jueves, 28 de febrero de 2013
miércoles, 27 de febrero de 2013
LA CARRERA ESPACIAL Y SUS TRAGEDIAS
LA CARRERA ESPACIAL Y SUS TRAGEDIAS: En 1955, los Estados Unidos y la Unión Soviética (actual Rusia) pusieron en marcha proyectos para enviar un satélite al espacio lo antes posible. Tomando como punto de partida el desarrollo de la tecnología de misiles alcanzado durante la Segunda Guerra Mundial. Werner von Braun condujo la campaña estadounidense y Sergei Pavlovich Korolov encabezó la misión soviética.
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Sergei Pavlovich Korolov
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El prestigio de ser el primer país en lanzar un satélite se volvió un símbolo de la rivalidad política entre la Unión Soviética y los Estados Unidos. La carrera hacia el espacio incluyó la pelea por los primeros satélites, el primer vuelo tripulado por un hombre, el primero a la Luna y el primer laboratorio espacial, sin mencionar los primeros y mejo res satélites de comunicaciones y satélites espías.
Uno de los motivos de la caída de la carrera espacial fue el hecho de sacrificar seguridad en aras de obtener mayor velocidad. Otro fue que muchos proyectos científicos valiosos quedaron demorados o abandonados en favor de la más espectacular meta de poner un ser humano sobre la Luna.
El Sputnik soviético, que era un pequeño radio satélite, le ganó al satélite Explorer Iestadounidense por 121 días. Los Estados Unidos se pusieron a la par con su competidor, en 1969, cuando hicieron alunizar al primer hombre.
Con la desintegración de la Unión Soviética en los 80 y 90, juntamente con los cambios de prioridades de ambos gobiernos, la carrera espacial ha ido tomando otro rumbo. En el futuro, se espera que la carrera vaya transformándose en un trabajo de cooperación.
LAS TRAGEDIAS EN EL ESPACIO: Viajar en el espacio es peligroso. No existe posibilidad de sobrevivir sin las operaciones de supervivencia generadas en la Tierra. Despegar de la Tierra y regresar a ella requiere el uso de materiales sumamente volátiles y peligrosos. Los viajeros del espacio se encuentran cara a cara no sólo con las leyes de la física, sino con su propia mortalidad.
El primer accidente fatal sucedió el 27 de enero de 1967, relativamente temprano en la historia de los vuelos tripulados Los astronautas estadounidenses Virgil Grissom, Edward White y Roger Chaffee abordaron la Apolo I para una prueba de cuenta regresiva de rutina. La prueba no era considerada peligrosa porque el cohete no estaba cargado de combustible; no obstante, aparentemente un deficiente aislamiento de los cables eléctricos inició un incendio en la cápsula, que estaba cargada de oxígeno puro. Los astronautas murieron por inhalación de humo antes de que la cápsula se viera envuelta en llamas.
El programa espacial soviético tuvo su primera experiencia fatal el 23 de abril de 1967, cuando falló el funcionamiento del paracaídas de una cápsula Soyuz. La cápsula se estrelló provocando la muerte del cosmonauta Vladimir Komarov.
Una exitosa misión a bordo de la estación espacial soviética Salyut se transformó en tragedia cuando la Soyuz con tres tripulantes a bordo tuvo un desperfecto al regresar a Tierra. La válvula que debía permitir el ingreso de aire apenas antes del aterrizaje se abrió antes en el reingreso.
El aire de la cápsula fue succionado instantáneamente hacia el vacío del espacio y Georgi Dobrovolsky, VladislavVolkov y Victor Patseyev se asfixiaron.
La explosión fatal del transbordador espacial Challenger el 28 de enero de 1986 fue presenciado por millones de adultos y niños que observaban el lanzamiento debido a su valor histórico.
