Tragedia Apolo I y Salyut

Concepto de Fuerza Centrífuga Aplicaciones Prácticas

Concepto de Fuerza Centrífuga – Aplicaciones Prácticas

Si se hace girar con rapidez un balde parcialmente lleno de agua, con los brazos extendidos alrededor del cuerpo, el contenido no se derrama, aun cuando el balde esté volcado sobre un costado. El principio responsable de este fenómeno es conocido por los físicos con el nombre de fuerza centrifuga.

Al mismo tiempo que se hace girar el balde, el agua tiende a permanecer dentro de éste, presionada hacia el fondo (es decir, hacia afuera con respecto a quien hace girar el balde) o al centro de giro por la fuerza centrífuga. Este es un ejemplo bastante directo de como se origina esta fuerza, aunque hay muchas otras aplicaciones más prácticas.

Sabemos, según las leyes de los cuerpos en movimiento, enunciadas por Isaac Newton, que las fuerzas siempre se originan por pares, siendo cada una de las mismas de igual valor y sentido contrario. La fuerza que se necesita para mantener un cuerpo que gira dentro de su trayectoria, evitando que se vaya hacia afuera, se conoce como fuerza centrípeta y es igual pero de sentido contrario a la fuerza centrífuga.

Fuerza centrífuga en un balde girando. El agua no sale del balde porque es empujada hacia el exterior o fondo.

En el caso del ejemplo mencionado, esta fuerza centrípeta se manifiesta como el esfuerzo realizado por el brazo para sostener el balde. Podemos ver, bastante fácilmente, cómo estas fuerzas se relacionan con la velocidad a la cual el objeto se mueve dentro de su órbita. Un ejemplo emocionante lo constituye, en el espec táculo circense, un motociclista que da vueltas dentro de una gran esfera de malla metálica.

Cuando su máquina se mueve lentamente, el motociclista no puede subir muy alto, pero a velocidades mayores la fuerza centrífuga que tiende a lanzarlo hacia afuera es tan grande, que puede trepar verticalmente hasta la cúspide de la esfera y girar sin perder contacto con la «pista», a pesar de desplazarse «cabeza abajo».

La inclinación que se observa en las curvas de las vías férreas obedece al mismo principio: la fuerza centrífuga que impulsa hacía afuera al tren cuando éste toma la curva, es contrarrestada por la fuerza centrípeta que se manifiesta cuando el costado de las ruedas presiona sobre los rieles. Este esfuerzo se reduce considerablemente inclinando las vías en un cierto ángulo, de modo que el riel exterior (el más alejado del centro de la curva) esté a mayor altura que el interior.

Otro ejemplo parecido lo constituye aquella famosa primera pista de Avus, en Alemania, donde ya en el año 1937, los promedios de velocidad establecidos por los coches de carrera llegaban a 261 Km./h., con records hasta de 280 Km./h. Esto podía lograrse porque aquella pista tenía curvas construidas con un extraordinario peralte que llegaba a los 45 grados. De esta manera, se conseguía precisamente vencer la gran fuerza centrífuga que esas velocidades provocaban en los giros. Una idea de dicha fuerza la da el cálculo de que, en el momento de paso sobre la curva, los neumáticos debían soportar nada menos que 3 veces el peso de la máquina.

Peralte o Inclinacion de la Carretera

Los llamados trajes de presión, creados por los japoneses durante la segunda guerra mundial y adoptados luego por casi todas las demás fuerzas aéreas, constituyen una solución bastante aceptable al problema de la tremenda fuerza centrífuga a que está sometido el piloto en un combate aéreo. Este traje evita que, en los giros violentos, la sangre se desplace y se agolpe por centrifugación, con el consiguiente desvanecimiento y pérdida momentánea de la visión. Pero no siempre ¡a fuerza centrífuga resulta negativa; muchas veces el hombre se vale de ella para obtener provecho.

Un buen ejemplo de aplicación práctica de este principio lo tenemos en el aparato denominado centrifuga. Si tenemos una suspensión de un sólido en un líquido, o una mezcla de líquidos de diferentes densidades, es decir, que tienen relaciones diferentes de peso a volumen (por ejemplo crema y leche), y que han sido mezclados hasta formar una emulsión, podemos separarla si la dejamos reposar tiempo suficiente.

Una centrifugadora es una máquina que pone en rotación una muestra para –por fuerza centrífuga– acelerar la decantación o la sedimentación de sus componentes o fases (generalmente una sólida y una líquida), según su densidad. Existen diversos tipos, comúnmente para objetivos específicos.

La atracción que ejerce la gravedad sobre la leche es mayor que sobre la crema, menos densa, que va a la superficie. Este proceso se puede acelerar centrifugando la mezcla (estas centrifugadoras tienen la forma de un cuenco que gira rápidamente). De este modo la leche es impulsada más lejos del centro que la crema, la cual, por no ser tan densa, no sufre con tanta intensidad los efectos de la fuerza centrífuga que se origina.

También bombas centrífugas y turbinas centrífugas que trabajan con líquidos y aire, respectivamente, son un acierto mecánico. Debemos recordar que los turborreactores centrífugos reciben este nombre porque su alimentación de aire lo produce una turbina de ese tipo.

Bomba centrifugadora

En la fundición de metales, las inyectaras centrífugas son insustituibles por la precisión, seguridad y calidad de los colados. Este tipo de inyectora recibe el metal fundido por un tragadero central, y mantiene adosada una batería de matrices a su contorno. Girando a gran velocidad, el metal es centrifugado con gran presión, e inyectado al interior de las matrices.

RAZÓN POR LA CUAL LA TIERRA NO ES ATRAÍDA POR EL SOL

Esquema Sistema Tierra-Sol

Esto se debe a que, a pesar de la atracción gravitacional (fuerza de gravedad) la fuerza centrífuga tiende constantemente a empujar a la Tierra hacia afuera. En este caso, las dos fuerzas están equilibradas. La fuerza de gravedad entre el Sol y la Tierra actúa como una fuerza centrípeta, que tiende a atraer al planeta, que gira en su órbita, hacia el Sol. La fuerza centrífuga originada por el movimiento de rotación, tiende a empujar al planeta en sentido contrario, es decir, fuera del Sol., El resultado es que la distancia entre el Sol y la Tierra se mantiene constante, suponiendo que la velocidad del planeta también se mantenga igual (en realidad, la velocidad de la Tierra sufre pequeñas variaciones, con la consiguiente alteración en la distancia al Sol). El mismo principio se aplica a los satélites artificiales que se ponen en órbita para girar alrededor de la Tierra. La atracción de la gravedad equilibra las fuerzas centrífugas, y los satélites pueden moverse a distancia más o menos constante de la Tierra, «suponiendo que su velocidad sea también constante». De todos modos, la velocidad se reduce gradualmente, a causa del rozamiento con la atmósfera, y los satélites tienden a caer hacia la Tierra.

Formula de la Fuerza Centrípeta:

Diagrama de un cuerpo girando, Fuerza Centrifuga

Ejemplo: si se toma una piedra de 2 Kg. de masa, atada a una cuerda y se la hace girar con un radio de 1,2 m. a razon de 2 vueltas por segundo. Cuanto vale la fuerza centrífuga que debe soportar la cuerda?.

La masa es de 2 Kg., el radio: 1,20 metro, pero nos falta la velocidad tangencial Ve, pues la del problema es la velocidad angular.

Para ello se sabe que dá dos vueltas en un segundo, entonces el recorrido es, dos veces el perímetro de la circunferencia por segundo. Podemos hallarlo asi: 3.14. 1.2. 2=7.53 m. cada vuelta , por dos es: 15,07 m. distancia que la masa recorre en 1 segundo, por lo tanto la velocidad tangencial es: 15,07 m/seg.

Aplicando la formula se tiene que Fc= ( 15,07 )². 2 /1,2² =454/1.44=315,27 Newton

Fuente Consultada:
Revista TECNIRAMA N°21 Enciclopedia de la Ciencia y La Tecnología -La Fuerza Centrífuga-

Los Movimientos del Planeta Tierra Características Cuadro Sinoptico

Los Movimientos del Planeta Tierra
Características y Cuadro Sinóptico

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

1-De rotación sobre su eje, dando una vuelta cada 23 horas 56 minutos y 4 segundos
2-De traslación, alrededor del Sol, con u período de 365 días 5 horas 48 minutos
3-De precesión u oscilante sobre su eje. (como cuando se va deteniendo un trompo y cabecea)

MOVIMIENTO DE ROTACIÓN: es el movimiento de la Tierra alrededor de su propio eje.  El eje alrededor del cual gira la Tierra pasa por los dos polos. Alrededor de este eje gira hacia el este, con tal velocidad, que da una vuelta completa en veinticuatro horas. Esto significa que cualquier punto de la superficie de la Tierra situado en el ecuador gira hacia el este con una velocidad de 461,37 metros por segundo.

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

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

movimiento de rotacion

El resultado de este movimiento es que en diferentes posiciones en la órbita de la Tierra, el hemisferio norte o el sur tendrá más o menos luz en cierto tiempo dado, según sea la dirección de la inclinación de su polo con relación al Sol Cuando el polo norte apunta más hacia el Sol, las regiones del polo norte tendrán claridad continua y sol a media noche y el hemisferio norte gozará del verano; mientras que el polo sur y el hemisferio sur, encontrándose del otro lado del Sol, estarán soportando el invierno con menos luz del día o sin luz del día alguna.

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

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

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

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

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

La rotación completa del polo alrededor del círculo polar dura 25.800 años. Esta oscilación es debida a que la Tierra no es una esfera perfecta, pues está un poco dilatada en el ecuador, y de esta manera permite ejercer al Sol y a la Luna una fuerza que tiende a cambiar la dirección del eje de rotación.

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Además de este movimiento cónico hay también una oscilación directa de un lado a otro del eje de rotación de la Tierra, de manera que hay veces que la Tierra gira menos inclinada que otras. Esto, evidentemente, trae consigo la alteración de la duración relativa del día y de la noche en todas las estaciones sobre la mayor parte del globo.

Durante la máxima inclinación del eje, las regiones polares gozan de la luz del día durante ocho días y medio más, aproximadamente. Por consiguiente, nuestra Tierra gira, se tambalea y cabecea en su viaje a través de los cielos.

MOVIMIENTO DE TRASLACIÓN: En su carrera alrededor del Sol la Tierra no describe un círculo, sino una elipse, y el Sol no está situado en el centro de la elipse sino en uno de sus focos. Por consiguiente, la Tierra, en su órbita, se acerca y se aleja del Sol. Actualmente su punto más cercano se halla a una distancia de 146.160.000 kilómetros y su punto más alejado a 151.120.000 kilómetros.

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

El verano y el invierno no dependen de la distancia entre el Sol y la Tierra sino de la inclinación del eje de ésta Aunque el Sol esté más o menos cerca, será invierno en el hemisferio norte si el polo norte no mira hacia el Sol, y si mira hacia el Sol será verano en el hemisferio norte, cualquiera que sea la distancia del Sol a la Tierra. Cuando el polo norte está inclinado hacia el Sol y la Tierra está lo más alejada posible de él, los que estén en el hemisferio norte, tendrán verano, por estar entonces a mayor distancia del Sol, y pasará lo contrario en el hemisferio sur.

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 sinoptico planeta tierra

Cuadro sinoptico del Universo, Sistema Solar, Planetas y Galaxias

SINTESIS EN UN CUADRO SOBRE 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 Sol -máxima 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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La Luna Muestra Siempre la Misma Cara

Origen del aire que respiramos El Oxigeno

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

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

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

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

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

Cráter Lunar

Cráter Lunar

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

ALGO MAS SOBRE LA SUPERFICIE LUNAR…

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Evolucion del Universo Resumen Cronologia Linea del Tiempo Historia

Evolución del Universo
Resumen Cronologico de  Linea del Tiempo

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

BIG BANG

13.700 millones de años

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

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

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

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

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

Imagen del Universo

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

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

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

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

EVOLUCIÓN DEL COSMOS

Tiempo cero

Existen cuatro fuerzas unificadas: la fuerza de gravedad, que atrae a los cuerpos; la nuclear débil, que mantiene unidas las partículas subatómicas; la nuclear fuerte, que une los núcleos atómicos y la electromagnética, que atrae a las cargas positivas y negativas. La materia y la energía están concentradas en un pequeño volumen. La temperatura es superior a los 1.011 °C. Se produce una gran explosión o Big-Bang. A partir de allí, el Universo comienza a expandirse.
10-43 10-43segundos después del Big-Bang. La fuerza de gravedad se independiza del resto de las fuerzas. El Universo se visualizaría del tamaño de una uva.
10-35 10-35segundos después del Big-Bang. Se independiza la fuerza nuclear fuerte. Abundan los quarks, los electrones, los positrones y los neutrinos.
1 segundo 1 segundo después del Big-Bang. El electromagnetismo y la fuerza nuclear débil se separa.  Se fusionan las primeras partículas formando los protones y los neutrones.
1 minuto1 minuto después del Big-Bang. Se forman los núcleos de helio (He) y deuterio (H)
30 minutos30 minutos después del Big-Bang. Continúa la expansión, la temperatura del Universo baja a 3 . 108 °C.
4 . 105 años después del Big-Bang.Se forman átomos de hidrógeno (H) y sus isótopos y helio (He). Comienza a separarse la radiación de la materia: se liberan microondas, que se expanden en todas las direcciones.
106 años después del Big-Bang. Las nubes de gas (de hidrógeno y helio) se atraen por fuerzas gravitatorias. Aparecen las primeras galaxias y quasares. Se forman los primeros elementos químicos más pesados que el hidrógeno y el helio. Continúan la expansión y el enfriamiento.
109 años después del Big-Bang. Se origina la Vía Láctea, galaxia espiral en la cual se encuentra el Sistema Solar.
109 años después del Big-Bang. Se originan el Sol y los planetas (entre ellos la Tierra). En las estrellas se producen fusiones nucleares que dan origen a los restantes elementos.
109 años después del Big-Bang. Se forman las primeras moléculas orgánicas en a Tierra
Época actual. 15 . 109 años después del Big-Bang. Continúa la expansión. La temperatura de las radiaciones de microondas (descubiertas en 1965) es de apenas -270°C. Diámetro estimado del Universo actual: 30.000 millones de años luz (cada año luz equivale a 9,463 x 1012 Km.). El futuro del Universo es incierto. Algunas teorías estiman que seguirá expandiéndose, otras dicen que se contraerá y otras que ocurrirán ambas cosas alternativamente.

