La Conquista del Espacio

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

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Composición Mineral de la Corteza Terrestre Tabla de Minerales

Composición Mineral de la Corteza Terrestre

Grandes son las riquezas que guarda en su seno la corteza terrestre y numerosas las necesidades que el hombre puede satisfacer con aquéllas.

Pero rara vez esos recursos, que conocemos con el nombre de minerales, se encuentran tan a la vista que su busca, extracción y beneficio no exijan conocimientos y considerable trabajo.

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

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

corteza terrestre

Los Componentes Esenciales del Sial

son rocas del carácter del gneis y el granito, constituidos por minerales en los que predominan los elementos silicio y aluminio.

De ahí el nombre de sial, formado con los símbolos de ambos elementos, que son Si y Al, respectivamente.

Los constituyentes del sima son rocas de carácter volcánico, en las que abundan el silicio y el magnesio, con cuyas dos primeras letras se forma dicha voz.

El Sial o zona de fractura de la corteza terrestre,

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

En ambos componentes de lacorteza terrestre las substancias minerales, en un 98%, contienen los elementos siguientes en los porcentajes que se indican: oxígeno (46,46), silicio (27,61), aluminio (8,07), hierro (5,06), calcio (3,64), sodio (2,75), potasio (2,58) y magnesio (2,07).

El porcentaje que resta lo forman, en orden decreciente, el titanio, hidrógeno, fósforo, manganeso, carbono, azufre, cloro, bario, flúor, estroncio, etc.

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

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

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

Las cantidades en que se encuentran estos y otros minerales varían muchísimo de unos a otros.

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

Además, si bien la contemplación ligera de los minerales produce la impresión de una cosa eterna e invariable, basta una observación atenta para reconocer que casi todos se hallan alterados de diversos modos, siendo muy pocos los que  se muestran tan resistentes como el cuarzo.

Así, por la acción de los agentes atmosféricos, como el agua, oxígeno y dióxido de carbono, se forman óxidos, hidróxidos, carbonatas, etc., a partir de sulfuros y otras sales.

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

Composición Mineral de la Corteza Terrestre

esquema de la composicion mineral de la corteza terrestre

DEL NÚCLEO A LA SUPERFICIE

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

Sobre ella se encuentran los mantos del núcleo, de unos 1.700 kilómetrcs de espesor que -según algunos autores- contienen hierro en forma de óxidos y sulfuros; otros estudiosos suponen que están formados por una mezcla de metales que contienen silicatos.

Encima de los mantos del núcleo se hallan los mantos rocosos, cuyo espesor alcanza a medir 1.200 kilómetros.

Los forman rocas que se originaron en esa masa mineral, pastosa, a menudo denominada magma.

En esta parte rocosa se distinguen la barisfera o zona del manto profundo -de unos 1.000 Kilómetros de espesor- y, sobre ella, la litosfera o corteza terrestre.

Ver: La Corteza Terrestre

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

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El Descubrimiento del Planeta Neptuno y 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.

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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.

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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.

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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.

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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.

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

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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

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Porque se Produce el Eco?:Aplicaciones del Rebote del Sonido

¿Porque se Produce el Eco? – Aplicaciones Rebote del Sonido

Muchas veces, al gritar, sentimos el eco que al cabo de un instante nos imita.

Normalmente, las ondas sonoras de nuestra voz se transmiten en línea recta, perdiéndose en la distancia.

En ese caso no oímos ningún eco.

Pero si algo hace que las ondas sonoras vuelvan, lo percibiremos.

Éste es, pues, el reflejo de las ondas sonoras emitidas, que vuelven luego de chocar contra una superficie como la de un edificio o las laderas de una montaña.

En este sentido, las ondas sonoras se comportan muy similarmente a las luminosas, que son desviadas por un espejo, por ejemplo.

La velocidad de la luz es tan fantástica que todo el proceso parece instantáneo.

El sonido viaja más lentamente, su velocidad en el aire es de alrededor de 330 metros por  segundo.

Si disparamos un revólver, las ondas sonoras viajarán a través del aire con esa velocidad, y al cabo de un segundo se encontrarán a 330 metros de distancia.

Si en ese momento son reflejadas por un obstáculo, tardarán otro segundo en volver hasta el sitio en donde se disparó el tiro, de modo que el eco se escuchará dos segundos después que el sonido original.

El tiempo empleado por el sonido en ir y volver puede servirnos para encontrar la distancia que nos separa del obstáculo.

esquema del eco

• ►CONDICIONES Y CÁLCULOS

El oído puede percibir y distinguir unas 10 sílabas por segundo; por lo tanto, la percepción de una sílaba exige 1/10 de segundo.

Para que exista un eco monosílabo será preciso que el sonido reflejado llegue al oído 1/10 de segundo más tarde que el sonido directo, y como en 1/10 de segundo el sonido recorre unos 33 m., tendremos que la pared reflectora deberá hallarse, por lo menos, a la mitad de 33, o sea a 16,5 m. del observador.

Cuando la distancia es menor, el sonido reflejado se superpone al directo.

Si la superposición es exacta, el eco (llamado entonces resonancia) aumenta la intensidad del sonido sin oscurecerlo; pero si la coincidencia de ambos sonidos no existe, las resonancias restan claridad al sonido directo.

Este efecto pernicioso de las resonancias se evita, en las salas de audiciones que poseen malas condiciones acústicas, cubriendo las paredes con tapices que eviten la reflexión del sonido.

• ►REFLEXIÓN

Al reflejarse, el sonido no siempre tiene que volver sobre sus pasos.

Respeta las mismas leyes de reflexión que la luz (el ángulo de incidencia es igual al de reflexión) .

Si la onda sonora incidente es guiada por algún medio, comprobaremos que se comporta exactamente igual que la onda luminosa.

Las superficies duras y brillantes son, generalmente, buenas reflectoras del sonido; en cambio, las blandas y rugosas lo absorben.

En una habitación grande vacía será posible advertir el eco de la voz del que habla, pero si la habitación estuviera llena de gente, probablemente no se notaría el eco, porque las ropas de las personas absorberían gran parte del sonido.

• ►ECOS MÚLTIPLES

En circunstancias especiales puede oírse más de un eco del mismo sonido, es decir, un eco múltiple. Estos ecos se hacen cada vez   más   débiles,   hasta   perderse.   Tienen lugar cuantío hay más de una superficie desde donde se pueda reflejar el sonido.

Con cada reflexión, gran parte del sonido es absorbido, de modo que los sucesivos ecos van siendo cada vez más débiles.

• ►ECO  EN  EL AGUA

El eco-sonda, o sonda ecoica, para determinar la profundidad del agua, funciona con el mismo principio.

En este caso, un oscilador produce una onda ultrasónica, que es reflejada por el fondo y captada nuevamente por un micrófono ubicado en el casco del barco.

Las ondas ultrasónicas son aquellas de frecuencia demasiado alta como para ser captadas por el oído humano.

Se las utiliza porque no son amortiguadas por el agua tan rápidamente como las ondas sónicas.

El sonido viaja mucho más rápidamente en el agua que en el aire.

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

• ►APLICACIÓN  PRÁCTICA

Los barcos desprovistos de radar pueden utilizar un método similar para estimar la distancia que los separa de un témpano o un acantilado, midiendo el tiempo que tarda en llegar el eco de la sirena de niebla desde el obstáculo.

Un ejemplo: si el eco regresa 10 segundos después de haber hecho sonar la sirena, el sonido debe haber recorrido 10 seg. x 330 m./seg. = 3.300 m., de modo que el barco está a 1.650 m. (3.300 /2) del témpano o acantilado.

explicacion del eco

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

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

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

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Presurizacion en los Aviones :Control de la Presion Interior

Presurizacion en los Aviones :Control de la Presion y Temperatura Interior

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 presiones a niveles razonables.

Presurización

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.

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• 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

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 deshidratación 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 air.

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.

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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 distintas.

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.

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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.

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

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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 Cronologica

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.

Evolución de la Observacion del Espacio: Historia Cronologica

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 newtoniano, 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

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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

Los Movimientos del Planeta Tierra:Características y 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

Cuadro sinoptico del Universo, Sistema Solar, Planetas y Galaxias

SINTESIS EN UN CUADRO SOBRE EL SISTEMA SOLAR

►El Sistema Solar

Nuestro sistema solar que está contenido en la galaxia llamada Vía Láctea, 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.

Ampliar Sobre la Evolución del Universo

cuadro sinoptico universo

Ver Tambien: Sistema Solar Para Niños de Primaria

►Diferentes clases de astros

Los astros se pueden dividir en cuatro tipos:

a) los que poseen luz propia, como el Sol, las estrellas, las nebulosas de emisión y algunos cometas:

b) los que brillan con luz reflejada, como la Luna, los planetas, satélites, asteroides, ciertos cometas y ciertas nebulosas:

c) los que no emiten luz alguna, como las nebulosas obscuras, cuya existencia se conoce en virtud de que impiden pasar la luz de los astros situados detrás de ellas; y

d) las estrellas fugaces y bólidos, que lucen porque al entrar velozmente en nuestra atmósfera se tornan incandescentes al rozar con los gases de ésta.

Los movimientos aparentes de los astros difieren según los casos.

Las estrellas, los conglomerados, las nebulosas y las galaxias, describen un círculo completo alrededor de la Tierra en 24 horas menos cuatro minutos.

Los planetas tienen un movimiento aparente complejo. Se clasifican eñ interiores o exteriores según sea que su órbita esté, respectivamente, dentro o fuera de la que sigue la Tierra.

Los planetas interiores, Mercurio y Venus, siguen una ruta cercana al astro mayor y sólo son visibles antes de orto o salida de éste, y después de su ocaso o puesta.

Vistos a través del telescopio los planetas interiores presentan fases porque,estando sus órbitas dentro de la terrestre, su disco se ve más o menos iluminado por el Sol.

Cuando se hallan a la mayor distancia aparente del Solmáxima elongación- tienen la mitad del disco iluminado.La elongación puede ser oriental u occidental, de acuerdo a cómo están situados respecto del Sol.