Christa MacAuliffe, una maestra de escuela y Gregory Jarvis, un empleado de la Hughes Aircraft, habían sido seleccionados para ser los primeros civiles en ir al espacio. Segundos después del lanzamiento, se inició un incendio y el transbordador explotó casi instantáneamente. Junto con MacAuliffe y Jarvis, murieron Dick Scobee, Mike Smith, Ellison Onizuka, Ron McNair, Judy Resnik en el desastre.
El primer hombre en ir al espacio, Yuri Gagarin, murió el 27 de marzo de 1968 en un accidente aéreo mientras se entrenaba para una misión Soyuz. Nunca debemos olvidar a estos valientes hombres y mujeres, ni a sus familiares y amigos.
El desarrollo de la cohetería militar en la Segunda Guerra Mundial evidenció que los cohetes podían ser desarrollados lo suficiente como para impulsar cargas útiles en órbita alrededor de la Tierra e incluso en el espacio exterior. Los problemas prácticos eran formidables, pero en los años después de la guerra, tanto Estados Unidos como la Unión Soviética dedicaron una considerable cantidad de recursos económicos y tecnológicos para desarrollar programas a fin de superar dichos problemas. La Unión Soviética fue la primera en obtener éxito, y el Sputnik I fue puesto en órbita el 4 de octubre de 1957. El Sputnik II siguió un mes más tarde.
Después de lanzar el Luna II para que aterrizara en la Luna en 1959, la Unión Soviética lanzó el Sputnik IV en mayo de 1960. Finalmente, el 1 de abril de 1961, el Vostok I regresó después de haber girado una vez alrededor de la Tierra: dentro se hallaba el astronauta Yuri Gagarin, el primer hombre en el espacio.
Estos éxitos causaron consternación entre los científicos estadounidenses y aprensión entre el público de este país. Se convirtió en una necesidad política el demostrar que la tecnología estadounidense podía igualar los logros de la Unión Soviética en este campo. Se emprendió el programa espacial y en 1962 tuvo lugar el primer vuelo tripulado estadounidense. En los años venideros, ambas superpotencías siguieron dedicando una gran proporción de sus recursos a la tecnología espacial. Muchos afirmaban que éste era dinero que apenas podían permitirse, especialmente en la Unión Soviética.
Estos éxitos causaron consternación entre los científicos estadounidenses y aprensión entre el público de este país. Se convirtió en una necesidad política el demostrar que la tecnología estadounidense podía igualar los logros de la Unión Soviética en este campo. Se emprendió el programa espacial y en 1962 tuvo lugar el primer vuelo tripulado estadounidense. En los años venideros, ambas superpotencías siguieron dedicando una gran proporción de sus recursos a la tecnología espacial. Muchos afirmaban que éste era dinero que apenas podían permitirse, especialmente en la Unión Soviética.
A Yuri Gagarin (foto arriba) , un héroe muy condecorado en la Unión Soviética, fue el primer hombre en el espacio. El éxito del programa soviético de exploración espacial causó conmoción en Occidente, que había subestimado la capacidad tecnológica soviética, pero es posible que un número excesivo de los mejores científicos soviéticos trabajase en este proyecto de prestigio.
EL VUELO DEL CORONEL GLENN
EL VUELO DEL CORONEL GLENN:
El 20 de febrero de 1962 los norteamericanos, después de haberlo aplazado varias veces y anunciado sin reserva a todo el mundo, pusieron en órbita el cohete Friendship VII que llevaba una cápsula dentro de la cual se encontraba el astronauta piloto John H. Glenn de 40 años de edad.
El 20 de febrero de 1962 los norteamericanos, después de haberlo aplazado varias veces y anunciado sin reserva a todo el mundo, pusieron en órbita el cohete Friendship VII que llevaba una cápsula dentro de la cual se encontraba el astronauta piloto John H. Glenn de 40 años de edad.
A la hora prevista la cápsula se desprendió de los cuerpos del cohete Atlas y entró en órbita. Después de dar tres vueltas a la Tierra, el astronauta pulsó los mandos que le llevaron a descender en aguas del Atlántico donde fue recogido por el destructor "Noah". El vuelo había durado 4 horas, 55 minutos.
