fue realizado por el Soyuz 11 y sus tres cosmonautas, Georgi Dobrovolsky, el comandante de 43 años, Viktor Patsayev, un ingeniero de pruebas de 38 años, y Vladislav Volkov, el ingeniero de vuelo de 35 años.

Accidentes Espaciales: Historia de la Tragedia del Soyuz 11

La nave Soyuz 11 se lanzó el 6 de junio de 1971 y regresó a tierra el 29 de ese mismo mes, estableciendo un nuevo récord de permanencia en el espacio. Sin embargo la tripulación, compuesta por Vladislav Vólkov, Gueorgui Dobrovolski y Víktor Patsáyev, murió en su regreso a la Tierra.

Los tres jubilosos cosmonautas pasaron 23 días a bordo del Salyut, estableciendo una marca, mientras en el control de tierra los ansiosos médicos soviéticos controlaban la condición médica de los hombres.

Les preocupaban los efectos de la prolongada ingravidez en su condición física.

En diez días, los hombres se habían debilitado de manera alarmante, perdiendo mucha fuerza muscular mientras flotaban en el espacio.

Sin la fuerza de gravedad que les hiciera gastar energías, sus músculos se volvieron flácidos.

Pero eso no era un gran problema.

En la gravedad cero del espacio, los cosmonautas no tuvieron dificultad para mover equipo voluminoso de telescopio y cámara con las puntas de los dedos y realizar asombrosas hazañas de “levantamiento de pesas”.

Patsayeb, el ingeniero de pruebas, incluso plantó semillas en la estación espacial para el primer jardín espacial de la humanidad.

El 30 de junio, después de una misión impecable, el comandante Dobrovolsky desenganchó su Soyuz de la estación espacial y encendió los retrocohetes por exactamente dos minutos y medio para iniciar el descenso lento, controlado, a la tierra.

En la sala de control de Tierra los especialistas médicos empezaron a hacer fiestas a los tres hombres que habían batido el récord, previniéndoles por radio de que no trataran de salir de la cápsula al aterrizar porque no tendrían la fuerza para pararse en sus dos pies.

Tendrían que ser cargados como bebés hasta que la fuerza muscular volviera a sus miembros.

Flotando sin esfuerzo en el espacio, Dobrovolsky se rió: “Nos sentaremos y dejaremos que ustedes hagan el trabajo”.

Al abrirse camino la nave de regreso a la tierra, el contacto por radio se perdió, una interrupción de rutina de la señales de radio, ocasionada por el violento calor y la electricidad estática experimentada por todas las naves espaciales que se queman en su camino de regreso a través de la atmósfera de la tierra.

A 7.000 metros, los paracaídas se abrieron y el Soyuz se balanceó hacia la tierra.

A seis metros del suelo de Kazakhstan, poderosos cohetes dieron un estallido final y el Soyuz tocó tierra con la ligereza de una pluma.

El equipo de recuperación abrió la escotilla, listo para levantar a los héroes que volvían y llevarlos a los helicópteros que esperaban.

Adentro, los tres hombres estaban muertos.

Las pequeñas centellas explosivas que habían sido detonadas en el espacio para separar al Soyuz, habían abierto de una sacudida la válvula de aire en la escotilla principal.

Al iniciar la cápsula el regreso a la tierra, los cosmonautas empezaron a sofocarse lentamente al filtrarse el precioso aire al espacio.

Con los reflejos disminuidos y los músculos gastados por más de tres semanas de ingravidez, el comandante Dobrovolsky había estado demasiado débil para levantar el brazo contra la fuerza de desaceleración y cerrar la válvula.

Menos de seis semanas después, la memoria de los astronautas estadounidenses y los cosmonautas soviéticos recibió un digno tributo.

No sólo las tripulaciones de Apolo 1 y del Soyuz 11, sino también los astronautas que habían muerto en accidentes de avión y en misiones de entrenamiento.

El comandante de la misión Apolo 15, David Scott, había descendido a la superficie de la luna el 30 de julio de 1971, sólo dos años después del pionero lunar, Neil Armstrong.

Descripción del Alunizaje del Apolo XI Relato de Neil Armstrong –  BIOGRAFÍAS e HISTORIA UNIVERSAL,ARGENTINA y de la CIENCIA

La parte más sofisticada de su equipo fue el Lunar Rover, un carro impulsado por baterías que le permitió a él y su tripulante hm Irwin recorrer kilómetros sobre la superficie de la luna.

Condujeron hasta el borde del abismo lunar, el Hadley Rule, desde donde se domina un cerro de 360 metros de altura.

Allí colocaron la pequeña figura de metal de un astronauta caído, y una placa con una lista, en orden alfabético, sin importar la nacionalidad, de los ocho astronautas y seis cosmonautas que habían dado su vida por la exploración del espacio.

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La Era Espacial:Las Misiones Espaciales y la Carrera Espacial

Era Espacial y Las Misiones Espaciales – La Carrera Espacial

GUERRA FRÍA:

Luego de la segunda guerra mundial nada quedó sin ser afectado: ni puentes, ni ferrocarriles, ni caminos, ni transportes. 

La mano de obra se resintió y grandes extensiones de tierras se perdieron para el cultivo. 

La actividad industrial se atrasó, faltaban materias primas, herramientas apropiadas, tecnología moderna y energía. 

Ante esta realidad, Europa perdió su papel decisivo en la política internacional, y surgió entonces, un nuevo orden mundial representado por la hegemonía de los Estados Unidos y de la Unión Soviética, alrededor de los cuales, y formando dos bloques enfrentados, el bloque occidental y el bloque oriental, se alinearon los restantes países del mundo. 

La tensión entre ellos, dio lugar a la llamada «Guerra fría» que dominó por completo las relaciones internacionales en la última mitad del siglo XX. 

HISTORIA DE LA CARRERA ESPACIAL:

La U.R.S.S. toma la delantera:

Primer Satélite en el Espacio:

Sputnik Primer Satelite Enviado al Espacio Comienzo de la Era EspacialEl 4 de octubre de 1957 se inaugura una nueva era en la historia de la civilización: la conquista del Cosmos.

Ese día los científicos soviéticos pusieron en órbita el primer satélite artificial, construido por Leonid Ivanovich Sedov.

El artefacto, puesto en el último piso del cohete, recibió el nombre de Sputnik I («compañero de ruta»).

