Vida de Estrellas

Las Franjas de Fraunhofer Concepto de Espectroscopia

Significado de las Franjas de Fraunhofer-Concepto de Espectroscopia

Las llamadas Líneas de Fraunhofer, son líneas oscuras identificables en el espectro de absorción del Sol, que William H. Wollaston observó por primera vez en 1802; más tarde, Joseph von Fraunhofer las describió detalladamente.

De las 25.000 líneas del espectro solar, Fraunhofer llegó a contar 576, asignando letras para identificar las más destacadas.Las líneas son el resultado de la absorción de ciertas longitudes de onda de luz por átomos de gas de la atmósfera del Sol.

Espectro con las Líneas de Fraunhofer
Espectro con las Líneas de Fraunhofer

Introducción a la Espectroscopia

El descubrimiento del espectro solar y de la compleja naturaleza de la luz estimuló poderosamente a los científicos a proseguir siempre adelante en el camino abierto por Newton.

Los estudios sobre las luces monocromáticas y sobre el fenómeno de la dispersión óptica se multiplicaron con gran rapidez, llegándose muy pronto a resultados fundamentales.

Espectroscopio y espectros

El instrumento básico de todas estas investigaciones fue el espectroscopio.

Está formado esencialmente por un prisma colocado entre dos tubos debidamente orientados, cada uno de los cuales contiene una o varias lentes.

espectroscopio
Espectroscopio

La luz entra en el primer tubo por una hendidura muy fina; de allí, a través de una lente que hace los rayos paralelos, llega al prisma y es refractada.

Los rayos refractados entran en el segundo tubo y, concentrados por la lente del mismo, quedan por último recogidos en una pantalla donde forman la imagen de la hendidura de entrada.

En algunos espectroscopios, en lugar de prisma se emplea un retículo de difracción, que está formado por una lámina transparente en la cual se trazan rayas muy finas y espesas.

El retículo funciona con arreglo al principio de interferencia y provoca la descomposición de la luz blanca en los varios colores que la componen.

Si a la hendidura del espectroscopio llega luz procedente directamente de una fuente luminosa, la imagen que se forma en la pantalla toma el nombre de espectro de emisión.

esquema funcionamiento espectroscopio

La experiencia demuestra que los espectros de emisión son continuos, esto es, sin intervalos de ningún espacio oscuro, si la fuente luminosa está constituida por cuerpos sólidos o líquidos incandescentes (carbón encendido, alcohol ardiendo, etc.), discontinuos, o sea formados únicamente por rayas luminosas, más o menos numerosas, sobre el fondo oscuro, si la fuente luminosa está constituida por cuerpos en estado de gas o de vapor (hidrógeno, oxígeno, vapores de sodio, etc.).

Además, y esta es una prueba de importancia fundamental, toda sustancia luminosa en estado de gas emite un espectro (de rayas o grupos de rayas que alternan con los espacios oscuros en la formación del espectro discontinuo) característico e inconfundible.

Esto significa que con el espectroscopio se puede efectuar el análisis químico (de emisión) de una sustancia; para ello bastará con evaporar una determinada cantidad en una llama para reconocer inmediatamente, por el examen de las rayas del espectro emitidas por la misma, qué elementos se hallan contenidos en ella.

Cuando se reflexiona sobre los muchos elementos (cesio, rubidio, etc.) que han sido descubiertos mediante el análisis espectroscópico de emisión, se comprende fácilmente la importancia de esta técnica tan preciosa para la investigación científica.

Pero además, la espectroscopia ha conseguido otros valiosos resultados, pues gracias a ella la ciencia ha podido penetrar donde ningún telescopio lo hubiera logrado: en el interior del Sol y de las estrellas más alejadas, revelándose de esta manera como uno de los más poderosos instrumentos de investigación que el hombre jamás tuvo a su disposición.

Espectro de luz blanca
Espectro de luz blanca

Las Rayas de Fraunhofer

En 1802, el físico inglés William H. Wollaston (1766-1828), mientras estudiaba el espectro solar recogido en una pantalla, notó que aparecían unas rayas oscuras muy finas.

Trece años más tarde, en 1815, el físico alemán Joseph von Fraunhofer (1787-1826), estando observando cuidadosamente el espectro solar, no sólo confirmó el descubrimiento de Wollaston, sino que comprobó que las rayas oscuras eran muy marcadas y numerosas.

Este experimento, repetido y confirmado por otros científicos en años posteriores, valiéndose de instrumentos de observación cada vez más perfeccionados y potentes, permitió llegar a la conclusión de que -se trataba no de un fenómeno pasajero sino de una auténtica característica del espectro solar. La cosa tuvo una gran resonancia.

¿Qué eran las rayas de Fraunhofer? ¿Qué significado podía tener aquel fenómeno?.

La respuesta llegó años más tarde, o sea cuando Gustavo R. Kirchhoff (1824-1887), junto con Robert W. Bunsen (1791-1860) idearon y perfeccionaron lo que bien puede llamarse el prototipo del espectroscopio moderno.

Kirchhoff, en una célebre memoria publicada en 1859 enunció una teoría, confirmada luego por innumerables experimentos, que permitía explicar de modo coherente y riguroso el origen y el significado de las rayas oscuras del espectro solar y la coincidencia de éstas con las rayas claras del espectro de las sustancias terrestres.

Además, esta teoría permitió definir e interpretar otro tipo de espectro fundamental: el espectro de absorción.

Supongamos que tenemos una fuente luminosa (por ejemplo, una lámpara eléctrica corriente) que da un espectro continuo.

Interpongamos entre ella y la hendidura del espectroscopio una sustancia en estado gaseoso, por ejemplo vapores de mercurio; entonces podremos ver que nuestro espectro continuo aparece surcado por unas rayas negras, como si los vapores de mercurio, al interferir con los rayos luminosos de la lámpara, interceptaran y anularan cierto número de ellos.

Tratemos de obtener con otro espectroscopio el espectro de emisión de los vapores de mercurio; como se trata de una sustancia en estado gaseoso, su espectro será, como ya se ha dicho antes, discontinuo, es decir, constituido por cierto número de rayas brillantes separadas por espacios oscuros.

Fotografiemos el primer espectro y el espectro de emisión de los vapores de mercurio y comparémoslos entre sí. Podremos constatar que las rayas negras del primer espectro coinciden perfectamente con las rayas brillantes del segundo.

Nos hallamos ante un hecho importantísimo que, traducido en palabras, se puede expresar de la manera siguiente: iodo cuerpo es capaz de absorber las mismas radiaciones que es capaz de emitir.

Por tanto, el espectro de absorción es el espectro continuo de una fuente luminosa a la que se superpone el espectro discontinuo de una sustancia en estado gaseoso, es decir, un espectro continuo luminoso surcado por rayas negras.

Una vez comprendido el significado de las rayas oscuras que surcan el espectro solar, los físicos se dieron inmediatamente cuenta de las enormes posibilidades de investigación que podía proporcionar un modesto espectroscopio.

Bastaría determinar con exactitud los espectros de emisión de todos los elementos químicos conocidos en la Tierra y compararlos con las rayas negras del espectro solar, para establecer cuáles y cuántos de ellos se hallaban contenidos en la atmósfera del Sol.

El único obstáculo para el logro de este propósito consistía en la perturbación producida por el gas y por los vapores que forman la atmósfera terrestre. Pero pronto se llegó a solucionar este problema.

La historia de las conquistas científicas debidas al análisis espectroscópico es historia reciente y la simple enumeración de todos los datos conseguidos hasta ahora constituye una cosecha de resultados cuya importancia y significado son difíciles de valorar en toda su extensión.

Se han podido reconocer en el Sol gran número de elementos ya conocidos en la Tierra.

Elementos cuya existencia en algunos casos se sospechaba, pero que todavía no se había logrado su identificación, fueron descubiertos en el Sol antes que en la superficie terrestre (como por ejemplo, el helio).

Además, la investigación espectroscópica dirigida a las estrellas (incluidas las más alejadas de nosotros), ha permitido descubrir que son muy parecidas a nuestro Sol, confirmándose así las hipótesis formuladas por los astrónomos respecto a la constitución del universo.

Finalmente, el examen espectroscópico, con sus consideraciones de índole muy diversa, ha abierto a la ciencia nuevos horizontes en un campo totalmente nuevo y de enorme interés, el campo de las reacciones termonucleares.

Uno de los aspectos más interesantes de la espectroscopia es, sin duda alguna, haber contribuido de manera eficaz a la determinación de la estructura del átomo e incluso al modo de lograr este descubrimiento.

Desde los primeros pasos de la espectroscopia, cuando todavía no se conocía bien qué podían ser las rayas que se observaban en los espectros, los científicos iban recogiendo gran cantidad de datos, catalogaban cada línea nueva que descubrían, organizaban en serie las diversas rayas basándose en su aspecto y archivaban grandes catálogos con todos los espectros conocidos.

Cuando se formularon las primeras teorías sobre la estructura atómica y se consideró que las rayas espectrales eran de origen atómico, todo el trabajo de los precursores apareció, de pronto, como algo esencial.

Los datos recogidos permitían apreciaciones precisas sobre el valor de las diversas teorías.

Y no sólo esto, sino que los nuevos descubrimientos que se iban logrando poco a poco (descubrimiento de nuevas rayas, algunas de las cuales eran dobles y triples, etc.), permitían someter a una prueba ulterior las diversas teorías atómicas, de modo que, si conseguían explicar los nuevos efectos descubiertos, podían ser consideradas como válidas; en caso contrario, habría que abandonarlas sin remedio.

Este método de investigar, que hemos explicado a propósito de la espectroscopia es característico de la investigación científica.

A esto hay que añadir que, junto a la espectroscopia óptica, existen otras ramas del saber que no estudian la luz, sino otros fenómenos electromagnéticos análogos a ella, aunque no producen fenómenos luminosos.

Se trata de las radioondas, de los rayos X y de los rayos gamma, a cada uno de los cuales corresponde una rama determinada de la espectroscopia.

Todas estas clases de radiaciones están vinculadas a la estructura de los átomos y de los núcleos y proporcionan nuevos informes sobre la materia que amplían y completan los facilitados por la espectroscopia «clásica». Por ejemplo, el estudio de las radioondas ha dado origen a una nueva rama de la astronomía, la radioastronomía.

De todas las conquistas que la espectroscopia ha hecho posibles, todo lo dicho no es más que un breve esbozo; otras muchas metas, muy importantes, se han logrado hasta ahora y podrán lograrse en adelante.

De todas formas, el resultado más importante, el de mayor significado no sólo para la ciencia sino sobre todo para el hombre es éste: que en el Sol, en las estrellas, en el punto más remoto del universo, la materia está constituida por los mismos elementos de que está hecha la Tierra, y donde quiera que pueda llegar la mirada del hombre merced a los más potentes telescopios, las transformaciones químicas y físicas ocurren exactamente como en la superficie terrestre, igual que podemos reproducirlas artificialmente en nuestros laboratorios.

En resumen, el Universo es un todo único, constituido siempre por los mismos elementos.

Fuente Consultada:Biblioteca Temática Uteha El Mundo Que Nos Rodea Tomo X – Los Espectros de Luz – Editorial Hispano America

Biografia de Le Verrier Urbain Vida y Obra del Astronomo

Biografia de Le Verrier Urbain-Vida y Obra del Astronomo

VERRIER, Urbain Jean Joseph, (Saint Ló, 1811-París, 1877) Astrónomo francés.

Estudió en la Escuela Politécnica, de la que después fue profesor, y más tarde en la Universidad de París, donde se creó una cátedra para él. En 1854 fue nombrado director del Observatorio de París.

Siguiendo las huellas trazadas por Laplace, Leverrier fue uno de los mejores astrónomos del siglo XIX.

Dotado de una laboriosidad excepcional y de un genio matemático poco común, se ilustró en los más complicados cálculos, los cuales le permitieron dar cima al arduo trabajo de completar al detalle el esquema general fijado por Laplace en su mecánica celeste.

Biografia de Le Verrier Urbain
Después de dedicarse al cálculo exacto de las órbitas de Mercurio y algunos cometas, abordó la de Urano (descubierto en 1781 por William Herschel), en la que encontró anomalías que le llevaron a predecir la existencia de otro planeta aún más lejano, e incluso a calcular su posición. En 1846 envió sus datos a Johann Gottfried Galle, del observatorio de Berlín, y le pidió que lo buscara en la zona del cielo que le indicó. El 23 de septiembre de 1846, Galle halló el planeta Neptuno,después de sólo una hora de búsqueda, a un grado de distancia del punto indicado por Le Verrier.

Por otra parte, su nombre se ha inmortalizado en la historia de la ciencia gracias al descubrimiento del planeta Neptuno, cuya situación en el cielo fijó, sin verlo.

Nacido en San Ló, en Normandía, el 11 de marzo de 1811, demostró desde sus primeros años una inteligencia muy viva y capaz. Para no malograrla, su padre realizó ímprobos esfuerzos y le costeó sus estudios en París.

En 1831, Leverrier ingresó en la Escuela Politécnica después de unos exámenes brillantísimos.

Al finalizar su carrera, le fue ofrecido un cargo en la administración pública.

Aceptó un puesto de químico en el monopolio de tabacos del Estado, en el cual demostró su saber efectuando varias combinaciones del fósforo con el hidrógeno y el oxígeno.

En 1837, habiendo quedado vacante la cátedra de astronomía en la Escuela Politécnica, Leverrier pasó a regentarla, sacrificando sus aficiones hacia la química.

Realmente, en el campo de las investigaciones astronómicas era donde su genio podía brillar con más fulgurantes destellos.

Durante varios años se dedicó a elaborar las teorías de Laplace, y también estudió con especial interés Mercurio y las perturbaciones de los cometas. Arago, que era director del observatorio de París, le hizo observar las perturbaciones de Urano.

Muy pronto Leverrier se convenció de que habían de ser atribuidas a un cuerpo planetario, cuya situación fijó por el cálculo (1846).

Habiendo comunicado el resultado de éste a los principales observatorios de Europa, el 23 de septiembre de 1846 el astrónomo berlinés Galle lo divisó por vez primera en el lugar del cielo indicado por Leverrier.

Este triunfo fue celebrado como un éxito incomparable de la ciencia humana.

El éxito de la predicción confirmó definitivamente la teoría de la gravitación de Newton y dio a Le Verrier fama mundial. En realidad, el inglés John Couch Adams había hecho los mismos cálculos algunos meses antes, pero el astrónomo a quien se los envió (James Challis, director del observatorio de Cambridge) ignoró la sugerencia.

El nombre de Leverrier se hizo mundialmente famoso. Las sociedades científicas extranjeras le nombraron miembro de honor, y algunos países le otorgaron condecoraciones.

En Francia, se le distinguió con la Legión de Honor y una cátedra en la Facultad de Ciencias de la Sorbona.

El 30 de enero de 1854 fue nombrado director del Observatorio de París.

Ejerció este cargo hasta su muerte, a excepción de un período de dos años, de 1870 a 1872, en que fue reemplazado por un tal Delaunay, a causa de la férrea disciplina a que sujetaba al personal del Observatorio y de su temperamento poco conciliador.

Su dirección renovó la vida de la institución, a costa de un trabajo de proporciones gigantescas.

Revisó las teorías planetarias, ajustándolas a la realidad, v corrigió las tablas astronómicas en boga.

Le Verrier recibió numerosos premios por su descubrimiento, como la medalla Copley de la Royal Society de Londres, la medalla de la Royal Astronomical Society (1868 y 1876), el nombramiento de oficial de la Legión de Honor y una condecoración del rey de Dinamarca.

Entre sus obras destacan Teoría del movimiento de Mercurio, Investigación acerca del movimiento del planeta Herschel y Memorias sobre las variaciones seculares de las órbitas de los siete planetas principales.