Durante el mismo, millones de espectadores habían podido seguir, gracias a la televisión, todos los detalles del lanzamiento. Glenn había comunicado constantemente sus impresiones y repitiendo muchas veces que se sentía bien. Este vuelo, que causó gran impresión por su preparación, anuncio y exhibición, demostró que el astronauta puede dirigir las fases de marcha y controlar los mecanismos para su propia recuperación y la de la cápsula.
Hasta aquí la historia, con sus datos, sus hechos concretos y sus cifras irrebatibles. Al iniciarse 1962, las dos grandes potencias espaciales, Estados Unidos y la URSS, se preparaban para emprender otras proezas. El presupuesto para investigación espacial y tecnológica para dicho año en los Estados Unidos se elevó a 2.400 millones de dólares.
A partir de este año se suceden en forma ininterrumpida los vuelos espaciales tripulados.
Hasta aquí la historia, con sus datos, sus hechos concretos y sus cifras irrebatibles. Al iniciarse 1962, las dos grandes potencias espaciales, Estados Unidos y la URSS, se preparaban para emprender otras proezas. El presupuesto para investigación espacial y tecnológica para dicho año en los Estados Unidos se elevó a 2.400 millones de dólares.
A partir de este año se suceden en forma ininterrumpida los vuelos espaciales tripulados.
Salida del cohete Atlas-Mercury MA6 llevando a bordo al primer astronauta americano John Glenn
1962
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1998
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Aunque fue el tercer norteamericano en el espacio,John Glenn fue el primero en orbitar la Tierra. Aquí algunas cifras sobre su vuelo
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El año pasado, el senador Glenn regresó a la órbita como miembro de un viaje espacial. Como lo demuestra este informe algunas cosas —no todas— han cambiado.
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| El astronauta Altura: 1,80 metro Color de pelo: colorado Edad: 40 años Salario: 12.000 dólares. Entrenamiento diario: 3,2 kilómetros trote |
El astronauta
Altura: 1,80 metro Color de pelo: blanco Edad: 77 años Salario: 136.672 dólares. Entrenamiento diario: 3,2 kilómetros de caminata rápida | ||
| La nave Nombre: Friendship 7 (Amistad 7) Tripulación: 1 Ventanas: 1 Computadoras: 0 Peso: 1,930 kilos |
La nave
Nombre: Discovery Tripulación: 7Ventanas: 10 Computadoras: 5 Peso: 69,770 kilos | ||
| La misión Nombre: Mercury 6 Despegue: 20 de Febrero de 1962. a las 9h 47, 39" |
La misión
Nombre: STS-95 Despegue: 29 de octubre de 1998 a las 14 h. | ||
Duración:
4 h. 55’ 23”. Velocidad orbital: 28.234 kilómetros por hora Tiempo por órbita: 1 h.28’29”. Distancia recorrida: 121 .794 kilómetros Lugar de aterrizaje: Océano Atlántico, 800 kilómetros al sudeste de Bermudas Rescate: Un barco de la Armada recuperó la nave luego de caer al océano. |
Duración:
Aproximadamente 8 días y 20 h. Velocidad orbital: 8.164 kilómetros por hora Tiempo por órbita:90 minutos Distancia recorrida: 5.800.000 kilómetros Lugar de aterrizaje:Centro espacial Kennedy, Florida Rescate: No fue necesario | ||
martes, 26 de febrero de 2013
COSAS PARA LEER
Lanzamiento del Sputnik: Después de la Segunda Guerra Mundial se ha desarrolla do con extraordinario impulso la conquista del espacio tanto en su aspecto interior como en el exterior, exploran do o alcanzando los lugares más difíciles, o que parecía inaccesibles, de la superficie terrestre, o lanzándose de lleno en el mundo cósmico, con el propósito firme de asentar e pie en otros astros, hazaña que en siglos anteriores hubiera sido considerada locura o simple fantasía.
Para lograrlo el hombre ha aplicado, y sigue aplicando, todo el acervo de sus conocimientos y recursos que le han proporcionado los últimos inventos y descubrimientos científicos, con una voluntad férrea y tenaz, además de su capacidad, bravura personal, heroísmo y emulación.Dejando al margen hechos aislados, como la expedición británica al Himalaya (1953), en que por vez primera Hillary (imagen) y Tensing alcanzaron la cima del Everest, en la pasada década se centró el interés científico en la conquista técnica de los casquetes polares. En 1951, los argentinos establecían bases permanentes en la Antártida.
En 1957-1958 se celebró el Año Geofísico Internacional, con expediciones organizadas por diversos países a la Antártida, que fue atravesada por tierra, por vez primera, empresa llevada a cabo por el inglés Vivian Fuchs. Al mismo tiempo, en 1958, el submarino atómico norteamericano "Nautilus" atravesaba, también por primera vez, la capa de hielos que recubre el Polo Norte. Al año siguiente una expedición soviética llegaba al llamado “Polo de la Inaccesibilidad Antártica”, meta que se consideraba poco menos que imposible de alcanzar.
Más que en otros períodos históricos, el hombre parece que persigue sistemáticamente un objetivo: el propósito de convertirse en verdadero dueño y rey de la creación, poniendo en juego su inteligencia. Sin detenerse a pensar que, como el aprendiz de brujo, el poder de la técnica pueda un día escapársele de sus manos y aniquilarle, se lanza a las más audaces aventuras, de las cuales la cosmonáutica, los viajes interplanetarios no son precisamente las menos ambiciosas. El dominio del aire, más efectivo desde 1937, en que el inglés Frank Whittle aplicó a la aviación el sistema de propulsión a chorro, ha cedido paso en sus avances espectaculares a las astronaves, tripuladas o no, con las que el ser humano se propone visitar otros mundos del espacio exterior.
Forzosamente, esta nueva proyección de la actividad humana ha promovido nuevos y mejores estudios acerca del universo que nos rodea y un interés creciente por la Astronomía. Entre otros aspectos. la ciencia astronómica se beneficia de la construcción e montaje de observatorios muy perfeccionados, cuino los de Monte Palomar (1948) y Monte Hamilton (1959), en California; el que se halla actualmente a punto de terminarse en la Unión Soviética, con un espejo telescópico de seis metros de diámetro --el mayor del mundo— con instrumental del género de los telescopios electrónicos inventados en 1954 por el francés Lallemand. Recientes descubrimientos abren horizontes aún más vastos: el estudio más detenido de las galaxias, el registro de radio-ondas procedentes de universos lejanísimos y el descubrimiento, en 1965, de los “quasars”, masas densas de luz ultravioleta a miles de millones de anos-luz de la Tierra. Y todo ello, en lugar de anonadar al hombre moderno, le sirve de estímulo y acicate.
La llamada “era espacial” puede considerarse iniciada en octubre de 1957, cuando los soviéticos lanzaron el“Sputnik I”, el primer satélite artificial de la Historia . Antes de medio año, en febrero de 1958. los norteamericanos lanzaban su “Explorer I” que descubrió el cinturón interior de radiaciones de Van Hallen. El año 1959 fue el de los triunfos soviéticos de la exploración lunar o de los “Lunik”: el primero, lanzado en enero, como tentativa inicial; el segundo. en septiembre logro el primer impacto terrestre en la Luna, el Lunik III, en octubre, captó por vez primero a fotografías de la cara oculta del satélite y las transmitió por televisión a la Tierra. Medio ano después, en marzo de 1960. los norteamericanos lanzaban el “Pioner V” primera sonda espacial de los Estados Unidos. Imagen: Lunik II
En continua emulación con escasa diferencia a veces en sus éxitos, Soviéticos y norteamericanos enviaron nuevas astronaves al espacio, alternando a partir de 1961 los lanzamientos de naves no tripuladas con otras que llevaban ya seres humanos a bordo. Entre las primeras cabe citar como más destacadas, por orden cronológico, el “Telstar I” norteamericano, que logró la transmisión directa de televisión entre Europa y América, en julio de 1962; el “Marte I”, Soviético, lanzado en noviembre de 1962, que alcanzó las cercanías de Marte en junio de 1963; el “Mariner IV”, norteamericano, que tomó fotografías de Marte, que no muestran apariencias de vida en dicho planeta; el “Venus III”, soviético, lanzado en noviembre de 1965 y que logró el primer impacto terrestre en el planeta venusino en marzo de 1966; dos meses antes, en enero de este mismo año, los soviéticos conseguían el primer alunizaje suave en suelo de nuestro satélite, con el Lunik IX”, y un mes después, en febrero de 1966, el "Cosmos 110” llevaba a bordo dos perros, que fueron los primeros seres vivos que atravesaron los cinturones de radiación de Van Hallen. Siguieron los triunfos científicos en años sucesivos, como el del norteamericano “Lunar Orbiter III”, que consiguió en febrero de 1967 medir la distancia exacta entre la Tierra y la Luna con un error mínimo, inferior a quince metros.
Más emoción han despertado los vuelos de astronaves tripuladas. El primer vuelo cosmonáutico de la Historia lo llevó a cabo el soviético Yuri 
Gagarin (imagen), en abril de 1961, que llevó a término una órbita en torno a la Tierra en la nave “Vostok I’; en agosto del mismo año, otro ruso, Germán Titov, efectuaba algo más de diecisiete órbitas con la “Vostok II”. Hasta febrero de 1962 no se produjo el primer vuelo orbital de un norteamericano, Glenn, con el “Friendship VII" En agosto del mismo año, los soviéticos lanzaron las astronaves “Vostok III” y “IV”, que se acercaron a sólo 5 Km. de distancia una de otra , consiguiendo, por vez primera, que dos naves cósmicas tripuladas recorrieran simultáneamente el espacio exterior. En mayo de 1963, el norteamericano Gordon Cooper, después de haber recorrido veintidós órbitas, pudo realizar por sí mismo la maniobra de regreso a la Tierra, amarando en el lugar previsto. Al mes siguiente, en junio de 1963, los soviéticos lanzaban el “Vostok VI”, tripulado por Valentina Terechkova, la primera mujer cosmonauta de la Historia.
Gagarin (imagen), en abril de 1961, que llevó a término una órbita en torno a la Tierra en la nave “Vostok I’; en agosto del mismo año, otro ruso, Germán Titov, efectuaba algo más de diecisiete órbitas con la “Vostok II”. Hasta febrero de 1962 no se produjo el primer vuelo orbital de un norteamericano, Glenn, con el “Friendship VII" En agosto del mismo año, los soviéticos lanzaron las astronaves “Vostok III” y “IV”, que se acercaron a sólo 5 Km. de distancia una de otra , consiguiendo, por vez primera, que dos naves cósmicas tripuladas recorrieran simultáneamente el espacio exterior. En mayo de 1963, el norteamericano Gordon Cooper, después de haber recorrido veintidós órbitas, pudo realizar por sí mismo la maniobra de regreso a la Tierra, amarando en el lugar previsto. Al mes siguiente, en junio de 1963, los soviéticos lanzaban el “Vostok VI”, tripulado por Valentina Terechkova, la primera mujer cosmonauta de la Historia.
En marzo de 1965, los rusos lanzaban el "Vosjok II", tripulado por Balyaiev y Leonov: también éste fue el primer hombre-satélite” de la Historia, pues logró salir de la cápsula y flotar unos diez minutos libres en el cosmos; tres meses después, el norteamericano White, en el “Géminis IV”. conseguía asimismo pasearse por el espacio, unido a la cápsula por un cable de ocho metros, y antes de transcurrir medio año, en diciembre de 1965, los norteamericanos se apuntaban otro triunfo con la primera cita espacial de las astronaves “Géminis VI” y “VII”; además, en noviembre de 1966 pudieron demostrar en la “Géminis XII” que el ser humano es capaz de trabajar perfectamente en el cosmos, en estado de ingravidez.
En 1967, y basándose en datos facilitados por el “Lunik XIII”, los sabios soviéticos han expuesto la teoría de que la Luna no es un astro totalmente muerto. Por su parte, el objetivo inmediato del esfuerzo norteamericano es el de colocar un hombre en la Luna antes de 1970, como previó en 1961 el presidente Kennedy.
Los programas astronáuticos espaciales de los Estados Unidos confirmaron este propósito: llegar con una nave a la Luna y regresar con la tripulación viva a la Tierra. Tal es la evolución de sus fases sucesivas, los proyectos “Mercury”, “Gemini”, “Apolo” ,“Saturno”. Superado favorablemente el penúltimo de ellos en octubre de 1968, se esperé con el súper proyectil “Saturno” llegar a nuestro satélite en un acercamiento y asalto final, lo que ocurrió felizmente para gloria de la ciencia el 20 de julio de 1969, correspondiendo a Neil Armstrong (imagen) el honor de ser el primer humano que pisó nuestro satélite natural.
Por lo que se refiere a los soviéticos, después de cumplidos con creces los primeros programas “Vostok” (Oriente) y “Vosjod” (Aurora), resulta difícil prever cuál será su futura orientación con respecto al espacio exterior. Sin perder de vista su interés hacia una probable conquista de la Luna —han llevado a cabo once pruebas de alunizaje—, parecen consagrarse al lanzamiento de plataformas espaciales (programa “Protón”) para desde ellas poder emprender más ambiciosos vuelos espaciales, el primero de los cuales también tendrá verosímilmente, como objetivo la Luna.
“Que estos tres primeros pasos...”
16 de julio de 1969; en cabo Cañaveral bulle la actividad y la tensión aumenta progresivamente: la misión de la “Apolo 11” va a comenzar. Dos meses antes —18 a 26 de mayo— los astronautas Stafford, Cernan y Young habían ensayado maniobras de desembarco en orbita lunar a sólo 15 kilómetros de la superficie. Ahora iba el intento final y los elegidos eran Neil Armstrong, Edwin Aldrin y Michael Collins.
La nave, con un total de 45.753 kilogramos estaba impulsada por un-cohete impulsor del tipo Saturno 5 de tres etapas y estaba dotada de un “módulo lunar” —con el cual se realizaría la operación de alunizaje— denominado “Eagle”. Al módulo de mando que tenía la misión de hacer el viaje de ida y vuelta se le llamó “Columbia”.
La llamada "era espacial” comenzó en 1957 y tuvo su apogeo en la década de los ‘60, cuando tanto rusos como norteamericanos enviaron al espacio innumerables satélites y naves más sofisticadas. El lanzamiento no presentó dificultades y al cabo de cuatro días —el 20 de julio— se realizó la hazaña. Armstrong y Aldrin hicieron descender el módulo lunar Eagle en el “Mar de la Tranquilidad”, donde recogieron muestras del suelo y rocas —unos 23 kilogramos—, colocaron instrumentos, enviaron imágenes por televisión y tomaron numerosas fotografías.
Neil Armstrong, que le tocó en suerte bajar primero dijo en tal trascendental oportunidad: “Que estos tres primeros pasos constituyan un gran salto en el progreso de la humanidad”. Michael Collins, el otro tripulante de la misión permaneció en órbita en el módulo de mando y completando un total de 31 órbitas lunares al momento del regreso. El tiempo de estadía de Armstrong y Aldrin en la superficie lunar había sido de 21 horas y 22 minutos.
Luego del momento más crucial y enervante del proyecto —el despegue desde la Luna—, el viaje de regreso se hizo fácilmente, amarando en el lugar previsto del Océano Pacífico. Luego de las prevenciones del caso los héroes fueron recibidos en triunfo por el pueblo norteamericano y aclamados, sin reparos, por el mundo entero.
lunes, 25 de febrero de 2013
LISTA DE LOS PRINCIPALES VUELOS NO TRIPULADOS
| MISION | PAÍS | FECHA |
OBJETIVOS
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| SPUTNIK 1 | URSS | 4-10-1957 |
Lanzamiento del primer satélite artificial.
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| SPUTNIK 2 | URSS | 3-11-1957 |
Primera cápsula habitada (Perra «Laika»)
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| EXPLORER 1 | EE.UU. | 31-1-1958 |
Descubrimiento del cinturón interior de radiación Van Allen.
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| VANGUARD 1 | EE.UU. | 17-3-1958 |
Primera prueba de la forma achatada de la Tierra; primera utilización de la energía solar por acumulación.
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| LUNA 3 | URSS | 4-10-1959 | Primera navegación alrededor de la Luna. Primeras fotografías de la cara oculta de la Luna |
| TIROS 1 | EE.UU. | 1-4-1960 |
Primer satélite climatológico. Envió por TV imágenes de la cubierta de nubes. Un total de 22.952 fotografías transmitidas.
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| TELSTAR 1 | EE.UU. | 10-7-1962 |
Primer relais trasatlántico de señales televisivas. Primer relais de TV en color.
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| MARINER 4 | EE.UU. | 28-11-1964 |
Fotografías de la superficie de Marte, estudios sobre la atmósfera de. Marte y datos microme teóricos, 2.300 pies cuadrados de paneles detectores.
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| LUNA 9 | URSS | 31-1-1966 |
Logra alunizar por primera vez, transmitió fotos de la superficie lunar por primera vez.
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| SURVEYOR 1 | EE.UU. | 30-5-1966 |
Primer alunizaje americano; transmitió imágenes de TV de sí mismo y de la superficie lunar.
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| SURVEYOR 3 | EE.UU. | 17-4-1967 | Alunizaje: extrajo muestras de la superficie mediante una pata excavadora, transmitió datos de las tensiones superficiales |
| MARINER 9 | EE.UU. | 30-10-1971 |
Entró en órbita de Marte el 13 de Noviembre, transmitió cientos de fotografías y consiguió gran cantidad de datos.
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| PIONEER 10 | EE.UU. | 2-3-1972 |
Primer vehículo para explorar el cinturón de asteroides, voló hasta Júpiter y más allá del sistema solar.
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| PIONEER 11 | EE.UU. | 6-4-1973 |
Enviado hacia Júpiter y Saturno en una trayectoria parecida a la del Pioneer 10.
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| SKYLAB 1 | EE.UU. | 14-5-1973 |
Puesta en órbita del laboratorio espacial que SEría ocupado por tres tripulaciones de astronautas posteriormente.
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| VIKING I | EE.UU. | 20-8-1975 |
Desciende en el planeta Marte el 20 de Julio de 1976 y envió fotografías de la superficie del planeta. Análisis del terreno mediante una excavadora.
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| VIKING II | EE.UU. | 9-9-1975 |
Segundo descenso en Marte y análisis del terreno.
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| VOYAGER II | EE.UU. | 20-8-1977 |
Nave espacial no tripulada lanzada, hacia Júpiter y Saturno. siguiendo después hacía Urano y Neptuno.
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| VOYAGER 1 | EE.UU. | 5-9-1977 |
nave gemela de la anterior y que aunque fue lanzada más tarde debe llegar a Júpiter antes que la Voyager II. El 3 de Marzo de 1979 enviaba una serie de importantes fotografías sobre Júpiter y sus satélites.
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domingo, 24 de febrero de 2013
EL UNIVERSO A GRAN ESCALA (curso online)
EL UNIVERSO A GRAN ESCALA
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Clasificación de Hubble de las galaxias
La clasificación de galaxias más aceptada en la actualidad proviene de la efectuada en 1925 por Edwin Hubble, el padre de la Cosmología moderna. