Historia del Telescopio

Historia del Estudio del Aire Atmosférico Tabla de Composición

CUADRO DE COMPOSICIÓN DEL AIRE E HISTORIA DE LA INVESTIGACIÓN

En la actualidad, está plenamente reconocido el hecho de que el aire es una mezcla. Una mezcla, sin embargo, de peculiares características, pues la proporción en que entran sus distintos componentes principales (oxígeno, nitrógeno y gases nobles) permanece constante. El aire contiene también, en proporciones variables, anhídrido carbónico, vapor de agua y óxidos de nitrógeno. Tanto la propia naturaleza como la verdadera composición del aire han sido determinadas en los últimos doscientos años.

Tabla Composicion del Aire

A lo largo de los 2.000 años precedentes se hicieron pocos progresos en este sentido; no hay noticia de que se hubiera realizado experimento alguno dirigido a confirmar las teorías que en esos momentos se formulaban. Los alquimistas de la época estaban tan ocupados en la búsqueda de la piedra filosofal, que los aspectos teóricos e improductivos de la química, tales como el que nos ocupa, merecían escasa atención.

En el siglo V a. de C, un filósofo griego, llamado Empédocles, expuso la teoría de que todas las cosas del universo estaban compuestas de cuatro principios elementales: tierra, aire, agua y fuego. Cada uno de estos cuatro elementos representaba una combinación de dos de las cuatro propiedades básicas: la tierra era seca y fría; el agua, fría y húmeda; el aire, húmedo y caliente; mientras que el fuego era caliente y seco.

Esta teoría fue elaborada por Aristóteles, uno de los más importantes filósofos griegos, que vivió en el siglo IV a. de C. Según él, un elemento podía trasformarse en otro y, así, el agua se convertía en tierra al solidificarse, y en aire, al hervir.

La teoría de los cuatro elementos subsistió cerca de dos mil años. En 1661. Robert Boyle desechó la idea de que toda ia materia estuviese compuesta de sólo cuatro elementos. Sin embargo, seguía atrayéndole la idea de que todas las sustancias fuesen combinaciones de un número mayor de elementos, los cuales, según su criterio, habrían de ser sustancias que no pudieran descomponerse en otras más simples.

Este fue el primer paso positivo hacia la teoría atómica, aunque habían de trascurrir todavía 150 años antes que John Dalton publicase su idea de los átomos y de cómo se combinan para formar las distintas sustancias. En 1674, John Mayow llevó a cabo una serie de experimento sobre la respiración (con ratones) y sobre la combustión descubriendo que, cuando se  realizaban en un recipiente cerrado, el volumen de gas se reducía siempre. Mayow notó, además; que ni la respiración ni la combustión continúan indefinidamente; los ratones acaban por morir y las llamas se extinguen con el tiempo.

Aunque Mayow no dio una explicación completa y satisfactoria de sus observaciones, su trabajo fue de gran importancia, pues contribuyó a allanar el camino a los investigadores que prosiguieron los experimentos para determinar la naturaleza del aire. Los suyos fueron los primeros experimentos que demostraron que el aire estaba compuesto por más de un gas. Debido al auge de la teoría del flogisto, los progresos experimentados ,en torno a la composición y naturaleza del aire se demoraron casi un siglo.

Formulada por Joachim Becher y desarrollada por Georg Stahl, esta teoría proporcionaba una explicación ingeniosa de la combustión y reacciones afines. Al quemar un metal y dejar las cenizas, se liberaba flogisto. Inversamente, al extraer el metal de su mineral correspondiente, había de suministrarse flogisto.

Cuando en química se comenzó a pesar, quedó demostrada la falsedad de tal teoría, cuyos partidarios, sin embargo, no quedaron del todo convencido?. Su interpretación de los hechos experimentales era en extremo curiosa, pues, al  demostrarse  que  un  metal   ganaba peso después de ser quemado y formar el óxido correspondiente, ellos lo explicaban diciendo que el flogisto tenía un peso negativo.

A mediados del siglo XVIII, un grupo de químicos estaba dedicado al estudio de los gases, aunque, por el momento, a todos los gases se les llamaba aire. En principio, su interés estaba dirigido al diseño de distintos aparatos capaces de generar, retener y analizar gases. Joseph Black fue el primero que utilizó mercurio, en vez de agua, como líquido sobre el que los gases podían ser almacenados.

El anhídrido carbónico fue el primer gas componente del aire que pudo ser preparado. Joseph Black le llamó aire fijo y lo obtuvo, en 1755, por calcinación del carbonato calcico, notando que esta última sustancia perdía peso después de ser calcinada.

Hacia 1770, Antoine Laurent Lavoisier, Joseph Priestley y Carl Wilhelm Scheele descubrieron independientemente el oxígeno o aire fuego y, casi al mismo tiempo, pudo demostrarse que el aire atmosférico era una mezcla de oxígeno y nitrógeno. Este último era el gas residual que quedaba, por ejemplo, cuando el oxígeno se consumía en una combustión. Estos investigadores llegaron también a descubrir que el oxígeno es un elemento indispensable para la vida y los procesos de combustión.