Murió el 23 de septiembre de 1877 casi al pie de su mesa de trabajo.

fuente

Origen de los Elementos Quimicos en la Tierra ¿Como se Formaron?

Origen de los Elementos Químicos en la Tierra
¿Como se Formaron?

Explica Isaac Asimov en su libro Breve Historia de la Química, que el hombre primitivo utilizaba instrumentos naturales tal como los encontraba. Una rama podía ser un excelente garrote y una piedra, un inmejorable proyectil. Con el tiempo, descubrió nuevos materiales y aprendió a tallarlos y a pulirlos. Sin embargo, las piedras y maderas no modificaban su composición.

Hacia el año 8000 a.C. se produjeron otros cambios: el hombre aprendió a criar animales y a cultivar las plantas, dejó de ser nómade y se hizo sedentario, considerándose este hecho el comienzo de la civilización.

Mas tarde el hombre descubrió los primeros metales… las ventajas de estos materiales fueron aprovechadas con rapidez: el cobre, que fue el primer metal explotado, resultaba un material maleable y resistente. El hombre advirtió que podía obtenerlo a partir de unas piedras azuladas. Mayor aún fue su asombro cuando, al calentarlo con otro metal, el estaño, obtuvo una mezcla sorprendente: el bronce, que le dio nombre a la etapa siguiente: Edad del Bronce.

Pero la historia no quedó allí: fue descubierto un nuevo metal, el hierro, que aunque escaso resultaba más duro que el cobre. Se inicia así la Edad del Hierro: en esta etapa el desafío fue el perfeccionamiento de las técnicas de fundición, a través de las cuales se pudo extraer hierro de las «piedras» que lo contenían.

Pero bien, la inquietud que nos nace a partir de lo antedicho,…todo ese material usado por el hombre desde su descubrimiento hasta nuestros días, donde incluisve todavía hoy se les encuentran nuevas propiedades y nuevos usos tanto industriales como hogareños, ¿como han llegado a la corteza de nuestro planeta?…¿como se formaron?,…¿en que momento de la historia geológica?,…¿bajo que condiciones aparecieron?.

Una respuesta puede aparecer con solo mirar hacia arriba, hacia el cielo profundo, y pensar que el Universo está constituido por miles de millones de galaxias, sistemas que a su vez contienen miles de millones de estrellas, polvo cósmico y nubes de gases.

Pero, ¿como se formo el Universo? …¿Cuáles son los elementos químicos que lo componen?…. ¿Podemos contestar estas preguntas?

Esta inmensidad hace que no resulte fácil conocer la cantidad y naturaleza de la materia que lo conforma. Todo permite suponer que la materia que forma los cuerpos celestes, y de la cual se tienen datos, constituye sólo un 10% del total de materia existente.

El 90% restante se denomina materia oscura; su estudio se hace muy difícil, pues tiene la característica de que no emite ni absorbe luz y escapa a los métodos de detección.Una de las pocas manifestaciones de esta materia invisible es la interacción gravitatoria que tiene con las estrellas y galaxias.

Estudiando la composición química del 10% de la materia conocida se concluye que el elemento más abundante del Universo es el hidrógeno (H); los restantes se formaron a partir de sucesivas fusiones de núcleos de aquél.

Los de mayor interés para la evolución química y el origen de la vida son: el carbono (C), el nitrógeno (N), el oxígeno (O), el fósforo (P), el azufre (S) y algunos metales como el hierro (Fe), el magnesio (Mg), el sodio (Na), el potasio (K) y el calcio (Ca), que junto con el hidrógeno constituyen los elementos biogénicos.

Llamamos elemento, y mas precisamente elemento quimico a la materia formada por un solo tipo de atomos, por ejemplo si tomamos una muestra de potasio (K) y dividimos por la mitad sucesivamente, cada porción analizada tendra siempre atomos de potasio, hasta que la misma tenga el tamaño mínimo atómico.

La materia se creó durante una violenta explosión (Big Bang) hace unos quince mil millones de años. En una pequeñísima fracción de segundo, los quarks, recién constituidos, se aglomeraron en protones, y éstos, a su vez, se fusionaron para formar núcleos de átomos de helio y de hidrógeno.

Las fuerzas gravitatorias acentuaron las irregularidades existentes en esta primigenia sopa y aglutinaron las regiones más densas hasta dibujar un inmenso tapiz cósmico de galaxias y vacíos (polvo interestelar).

A partir de las densas nubes de gas presentes en el seno de las galaxias nacieron las estrellas.

Pero, ¿cómo surgieron los restantes elementos químicos? ¿Y las moléculas?

En el interior del Sol, al igual que en las restantes estrellas, se producen reacciones de fusión nuclear, en que los núcleos de hidrógeno (es decir, protones) se fusionan y dan núcleos de helio (constituidos por dos protones y dos neutrones), emitiéndose dos positrones, dos neutrinos y energía.

interior de una estrellaPero si la síntesis estelar hubiera culminado con la producción de helio (que también generó la gran explosión inicial), y éste hubiese permanecido confinado en el interior de las estrellas, no habría historia interesante que contar, ni nosotros estaríamos aquí.

Tras una etapa muy dilatada de fusión del hidrógeno, en la que el helio se va acumulando en la zona central, la estrella experimenta un cambio drástico.

La zona central de la estrella se contrae y se calienta, a medida que van encerrándose los nucleones (conjuntos de núcleos de helio) de cuatro en cuatro en los núcleos de helio sintetizados.

La temperatura y la densidad del núcleo aumentan para que se mantenga el equilibrio de presiones. Considerada globalmente, la estrella se hace menos homogénea.

Las reacciones nucleares hasta entonces imposibles se convierten en fuente principal de energía. Y la energía que producen las reacciones nucleares es enorme, del orden de un millón de veces la de una reacción química ordinaria.

Esto se refleja también en las unidades utilizadas: la unidad de energía nuclear es el megatón, que equivale a un millón de toneladas de explosivo químico.

Esta reserva de energía permite que la estrella mantenga su actividad durante unos 10.000 millones de años.

El Sol, por ejemplo, ya tiene cerca de 5.000 millones de años, es decir, ha recorrido menos de la mitad de su vida.

A medida que el gas se va acumulando para formar una estrella, lo primero en constituirse es un disco giratorio de gas y de polvo.

Mientras la estrella se condensa, e polvo se aglutina y crea planetas rocosos, como la Tierra El gas remanente se acumula y origina grandes planetas gaseosos como Júpiter.

Pero lo más interesante es que las cenizas de la combustión nuclear, más allá de la energía producida, no son otra cosa que los elementos de la tabla periódica, que son los materiales que constituyen a los seres vivos.

Con la contracción del núcleo estelar de una estrella producida a medida que ésta envejece (estrella gigante roja), el horno central gana en densidad y calor. Y este aumento de temperatura de la zona central hace que se produzcan fusiones con contactos breves entre núcleos de helio.

La colisión de dos núcleos de helio origina iniciamente una forma de berilio muy inestable, constituida por cuatro protones y cuatro neutrones.

Otro núcleo de helio choca con este blanco efímero y crea un átomo de carbono. La síntesis de carbono es el resultado de una delicada coincidencia entre las energías del helio, del berilio inestable y del carbono resultante. El oxígeno se origina, a su vez, por la fusión de carbono con un núcleo de helio.

evolucion estelar desde la nube de gas hasta agujero negro

En algunas estrellas gigantes rojas, la materia del núcleo, enriquecida con carbono, se desplaza convectivamente hacia las zonas exteriores, pudiendo escapar de la estrella para formar una especie de capullo de grafito.

El combustible acaba por agotarse el corazón o núcleo experimenta una suerte de congelación, convirtiéndose en una enana blanca. Y una enana blanca no cae en el colapso gravitatorio debido a la presión cinética de los gases (el oxígeno y el carbono se hallan en estado cristalino), sino que la presión gravitatoria se equilibra con la repulsión cuántica de sus electrones libres.

La elevada temperatura de la zona central de la enana blanca hace que ocurra una mayor diversidad de reacciones nucleares. La fusión del oxígeno origina azufre y silicio, y la del silicio fabrica hierro.

Una vez que la estrella que ha fabricado un núcleo central de hierro, no hay forma de generar energía mediante la fusión.

La estrella radiando energía a una velocidad asombrosa, se comporta como un adolescente con tarjeta de crédito, consume sus recursos a gran velocidad y se pone al borde del desastre. ¿Qué sucede entonces?

La explosión de una supernova: el núcleo estelar se colapsa en un segundo y se convierte en una estrella de neutrones o un agujero negro.

La materia de dicha zona central alcanza la densidad de los núcleos atómicos y no se puede comprimir más. Se produce una onda de choque que, al llegar a la superficie, produce la explosión de la estrella. La energía total desprendida viene a ser la que se podría emitir durante toda la vida del Sol.

Estas explosiones de supernovas desempeñan un papel especial en el enriquecimiento químico del Universo.

En su avance a través de las estrellas, la onda de choque de la supernova va provocando la síntesis de nuevos elementos.

Así van apareciendo todos los restantes, como el uranio, que son sintetizados gracias a estas ondas.

Violentas explosiones esparcen entonces los elementos, una vez formados, por el espacio interestelar. Y la atracción gravitatoria, por su parte, los moldea en nuevas estrellas y planetas, y el electromagnetismo construye con ellos las moléculas de la vida.

¿Cómo?. En una galaxia espiral, como la Vía Láctea, el gas interestelar se aloja preferentemente en los brazos. La presencia de polvo en el gas dificulta las observaciones ópticas, pues absorbe buena parte de la luz que atraviesa.

ero el polvo, al proteger de la luz ultravioleta los átomos de hidrógeno favorece su combinación en moléculas de hidrógeno, H2. En estos recóndictos remansos de las galaxias se acumulan también otras molécuas como el agua, el monóxido de carbono y el amoníaco. La variedad química de estas moléculas nos sorprendería.

Entonces, podemos afirmar que la composición química de la Tierra es un producto natural secundario de la generación de energía en las estrellas y de los sucesivos ciclos de nacimiento y muerte de estrellas en nuestra galaxia.

El estudio de los elementos químicos presentes en el Universo se realiza principalmente aplicando métodos a distancia». El análisis espectroscópico es uno de los más utilizados. Su origen se remonta a 1666 cuando Isaac Newton separó la luz blanca proveniente del Sol en  los colores que la componen, haciéndola pasar a través de un prisma.

Esta dispersión de la luz blanca da origen al espectro visible, pequeña sección del espectro total de radiaciones electromagnéticas.

Hoy en día se utilizan aparatos más sofisticados, como los espectcrógrafos y espectrómetros, que son capaces de detectar tanto las radiaciones visibles como las de otras regiones del espectro electromagnético. Con la ayuda de estos instrumentos se están obteniendo datos interesantísimos acerca de la composición elemental del Sol, de los planetas solares y de estrellas muy lejanas a la Tierra.

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HISTORIA DE LOS ELEMENTOS QUIMICOS: En la Edad Media, los alquimistas, antecesores de los químicos, tenían como meta fundamental modificar su ser interior para alcanzar un estado espiritual más elevado y pensaban que con la transmutación de los metales en oro podían lograrlo. Esta transmutación, conocida como la Gran Obra, debía realizarse en presencia de la piedra filosofal, cuya preparación fue la tarea que se impusieron los alquimistas.

En el siglo XIII, el objetivo de la alquimia incorporó la búsqueda del elixir de la larga vida, infusión de la piedra filosofal, que debía eliminar la enfermedad y prolongar la vida.

Durante el siglo XVII, a un alquimista alemán, Henning Brand , se le ocurrió la idea de que para encontrar la piedra filosofal debía fabricar oro a partir de la orina humana (¿quizá por el color?). Juntó durante varios días cinco litros de orina y la calentó hasta la ebullición luego de dejarla reposar durante dos semanas.

Al final, después de eliminar toda el agua, le quedó un residuo sólido. Brand mezcló este residuo con arena, lo calentó fuertemente y recogió los vapores que salían en un recipiente vacío.

Al enfriarse el vapor, sobre las paredes del recipiente se formó un sólido blanco: ¡cuál sería su asombro al ver que aquella sustancia brillaba en la oscuridad!

Brand había aislado el fósforo (del griego, «portador de luz»). El fósforo resplandece porque se combina lentamente con el oxígeno del aire, proceso durante el cual emite energía luminosa. Brand no conocía las propiedades del fósforo, pero aislar un elemento en 1669 resultó un descubrimiento espectacular.

En el siglo XVII el interés de los químicos se centraba en el descubrimiento de nuevos elementos gaseosos, y así fue como, entre 1766 y 1774, Henry Cavendish (1731-1810) identificó el hidrógeno, Daniel Rutherford (1749-1819), el nitrógeno y Cari Scheele (1742-1786), el cloro.

Además, al calentar mo-nóxido de mercurio, Joseph Priestley (1733-1804) obtuvo dos vapores: uno se condensó en gotitas, el mercurio, pero el otro, ¿qué era?. Priestley juntó ese gas en un recipiente e hizo algunos ensayos: si introducía una astilla de madera, ardía; si acercaba ratones vivos, éstos se volvían muy activos. En vista de lo cual, Priestley inhaló un poco de ese gas y notó que se sentía muy «ligero y cómodo».

A este gas lo llamó aire deflogistizado; hoy sabemos que era oxígeno.

Sin saberlo, Priestley fue la primera persona que usó la mascarilla de oxígeno.

La lista de elementos aislados e identificados se amplió a través de los años y en el siglo XIX surgió la necesidad de ordenarlos. Estos y otros descubrimientos realizados por innumerables científicos, sumados a las nuevas tecnologías, hoy permiten afirmar que, de alguna manera, las metas de los alquimistas se han alcanzado. Los químicos son capaces de sintetizar sustancias que benefician a la humanidad de múltiples formas.

Por ejemplo, se han obtenido casi 1.500 isótopos radiactivos artificiales, que se usan en medicina y en la industria.

El elixir que cura todas las enfermedades no se ha obtenido, pero sí se han sintetizado decenas de miles de productos para combatir y prevenir enfermedades y que han aumentado la expectativa y la calidad de vida del hombre.

Fuente Consultada:
QUIMICA I – Sistemas Materiales – Estructura de la Materia  – Mónica P. Alegría, Alejandro Bosack, Alejandra Dal Fávero y otros Editorial Santillana

 

 

 

El Sistema Solar Para Niños Planetas, Distancias y Características

EL SISTEMA SOLAR PARA NIÑOS: PLANETAS, MEDIDAS, DISTANCIAS Y CARACTERÍSTICAS

sistema solar para niños

Todos los días escuchamos noticias sobre viajes en al espacio, naves que estudian nuestro sistema solar y telescopios que flotan en el medio de «la nada», pero muy pocos tienen noción exacta de lo que eso significa.

Es para nosotros muy natural pensar que nuestro Sol es el centro, y que existe una fuerza de atracción sobre los nueve planetas que los mantiene girando alrededor del mismo desde hace millones de años.

Pero la totalidad de nuestro sistema solar, ocupa sólo una pequeña parte en la vastedad del espacio; es, en realidad, nada más que una mínima porción de las miles de millones de estrellas que forman lo que se denomina la Galaxia, un poderoso universo de estrellas, que parecen estar ordenadas en una espiral gigantesca.

Y, nuestro Sol, que no es de ninguna manera el cuerpo celeste más grande de ella, está situado junto con su cortejo de planetas, incluyendo nuestra propia Tierra, hacia fuera de la espiral, como la figura de abajo.

VISTA DE UNA GALAXIA CON MILLONES DE ESTRELLAS

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Su posición no es fija, pues todo el Sistema Solar también se mueve, de tal manera que si pudiéramos observar el Sol desde una nave espacial muy lejana, observaríamos un fenómeno muy interesante.

Como nuestra Tierra da una vuelta completa alrededor del Sol y el Sol mismo también está en movimiento, la Tierra sigue en realidad un camino en forma de espiral.