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

 

Las Grandes Exploraciones de la Historia Cronologia Expediciones

Cuadro Cronológico de las Grandes Exploraciones de la Historia

tabla de exploraciones

Leif EricsonIslandiac. 1001Exploró Vinlandia, identificada (según diversas teorías) con las costas de Labrador, de la isla de Terranova, de Nueva Escocia y de Nueva Inglaterra.
Marco PoloVenecia1271-1295Viajó por Asia central, India, China, y el archipiélago Malayo.
Ibn BatutaMarruecos1325-1349Viajó por África, Oriente Próximo, India, China y las estepas de Asia central.
GilianesPortugal1433Navegó hacia el sur bordeando la costa occidental de África, pasando el cabo Bojador.
Diogo CamPortugal1482-1486Exploró la desembocadura del río Congo y parte de la costa de África occidental.
Bartolomeu DiasPortugal1488Exploró las bahías de Algoa y Mossel en Suráfrica, observando y dando nombre al cabo de las Tormentas, posteriormente rebautizado cabo de Buena Esperanza.
Cristóbal ColónItalia?1492-1504Descubrió América y estableció colonias durante sus cuatro viajes a través del Atlántico.
Giovanni CabotoItalia1497-1498Efectuó dos viajes bajo pabellón inglés. Exploró la isla de Cabo Bretón y Nueva Escocia; también navegó por las costas oriental y occidental de Groenlandia, la costa oriental de Labrador, la costa occidental de la isla de Baffin y una parte de la costa sur de Terranova.
Vasco da GamaPortugal1497-1498Navegando más allá del cabo de Buena Esperanza, llegó a Malindi, en la costa oriental de África, cruzando desde allí el océano Índico hasta Kozhikode (hoy Calicut), en India.
Américo VespucioItalia1499-1502Navegó por el Caribe bordeando las costas de Sudamérica. El geógrafo alemán Martin Waldseemüller publicó los pormenores de su viaje y sugirió que se diese al Nuevo Mundo el nombre de América.
Alonso de OjedaEspaña1499-1501Exploró la costa norte de Sudamérica.
Vicente Yáñez PinzónEspaña1499-1500Partiendo desde España, llegó a las costas de Brasil no lejos de Recife, visitó la desembocadura del Amazonas y, a continuación, siguió hacia el norte hasta llegar a las Guayanas.
Pedro Álvares CabralPortugal1500Llegó hasta las costas de Brasil y también dobló el cabo de Buena Esperanza.
Gaspar Corte-RealPortugal1500Exploró la costa nororiental de Labrador y Terranova.
Rodrigo de BastidasEspaña1501Exploró América central, tras descubrir las costas colombianas.
Sebastiano CabotoItalia1508-1509Recorrió Labrador en busca del paso del Noroeste, y posiblemente llegó incluso hasta la bahía de Hudson.
Juan Ponce de LeónEspaña1513Descubrió y exploró Florida.
Vasco Núñez de
Balboa
España1513Exploró el istmo de Panamá y descubrió el océano Pacífico (al que llamó már del Sur).
Fernando de
Magallanes
Portugal1519-1521Exploró el estuario del río de la Plata, navegando luego hacia el sur y atravesando el estrecho que lleva su nombre. Desde allí, surcó el océano Pacífico hasta las islas Filipinas, donde murió asesinado. Fue el primero que navegó el globo en dirección Oeste hasta una longitud alcanzada previamente en un viaje en dirección Este.
Juan Sebastián
Elcano
España1519-1522Uno de los capitanes de la expedición de Magallanes. Tras la muerte de éste, Elcano, al mando de la Victoria (única nave superviviente de la expedición) volvió a España pasando por las Molucas y el cabo de Buena Esperanza. Así, fue el primero que circunnavegó el globo.
Hernán CortésEspaña1519-1536Exploró las costas orientales de México y Yucatán, conquistó México y exploró la Baja California.
Francisco PizarroEspaña1524-1535Exploró la costa occidental de Sudamérica y conquistó Perú.
Giovanni da
Verrazano
Italia1524Exploró la costa oriental de Norteamérica hasta Terranova, llegando hasta las bahías de Nueva York y Narragansett.
Álvar Núñez Cabeza
de Vaca
España1527-1542Exploró la región suroccidental de los actuales EEUU y el norte de México. Dirigió una expedición en la región del Río de la Plata y atravesó el sur de Brasil hasta Asunción del Paraguay.
Jacques CartierFrancia1534-1536Exploró la costa occidental de Terranova y el golfo de San Lorenzo, remontando el río homónimo hasta el actual emplazamiento de Montreal.
Hernando de SotoEspaña1539-1542Exploró lo que es hoy el sureste de EEUU y parte del valle inferior del Mississippi (río que él mismo descubrió).
Hernando de
Alarcón
España1540Exploró el río Colorado tras demostrar la peninsularidad de Baja California.
Francisco de
Orellana
España1540-1541Siguió el curso del río Amazonas, desde sus cabeceras en los Andes hasta su desembocadura en el Atlántico.
Francisco Vázquez
de Coronado
España1541-1542Siguió el curso del río Colorado hacia el norte, divisando el Gran Cañón; exploró el sur de California, Nuevo México, el norte de Arizona y Texas, Oklahoma y el este de Kansas.
Pedro de ValdiviaEspaña1540-1553Exploró Chile.
Juan Rodrigues
Cabrillo
Portugal1542-1543Exploró la costa occidental de México y descubrió la bahía de San Diego (California).
Richard ChancellorInglaterra1553-1554Navegó por el norte de Escandinavia hasta el mar Blanco, y continuó su viaje por tierra desde Arjanguelsk hasta Moscú.
Martin FrobisherInglaterra1576Exploró la bahía que recibió su nombre y el estrecho de Hudson, en la búsqueda del paso del Noroeste.
Francis DrakeInglaterra1577-1580A bordo del Golden Hind, efectuó la segunda circunnavegación del globo.
John DavisInglaterra1585-1593Rodeó la costa oriental de Groenlandia en dirección sur hasta el cabo Farewell, desde donde navegó por la costa occidental de Groenlandia hasta la bahía de Baffin. En un viaje posterior que realizó a Sudamérica, descubrió las Malvinas.
Willem BarentsPaíses Bajos1594-1597Exploró Nueva Zembla, el mar y la isla que recibieron su nombre.
Walter RaleighInglaterra1595-1616Exploró las Guayanas, las costas de Trinidad y el río Orinoco en busca de El Dorado.
Pedro Fernandes
de Queirós
Portugal1596-1606Exploró las islas Marquesas y Salomón en el océano Pacífico.
Sebastián VizcaínoEspaña1596-1603Exploró la costa occidental de México entre Acapulco y Baja California; navegó hasta las bahías de San Diego y Monterrey.
Samuel de ChamplainFrancia1603-1613Remontó el río San Lorenzo hacia el norte hasta los rápidos de Lachine, al norte de Montreal; exploró la costa oriental de Norteamérica de norte a sur, desde Nueva Escocia hasta Vineyard Haven, fundó y dio nombre a Quebec, y exploró el lago que llevaría su nombre.
Henry HudsonInglaterra1609-1611Exploró el río, el estrecho y la bahía que llevan su nombre.
Jakob Le Maire y
Willem Cornelis
Schouten
Países Bajos1616-1617Rodearon el extremo sur de Tierra del Fuego, atravesaron el estrecho de Le Maire, divisaron y dieron nombre al cabo de Hornos, y llegaron hasta las Molucas.
William BaffinInglaterra1616Exploró la bahía que llevaría su nombre.
Abel Janszoon
Tasman
Países Bajos1642-1644Exploró Nueva Zelanda y las islas Tonga y Fiji, el golfo de Carpentaria y Tasmania, que recibiría ese nombre en su honor.
Jacques Marquette y
Louis Jolliet
Francia1673Navegaron por los ríos Wisconsin y Mississippi desde su curso superior hasta la desembocadura del río Arkansas; siguieron el curso del río Illinois hasta el lago Michigan.
René Robert Cavalier
de La Salle
Francia1682Navegó por el río Mississippi hasta su desembocadura en el golfo de México.
Vitus Jonassen BeringDinamarca1728-1741Exploró el mar, el estrecho y la isla que lleva su nombre.
Pierre Gaultier
de Varennes,
señor de la Vérendrye
Canadá1738-1742Exploró Manitoba, Dakota del Norte, el oeste de Minnesota y, posiblemente, parte de Montana.
Samuel HearneInglaterra1768-1771Siguió el curso del río Coppermine hacia el norte, desde su cuenca hasta las costas árticas de Canadá.
James CookInglaterra1768-1778Exploró y cartografió la costa de Nueva Zelanda, completó la cartografía de las principales masas oceánicas del mundo y refutó la teoría de la existencia de un gran territorio inexplorado y habitable en el hemisferio sur; exploró las costas de la Antártida y de Hawai.
James BruceEscocia1770-1771Visitó las fuentes del Nilo Azul, siguiendo el curso de este río hasta su confluencia con el Nilo Blanco.
Alexander MackenzieEscocia1789Partiendo desde Fort Chipewyan (Alberta, Canadá), bordeó el Gran Lago del Esclavo, y siguió el curso del río que llevaría su nombre hasta su desembocadura en el Ártico.
Robert GrayEstados Unidos1791-1792Exploró Grays Harbor y la costa noroeste del Pacífico; llegó hasta el río Columbia (al que puso el nombre de su nave).
Mungo ParkEscocia1795-1796Ascendiendo por el río Gambia, atravesó el norte de la región de Kaarta en Malí, llegando hasta el río Níger.
Meriwether Lewis y
William Clark
Estados Unidos1804-1806Partieron de Saint Louis, siguiendo por tierra el curso de los ríos Missouri y Columbia hasta llegar al océano Pacífico, y efectuaron el viaje de regreso.
Zebulon Montgomery
Pike
Estados Unidos1806-1807Dirigió expediciones hacia las cabeceras de los ríos Mississippi, Arkansas y Rojo; divisó el Pikes Peak.
John DavisEstados Unidos1821Primera persona en desembarcar en la Antártida.
Richard y John
Lander
Inglaterra1830-1831Navegaron el río Níger (África occidental) aguas abajo, estableciendo su curso y desembocadura.
James Clark RossInglaterra1831-1843Encontró la posición del polo norte magnético: descubrió el banco de hielo Ross en la Antártida, y cartografió la costa del cercano mar que también recibiría su nombre (Ross), en el mismo continente.
David LivingstoneEscocia1849-1859Atravesó Suráfrica, explorando el lago Ngami, el río Zambezi, las cataratas Victoria y los lagos Chilwa y Nyasa (Malawi).
Heinrich BarthAlemania1850-1855Realizó exhaustivas exploraciones en África occidental, visitando el curso superior del río Benue y Tombuctú.
Richard Francis
Burton
Inglaterra1854-1858Hizo el peregrinaje a La Meca; exploró Somalia, Etiopía y el lago Tanganica.
John Hanning SpekeInglaterra1856-1862Exploró el lago Victoria, que identificó como una de las fuentes del Nilo.
Robert O’Hara Burke y
William John Wills
Irlanda1860-1861Primeros europeos que atravesaron el continente australiano de sur a norte.
Samuel White BakerInglaterra1861-1864Exploró los afluentes del río Nilo en Etiopía, y el lago Alberto en África centro-oriental.
Henry Morton StanleyGales1874-1889Exploró el lago Eduardo, cartografió el lago Tanganica y siguió el curso del río Congo desde Nyangwe hasta su desembocadura en la costa occidental de África. Más tarde exploró la cadena Ruwenzori (‘montañas de la Luna’) en África centro-oriental, y siguió el curso del río Semliki hasta sus fuentes en el lago Eduardo.
Verney Lovett
Cameron
Inglaterra1875Primer europeo en atravesar el África ecuatorial de este a oeste.
Francis YounghusbandIndia británica1886-1904Viajó desde Pekín a Cachemira; posteriormente dirigió una expedición británica al Tíbet.
Sven Anders HedinSuecia1890-1908Exploró el Turkestán chino, Tíbet y Mongolia; descubrió las fuentes de los ríos Indo, Brahmaputra y Sutlej.
Mark Aurel SteinHungría1900-1916,
1930
Realizó cuatro expediciones en Asia central, siguiendo las rutas de las caravanas entre China y Occidente, y cartografiando regiones poco conocidas.
Ludwig Mylius-ErichsenDinamarca1902-1907Exploró las costas de Groenlandia.
Roald Engebrecht
Amundsen
Noruega1903-1926Atravesó por primera vez el paso del Noroeste; fue el primero en alcanzar el polo sur; y rodeó en dirigible el polo norte con el explorador estadounidense Lincoln Ellsworth y el italiano Umberto Nobile.
Ernest Henry
Shackleton
Irlanda1907-1909Localizó el polo sur magnético.
Robert Edwin PearyEstados Unidos1908-1909Primera persona, al parecer, en llegar al polo norte.
Hiram BinghamHawai1911Exploró los territorios incas y descubrió las antiguas ruinas de Machu Picchu en Perú.
Harry St. John B. PhilbyInglaterra1917-1932Cruzó Arabia de mar a mar. Primer europeo que visitó Najd.
Lincoln EllsworthEstados Unidos1925-1939Exploró las Regiones árticas en avión, dirigible y submarino, cruzando la Antártida en avión.
Umberto NobileItalia1926Sobrevoló sobre el polo norte con Amundsen y Ellsworth en el dirigible Norge, diseñado por él.
Richard Evelyn ByrdEstados Unidos1926-1957Sobrevoló los polos norte y sur; estableció la base Little America en el círculo polar antártico; dirigió numerosas expediciones que exploraron y cartografiaron las regiones costeras e interiores de la Antártida.
Bertram ThomasInglaterra1930-1931Primer europeo en atravesar el Rub al-Khali, el gran desierto de Arabia Saudí.
Charles William BeebeEstados Unidos1934Descendió hasta una profundidad oceánica récord de 923 m en las aguas de las islas Bermudas, utilizando la batisfera de su invención.
John RymillInglaterra1934-1937Exploró la península Antártica.
Finn RonneEstados Unidos1946-1958Determinó que la Antártida es un continente; exploró y cartografió la plataforma de hielo que lleva su nombre.
Edmund P. Hillary y
Vivian E. Fuchs
Nueva Zelanda
Inglaterra
1955-1958Realizaron la primera travesía terrestre de la Antártida.
Año Internacional
Geofísico
1957-1958Científicos de numerosos países realizaron descubrimientos en los campos de la climatología, la oceanografía, la naturaleza de la corteza terrestre y la geografía de la Antártida, entre otros.
Jacques Piccard y
Don Walsh
Suiza Estados Unidos1960Descendieron hasta una profundidad récord en la fosa de las Marianas (10.916 m), del océano Pacífico, utilizando el batiscafo Trieste.
Neil A. Armstrong y
Edwin E. Aldrin
Estados Unidos1969Primeras personas en caminar sobre la Luna.
Naomi UemuraJapón1978Primera persona en llegar sola al polo norte en trineo de perros.
Ranulph Fiennes y
Charles Burton
Inglaterra1979-1982Primeros en atravesar los dos polos en un solo viaje de circunnavegación del planeta.

Fuente Consultada: Enciclopedia Encarta

Hitos de la Carrera Espacial Primera Mujer en el Espacio Perra Laika

Hitos de la Carrera Espacial

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 rivaliza 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

SPUTNIK: PRIMER SATÉLITE (URSS) EN ORBITA

¿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.

carrera espacial

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

¿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

perra laika

PRIMER SER VIVO ENVIADO AL ESPACIO (URSS)

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.

carrera espacial

PRIMER SER VIVO ENVIADO AL ESPACIO (EEUU)

¿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.

carrera espacial

carrera espacial

PRIMER HOMBRE EN EL ESPACIO (URSS)

¿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.

carrera espacial

PRIMER HOMBRE EN EL ESPACIO (EEUU)

¿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

carrera espacial

PRIMERA MUJER EN EL ESPACIO (URSS)

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.

carrera espacial

PRIMERA MUJER EN EL ESPACIO (EEUU)

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 Uni

carrera espacial

carrera espacial

PRIMER PASEO ESPACIAL (URSS)

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.

carrera espacial

PRIMER PASEO EN EL ESPACIO (EEUU)

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

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, d 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-

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.

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

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

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

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

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

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

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

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


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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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


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

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

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

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

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

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

Fuente Consultada: COSMOS Carl Sagan

Medida de La Via Lactea Cantidad de Estrellas en la Galaxia

Medida de La Via Láctea y Descripción
Cantidad de Estrellas en la Galaxia

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

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

Los hombres primitivos ya se dieron cuenta de la presencia de esta banda luminosa muchas leyendas tuvieron su origen en ella, conociéndose con el nombre de Vía Láctea. Tras la invención del telescopio, los astrónomos observaron que está constituida por gran número de estrellas individuales, y ahora sabemos que tal conjunto de estrellas representa el plano central de nuestra Galaxia.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Fuente Consultada:  Secretos del Cosmos Tomo 2 (Salvat)

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Magnitud
Visual
Distancia
Años-Luz
Diámetro
Años-Luz
Vía 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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Programas de Exploracion Espacial Cronología Las Misiones al espacio

Programas de Exploración Espacial
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Estados Unidos había previsto tener una docena de satélites en órbita cuando comenzara el Año Geofísico  Internacional , pero en la práctica el primer éxito fue para la URSS, con el lanzamiento del Sputnik I, el 4 de octubre de 1957.Sorprendidos y humillados, los técnicos norteamericanos adelantaron sus planes y prometieron un lanzamiento en 90 días. El primer intento fracasó, pero el primer satélite de Estados Unidos, el Explorer I, entró en órbita el 1 de enero de 1958.

Su capacidad era limitada, pero llevaba un contador Geiger-Müller para registar los rayos cósmicos que le permitió localizar los dos cinturones de radiación de Van Alien que rodean la Tierra.

A partir de entonces, los progresos fueron rápidos, sobre todo porque Estados Unidos y la URSS competían entre sí para demostrar ante el mundo su superioridad tecnológica. Varias categorías diferentes de satélites aparecieron desde 1960.