Las informaciones por él suministradas indicaban la temperatura, presión atmosférica y radiaciones del espacio por donde cruzaba.

Después de dar 1.367 vueltas en torno del globo, paulatinamente fue perdiendo altura por los residuos atmosféricos que encontraba en su marcha y finalmente penetró en la atmósfera interior.

El roce y la gran velocidad lo incendiaron y destruyeron (4 de enero de 1958).

En los primeros días de noviembre de 1957 los rusos pusieron en órbita un segundo satélite artificial, al que denominaron Sputnik II.

El artefacto estaba equipado con diversos accesorios para captar y medir los rayos cósmicos, radiaciones solares, ultravioletas y rayos X, juntamente con la temperatura y la presión atmosférica.

En él viajaba la perra Laika, con alimento, agua y aire para varios días, e instrumentos para registrar sus reacciones biológicas.

La disminución sucesiva del período de este satélite fue controlada por radiotelescopios y radar desde el momento mismo de su puesta en órbita hasta su destrucción, en abril de 1958.

Había dado 2.378 vueltas en torno de nuestro planeta y recorrido 120 millones de kilómetros o sea casi la distancia entre la Tierra y las proximidades del Sol.

Primeros intentos estadounidenses.

Se inicia la gran puja espacial.

Los éxitos alcanzados por los soviéticos acuciaron a los científicos estadounidenses, quienes en el transcurso del Año Geofísico Internacional (1957) previeron el lanzamiento de un aparato del llamado Plan Vanguard.

Así, el 1° de febrero de 1958 fue lanzado el primer satélite de los Estados Unidos y el tercero de la historia.

Lo bautizaron Explorer alfa 1958 y su diseño y construcción se debieron al científico alemán, nacionalizado estadounidense, Werner von Braun, inventor de las V-2.

El cohete que lo portaba se denominó Júpiter C.

El día 17 de marzo de 1958 fue puesto en órbita un segundo satélite de la Unión, instalado en un cohete Vanguard.

Con el lanzamiento de estos primeros artefactos comenzó virtualmente la carrera espacial entre soviéticos y estadounidenses.

A partir de las fechas mencionadas fueron enviados al espacio satélites cuyo destino principal era conocerlas diferentes condiciones físicas a fin de asegurar el buen desplazamiento de otros y su comunicación con el planeta.

También verificaban distintas mediciones geofísicas y cósmicas, y algunos de ellos abrieron con sus exploraciones el camino a las naves espaciales tripuladas.

A continuación figuran las referencias sintéticas de algunos de los artefactos volantes que EE.UU. y la U.R.S.S. enviaron al espacio.

El 28 de marzo de 1958 tuvo lugar desde Cabo Cañaveral (luego Cabo Kennedy) el lanzamiento del Explorer III, provisto de un registrador automático de todas las observaciones que recogía.

Cayó cerca de las costas estadounidenses, el 28 de junio del mismo año.

Por su parte, los rusos pusieron en órbita al Sputnik III (15 de marzo de 1958), considerado ya satélite habitable porque llevaba 968 kilogramos de instrumentos dispuestos en un cuerpo de 1,73 m y una altura de 3,57 metros.

La parte baja del satélite estaba provista, para alimentar la corriente, de unas baterías eléctricas en forma de acumuladores de cinc y plata que se cargaban mediante células fotoeléctricas de silicio.

Llevaba además el emisor de radio y el cerebro electrónico que dirigía todas las operaciones de los aparatos de medida.

El aspecto exterior del satélite era complicado por la múltiple variedad de funciones a que estaba destinado: detectaba, medía y analizaba datos relacionados con el aire, el Sol y la Tierra, en tanto que un aparato electrónico de calcular retransmitía toda esa información a las estaciones de control correspondientes.

Puede decirse que el Sputnik III sirvió de antesala para el conocimiento ulterior del espacio por parte del hombre, en sus viajes por el cosmos.

Los estadounidenses, a su vez, lanzaron el Explorer IV (julio de 1958),el Pioner (octubre de 1958) y el Pioner III, que llegó hasta 100.000 kilómetros y descubrió el segundo cinturón de radiaciones de Van Alien.

Importante acontecimiento significó también el lanzamiento del cohete estadounidense Atlas-Score, en diciembre de 1958. Por medio del satélite, que pesaba 68 kilogramos, el entonces presidente Eisenhower envió una salutación de Navidad a todos los habitantes del planeta.

El 17 de febrero de 1959 los EE.UU. colocaron en órbita el Vanguard II.

El satélite de este vehículo llevaba baterías solares y células para rayos infrarrojos a fin de captar la presencia o no de nubes.

En marzo del mismo año se lanzó el Pioner IV, que se convirtió en un planetoide, ya que describe su órbita en torno del Sol.

El tiempo para su caída se prolongará indefinidamente.

El 28 de mayo de ese año los Estados Unidos realizaron el primer vuelo suborbital de la historia; a bordo del satélite iban dos monas (Able y Baker) que son los primeros viajeros que regresaron vivos del espacio exterior.

La exploración del espacio, viajes tripulados

El viaje tripulado a la Luna fue la culminación de una serie cuidadosamente planificada de complejos ensayos.

El primero fue un espectacular fracaso.

Ante el desafío del Sputnik soviético en 1957, Estados Unidos sólo disponía del cohete Vanguard, de la marina, para poner en órbita un satélite propio.

En diciembre de 1957, el cohete estalló en la plataforma de lanzamiento.

Un segundo intento, previsto para el mes siguiente, tuvo que ser cancelado a última hora.

Estados Unidos inició entonces el proyecto de los satélites Explorer, lanzados por el cohete militar ICBM Júpiter C.

El Explorer I entró en órbita en enero de 1958 y, en el curso de dos años, le siguieron casi una veintena de satélites, con toda una serie de aparatos experimentales.

Pero estos viajes no eran más que breves excursiones.

En octubre de 1958, la NASA (National Aeronautics and Space Administration), fundada para coordinar todos los proyectos espaciales de carácter civil, lanzó el Pioneer I, cuyo objetivo era entrar en órbita alrededor de la Luna y enviar a la base información sobre su superficie.

Por desgracia, uno de sus motores auxiliares falló y la nave cayó a la Tierra.