Al mismo tiempo, la Luna da vueltas alrededor de la Tierra, de manera que también se desplaza en forma de espiral alrededor de otra espiral.

Cuando hablamos de ir al espacio, estamos refiriéndonos, en realidad, al hecho de tratar de descubrir algo más sobre nuestro Sistema Solar. Ya se ha dicho suficientemente que éste no es más que un minúsculo fragmento del inconmensurable universo.

Tiene nueve planetas, aunque Plutón es tan pequeño que muchos astrónomos no lo tienen en cuenta como un planeta, incluyendo la Tierra; las respectivas medidas se muestran comparativamente en la animación superior (ver mas abajo, pasando tu mouse sobre cada planeta).

Para que tengas una idea de la distacia de Plutón al Sol, es como dar la vuelta al mundo unas 150.000 veces.Suponiendo que poseas una nave muy veloz y demores un un día para dar una vuelta, entonces para llegar a Plutón demorarás unos 150.000 dias que corresponde  a 410 años de viajes para pisar su suelo. Estas distancias, aún son cortas comparadas con la distancia a las «estrellas», como se denomina a los cuerpos celestes que están fuera de nuestro Sistema Solar.

Lo mas rápido que existe en el universo es la velocidad de una rayo de luz, y le corresponde una velocidad de 300.000 Km/seg., es decir que dá unas 8 vueltas al mundo en cada segundo. Con una nave tan rápida podríamos llegar a Plutón en medio día.

Los astrónomos usan esa velocidad para medir las distancias a los cuerpos celestes, a la unidda se la llama año luz, y representa la distancia que recorre un rayo de luz en un año, y esa distancia es igual a: 9460.000.000.000 Km.

Por ejemplo cuando decimos que la estrella Alfa Centauro, la mas cercana a nuestro planeta está a 4 años luz, significa que si enviamos una rayo de luz desde la Tierra demoraría 4 años en llegar, o si quiere te lo digo al reves, la luz que llega hoy desde esa estrella y observamos con nuestro telescopio salió de Alfa Centauro hace 4 años.

El Sol, nuestra estrella madre, está a 8 minutos-luz, es decir, que la luz que nos llega en este instantes salio del Sol hace 8 minutos.

IMAGEN DEL SISTEMA SOLAR

el sistema solar para niños

PLANETAS: Los planetas, incluyendo la Tierra, se mueven describiendo aproximadamente elipses; éstas son circunferencias levemente alargadas y, en lugar de tener un centro, tienen dos puntos llamados «focos»; el Sol está situado en un foco y no hay nada especial en el otro.

Los planetas no se mueven con velocidad fija; al aproximarse al Sol, apresuran su marcha y cuando se alejan, la aminoran.

Cuanto más lejos está un planeta del Sol, más grande es su trayectoria elíptica, más lentamente se mueve y más prolongado es su año, o sea el tiempo que tarda en dar una vuelta alrededor del Sol.

Estas leyes hacen imposible el cálculo muy anticipado de las posiciones y movimientos de los planetas.

Partiendo del Sol, el orden de su sistema planetario es el siguiente: Mercurio, Venus, Tierra, Marte, un anillo de planetas menores llamados planetoides o asteroides, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y Plutón.

Alrededor de todos ellos, excepto Mercurio, Venus y quizás Plutón, se mueven satélites o lunas. La mayoría de los cometas también pertenecen al Sistema Solar, giran alrededor del Sol, describiendo amplias elipses alargadas e interceptan el paso de los planetas. Sus movimientos y el de los satélites también se adaptan a las leyes de Kepler.

Una Imagen Grande del Gran Sistema Solar

Una animación con tecnología Flash, Puede No Verse en Celulares

DISTANCIAS EN EL UNIVERSO:
La Velocidad de la Luz, y el Año-Luz

Es imposible para la mente humana poder entender o imaginar lo enorme que resulta ser el universo, en donde cualquier unidad de medida utilizada diariamente como el kilómetro no alcanza para poder expresar en números las distancias.

Para salvar este inconveniente los astrónomos utilizan una medida conocida como año-luz, y que significa o es igual a la distancia que recorre la luz en un año.

La luz viaja a 300.000 Km/seg., para que tengas noción de cuánto es esa velocidad, podemos decir que dá la vuelta a nuestro planeta 8 veces en 1 segundo, mientras que a cualquier avión por más veloz que sea, demorá varias horas en dar solo una vuelta.

Para determinar cuánto vales un año-luz, se debe calclar cuántos segundo tiene un año y multiplicar ese tiempo por los 300.000 Km. que recorre la luz por segundo.

365 dias x 24 horas x 60 minutos x 60 segundo=31.536.000 segundos.

31.536.000 seg. por 300.000 Km. = 9.460.000.000.000 Km.

Un cohete a esa velocidad podría llegar a Plutón , el planeta mas lejano del sistema solar en solo 12 o 13 horas, pero a la humanidad llevó mas de 30 años alcanzar esos bordes del sistema, con las naves Voyager I y Voyager II.

UN DIARIO DE LA ÉPOCA:
LA NACIÓN – Domingo 23, agosto 1981
VOYAGER II, CERCA DE SATURNO

PASADENA, 22 (AP).- La nave espacial Voyager II comienza un crucero por las vecindades de Saturno, gigantesco mundo de arremolinadas nubes, rodeado por centellantes anillos, que gira acompañado de varias lunas.

El navío, que se desplaza a casi mil seiscientos millones de kilómetros de la Tierra, en un viaje que comenzó hace cuatro años, sigue la ruta prevista y «se comportaba muy bien», dijo Esker Davis, a cargo del proyecto, en una conferencia de prensa en el laboratorio que controla la misión.

«Esperamos obtener una visión muv clara de Saturno durante estos exDerimentos», confió el eminente científico Edward Stone. La nave espacial sigue la ruta de la aeronave gemela Voyager I, que en noviembre asombró a los científicos con sus fotos del planeta de los anillos.

El plan de vuelo del Voyager II fue ajustado a fin de obtener una imagen más cercana de los misterios del planeta, especialmente de su aparentemente indefinida colección de delgados anillos —dos de los cuales parecen estar entrelazados— que conforman la serie de los siete anillos mayores.

Cuando el Voyager II cruce los cielos de Saturno, el martes por la noche, se acercará al planeta 24 000 kilómetros más que su predecesor Voyager I.

El primer encuentro cercano con el planeta tuvo lugar hoy cuando las once cámaras y demás instrumentos de la nave examinaron a Japetus, la luna de dos tonos, a una distancia de casi 900 000 kilómetros.

La nave pasará cerca de otras cuatro lunas en su camino hacia el planeta, dejará atrás otras dos y pasará cerca de la novena luna, Febe, el 4 de setiembre.

Se cree que el planeta tiene por lo menos 17 lunas.

Después de pasar por Saturno, el Voyager II seguirá hacia el ansiado encuentro con Urano, en enero de 1986, y más tarde, en 1989, con Neptuno.

Algunas Distancias:

Distancia de la Tierra a la Luna: 384.000 km.

De la Tierra al Sol: 148,8 millones de Km.

Del Sol a la estrella más próxima, la Alfa Centauri: 4,2 años luz

Del Sol al centro de la Galaxia Vía Láctea: 25.000-30.000 años luz

Diámetro de la Galaxia Vía Láctea: 100.000 años luz

De las galaxias más cercanas a la Galaxia Vía Láctea:

De la Galaxia Vía Láctea a Maffei I (la galaxia más lejana del Grupo Local): 3,3 millones de años luz

Diámetro de Maffei: 100.000 años luz

Pequeña Nube de Magallanes: 196.000 años luz

Gran Nube de Magallanes: 210.000 años luz

Galaxias exteriores:

Galaxia Andrómeda: 2,2 millones de años luz

Galaxia Vórtice: 37 millones de años luz

Galaxia Carretel: 500 millones de años luz

Galaxias más lejanas identificadas: Más de 10.000 millones de años luz

Objetos más lejanos visibles (galaxias, quásares): 15.000 millones a 20.000 millones de años luz

Diámetro estimado del universo: 1,5 millardos de años luz

CURIOSIDADES DEL SISTEMA SOLAR:

Desde la Luna, la Tierra presenta una superficie 14 veces mayor que la de nuestro satélite en el cielo celeste.

el sistema solar para niños: planeta tierra

El planeta Neptuno gravita tan lejos del Sol que, desde el año en que fue descubierto (1846), aún no ha dado una vuelta completa en torno del mismo.

neptuno, para niños

Vista desde la Luna, la Tierra también presenta un ciclo de fases. Pero estas fases son exactamente contrarias a las que ofrece la Luna en el mismo instante al observador terrestre. Así, cuando aquí tenemos Luna nueva, en la Luna se tiene Tierra llena; al cuarto creciente de la Luna, corresponde el cuarto menguante de la Tierra, etc.

Febe. Éste es el nombre de Artemisa, como diosa de la Luna, en la mitología griega. También es el nombre del satélite más lejano de los que tiene Saturno.

Ganímedes, el tercer satélite de Júpiter, es, hasta ahora, el mayor de todos los satélites del sistema solar.

Gamínides satelite de jupiter

En la Luna, basta con dar unos pasos entre el suelo expuesto al Sol y uno a la sombra, para pasar de un terreno tórrido a uno gélido como el suelo siberiano.

Un planeta enigmático: la órbita del planeta Plutón penetra en el interior de la órbita de Neptuno.

Pluton

Dos planetas caprichosos: Venus y Urano. Ambos tienen rotación retrógrada; es decir, rotan en sentido opuesto a los demás planetas.

Los astrónomos calculan que hay dos millones de cometas en el sistema solar.

cometa en el sistema solar

Las rocas lunares traídas por los astronautas del «programa Apolo» son extremadamente ricas en titanio. Los terrícolas usamos el titanio para la construcción de aviones, cohetes y piezas de proyectiles, por ser un metal liviano, fuerte y resistente a la corrosión.

Alrededor de 24 000 000 de meteoritos penetran en el interior de nuestra atmósfera en un solo día. La mayor parte de ellos se consumen rápidamente por combustión. Los más brillantes desaparecen a una altura de 64 kilómetros. Únicamente unos cuantos centenares de ellos llegan a golpear la superficie terrestre.

El mayor meteorito encontrado sobre la Tierra fue el que cayó en Hoba West (África del Sudoeste); pesaba 60 toneladas.

gran meteorito

Una lluvia de estrellas, o lluvia meteórica, está compuesta por millares de meteoritos.

lluvia de meteoritos

LOS NOMBRES DE LOS PLANETAS EN LA MITOLOGÍA
Mercurio: Mercurio era el protector de pies alados de los mercaderes y viajeros, así como también el mensajero de Júpiter.

Venus: Venus, la diosa romana del amor, era proclive a ataques de furia y celos. Cierta vez hizo que las mujeres de una isla apestaran tanto que sus esposos las abandonaron.

Marte: Marte, el dios romano de la guerra y la agricultura, fue el progenitor de Rómulo y Remo, los míticos fundadores de Roma.

Júpiter: Júpiter era el pródigo rey romano de dioses y diosas. Parece tener sentido que el planeta más grande reciba su nombre.

Saturno: Saturno era un titán (los titanes precedieron a los dioses) destronado por Júpiter. Algunas veces se lo asociaba al submundo y, hacia fines de año, en su festival se invertía el orden social: los esclavos ordenaban a sus patrones y los súbditos eran servidos.

Urano: Urano era un dios antiguo, aun para los romanos. Se le asigna el aporte de la civilización y la cultura al mundo, y era un gran astrónomo.

Neptuno: El dios romano Neptuno gobernaba el mundo submarino, las profundidades de lagos, lagunas y estanques. Era famoso por secar los ríos cuando se enfurecía. Era uno de los dioses más poderosos y el que más hijos tuvo.

Plutón: También conocido como Hades, Plutón era el siniestro dios de la muerte y el submundo. El nombre Hades significaba «el invisible», y rara vez se pronunciaba en voz alta. Solían referirse a él como Plutón, o Pluto, que significaba el rico. Plutón parece el nombre adecuado para este amenazador y poco comprendido planeta.

¿Cómo comenzó el universo?
La idea más conocida sobre la creación del universo es la llamada teoría del big bang. Se basa en las ideas de muchos científicos, especialmente Edwin Hubble, un famoso astrónomo del siglo XX. La teoría del big bang alega que el universo fue creado por un surgimiento masivo de energía y materia hace unos 10 a 20 millardos de años. El big bang formó gases y partículas celestes… y todo lo que existe. Esta teoría también afirma que el universo continúa expandiéndose, que todos los cuerpos celestes -galaxias, estrellas y planetas, para nombrar sólo algunos- están constantemente alejándose unos de otros.

CÓMO INFLAR EL UNIVERSO: Hagamos la siguiente prueba para visualizar el universo como lo ven los astrónomos. Tomemos un globo desinflado y dibujémosle pequeñas estrellas con un marcador. Las estrellas representan las galaxias. Identifiquemos a alguna como la Vía Láctea, nuestra galaxia. Ahora, inflemos el globo. El globo que toma mayor tamaño es similar al universo en expansión. Podemos ver cómo las estrellas se separan, de una manera parecida a cómo se distancian las galaxias. El aire dentro del globo representa el pasado; la superficie del globo representa el presente y el aire alrededor del globo representa el futuro.

¿De qué están hechas las estrellas?
Las estrellas están hechas principalmente de hidrógeno y helio, junto con pequeñas cantidades de calcio, hierro y óxido de titanio. Las proporciones de estos elementos difieren de estrella en estrella. Los astrónomos pueden determinar los elementos que constituyen una estrella, y sus proporciones, estudiando las diferentes longitudes de onda de la radiación electromagnética de una estrella.

¿Cuánto brillo tienen las estrellas?
Existen tres formas de considerar el brillo de una estrella. Podemos hablar de la magnitud aparente de una estrella, o del brillo que parece tener al mirarla. Sabemos, no obstante, que las estrellas más cercanas a la Tierra parecen más brillantes que las que se encuentran alejadas, a pesar de que no sean en realidad más brillantes.

Bien, los astrónomos también hablan de la magnitud absoluta de las estrellas, o sea del brillo de una estrella si el observador se encontrara a 10 parsecs de distancia. La tercera manera de medir el brillo de una estrella se llama luminosidad. La luminosidad es una medida de la cantidad de energía que emite una estrella en comparación con nuestro Sol.

PARA LOS NILOS: APRENDER JUGANDO

EL BRILLO DE LAS ESTRELLAS: Las estrellas parecen más tenues o brillantes según su tamaño y distancia de la Tierra. Comprobemos el efecto de estos factores probando este experimento.

Equipo
linterna
un trozo de papel
un trozo de lámina de aluminio
1. Recortemos un agujero del tamaño de una pequeña moneda en la lámina de aluminio. Conservemos la lámina con el agujero para usarla más adelante.
2. Pongamos el papel sobre el piso de un cuarto oscuro.
3. Alumbremos con la linterna sobre el papel desde una distancia de unos 62 cm (2 pies). Observemos el brillo de la luz sobre el papel.
4. Alumbremos con la linterna sobre el mismo papel a una distancia de 31 cm (12 pulgadas). Observemos que el brillo es mayor. 5. Cubramos la linterna con la lámina de modo que la luz atraviese el agujero. Alumbremos el papel desde la altura de 31 cm (12 pulgadas). La luz será aún más brillante.
Hemos probado los efectos de la distancia y el tamaño en el brillo de la luz. Quizá podamos ahora comprender más claramente la razón por la cual los astrónomos usan dos medidas diferentes para registrar el brillo de una estrella: las magnitudes aparente y absoluta. La magnitud aparente es el brillo que parece tener una estrella vista desde la Tierra. La magnitud absoluta es el brillo de las estrellas si todas estuvieran a la misma distancia (10 parsecs) de la Tierra.