A los primeros, utilizados para fines puramente científicos, se sumaron otros de diseño más complejo destinados a la observación militar, el seguimiento de las condiciones meteorológicas mundiales, las telecomunicaciones, etc.

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

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

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

NombrePaísFechasLogrosMiembros
SputnikURSS1957-1958Primer
Satélite
Valery Byskovsky.Yuri Gagarin, Adrián
Nikolayaev, Pavel Popovitch, Valentina
Tereshkova, GhermanTitov
Malcolm Scott Carpenter, L. Gordon
Cooper
.John Glenn,Virgil Grissom,
Walter Schirra, Alan Shepard
ExplorerEE.UU.1958-1984Experimentos
Científicos
PionnerEE.UU.1958Investigación
de la Luna
LunikURSS1959Aterrizaje
en la Luna
VostokURSS1961-1963Primer Vuelo
Tripulado
MercuryEE.UU.1961-1963Americanos en el Espacio
VeneraURSS1961-1983Investigaciones
de Venus
RangerEE.UU.1961-1965Alunizajes
MarinerEE.UU.1962-1974Mercurio, Venus
y Marte
OSOEE.UU.1962Estudio Solar
MarsURSS1962-1971Investigación
de Marte
Pavel Belyayev, Konstantin Feoktistov,Vladimir
Komarov, Alexei Leonov, BorisYegorov
Edwin Aldrin, Neil Armstrong, Frank
Borman, Eugene Cernan, Michael Collins,
Charles Conrad, L Gordon Cooper.Virgil
Grissom, James Lovell, James McDivitt,
Walter Schirra, David Scott, Thomas
Stafford, Edward White, John Young
VokshodURSS1964-1965Vuelos espacial con tres tripulantes
GéminisEE.UU.1964-1966Prueba de Vuelos Lunares
LunaURSS1966Fotografía
Lunar
Luna OrbiterEE.UU.1966-1967Cámara en
órbita lunar
Adwin Aldrin, William Anders, Neil Armstrong,
Alan Bean, Frank Borman, Eugene Cernan,
Michael Collins, Charles Conrad, Walter
Cunningham, Charles Duke, Don Eisle,
Richard Gordon, Fred Haise, James Irwin,
James Lovell, Edgar Mitchell, Stuart Roosa,
Walter Schirra, Harrison Schmitt, Rusell
Schweickart, David Scott, Thomas Stafford,
Jack Swigert,Alfred Worden, John Young
SurveyorEE.UU.1966-1968Robot Lunar
ApoloEE.UU.1966-1975El hombre llega
a la Luna
SoyuzURSS1967-1986Estación
Espacial
Vladimir Dzanibekov, Georgi Grechko, Alexei Gubarev, Pyotr Klimuk, Vladimir Remek,Yuri Romanenko, Víctor Savinykh, Svetlana Savitskaya.Vladimir Shatalov, Vitaly Stevastyanov, Vladimir Vasyutin, Vladimir Volkhov Alan Bean, Gerald Carr, Charles Conrad, Owen Garriott, Edward Gibsonjoseph Kerwinjack Lousma, William Pogue, Paul Weitz
SalyutURSS1971-1986Estación espacial tripulada
SkylabEE.UU.1973-1974Primera estación espacial americana
ATMEE.UU.1973-1974Estudio Solar
Apolo-SoyuzEE.UU./URSS1975Emprendimiento InternacionalVanee Brand, Valery Kubasov, Alexei Leonov, Donald Slayton,Thomas Stafford
VoyagerEE.UU.1977-1986Estudio de Gigantes
de Gas
Valery Byskovsky.Yuri Gagarin, Adrián Nikolayaev, Pavel Popovitch,Valentina Tereshkova, GhermanTitov Malcolm Scott Carpenter, L. Gordon Cooper.John Glenn,Virgil Grissom, Walter Schirra,Alan Shepard
SMMEE.UU.1980-1989Estudio
Solar
TransbordadorEE.UU.1981-?Naves tripuladas de uso reiterado
SpacelabEE.UU./AEE1983Laboratorio espacial de uso reiterado
VegaURSS1985Estudio atmosférico de Venus y fotos del cometa Halley
MirURSS1986-?Estación
Espacial
Pavel Belyayev, Konstantin Feoktistov,Vladimir Komarov, Alexei Leonov, BorisYegorov Edwin Aldrin, Neil Armstrong, Frank Borman, Eugene Cernan, Michael Collins, Charles Conrad, L. Gordon Cooper.Virgil Grissom, James Lovell, James McDivitt, Walter Schirra, David Scott,Thomas Stafford, Edward White, John Young
GiottoAEE1986
SuseiJapón1986
BuranURSS1988
FobosURSS1988
GalileoEE.UU.1992-?
CassiniEE.UU./AEE1996

 

Choque en el Río Potomac Accidente Aereo Tragedias Aereas

La Tragedia del Río Potomac: Accidente Aéreo

La tormenta que se había formado sobre Nueva 0Rleans, remolineando desde una hondonada de baja presión sobre el Golfo de México, abarcó el noreste del la noche a la mañana dejando a los estados del su bajo una capa extraordinariamente espesa de nieve.  En Alabama, un hombre murió cuando las ramas congeladas de un árbol cayeron sobre él.  Atlanta y Chicaz registraron las temperaturas más bajas del Siglo.

Para la mañana del 13 de enero de 1982, las tempestades d nieve llegaron a la capital, Washington, D.C. A la p.m., la Autoridad Federal de Aviación cerró durante 73 minutos el Aeropuerto Nacional, a kilómetro y me dio de la Casa Blanca’ para que las máquinas quita nieves pudieran limpiar las pistas de una capa de más d 12 centímetros.

En las oficinas de gobierno de la ciudad, los jefes d servicio civil escudriñaban ansiosamente los cielos cargados de nubes, y poco después del almuerzo con vinieron en dejar que el personal regresara temprano a su casa para evitar las ventiscas que se esperaban.  Pronto, todas las carreteras que salían de la capital estaban congestionadas de carros que avanzaban cuidadosamente a vuelta de rueda a través de la niebla cegadora.

Una enorme culebra de tráfico atravesaba el congelado río Potomac por el puente de dos carriles de la calle 14, parte de la autopista Jefferson Davis, la ruta más transitada entre Washington y los suburbios de Virginia.  Luego, exactamente a la 4 p.m., el terror salió rugiendo del cielo en un desastre que habría de cobrar 78 vidas y pasmar a una nación.

El vuelo 90 de Áir Florida había estado programado para salir del Aeropuerto Nacional hacia Fort Lauder da le y Tampa a las 2:15 p.m., pero dieron las 3 p.m. antes de que los 71 pasajeros (tres de ellos cargando bebés) dejaran la sala de salida y ocuparan las 21 filas de asientos del jet Boeing 737 de dos motores.  Cuarenta y un asientos quedaron vacíos.  El capitán Larry Wheaton, de 35 años, y el copiloto Roger Pettit verificaron sus tableros de instrumentos y pidieron disculpas por los retrasos mientras los trabajadores del aeropuerto deshelaban las alas con glicol líquido.  Aun cuando la visibilidad seguía restringida a menos de un kilómetro, el aeropuerto fue reabierto, y los dos hombres observaron que un avión llegaba a la terminal y notaron los enormes carámbanos que colgaban de sus alas.

«Me alegro deveras de que haya gente rondando en el mismo lugar adonde quiero ir, dijo Wheaton.  No puedo ver la pista sin estas banderas.  Tal vez más arriba…» La sobrecargo en jefe, Donna Adams, miró el paisaje blanco y dijo: «Me encanta, miren todas las huellas de llantas en la nieve».  Pettit estaba más preocupado por cosas prácticas: «Hombre, ésta es una batalla perdida, tratar de deshelar esas cosas’ murmuró observando a los hombres que trabajaban en las alas.  Te da una falsa sensación de seguridad, eso es todo».

A las 3:58 p.m. el Boeing por fin rodó para despegar sobre la pista 36 de 2,230 metros, la más larga del Nacional.  Los pasajeros sintieron alivio por que su larga espera terminaba.  El sol de Florida parecia aún más atractivo en este clima ártico.  Los dos pilotos vieron la pista lodosa a través de la nieve que todavía caía, y eligieron levantar la nariz antes que de costumbre para ayudar al despegue.  Justo después de las 3:59 p.m., el avión despegó.

En 30 segundos, la tripulación supo que algo estaba muy mal: «Dios, mira esa cosa… no parece bien», dijo Pettit.  «Tranquilos los dos, adelante, adelante, urgió Wheaton.  Vamos adelante… adelante… sólo levanta un poco…» continuó.  El avión temblaba y se movía mu cho.  Un tripulante gritó: «Caemos, estamos cayendo».  Pettit se volvió al capitán: «Larry, estamos bajando, Larry…» Wheaton respondió con frialdad: «Lo sé».  A las 4:01 el vuelo 90 se estrelló.

En el puente de la calle 14, a un kilómetro del Aero puerto Nacional, los conductores atrapados en el embotellamiento de tráfico oyeron al jet que caía antes de verlo.  «Oí un estruendo pero no pude ver nada por la nieve, dijo el empleado del Departamento de justi cia Lloyd Creger.  Los motores hacían un ruido tan fuerte que debían ir a toda máquina.  No podía oírme a mí mismo gritar.  Luego vi el avión salir del cielo.  Estaba cayendo, pero no parecía que le pasara nada malo.  La nariz estaba levantada y la cola abajo.  Luego pare ció que no había ningún ruido».  Otro conductor sollozó: «Oí el ruido del jet más y más fuerte.  Abrí la portezuela y corrí para salvar la vida.  No me detuve para voltear hacia atrás, sólo oí un golpe seco al chocar el avión contra el puente».

El avión golpeado apenas libró un puente de ferro carril al sur de los dos trechos de carretera atorados.  Al rugir a poca altura encima de los indefensos automovilistas, una rueda golpeó un camión que iba por la carretera del sur, y el avión cayó pesadamente en el Potomac entre los dos puentes de la carretera.  Arrancó los techos de cinco autos y arrastró a otros al agua he lada.

El hielo que había sobre el río se rompió como un parabrisas golpeado por una roca, y los pedazos volaron por el aire.  Testigos pasmados se dieron cuenta lentamente de la enormidad de lo que había ocurrido.  «Había metal retorcido de los carros chocados por todas partes, dijo el reportero Al Rossiter.  Algunos de los vehículos empezaron a incendiarse, y el camión golpeado colgaba de la orilla en un ángulo de 45 grados.  Vito Maggiolo dijo: «Había cadáveres esparcidos por todo el puente, y también sobre el hielo del río».  El sargento Jerome Lancaster de la Fuerza Aérea de Estados Unidos dijo: «Conté seis o siete personas vi vas en el agua, pero se hallaban aturdidas.  Lanzamos una cuerda a un pasajero».

El boeing se había roto en tres secciones por el impacto.  La nariz se hundió bajo la superficie, matan do a los que estaban adentro.  El fuselaje se desplomó de panza y se asentó brevemente, y los horrorizados espectadores pudieron ver a las personas adentro, atadas a sus asientos, mientras el destrozado avión se hundía lentamente.  Pero la cola flotó milagrosamente durante veinte minutos, y la mayoría de los sobrevivientes salieron de allí.  Cinco emergieron, golpeados y sacudidos, se escabulleron a través del hielo y se pusieron a salvo.  Otros fueron arrojados como muñecos al agua helada, y se asían desesperadamente a los restos del naufragio o a témpanos de hielo, gritando, pidiendo auxilio.  Las personas que estaban en el puente les arrojaron todos los cables disponibles, y les gritaban: «Sujétense, la ayuda estará pronto aquí».

Pero las condiciones de pesadilla (una ciudad atasca da por la nieve y el tráfico) hicieron imposible que los servicios de emergencia reaccionaran con velocidad.  Ambulancias, carros de bomberos y patrullas queda ron atrapados en los embotellamientos, teniendo que meterse en las anchas aceras frente a la Casa Blanca para pasar.

Increíblemente, en cuestión de minutos un segundo accidente aumentó el caos en la capital.  Un tren del metro con mil pasajeros se descarriló a menos de dos kilómetros del puente, dejando tres muertos y muchos heridos.  Los servicios de emergencia tuvieron que ser desviados para dirigirse allí también.

Los primeros vehículos de rescate llegaron al puente de la calle 14 del lado de Virginia al mismo tiempo que el primero de una docena de helicópteros de la policía y de las Fuerzas Armadas llegó por el aire, sobrevolando peligrosamente cerca de los puentes para tratar de izar a los sobrevivientes a un lugar seguro.  Entonces, el desastre tomó proporciones casi grotescas.  Los equipos de televisión, alertados por las llamadas a los servicios de emergencia, llegaron con sus cámaras y empezaron a enviar imágenes en vivo del drama a un público de muchos millones de costa a costa.

Los estadounidenses, endurecidos por las películas de desastre de Hollywood, ahora veían con culpable fascinación cómo la muerte y el heroísmo se desarrollaban ante sus ojos.

La gente moría ahogada o congelada a menos de 17 metros de la orilla, en un agua donde sólo po día sobrevivir diez minutos.  Chapoteaba débilmente hasta que el río entumecedor paralizaba sus músculos y les impedía nadar.  Trataban desesperadamente de alcanzar las cuerdas salvavidas que colgaban de los helicópteros, luego volvían a hundirse bajo la superficie, con las manos demasiado heladas para agarrarse a las cuerdas.  Un oficial de rescate dijo: «Partía el corazón verlos tan cerca y no poder ayu darlos.  Nadie viviría más de cinco minutos en esa agua».

La sobrecargo Kelly Duncan, de 23 años,  vestida sólo con una delgada blusa de manga corta y la fal da del uniforme, falló repetidamente en el intento de asirse a los aros de rescate.  Parecía estar definitivamente perdida.  Entonces el piloto del helicóptero Donald Usher arriesgó su propia vida y la del tripu lante Gene Windsor colocando su aparato casi en el agua, mientras Windsor se encaramaba en los patines de aterrizaje y sujetaba a la chica poniéndola a salvo.  Fue llevada rápidamente al hospital con una pierna rota e hipotermia (su temperatura había descendido a 32 grados); pero sobrevivió, la única del equipo de cinco.

Priscilla Tirado estaba también en el agua.  Trató de alcanzar un cable, pero no pudo. Su fuerza desvanecida la sumergió bajo la superficie, pero ella surgió de nuevo, y la tripulación del helicóptero le arrojó el cinturón de seguridad atado a una cuerda.  Cientos de personas en el puente y millones de televidentes obervaron su agonía con desesperación.  Pero un hombre reaccionó más positivamente.  Lennie Stutnik, un oficinista de 38 años que se dirigia a su casa de la Oficina del Presupuesto a el Congreso, se quitó la chaqueta y las botas y se lanzó al agua, sin tomar en cuenta su propia seguridad.  La señora Tirado, de 23 años, es taba casi inconsciente, pero Stutnik logró empujarla, jalarla y hasta patearla hasta el borde, donde manos dispuestas los jalaron a la orilla.  Compartieron la ambulancia hacia el hospital, él sufriendo hipotermia y ella gravemente enferma y sin saber que su esposo José y su hijo Jason de dos meses de edad se habían ahogado.

El héroe Stutnik, después encomiado por el presidente Ronald Reagan, fue modesto respecto a su parte en el rescate: «Ella se rindió -dijo a los reporteros-.  Sus ojos se cerraron y había empezado a hundirse cuando la agarré.  Con sólo verla podías decir que no le quedaba ni una onza de energía.  Parecía estar perdiendo la voluntad de vivir.  No noté para nada el frío mientras estaba en el agua.  Sólo lo sentí en la ambulancia en que iba después al hospital.  Noté que los dedos de mis pies estaban fríos, eso fue todo.  No creo ser ningún tipo de héroe.  Sólo fue una reacción automática».

Otro héroe no vivió para contar su relato.  Cinco veces agarró cuerdas salvavidas lanzadas por los helicópteros, pero en cada ocasión entregó la cuerda a otros que fueron remolcados o levantados a la orilla: «Pudo haber sido el primero -dijo el piloto Usher-.  Le arrojamos un aro, pero él se lo pasó a un hombre que sangraba mucho de una herida en la cabeza.  Volvimos cuatro veces, y cada vez pasó el aro a alguien más, incluyendo a tres damas que colgaban de la sección de cola.  La última vez que volvimos, había desaparecido.  El es el verdadero héroe de todo esto.  Si usted estuviera en su situación, a cien metros de la orilla y sabiendo que cada minuto está más cerca de morir congelado, ¿podría hacerlo?  Realmente no creo que yo pudiera».