Los planetas exteriores se ven de noche y, por lo común, viajan aparentemente de O a E a través de las estrellas, pero, según los movimientos combinados de cada planeta y la Tierra, hay un momento en que parece que se detienen: están estacionarios; acto seguido cambian de rumbo y se dirigen de E a O, hasta llegar a otro punto donde permanecen de nuevo estacionarios, para continuar posteriormente con su marcha normal.

Entre dos posiciones estacionarias llegan a la oposición, en que se sitúan en la línea Sol, Tierra y planeta. Si la disposición es planeta, Sol y Tierra, se dice que el planeta está en conjunción (con el Sol interpuesto).

Los planetas se mueven dentro del Zodíaco, que es una faja de 8o de anchura a cada lado de la eclíptica.

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Origen del aire que respiramos El Oxigeno

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
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ALGUNOS ANIMALES EMERGEN DEL AGUA 400 millones de años 
LA MAYOR EXTINCIÓN EN MASA 252 millones de años 
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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 
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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 
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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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• Ideas de Hawking Sobre El Universo
• Cuadro sinoptico del Universo, Sistema Solar, Planetas y Galaxias

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

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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.

carrera espacial

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

carrera espacial

¿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.

carrera espacial

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)

carrera espacial

¿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)

carrera espacial

¿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)

carrera espacial

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)

carrera espacial

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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Ecuación de Drake: Posibilidades de Vida Extraterrestre

Ecuación de Drake – Posibilidades de Vida Extraterrestre

La detección de vida en otro punto del universo sería el mayor descubrimiento de todos los tiempos.

El profesor de física Enrico Fermi se preguntó por qué, teniendo en cuenta la y la vastedad del universo, así como la presencia de miles  millones de estrellas y planetas que han existido durante de millones de años, ninguna civilización alienígena se ha puesto en contacto con nosotros.

Esta era su paradoja.

Fermi Enrico Biografia Pila Nuclear Primera Reaccion en Cadena – BIOGRAFÍAS  e HISTORIA UNIVERSAL,ARGENTINA y de la CIENCIA

Mientras charlaba con sus colegas a la hora del almuerzo en 1950. Fermi, al parecer, se preguntó: «¿Dónde están?».

Nuestra galaxia contiene miles de millones de estrellas y hay miles de millones de galaxias en el universo, así que hay billones de estrellas.

Si sólo una pequeña fracción de ellas tuviera planetas, eso suponía un gran número de ellos.

Si una parte de esos planetas albergaba vida, debería haber millones de civilizaciones ahí afuera.

Así que, ¿por qué no las hemos visto? ¿Por qué no se han puesto en contacto con nosotros?

Así pensaba Carl Sagan, respecto a la vida extraterrestre:

¿hay alguien ahí fuera con quien hablar?

¿Es posible, habiendo una tercera parte o una mitad de un billón de estrellas en nuestra galaxia Vía Láctea, que la nuestra sea la única acompañada por un planeta habitado?.

via lactea vida extraterrestre

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

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

Es muy difícil estar seguros. Puede haber impedimentos graves en la evolución de una civilización técnica.

Los planetas pueden ser más raros de lo que pensamos.

Quizás el origen de la vida no es tan fácil como sugieren nuestros experimentos de laboratorio.

Quizás la evolución de formas avanzadas de vida sea improbable.

O quizás las formas de vida compleja evolucionan fácilmente pero la inteligencia y las sociedades técnicas requieren un conjunto improbable de coincidencias: del mismo modo que la evolución de la especie humana dependió del fallecimiento de los dinosaurios y de la recesión de los bosques en la era glacial; de aquellos árboles sobre los cuales nuestros antepasados se rascaban y se sorprendían vagamente de algo.

O quizás las civilizaciones nacen de modo repetido e inexorable, en innumerables planetas de la Vía Láctea, pero son en general inestables; de modo que sólo una pequeña fracción consigue sobrevivir a su tecnología y la mayoría sucumben a la codicia y a la ignorancia, a la contaminación y a la guerra nuclear.

Ecuación de Drake: En 1961, Frank Drake trasladó a una ecuación la probabilidad de que una civilización alienígena con la que pudiéramos contactar viva en otro planeta de la Vía Láctea.

Se conoce como la ecuación de Drake. Nos dice que existe la posibilidad de que coexistamos con otras civilizaciones, pero la probabilidad es bastante incierta.

Carl Sagan sugirió una vez que hasta un millón de civilizaciones alienígenas podrían vivir en la Vía Láctea, pero más adelante rechazó su propia afirmación, y desde entonces otros científicos han considerado que esa cifra se reducía a una civilización, concretamente, la humana.

https://historiaybiografias.com/archivos_varios6/formula-drake.jpg

FORMULA DE DRAKE:

Es posible continuar explorando este gran tema y hacer una estimación basta de N, el número de civilizaciones técnicas avanzadas en la Galaxia.

Definimos una civilización avanzada como una civilización capaz de tener radioastronomía.