¿De qué está hecho el Sol?
Como otras estrellas, el Sol está compuesto principalmente de gases. Alrededor del 70 por ciento del gas es hidrógeno y el 25 por ciento es helio. Igual que las demás estrellas, el hidrógeno del Sol produce energía convirtiéndose en helio a través del proceso de fusión termonuclear. Vemos la energía del Sol en forma de luz solar y la sentimos como calor.
medio comparado con otra.

¿Qué tamaño tiene el Sol?
El Sol mide 1.392.000 kilómetros (865.000 millas) de diámetro. Necesitaríamos más de 1,3 millones de planetas del tamaño de la Tierra para llenar el Sol. En una balanza, el Sol pesaría casi 333.000 veces más que la Tierra; su masa es de 2 x 10 (potencia 27) toneladas.

¿El sol tiene diferentes capas, como la Tierra?
En el centro del Sol está su núcleo, donde el hidrógeno se transforma en helio, creando energía. Se calcula que el núcleo tiene unos 450.000 kilómetros (280.000 millas) de diámetro. La capa que le sigue al núcleo hacia afuera es la capa de radiación, de más de 278.000 kilómetros (167.000 millas) de espesor; luego la capa de convección, de alrededor de 200.000 kilómetros (125.000 millas) de profundidad; y luego la fotosfera, de 300-500 kilómetros (190 millas) de espesor, que es la que vemos como superficie del Sol. La atmosfera solar está formada por la cromosfera, cerca de la superficie y corona exterior.

¿Qué temperatura tiene el Sol?
La temperatura del núcleo puede registrar hasta 15 millones de °K (15 millones de °C/27 millones de °F), que es 1,5 veces más calor que el emitido en la explosión de una bomba nuclear. Si bien la superficie es mucho más fría ,apenas 5.800°K (6.000°C/10.000°F) es aun unas veinte veces más caliente que la temperatura a la que se quema el papel.

ATENCIÓN NIÑO: ¡NO SE DEBE MIRAR EL SOL DIRECTAMENTE!
Es tan tentador mirar el Sol durante un eclipse, especialmente cuando todo el mundo nos dice que no lo hagamos. El hecho es que hacerlo puede dañarnos los ojos. A continuación proponemos una manera alternativa para mirar un eclipse sin que se nos lastimen los ojos.
Equipo
una caja de cartón con tapa
un alfiler
tijeras
1. Pinchemos un agujero en la parte superior de la caja con el alfiler. Hagamos un agujero por donde mirar en uno de los extremos de la caja.
2. Salgamos al exterior. Levantemos la caja a la altura de nuestros ojos y movámosla hasta que el Sol entre directamente a través del agujero hecho con el alfiler. La imagen del Sol debería aparecer en la parte inferior de la caja.
3. Durante el eclipse, observemos la imagen del Sol mientras la Luna cruza por delante de la estrella.Veremos el eclipse en el momento en que se produce.

¿De dónde salió el satélite de la Tierra?
Existen muchas teorías acerca de cómo llegó a tener un satélite la Tierra. La más popular afirma que hubo un inmenso asteroide -quizás el mismo que se piensa que inclinó el eje de la Tierra- que chocó contra nuestro planeta y arrojó una masa de desechos que quedaron girando dispersos en forma de anillo alrededor del planeta. Con el tiempo, los desechos se aglutinaron formando la Luna. Al principio la Luna estaba mucho más cerca de la Tierra, pero gradualmente llegó a la órbita actual.

EL HOMBRE DE LA LUNA
Casi todos hemos visto al hombre de la Luna. Su rostro luminoso y benigno brilla sobre la Tierra aproximadamente en la época de la luna llena. Pero no está allí en la realidad. Esta demostración les mostrará lo que sucede.
Equipo
aproximadamente siete fichas de dominó, o cajas de fósforos, u objetos pequeños cualesquiera que se puedan parar sobre una mesa una linterna

  1. Pongamos las fichas de dominó sobre la mesa formando una cara: dos ojos, una nariz y una boca.
  2. Oscurezcamos el cuarto. Alumbremos las fichas con la linterna desde arriba y en dirección oblicua. Observa cómo las sombras sobre la mesa forman un rostro espectral.

La superficie de la Luna tiene montañas, abismos y cráteres, que arrojan sombras cuando les da la luz del Sol. Parecen dibujar una cara porque las personas tendemos a reconocer objetos familiares en las sombras comunes y corrientes, como cuando vemos barcos, monstruos y castillos mirando las nubes.

Ver una Imagen Grande Del Sistema Solar

El Origen del Planeta Tierra

Fuente Consultada:
El espacio asombroso Ann-Jeanette Campbell
Dimension 2007 Para 7° Grado Edit. Kapelusz

Primer Acoplamiento Espacial Historia del Programa Soyuz

PRIMER ACOPLAMIENTO ESPACIAL

HISTORIA DEL PROGRAMA SOYUZ-APOLLO-PRIMER ENCUENTRO ESPACIAL

En julio de 1975 se concretó un ambicioso proyecto conjunto entre los Estados Unidos y la Unión Soviética, consistente en el acoplamiento en órbita de una cosmonave Apolo con otra Soyuz. En esta misión se pusieron de manifiesto, en las técnicas utilizadas por ambas potencias para la conquista cósmica, diferencias que debieron en gran parte limarse con el objeto de hacer posible el éxito del programa.

Así, fue necesario emplear un módulo de anexión para que los tripulantes de una y otra cápsula pudieran aclimatarse lentamente a las diferencias de presión y de aire utilizado (oxígeno puro en la Apolo y oxígeno con nitrógeno en la Soyuz) y hasta ponerse de acuerdo acerca de la alimentación y los horarios de descanso.

mision soyuz apollo

Ambas naves acopladas

ANTES Y AHORA
La diferencia entre los vuelos orbitales iniciales y los actuales radica en que estos últimos cuestan mucho menos. ¿Por qué? Por la sencilla razón de que antes el cohete lanzador se usaba una soia vez y se perdía. Un cohete Saturno V, por ejemplo, que envió la nave Apolo a la Luna, costaba 300 millones de dólares y luego de terminar su combustible se perdía. Desde la construcción del «Space Shuttle» y otros naves similares se usa muchas veces un mismo equipo como un avión, lo que permite reducir notablemente los costos

Con «siete horas de diferencia partieron las cápsulas; de Baikonur, llevando a bordo a Alexei Leonov y Valeri Kubasov, y de Cabo Cañaveral, conduciendo a Thomas Stafford, Donald Slayton y Vanee Grand. Una vez en órbita hicieron las correcciones necesarias, descansaron y al día siguiente lograron sin dificultades el histórico acoplamiento.

En el aspecto político, significó el comienzo de una nueva era de cooperación; y en el técnico, un verdadero intercambio de conocimientos. Además, por primera vez desde el lanzamiento del primer Sputnik, la Unión Soviética abrió las puertas de su centro espacial de Baikonur no sólo a los científicos y cosmonautas sino también a los periodistas especializados de todo el mundo.

Se trata de un complejo levantado en medio de un desierto, que en nada se parece a la lujuriosa vegetación y los pantanos del Cabo Cañaveral, en Miami. Está situado cerca de la ribera este del Mar Caspio, en un sitio de difícil acceso y prácticamente sustraído a las posibilidades de espionaje desde la superficie o la atmósfera terrestres.

El desarrollo de la misión fue impecable y dejó las puertas abiertas a otro proyecto, ya en marcha, que se concretará cuando la astronáutica indique los nuevos rumbos a seguir.

Porque si bien esta misión significó la última de la serie Apolo, hay que esperar que Estados Unidos complete sus planes con el «transbordador espacial» (programa Shuttle) y que la Unión Soviética desarrolle los suyos con las series Soyuz o con las estaciones espaciales Salyut.

El descenso de la cápsula rusa se realizó tres días antes que el de la estadounidense, la que aprovechó ese tiempo en órbita para efectuar varios trabajos científicos. La Apolo regresó el 24 de julio de 1975 y a pesar de un inconveniente causado por el escape de gas letal que irritó los pulmones de los cosmonautas, el amerizaje en aguas del Pacífico se llevó a cabo con la precisión acostumbrada.

Para los Estados Unidos el programa Apolo-Soyuz representó la culminación de una larga serie de esfuerzos que se inició con las cápsulas Mercurio, de un solo tripulante; siguió con el proyecto Géminis, de dos ocupantes; y culminó con el plan Apolo, cápsula para tres astronautas.

A partir de aquí los programas ruso y norteamericano se bifurcaron; los soviéticos siguieron perfeccionado su navio Soyuz, acoplándolo con otras, cápsulas y dejándolo cada vez más tiempo en órbita: la NASA a su vez, tras un experimento de larga duración con el «Space Lab», desechó los vuelos clásicos e hizo un paréntesis para reiniciar la actividad en 1980 con el «Space Shuttle» o Trasbordador Orbital.

tripulantes de la mision soyuz apollo

Los cinco tripulantes del programa conjunto pasaron a bordo 44 alegres horas en las que se alternaron los idiomas —inglés y ruso— con una facilidad que sorprendió a los mismos directores del programa. Parecía como si fuera una misión conjunta más que realizaran los cinco hombres del espacio. Alternando algunas bromas de tono político con informaciones sobre la marcha del vuelo y hasta discusiones acerca de cuál comida envasada o deshidratada era la más sabrosa, si la rusa o la estadounidense, se cumplió una misión que tuvo más importancia para la distensión entre Moscú y Washington que para los cosmonautas, quienes ya habían ensayado incontables veces en tierra esta misión, a tai punto que la esposa de Leonov manifestó a los periodistas: «Parece que para ellos es más fácil volar que esperar en tierra».

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Fuente Consultada:
Enciclopedia Ciencia Joven Tomo II Edit. Cuántica

Pioneros de los Viajes Espaciales Inventores de Cohetes

Pioneros de los Viajes Espaciales  – Inventores de Cohetes

Antes de que los hermanos Montgolfier hicieran su primera ascensión, nadie se había elevado nunca más que unos pocos centímetros sobre la superficie terrestre. Un siglo y medio después, miles de aviadores volaban a varios kilómetros por sobre la tierra. Luego, una vez conquistado el aire, los hombres empezaron a soñar en viajar a través del espacio hacia otros mundos.

Al principio parecía que los viajes espaciales no serían, por mucho tiempo, más que un sueño, ya que los problemas que se debían vencer eran dificilísimos. Uno consistía en que todos los motores hasta entonces conocidos tenían que quemar necesariamente algún tipo de combustible, y es bien sabido que ninguno de éstos puede arder en el espacio vacío donde no hay oxígeno con qué combinarse. Otro era el de que todos los aparatos de vuelo inventados hasta ese momento necesitaban aire para volar.

Pero hay una antigua forma de vuelo que no necesita aire. Si desatamos el cuello de un globo de juguete inflado, éste siempre se desplazará en la dirección opuesta a la del aire que escapa de él. Esto, no ocurre porque el aire mencionado empuje el del exterior: es que el de adentro del globo presiona fuertemente contra el frente, por donde no puede salir, pero no contra la parte posterior, o cuello, por donde sí puede escapar. Esta diferencia de presión es la que impulsa al globo hacia el frente.

Tsiolkovsky, hijo de un inspector forestal de Riazán, tras iniciar sus estudios en Moscú, se recibió de profesor de matemáticas, siendo asignado a la escuela de Borovo en 1882. Ya para aquel entonces el científico había llegado a profundizar sus estudios en tal forma que tenía casi terminada la teoría que años después lo hiciera célebre.

Tsiolkovski se dedicó a divulgar sus atrevidas ideas a través de obras de ficción, artículos periodísticos, muchos de los cuales fueron recibidos con luirlas por parte del gran público y con despectivas opiniones  por parte de  sus colegas moscovitas y de otaos países. En Borovo diseñó un dirigible enteramente metálico impulsado a motor de explosión -nítido precursor del Zeppelín germano-, un avión sumamente similar al que luego elevara pollos aires a los hermanos Wright y comenzó a afrontar las dificultades que había que vencer para iniciar los viajes interplanetarios.

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

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

En 1898 anticipó también la idea de la alimentación de los cohetes por medio de la presión, deflectores de lanzamiento, la cabina estanca conteniendo oxígeno para el piloto y un dispositivo para la absorción de anhídrido carbónico. De 1911 a 1915 perfeccionó su cohete y propuso un sistema para que el cosmonauta se halle en la cabina en posición horizontal para resistir la aceleración -idea que fue redescubierta 20 años después por el alemán Diringshofen.

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

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

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

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

Goddard Cientifico

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

Tras perfeccionar un cohete con carga explosiva inventó en 1918 la célebre «bazooka»,arma que no se utilizaría hasta la segunda Guerra Mundial. Continuó luego sus experimentos y poco a poco comenzó a vislumbrar las posibilidades de construir un cohete impulsado por combustibles líquidos, y sin conocer las teorías de Tsiolkovski inició en 1920 sus primeros trabajos sobre el tema. Le llevó seis años concretar la idea, pero en 1926 logró algo fundamental en la historia de la astronáutica: el primer misil propulsado con carburante líquido.

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

Entre otros importantes avances debidos a la obra de Goddard podemos destacar los que significaron la bomba centrífuga de combustible; el cohete por etapas; las aletas desviadoras del chorro y la dirección giroscópica de loscohetes. Fue, además, el primero en lanzar un cuerpo a una velocidad mayor que la del sonido.

Alemania, creadora de las primeras bombas voladoras, las célebres V-1 y V-2, no surgió en la cohetería por obra de la casualidad. También allí existió un pionero: se llamó Hermán Oberth. Este,que trabajó casi exclusivamente en teoría, desarrolló las ideas del ruso en tal forma que llegó a proyectar íntegramente un cohete de 110 metros de altura, de características casi idénticas a las del Sarurno-5.

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

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

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

bomba V2 alemana

LA BOMBA V-2
Llevada a Estados Unidos por Von Braun y sus compañeros de Peenemunde, la bomba V-2 se convirtió en vital elemento para las naciones victoriosas de la segunda contienda mundial. En efecto, había llegado a producirse en serie y en número de 3.000, de las cuales solamente algunas decenas cayeron en manos de las tropas aliadas tras la «Operación Paperclip», la que estuvo destinada a llevar a EE.UU. la mayor cantidad de científicos germanos y los documentos secretos sobre esa destructora arma, antes de que cayeran en manos soviéticas.

Y entre esos documentos se hallaban los de dos cohetes aún en experimentación, cuya finalidad, en tiempo no muy lejano, era bombardear la ciudad de Nueva York, además de los proyectos de Eugen Sanger, sobre un bombardero estratosférico, predecesor del X-15 norteamericano. He aquí algunas de las principales características de la V-2: Fuerza de impulsión: 24.401 kg. Impulso específico: 206 segundos. Peso vacío: 4.676 kg. Peso con combustible ycarga: 12.884kg.Tiempo de combustión: 70 segundos. Longitud total: 21 m. Diámetro: 1,65 m. Ancho entre alerones: 3,57 m.

ALGO MAS…

Durante la segunda guerra mundial inventores alemanes e ingleses produjeron aviones que usan un método similar de propulsión. Werner von Braun tuvo parte activa en la producción del arma alemana V-1. De su motor grandes masas de gas escapaban en rápida sucesión de cortos estallidos. A cada estallido la presión era mayor hacia el frente del motor que hacia atrás, dando a la bomba V-1 un impulso hacia adelante.

Von Braum cientifico alemanMientras tanto, en Inglaterra, el capitán Whittle inventó el motor de chorro, en el que un chorro continuo de gas da un impulso ininterrumpido hacia adelante. Motores de este tipo podrían funcionar en el espacio si no necesitaran combinar el oxígeno del aire con su combustible.

Afortunadamente, había todavía otra antigua forma de vuelo que usaba combustible pero no necesitaba oxígeno del aire exterior. Era el cohete, usado por primera vez en la China hace centenares de años.