El copiloto Gene Windsor dijo: «El tipo era asombroso, nunca había visto tanto valor.  Me pareció que decidió que las mujeres y el hombre herido necesitaban salir de allí antes que él y aun cuando estaba hundiéndose se aferró a esa decisión.  Después lo buscamos por todas partes, pero había desaparecido».  Sólo cuando todos los cadáveres fueron recuperados pudo establecerse la identificación del hombre calvo con bigote negro.  Arland Williams, de 46 años, empleado del Gobierno Federal, fue el único que murió sólo ahogado.  Todos los demás tenían miembros fracturados.

Misericordiosamente, la mayoría de los pasajeros del avión murieron instantáneamente con el impacto.  Pero algunas de las 78 víctimas murieron horriblemente despacio.  La historia de un hombre de edad fue relata da por el comandante del Ejército de Salvación Harold Anderson: «Estaba vivo cuando la policía lo vió bajo el hielo y observó a los rescatistas tratando de sacarlo del agua.  Trataba frenéticamente de salir, pero cuando pudieron romper el hielo había muerto.  No pudieron revivirlo».

Los primeros sobrevivientes fueron internados en el George Washington Medical Center 45 minutos después del choque.  Tres horas y media después del desastre se dijo oficialmente a los hospitales que no esperaran más pacientes.  Sólo cinco pasajeros del avión habían sobrevivido.  Cuatro automovilistas del puente habían muerto.  Dieciséis personas estaban en el hospital.

La espantosa búsqueda de cadáveres siguió mucho después de que oscureció.  Las luces de los proyectores y las luces intermitentes de vehículos de rescate iluminaron una escena pavorosa cuando hombres lanzaban ganchos de botes desde un remolque y botes de hule entre los témpanos de hielo flotantes cerca del jet azul y blanco de Air Florida.  Los helicópteros desviaron su atención del río a la orilla, levantando a los heridos menos graves y alejándolos de la escena trágica.  Los cadáveres fueron tendidos sobre la nieve, y se instaló una morgue improvisada en una tienda de campana.  Llegaron los rompehielos del ejército, y buzos con trajes especialmente gruesos trataron de abrirse camino entre el fuselaje, para llegar a los cuerpos todavía ata dos con el cinturón a los asientos.  Al amanecer, los equipos de rescate fueron recibidos con el espectáculo desgarrador de una mujer y un bebé flotando, congelados y tiesos sobre la superficie del hielo.

Las operaciones de buceo continuaron durante la se mana siguiente, pero fue un proceso lento.  La visibilidad bajo el agua se había reducido a 45 centímetros, y los restos mellados estaban rodeados por corrientes traicioneras y hielo sumergido.  El combustible derramado hizo que los restos se pusieran resbalosos, y el clima ártico nunca cesó.  Un buzo tuvo que ser res catado cuando su válvula de respiración se congeló, y una barcaza que llevaba una grúa fue perforada por el hielo.  Los buzos fueron restringidos a estar sólo 30 minutos en el agua a más de ocho metros de profundidad, a pesar de su ropa protectora.  Tardaron siete días en recuperar las grabaciones de la «caja negra» de vuelo, vitales para la subsecuente investigación respecto a la causa del choque.

Debido a la nieve, nadie, ni siquiera el personal de la torre de control del aeropuerto Nacional, había visto despegar al vuelo 90.  Los investigadores de la Autoridad Federal de Aviación tuvieron que depender de las cintas grabadas antes mencionadas y de la evidencia de los pocos sobrevivientes.

Tanto la sobrecargo Kelly Duncan como el pasajero Burt Hamilton, de 40 años, hablaron de que el avión se estremeció con fuerza poco después del despegue.  El señor Hamilton, cuyo asiento estaba junto a la cocina en la parte posterior del jet, dijo: «Supe que algo andaba mal cuando despegó.  El avión pareció tardar muchísimo en adquirir velocidad.  Realmente empezó a vibrar, dio una sacudida fuerte, tan fuerte que apreté mi cinturón y empecé a rezar mucho».

El hombre de negocios Joseph Stiley, de 42 años, piloto privado, también declaró que sabía que no todo iba bien.  Revisando sus papeles con su secretaria Patricia Felch, se volvió hacia ella cuando los motores rugieron y dijo: «No vamos a lograrlo, estamos bajando».  Después, en el hospital con dos piernas fracturadas, dijo: «Las cosas no iban bien cuando empezamos a rodar por la pista.  No teníamos la velocidad.  Pareció que el piloto trató de abortar, pero se le acabó la pista.  Tuvo que tomar la decisión de seguir, así es que despegamos.  Nos elevamos un poquito, pero no subió como un 737 normal.  Conseguimos un ángulo bastante decente, luego el avión se ahogó y bajamos.  Estuvimos en el aire sólo 20 o 30 segundos antes del impacto, cuando me desmayé».

El desastre fue el primer choque importante desde que el presidente Reagan había despedido a 11,500 controladores de tráfico aéreo en huelga el pasado agosto.  El sindicato de controladores había advertido entonces que a los pilotos que volaban a ciegas en invierno les faltaría la ayuda de tierra de la que usual mente dependían, pero los jefes de la Aviación Federal desecharon el error de control de tráfico aéreo como causa del accidente.

El choque también suscitó preguntas respecto a la seguridad del aeropuerto Nacional, considerado por los pilotos como uno de los aeropuertos más tramposos de Estados Unidos.  Aunque no había habido accidentes desde 1949, el aeropuerto (mantenido por el gobierno principalmente por conveniencia de los congresistas y servidores civiles) está situado en el corazón de un área urbana densamente poblada, y puede ser usado sólo por jets pequeños.  Las aeronaves gran des tienen que salir del Aeropuerto Dulles, 48 kilómetros al oeste de la capital.  Las cortas pistas del Nacional no dejan lugar a que los pilotos lo piensen dos veces, y las rutas de vuelo son difíciles de manejar, en parte porque se requiere que el ruido sea mínimo, y en parte porque los aviones que despegan tienen que hacer un viraje brusco a la izquierda para librar el monumento a Washington de 165 metros de altura.

Pero los investigadores no estaban preocupados por las deficiencias del aeropuerto Nacional, sino por la causa de que el vuelo 90 chocara con el puente de la calle 14 cuando debió haber estado por lo menos 165 metros arriba de él.  Se concentraron en tres posibilidades: contaminación del combustible que causó pérdida de potencia, error del piloto, y la causa más probable del choque, el hielo.

Desde que por primera vez el hombre se lanzó al aire, el hielo en las alas, que restringe la potencia para elevarse, o el hielo en el motor que distorsiona la entrada de aire y reduce la potencia, han sido siempre un peligro.  Y a unos días del desastre del Potomac, se reveló que sólo una semana antes del choque, la Autoridad Británica de Aviación Civil había advertido a sus contrapartes estadounidenses que el Boeing 737,normalmente una de las aeronaves más seguras del mundo, era especialmente vulnerable a las condiciones he ladas.  La Asociación de Pilotos de Aerolíneas Británicas había informado que los jets tendían a inclinarse hacia arriba o a rodar inexplicablemente cuando había hielo en las alas.  Y la secretaria técnica de BALPA, Terence Staples, dijo: «No tiene que ser un gran depósito. Aun una pequeña cantidad, que podría no ser fácil de ver, puede causar dificultades’.

La Boeing inmediatamente dio instrucciones a todas las aerolíneas para que se aseguraran de inspeccionar las alas de los jets 737 antes del despegue, y quitaran todo el hielo.  Y las autoridades británicas ordenaron a los pilotos de 737 que aumentaran sus velocidades de despegue hasta cinco nudos y bajaran el intervalo de tiempo al cual se permite subir a la nariz.

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

El Vuelo de Gordon Cooper

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

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

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

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

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

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

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

El primer problema se produjo en las instalaciones de eliminación de vapor de agua que se condensaba en el interior de su pesado traje de vuelo.

Tuvo que accionar durante más tiempo que el previsto una bomba especial pero, aún así, el agua se acumuló en la escafandra, molestándolo bastante. A pesar de este inconveniente, realizó otro de los objetivos previstos lanzando un satélite: una pequeña esfera luminosa que tomó una órbita muy cercana a la de la astronave.

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

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

Luego se dedicó a dormir. Sus periodos de sueño no superaron una hora, aunque posteriormente declaró que no recordaba nada de sus “siestas” en el espacio.

Al despertaste se sintió un poco confuso, y por un momento no supo si se hallaba en un vuelo simulado; en la punta del cohete Atlas aguardando el momento de la partida o en su propia casa. Esta confusión fue la causa de que en tierra se le registrase una aceleración del pulso y una mayor presión sanguínea.

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

LA FALSA SEÑAL:

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

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

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

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

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

UN BARCO TRASTORNADO

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

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

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

Resumen de la Vida de las Estrellas Evolucion Estelar y Muerte

Resumen de la Vida de las Estrellas y Su Evolución Estelar Hasta La Muerte

LA VIDA DE UNA ESTRELLA: Las estrellas tienen una fuente interna de energía. Pero, al igual que todo tipo de combustible, sus reservas son limitadas. A medida que consumen su suministro de energía las estrellas van cambiando y cuando se les acaba, mueren.

El tiempo de vida de las estrellas, aunque muy largo comparado con las escalas de tiempo humanas, es, por lo tanto, finito.

A medida que envejecen sufren profundos cambios en sus tamaños, colores y luminosidades, siempre como consecuencia de la disminución de sus reservas.

Para aumentar su expectativa de vida, la estrella lucha continuamente contra la fuerza gravitatoria que intenta contraerla. Las distintas etapas evolutivas son sucesiones de contracciones que terminan cuando la estrella comienza a quemar otros combustibles que mantenía en reserva y logra establecer una nueva situación de equilibrio.

Galaxias y estrellas del universo

El factor más importante en el desarrollo de una estrella es su masa inicial.

Las estrellas más masivas tienen mayores temperaturas centrales y, en consecuencia, producen energía y consumen combustible a un ritmo creciente.

Este hecho fue determinado observacionalmente y se llama relación masa-luminosidad.

Podría parecer que las estrellas más masivas, las que tienen más combustible, deberían tener vidas más largas.

Pero en realidad sucede exactamente lo contrario. Al igual que con el dinero o la comida, la duración del combustible estelar depende tanto de la cantidad disponible como del ritmo de consumo. Por ejemplo, la vida del Sol será de 10 mil millones de años.

Una estrella de masa 10 veces mayor tiene 10 veces más combustible, pero lo quema a un ritmo tan grande (de acuerdo a la relación masa-luminosidad) que termina de consumirlo en 30 millones de años.

En el otro extremo, una estrella de 0,1 M0 brillará durante 3 billones de años antes de morir.

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

El único método de determinación directa de masas es el estudio del movimiento de estrellas binarias. Las estrellas dobles o binarias están muy próximas entre sí y cada estrella gira alrededor del centro de gravedad del par.

Aplicando a estos sistemas las leyes de Newton es posible deducir su masa. Sin embargo, la masa de cada estrella del sistema se puede determinar sólo en el caso de que el sistema binario sea ecipsante (es decir cuando una de las estrellas eclipsa a la otra).

Estas mediciones, aunque pocas en número, son interesantes porque a partir de ellas se han podido establecer algunos resultados que dieron la clave para comprender la evolución estelar.

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

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

EL DIAGRAMA H-R  

En el año 1911 el astrónomo danés E. Hertzsprung comparó la magnitud absoluta y la luminosidad de estrellas pertenecientes a varios cúmulos.

Trazó la curva de variación de uno de estos parámetros en función del otro y observó que los puntos no estaban esparcidos al azar en el diagrama, sino que se distribuían a lo largo de una línea bien definida.

En 1913, el astrónomo norteamericano H. Russell llegó a la misma conclusión con datos de otras estrellas. Mostró empíricamente la existencia de una relación entre la luminosidad y temperatura estelares.

El diagranta resultante se llama diagrama Hertzprung-Russell (H-R), y está representado en la figura.

La posición de unaa estrella en el diagrama H-R depende de su estado de evolución, y por eso la estructura y la historia de nuestra galaxia se pueden estudiar con este instrumento básico.

Así como los botánicos pueden estimar la edad de un árbol a partir de la cantidad de anillos de su tronco, los astrónomos encuentran en el H-R la herramienta que les permite estimar la edad de una estrella.

Diagrama estelar E. Hertzsprung

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

Un examen en el diagrama H-R de las estrellas con distancias conocidas muestra que no están distribuidas al azar, sino que muchas (entre ellas el Sol) están agrupadas en una banda angosta sobre la diagonal, llamada secuencia principal.

Otro grupo de estrellas, la rama de las gigantes, se extiende horizontalmente sobre la secuencia principal. Las estrellas con luminosidades mayores que las gigantes se llaman supergigantes, mientras las estrellas sobre la secuencia principal se llaman enanas.

Estudiando los sistemas binarios se pudo establecer que la luminosidad de una estrella de secuencia principal es proporcional a su masa elevada a la potencia 3,5. Es decir que una estrella 2 veces más masiva que el Sol será 11 veces más 1 luminosa.

Esta relación masa-luminosidad es una forma de estimar la masa de una estrella que no pertenece a un sistema binario a partir de su luminosidad, con la condición de que pertenezca a la secuencia principal, lo que se puede determinar, como veremos, con criterios espectroscópicos.

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

El tipo espectral

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

Como hemos visto en el capítulo anterior, el análisis cuantitativo pernúte determinar los parámetros físicos que describen la atmósfera estelar. El análisis cualitativo descansa en la simple observación de que los espectros pueden agruparse en familias: esta clasificación espectral considera sólo la apariencia del espectro en el visible.

Según ella, las estrellas se ordenan en 7 clases principales (de acuerdo a su temperatura) a las que se designa con las letras O, B, A, F, G, K y M. Para tener en cuenta las diferencias de apariencia entre espectros de la misma clase fue necesario establecer una subdivisión decimal, y entonces el tipo espectral se representa por BO, B1, B2, …, B9, AO, A1…

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

Así el H, que es el elemento más abundante del universo y del que todas las estrellas tienen casi la misma abundancia, predomina en las líneas espectrales de estrellas con temperaturas cercanas a lO.0000K, porque la excitación del átomo de H es máxima a esta temperatura.

En las atmósferas de las estrellas más calientes, de tipo espectral o, el H está casi todo ionizado y entonces no produce un espectro significativo de líneas de absorción.

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

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

En las estrellas más frías, las líneas de metales neutros se hacen más y más intensas y aparecen bandas características de moléculas.

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

Como son del mismo tipo espectral, tienen la misma temperatura.

La diferencia de luminosidad se origina entonces en la diferencia de tamaño. Comparemos, por ejemplo, dos estrellas de clase M. La luminosidad de la gigante es 10.000 veces mayor que la de la enana (o de secuencia principal).

Por lo tanto su área superficial debe ser 10.000 veces mayor y entonces el radio de la gigante será 100 veces mayor que el de la enana. (La ley de Stefan-Boltzmann dice que:  L es proporcional a R2.T4).

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

NACE UNA ESTRELLA

Como ya hemos dicho la vida estelar es una sucesión de contracciones. La primera gran contracción es la de la nube interestelar que crea la estrella. La cuna de las nuevas generaciones de estrellas en nuestra galaxia parece estar en las nubes interestelares de átomos y moléculas. La densidad promedio del medio interestelar en la galaxia es de cerca de un átomo por cm3.

La formación de una estrella requiere una densidad 1024 veces mayor. El único mecanismo capaz de actuar a grandes distancias y de originar tal factor de compresión es la fuerza de la gravedad, que juega aquí un papel esencial.

Por otro lado el movimiento térmico de las moléculas y el movimiento turbulento del gas interestelar producen una presión que impide una contracción abrupta impuesta por el campo gravitatorio.

Cuando la gravedad rompe este equilibrio se puede formar una estrella o un grupo de estrellas. En términos muy generales, esto sucede cuando la masa de la nube sobrepasa una cierta masa crítica.

Una nube colapsará si, por ejemplo, su masa aumenta por colisiones con nubes más pequeñas, pero su temperatura promedio sólo aumenta ligeramente, o si la masa de una nube permanece constante, pero su temperatura disminuye, de manera que la presión no puede frenar el colapso. Estas dos situaciones podrían ocurrir simultáneamente.