Mientras tanto, los soviéticos habían conseguido algunos éxitos espectaculares con sus sondas de la serie Luna.

La primera pasó junto a la Luna a una distancia de 7.000 km, para luego quedar en órbita alrededor del Sol, convirtiéndose así en el primer planeta artificial.

El Luna III causó sensación en octubre de 1959 al sobrevolar la cara oculta de la Luna (que siempre está vuelta en dirección opuesta a la Tierra) y enviar fotografías de la superficie hasta entonces desconocida del satélite.

En ese momento la suerte dejó de sonreír a los soviéticos y tuvieron que esperar seis años para conseguir otro éxito importante, que una vez más fue espectacular.

En enero de 1966, el Luna IX se posó sobre la superficie de la Luna y envió a la Tierra una larga serie de fotografías.

Estas imágenes fueron un gran alivio para los norteamericanos, que todavía no podían estar seguros de que la superficie lunar no estuviera cubierta de una capa tan gruesa de polvo que fuera capaz de engullir toda una nave espacial y su tripulación.

De hecho, las cámaras soviéticas revelaban un paisaje árido, rocoso y sembrado de cráteres; totalmente inhóspito, pero sólido.

Mientras tanto, Estados Unidos había acumulado información esencial sobre la geografía lunar, principalmente como orientación para seleccionar un sitio adecuado para el alunizaje.

La serie de sondas Ranger tuvo un mal comienzo, ya que las seis primeras resultaron un fracaso.

Sin embargo, las naves Ranger VII, VIII y IX enviaron miles de fotografías antes de destruirse.

Con su gusto por la publicidad, Estados Unidos televisó al mundo las imágenes enviadas por el Ranger IX, bajo el título «En vivo desde la Luna».

Poco después, en mayo de 1966, también Estados Unidos consiguió un alunizaje con la primera nave de las de la serie Surveyor, que, en conjunto, enviaron un total de decenas de miles de fotografías desde sus diferentes puntos de alunizaje.

Las naves en órbita alrededor de la Luna enviaban simultáneamente numerosas imágenes de grandes áreas del satélite, tomadas a gran altura sobre su superficie.

En febrero de 1967, se había aprendido ya todo lo que podía aprenderse mediante vuelos no tripulados y se dio inicio al segundo paso: el desarrollo de la tecnología necesaria para llevar al hombre a la Luna.

El método finalmente escogido por la NASA para la misión fue el acoplamiento en órbita lunar.

El sistema consistía en poner en órbita alrededor de la Luna una nave doble, tripulada por tres personas.

En el momento apropiado, el módulo lunar, con dos de los astronautas a bordo, se separaría del módulo de mando y, controlado por sus cohetes propulsores, se posaría sobre la superficie de la Luna.

Una vez que los dos astronautas hubieran desembarcado y cumplido con las tareas que debían efectuar, regresarían al módulo lunar, pondrían en funcionamiento los cohetes para volver a poner en órbita la nave y se reunirían con su compañero en el módulo de mando.

Los tres astronautas iniciarían entonces el largo viaje de regreso a la Tierra y finalmente descenderían en el Pacífico.

Como primer paso, se organizó una serie de vuelos con dos tripulantes (el proyecto Géminis), cuyo principal objetivo era perfeccionar la técnica de acoplamiento de dos satélites en el espacio.

Después de que varias misiones capaces de acabar con los nervios de cualquiera se cumplieran con éxito, llegó el momento de emprender la fase final, las misiones Apolo, en las que los astronautas serían impulsados en su trayectoria hacia la Luna por el enorme cohete Saturno V.

(Con cerca de 3.000 toneladas de peso, era el mayor cohete jamás construido y representaba el 98 % del total del equipo lanzado al espacio.)

Antes de intentar el primer alunizaje, se efectuarían varias misiones experimentales consistentes en orbitar alrededor de la Luna.

El proyecto comenzó con una tragedia, cuando tres astronautas murieron en un incendio en el módulo de mando durante una práctica realizada en tierra.

La catástrofe retrasó la operación en más de un año, pero finalmente, el 21 de diciembre de 1968, tres hombres fueron enviados a la Luna en el Apolo VIII.

Después de orbitar alrededor del satélite, regresaron sanos y salvos a la Tierra.

La siguiente misión, en marzo de 1969, puso a prueba el módulo lunar en órbita terrestre y a continuación, en la misión Apolo X, en órbita lunar (mayo del mismo año).

Los astronautas del Apolo X llevaron el módulo lunar a 14 km de distancia de la superficie lunar antes de regresar al módulo de mando.

Finalmente, el 20 de julio de 1969 se produjo el triunfo del Apolo IX, cuando el astronauta Neil Armstrongn se convirtió en el primer hombre en caminar sobre la Luna:

«Un pequeño paso para un hombre que es un salto de gigante para la humanidad.»

De las otras seis misiones Apolo, una (la del Apolo XIII) estuvo a punto de acabar en desastre, sin que llegara a producirse el alunizaje, pero las otras cinco se desarrollaron sin incidentes.

El último alunizaje tuvo lugar en diciembre de 1972; a partir de entonces, la Luna ha vuelto a sumirse en su ancestral soledad.

Se calcula que el coste total del proyecto fue de unos 25.000 millones de dólares; pero, ¿cuáles fueron sus beneficios?.

En cuanto a objetos tangibles, produjo alrededor de 400 kg de muestras de rocas de gran interés geológico, pero de importancia relativa.

Los soviéticos demostraron de manera convincente que era posible obtener el mismo resultado de forma más económica y sin arriesgar vidas humanas, con alunizajes no tripulados.

Lo mismo puede decirse de los experimentos científicos realizados en la superficie lunar por los astronautas norteamericanos.

Desde el punto de vista de la exploración, los astronautas sólo cubrieron una minúscula parte del satélite y, con las técnicas modernas, es posible estudiar toda su superficie desde naves en órbita.

Como medio para realizar observaciones científicas, el proyecto tuvo literalmente un coste astronómico.

Los objetivos del programa espacial soviético siguen siendo un misterio porque, si bien los norteamericanos trabajaban bajo los focos de la publicidad, los soviéticos ofrecían información con cuentagotas.

El envío de cuatro naves zonda no tripuladas para orbitar la Luna, entre 1968 y 1970, sugiere que podrían haber considerado un alunizaje tripulado; de haber sido así, la catastrófica explosión en 1969 de su cohete de lanzamiento  parece haber sido un golpe del que nunca se recuperaron.