Se trata desde luego de una definición de campanario, aunque esencial. Puede haber innumerables mundos en los que los habitantes sean perfectos lingüistas o magníficos poetas pero radioastrónomos indiferentes. No oiremos nada de ellos.

N puede escribirse como el producto o multiplicación de unos cuantos factores, cada uno de los cuales es un filtro y, por otro lado, cada uno ha de tener un cierto tamaño para que haya un número grande de civilizaciones:


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

Esta ecuación escrita se lee:  N = N*. fp . ne . f1 . fi . fc . fL

Todas las efes son fracciones que tienen valores entre 0 y 1; e irán reduciendo el valor elevado de N0.

Para derivar N hemos de estimar cada una de estas cantidades. Conocemos bastantes cosas sobre los primeros factores de la ecuación, el número de estrellas y de sistemas planetarios.

Sabemos muy poco sobre los factores posteriores relativos a la evolución de la inteligencia o a la duración de la vida de las sociedades técnicas.

En estos casos nuestras estimaciones serán poco más que suposiciones.

Os invito, si estáis en desacuerdo con las estimaciones que doy, a proponer vuestras propias cifras y ver cómo afectan al número de civilizaciones avanzadas de la Galaxia.

Una de las grandes virtudes de esta ecuación, debida originalmente a Frank Drake, de Cornell, es que incluye temas que van desde la astronomía estelar y planetario hasta la química orgánica, la biología evolutiva, la historia, la política y la psicología anormal.

La ecuación de Drake abarca por sí sola gran parte del Cosmos.

Conocemos N*, el número de estrellas en la galaxia Vía Láctea, bastante bien, por recuentos cuidadosos de estrellas en regiones del cielo, pequeñas pero representativas.

Es de unos cuantos centenares de miles de millones; algunas estimaciones recientes lo sitúan en 4 x 1011.

Muy pocas de estas estrellas son del tipo de gran masa y corta vida que despilfarran sus reservas de combustible nuclear.

La gran mayoría tienen vidas de miles de millones de años o más durante los cuales brillan de modo estable proporcionando una fuente de energía adecuada para el origen y evolución de la vida de planetas cercanos.

Hay pruebas de que los planetas son un acompañamiento frecuente de la formación de estrellas.

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

Consideramos que la fracción de estrellas que tienen planetas, es aproximadamente de 1/3.

Entonces el número total de sistemas planetarios en la galaxia sería N. fp = 1,3 x 1011 (el símbolo = significa aproximadamente igual a ).

Si cada sistema tuviera diez planetas, como el nuestro, el número total de mundos en la Galaxia sería de más de un billón, un vasto escenario para el drama cósmico.

En nuestro propio sistema solar hay varios cuerpos que pueden ser adecuados para algún tipo de vida: la Tierra seguro, y quizás Marte, Titán y Júpiter.

Una vez la vida nace, tiende a ser muy adaptable y tenaz. Tiene que haber muchos ambientes diferentes adecuados para la vida en un sistema planetario dado. Pero escojamos de modo conservador ne = 2.

Entonces el número de planetas en la Galaxia adecuados para la vida resulta: N. fp ne = 3 x 1011.

Los experimentos demuestran que la base molecular de la vida, los bloques constructivos de moléculas capaces de hacer copias de sí mismas, se constituye de modo fácil en las condiciones cósmicas más corrientes.

Ahora pisamos un terreno menos seguro; puede haber por ejemplo impedimentos en la evolución del código genético, aunque yo creo que esto es improbable después de miles de millones de años de química primigenio.

Escogemos f1=1/3, implicando con esto que el número total de planetas en la Vía Láctea en los cuales la vida ha hecho su aparición por lo menos una vez es:  N* fp ne f1 = 1 x 1011, un centenar de miles de millones de mundos habitados.

Esta conclusión es de por sí notable.

Pero todavía no hemos acabado.

La elección de fi y de fc es más difícil.

Por una parte tuvieron que darse muchos pasos individualmente improbables en la evolución biológica y en la historia humana para que se desarrollara nuestra inteligencia y tecnología actuales.

Por otra parte tiene que haber muchos caminos muy diferentes que desemboquen en una civilización avanzada de capacidades específicas.

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

Esta estimación representa un punto medio entre opiniones científicas opuestas.

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

Se trata de un tema que no permite muchos experimentos mientras nuestras investigaciones estén limitadas a un único planeta. Multiplicando todos estos factores obtenemos:

N* fp ne f1 fi fc = 1 X 109, mil millones de planetas donde han aparecido por lo menos una vez civilizaciones técnicas.

Pero esto es muy distinto a afirmar que hay mil millones de planetas en los que ahora existe una civilización técnica.

Para ello tenemos que estimar también fL.

¿Qué porcentaje de la vida de un planeta está marcado por una civilización técnica?.

La Tierra ha albergado una civilización técnica caracterizada por la radioastronomía desde hace sólo unas décadas, y su vida total es de unos cuantos miles de millones de años.

El Big Bang La Teoria del Origen del Universo-Breve Descripcion –  BIOGRAFÍAS e HISTORIA UNIVERSAL,ARGENTINA y de la CIENCIA

Por lo tanto, si nos limitamos a nuestro planeta fL es por ahora inferior a 1/108, una millonésima de uno por ciento.

No está excluido en absoluto que nos destruyamos mañana mismo.

Supongamos que éste fuera un caso típico, y la destrucción tan completa que ninguna civilización técnica más o de la especie humana o de otra especie cualquiera fuera capaz de emerger en los cinco mil millones de años más o menos que quedan antes de que el Sol muera.

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

El número N podría incluso ser de sólo 1.

Si las civilizaciones tienden a destruirse poco después de alcanzar la fase tecnológica, quizás no haya nadie con quien podamos hablar aparte de nosotros mismos, y esto no lo hacemos de modo muy brillante.

Las civilizaciones tardarían en nacer miles de millones de años de tortuosa evolución, y luego se volatilizarían en un instante de imperdonable negligencia.

Pero consideremos la alternativa, la perspectiva de que por lo menos algunas civilizaciones aprendan a vivir con una alta tecnología; que las contradicciones planteadas por los caprichos de la pasada evolución cerebral se resuelvan de modo consciente y no conduzcan a la autodestrucción; o que, aunque se produzcan perturbaciones importantes, queden invertidas en los miles de millones de años siguientes de evolución biológica.

Estas sociedades podrían vivir hasta alcanzar una próspera vejez, con unas vidas que se medirían quizás en escalas temporales evolutivas de tipo geológico o estelar.

Si el uno por ciento de las civilizaciones pueden sobrevivir a su adolescencia tecnológica, escoger la ramificación adecuada en este punto histórico crítico y conseguir la madurez, entonces fL = 1 / 100, N= 107, y el número de civilizaciones existentes en la Galaxia es de millones.

Por lo tanto, si bien nos preocupa la posible falta de confianza en la estimación de los primeros factores de la ecuación de Drake, que dependen de la astronomía, la química orgánica y la biología evolutiva, la principal incertidumbre afecta a la economía y la política y lo que en la Tierra denominamos naturaleza humana.

Parece bastante claro que si la autodestrucción no es el destino predominante de las civilizaciones galácticas, el cielo está vibrando suavemente con mensajes de las estrellas.

Estas estimaciones son excitantes.

Sugieren que la recepción de un mensaje del espacio es, incluso sin descifrarlo, un signo profundamente esperanzador.

Significa que alguien ha aprendido a vivir con la alta tecnología; que es posible sobrevivir a la adolescencia tecnológica.

Esta razón, con toda independencia del contenido del mensaje, proporciona por sí sólo una poderosa justificación para la búsqueda de otras civilizaciones.

Si hay millones de civilizaciones distribuidas de modo más o menos casual a través de la Galaxia, la distancia a la más próxima es de unos doscientos años luz.

Incluso a la velocidad de la luz un mensaje de radio tardaría dos siglos en llegar desde allí.

Si hubiésemos iniciado nosotros el diálogo, sería como si Johannes Kepler hubiese preguntado algo y nosotros recibiéramos ahora la respuesta.

Biografia Kepler Johannes Astronomo Obra Cientifica – BIOGRAFÍAS e HISTORIA  UNIVERSAL,ARGENTINA y de la CIENCIA

Es más lógico que escuchemos en lugar de enviar mensajes, sobre todo porque, al ser novicios en radioastronomía, tenemos que estar relativamente atrasados y la civilización transmisora avanzada.

Como es lógico, si una civilización estuviera más avanzada, las posiciones se invertirían.

Más de medio siglo después de que Fermi planteara su pregunta, todavía no hemos oído nada.

A pesar de nuestros sistemas de comunicación, nadie ha llamado. Cuanto más exploramos nuestro vecindario local, más solitario parece.

Ni en la Luna, ni en Marte, ni en asteroides ni en los planetas del sistema solar exterior se ha encontrado rastro alguno de signos concretos de vida, ni siquiera de la bacteria más simple.

Tampoco hay signos de interferencia en la luz de las estrellas que pudieran indicar máquinas gigantes orbitando a su alrededor y cosechando energía de ellas.

Y no es porque no haya mirado nadie.

Dado lo que está en juego, se presta mucha atención a la búsqueda de inteligencia extraterrestre.

Búsqueda de vida

¿Cómo saldríamos a buscar signos de vida?.

La primera manera es buscar microbios en nuestro sistema solar.

Los científicos han escudriñado las rocas de la Luna, pero son basalto inanimado.

Efecto de la Luna Sobre La Tierra:Accion de la Gravedad de la Luna –  BIOGRAFÍAS e HISTORIA UNIVERSAL,ARGENTINA y de la CIENCIA

Se ha sugerido que los meteoritos de Marte podrían contener vestigios de bacterias, pero todavía no se ha probado que las burbujas ovoides de esas rocas hayan albergado vida alienígena o no se hubieran contaminado después de haber caído a la Tierra, o bien que se hayan producido por procesos naturales.

Las cámaras de naves y sondas han recorrido las superficies de Marte, de asteroides y ahora incluso de una luna del sistema solar exterior (Titán, que órbita Saturno).

Pero la superficie de Marte está seca, y la de Titán está empapada de metano líquido y, por ahora, desprovista de vida.

Europa, una luna de Júpiter, puede albergar mares de agua líquida debajo de su superficie congelada.

Por tanto, el agua líquida tal vez no sea un artículo extraño en el sistema solar exterior, lo que aviva las esperanzas de que pueda encontrarse vida algún día.

Sin embargo, los microbios no van a venir a llamar a nuestra puerta. ¿Y qué hay de los animales o plantas más sofisticados? .

Ahora que se están detectando planetas alrededor de estrellas lejanas, los astrónomos planean diseccionar la luz que proviene de ellos en busca de algún vestigio de vida.

Fuente Consultada: COSMOS de Carl Sagan

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Medidas de La Via Lactea y Cantidad de Estrellas en la Galaxia

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LA VÍA LÁCTEA: Los astrónomos saben ahora que el conjunto de estrellas que vemos durante la noche es parte de un gigantesco sistema.

La forma de este sistema estelar se parece bastante a la de dos platos encarados con sus bordes en contacto y una especie de abultamiento en su parte central.

El sistema solar no está ni mucho menos cerca del centro de este sistema estelar, sino a unos dos tercios de él.

Las estrellas aparecen concentradas con mayor densidad en la parte central y en la porción plana situada entre los dos bordes de los “platos”, esto es, en el plano central.

Podemos darnos cuenta de esto al observar el cielo en una noche clara: una tenue banda luminosa atraviesa el cielo de un extremo al otro.

Los hombres primitivos ya se dieron cuenta de la presencia de esta banda luminosa muchas leyendas tuvieron su origen en ella, conociéndose con el nombre de Vía Láctea.

Tras la invención del telescopio, los primeros astrónomos observaron que está constituida por gran número de estrellas individuales, y ahora sabemos que tal conjunto de estrellas representa el plano central de nuestra Galaxia.

Medidas de La Via Lactea y Cantidad de Estrellas en la Galaxia

Con el ojo desnudo se pueden ver alrededor de 2500 estrellas desde cualquier parte del planeta. Con ayuda de prismáticos o de telescopios se pueden llegar a ver hasta 8000.

Aunque el sistema solar esté situado cerca del borde de este. sistema estelar, la Vía Láctea se ve atravesando todo el, cielo en forma de una batida rectilínea, tanto al norte como al sin del ecuador, lo cual indica que el sistema solar se encuentra el el plano central de la Galaxia, de modo que de cualquier lado que nos volvamos podemos observar esta densa reunión de estrellas.

Cuando miramos hacia el cielo en una dirección distinta a la de la Vía Láctea, vemos que las estrellas no están ya tan agrupadas; por el contrario, aparecen muy repartidas por el firmamento.

Esto es debido a que entonces miramos hacia fuera del plano central y a través de la parte menos densa de la Galaxia.

En efecto, la Vía Láctea nos señala en el espacio la dirección del plano central del sistema de estrellas del cual el Sol es un miembro más.

Nuestra Galaxia es inmensa en comparación con la magnitud de las distancias estelares antes mencionadas.

Desde la «parte superior a la inferior” —esto es, a lo largo del diámetro menor de su abultamiento central— tiene un espesor de 20.000 años-luz. Y desde un borde al otro la distancia es de 100.000 años-luz.

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

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

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Estos valores no incluyen, sin embargo, la distancia a ciertas estrellas que se encuentran por encima y por debajo de la propia Galaxia.

Algunas de estas estrellas están solas, pero la mayoría de ellas constituyen grandes cúmulos estelares.

Estos cúmulos (denominados cúmulos globulares) forman una especie de halo alrededor de la Galaxia.

Cada cúmulo lo forman millares y, a veces, decenas de millares de estrellas agrupadas en forma de esfera o de globo.

El más cercano de ellos se encuentra a unos 20.000 años-luz del sistema solar.

Nuestra Galaxia, por lo tanto, está constituida por un conjunto de estrellas, la mayor parte de las cuales se encuentra en el plano o en el abultamiento centrales, junto con mi halo de estrellas individuales y de cúmulos globulares.

En nuestro siglo los astrónomos han demostrado que la Galaxia contiene además una considerable cantidad de gas y de polvo.

Observado a través del telescopio, parte de este gas y polvo presenta el aspecto de grandes nubes luminosas nebulosas, de la palabra latina que significa nube.

La más famosa de das estas nebulosas es la gran nube gaseosa de la constelación de Orión.

A simple vista aparece como un puntito luminoso en medio de las tres estrellas que representan la espada de Orión.

Pero aun a través de un pequeño telescopio se convierte en un objeto interesante para la observación.

Las estrellas del cúmulo abierto, denominado las Pléyades, están rodeadas de polvo iluminado por las mismas.

Si barremos el cielo con un telescopio, descubriremos muchas más nebulosas que las que se aprecian a simple vista.

La propia Vía Láctea contiene gran número de ellas.

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

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«La Vía Láctea es parte de un barrio cósmico más grande –un grupo de más de 35 galaxias conocido como el Grupo Local.

Estas galaxias se mueven por el espacio como una sola unidad, unidas por su mutua atracción gravitatoria.

El número de galaxias que pertenecen al Grupo Local es incierto, debido a que los astrónomos siguen encontrando nuevos residentes de este barrio galáctico.

Por ejemplo, una de las galaxias del Grupo Local fue descubierta en 1997, a unos tres millones de años luz de la Tierra.

Esta nueva galaxia es diminuta: sólo contiene un millón de estrellas aproximadamente, comparado con los cientos de miles de millones de la Vía Láctea.»

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En muchas nebulosas gaseosas aparecen surcos y regiones oscuras.

La Vía Láctea también presenta surcos entre las estrellas, como si existieran huecos en el fondo estrellado.

Las regiones oscuras en la Vía Láctea, así como en las nebulosas gaseosas brillantes, son debidas a gas no luminoso y a polvo.

Como veremos más adelante, los astrónomos pueden distinguir el gas carente de luz del polvo cósmico, pero aquí consideramos sólo el hecho de que ambos oscurecen la luz procedente de las estrellas y nebulosas brillantes situadas más allá de los mismos.

Este efecto de cobertura en la Vía Láctea nos impide observar lo que debe ser una visión grandiosa.

Debido al gran número de nebulosas situadas entre nosotros y el centro de la Galaxia, no podemos ver el brillante y compacto conjunto estelar que constituye el núcleo de la Galaxia.

Nuestros telescopios registran únicamente aquellas estrellas que están situadas de este lado de la densa parte central.

A pesar del problema inherente a la presencia del polvo y del gas oscuro, se ha descubierto que la totalidad de nuestra Galaxia experimenta un movimiento de rotación.

El Sol  que es una estrella bastante común, toma parte en esta rotación cósmica, arrastrando consigo a la Tierra a los demás planetas.

Como otras estrellas cercanas, el Sol se mueve a través del espacio a razón de 240 Km./seg, velocidad que permitiría dar la vuelta a la Tierra en poco más de dos minutos y medio.

Aun así, la Galaxia es tan enorme, que el Sol tarda tarda 225  millones de años en completar una revolución.

Este inmenso período de tiempo, denominado ano cósmico, cae fuera de nuestro significado al considerar que hace dos años cósmicos la vida en la Tierra estaba en sus albores, y hace menos de media centésima de año cósmico que apareció el hombre.

Todas las estrellas de la Galaxia intervienen en la rotación cósmica, aunque sus velocidades varían. Las situadas más hacia el centro de la Galaxia generalmente se mueven con mayor rapidez que las que se encuentran cerca del borde,

Este movimiento alrededor de la Galaxia constituye el principal desplazamiento de las estrellas, pero cada una precedía a su vez pequeños movimientos locales.

Dicho de otro-modo, las estrellas no se mueven alrededor del centro de la Galaxia como si se tratara de una masa sólida.

Es más bien como si un grupo de personas se dirigiera a tomar el Metro durante las horas punta; aunque todas van en la misma dirección general, la trayectoria de cada individuo está constituida por muchos movimientos distintos, hacia la izquierda y hacia la derecha, a medida que evita el tráfico o a los demás peatones.

Lo mismo sucede con las estrellas de nuestra Galaxia: la dirección general es la de giro alrededor del denso núcleo central.

Fuente Consultada:  Secretos del Cosmos Tomo 2 (Salvat)

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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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El Tamaño del Universo:Las Distancias del Sistema Solar

EL Tamaño del Universo
Distancias del Sistema Solar Planetas

Si se pudiera reducir el globo terráqueo al tamaño de una manzana, el hombre mediría en proporción una cienmilésima parte de milímetro.

Ante él cualquier ínfimo bacilo o bacteria alcanzaría dimensiones verdaderamente monstruosas.

Por otra parte, como el Sol es una esfera de materia incandescente, que supera en ciento nueve veces el diámetro de la Tierra, si mantuviéramos las proporciones anteriores este Sol estaría representado por un globo de nueve metros de diámetro, situado a casi 1 Km. del planeta que, con el tamaño de una manzana, significaría la Tierra.

Pero en los límites de la familia solar, Plutón, el último y más distante de los planetas, figuraría como una bola de billar a 40 kilómetros del citado Sol del ejemplo.

Ahora bien; sobre la bóveda infinita del espacio brillan las estrellas, enormes masas globulares de gases ardientes.

EL Tamaño del Universo Distancias del Sistema Solar Planetas

La más próxima, denominada Alfa del Centauro, es otro sol similar al que nos ilumina, con casi su mismo peso y dimensiones.

Al igual que todas las estrellas. Alfa del Centauro no permanece inmóvil.

Surca el firmamento a una velocidad de 22 kilómetros por segundo, y debido a la enorme distancia que nos encontramos de ella, solamente a lo largo de siglos se apreciaría un movimiento casi imperceptible, puesto que dista de nosotros ¡42 billones de kilómetros!

Si se aplicara a esta distancia la misma proporcionalidad que se empleó al equiparar la Tierra con una manzana y se viera dónde habría que situar la estrella vecina, como se hizo con la distancia del Sol y Plutón, saltaría a la vista la imposibilidad de concretar el objetivo, ya que se necesitaría para esta escala un mapa de unos 260.000 kilómetros de amplitud, es decir, casi las dos terceras partes de nuestra distancia al satélite de la Tierra.

Se puede comprobar, de este modo, que la proporción entre la estatura de un ser humano y su distancia a la estrella más cercana es igual a la que existe entre un organismo ultramicroscópico y 260.000 kilómetros.

Un poco más distante, otra brillante estrella de azul tonalidad atrae nuestra atención.

Se trata de Sirio, notable por su magnitud en el espacio y por una estrellita que la acompaña y que constituyen con aquélla un sistema físico similar al que forman los planetas del sistema solar

El diámetro de Sirio es 1,8 veces el del astro mayor, lo que no significa mucho; sin embargo, situado en el lugar de éste proporcionaría 40 veces más luz y calor del que actualmente suministra.

El Misterio Revelado

Con respecto a la diminuta estrella que gira en torno de Sirio corresponde aclarar someramente su singular historia.

Poco luminosa y lejana, fue ignorada durante siglos por los estudiosos, quienes por razones de tipo especulativo intuían su existencia.

Intentaremos explicarlo: la altura del Sol sobre el horizonte varía con la hora del día; del mismo modo, respecto del movimiento de las estrellas se puede establecer exactamente la hora correspondiente a un momento determinado.

Debido a su gran luminosidad Sirio era utilizada por los astrónomos como estrella horaria.

Pero en el firmamento ésta resultaba un astro poco puntual, que se retrasaba o adelantaba temporalmente.

Observaciones posteriores permitieron constatar que la estrella describía en el firmamento una levísima órbita elíptica.

Sin duda alguna, un astro perturbador, aún invisible, era el causante, con la atracción de su masa, del titubeante comportamiento de Sirio.

Apelando a la ley de la gravitación universal se admitió la existencia de un nuevo astro, cuya órbita y posición fueron determinadas en 1850 por el astrónomo alemán Frederick Peters.

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

La incógnita fue revelada en 1924, cuando el astrónomo estadounidense Walter Adams, empleando el interferómetro de Michelson, logró la doble comprobación del efecto Einstein, y la confirmación de la extraordinaria densidad (23.000 veces más que la del platino) de la diminuta estrella.

El «misterio» de la substancia radicaba en lo siguiente: en tamaño, el satélite de Sirio es sólo tres veces más grande que la Tierra, pero su masa es casi igual a la del Sol.

A fin de que toda esta materia pueda caber en tan escaso volumen hay que someterla a una intensa presión, comprimirla enormemente.

Los átomos, elementos que componen toda materia, tienen un límite de resistencia mecánica, tras lo cual son deshechos en un confuso montón de núcleos y electrones que invaden y desbordan los espacios interatómicos.

Roto el equilibrio interno del átomo, los espacios vacíos son cubiertos por los componentes de otros átomos triturados.

Así, el espacio ocupado disminuye y por lo tanto la densidad media (relación entre volumen y masa) se acrecienta.

Era éste, pues, el íntimo secreto que guardaba en su seno la estrella más brillante del cielo.

La «fuga» del universo

Se se miden las velocidades de esos universos-islas se llega a la conclusión de que parecen alejarse entre sí, acrecentando su velocidad a medida que se van distanciando.

Esta fuga desordenada no afecta las dimensiones propias de las galaxias, que, alejándose, siguen conservando su tamaño.

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

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

Con el misterio de la creación ha quedado atrás en el tiempo y sumida en las sombras del espacio, a 1.500 millones de años de luz, una imperceptible manchita nebulosa: es nuestro universo.

Confundido entre corpúsculos titilantes hay un sol que nos es familiar, y como un punto minúsculo, donde el hombre lucha por penetrar en el misterio de lo infinito, está la Tierra, nuestro planeta.

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

Magnitud
Visual
Distancia
Años-Luz
Diámetro
Años-Luz
Vía Láctea97.800
Nube de Magallanes (mayor)0,9156.48032.600
Nube de Magallanes (menor)2,5182.56026.080
Sistema de la Osa Menor228.2003.260
Sistema del Escultor8,0270.5807.170
Sistema del Dragón326.0004.560
Fornax8,3619.400 21.520
Sistema del León II12,04749.8005.220
Sistema del León I12,0912.8004.890
NGC 68228,91.500.0008.800
NGC 1479,731.858.0008.780
NGC 1859,431.858.0007.500
NGC 2058,172.217.00016.300
NGC 221 (M 32)8,162.217.0007.820
IC 16139,612.217.00015.300
Andrómeda (M 31)3,472.217.000130.400
NGC 538 (M 33)5,792.347.20055.420
Maffei I11,0

3.260.000

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

Fuente Consultada: Mundorama Geografía General Tomo I

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