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

Cuando el combustible arde dentro de un cohete, la presión es mayor al frente, donde los gases no pueden escapar, que atrás, donde pueden hacerlo, del mismo modo que ocurría en el globo de juguete que tenía el cuello abierto. De este modo, el cohete da la solución a ambos problemas del vuelo espacial.

Durante la segunda guerra mundial, científicos alemanes, incluyendo a Werner von Braun, produjeron cohetes capaces de volar cientos de kilómetros, en los cuales el combustible líquido ardía con el oxígeno que se había comprimido y almacenado en forma líquida. Uno de ellos, el famoso V-2, está representado en la lámina (arriba, derecha, la figura más grande).

Sputnik satelite artificial rusoDesde entonces los vuelos de cohetes se han desarrollado enormemente, especialmente en Estados Unidos de América y en Rusia. Muchos cohetes modernos constan de tres partes, y cada una de ellas añade su propia tremenda velocidad a la ya aportada por su predecesora.

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

Tanto Rusia como los Estados Unidos han enviado luego muchos más, y hacia fines de 1960 más de 30 circulaban alrededor de la Tierra. Un cohete ya ha hecho impacto en la Luna. Otro ha dado la vuelta alrededor de ella, tomando fotografías del lado hasta entonces nunca visto. Todavía otro se ha transformado en un diminuto planeta que gira alrededor del Sol.

En abril de 1961 el astronauta ruso Yuri Gagarin surcó el espacio interplanetario dando un giro completo en 89 minutos alrededor de la Tierra, y en agosto del mismo año, otro cosmonauta ruso, Gherman Titov, dió 17 vueltas en torno a la Tierra en 25 horas 18 minutos. En febrero de 1962, el estadounidense John H. Glenn dio 3 vueltas alrededor de la Tierra en 4 horas 54 minutos.

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

El Descubrimiento del Planeta Neptuno La Influencia de Urano

HISTORIA DEL DESCUBRIMIENTO DE NEPTUNO Y PLUTÓN

Mucha sorpresa causó la revelación de Federico Guillermo Herschel cuando descubrió, en 1781, con la ayuda de un telescopio de fabricación casera, un nuevo planeta, nunca visto antes. Este famoso astrónomo tuvo siempre para sus observaciones, la colaboración de su hermana Carolina; la lámina del ángulo inferior izquierdo los muestra a ambos trabajando.

Herchell Guillermo astronomo

Urano, que así fue llamado este nuevo planeta, está tan alejado del Sol —a unos 2.991.200.000 km. con un año 84 veces más largo que el nuestro— que las manchas de su superficie no pueden ser apreciadas con claridad. Tiene algunos cinturones paralelos a su ecuador, de color grisáceo, y parece que está constituido en su mayor parte por el gas metano.

El diámetro de Urano es de 49.700 Km.; está levemente aplanado en los polos y su tiempo de rotación es de unas 10% horas. Contrariamente a otros planetas, cuyos ejes están algo inclinados con relación a las órbitas, los puntos de su eje están dispuestos casi en la misma dirección que su trayectoria, de manera que muchas veces avanza con un polo adelante. Otras veces, también, sus polos apuntan hacia la Tierra, de tal forma que podemos ver la totalidad de un hemisferio; algunas veces lo vemos de costado y entonces el aplanamiento del polo es bien evidente.

Seis años después de descubrir a Urano, Herschel vio dos de sus satélites, llamados Titania y Oberón. Más recientemente se han identificado otros tres, Ariel, Umbriel y Miranda. Cuando éstos dan la vuelta alrededor del ecuador de Urano, podemos observarlos en la totalidad de su curso; esto no es posible para ningún otro satélite.

También difieren de todos los demás satélites en que giran de este a oeste, en lugar de hacerlo de oeste a este. Sus distancias a Urano están comprendidas entre 129.000 y 586.500 km. Están muy alejados para ser medidos, pero tienen probablemente unos pocos cientos de kilómetros de diámetro.

El color azul verdoso de Urano se debe al gas metano presente en su atmósfera fría y clara. Lo que en la imagen parece ser el extremo derecho del planeta es en realidad el límite entre el día y la noche. Por la forma de girar el planeta, la noche y el día duran 42 años cada uno. Los científicos se formaron esta visión de Urano por las imágenes enviadas por el Voyager 2 en 1986, en un momento en el que la sonda estaba a 9,1 millones de kilómetros del planeta.

Apenas fue descubierto Urano, los matemáticos comenzaron a dibujar su órbita; pero pronto se dieron cuenta de que sus movimientos no concordaban con los cálculos. Pensaron entonces que debia haber otro planeta, aún más distante del Sol, que lo alejaba de su curso. De una manera totalmente independiente, dos jóvenes matemáticos, Le Verrier y Adams, se pusieron a la tarea de descubrir este planeta, no por medio del telescopio, sino por puro cálculo.

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

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

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

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

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

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

Finalmente, hallaron que pequeñas diferencias entre las trayectorias calculadas de Urano y Neptuno y sus actuales movimientos hacían posible esa suposición. Así, en 1905, Percivall Lowell, que era al mismo tiempo astrónomo y matemático, comenzó a probar, por medio de cálculos, la existencia del que llamó «planeta X». Triunfó en teoría, pero murió antes de que sus resultados pudieran ser confirmados.

No fue sino en 1930 cuando Clyde Tombough, del Observatorio de Flagstaff, en Arizona, anunció que había descubierto el «planeta X». Examinando fotografías del cielo, vio que lo que había parecido una pequeña estrella era realmente un planeta, que se movía lentamente entre los demás. Las copias de dos fotografías que llevaron al descubrimiento se muestran en el costado superior derecho de la ilustración; fueron tomadas con tres días de diferencia entre sí y se puede apreciar que la pequeña «estrella» señalada por las flechas de color está ubicada en distintos lugares.

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

Este planeta recientemente descubierto es llamado Plutón, nombre del antiguo dios del averno. La distancia media que lo separa del Sol es de alrededor de 5.920.000.000 de km. y tarda 249 años para recorrer toda su órbita. Tan alejado se halla Plutón, que desde su superficie, el Sol aparecería como una gran estrella, según se ve en la parte inferior de la ilustración; pero ese paisaje es imaginario, puesto que poco se conoce de este planeta y ni siquiera se sabe si tiene satélites o no. Su diámetro, según se cree, es de 4.900 km.

Ver: Sistema Solar Para Niños

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

 

 

 

 

Historia del Telescopio – Inventor y Primeras Observaciones Historia

HISTORIA DEL TELESCOPIO: SU INVENTOR Y LAS PRIMERAS OBSERVACIONES

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

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

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

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

De acuerdo con el punto de vista actual, los primeros telescopios eran extremadamente elementales aunque, de hecho, estimularon la construcción de otros y condujeron a que, un año después, Galileo, en Italia, elaborara lentes para su uso particular según un diseño propio.

En enero de 1610, el citado científico italiano había construido ya un aparato de 30 aumentos, gracias al cual obtuvo grandes éxitos en el estudio del firmamento, hecho que, a su vez, favoreció la difusión a nivel europeo del telescopio.

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

Hans Lippershey (1590-1619)

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

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

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

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

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

La astronomía óptica emplea, para captar la luz, dos tipos de instrumentos: el anteojo (o telescopio refractor) y el telescopio reflector, o telescopio propiamente dicho. Consisten básicamente en un tubo provisto en uno de sus extremos (el que apunta al cielo) de un objetivo y, en el otro (próximo al ojo del observador), de un ocular.

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

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

Las dimensiones del objetivo determinan las posibilidades máximas del instrumento: la energía, o luz, recogida está en función de su superficie colectora, mientras que de su diámetro depende su aptitud para separar dos fuentes luminosas angularmente próximas (poder separador), o distancia angular mínima entre dos puntos objeto que permita obtener imágenes separadas.

Los telescopios de Galileo tenían un campo de visión reducido, pero Kepler sugirió la forma de mejorarlos, la cual fue adoptada por Scheiner. Este los hizo de modo que proyectasen la imagen del Sol y así permitían estudiar su movimiento de rotación y las manchas solares.

UN POCO DE HISTORIA…
Los Descubrimientos de Galileo Galilei

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

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

Telescopio de Galileo

El mayor de los telescopios de Galileo aumentaba en treinta veces la imagen, pero era muy imperfecto. Desde entonces la astronomía recibió un extraordinario impulso de notables científicos vinculados al desarrollo de lentes y telescopios, que son la base de los modernos instrumentos de nuestros días.

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

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

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

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

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

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

Galileo Galilei

En el año 1609, el físico y astrónomo italiano Galileo Galilei recibió, según dice él mismo, noticias del extraordinario invento holandés. Como no se sabía nada de su construcción, Galileo se puso a meditar sobre el acerca de su construccn tema y tuvo la satisfacción de construir un primer anteojo que aumentaba en tres veces el tamaño de los objetos. Inmediatamente construyó anteojos con los cuales descubrió cráteres en la Luna, las fases de Venus, las manchas del Sol y los s liles de Júpiter. También especie de «orejas» que luego serían identificadas como los anillos que orbitan a Saturno.

En 1611, Galileo muy entusiasmado con sus logros, decide avanzar, y dar un paso importante, mostrando su telescopio en Roma a las mayores autoridades eclesiásticas. Fue muy bien recibido, atendido con una importante cena en su honor y escuchado.

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

Observaron a Júpiter con sus satélites. Más tarde desmanteló el telescopio para que todos pudieran ver las dos lentes que lo formaban. A este instrumento le habían dado el nombre en latín de perspicillum o instrumentum, pero se dice que el nombre de telescopio fue dado por un principe de la zona conocido como Cesi, quien creo el nuevo nobre de telescopio.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

El insulto era intencionado y se percibió. En 1632 se prohibía el libro. Al año siguiente Galileo fue procesado por la Inquisición.

Negó que creyera en el sistema copernicano, se derrumbó en todos los sentidos y se le ofreció firmar una confesión donde afirmaba: «El Santo Oficio me ha considerado vehementemente sospechoso de herejía; es decir, de haber sostenido y creído que el Sol es el centro del mundo e inmóvil, y que la Tierra no es el centro y se mueve». Se puso de rodillas, leyó el texto en voz alta y lo firmó.

La leyenda dice que entonces susurró: «Eppur si muove» («Sin embargo, se mueve»).

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

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

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

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

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

Durante este periodo, Galileo se quedó ciego, probablemente a consecuencia de mirar el Sol. Pero no todos los placeres le fueron negados; hasta su muerte en 1642 tocó el laúd, habilidad que había aprendido de su padre.

ALGO MAS SOBRE LOS TELESCOPIOS ASTRONÓMICOS

REFLECTORES Y REFRACTORES
5e pueden distinguir dos tipos principales de telescopios: refractores (o de lentes) y reflectores (o de espejos). Estos dos tipos combinados constituyen los instrumentos más recientes, como el telescopio de Maksutov.

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

El telescopio refractor suele ser más conocido; su principio es análogo al que se aplica en la construcción de catalejos, binoculares y anteojos de teatro. La luz procedente del objeto que se observa entra en el aparato a través de la lente objetivo.

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

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

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

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

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

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

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

Hoy día, los telescopios más grandes son invariablemente del tipo reflector. No parece aventurado afirmar que será muy difícil mejorar el refractor, con un objetivo de más de un metro de diámetro, del observatorio Yerkes, en Williams Bay, Wisconsin.

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

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

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

Estos problemas no se presentan en el caso del telescopio reflector. Para construir un espejo no es esencial la purezaóptica del vidrio, con tal de que la superficie que va a ser trabajada ópticamente reúna ciertas condiciones. La diferencia fundamental entre los dos sistemas es ésta: en un refractor la luz pasa a través de la lente, lo que exige una gran pureza óptica; en un reflector la luz se refleja en la superficie de un espejo, sin que resulte afectada por la calidad del vidrio.

corte de un telescopio refractor

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

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

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

Corte de un telescopio reflector

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

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

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

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

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

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

corte de un telescopio sistema cassagrain

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

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

Evolución de la Observacion del Espacio Historia

Evolución de la Observación del Espacio

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

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

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

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

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

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

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

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

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

1608: El óptico holandés Hans Lippershey inventa el telescopio.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

1970: Se lanza el primer satélite de rayos X.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

El Gran Telecsopio que será construído en Chile

Fuente Consultada:
El Universo Para Curiosos Nancy Hathaway

Los Telescopios Mas Importantes del Mundo Medidas y Ubicación

Los Telescopios Mas Importantes del Mundo
Medidas y Ubicación

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

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

Las radiaciones procedentes del espacio son, en verdad, las únicas fuentes de información de que disponen los astrónomos para bosquejar su esquema del universo. Dichas radiaciones nos llegan en tres formas distintas: luz, calor y ondas radioeléctricas. Observamos y medimos la luz y el calor con los telescopios ópticos, y las ondas radioeléctricas mediante los radiotelescopios.

Los dos principales telescopios ópticos son el telescopio refractor y el reflector. Ambos recogen la luz proveniente de objetos distantes y la concentran para formar una pequeña imagen. En los dos instrumentos la imagen es aumentada luego mediante un ocular.

Telescopio refractor:
El tipo de telescopio que nos es más familiar es el refractor, con una gran lente en su parte anterior. Esta lente frontal, llamada objetivo por encontrarse más cercana del objeto a observar, recoge la luz y la desvia o refracta hacia el foco. Este principio parece bastante sencillo, pero el llevarlo a la práctica no lo es tanto. La razón de ello estriba en que nadie ha diseñado aún una lente que desvíe todos los colores por igual. La luz violeta y la azul son más desviadas que la luz roja. Por lo tanto si utilizamos una sola lente como objetivo de un telescopio refractor, dicha lente lleva los rayos luminosos de los distintos colores a diferentes focos y vemos una imagen rebordeada por una coloración borrosa.

En los primeros años del telescopio, los astrónomos encontraron en este Icnómeno un gran inconveniente cuando intentaron efectuar observaciones y mediciones de precisión. Sin embargo, en 1733, un inglés, Chester Moor Hall, que se había dedicado al estudio óptico del ojo humano como pasatiempo, encontró la forma de eliminar dicho inconveniente y mejoró notablemente la calidad de la observación.

Ejemplo de funcionamiento de un telescopio refractor

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

Telescopio Reflector: Otra forma de resolver este problema de la colora ción de los bordes. Si concentramos la luz mediante un espejo cóncavo, en vez de utilizar un objetivo de cristal, podemos dar por resueltos todos los problemas que se plantean al emplear lentes.

El espejo cóncavo nos enviará todos los colores hacia el mismo foco, y aunque todavía debemos recurrir a un ocular construido con lentes, es posible diseñarlo de tal forma que no se produzca ningún efecto de coloración. En este aspecto, por lo menos, el telescopio reflector con su gran espejo cóncavo es preferible al telescopio refractor con sus grandes lentes.

Un telescopio refelctor internamente

En tiempos de Isaac Newton no había lentes acromáticas. Para soslayar el problema que representaba el contorno coloreado, construyó un telescopio que tenía un espejo cóncavo en lugar de una lente. El espejo cóncavo enfocaba la luz de una estrella y la dirigía hacia un espejo plano inclinado, el cual a su vez reflejaba la imagen de la estrella hacia un ocular situado al lado.

TABLA CON LOS PRINCIPALES TELESCOPIOS DEL MUNDO

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

Historia y Construcción del Gran Telescopio en Monte Palomar

ESTÁ EN CONTRUCCIÓN UN NUEVO Y GRAN TELESCOPIO EN CHILE

Comenzó a cosntruirse el telescopio mas grande del mundo, llamado el «telescopio de treinta metros», que se llama así por los 30 metros de diámetro que tiene su espejo principal, es el resultado de la colaboración entre universidades e instituciones de Estados Unidos, Canadá, China, India y Japón y cuenta con una inversión de 1.400 millones de dólares. En total, tendrá 100 metros de ancho y 492 espejos hexagonales que le darán una resolución diez veces mayor a la que actualmente ofrece el Hubble, de la NASA, lo que sin duda lo convertirá en una de las herramientas más poderosas para explorar el universo. Se espera esté listo para el año 2022.