En su lugar, emprendieron el programa Soyuz («unión»), consistente en poner en órbita laboratorios permanentes (Salyut), con la tripulación relevada y periódicamente reabastecida mediante acoplamientos con las naves Soyuz.

El Salyut I fue lanzado con todo éxito en abril de 1971, y una tripulación de tres hombres permaneció a bordo del laboratorio durante 23 días en junio.

Trágicamente, los integrantes de esta tripulación perecieron en el viaje de regreso a causa del simple fallo de una válvula en la nave Soyuz.

Otros tres Salyut lanzados mas tarde fueron un fracaso, incluido el COSMOS 55, el 11 de mayo de 1973.

Tres días más tarde, Estados Unidos puso en órbita su primer laboratorio espacial, el gigantesco Skylab, que tuvo graves dificultades cuando uno de los paneles solares se desprendió de la nave y el otro no pudo abrirse.

Sólo gracias a unos arreglos extremadamente ingeniosos y arriesgados, realizados en el espacio, se salvó la misión y el laboratorio comenzó a funcionar dos semanas más tarde.

El programa soviético Salyut tuvo que esperar hasta el final de 1977 para lograr un éxito comparable.

Los principales beneficios de estas actividades precursoras en el espacio tuvieron dos vertientes.

En primer lugar, generaron en un período de tiempo extremadamente breve gran cantidad de conocimientos sobre la forma de maniobrar vehículos en el espacio.

Estas técnicas constituyeron la base para el actual enjambre de satélites, que hacen posible la existencia de sistema; de telecomunicaciones sumamente perfeccionados y ofrecen información sobre el clima mundial, los recursos minerales del planeta y la cambiante distribución de la vegetación.

Asimismo, los adelantos técnicos en el campo de los cohetes han tenido gran importancia militar.

En segundo lugar, el proyecto de los viajes a la Luna fue muy estimulante para la moral norteamericana, después de la «humillación» de los Sputnik; aunque es preciso decir que en 1969 la superioridad de la tecnología norteamericana había quedado convincentemente demostrada en otros muchos sectores.

El último paseo de un hombre por la superficie lunar tuvo lugar en 1972, pero la Unión Soviética demostró que los vuelos no tripulados podían producir resultados comparables.

En noviembre de 1970, el Luna XVII depósito en la superficie del satélite un vehículo de control remoto, el Lunojod, seguido por el Lunojod II en 1971.

Estos vehículos recorrieron 50 km transmitieron miles de fotografía, recogieron y analizaron muestras de rocas y efectuaron mediciones de los rayos cósmicos.

LOS PRIMEROS PASOS DE LA UNIÓN SOVIÉTICA…

El peso del segundo satélite lanzado por los soviéticos, que formaba un todo único con la última fase del cohete lanzador, era de 508,3 kg.

La inclinación del plano orbital era de 65°, como la del Sputnik-1; su altura, 225 Km. en el perigeo y 1.671 en el apogeo.

Dada la mayor distancia a la Tierra en el punto de apogeo, la órbita resultó muy alargada respecto a la del Sputnik-1.

Como la velocidad era la misma, aumentó el período de rotación, que llegó a ser de 103 minutos.

Sobre un bastidor adecuado, dispuesto en la cabeza del misil, había dos aparatos: uno para los rayos ultravioleta y el otro para los rayos X, que el satélite podía detectaren la luz solar.

Bajo estos dispositivos había un cuerpo esférico, análogo al del Sputnik-1, equipado con varios aparatos de radio.

Finalmente, también contenía un recipiente cilíndrico: el habitáculo de Laika, que, además de albergar a la perrita, llevaba la reserva de alimentos, un sistema automático de acondicionamiento de aire, dispositivos para la medición de la temperatura y la presión de la cabina, y aparatos de control de algunas funciones fisiológicas del animal.

En la parte terminal del cohete lanzador, se habían colocado las baterías eléctricas, los detectores de rayos cósmicos y un completo equipo radiotelemétrico para enviar a la Tierra los datos recogidos por el satélite en el espacio.

El Sputnik-2 se desintegró el 14»de abril de 1958, unos tres meses después del final de la misión del Sputnik-1 (4 de enero de 1958).

perra laika

El destino de la perrita siberiana Laika, estaba decidio de antemano, Moscú anunciaba el 12 de diciembre de 1958 que «la perrita murió antes de que los aparatos dejaran de funcionar».

En el comunicado se decía que, según lo previsto, se había matado a Laika mediante una pequeña ampolla de gas venenoso hecha explosionar en el interior de la cápsula.

El lanzamiento del Sputnik-1 y del Sputnik-2 significó una grave afrenta para la tecnología estadounidense, aunque, desde el punto de vista de la investigación electrónica, Estados Unidos era sin duda alguna un país mucho más avanzado.

Precisamente este factor permitió a los estadounidenses una rápida recuperación en los meses siguientes, ya que muy pronto pudieron enviar sus satélites al espacio y, más tarde, sus astronautas a la Luna.

Enlace Externo: Hitos de la Carrera Espacial

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

Resumen de la Vida de las Estrellas y Su Evolución Estelar Hasta La Muerte

LA VIDA DE UNA ESTRELLA:

Las estrellas tienen una fuente interna de energía.

Pero, al igual que todo tipo de combustible, sus reservas son limitadas.

A medida que consumen su suministro de energía las estrellas van cambiando y cuando se les acaba, mueren.

El tiempo de vida de las estrellas, aunque muy largo comparado con las escalas de tiempo humanas, es, por lo tanto, finito.

A medida que envejecen sufren profundos cambios en sus tamaños, colores y luminosidades, siempre como consecuencia de la disminución de sus reservas.

Para aumentar su expectativa de vida, la estrella lucha continuamente contra la fuerza gravitatoria que intenta contraerla.

Las distintas etapas evolutivas son sucesiones de contracciones que terminan cuando la estrella comienza a quemar otros combustibles que mantenía en reserva y logra establecer una nueva situación de equilibrio.

Galaxias y estrellas del universo

El factor más importante en el desarrollo de una estrella es su masa inicial.

Las estrellas más masivas tienen mayores temperaturas centrales y, en consecuencia, producen energía y consumen combustible a un ritmo creciente.