Los cálculos indican que en nubes con masas mayores que unas 2.000 M0 la gravedad gana sobre las fuerzas de presión. La nube se hace gravitatoriamente inestable y se contrae más y más rápido. Como la masa de una estrella típica es unas 1.000 veces menor, hay que concluir que la nube se fragmenta.

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

Hay un tipo de nubes moleculares pequeñas, llamadas “glóbulos de Bok”, algunos de los cuales se han observado en contracción gravitatoria. Su velocidad de colapso es de aproximadamente medio km/seg, y su radio es del orden de 2 años luz.

Si nada frena su colapso, estos glóbulos se condensaran en estrellas dentro de 1.000.000 años, lo cual, en términos de la vida total de la estrella, es un período muy breve.

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

Poco a poco toda la materia en la envoltura cae hacia la protoestrella. Cuando su temperatura pasa los 10 millones de °K, comienzan las reacciones termonucleares, es decir el autoabastecimiento de energía.

En este momento la estrella entra en la secuencia principal y comienza su vida normal. En las galaxias espirales, como la nuestra, las estrellas se forman en los brazos espirales, donde se encuentran el polvo y el gas interestelares.

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

La formación estelar en la Gran Nube de Magallanes presenta algunos problemas para este esquema: en una región llamada 30 Dorado se observan unas 50 estrellas O y B asociadas con una nube de 50 millones de M0 de hidrógeno neutro.

No hay polvo en esta región ni se ha detectado ninguna nube molecular. Esto muestra claramente que la teoría de formación estelar basada en nubes moleculares no explica todos los nacimientos estelares. Este es un tema de gran actualidad en astrofísica que todavía no está resuelto.

La protoestrella entra al diagrama H-R por la derecha (la parte roja o fría), en el momento en que la temperatura central se hace suficientemente alta (recordemos que bajo compresión la temperatura de un gas aumenta) y la estrella comienza a convertir H en He.

La posición inicial de la estrella en el H-R define la llamada secuencia principal de edad cero (ZAMs). Cuanto más masiva nace una estrella más arriba comienza su vida de secuencia principal y más luminosa es.

La posición de la ZAMS sobre el diagrama H-R depende de las composiciones químicas de las estrellas que se forman. La abundancia de metales (elementos más pesados que el He) aumenta de generación a generación, a medida que las estrellas más viejas evolucionan y enriquecen el medio interestelar con elementos pesados.

En consecuencia la ZAMS se desplaza cada vez más hacia la derecha sobre el H-R a medida que la galaxia envejece, y este corrimiento permite estimar la edad de la galaxia.

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

Evolución de las Estrellas

Para una persona, incluso para una toda generación de seres humanos resultaimposible observar una única estrella para descubrir todo lo que le sucede en el transcurso de su existencia, ya que la vida estelar media es del orden de los miles de millones de años.

Identificar y ordenar las distintas etapas en la vida de las estrellas, puede compararse con obtener una fotografía en conjunto de todos los habitantes de una ciudad; en la foto se tendría una visión de las posibles fases o estadios de la vida humana: habrían recién nacidos, niños, adultos, ancianos, etc.

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

Debido a la cantidad y a la gran variedad de estrellas existentes, se logra tener una idea de su evolución observando estrellas en las diversas fases (o etapas) de su existencia: desde su formación hasta su desaparición.

Al respecto se debe tener en cuenta que, efectivamente, se han visto desaparecer estrellas (por ejemplo, la supernova de 1987) como también se han hallado evidencias de la formación de otras nuevas (como en el profundo interior de la Nebulosa de Orión, por ejemplo).

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

La luz estelar se descompone en su gama intrínseca de colores, llamándose «espectro» al resultado de esa descomposición cromática (la palabra espectro que significa «aparición», fue introducida por I. Newton, quien fue el primero es descubrir el fenómeno). En el espectro de las estrellas, además de los colores, aparecen ciertas líneas o rayas bien nítidas.

Esas líneas o mejor dicho, cada una de las series de líneas, se corresponde, según su posición en el espectro, por una parte con la T de la superficie estelar y por otra, con los elementos químicos presentes en la atmósfera de la estrella.

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

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

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

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

En las estrellas más calientes, las distintas capas interiores deben vencer mayor atracción gravitacional que las capas más externas, y por lo tanto la presión del gas debe ser mayor para mantener el equilibrio; como consecuencia, mayor es la temperatura interna.

Implica que la estrella debe «quemar» combustible a gran velocidad, lo que produce una ingente cantidad de energía. Esta clase de estrellas sólo puede tener una vida limitada: unos pocos millones de años.

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

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

Tipo EspectralTemperatura (ºC)
O40.000
B25.000
A11.000
F7.600
G6.000
K5.100
M2.500

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Estrella Magnitud
aparente (m)
Magnitud
Absoluta
Temperatura
(en ºC)
Radio
(en radios solares)
Características
Centauri 0,6-5,021.00011gigante
Aurigae 0,1-0,15.50012gigante
Orion 0,4-5,93.100290supergigante
Scorpi 0,9-4,73.100480supergigante
Sirio B 8,711,57.5000,054enana blanca

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

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

En la explosión de supernova se produce un catastrófico colapso de la estrella; debido a su gran masa, la enorme fuerza de gravedad comprime la materia con mucha más intensidad que en el proceso que genera a una enana blanca .

En estas condiciones toda la masa de una estrella ordinaria (como el Sol) se comprime en una pequeña esfera de apenas 15 Km. de diámetro; a estos diminutos astros se los ha bautizado estrellas de neutrones (su denominación se debe a que se trata de objetos compuestos básicamente de neutrones). La materia en estos objetos se ha comprimido a tal extremo y su densidad alcanza a valores tan grandes, que los electrones se combinan con los protones dando lugar a la formación de nuevos neutrones.

evolucion estelar desde la nube de gas hasta agujero negro

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

SÍNTESIS DEL TEMA…

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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Desde hace mucho tiempo uno de los temas predilectos de la ciencia-ficción han sido los agujeros negros, y en estrecha relación con ellos, el viaje a través del tiempo.

El concepto de agujero negro fue popularizado por el físico británico Stephen Hawking, de la Universidad de Cambridge, quien describe con ese nombre a una región del Universo de la que no puede salir ningún objeto una vez que entró allí.

Con esto en mente, sería interesante preguntarse qué le sucedería a alguien en el hipotético caso de encontrarse en las cercanías de una de estas regiones, qué sensaciones tendría y si la realidad que lo rodea sería igual a la que nos es familiar.

Hawking Físico astronomo

Para el físico Stephen Hawking y para la mayoría de los científicos un agujero negro es una región del Universo de la que no puede salir ningún objeto una vez que entró allí.

Agujeros negros: Como hemos visto en el nacimiento de las estrellas, una vez que el H y el He, el combustible termonuclear se han consumido en el núcleo de la estrella, sobreviene un colapso gravitatorio.

La evolución estelar culmina con la formación de objetos extremad mente compactos como enanas blancas o estrellas de neutrones cuando masa de la estrella no excede las 3 Mo (masa del Sol).

Si la masa es mayor, la compresión gravitatoria ya no se puede compensar con las fuerzas de repulsión de 1 electrones o neutrones degenerados y continúa tirando materia sobre la estrella: se forman los agujeros negros. En efecto, cuando los neutrones entre en colapso no existe ningún mecanismo conocido que  permita detener contracción.

Esta continúa indefinidamente hasta que la estrella desaparce, su volumen se anula y la densidad de materia se hace infinita. ¿Cómo entender una “estrella” más pequeña que un punto y con semejante densidad de materia en su interior?

Si una estrella se contrae, el campo gravitatorio en su superficie aumenta, aunque su masa permanezca constante, porque la superficie está más cerca del centro. Entonces, para una estrella de neutrones de la misma masa que el Sol la velocidad de escape será de unos 200.000 km/seg. Cuanto mayor es la velocidad de escape de un cuerpo más difícil es que algo pueda escapa de él.

En cierto momento la velocidad de escape llega al limite de 300.000 km/s. Esta es la velocidad de las ondas electromagnéticas en particular de la luz que será entonces lo único que puede escapar de estos objetos. Ya hemos mencionado que no es posible superar esta velocidad y por lo tanto cuando la velocidad de escape de una estrella sobrepasa este limite, nada podrá escapar de ella. Los objetos con esta propiedad se llaman agujero negros.

Desde 1915, con la teoría de la relatividad general de Einstein se sabía que la gravedad generada por un cuerpo masivo deforma el espacio, creando una especie de barrera; cuanto más masivo es el cuerpo, mayor es la deformación que provoca. Los agujeros negros se caracterizan por una barrera  profunda que nada puede escapar de ellos, ni materia ni radiación; así t da la materia que cae dentro de esta barrera desaparece del universo observable.

Las propiedades físicas de estos objetos son tan impresionantes que por mucho tiempo quitaron credibilidad a la teoría.

Esta predice la existencia de agujeros negros de todos los tamaños y masas: los miniagujeros negros tendrían la masa de una montaña concentrada en el tamaño de una partícula; un agujero negro de 1cm. de radio sería tan masivo como la Tierra; los agujeros negros estelares tendrían masas comparables a las de las estrellas dentro de un radio de pocos kilómetros; finalmente, los agujeros negros gigantes tendrían una masa equivalente a varios cientos de millones de estrellas dentro de un radio comparable al del sistema solar.

Una forma de detectar agujeros negros sería a través de ondas gravitatorias. Estas ondas son para la gravedad lo que la luz es para el campo electromagnético. Sin embargo la tecnología actual no permite todavía esta posibilidad. El colapso de una estrella o la caída de un cuerpo masivo sobre un agujero negro originarían la emisión de ondas gravitatorias que podrían ser detectables desde la Tierra con antenas suficientemente sensibles.

 Aunque estas tremendas concentraciones de materia no se han observado todavía directamente hay fuerte evidencia de la existencia de estos objetos. Los astrofísicos comenzaron a interesarse activamente en los agujeros negros en la década del 60, cuando se descubrieron fenómenos sumamente energéticos.

Las galaxias superactivas, como las Seyferts, cuásares y objetos BL Lacertae emiten una cantidad de energía mucho mayor que una galaxia normal, en todas las longitudes de onda. Todos estos violentos fenómenos parecen asociados con cuerpos compactos muy masivos: estrellas de neutrones o agujeros negros estelares en el caso de binarias X, estrellas supermasivas o agujeros negros gigantes en los núcleos galácticos activos.

Las aplicaciones más importantes de los agujeros negros a la astrofísica conciernen a los núcleos activos de galaxias y cuásares. Los efectos de las enormes energías involucradas allí podrían ser sumamente interesantes y podrían permitir explicar fenómenos que todavía no se comprenden.

Fuente Consultada:Notas Celestes de Carmen Nuñez

GRANDES HITOS EN LA HISTORIA DE LOS AGUJEROS NEGROS
1783 El astrónomo británico John Michell señala que una estrella suficientemente masiva y compacta tendría un campo gravitatorio tan grande que la luz no podría escapar.

1915 Albert Einstein dio a conocer su teoría de la gravitación, conocida como Teoría General de la Relatividad.

1919 Arthur Eddington comprobó la deflexión de la luz de las estrellas al pasar cerca del Sol.

1928 S. Chandrasekhar calculó el tamaño de una estrella que fuera capaz de soportar su propia gravedad, una vez  consumido todo si combustible nuclear. El resultado fue que una estrella de masa aproximadamente una vez y media la del Sol nc podría soportar su propia gravedad. Se le otorgó el Premio Nobel 1983.

1939 R. Opphenheimer explice qué le sucede a una estrella qué colapsa, de acuerdo con la Teoría de la Relatividad General.

1963 M. Schmidt identifica un quasar desde el observatorio de Monte Palomar.

1965 – 1970 R. Penrose y S, Hawking demuestran que debe haber una singularidad, de densidad y curvatura del espacio-tiempo infinitas, dentro de un agujero negro.

agujero negro

En el interior de un agujero negro, el retorcimiento del tiempo y el espacio aumentan hasta el infinito.
A esto los físicos llaman singularidad.

■ Un rayo de luz se curva al pasar cerca de un objeto masivo ya que está curvado el espacio que atraviesa. Si el rayo pasa sucesivamente por varios cuerpos su trayectoria se curvará hasta que el rayo quede girando en círculo, del que no puede escapar. Este es el efecto gravitatorio de los agujeros negros.

■ Un agujero negro es una zona del universo con una gravedad tan enorme que ni el tiempo puede salir de él.

■ Los pulsares y los quasars proporcionan información complementaria sobre la ubicación de los agujeros negros.

■ Detectar un agujero negro no es fácil. Se los descubre por la poderosa emisión de rayos X que los caracteriza.
Si un astronauta penetrara en un agujero negro no tendría forma de vivir. Debido a la intensísima fuerza gravitoria nos estiraríamos como un fideo hasta despedazarnos.

■ En el interior de un agujero negro el espacio y el tiempo aumentan hasta lo, infinito.

■ Se estima que el número de agujeros negros en el Universo es muy superior al número de estrellas visibles y son de mayores dimensiones que el Sol.

■ Existen varios agujeros negros identificados, uno se halla en nuestra Via Láctea: el Cygnus X-1.

AMPLIACIÓN DEL TEMA:
Fuente: Magazine Enciclopedia Popular: Los Agujeros Negros

Hagamos un ejercicio mental e imaginemos por un momento que somos intrépidos astronautas viajando al interior de un agujero negro…

Repasemos algunas ideas importantes. Los físicos saben desde hace mucho que un rayo de luz se curva al pasar cerca de un objeto masivo ya que está curvado el espacio que atraviesa. Pero ¿qué sucede si este rayo pasa sucesivamente cerca de varios cuerpos?.

Cada vez su trayectoria se curvará un poco más hasta que finalmente el rayo estará girando en círculo, del que no podrá escapar. Este efecto gravitatorio se manifiesta en los agujeros negros, donde la atracción es tan fuerte que nada, ni siquiera la luz, puede escapar de él una vez que entró.

La gravitación distorsiona además del espacio, el tiempo. Veamos qué sucede en la superficie de un agujero negro, el horizonte de sucesos, que coincide con los caminos de los rayos luminosos que están justo a punto de escapar, pero no lo consiguen.

DONDE EL TIEMPO SE DETUVO
Según la Teoría de la Relatividad, el tiempo para alguien que esté en una estrella será distinto al de otra persona lejana, debido al campo gravitatorio de esa estrella. Supongamos que nosotros, astronautas, estamos situados en la superficie de una estrella que colapsa, y enviamos una señal por segundo a la nave espacial que está orbitando a nuestro alrededor.

Son las 11:00 según nuestro reloj y la estrella empieza a reducirse hasta adquirir untamaño tal que el campo gravitatorio es tan intenso que nada puede escapar y nuestras señales ya no alcanzan la nave.

Desde ella, al acercarse las 11:00, nuestros compañeros astronautas medirían intervalos entre las señales sucesivas cada vez mayores, pero este efecto sería muy pequeño antes de las 10:59:59. Sin embargo, tendrían que esperar eternamente la señal de las 11:00. La distorsión del tiempo es aquí tan tremenda que el intervalo entre la llegada de ondas sucesivas a la nave se hace infinito y por eso la luz de la estrella llegaría cada vez más roja y más débil.

El tiempo, desde nuestro punto de vista como astronautas sobre la superficie de la estrella, se ha detenido. Llegaría un punto en que la estrella sería tan oscura que ya no podría verse desde la nave, quedando sólo un agujero negro en el espacio.

Pero como astronautas, tenemos un problema más angustiante.

La gravedad se hace más débil cuanto más nos alejamos de la estrella, es decir, varía rápidamente con la distancia. Por lo tanto, la fuerza gravitatoria sobre nuestros pies es siempre mayor que sobre nuestra cabeza. Esto significa que debido a la diferencia de fuerzas, nos estiraríamos como un fideo o, peor aún, nos despedazaríamos antes de la formación del horizonte de sucesos (a diferencia de lo que sucede en la Tierra, donde la gravedad para nosotros prácticamente no varía con la altura). Este experimento no es, por ahora, recomendable.