Ampliación:
Principales telescopios en uso en el mundo

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

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

Observatorio de Yerkes

La montura para este telescopio fue construida en el año de 1890 por la compañía Warner and Swasey. Algunas experiencias recientes muy desagradables con las bajas temperaturas en las montañas hicieron que se tomara la decisión de colocar el observatorio a 129 kilómetros al noroeste de Chicago, en un lugar con una altura de tan sólo 75 metros sobre el nivel del mar.

El objetivo de este telescopio fue construido por Alvan Clark en 1985. Las lentes solas pesaban 225 kilogramos sin su montadura, a pesar de haberse construido con un grueso excepcionalmente pequeño, a fin de hacerlas tan ligeras como fuera posible. El 21 de mayo de 1897 hicieron la primera observación tres astrónomos, entre los que se encontraba Hale. Según palabras del mismo Hale, con este telescopio fue posible ver detalles lunares y planetarios que nunca antes habían sido observados.

Otro telescopio refractor históricamente muy importante, construido antes que el de Yerkes, es el del observatorio de Lick, construido también por Clark en 1888 y apoyado económicamente por James Lick, quien murió en 1879, antes de que fuera terminado el proyecto. El observatorio de Lick se instaló en el Monte Hamilton, en Santa Clara, California. Este telescopio tenía un objetivo de 90 centímetros de diámetro.

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

El telescopio reflector de 6 metros de abertura de la Academia de Ciencias de la URSS se comenzó a construir en el año de 1960. Después de muchos estudios para encontrar un buen lugar de observación, se instaló en el monte Semirodniki, a una altura de 2 070 metros al norte de la cordillera caucásica.

El trabajo en la construcción se inició en 1966 y comenzó a funcionar aproximadamente 10 años después. Este inmenso telescopio es hasta la fecha el mayor del mundo y quizá lo sea por mucho tiempo más, pues los problemas prácticos que tiene un telescopio de este tamaño son formidables. El espejo primario de este telescopio es de vidrio borosilicato (equivalente al Pyrex). La parte posterior del espejo es de forma convexa, a fin de que el espejo tenga un grueso aproximadamente constante y con ello minimizar las distorsiones térmicas.

La montura de este telescopio es de tipo altazimut, ya que una ecuatorial de estas dimensiones sería imposible de construir sin que tuviera muy serios problemas de flexiones mecánicas. La montura altazimut tiene menos problemas de flexiones, pero a cambio de ello la compensación por el movimiento diurno de las estrellas tiene que hacerse moviendo en forma alineal muy complicada los dos ejes, al mismo tiempo que se gira también el portaplacas fotográfico. Todo esto se hace simultáneamente con motores independientes, controlados por medio de una computadora.

El telescopio de 5 metros de abertura de monte Palomar fue el más grande del mundo durante casi tres décadas. Cuando se concibió la idea se pensó que era un gran proyecto que requería mucha planeación y esfuerzo.

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

Uno de los detalles técnicos más importantes era la selección del material para el espejo. Se sugirieron muchos materiales, pero finalmente se decidió utilizar cuarzo fundido, con vidrio Pyrex como alternativa. Varios fracasos en los intentos para fundir el bloque de cuarzo del diámetro requerido hizo que la selección final fuera Pyrex. El coeficiente de expansión del Pyrex es casi cinco veces mayor que el del cuarzo fundido, pero una tercera parte que el del vidrio común. Aumentando el contenido de cuarzo en el Pyrex se logró que el coeficiente de expansión fuera sólo tres veces superior al del cuarzo.

Se fundieron en la compañía Corning Glass, en el estado de Nueva York, dos bloques de Pyrex de 5 metros de diámetro, el primero de marzo de 1934, con la presencia de un gran número de observadores. El tanque donde se estaba fundiendo el vidrio se colocó dentro de un gran horno.

Las 65 toneladas de vidrio se vaciaron durante 15 días en forma continua. Después, tomó otros 16 días llegar a la temperatura de fusión de 1 575 °C. Luego se comenzó a pasar el vidrio fundido del tanque al molde final en crisoles de 300 kilogramos a la vez. El enfriado hasta 800 °C se hizo en cuatro semanas, 10 veces más rápido de lo previsto.
Al examinar la pieza final se detectaron tensiones y pequeñas fracturas internas, por lo que se intentó fundir un segundo bloque. Se pensó que el enfriado debía hacerse en 10 meses.

Cuando ya habían transcurrido siete meses se desbordó el río Chemung, pero se logró con gran esfuerzo que el agua no llegara al horno. Un mes después hubo un gran temblor, que por fortuna no causó ningún daño.
Finalmente, en 1935 se trasladó en un tren especialmente acondicionado el gran bloque de vidrio, de Corning, Nueva York a Pasadena, Cal., adonde llegó en perfectas condiciones.

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

El proceso de generar la curvatura deseada significaba profundizar en el centro casi 10 centímetros, desbastando casi cinco toneladas de vidrio. El segundo paso fue afinar la superficie hasta darle forma esférica, por medio de un proceso de esmerilado con granos de esmeril cada vez más finos.

Después, antes de pulir, se emplearon tres meses en lograr una buena limpieza sin granos de esmeril, tanto del espejo como de la máquina. En el proceso final de pulido y parabolizado se utilizaron 31 toneladas de abrasivos y casi 10 años. Se consideró listo para ser probado en noviembre de 1947.

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

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

Uno de los espejos era de Cervit y el otro de cuarzo fundido, ambos materiales con un coeficiente de expansión térmica despreciable. La inaguración del observatorio de Kitt Peak fue en junio de 1963.

Los principales telescopios refractores


Diámetro en m.
Constructor
Inició operaciones
Nombre oficial
Observatorio

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

Los principales telescopios reflectores


Diámetro en m.
Constructor
Inició operación
Nombre oficial
Observatorio

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

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

Principales Cráteres en el Planeta Por Impactos de Meteoritos

Principales Cráteres en el Planeta Por Impactos de Meteoritos

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Mapa de los Principales Crateres

Principales cráteres de impacto en la superficie terrestre:

crater terrestre

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

crater terrestre

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

crater mexico

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Los Movimientos del Planeta Tierra Características 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

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.

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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.

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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.

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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.

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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.

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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

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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.

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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

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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.

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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-

Biografía de Valentina Teréshkova Primera Mujer en Viajar Al Espacio

Resumen Biografía Valentina Teréshkova
Primera Mujer en Viajar Al Espacio

Hija de campesinos y más tarde humilde trabajadora de un complejo textil de la ciudad rusa de Yaroslavl, Valentina Teréshkova estaba sin embargo señalada para otros destinos. Su afición por el paracaidismo fue el paso inicial en su camino hacia el cosmos, porque el 16 de junio de 1962 se convirtió en la primera mujer que viajara en el espacio exterior, concretando una hazaña que le valió el reconocimiento mundial como una pionera de la era espacial.

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

Corría el año 1937 y los felices padres no podían suponer que la pequeña Válechka llegaría a ser la primera mujer que paseara por el cosmos. En realidad, jamás les había pasado por la cabeza la posibilidad de que alguien llegara a hacerlo. Los problemas de los Teréshkov estaban bien ligados a la Tierra, y su principal preocupación por entonces era realizar lo mejor posible la pequeña parte que les correspondía en el cumplimiento del ambicioso tercer plan quinquenal del gobierno soviético.

Vladimir era un hombre alegre, trabajador y expansivo, y para él pocos ingenios podían superar a esa moderna y productiva máquina de la que estaba tan orgulloso: el sufrido tractor que manejaba en el koljós. Cuatro años más tarde, Hitler había de invadir la Unión Soviética y Vladimir Teréshkov moriría en el frente de batalla. Valentina casi no lo recuerda, pero ella y sus hermanos tuvieron en la madre a una mujer abnegada que hizo cuanto pudo por sus tres hijos.

En el año 1945 los Teréshkov se mudaron a Yaroslavl y se instalaron en casa de unos parientes. Elena comenzó a trabajar en una fábrica de tejidos mientras las dos hijas, Ludmila (la mayor) y Valentina, asistían a la escuela, y el menor, Vladimir, a un jardín de infantes. Cuando Valentina terminó el séptimo grado, decidió que comenzaría a trabajar y seguiría estudiando por la noche. Entró como obrera en una fábrica de neumáticos y más tarde se incorporó al gran complejo textil de Yaroslavl.

En esos años tenía dos pasiones: el esquí y la lectura. Cuando no se deslizaba sobre la nieve, eran las discusiones en el bosque alrededor de una fogata, en el otoño, o excursiones veraniegas a las playas del Volga, siempre acompañada fielmente por los libros. Al terminar el décimo grado, comenzó a estudiar por correspondencia en una escuela técnica.

Por esa época se fue aficionando a otro deporte que sería el primer paso en su rápido camino al espacio cósmico. En un principio, todo se limitó a escapadas furtivas, a primera hora de la mañana, hasta la puerta de calle. Un avión sobrevolaba regularmente su casa y de él se arrojaban paracaidistas. «¡Esos sí que son valientes!», comentaba luego a su madre y a su hermana, al dirigirse a la fábrica. Pronto comenzó a saltar en paracaídas.

Cuando el 12 de abril de 1961 Yuri Gagarin fue el primer hombre en recorrer el espacio extra-terrestre, Valentina integraba la Liga Juvenil Comunista y seguía trabajando en la fábrica. Todavía no se habían apagado en Yaroslavl los ecos del júbilo despertado por la hazaña del primer astronauta, cuando una persona llegada de Moscú conversó largo rato con Valentina y otras integrantes del club de paracaidismo que habían solicitado ingresar en la Escuela de Cosmonáutica. Poco después Valentina partía para la capital.

Allí inició una etapa de intensos estudios y entrenamientos hasta que en mayo de 1962 fue incorporada al equipo de cosmonautas. El propio coronel Gagarin, comandante del Destacamento de Astronautas, fue uno de sus maestros. Valentina debió aprobar cursos teóricos sobre técnica coheteril y pilotaje de cápsulas espaciales, además de someterse a arduas pruebas en la pista rodante, el rotor, la centrífuga, la cámara sorda y otras. Finalmente, le tocó a Valentina destruir el mito de que los cosmonautas debían ser seleccionados entre los pilotos de pruebas militares.

Sin embargo, no todos fueron estudios, entrenamiento y trabajo. Valentina dedicó todo el año 1962 a prepararse para el vuelo, pero los domingos iba a Moscú, donde frecuentaba el teatro Bolshói y las salas de concierto. Pronto se hizo admiradora de Chaikovsky y Beethoven, al tiempo que el prestigioso pianista soviético Emil Guílels y el talentoso joven norteamericano Van Cliburn pasaron a ser sus intérpretes preferidos.

VALENTINA SE CONVIERTE EN «GAVIOTA»

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

En un estrado se encuentran los integrantes de la comisión oficial encargada de decidir los lanzamientos. El presidente de la comisión llama a Valentina y le dice ¡»Ciudadana Teréshkova, ha sido usted designada para comandar la nave espacial Vostok VI. La fecha de partida está fijada para mañana, domingo 16 de junio de 1963″. Valentina, visiblemente emocionada pero con la calma propia de todo astronauta, agradece la designación, que considera un honor, y declara sentirse feliz y orgullosa. La sala estalla en aplausos. Valeri Bikovski, el astronauta que más órbitas (81) realizó sin acompañante, ya se encontraba en el espacio desde el 14 de junio tripulando la nave espacial Vostok V, y esperaba el lanzamiento de su colega, que conmocionaría al mundo.

Aquel domingo Valentina se levantó con el sol. Su gorro blanco lucía a la izquierda una paloma bordada sobre un fondo dorado de rayos solares. «Estoy lista para el vuelo», anuncia a los jefes de la operación. Le regalan flores: nunca antes un hombre había obsequiado flores a una mujer que partía a las estrellas. La joven astronauta ya está en la cabina, donde escucha la voz familiar de Gagarin: «Cinco minutos para preparativos». Y Valentina informa: «Ajusté mi casco, me puse los guantes».

A las 11.30, hora de Moscú, se inicia la fase final, la cuenta regresiva. La intrépida cosmonauta tiene ante sí una carpeta con tapas blancas y unas iniciales en grandes caracteres cirílicos: CCCP (es decir, SSSR, iniciales del nombre en ruso de la Unión de Repúblicas Socialistas Soviéticas); es su libro de navegación. Solo falta esperar que termine la cuenta regresiva. Valentina observa cómo la aguja del segundero recorre una, otra y otra vez la esfera del cronómetro. «Comenzar el despegue -ordena el puesto de mando-. ¡Despegue!»

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

-Aquí Amanecer. ¿Me oye, Gaviota? Su vuelo se desarrolla normalmente, los cohetes funcionan a la perfección.
-Aquí Gaviota, aquí Gaviota. Estoy bien, me siento muy bien. Soporto la aceleración normalmente.

E sel primer diálogo entre una mujer lanzada al espacio y un hombre. Cuando Valentina fue a reunirse con él, Bikovski estaba en su 32a vuelta alrededor de la Tierra. Se comunicaron por radio en seguida pero la emoción les hacía olvidar sus nombres de código: «Valerik -dijo Teréshkúva-, voy a cantar, para que no te aburras, nuestra canción preferida: la de los cosmonautas.»

TRES DÍAS Y DOS MILLONES DE KILÓMETROS

El vuelo de la Vostok VI estaba planeado inicialmente para durar 24 horas. Poco antes de ese plazo se consultó con.Teréshkova sobre su estado físico. Al responder la astronauta que se encontraba perfectamente bien, la experiencia se prolongó dos días más. El miércoles 19 de junio a las 11 de la mañana «Amanecer» habló con «Gaviota»: «Válechka, pronto iniciarás tu descenso. Ya te adjudicaste una serie de triunfos y tu padre estaría orgulloso de ti si viviera». No hubo respuesta: Valentina quizás lloraba.

Aterrizó a las 11.20. La ciudad de Kamen del Obi, en Siberia occidental, se insinuaba al norte. Valentina Teréshkova había recorrido dos millones de kilómetros (más de cinco veces la distancia que separa la Tierra de la Luna), en 70 horas y 50 minutos, a una velocidad media de 28 mil kilómetros por hora, durante sus 48 vueltas alrededor de la Tierra.

Después vinieron los agasajos en la Plaza Roja de Moscú y en muchas Otras capitales del mundo, y su casamiento, en el otoño de 1963, con un compañero de trabajo, el astronauta Andrián Nikoláiev, que había tripulado durante 94 horas y 35 minutos la Vostok III en agosto de 1962. Al año siguiente nació su hija Elena, en las cercanías de Moscú.

Además de haber sido la primera astronauta del mundo, Valentina Teréshkova es diputada al Soviet Supremo de la URSS y presidenta del Comité de Mujeres Soviéticas. La primera mujer que vio la Tierra desde el espacio cósmico expresó así su emoción: «Me siento muy feliz. Veo el horizonte. Un celeste pálido con estrías azules. Es la Tierra. ¡Cuan bella es!»

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

El Transbordador Espacial

El Transbordador Espacial

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

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

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

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

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

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

Ver el Trasbordador Discovery Por Dentro

Dimensiones del Sistema Solar Tamaños Medidas Escala de los Planetas

Dimensiones del Sistema Solar
Distancias y Medidas Escala de los Planetas

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

Dimensiones del Sistema Solar Tamaños Medidas Escala de los Planetas

Algunos de estos astros pueden observarse a simple vista en el cielo nocturno errando entre las estrellas. Dichos astros, denominados planetas (de la palabra griega que significa «errante«), giran alrededor del Sol a diferentes velocidades y distancias. Algunos son bastante parecidos a la Tierra, y están constituidos fundamentalmente por rocas y metales, mientras que otros, por el contrario, contienen posiblemente una elevada proporción de hidrógeno y helio.