Este hecho fue determinado observacionalmente y se llama relación masa-luminosidad.

Podría parecer que las estrellas más masivas, las que tienen más combustible, deberían tener vidas más largas.

Pero en realidad sucede exactamente lo contrario.

Al igual que con el dinero o la comida, la duración del combustible estelar depende tanto de la cantidad disponible como del ritmo de consumo.

Por ejemplo, la vida del Sol será de 10 mil millones de años.

Una estrella de masa 10 veces mayor tiene 10 veces más combustible, pero lo quema a un ritmo tan grande (de acuerdo a la relación masa-luminosidad) que termina de consumirlo en 30 millones de años.

En el otro extremo, una estrella de 0,1 M0 brillará durante 3 billones de años antes de morir.

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

El único método de determinación directa de masas es el estudio del movimiento de estrellas binarias.

Las estrellas dobles o binarias están muy próximas entre sí y cada estrella gira alrededor del centro de gravedad del par.

Aplicando a estos sistemas las leyes de Newton es posible deducir su masa.

Sin embargo, la masa de cada estrella del sistema se puede determinar sólo en el caso de que el sistema binario sea ecipsante (es decir cuando una de las estrellas eclipsa a la otra).

Estas mediciones, aunque pocas en número, son interesantes porque a partir de ellas se han podido establecer algunos resultados que dieron la clave para comprender la evolución estelar.

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

Se han observado estrellas muy masivas, hasta 120 M0, pero ¿hay una masa mínima para las estrellas?.

La respuesta a esta pregunta está todavía en estudio.

Las estrellas de menor masa observadas son Ross 614B, de 0,08 M0 y Luyten 726-8B con 0,04 M0, pero la mayoría de las estrellas tienen masas de entre 0,3 y3 M0.

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EL DIAGRAMA H-R  

En el año 1911 el astrónomo danés E. Hertzsprung comparó la magnitud absoluta y la luminosidad de estrellas pertenecientes a varios cúmulos.

Trazó la curva de variación de uno de estos parámetros en función del otro y observó que los puntos no estaban esparcidos al azar en el diagrama, sino que se distribuían a lo largo de una línea bien definida.

En 1913, el astrónomo norteamericano H. Russell llegó a la misma conclusión con datos de otras estrellas.

Mostró empíricamente la existencia de una relación entre la luminosidad y temperatura estelares.

El diagranta resultante se llama diagrama Hertzprung-Russell (H-R), y está representado en la figura.

La posición de unaa estrella en el diagrama H-R depende de su estado de evolución, y por eso la estructura y la historia de nuestra galaxia se pueden estudiar con este instrumento básico.

Así como los botánicos pueden estimar la edad de un árbol a partir de la cantidad de anillos de su tronco, los astrónomos encuentran en el H-R la herramienta que les permite estimar la edad de una estrella.

Diagrama estelar E. Hertzsprung

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

Un examen en el diagrama H-R de las estrellas con distancias conocidas muestra que no están distribuidas al azar, sino que muchas (entre ellas el Sol) están agrupadas en una banda angosta sobre la diagonal, llamada secuencia principal.

Otro grupo de estrellas, la rama de las gigantes, se extiende horizontalmente sobre la secuencia principal.

Las estrellas con luminosidades mayores que las gigantes se llaman supergigantes, mientras las estrellas sobre la secuencia principal se llaman enanas.

Estudiando los sistemas binarios se pudo establecer que la luminosidad de una estrella de secuencia principal es proporcional a su masa elevada a la potencia 3,5.

Es decir que una estrella 2 veces más masiva que el Sol será 11 veces más 1 luminosa.

Esta relación masa-luminosidad es una forma de estimar la masa de una estrella que no pertenece a un sistema binario a partir de su luminosidad, con la condición de que pertenezca a la secuencia principal, lo que se puede determinar, como veremos, con criterios espectroscópicos.

Las cantidades fundamentales que definen este diagrama se pueden medir con distintos parámetros, dándole así distintas formas.

El H-R clásico usa dos cantidades: el tipo espectral (que es una determinación cualitativa de la temperatura) y la magnitud absoluta.

• ►El Tipo Espectral

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

Como hemos visto en el capítulo anterior, el análisis cuantitativo pernúte determinar los parámetros físicos que describen la atmósfera estelar.

El análisis cualitativo descansa en la simple observación de que los espectros pueden agruparse en familias: esta clasificación espectral considera sólo la apariencia del espectro en el visible.

Según ella, las estrellas se ordenan en 7 clases principales (de acuerdo a su temperatura) a las que se designa con las letras O, B, A, F, G, K y M. Para tener en cuenta las diferencias de apariencia entre espectros de la misma clase fue necesario establecer una subdivisión decimal, y entonces el tipo espectral se representa por BO, B1, B2, …, B9, AO, A1…

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

Así el H, que es el elemento más abundante del universo y del que todas las estrellas tienen casi la misma abundancia, predomina en las líneas espectrales de estrellas con temperaturas cercanas a lO.0000K, porque la excitación del átomo de H es máxima a esta temperatura.

En las atmósferas de las estrellas más calientes, de tipo espectral o, el H está casi todo ionizado y entonces no produce un espectro significativo de líneas de absorción.

En las atmósferas de estrellas frías (por ejemplo de tipo espectral K) los átomos de H son neutros (no ionizados) y prácticamente todos están en el estado fundamental, no excitado.

El espectro de líneas así producido pertenece principalmente al rango ultravioleta, no observable desde la Tierra, mientras que las líneas de H observadas en el visible son muy débiles.

Las estrellas de tipo o que son las más calientes, muestran en sus espectros líneas de He ionizado, pero no líneas de H.

Yendo a tipo BO hasta AO la intensidad de las líneas de He también decrece cuando las condiciones de temperatura no son favorables y la de los metales (elementos más pesados que el He) crece para tipos espectrales correspondientes a temperaturas más bajas.

En las estrellas más frías, las líneas de metales neutros se hacen más y más intensas y aparecen bandas características de moléculas.

Las clasificación en “gigantes” y “enanas”, tiene sentido sólo para un dado tipo espectral.

Si se consideran dos estrellas del mismo tipo espectral, una de la secuencia principal y la otra de la rama de las gigantes, las dos muestran gran diferencia en luminosidad.