Los trabajos más interesantes son los realizados por Lavoisier sobre el oxígeno, pues en sus experimentos llevó a cabo medidas muy cuidadosas; en aquella época, muy raramente se abordaban los problemas químicos cuantitativamente.

En 1785, mientras llevaba a cabo un análisis minucioso del aire, Henry Cavendish estuvo a punto de descubrir la presencia de los gases nobles. Comprobó que casi todo el nitrógeno del aire podía ser convertido en nitrato potásico, haciendo saltar una chispa eléctrica en un recipiente cerrado que contuviese una solución de hidróxido potásico, después de haber hecho entrar suficiente oxígeno para que tuviese lugar la reacción. No obstante, al término de sus experimentos Cavendish descubría que siempre quedaba un pequeño residuo sin reaccionar.

Los trabajos de Cavendish fueron olvidados durante 100 años, hasta que, en 1892, Lord Rayleigh notó que existía una notable diferencia entre la densidad del nitrógeno procedente de la atmósfera y la del obtenido por medios químicos.

Este hecho sugería que el nitrógeno atmosférico estaba contaminado por otro gas más denso. Posteriores investigaciones, llevadas a cabo por Lord Rayleigh y William Ramsay, permitieron el descubrimiento de la familia de gases nobles. El argón entra a formar parte del aire en un 0,93 % en volumen. Los restantes gases nobles (neón, helio, criptón y xenón) entran en proporciones mucho menores.

EXPERIMENTOS DE  RAMSAY
Para averiguar si en el aire existían otros gases, Ramsay tuvo que separar los componentes ya conocidos (nitrógeno, oxígeno, anhídrido carbónico y vapor de agua). Para ello, separaba, primero, el anhídrido carbónico, haciendo pasar el aire a través de una solución concentrada de hidróxido potásico.

A continuación, separaba el vapor de agua con ácido sulfúrico concentrado. Para conseguir la total ausencia de ambos, utilizaba varios bulbos, que contenían cada uno de estos absorbentes. Haciendo pasar el aire seco a través de granalla de cobre ai rojo, lograba separar el oxígeno, al reaccionar este gas para formar óxido de cobre.

Determinando el incremento de peso obtenido, averiguaba el  peso de  oxígeno existente  en  una  muestra  de  aire. Por último, separaba el nitrógeno haciendo pasar los gases residuales a través de cinta de magnesio al rojo. Este elemento se combina rápidamente con el nitrógeno para formar N2Mg3, nitruro de magnesio, un sólido amarillo.

Determinaba el peso de nitrógeno pesando el tubo que contenía el magnesio, antes y después de la operación. Para conseguir la separación de todo el oxígeno y el nitrógeno, hacía pasar el aire lentamente sobre el cobre y el magnesio al rojo, procurando que éstos presentaran una gran superficie.

Una vez que todos estos gases habían sido separados, a Ramsay le quedaba un gas no reactivo (argón), que ocupaba casi el 1 % del volumen original de aire. Posteriores investigaciones demostraron que lo que Ramsay había aislado no era un gas, sino una familia completa de gases inertes:  los «gases nobles».

Ver Esquema del Experimento

IMPUREZAS   PRESENTES EN  EL AIRE
En las ciudades industriales, el aire contiene, por lo general, pequeñas cantidades de ácido sulfhídrico y de anhídrido sulfuroso, productos que se desprenden en distintos procesos. La presencia de estos gases es un peligro para la salud, contribuye a la formación de nieblas y ataca las fachadas de los edificios.

En ciertos países, donde la situación ha llegado a ser muy seria, se tomaron ya medidas legislativas por las que han sido fijados estrictos límites máximos para las cantidades de polvo y humos liberados por las chimeneas de las fábricas. Como consecuencia, éstas instalarán ahora dispositivos especiales para reducir a un mínimo la cantidad de las sustancias que han de pasar a la atmósfera. Las proporciones de polvo, ácido sulfhídrico, anhídrido sulfuroso, amoníaco y óxidos de nitrógeno existentes en la atmósfera son variables.

Fuente Consultada:
Enciclopedia de la Ciencia y la Tecnología Fasc. N°41 La Composición del Aire

Que es un Radiotelescopio? Función de la Radioastronomia

FUNCIÓN DE LA RADIOASTRONOMIA

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

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

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

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

Grupo de Radiotelescopios Trabajando en Paralelo

LA RADIOASTRONOMIA Y LOS RADIOTELESCOPIOS:

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

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

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

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

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

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

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

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

Gigate Radiotelescopio de Arecibo

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

ALGUNAS FUENTES INTENSAS DE ONDAS DE RADIO

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

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