Ninguno de ellos puede producir calor y luz por medio de reacciones atómicas, como las estrellas, y sólo son visibles porque reflejan la luz solar.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Al girar alrededor del Sol, casi todos los grandes planetas son centro de pequeños sistemas de satélites naturales. Aunque parece ser que Mercurio, Venus y Plutón carecen de «lunas» -y la Tierra tiene sólo una-, los restantes planetas poseen un buen número de ellas.

Marte tiene dos pequeños satélites de unos 7,5 y 15 Km. de diámetro, que recorren sus órbitas en unas 30 y y1/2 horas, respectivamente. Júpiter posee 12, cuatro de los cuales son de tamaño parecido al de nuestra propia I ,una y los ocho restantes mucho menores. Tres de estos últimos muestran un diámetro de sólo 20 km. Saturno tiene 9 satélites, siendo todos ellos, excepto uno, de tamaño muy inferior al de la Luna.

trayectoria de un cometa

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

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

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

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

La Mayor Hazaña Espacial de la Historia La Gran proeza de la NASA

La Mayor Hazaña Espacial de la Historia

LA EXPLORACIÓN ESPACIAL:
EL HOMBRE LLEGA A LA LUNA:
Eran las 9.32 de la mañana, hora del meridiano de 75°, el 16 de julio de 1969, cuando 3 astronautas, Neil Armstrong, Midiael Collins y Edwin Aldrin se elevaron del Complejo de Lanzamiento 39 en la Apolo II. Impulsada por un cohete, el Saturno V, que tenía una altura de 100 m., iba camino a la Luna, donde el hombre pondría su pie por primera vez.

Después que se detuvieron temporalmente a 115 millas sobre la Tierra para controlar los instrumentos, la nave se puso nuevamente ni movimiento, viajando a una velocidad de 39.000 Km./h. Al cumplir H horas de vuelo, los astronautas comenzaron a transmitir al mundo un programa especial para televisión en color sobre lo que estaban haciendo. Más de 500 millones de personas lo presenciaron. Los tres dijeron que estaban impresionados por la visión de la Tierra que retrocedía y Aldrin agregó: «La visión es de fuera de este mundo».

Cuando se acercaron a la superficie de la Luna, el sistema de propulsión se incendió y el aparato disminuyó la velocidad de la nave de 10.000 a 6.000 Km./h  y la puso en una órbita elíptica alrededor de la Luna. Eran las 1:22 P.M., hora del meridiano, el 19 de julio. Habían viajado 390.000 Km. en poco más de 3 días.

Dieron 2 vueltas alrededor del satélite, luego reencendieron el sistema de propulsión para poner a la nave en una órbita aproximadamente circular entre 100 y 120  Km.sobre la superficie. Armstrong dijo: «Se la ve como en los dibujos animados, pero existe la misma diferencia que cuando se ve un partido directamente o por televisión. No existe nada comparable al estar aquí».

Mientras la Apolo estaba sobre la otra cara de la Luna, desprendieron el Eagle, el módulo lunar, desde el Columbea, el módulo de comando. Armstrong y Aldrin, que caminarían en la Luna mientras Collins pilotaría el Columbia, gatearon a través del túnel estrecho entre los dos módulos y abrieron las compuertas conectivas para entrar en el Eagle

Cuando volvieron a la cara conocida de la Luna, los expertos de la NASA en Houston les preguntaron por radio: «¿Cómo anda?».

«Eagle tiene alas», contestó Armstrong. El módulo lunar se había liberado del Columbia.

El Eagle comenzó una órbita extremadamente elíptica, volando alrededor de la Luna a casi 15.000 m. sobre la superficie. Desde allí comenzó a bajar aceleradamente hasta que estuvo a casi 2300 m. de la superficie y 8000 alejado del punto de aterrizaje planeado, en el Mar de la Tranquilidad al noroeste del cráter Moltke.

Casi a los 500 pies, Armstrong y Aldrin observaron hacia abajo para elegir el mejor lugar donde detenerse. Poco después los dos tomaron la dirección de los controles, poniendo al Eagle en semiautomático. Luego, una alarma programada mostró que el tablero de computación estaba sobrecargado; entonces los astronautas, con la ayuda de Houston, bajaron el aparato por medio de instrumentos y guías visuales. Fue un momento cargado de tensión. El Eagle fue dirigido hacia un cráter rocoso, un lugar poco favorable para aterrizar.

Armstrong mantuvo funcionando los motores durante otros 70 segundos, con el fin de alcanzar otro sitio de aterrizaje casi a 4 millas más lejos. Aldrin, en los últimos momentos, dijo: «Adelante, adelante, bien. Cuarenta pies. Estamos levantando algo de polvo…, desviando hacia la derecha… Luz de contacto. OK. ¡Pare motor!».

Habían aterrizado. Armstrong miró hacia abajo para ver, dijo después, un trozo de luna polvorienta que era soplada por el escape del cohete. Detuvo el motor y transmitió: «Tranquilidad al asentarnos. El Eagle ha alunizado».

Parecía calmo. Sin embargo su corazón estaba latiendo a 156 latidos por minuto, el doble del promedio habitual. Eran las 4:17, hora del meridiano, el 20 de julio de 1969.

Se suponía que los dos pasarían 8 horas inspeccionando el módulo, comiendo y descansando pero estaban ansiosos por abandonar la nave y explorar la Luna; ciertamente muy excitados para descansar.
Por lo tanto, Houston acordó que podían saltar el período de descanso.

Les llevó 3 horas ponerse el traje, incluyendo el embarazoso equipo de supervivencia. Pasaron 6 horas y media antes de sacar la presión de la cabina y estar preparados para abrir la compuerta.

Armstrong bajó lentamente los 9 escalones de la escalerilla. Cuando alcanzó el segundo, dejó caer una cámara de televisión. En las pantallas de toda la Tierra apareció la imagen de su pie calzado con una pesada bota. Luego tocó la superficie. Eran las 10:56:20 de la noche. Se detuvo para decir sus ahora famosas palabras: «Éste es un pequeño paso para un hombre, pero un salto gigante para la humanidad».

Comenzó a describir la materia sobre la que estaba caminando:
«Esta superficie parece estar compuesta por unas muy, muy finas partículas, como un polvo… Puedo patearlas fácilmente con la punta del pie. Es como polvo de carbón. Puedo ver las huellas de mis botas impresas en las pequeñas, finas partículas… No hay ningún problema en caminar por todos lados».

Aldrin, que había quedado en la cápsula, preguntó si tenía permiso para salir. «Quiero moverme hacia atrás e ir cerrando las compuertas en mi camino hacia afuera», dijo.

«Buena idea», contestó Armstrong.

«Éste será nuestro hogar por el próximo par de horas —agregó Aldrin—. Queremos cuidar de él.»

Los dos saltaron como canguros, encontrándolo más fácil de ejecutar de lo que habían predicho los expertos.
Armstrong mostró a los espectadores la placa que puso en el lugar del aterrizaje: «Aquí los hombres del planeta Tierra pusieron por primera vez su pie sobre la Luna en julio de 1969. A. D. Venimos con fines de paz para toda la humanidad». Estaba firmada por los astronautas y por el presidente Richard Nixon. Pusieron también una bandera norteamericana de metal, que nunca ondeará en la Luna, donde no hay viento.

Durante las dos horas y media siguientes, Armstrong y Aldrin inspeccionaron si el Eagle tenía alguna avería debido al aterrizaje; estudiaron las depresiones dejadas por sus patas; corrieron, caminaron y recogieron datos.

Armstrong arrancó casi 50 libras de muestras rocosas y tierra que pusieron en un primer momento en valijas herméticas y luego en cajas de aluminio. Más tarde un funcionario de la NASA dijo que «éstas tenían más valor que todo el oro de Fort Knox». Las rocas eran asombrosamente viejas, algunas más antiguas que cualquiera encontrada en la Tierra.

Los hombres establecieron tres sistemas instrumentales: un detector de la composición del viento solar, un detector sísmico y un reflector Láser.

Armstrong trató de obtener algunas muestras más profundas de materiales del subsuelo, pero tuvo dificultades: «Pude obtener la primera muestra profunda en las primeras 5 cm. sin mucho problema y luego martilleé tan fuerte como pude. Para la segunda necesité poner las dos manos sobre el martillo y costó unas buenas y hermosas abolladuras en el extremo superior del formón. Y no pude seguir más. Pienso que la profundidad total debe haber sido de 8 o 9 pulgadas».«Pero, aun allí, la herramienta… no parecía querer mantenerse derecha, y cavó una especie de agujero pero no penetró en el sentido justo para que lo soportara… si aquello tenía algún sentido, para mí realmente no lo tenía.»

Hablaron de los cráteres, de las huellas que sólo alcanzaban 3 mm. de profundidad y las esférulas de vidrios pequeñitos en el suelo que lo hacían resbaladizo.

Después de dos horas y media retornaron al módulo. La visita a la Luna había concluido. Detrás de ellos dejaron «chatarras» —cámaras, equipos, herramientas y algunas huellas que probablemente permanecerán por siempre en ese suelo sin viento.

Había sido una extraña aventura, descrita casi prosaicamente por dos hombres atemorizados: el triunfo de la tecnología y el cumplimiento de un sueño que era tan viejo como la humanidad.

Eclipses de Sol y de Luna Causas del Fenomeno

Eclipses de Sol y de Luna ¿Cual es causa?

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Eclipse de Luna

Seis Eclipses Notables o Históricos:

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

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

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

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

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

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

Hay unos cuantos eclipses memorables por razones científicas:

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

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

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

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

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

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

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

PARA SABER MAS…
EL SAROS

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

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

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

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

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

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

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

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

Biografia de William Herschel Astronomo que Observo Saturno

Biografia de William Herschel
Gran Astronomo Alemán – Observó Saturno

INTRODUCCIÓN: William Herschel nació en Hannover en 1738. Alentado por su padre, emprendió en su juventud la carrera de músico. Se trasladó a Inglaterra después de la guerra de los Siete Años y prosiguió allí su carrera musical, convirtiéndose en compositor y organista y viajando por todo el país.

En 1766 obtuvo el puesto de de organista en fa nueva capilla octogonal de Bath. de !a que al caí» de unos años paso a ser director de conciertos públicos. Pese a su vocación por la música. Herschel recibió de su padre una educación completa, que incluía también nociones fundamentales de astronomía y matemáticas.

William Herschel Herschel vivió en una época en que el interés por la astronomía era muy grande.

Todavía quedaba mucho por aprender  de nuestro inmenso universo posición y el comportamiento de sus les estrellas, planetas, etc.), y muchos astrónomos estaban atareados recogiendo información. aquella época existían varios diseños magníficos de telescopios, todos buenos en pero el problema consistía en llevarlos la práctica.

No era fácil construir buen telescopio con las herramientas y técnicas rudimentarias disponibles.

El nombre de William Herschel ha ocupado un lugar en la historia, como el del hombre que construir los mejores telescopios de época, y mediante su empleo trazar representaciones de grandes zonas del cielo catálogos estelares).

Para Herschel la astronomía era un pasatiempo.

El interés que le inspiraba fue creciendo en él, transformándose en una obsesión, y al final dominé su vida por completo. o se había educado para la ciencia, sino la música; contrataba artistas para dar ciertos, y componía música lírica y sinfónica.

En  1773, a la edad de 35 años, cuando, durante las vacaciones de verano sus discípulos se habían marchado a sus casas, Herschel hizo preparativos para observar el cielo. Compró un conjunto de lentes para construir un telescopio de refracción.

Pero es necesario que el telescopio de refracción sea muy largo para que amplíe adecuadamente las imágenes, por lo que Herschel pensó que con un telescopio de reflexión, más corto, lograría hacer eficazmente las exploraciones astronómicas.

Los espejos de vidrio se inventaron después, y los que existían entonces se fabricaban puliendo laboriosamente, a mano, la superficie de un metal duro. Por esta causa, los pocos espejos que se encontraban en el mercado eran demasiado caros para él, razón por la que compró algunos aparatos para fabricar espejos y empezó a hacer el que necesitaba.

Los resultados fueron tan alentadores que siguió haciendo telescopios cada vez más grandes y mejores, empleando espejos como objetivos. Para desesperación de su hermana, la casa comenzó a transformarse en un taller.

Instaló un torno en el dormitorio y convirtió la sala en taller de carpintería.

Cumplidos los treinta años, su pasión juvenil por la astronomía pasó a ser algo más que una afición. Herschel empezó a dedicar cada vez más tiempo a esta ciencia. Después de un período inicial en el que montaba telescopios con partes usadas, pues no podía permitirse comprar un telescopio grande, decidió construir uno. Muy pronto, su casa de Bath, que compartía con su hermano Alexander y su hermana Carolina, se transformó en un laboratorio habilitado para la construcción de las partes mecánicas, y sobre todo las ópticas, de telescopios reflectores.

Varias veces cambiaron los Herschel de domicilio, buscando más espacio para sus telescopios y superficies de terreno que les proporcionaran más comodidad para sus instrumentos.

Durante nueve años, Herschel mantuvo el esfuerzo necesario para ser músico de día y astrónomo de noche, y durante ese tiempo se dedicó a observar las estrellas, aprovechando todas las horas de buena visibilidad.

Cuando las condiciones atmosféricas no eran adecuadas, se ocupaba en fabricar espejos, sentado, hora tras hora, mientras frotaba un abrasivo sobre la superficie de los espejas metálicos.

Con el mejor de los telescopios que había construido, emprendió una tarea titánica, un mapa completo de la distribución de las estrellas en el cielo. Durante una de sus innumerables observaciones nocturnas, Herschel descubrió el séptimo planeta del sistema solar, Urano.

En 1782 el rey Jorge III lo nombró astrónomo real, después de comprobar que su telescopio era muy superior a los del Real Observatorio. Aquel nombramiento significó para Herschel el abandono definitivo de la música. Dedicó muchas horas a estudiar atentamente la inmensidad del firmamento, sometiendo las zonas seleccionadas a un examen intenso.

A menudo observó 400 estrellas en una sola noche. Un obrero movía su telescopio arriba y abajo, y Herschel dictaba los resultados de sus observaciones a su hermana Carolina. Como resultado de contar innumerables veces las estrellas, llegó a la conclusión de que el sistema sideral era plano como una piedra de afilar.

En su tiempo libre continuó construyendo telescopios e hizo un instrumento gigante, de 11 metros de longitud, con el que observó por vez primera el séptimo satélite de Saturno. Descubrió dos satélites de Urano y dos de Saturno. (imagen arriba)

Herschel se interesó también por las manchas solares, pero encontró dificultades en su examen debido a los efectos nocivos de la imagen sobre el ojo.

Para tales observaciones empleó diversos filtros, comprobando que un filtro verde oscuro, ahumado, era el más idóneo, y que los filtros rojos eran inservibles. Muchos de sus oculares coloreados se rajaron y estallaron por la acción del calor, pero, afortunadamente, sin causarle ningún daño.

Tratando de averiguar por qué el color verde era el más adecuado. descompuso la luz solar y colocó un termómetro en cada banda coloreada.

El extremo rojo era más caliente, pero comprobó que las temperaturas más altas se registraban en una zona invisible, situada a continuación de la banda roja. Más adelante demostró  que la radiación invisible caliente se podía reflejar y refractar de la misma forma que la luz visible; pero lo que nunca pudo sospechar es que ambas son, en esencia, una misma cosa.

Herschel murió en 1822, después de una existencia que de ningún modo puede ser calificada de tranquila.