¿Qué ocurre con la materia dentro del agujero negro? Las teorías de Stephen Hawking y Roger Penrose, de la Universidad de Oxford aseguran que en el interior el retorcimiento del espacio y del tiempo aumentan hasta el infinito, lo que los físicos llaman una singularidad. Si una estrella esférica se encogiera hasta alcanzar el radio cero, ya no tendría diámetro, y toda su masa se concentraría en un punto sin extensión. ¿Qué sucede si la materia no puede salir del agujero?.

Sólo caben dos respuestas: o deja de existir o viaja a otra parte. Esta última posibilidad dio pie a la teoría del agujero de gusano: al caer en el agujero podríamos salir en otra región de Universo. Para desgracia de los novelistas de ciencia-ficción, esta posibilidad no posee gran aceptación científica hasta ahora.

¿ALGUIEN HA VISTO UN AGUJERO NEGRO?
Dado que se conoce muy poco acerca de estos huecos en el espacio, su estudio comenzó a desarrollarse mediante modelos matemáticos, aun antes de que hubiese evidencia de su existencia a través de observaciones. Pero, ¿cómo podemos creer en objetos cuya existencia se basa sólo en cálculos?.

La lista de evidencias comienza en 1963, cuando desde el observatorio de Monte Palomar en California, se midió el corrimiento al rojo de un objeto parecido a una estrella en dirección a una fuente de ondas de radio. Este corrimiento era muy grande, por lo que se pensó que se debía a la expansión del Universo y, por lo tanto, el objeto estaba muy lejos. Para ser visible, este objeto debería ser muy brillante y emitir una enorme cantidad de energía. A ellos se los llamó quasars (quasi-strange objects), y podrían proporcionar evidencia acerca de la existencia de los agujeros negros.

Otros candidatos para darnos información sobre los agujeros negros son los pulsares, que emiten ondas de radio en forma de pulso debido a la compleja interacción entre sus campos magnéticos y el material intergaláctico. También las estrellas de neutrones, objetos muy densos, podrían colapsar para convertirse en agujeros negros.

Detectar un agujero negro no es tarea fácil. La forma más utilizada está basada en el hecho de que estos objetos son fuentes emisoras de rayos X. Esto se relaciona con los sistemas binarios, formados por una estrella y un agujero negro. La explicación para este hecho es que de alguna forma se está perdiendo materia de la superficie de la estrella visible.

Como en una pareja de baile en una habitación pintada de negro donde la chica está vestida de blanco y el chico de negro, muchas veces se han observado sistemas en los que sólo hay una estrella visible girando alrededor de algún compañero invisible. Vemos girar a la chica, aunque no podamos distinguir a su pareja. Cuando la materia va cayendo en este compañero comienza a girar como una espiral y adquiere gran temperatura, emitiendo rayos X. Además, el agujero negro debe ser pequeño.

Actualmente se han identificado varios agujeros negros: uno de ellos es el caso de Cygnus X-l en nuestra galaxia, y otros en dos galaxias llamadas Nubes de Magallanes. Sin embargo, el número de agujeros negros se estima que es muy superior, pudiendo ser incluso mayor al de estrellas visibles y de mayores dimensiones que el Sol.

Formacion de una Estrella de Neutrones y Sus Caracteristicas

Formacion de una Estrella de Neutrones y Sus Caracteristicas

Ante todo definimos una estrella, gran cuerpo celeste compuesto de gases calientes que emiten radiación electromagnética, en especial luz, como resultado de las reacciones nucleares que tienen lugar en su interior.

Por ejemplo el Sol es una estrella. El número de estrellas observables a simple vista desde la Tierra se ha calculado en un total de 8.000, la mitad en el hemisferio norte celeste y la otra mitad en el sur. Durante la noche no se pueden ver más de 2.000 al mismo tiempo en cada hemisferio.

En 1934 los teóricos usaron la mecánica cuántica para predecir la existencia de las estrellas de neutrones: cuando la gravedad se hace demasiado fuerte como para que una enana blanca resista el colapso, los electrones son empujados al interior de los núcleos atómicos convirtiendo a los protones en neutrones.

Pero al igual que los electrones, los neutrones obedecen un principio de exclusión, de acuerdo al cual cada neutrón puede ocupar un determinado nivel de energía que no puede compartir con otro.

Cuando todos estos niveles son ocupados, los neutrones están completamente degenerados y ejercen una presión capaz de frenar el colapso gravitatorio.

Así, una estrella de neutrones es en muchos aspectos una versión extrema de una enana blanca: para la misma masa (aproximadamente 1 Mo*) una estrella de neutrones tiene un radio mucho menor (unos 15 km) y una densidad fantástica (un millón de toneladas por cm3).- (*):Mo es igual a la masa del Sol.

La temperatura es de unos 10 millones de grados, pero debido a su tamaño pequeño, estos objetos son en general imposibles de detectar ópticamente.

La masa de una estrella de neutrones no puede exceder 3 Mo: por encima de este valor la gravedad le gana a la presión de los neutrones degenerados y el único estado final posible es un agujero negro.

La rápida rotación y los fuertes campos magnéticos son dos características importantes de estas estrellas ultradensas. Sabemos que todas las estrellas rotan.

Al colapsar, la velocidad de rotación aumenta de manera de conservar el momento angular (así como un patinador baja los brazos para girar más rápidamente) La velocidad de rotación de las estrellas de neutrones es de varias vueltas por segundo.

También todas las estrellas tienen campos magnéticos pero cuando colapsan, éste aumenta.

Los campos magnéticos de las estrellas de neutrones son un billón de veces más intensos que el terrestre. Estas dos propiedades son las que permiten detectar a las estrellas de neutrones en forma de púlsares.

La primera detección de un púlsar se produjo en 1986 en Inglaterra, 34 años después de haber sido predichos teóricamente.

Aparece como un objeto que emite pulsos de radio de intensidad variable, pero espaciados a intervalos de tiempo regulares: el período, increíblemente preciso, es de 1,33730113 segundos.

El fenómeno fue interpretado como una estrella de neutrones cuyas líneas de campo magnético aceleran los electrones a lo largo del eje magnético, causando la emisión de un rayo de ondas de radio que rotan con la estrella y producen un pulso cuando el rayo intercepta la línea de Visión del observador.

Desde entonces se han descubierto otros varios púlsares y se ha encontrado que algunos de ellos no sólo emiten en radio, sino también en frecuencias más altas como rayos x y y.

Se conocen actualmente más de 300 púlsares, situados mayormente en el plano galáctico, a unos pocos kpc del Sol. Los lugares con más posibilidades para encontrar púlsares son los remanentes de supernova.

La famosa Nebulosa del Cangrejo es el remanente de la supernova de 1054 y contiene efectivamente el púlsar del Cangrejo.

Debido a su reciente formación es uno de los que rotan más rápido: da 33 vueltas por segundo. Podemos predecir con facilidad, que la velocidad de rotación de un púlsar disminuirá lentamente con el tiempo, de acuerdo a la velocidad con que disipa energía. Por eso los púlsares más jóvenes rotan más rápido que los viejos.

Sus períodos van de 0,006 a 0,03 segundos hasta 4,3 segundos. Cuando la velocidad de rotación se hace pequeña, el mecanismo del púlsar no sirve: su vida promedio es de unos pocos millones de años.

Hay otro efecto que contribuye a la modificación de la velocidad de rotación pero de manera más abrupta: son los “glitches”, que disminuyen el período de rotación una parte en un millón en pocos días.

Se interpreta como sismos estelares debido a inestabilidades en la corteza o el núcleo de la estrella de neutrones. Estos fenómenos son muy útiles para estudiar la estructura interna de los púlsares, pero sólo aparecen durante unos pocos pulsos.

El púlsar de la supernova de 1987 trajo muchas sorpresas. Apareció antes de lo esperado y su rotación era extremadamente veloz, su período de 0,5 milisegundos era de lejos el más corto que se conocía. Todavía los científicos encuentran entretenimiento en este objeto.

Aunque la detección de púlsares en los remanentes de supernovas se ha hecho difícil y rara, hay un fenómeno más extendido que permite descubrir muchos de estos objetos: las fuentes compactas de rayos x.

En 1971, a partir del lanzamiento del satélite astronómico Uhuru, se descubrieron fuentes galácticas emisoras de un fuerte flujo de rayos x.

La fuente llamada Centauro x-3, por ejemplo, tiene una luminosidad en rayos x 10 veces mayor que la luminosidad total del Sol.

Se eclipsa cada 2,087 días, lo que demuestra que la fuente de rayos X está en movimiento orbital alrededor de un objeto más masivo.

Esta fuente es parte de un sistema binario formado por la estrella de neutrones y una estrella gigante. La primera atrae el viento estelar de la segunda y convierte la energía gravitatoria del gas en rayos x.

Este tipo de púlsares binarios proveen una de las pruebas de la teoría de la relatividad que predice que un cuerpo masivo acelerado radiará energía en forma de ondas gravitatorias.

La disipación de energía de esta forma causa el temblor de la órbita y en consecuencia una lenta disminución del período orbital del púlsar a lo largo del tiempo.

Las predicciones teóricas de Einstein concuerdan muy bien con las observaciones del periodo orbital de PSR 1913+16, que está disminuyendo unos 76 milisegundo por año.

Fuente Consultada:Notas Celestes de Carmen Nuñez

Estrellas Explosivas Novas y Supernovas Formación y Características

Estrellas Explosivas Novas y Supernovas Formación y Característicasr

Estrellas explosivas: novas y supernovas

Cuenta la leyenda que Hiparco se decidió a confeccionar su catálogo cuan do apareció una estrella nueva en la constelación zodiacal de Escorpio.

Su objetivo era construir un sistema de movimientos planetarios y es probable que la observación de los planetas noche tras noche lo llevara a memo rizar las posiciones de las estrellas más brillantes, especialmente las que se encontraban cercanas a la franja del zodíaco.

La filosofía aristotélica vigente en ese momento suponía al cielo perfecto e inalterable. Entonces es posible imaginarse el asombro del astrónomo griego ante la sorprendente aparición. 

Algunos historiadores consideran que Hiparco observó en realidad un cometa y no una estrella nueva. Pero dado que en la actualidad se observan algunas decenas de novas por año por galaxia es llamativo que no se hubieran observado con anterioridad y que incluso con posterioridad a Hiparco (hasta 20 siglos después!) no se observara ninguna en occidente.

La siguiente observación de una nova en Europa fue realizada por Tycho Brahe en 1572. A él se debe el término nova (del latín, nova stella ) e indica la idea original sobre estos objetos: de repente aparecía una estrella donde previamente no se había observado.

Para descubrir una nueva estrella hay que ser un experto observador del cielo, como hemos mencionado, durante siglos se les prestó muy poca atención a los componentes del paisaje celeste que no fueran los planetas, por lo tanto si la nova aparecía en una constelación lejana al zodíaco muy probablemente pasara inadvertida.

También hay que considerar la fuerza de la teoría aristotélica: cualquier cambio en los cielos inmutables era imposible. La información sobre cualquier cambio celeste podía convertirse en tm sacrilegio y es muy probable que quien lo observara no lo hiciera público para no arriesgarse a ser tratado de loco, ciego o mentiroso.

Pero afortunadamente, durante el período que va de la época de Hiparco hasta el año 1500 los chinos observaron cuidadosamente el cielo y registraron todos los cambios detectados. En la época antigua y medieval reportaron la aparición de cinco estrellas brillantes (en los años 185, 393, 1006, 1054 y 1181). La de 1006 fue por lo menos 200 veces más brillante que Venus, de manera que ni siquiera los desinteresados europeos pudieron ignorarla

Luego de Tycho, el siguiente en observar una nova fue un astrónomo alemán, F. Fabricio en 1596, y en 1604 lo hizo Kepler. Todas estas observaciones coincidían en que aparecía una estrella muy brillante donde previamente no se había observado nada y este brillo disminuía lentamente hasta desaparecer.

En la actualidad sabemos que lo que antiguamente se llamaba nova corresponde en realidad a dos tipos de objetos: novas y supernovas. Al igual que las novas, las supernovas son estrellas eruptivas o explosivas, pero se distinguen de aquéllas en que la cantidad de energía liberada es mucho mayor y además, en el caso de las novas, sólo aparecen afectadas por la explosión las capas exteriores, mientras que la explosión de una supernova afecta toda la estrella. Aún las más luminosas como Nova Cygni 1975, brillan 1.000 veces menos que las supernovas.

Novas: Estas estrellas se clasifican en novas, que ganan más de 10 magnitudes en la explosión, y novas enanas, que sólo aumentan su brillo unas pocas magnitudes. Algunas han explotado sólo una vez desde que fueron observadas, pero se cree que son recurrentes cada 10.000 o 100.000 años. Las novas recurrentes, menos energéticas, experimentan explosiones cada 10 a 100 años.

La observación de varias post-novas a mediados de este siglo demostró que muchas de ellas son miembros de sistemas binarios super próximos en los que una de las estrellas es una enana blanca y la otra una estrella fría (por ejemplo una gigante roja). Cuando la estrella ínicialmente menos masiva comienza a expandirse para formar una gigante roja, etapa que se acelera al aumentar su masa con la que se desprende de su compañera, sus capas exteriores se acercan tanto a la enana blanca que parte de su envoltura queda atrapada en el campo gravitatorio de ésta, formando lo que se llama un disco de acreción.

Tal nombre se debe a que, debido a colisiones entre las partículas del disco, éste pierde energía y algunas partes caen sobre la enana blanca, que gana así cierta masa en un proceso llamado acreción. La gran gravedad superficial de la enana blanca comprime esta masa formada esencialmente de hidrógeno, y la calienta.

La temperatura se hace tan alta que comienza la fusión de este hidrógeno, lo que calienta aún más la superficie y se inicia la fusión en el disco de acreción, produciéndose un enorme destello de luz, y las capas superiores del disco son arrojadas lejos de la influencia gravitatoria de la enana blanca. Este destello de luz es lo que vemos desde la Tierra en forma de nova y la parte del disco de acreción impulsada hacia el exterior es la nube de gas y polvo que se observa alrededor de la post-nova.

El proceso de fusión disminuye gradualmente, pero el ciclo recomienza porque la compañera de la enana blanca sigue perdiendo masa y esto reconstruye el disco de acreción. De esta forma el fenómeno de nova puede repetirse muchas veces antes de que la supergigante finalice su expansión y se transforme ella misma en enana blanca.

Por lo visto, las condiciones necesarias para la formación de una nova son entonces bastante especiales, y muy pocas estrellas de nuestra galaxia las satisfarán. El Sol, como hemos visto, se transformará en enana blanca. Pero como no tiene compañera no será una nova.

Supernovas:El fenómeno de supernova es una explosión fenomenal que involucra la mayor parte del material de una estrella y determina el fin de la evolución de ciertos objetos estelares. Se supone que la mayoría de las supernovas de nuestra galaxia son indetectables debido a la extinción causada por el polvo interestelar. Actualmente se cree que las observaciones chinas de 1054 y las de Tycho y Kepler se trataban de supernovas. La de Kepler, en 1604, fue la última detectada en nuestra galaxia.

Hay esencialmente dos tipos de supernovas: a) las tipo I resultan de la explosión de estrellas viejas, de masa relativamente pequeña y pobres en hidrógeno pero ricas en elementos pesados, tal como corresponde a una fase avanzada de evolución; su composición indica que se trata de enanas blancas. b) Las tipo II son explosiones de estrellas masivas, también al final de su evolución, pero en una fase menos terminal que las de tipo 1; son ricas en hidrógeno y presumiblemente están en la etapa de supergigante roja.

En su máximo de luz, el brillo producido por las supernovas aumenta unas 15 magnitudes; las tipo 1 son casi tres veces más luminosas que las tipo II. Luego el brillo disminuye unas 304 magnitudes durante los primeros días y durante varios meses decrece casi exponencialmente.

La energía liberada durante el corto tiempo de la explosión es equivalente a la que irradiará el Sol durante 9 mil millones de años (recordemos que la edad actual del Sol es de unos 4,5 mil millones de años) o a la explosión simultánea de 1028 bombas de hidrógeno de 10 metagones cada una y la materia expulsada, alrededor de 5 M0,puede alcanzar velocidades de 36 x 106 km/h.

Las supernovas de tipo 1 pueden alcanzar una magnitud absoluta de -18,6, es decir 2.500 millones de veces la luminosidad del Sol o unas 100 veces más brillantes que la luz integrada de toda la galaxia. Según el tipo, la masa eyectada puede ser de 1 a 10 M0, lo que en algunos casos es la masa total de la estrella y, por lo tanto, no queda nada después de la explosión. A partir del descubrimiento de los púlsares (estrellas de neutrones de muy rápida rotación) en 1968, se sabe que después de la explosión puede quedar un objeto extremadamente denso. Este objeto, que es el núcleo de la estrella, está formado exclusivamente por neutrones.

Los mecanismos responsables de estas explosiones no se conocen todavía con certeza. La mayoría de las teorías consideran que la energía liberada por la explosión es principalmente de origen nuclear, en particular la fotodesintegración del Fe. Esta es la etapa final en la cadena de reacciones nucleares que ocurren durante la vida de las estrellas de unas 10 M0. Las estrellas con masas necesarias para terminar como supernovas de tipo 1 son por lo menos 10 veces más numerosas que las estrellas más masivas que dan origen a las supernovas tipo II. Por lo tanto sería razonable suponer que se observarán 10 veces más supernovas de tipo 1 que de tipo II.

Sin embargo no es así: los dos tipos se observan con la misma frecuencia. Por lo tanto hay que concluir que no todas las estrellas de poca masa terminan como supernovas y en consecuencia, que se necesitan ciertas condiciones especiales para que este fenómeno ocurra.

La pre-supernova de tipo II tiene una estructura de cáscara como una cebolla. A medida que descendemos de la capa superficial de H se encuentran capas de elementos de mayor masa atómica. Estas capas son producto de las distintas fases de la nucleosíntesis que han ocurrido durante la vida de la estrella. Las reacciones que originan los elementos más pesados se ordenan de acuerdo a la temperatura.

Los aumentos de temperatura ocurrieron alternándose con contracciones gravitatorias. El centro de la supergigante que explotará como supernova está compuesto por una mezcla de núcleos de Fe y otros núcleos con números atómicos entre 50 y 60. Estos son los elementos con mayor energía de ligadura. Por lo tanto no se puede extraer más energía de ellos. Cualquier cambio nuclear ulterior con estos elementos, tanto si es fusión para dar elementos más complicados como si es fisión para dar núcleos menos complicados, no liberará energía sino que la absorberá.

El núcleo estelar de hierro crece, luchando contra la contracción gravitatoria gracias a la presión de los electrones degenerados. Pero al describir las enanas blancas vimos que hay un limite para esto: cuando la masa del núcleo ha alcanzado el límite de Chandrasekhar (1,4 M0), la presión de los electrones no alcanza para evitar la contracción y la estrella colapsa. En ese momento, todos los productos del proceso de nucleosíntesis se han aniquilado, el gas está formado ahora por neutrones, protones y electrones libres.

Pero éstos últimos experimentan un gran aumento de energía al comprimirse, su energía se hace mayor que la necesaria para transformar un protón en neutrón y así son absorbidos por los protones. Privado de la componente más significativa de presión, el núcleo estelar colapsa a un ritmo acelerado. La distancia entre neutrones es ahora muy pequeña (del tamaño del núcleo atómico, fermi) y la estrella se ha transformado en una estrella de neutrones. Desde el inicio del colapso se requieren sólo unos pocos minutos para alcanza este estado.

Al comenzar el colapso del núcleo, las capas exteriores de la estrella, donde están ocurriendo algunas reacciones nucleares, caen arrastra das por él. Los gases se comprimen rápidamente y aumentan su temperatura. La velocidad de las reacciones nucleares aumenta notablemente, la gran cantidad de energía producida origina inestabilidades y, finalmente, la explosión de las capas exteriores.

Las supernovas de tipo 1 son parte de un sistema binario formado por una supergigante roja y una enana blanca, como el que da origen a las no vas. Sin embargo en este caso la masa de alguna de las componentes o d ambas es mayor que en el caso de la nova.

En esta situación, la enana blanca puede ganar más masa y superar el límite de Chandrasekhar. Entonces sufre un colapso y comprime muy fuertemente los núcleos de carbono y oxígeno en su interior, creando las condiciones para una fusión con tal liberación de energía que su resultado es una explosión de supernova. Probablemente éste fue el caso de las supernovas de Tycho y Kepler ya que en ninguno de los dos casos se ha detectado estrellas de neutrones en las posiciones correspondientes.

Incluso mucho tiempo después de la explosión las supernovas se revelar por sus efectos sobre el medio interestelar. El remanente joven de la supernova aparece como una gran burbuja que emite radiación en todo el espectro y se expande a una velocidad de 10.000 km/seg. A medida que lo hace empuja al gas interestelar y se va frenando. Después de unos cientos de años la cáscara se enfría y el remanente se desintegra en el medio circundante Los remanentes son antigüedades astronómicas muy valiosas, capaces de revelar información sobre la explosión, la evolución posterior y la estructura y composición del medio interestelar.

Las supernovas son uno de los contribuyentes más importantes a la evolución de la materia galáctica. No sólo transmiten al medio interestelar energía térmica y cinética sino que también la enriquecen con elementos pesados de la nucleosíntesis estelar. El interés por las supernovas de los astrónomos interesados en la evolución estelar y el medio interestelar ha aumentado notablemente, dado que se piensa que podrían ser el detonante del proceso de formación de nuevas estrellas.

La última observación de una explosión de supernova ocurrió en 1987 en la Gran Nube de Magallanes. Miles de investigadores renovaron su interés y en los últimos años se han realizado importantísimos avances en nuestra comprensión de estos fenómenos. Esta supernova ha proporcionado la posibilidad de realizar la medición de distancia más precisa que se haya hecho para un objeto fuera de nuestra galaxia. El remanente de SN 1987A (como se denomina) está a 1,60 x 105 años luz, con una certeza de ±5%.

Un anillo hecho del material eyectado por el progenitor de la supernova en su fase de supergigante, ya rodeaba a la estrella unos 5.000 años antes de la explosión, pero sólo se hizo visible cuando se calentó hasta unos 20.000 0K como consecuencia de la misma. Si ese anillo fuera perpendicular a la línea de la visión, se hubiera iluminado todo a la vez. Sin embargo, como está inclinado unos 450 respecto de esta posición, distintas partes se encuentran a distancias diferentes de nosotros.

La parte más cercana pareció encenderse tres meses después de la explosión, mientras que la más lejana permaneció oscura cerca de un año más. Esta diferencia indica que el diámetro del anillo es de 1,3 x 1013 km. La medición del diámetro angular fue realizada por la estación orbital Hubble y es de 1,66 segundos de arco.

Esencialmente, toda la energía cinética del núcleo que colapsa se convierte en una onda de choque que, al encontrar las capas exteriores que están colapsando, las hace rebotar y cambiar de dirección. Este proceso se ve favorecido por la gran cantidad de neutrinos emitidos por la estrella de neutrones que se está creando.

La luz puede ser emitida sólo cuando la onda llega a la capa más externa. En SN 1987A, la onda de choque demoró dos horas en atravesar toda la estrella. Los pocos (pero muy preciados) neutrinos detectados poseían características acordes con las predicciones teóricas —sus cantidades, energías y el intervalo de tiempo en que llegaron a la Tierra—, lo cual aumenta la credibilidad en los modelos.

El 99% de la energía liberada llega de esta forma, en los neutrinos que pueden escapar de la estrella mucho más rápido que los fotones de luz. Estas observaciones permiten abrigar esperanzas de observar más eventos de supernova en la medida en que mejoren los detectores de neutrinos. Se estima que los mismos ocurren cada 10 o 100 años, especialmente en las regiones centrales de nuestra galaxia, pero permanecen ocultos por el material interestelar que opaca la luz.

Si las predicciones teóricas respecto de los neutrinos de supernovas son tan precisas, ¿por qué hay una discrepancia tan grande entre las observaciones y las predicciones respecto de los neutrinos solares? Tal vez, más observaciones de supernovas ayuden a resolver este problema.

FORMACIÓN DE LOS ELEMENTOS QUÍMICOS: El aumento de presión y temperatura, después de producirse los primeros colapsos de la estrella, posibilita la fusión de núcleos de helio para formar uno de carbono. La persistencia de estas condiciones hará que los átomos de carbono se fusionen con otros para constituir otros más complejos. Así, el carbono, al fusionarse con un núcleo de deuterio, forma uno de nitrógeno, y al hacerlo con un núcleo de helio, constituye uno de oxígeno.

A través de reacciones similares se forma el resto de los elementos químicos, siendo necesarias condiciones más extremas: en general, cuanto mayor es el número atómico (Z), mayor presión y temperatura se requieren para la formación.

Ciertas características de la estructura interna de los núcleos de los elementos alteran la proporción que sería previsible: más abundantes los de menor número atómico. No obstante, en muchos casos, los átomos de los elementos químicos muy pesados se descomponen espontáneamente, modificando las proporciones que podrían calcularse.

¿Sabían que el átomo de carbono, debido a su mayor estabilidad, es el más abundante del Universo después del hidrógeno, el helio y el neón? La abundancia del carbono y su característica de generar otros elementos biogénicos son datos de gran importancia para entender la formación de moléculas orgánicas en el Universo y la aparición de vida sobre la Tierra. Es interesante, además, conocer que la abundancia relativa de hidrógeno, nitrógeno, oxígeno, carbono, fósforo y azufre es casi idéntica a la que se encuentra en la materia viva.

SUPERNOVAS INQUIETANTES
Al igual que los seres vivos, las estrellas nacen, viven y murieron Se forman a partir de una nube de gas, encienden sus hornos nucleares, irradian su luz durante millones de milenios y después se apagan colapsan y desaparecen. Una de las formas que tiene de morir es la supernova. Pero para llegar a ese final explosivo el astro tiene que tener por lo menos una masa equivalente a la de tres soles.

La supernova también ocurre cuando la estrella ha consumido casi todas sus fuentes de energía. Entonces dos fuerzas entran en una lucha crítica. La declinante fusión nuclear no puede ya compensar la fuerza de gravitación y esta hace que el astro comience a hundirse sobre sí mismo. Las capas exteriores se precipitan hacia el núcleo en un cataclismo gigantesco que origina un rápido sobrecalentamiento de la materia, proceso que culmina con la explosión que ya hemos descrito.

supernova

La supernova de la Galaxia del Cigarro, que se encuentra a alrededor de 12 millones de años luz de la Tierra

Las supernovas no son fenómenos frecuentes. En grandes sistemas estelares, como la Vía Láctea, se produce una cada siglo. Por esta razón, no son muchas las que el hombre ha podido presenciar en su brevísima existencia como especie.

En el año 1006 apareció una supernova en los cielos del hemisferio sur. En su apogeo brillaba tanto como el cuarto de luna y su luz proyectaba sombras sobre la Tierra. Fue visible durante dos semanas en pleno día, y durante dos años por la noche.

El 4 de julio de 1054, los astrónomos chinos registraron la aparición de una «estrella intrusa». Su brillo era de tal magnitud que también resultaba visible de día. Pronto se transformó en uno de los objetos más notorios del firmamento, al que únicamente el sol y la luna superaban en brillo. Se dejó ver durante dos meses y después comenzó a apagarse paulatinamente hasta desaparecer por completo.

Cuando los astrónomos contemporáneos dirigieron sus telescopios hacia la región del cielo donde hace 900 años había aparecido la «estrella intrusa», encontraron un extraño objeto al que se dio el nombre de Nebulosa del Cangrejo. Es una nube de gas en rápida expansión que sólo pudo originarse a partir de un estallido titánico. Los cálculos indican que nueve siglos atrás toda esa masa de gas debió haber estado comprimida en un volumen pequeño.

Se comprobó, de esa forma, que la mencionada nebulosa no era sino la supernova observada por los astrónomos chinos a comienzos de este milenio, que continúa explotando. El estallido ocurrió, en realidad 6 mil años antes de que su luz llegara a la Tierra y fuera percibida por los hombres.

La última supernova observada en la Vía Láctea fue registrada por el célebre astrónomo y matemático Johannes Kepler,en 1604, antes de la invención del telescopio. Desde entonces el hombre no había tenido ocasión de usar sus modernos instrumentos astronómicos para estudiar una supernova cercana.

Pero a comienzos de 1987, un científico canadiense descubrió desde el Observatorio de Las Campanas, en el norte de Chile, una supernova muy próxima a la Tierra, situada en la Gran Nube de Magallanes, que es una galaxia satélite de la nuestra.

Esta espectacular supernova, bautizada como Shelton 1987 A se hizo visible a simple vista. Ocurrió en realidad hace 170 mil años, es decir, antes de que en la Tierra se irguiera el hombre de Neandertal.

Así, por primera vez los astrónomos han podido seguir el curso evolutivo de una supernova con telescopios poderosos y modernos La supernova es desde luego un fenómeno inquietante. Es posible que el hombre llegue a auscultar las estrellas cercanas para determinar cuales de ellas amenazan con incurrir en esos estallidos catastróficos.

La teoría predice que a las elevadas temperaturas que alcanza el núcleo del astro que está por explotar, se producen, entre otras partículas, los fantasmales y casi inasibles neutrinos. Estos carecen de masa, se mueven a la velocidad de la luz, atraviesan la Tierra con la misma facilidad con que el agua pasa a través de un colador, y rara vez se detienen para interactuar con otras partículas.

El descubrimiento de Shelton 1987 A, ha ayudado a comprobar la teoría. Como resultado de esta supernova, la Tierra está recibiendo una lluvia de  neutrinos que se han captado en detectores especiales instalados en minas subterráneas, en los Estados Unido, Europa Japón y la Unión Soviética.

Cuando se perfeccionen estos detectores y se construyan incluso telescopios de neutrinos, el hombre estará en condiciones de escudriñar  en los núcleos de las estrellas que presenten gigantismo rojo I H acuerdo con las cantidades de neutrinos que éstas emitan será posible predecir con bastante exactitud y antelación cualquiera amenaza cercana de supernova que pudiera sumergir a la Tierra en un peligroso baño de radiación.

Fuente Consultada: Notas Celestes de Carmen Nuñez

Muerte de las Estrella Enanas Blancas Gigantes Rojas Vida y Evolucion

Muerte de las Estrella Enanas Blancas Gigantes Rojas

ESTRELLAS MORIBUNDAS: Enanas blancas: Cuando la estrella agota su combustible no tiene con qué luchar contra la contracción gravitatoria, por lo que entra en colapso y se convierte en enana blanca.

Sin embargo, la compresión que puede sufrir la materia tiene un limite dado por el llamado principio de exclusión de Pauli.

Las altas densidades observadas en las enanas blancas son difíciles de encontrar en otros cuerpos celestes o en la Tierra.

En verdad, la posibilidad de existencia de materia más densa que la observada en el sistema solar no fue considerada hasta que se desarrolló la mecánica cuántica. La comprensión de la naturaleza atómica de la materia permitió considerar la existencia de materia degenerada, mucho más concentrada que la materia ordinaria.

El Sol tiene una densidad promedio semejante a la del agua: cerca de 1 gr/cm3 y se comporta como un gas, con sus partículas moviéndose libremente.

El Hidrógeno (H) en su interior, a una temperatura de 15 millones de grados, está en su mayoría ionizado.

Los electrones se han separado de sus núcleos y la alta temperatura reinante les impide acercarse a ellos.

Como consecuencia, 1 cm3 de materia solar ordinaria es esencialmente vacío. Los protones y electrones pueden moverse libremente casi sin chocar entre sí.

En una enana blanca en cambio, una masa como la del Sol puede estar comprimida en un volumen no mayor que el de la Tierra. La densidad asciende a 1.000 kg/cm3. Aun cuando la temperatura ha disminuido por debajo de la temperatura de ionización, los átomos permanecen disociados por la enorme presión de la gravedad.

Las fuerzas gravitatorias actuantes en un cuerpo celeste masivo pueden comprimir su materia hasta un estado de degeneración electrónica y no más, ya que el principio de exclusión impide a dos electrones ocupar el mismo nivel de energía. Este efecto cuántico se llama presión de degeneración electrónica y es el limite que impone la mecánica cuántica a la compresión de un gas de electrones. Esto es lo que ha sucedido en las enanas blancas.

Su interior es “frío” (aunque la  temperatura puede alcanzar hasta un millón de grados) en el sentido de que para mantener a la estrella en equilibrio, las fuerzas autogravítantes no están compensadas por movimientos térmicos como sucede en las estrellas de secuencia principal, sino por la presión ejercida por los electrones degenerados que llegan al limite de compresión. El interior de una enana blanca no está en estado gaseoso sino que es como mi cristal gigante que se enfría lentamente.

Las partículas están superpuestas y ya casi no hay espacios vacíos entre ellas. Por lo tanto, su posición y velocidad están determinadas cuánticamente. El principio de exclusión impide que dos partículas ocupen el mismo estado de energía y mientras en un gas ordinario quedan niveles de energía libre (no ocupados por ninguna partícula), los electrones de un gas degenerado ocupan todas las posiciones cuánticamente admisibles.

Las enanas blancas se descubrieron en 1910, aunque entonces no se entendían. Su temperatura superficial es muy alta y su luminosidad anormalmente baja. Esto sólo podía explicarse si su radio era muy pequeño, comparable al radio de la Tierra (Ley de Stefan).

S. Chandrasekhar (nacido en 1910) fue quien elaboró la teoría de una esfera de gas degenerado y este trabajo le valió el Premio Nobel de Física de 1983. Contrariamente a lo que podría suponerse, cuanto más grande es la masa de una enana blanca, menor es su radio. Esto resulta de la necesidad de una presión del gas suficiente para balancear la presión gravitatoria.

La masa y el tamaño de una enana blanca están fijos por la composición de la estrella. Los cálculos teóricos indican que si está compuesta esencialmente de H tendrá una masa máxima posible de 5,5 M0. Pero si contiene elementos más pesados llegará sólo a 1,4 M0. Estos valores se conocen como limites de Chartdrasekhar. Una estrella más masiva perdería masa o sufriría una catástrofe antes de transformarse en enana blanca.

Actualmente sólo se han identificado algunos cientos de enanas blancas. Como tienen baja luminosidad intrínseca, sólo pueden observarse aquellas cercanas al sistema solar. Los modelos indican que son la fase evolutiva final de las estrellas de poca masa y, en ese caso, el 10% de las estrellas de nuestra galaxia deberían ser enanas blancas.

Aunque la temperatura central de una enana blanca es menor al millón de grados (compárese con los 15 millones de grados del Sol) su atmósfera es, por lo general, más caliente que la de una estrella de secuencia principal. Los electrones degenerados juegan también un rol muy importante en la determinación de la estructura térmica de la estrella. Esta función es semejante a la de los electrones exteriores de los átomos en los metales ordinarios:

SU capacidad para moverse libremente es responsable de la capacidad de los metales para conducir calor eficientemente. De la misma forma, los electrones degenerados son excelentes conductores de calor en las enanas blancas. En consecuencia, estas estrellas tienen casi la misma temperatura en todo su volumen, son casi isotérmicas. Cerca de la superficie la presión es suficientemente baja y los electrones no están degenerados, entonces las propiedades de la materia son más normales. La temperatura superficial es de unos 10.000°K.

Los espectros de las enanas blancas presentan la sorprendente característica de tener líneas correspondientes a un único elemento. Cerca de 80% de las enanas blancas observadas muestran en sus espectros sólo líneas de absorción de hidrógeno; la mayoría de las restantes tiene sólo líneas de He.

El ciclo de contracciones gravitatorias impuestas por su propia evolución, ha purificado las capas exteriores de las enanas blancas más allá de la estratificación observada en las estrellas normales.

De la misma forma en que los espectros de las estrellas ordinarias se clasifican en B, A, E y G de acuerdo a su temperatura superficial, los de las enanas blancas se dividen en DB, DA, DF Y DG (D indica dwarf :en inglés enana), correspondientes a temperaturas de 100.000 a 4.000 0K. Las más calientes consumen energía a velocidades tan grandes y evolucionan tan rápidamente que esto nos da la posibilidad de observar a estas estrellas envejecer en el transcurso de unos pocos años.

La evolución de las enanas blancas se ha estudiado intensamente en los últimos años y el modelo aceptado actualmente postula que cerca de 10 millones de años después de su formación, la luminosidad de una enana blanca se ha debilitado hasta un décimo de la solar y su temperatura superficial ha disminuido hasta los 30.000 °K.

La teoría sugiere que a una enana blanca le lleva cerca de mil millones de años enfriarse hasta transformarse en una tibia esfera de gas degenerado. Los cálculos indican que en esta etapa la estrella sufre un último cambio importante: comienza a cristalizarse. A través de su evolución hasta este punto permaneció en estado gaseoso.

A medida que se enfría cada ion del gas comienza a sentir fuerzas eléctricas con sus vecinos, produciendo una fase líquida en la materia. Mientras estas fuerzas comienzan a dominar a mayores distancias, más y más núcleos se unen y forman un cristal. Dicho proceso se debe a la disminución de la temperatura, pero es ayudado por la alta presión que comprime a los núcleos.

Este cambio de estado tiene un efecto importante en las etapas finales de evolución de la estrella. Primero el cambio de liquido a sólido libera energía, pero una vez que se ha cristalizado una fracción importante de su interior, la enana blanca se enfría rápidamente. Como el tiempo necesario para que una enana blanca llegue a la etapa de cristalización se calcula semejante a la edad de nuestra galaxia, se puede estimar la época inicial de formación de estrellas en la Vía Láctea observando las enanas blancas más frías.

Fuente Consultada:Notas Celestes de Carmen Nuñez

John Glenn Primer Americano en Orbitar Terrestre Carrera Espacial

John Glenn Primer Americano en Orbitar

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

A la hora prevista la cápsula se desprendió de los cuerpos del cohete Atlas y entró en órbita.

Después de dar tres vueltas a la Tierra, el astronauta pulsó los mandos que le llevaron a descender en aguas del Atlántico donde fue recogido por el destructor «Noah».

El vuelo había durado 4 horas, 55 minutos.

Durante el mismo, millones de espectadores habían podido seguir, gracias a la televisión, todos los detalles del lanzamiento.

Glenn había comunicado constantemente sus impresiones y repitiendo muchas veces que se sentía bien. Este vuelo, que causó gran impresión por su preparación, anuncio y exhibición, demostró que el astronauta puede dirigir las fases de marcha y controlar los mecanismos para su propia recuperación y la de la cápsula.

Hasta aquí la historia, con sus datos, sus hechos concretos y sus cifras irrebatibles.

Al iniciarse 1962, las dos grandes potencias espaciales, Estados Unidos y la URSS, se preparaban para emprender otras proezas.

El presupuesto para investigación espacial y tecnológica para dicho año en los Estados Unidos se elevó a 2.400 millones de dólares.
A partir de este año se suceden en forma ininterrumpida los vuelos espaciales tripulados.

Salida del cohete Atlas-Mercury MA6

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

1962John Glenn fue el primero en orbitar la Tierra1998
Aunque fue el tercer norteamericano en el espacio,John Glenn fue el primero en orbitar la Tierra. Aquí algunas cifras sobre su vueloEl año pasado, el senador Glenn regresó a la órbita como miembro de un viaje espacial. Como lo demuestra este informe algunas cosas —no todas— han cambiado.
El astronauta
Altura: 1,80 metro
Color de pelo: colorado

Edad: 40 años

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

Edad: 77 años

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

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

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

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

 Duración:
Aproximadamente 8 días y 20 h.Velocidad orbital:
8.164 kilómetros por horaTiempo por órbita:
90 minutosDistancia recorrida:
5.800.000 kilómetrosLugar de aterrizaje:
Centro espacial Kennedy, Florida

Rescate:
No fue necesario

Cronología de las
Misiones Espaciales
 Hitos de la
Carrera Espacial

Historia de la Estacion Espacial Internacional Objetivos y Experimentos

Historia de la Estación Espacial Internacional Objetivos y Experimentos a Realizar

 

 

UN POCO DE HISTORIA…
Las estaciones espaciales
El hombre ha tenido ya bastantes éxitos en el espacio: ha logrado dar vueltas en torno de la Tierra, ha conquistado la Luna y las sondas con que llegó a Marte y a Venus hablan de su inalterable empeño por proseguirlos. El gran instrumento con que cuenta es su taller en el espacio: las estaciones planetarias.

La construcción de estaciones espaciales habitadas por el hombre, importante etapa en los futuros viajes interplanetario, fue puesta en órbita. Tanto podía funcionar automáticamente como con dotación a bordo. El 23 del mismo mes, el Soyuz y así permaneció durante 5 horas 30 minutos, tiempo durante el cual se cumplió un programa completo de experimentos ecológicos y médico-biológicos que incluía también la producción del propio alimento. Transcurrido ese lapso, retornó a la Tierra.

El 30 de junio del mismo año, el Soyuz 11, tripulado por los cosmonautas Dobrolvski, Volkov y Patsaiev, acoplaron su nave al Salyut y pasaron a su interior, donde permanecieron durante más de tres semanas. Ya en la Tierra, el drama: al abrirse la cápsula, los tres cosmonautas estaban muertos.

El 14 de mayo de 1973, por medio de un impulsor Saturno V, los Estados Unidos pusieron en órbita el laboratorio espacial Skylab I no tripulado de 85 toneladas de peso. Averiado al minuto de su lanzamiento, al aumentar peligrosamente la temperatura inicial de la astronave los técnicos de la NASA se abocaron a la tarea de repararlo.

El día 25 del mismo mes y año, los astronautas Conrad, Kerwin y Wwitz, lanzados en una cápsula tipo Apolo, abordaron el Skylab I y sobre la parte averiada desplegaron una especie de parasol para hacer descender la temperatura del laboratorio.

Durante 28 días los cosmonautas realizaron la mayoría de los experimentos previstos, referidos casi todos ellos a observaciones de la Tierra, el Sol y el espacio sidéreo. Cumplida la misión, retornaron a la Tierra en la cápsula Apolo, Los laboratorios orbitales son plataformas con capacidad para dar albergue a varios tripulantes durante un lapso relativamente largo, y están provistos de los elementos necesarios para el transporte de cosmonautas en viajes de ida y vuelta.

La segunda misión del programa se cumplió en la estación Skylab 3, en condiciones similares a la anterior, el 28 de julio de 1973. Los cosmonautas fueron Bean, Garriott y Lousma, quienes tras instalar un parasol adicional, recargar las cámaras de los telescopios y descubrir un detector de meteoritos junto a la pared de la estación, durante 59 días estudiaron la Tierra y la Luna, en especial las reacciones del organismo durante casi dos meses en un ambiente falto de gravedad. Después de una caminata espacial de 6 hs. 31′, que constituyó un nuevo récord, retornaron a la Tierra el 25 dé septiembre. Su estado físico era excelente.

LA ESTACIÓN ESPACIAL INTERNACIONAL: La exploración y la conquista del espacio es uno de los desafíos más grandes y excitantes emprendidos por el hombre, y la aventura más audaz en la historia de la exploración espacial es, sin duda alguna, la construcción de la Estación Espacial Internacional (ISS).

astronautaEn 1984, el gobierno estadounidense lanzó un programa para la construcción de una es espacial. Los enormes costes que suponían las de estudio y de planificación retrasaron la propia marcha del proyecto, que no adquirió forma hasta que finalizó la Guerra Fría. En 1993, Rusia decidió a aportar la experiencia que había  en la construcción —iniciada en el año 1986— de la estación espacial soviética MIR (paz).

En 1998 se inició  la construcción de la ISS. En primer lugar debían crearse las condiciones técnicas para asegurar una colaboración estrecha. En este sentido, la lanzadera estadounidense emprendió varios viajes a la  MIR y efectuó entre otras cosas, maniobras de acoplamiento. 

El 20 de noviembre de 1998 se instaló el primer componente de la ISS, un módulo de carga y de que se colocó a 350 Km. de distancia de la Tierra. Le siguió ese mismo año una pieza de empalme, que el 12 de julio de 2000 atracó el módulo ruso.

Desde noviembre de aquel mismo año hasta el abril de 2003, la ISS acogió varias tripulaciones internacionales formadas por tres astronautas.

Estos permanecen de cinco a siete meses en el espacio, transcurrido este tiempo, son relevados por nuevas dotaciones. Después de la catástrofe del Columbia ocurrida en 1º de febrero de 2003, la tripulación fija debió reducirse a dos personas por problemas de suministro.

Los estudios que se realizaran en la estación son los siguiente:
1-BIOLOGÍA:
– Respuesta fisiológica al vuelo espacial.
– Salud humana y rendimiento.
– Desarrollo de contramedidas a la microgravedad.
– Investigación general en Biología.

2-CONOCIMIENTO SOBRE LA TIERRA

3-MICROGRAVEDAD
– Ciencia de los Materiales.
– Física de Fluidos
– Ciencia de la Combustión
– Biotecnología
– Física fundamental.

4-CIENCIA ESPACIAL
– La estructura y la evolución del Universo
– Exploración del Sistema Solar
– Conexión Tierra-Sol
– Búsqueda de otros sistemas planetarios.

5-INGENIERÍA Y TECNOLOGÍA
– Sistemas de comunicación espaciales de uso comercial, con énfasis en la mejora de la tecnología de satélites para telefonía personal, y comunicación de vídeo y datos.
– Eficiencia en el uso de la energía, y calidad de agua y aire.
– Técnicas de construcción y funciones de mantenimiento automatizadas.

6-ESTUDIO DE NUEVOS PRODUCTOS

 INFORMACIÓN GENERAL DEL MEGA PROYECTO:

1. La Estación Espacial es la mayor dotación objeto jamás enviado al espacio. Se trata de un centro de investigación que mide 108 m. de largo y 80 m. de ancho. Su peso es de más de 450.000 kg.

2. Orbita a 400 km. sobre la tierra y se puede ver en el cielo nocturno a simple vista. Los científicos pueden estudiar la tierra y su entorno. Pueden ver los cambios que están ocurriendo en la tierra, en el mar, y con nuestro clima.

3. La ISS puede ser visto por la gente en la Tierra. Cuando se haya completado, la ISS será visible a más deL 90 por ciento de la población mundial y dará una vuelta a la Tierra cada 90 minutos.

4. Está siendo alimentada por energía solar. Esta energía es necesaria para alimentar los seis laboratorios y todo el espacio de vida a bordo.

5. La Estación Espacial Internacional fue diseñada y construido con la colaboración de 100.000 personas de 16 naciones desde 1998, y cientos de empresas. El proyecto se inició en 1998.

6. El costo de construir la Estación Espacial Internacional es correcto alrededor de 96 mil millones de dólares.

7. Los primeros miembros de la tripulación permanente, incluidos el astronauta estadounidense Bill Shepherd (que era también el comandante de la ISS) y los cosmonautas rusos Sergei Krikalev, como ingeniero de vuelo y Gidaenko Youri como comandante de la Soyuz. Esta expedición duró 140 días, 23 horas y 30 minutos en órbita.

8. Los vehículos espaciales viajan a la estación para traer y llevar científicos y suministros.

9. Los científicos están estudiando cómo los diferentes fluidos, metales y otros materiales  responden en el espacio sin el efecto de la gravedad. Estos estudios podrían ayudar a comprender mejor los virus, las proteínas y enzimas. Se espera que estos nuevos estudios guiarán algún día a los posibles nuevos tratamientos para muchas enfermedades, incluyendo cáncer. Los científicos también están tratando de lograr una medición más precisa que lo posible en la tierra, las formas más eficientes de producción de materiales, y una comprensión más completa del universo.

10. Alrededor de 160 paseos espaciales fueron necesarios para el montaje y mantenimiento de la Estación Espacial Internacional.

DATOS TÉCNICOS: 

* Inicio de las obras: 1998

* Envergadura: 108,6 m.

* Longitud: 79,9 m.

* Profundidad: 88 m.

*Volumen: 1.140m3

* Masa: 450 toneladas. aprox.

* Altitud de la órbita: Alrededor de 350-450 Km. sobre el nivel del mar.

* Inclinación de la órbita: 51,60 º

* Vuelta a la Tierra: Una cada 90 minutos.

* Velocidad relativa: 29.000 Km./h

* Potencia eléctrica: 110 Kw.

* Superficie de las placas solares: 4.500 m2

* Tripulación fija: 3 personas (2000-2003). 2 personas (desde abril 2003).

* Vuelos a la ISS: 28 (hasta julio de 2006).


Fuente Consultada:
MUNDORAMA – Astronáutica
Maravillas del Siglo XX
El Universo Enciclopedia de la Astronomía y el Espacio Tomo V

Ver: Historia de la Astronáutica