Como son del mismo tipo espectral, tienen la misma temperatura.

La diferencia de luminosidad se origina entonces en la diferencia de tamaño.

Comparemos, por ejemplo, dos estrellas de clase M.

La luminosidad de la gigante es 10.000 veces mayor que la de la enana (o de secuencia principal).

Por lo tanto su área superficial debe ser 10.000 veces mayor y entonces el radio de la gigante será 100 veces mayor que el de la enana.

(La ley de Stefan-Boltzmann dice que:  L es proporcional a R2.T4).

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

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■ COMO NACE UNA ESTRELLA

Como ya hemos dicho la vida estelar es una sucesión de contracciones.

La primera gran contracción es la de la nube interestelar que crea la estrella.

La cuna de las nuevas generaciones de estrellas en nuestra galaxia parece estar en las nubes interestelares de átomos y moléculas.

La densidad promedio del medio interestelar en la galaxia es de cerca de un átomo por cm3.

La formación de una estrella requiere una densidad 1024 veces mayor.

El único mecanismo capaz de actuar a grandes distancias y de originar tal factor de compresión es la fuerza de la gravedad, que juega aquí un papel esencial.

Por otro lado el movimiento térmico de las moléculas y el movimiento turbulento del gas interestelar producen una presión que impide una contracción abrupta impuesta por el campo gravitatorio.

Cuando la gravedad rompe este equilibrio se puede formar una estrella o un grupo de estrellas.

En términos muy generales, esto sucede cuando la masa de la nube sobrepasa una cierta masa crítica.

Una nube colapsará si, por ejemplo, su masa aumenta por colisiones con nubes más pequeñas, pero su temperatura promedio sólo aumenta ligeramente, o si la masa de una nube permanece constante, pero su temperatura disminuye, de manera que la presión no puede frenar el colapso.

Estas dos situaciones podrían ocurrir simultáneamente.

Los cálculos indican que en nubes con masas mayores que unas 2.000 M0 la gravedad gana sobre las fuerzas de presión.

La nube se hace gravitatoriamente inestable y se contrae más y más rápido. Como la masa de una estrella típica es unas 1.000 veces menor, hay que concluir que la nube se fragmenta.

Los complejos moleculares gigantes muy fríos, con temperaturas de unos 10 a 90 0K, son los lugares reconocidos de formación estelar.

Sus masas son muy grandes; alcanzan hasta 1.000.000 M0.

El polvo de la nube oculta las nuevas estrellas al astrónomo óptico, pero éstas se pueden detectar en el infrarrojo.

Hay un tipo de nubes moleculares pequeñas, llamadas “glóbulos de Bok”, algunos de los cuales se han observado en contracción gravitatoria.

Su velocidad de colapso es de aproximadamente medio km/seg, y su radio es del orden de 2 años luz.

Si nada frena su colapso, estos glóbulos se condensaran en estrellas dentro de 1.000.000 años, lo cual, en términos de la vida total de la estrella, es un período muy breve.

Estos objetos aislados (que se ven como zonas negras contra el fondo de la Vía Láctea) ilustran los modelos teóricos de formación estelar.

La región central, altamente comprimida y mucho más densa que la periferia, atrae a la materia que la rodea.

La temperatura aumenta progresivamente y la presión se hace suficientemente alta como para parar momentáneamente el colapso del núcleo.

Poco a poco toda la materia en la envoltura cae hacia la protoestrella.

Cuando su temperatura pasa los 10 millones de °K, comienzan las reacciones termonucleares, es decir el autoabastecimiento de energía.

En este momento la estrella entra en la secuencia principal y comienza su vida normal.

En las galaxias espirales, como la nuestra, las estrellas se forman en los brazos espirales, donde se encuentran el polvo y el gas interestelares.

La observación de estrellas en formación o estrellas muy jóvenes junto con su ambiente provee importantes contribuciones a la teoría de formación estelar.

En el esquema presentado la formación de estrellas está directamente relacionada a la evolución de las nubes moleculares, pero aunque es el caso más estudiado, no es el único.

Una forma de aprender más sobre formación estelar es investigar galaxias vecinas.

La formación estelar en la Gran Nube de Magallanes presenta algunos problemas para este esquema: en una región llamada 30 Dorado se observan unas 50 estrellas O y B asociadas con una nube de 50 millones de M0 de hidrógeno neutro.

No hay polvo en esta región ni se ha detectado ninguna nube molecular.

Esto muestra claramente que la teoría de formación estelar basada en nubes moleculares no explica todos los nacimientos estelares.

Este es un tema de gran actualidad en astrofísica que todavía no está resuelto.

La protoestrella entra al diagrama H-R por la derecha (la parte roja o fría), en el momento en que la temperatura central se hace suficientemente alta (recordemos que bajo compresión la temperatura de un gas aumenta) y la estrella comienza a convertir H en He.

La posición inicial de la estrella en el H-R define la llamada secuencia principal de edad cero (ZAMs).

Cuanto más masiva nace una estrella más arriba comienza su vida de secuencia principal y más luminosa es.

La posición de la ZAMS sobre el diagrama H-R depende de las composiciones químicas de las estrellas que se forman.

La abundancia de metales (elementos más pesados que el He) aumenta de generación a generación, a medida que las estrellas más viejas evolucionan y enriquecen el medio interestelar con elementos pesados.

En consecuencia la ZAMS se desplaza cada vez más hacia la derecha sobre el H-R a medida que la galaxia envejece, y este corrimiento permite estimar la edad de la galaxia.

La secuencia principal representa la primera pausa y la más larga en la inexorable contracción de la estrella.

Durante este intervalo las estrellas son hornos nucleares estables y a esta estabilidad debemos nuestras propias vidas, ya que el Sol se encuentra en esta etapa.

A medida que la estrella envejece se hace un poco más brillante, se expande y se calienta. Se mueve lentamente hacia arriba y a la izquierda de su posición inicial ZAMS.

Evolución de las Estrellas

Para una persona, incluso para una toda generación de seres humanos resultaimposible observar una única estrella para descubrir todo lo que le sucede en el transcurso de su existencia, ya que la vida estelar media es del orden de los miles de millones de años.

Identificar y ordenar las distintas etapas en la vida de las estrellas, puede compararse con obtener una fotografía en conjunto de todos los habitantes de una ciudad; en la foto se tendría una visión de las posibles fases o estadios de la vida humana: habrían recién nacidos, niños, adultos, ancianos, etc.

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

Debido a la cantidad y a la gran variedad de estrellas existentes, se logra tener una idea de su evolución observando estrellas en las diversas fases (o etapas) de su existencia: desde su formación hasta su desaparición.

Al respecto se debe tener en cuenta que, efectivamente, se han visto desaparecer estrellas (por ejemplo, la supernova de 1987) como también se han hallado evidencias de la formación de otras nuevas (como en el profundo interior de la Nebulosa de Orión, por ejemplo).

Ya mencionamos que en el estudio de las estrellas, se utilizan parámetros físicos como la temperatura o la masa, entre otros.

Pero debe señalarse también otra de las técnicas usuales en Astronomía, denominada Espectroscopía.

La luz estelar se descompone en su gama intrínseca de colores, llamándose «espectro» al resultado de esa descomposición cromática (la palabra espectro que significa «aparición», fue introducida por I. Newton, quien fue el primero es descubrir el fenómeno).

En el espectro de las estrellas, además de los colores, aparecen ciertas líneas o rayas bien nítidas.

Esas líneas o mejor dicho, cada una de las series de líneas, se corresponde, según su posición en el espectro, por una parte con la T de la superficie estelar y por otra, con los elementos químicos presentes en la atmósfera de la estrella.

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

Los astrónomos han diseñado un sistema de clasificación de estrellas, de acuerdo a las características que presentan sus respectivos espectros.

En ese esquema, las estrella s se ordenan desde las más calientes a las más frías, en tipos espectrales que se identifican según el siguiente patrón de letras: O B A F G K M

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

Este sistema de clasificación se corresponde además con los colores de las estrellas: las de tipo (O) son azules-violáceas y las de tipo M, rojas; el Sol (tipo G) es amarillo.

Los colores observados también se relacionan con la temperatura, ya que las estrellas más calientes emiten la mayor parte de su luz en la zona azul del espectro electromagnético, mientras que las más frías lo hacen en la zona roja.

En las estrellas más calientes, las distintas capas interiores deben vencer mayor atracción gravitacional que las capas más externas, y por lo tanto la presión del gas debe ser mayor para mantener el equilibrio; como consecuencia, mayor es la temperatura interna.

Implica que la estrella debe «quemar» combustible a gran velocidad, lo que produce una ingente cantidad de energía.

Esta clase de estrellas sólo puede tener una vida limitada: unos pocos millones de años.

Las estrellas frías (generalmente pequeñas y con una fuerza de gravedad débil) sólo producen una modesta cantidad de energía; en consecuencia aparecen brillando tenuemente.

Así, estas estrellas pueden existir como tales sólo algunas decenas de miles de millones de años.

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

Tipo EspectralTemperatura (ºC)
O40.000
B25.000
A11.000
F7.600
G6.000
K5.100
M2.500

Ahora bien, la temperatura y consecuentemente, la cantidad de energía que emite una estrella, depende de su masa: cuanto mayor es su masa, mayor es la temperatura y por consiguiente mayor es la cantidad de energía que irradia.

Pero hasta que en su núcleola temperatura no alcance un valor de algunos millones de grados, no se producirán transformaciones nucleares (del tipo de transmutación de hidrógeno en helio) y, por lo tanto, mientras eso no ocurra, la cantidad de energía que emiten será bastante pequeña (objetos de esta clase son denominados protoestrellas).

Cuando se inicia la vida de una estrella, el calor de su interior procede de la energía gravitacional, es decir, de la nube de gas que se comprime sobre sí misma (colapso).

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

Las estrellas contienen suficiente hidrógeno como para que la fusión en su núcleo dure un largo tiempo, aunque no para siempre.

La velocidad de combustión del hidrógeno depende de la masa, o sea de la cantidad de materia que compone la estrella.

Llegará un momento en que se acabará todo el hidrógeno disponible y sólo quede helio.

En esas condiciones la estrella sufrirá diversos tipos de transformaciones: aumentará de tamaño y el helio acumulado se transmutará en elementos más pesados como el carbono, el nitrógeno, el oxígeno, etc, mediante otras reacciones nucleares.

Entonces la estrella dejará de ser estable: sufrirá cambios de volumen y expulsará al espacio parte de su material.

Las capas mas externas serán las primeras en alejarse.

Después de cinco a diez mil millones de años, una estrella como el Sol evoluciona a un estado denominado de gigante roja: un objeto de gran tamaño (de dimensiones mayores que las originales), mucho más fría y de una coloración rojiza.

Su temperatura superficial disminuye y por lo tanto toma color rojizo.

La gigante roja brillará hasta que su núcleo genere cada vez menos energía y calor.

En esas condiciones la estrella empieza a contraerse: disminuye su diámetro y al mismo tiempo aumenta su temperatura superficial.

Si la estrella, al formarse, tiene una masa cuarenta veces mayor que la masa del Sol, pasará al estado de gigante roja en sólo unas pocas decenas de millones de años.

Luego irá disminuyendo de tamaño y perderá rápidamente una cantidad significativa de su masa expulsando materia hacia el espacio.

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

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

Finalmente, hacia el término de su existencia, esas estrellas se convierten en objetos de pequeñas dimensiones (del tamaño de la Tierra o aún menor), calientes y de color blanco: son las enanas blancas.

La materia de estos objetos se halla extremadamente comprimida: 1 centímetro cúbico de la misma puede pesar varias toneladas.

En otras palabras, en un volumen similar al de nuestro planeta se halla condensada la misma cantidad de materia que hay en un volumen comparable al del Sol.

Pero no todas las estrellas acaban como enanas blancas.

Cada estrella termina su vida de un modo que depende mucho de su masa inicial, aquella que tuvo cuando comenzó su existencia.

Una estrella de gran masa (varias veces la del Sol) y que no pierde mucha materia durante su evolución termina su vida en una explosión muy violenta que se denomina supernova; cuando esto ocurre la estrella brillará tanto como toda la galaxia en la cual se encuentra, aunque su brillo será efímero: la estrella ya está condenada a extinguirse como tal.

En el siguiente cuadro se muestran los distintos estados evolutivos finales para estrellas de diferente masa inicial (M).

La masa está expresada en masas solares (Msol = 1).

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

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

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

El gas que compone un remanente de supernova es bastante diferente al gas de la nube que formó a la estrella.

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

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

Estrella Magnitud
aparente (m)
Magnitud
Absoluta
Temperatura
(en ºC)
Radio
(en radios solares)
Características
Centauri 0,6-5,021.00011gigante
Aurigae 0,1-0,15.50012gigante
Orion 0,4-5,93.100290supergigante
Scorpi 0,9-4,73.100480supergigante
Sirio B 8,711,57.5000,054enana blanca

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

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

En la explosión de supernova se produce un catastrófico colapso de la estrella; debido a su gran masa, la enorme fuerza de gravedad comprime la materia con mucha más intensidad que en el proceso que genera a una enana blanca .

En estas condiciones toda la masa de una estrella ordinaria (como el Sol) se comprime en una pequeña esfera de apenas 15 Km. de diámetro; a estos diminutos astros se los ha bautizado estrellas de neutrones (su denominación se debe a que se trata de objetos compuestos básicamente de neutrones).

La materia en estos objetos se ha comprimido a tal extremo y su densidad alcanza a valores tan grandes, que los electrones se combinan con los protones dando lugar a la formación de nuevos neutrones.

evolucion estelar desde la nube de gas hasta agujero negro

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

SÍNTESIS DEL TEMA…

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

Las estrellas son enormes esferas de gas, de un diámetro medio, equivalente a cien veces el de la Tierra.

El gas que las compone contiene, aproximadamente, un 80 % de hidrógeno y un 18 % de helio.

La mayor parte de los elementos se hallan presentes en ellas, aunque en cantidades insignificantes.

La superficie de las estrellas está incandescente: su temperatura oscila, según el tipo de estrella, entre miles y decenas de millares de grados centígrados.

Pero, a medida que se penetra en su interior, esa temperatura va haciéndose cada vez más alta, hasta alcanzar, en el centro, decenas de millones de grados, lo cual pone a los átomos en un estado de «agitación» tan violenta, que los lleva a chocar entre sí, perdiendo electrones y formando iones (átomos que han perdido, por lo menos, uno de sus electrones).

El gas de los iones y electrones se ve sometido a presiones tan altas, que en ocasiones alcanza una densidad miles de veces superior a la del agua.

¿Qué es lo que comprime el gas en el interior de las estrellas?.

El peso de los estratos superiores. Todo el mundo ha oído hablar de las elevadas presiones existentes en el fondo del mar o en el centro de la Tierra (éstas, particularmente, alcanzan cifras asombrosas).

Pero, en el centro de una estrella, a una profundidad cien veces mayor, las presiones son tan enormes, que bastan para comprimir toda la materia estelar en un reducidísimo espacio.

Los átomos, chocando entre sí, perdiendo y, a veces, adquiriendo electrones, emiten una gran cantidad de luz, comparada con la cual la superficie del Sol parecería oscura.

Llegados a este punto, conviene explicar que la luz ejerce presión sobre los cuerpos que ilumina: poca presión, cuando su intensidad es débil, y mucha, cuando es fuerte.

Esta propiedad de la luz se encuentra, naturalmente, fuera de los límites de nuestra experiencia, ya que la Tierra, por fortuna, nunca se ve expuesta a radiaciones luminosas de tanta intensidad.

Pero éstas son lo suficientemente intensas, en el interior de las estrellas, como para ejercer, sobre los estratos superficiales, presiones que llegan al millón de toneladas por centímetro cuadrado.

Es decir: equilibran, en parte, la presión hacia el interior de estos estratos y evitan que la estrella se convierta en un pequeño y densísimo núcleo.

A las temperaturas descritas, los átomos chocan en forma tan violenta que, cuando los núcleos de hidrógeno entran en colisión entre si, o con núcleos de otros elementos (carbono y nitrógeno), se funden y originan núcleos de helio.

Este proceso de fusión de núcleos se llama «-reacción termonuclear», lo que significa «reacción nuclear provocada por la temperatura».

Cada vez que se forma un nuevo gramo de helio, se libera una energía equivalente a la que se obtendría quemando media tonelada de carbón. ¡Y se forman millones de toneladas de helio por segundo!

La fusión del hidrógeno es, pues, la reacción que mantiene el calor de las estrellas.

Como la mayor parte de éstas contiene casi exclusivamente hidrógeno, y basta consumir un poco para obtener una gran cantidad de energía, se comprende que las estrellas puedan brillar ininterrumpidamente durante miles de millones de años.

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

Lo cual dificulta notablemente la llegada del calor a la superficie.

Una parte de éste se transmite por radiación (es decir: la energía térmica producida en el núcleo central es enviada, bajo forma de radiaciones electromagnéticas, a los átomos exteriores, que la absorben y la envían, a su vez, hacia átomos más exteriores, hasta que así, de átomo en átomo, la energía llega a la superficie de la estrella, irradiándose en el espacio).

Pero la mayor parte de la energía térmica es transportada a la superficie por la circulación de la materia estelar, que se halla en continuo movimiento: sube caliente del centro, se enfría en la superficie, por cesión de calor, y vuelve fría al centro, en busca de más calor.

Esta forma de transporte se llama transporte por «convección».

Los movimientos convectivos de la materia estelar provocan importantes fenómenos magnéticos, que repercuten en la superficie, produciendo maravillosas y fantasmagóricas manifestaciones: fuentes de gas incandescente, gigantescas protuberancias de gas luminoso coloreado, y manchas oscuras de materia fría, rodeadas por campos magnéticos, de extensión .e intensidad enormes.

De esta naturaleza son las famosas manchas solares descubiertas por Galileo, que siempre han despertado gran interés entre los investigadores, por su influencia sobre la meteorología de nuestro planeta, sobre las transmisiones electromagnéticas, e incluso, al parecer, sobre algunos fenómenos biológicos.

La existencia de una estrella depende, por tanto, del perfecto equilibrio entre los mecanismos que producen la energía en su interior y los encargados de transportarla a la superficie.

Cuando este equilibrio es inestable, las estrellas experimentan variaciones (estrellas variables); cuando, en cambio, se altera completamente, puede producirse uno de los más grandiosos fenómenos cósmicos: la explosión de una estrella, de lo cual nos ocuparemos en otro artículo.

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