El Dr. Guillermo Watson, miembro de la Sociedad Real, vio en 1870 a Herschel estudiando el firmamento y le interesaron tanto su telescopio y sus observaciones que logró que se leyera un trabajo suyo en una reunión de la aludida sociedad. Herschel descubrió en 1781 el planeta llamado ahora Urano, lo que le valió la reputación de ser el astrónomo más sobresaliente de su época. La Sociedad Real le otorgó una medalla de oro, fue elegido miembro de ella y todos sus trabajos fueron leídos en las reuniones. Además, fue nombrado astrónomo privado del rey Jorge III, y se le concedió una pensión que le permitió dedicarse totalmente a sus estudios.

Su contribución a la ampliación de los conocimientos astronómicos fue fecunda: recopiló varias listas de nuevas nebulosas y grupos, en total cerca de 2.500; observó que algunas estrellas giran en torno una de otra y delineó mapas de unas 150 nuevas estrellas dobles; catalogó, por primera- vez, las estrellas del hemisferio boreal con base en su brillo; estudió el sol en relación con su luz y calor; evolucionó la idea de que el sol y todo el sistema solar se mueven en el inmensurable espacio, y descubrió dos nuevos satélites de Saturno.

Su único hijo, Juan Herschel, nació en 1792 y fue también un astrónomo famoso. Durante una expedición al Sur de África dibujó un mapa de las estrellas del hemisferio austral. En sus escritos explicó muchos descubrimientos astronómicos interesantes en lenguaje llano accesible a la comprensión de los profanos. Recogió las numerosas memorias de su padre y, junto con las suyas y las de otros astrónomos, formó un volumen. Sobresalió igualmente como químico y aportó valiosa contribución al desarrollo de la fotografía.

Los observatorios modernos
La renovación del interés por los estudios científicos experimentada en el Renacimiento supuso un notable avance en el terreno de la astronomía. Dado que la luz se propaga en sentido rectilíneo, es posible, gracias a una abstracción geométrica, representar los rayos mediante líneas rectas. Basándose en el principio anterior, los astrónomos han construido a lo largo de la historia sus aparatos de observación. Con el tiempo, los instrumentos se perfeccionaron y se reunieron en observatorios. El primero de ellos se creó en el siglo XVI en Uranienborg, en la corte de Federico II de Dinamarca, y en él realizaron sus investigaciones dos de los más grandes astrónomos de todos los tiempos, Tycho Brahe y su discípulo, Kepler.

En la actualidad, la instalación de un observatorio precisa de una serie de requisitos previos que aseguren el óptimo funcionamiento de los telescopios, el elemento principal del observatorio, así como del resto del instrumental. La elección del emplazamiento viene marcada por la presencia de condiciones meteorológicas, de carácter geográfico o sísmico, como la pureza del cielo, la ausencia de luces artificiales, la lejanía de las zonas habitadas o su posición elevada. Hay también determinadas exigencias en cuanto a la temperatura: es preciso que exista escasa diferencia térmica entre la noche y el día y entre la temperatura exterior e interior.

En su mayor parte, los observatorios se encuentran en el hemisferio septentrional. Entre los más relevantes puede mencionarse el estadounidense de Monte Palomar, que cuenta con uno de los telescopios más grandes del mundo, el Hale, cuyo objetivo tiene un diámetro de 5 m. También en Estados Unidos se localizan los de Monte Wilsoñ y Kitt Peak. Por su parte, Rusia cuenta con el observatorio de Zelenciukskaia, provisto de un telescopio reflector —un espejo—, de 610 cm de apertura. En el hemisferio austral se sitúan los de Cerro Tololo, en Chile, y Side Sphng, en Australia.

Telescopios reflectores y refractores
Existen dos tipos principales de telescopios: el telescopio refractor y el reflector. El primero está provisto de un sistema de lentes refractoras que concentran los haces luminosos de las estrellas. El ocular, que hace las veces de lente de aumento, está formado por una red de hilos fijos y móviles que permite establecer magnitudes exactas para el desplazamiento de las estrellas. Cuanto mayores sean las dimensiones de la lente principal (apertura), mayor será el aumento obtenido. Para evitar una excesiva refracción de los rayos, producida por la desviación de la luz cuando atraviesa el cristal, se utiliza el telescopio reflector, que sustituye la lente por un espejo de forma parabólica. El espejo actúa reflejando y concentrando los haces de luz, cuya imagen se puede observar con un ocular. De manera general, resulta más apropiado para describir con precisión espacios amplios del cielo y astros de intensidad mínima.

SATELITE observador

Recreación de la sonda Lunar Prospector, que exploró y mandó a la Tierra imágenes de la superficie del satélite terrestre. Colisionó con la superficie lunar en julio de 1999 y con ello permitió al potente telescopio espacial Hubble estudiar la posibilidad de la existencia de agua en la Luna

Fábrica Subterranea de Armas Secretas NAZI Bombas del Tercer Reich

Fábrica Subterranea de Armas Secretas

En la segunda guerra mundial la Luftwaffe había desarrollado otra arma no tripulada. Cerca de Peenemünde estaba preparando una prueba de su bomba volante FZG-76, la V-1. La V-1 tenía una serie de ventajas significativas frente al cohete rival. Se podía producir de forma barata y sencilla, y quemaba petróleo de bajo octanaje en lugar del escaso oxígeno líquido y el alcohol de alta graduación que se necesitaba para impulsar la V-2.

Sin que lo supieran los alemanes, los británicos tenían noticias del programa de armas V y en la noche del 17/18 de agosto de 1943 cerca de 600 bombarderos pesados atacaron la planta en Peenemünde, retrasando al menos dos meses el programa de la V-2.

La Luftwaffe tenía planeado lanzar su campaña con armas V atacando Londres con 500 V-1 al día, haciendo que la ciudad fuera inhabitable, algo que no había conseguido con el Blitz de 1940-1941. Una vez más intervinieron los bombarderos aliados. Desde diciembre de 1943 lanzaron miles de toneladas de bombas sobre las llamativas rampas de hormigón y acero que se habían construido para lanzar las V-1 desde el norte de Francia. La ofensiva de las V-1 no se inició hasta una semana después de la invasión aliada del noroeste de Europa durante el Día D, el 6 de junio de 1944.

Las «doodlebugs», como fueron llamadas las V-1, devolvieron a los londinenses a la primera línea del frente por primera vez desde el Blitz. No eran muy precisas, pero Londres era un blanco muy grande y los alemanes pretendían que los efectos de las V-1 fueran indiscriminados. A finales de agosto de 1944, habían matado o herido de gravedad a unas 24.000 personas en la región de Londres.

Un cuarto de millón de madres jóvenes y niños fueron evacuados y otro millón abandonó la ciudad por iniciativa propia. Durante las noches miles se refugiaban en las estaciones del Metro de Londres El efecto psicológico de las V-1 era desconcertante.

En tierra, los londinenses oían como se acercaban. No tenían control por radio —para que no se pudiera interceptar—, sino que iban guiadas por un piloto automático giroscópico monitorizado por un compás magnético, y su caída sobre el blanco a una distancia determinada venía determinada por las revoluciones de una hélice pequeña. Cuando le decía al motor de la V-1 que se parase, se producía un silencio terrible de 15 segundos, antes de caer a tierra para explotar con una fuerza que podía destruir un edificio entero.

EJECUCIÓN DEL PLAN ALEMÁN: Para  desarrollar el plan se comenzó a construir un centro secreto de investigación en la isla de Peenemünde, en la costa del mar Báltico cercana a la desembocadura del Oder. Eran necesarias unas instalaciones adecuadas, con espacio suficiente y situadas en un lugar discreto. La isla era ideal para ello y se habilitó espacio para más de 2.000 científicos.

En 1937 comenzaron las pruebas del A-3, el predecesor directo de la V-2. Dornberger quería un misil capaz de transportar una cabeza de guerra de 100 Kg. hasta una distancia de más de 260 Km. El A-3, de unos 750 kg de peso, desarrollaba un empuje de 1.500 Kg. en el lanzamiento, utilizando oxigeno líquido y alcohol; pero el A-4 dispondría de un motor con un empuje de 25.000 kg. Ello suponía todo un reto científico.

Por eso se recurrió a la utilización de turbo-bombas de alta velocidad, impulsadas por peróxido de hidrógeno. Se perfeccionaron los giróscopos y continuó mejorándose el misil. En 1938 se lanzó un prototipo hasta una altura de más de 10 Km.

Con el comienzo de la guerra, Hitler, urgió a Dornberger porque quería obtener un arma definitiva, de más de 250 Km. de alcance, que pudiese poner una tonelada de explosivo en París o Londres. Tal misil tenía que ser fácil y relativamente barato de producir, debía poder ser lanzado desde rampas móviles y ocultarse en los túneles ferroviarios.

El 3 de octubre de 1942 se lanzó con éxito el primer A-4, tras dos lanzamientos fallidos. El misil alcanzó la velocidad del sonido (el segundo ya lo había hecho), subió hasta los 80 Km. y cayó a una distancia de 191 Km. De inmediato se dotó a Peenemünde de más personal y recursos para continuar el desarrollo de la futura V-2.

El nombre de V-2 se adoptó al utilizarse el de V-1 para el arma diseñada por la Luftwaffe. Pronto el alcance de la V-2 superó los 400 Km. a una velocidad de más 5.300 Km./h (mach 4, es decir, cuatro veces la velocidad del sonido).

bomba volante v2

Los aliados cuando identificaron el tipo de actividad que se llevada a cabo en la isla, en la noche del 18 de agosto de 1943,  lanzaron una incursión de bombardeos contra las instalaciones. Los daños fueron importantes , pero el edificio principal de las investigaciones resultó ileso. A pesar de todo, perecieron más de 800 personas y se hizo patente la necesidad de dispersar las instalaciones por toda Alemania.

LA NUEVA FÁBRICA SUBTERRÁNEA: Tras los ataques aliados contra Hamburgo, las fábricas de cojinetes de Schweinfurt y el centro de investigaciones de Peenemünde, donde se inventó el V-2, se necesitaba una fábrica a prueba de bombas, y Nordhausen era el candidato perfecto.

La mitad norte del complejo quedó bajo el control de Mittelwerk GmbH, para fabricar y montar las bombas voladoras V-1 (menos las alas) y los cohetes V-2 (menos las cabezas); la parte norte se asignó a la empresa Junkers, para el montaje de los motores de propulsión Jumo 004 para los aviones Messerschmitt 262, y motores de pistón Jumo 213 para los modelos más antiguos, Focke Wulf 190.

Hubo que realizar muy pocas reformas. Se instaló un suministro eléctrico desde una central cercana y se excavó una caverna de 23 metros de altura, donde pudieran ponerse verticales los V-2 ya montados, para probar sus componentes eléctricos. Entre agosto y septiembre de 1943 se trasladaron a Nordhausen numerosos prisioneros de los campos de concentración, para utilizarlos como mano de obra.

Hacia finales de octubre, se trasladó todo el campamento al interior de la montaña, y los prisioneros —en su mayoría franceses, rusos y polacos, aunque también había entre ellos algunos presos políticos alemanes— fueron encerrados en tres cámaras oscuras, húmedas y llenas de polvo.

Dormían en bancos apilados de cuatro en cuatro, y trabajaban en turnos de 12 horas. Cuando un turno iniciaba el trabajo, el otro intentaba dormir en los mismos bancos sucios, cubriéndose con las mismas mantas. No existían letrinas —había que apañarse con barriles de carburo vacíos y cortados por la mitad— y había que caminar más de 800 metros para llegar a un grifo de agua.

Speer Militar AlemanAlbert Speer, ministro alemán de armamentos, visitó la fábrica en diciembre y dejó constancia de sus impresiones en su autobiografía, publicada después de la guerra: «Las condiciones en que vivían estos prisioneros eran verdaderamente bárbaras, y cuando pienso en ellos me invade una profunda sensación de responsabilidad y culpa personal.

Después de la inspección, los supervisores me informaron de que las instalaciones sanitarias eran inadecuadas y las enfermedades hacían estragos; los prisioneros estaban recluidos en cavernas húmedas y, como consecuencia, la mortalidad… era extraordinariamente elevada.»

Por órdenes de Speer, se construyó un campo de concentración fuera de la montaña para alojar a los prisioneros, y las condiciones mejoraron. Cada vez se enviaban a la fábrica más prisioneros, hasta que el número de trabajadores esclavos ascendió a unos 20.000.

La SS dictó órdenes estrictas. prohibiendo todo contacto privado entre los prisioneros y el personal alemán. Bajo ningún concepto debían filtrarse al mundo exterior noticias de lo que estaba sucediendo en Nordhausen.

Los tres primeros misiles V-2 salieron de Nordhausen el día de Año Nuevo de 1944; a finales de enero, se habían terminado otros 17. A partir de entonces, la producción progresó con rapidez, y en junio se entregaron 250 misiles. La producción de V-1 comenzó más tarde, en julio de 1944, pero aquel mismo mes se entregaron 300.

El V-2 era un arma muy compleja y sofisticada, mientras que el V-l era simple y barato, pero los dos resultaron muy eficaces, y en Londres se hicieron muchos chistes macabros acerca de cuál de los dos era más terrorífico: el V-l, que podía oírse venir hasta que el motor se paraba, iniciándose entonces una angustiosa espera hasta que se producía la explosión, o el V-2, que caía sin avisar.

fábrica de bombas volantes

La impresionante instalación de Nordhausen donde se fabricaron mas de 30.000 proyectiles V1, de las
cuales una quinta parte cayó sobre Londres

Todas las entradas y los conductos de ventilación de la fábrica estaban perfectamente camuflados. Los misiles se cargaban en vagones de tren o en camiones dentro de los túneles, y se cubrían bien con lonas. Los trenes salían de los túneles y seguían la red ferroviaria alemana hasta llegar a las bases de lanzamiento, cerca del canal de la Mancha.

Gracias a estas precauciones, la fábrica consiguió permanecer oculta a los reconocimientos aéreos, y los aliados no tuvieron idea de su importancia hasta finales del verano de 1944, cuando el interrogatorio de un prisionero alemán reveló su existencia. Por suerte para los esclavos de Nordhausen, el mando aliado rechazó un plan de von braumataque norteamericano, consistente en arrojar enormes cantidades de napalm sobre los túneles y los conductos de ventilación, para provocar un incendio que acabase con todos los ocupantes del interior.

Durante el mes de diciembre de 1944, la fábrica subterránea produjo un total de 1.500 V-1 y 850 V-2, y el éxito obtenido hizo que se pensara en ampliarla, multiplicando por seis su superficie.

Se empezaron a excavar nuevos túneles, para instalar en ellos una fábrica de oxígeno líquido (uno de los combustibles empleados por el V-2), una segunda fábrica de motores de avión, y una refinería para producir petróleo sintético. Pero todo terminó el 11 de abril de 1945 cuando las tropas norteamericanas llegaron a la zona. Permanecieron en ella seis semanas, llevando a cabo una minuciosa inspección de la fábrica y sus productos, antes de dejarla en manos del Ejército Rojo.

De haberse inventado antes, el V-2 habría influido de manera decisiva en el desenlace de la guerra. En total, se lanzaron sobre Londres unos 1.403 misiles, que mataron a 2.754 personas e hirieron a otras 6.532.

Durante los últimos meses de la guerra, se lanzaron otros muchos contra objetivos belgas: sólo en Amberes cayeron 1.214. Después de la guerra, sus inventores —entre ellos, Werner von Braun— se trasladaron a Estados Unidos para diseñar nuevos cohetes. El misil balístico, dotado posteriormente de una cabeza nuclear, se convirtió en el arma definitiva del precario equilibrio de terror en el que el mundo ha vivido desde entonces.

Fuente Consultada:
50 Cosas que Hay Que Saber Sobre la Guerra Robin Cross
Segunda Guerra Mundial Tomo 19 La Caída de Berlín
Construcciones Fabulosas Volumen II Atlas de lo Extraordinario Ediciones Prado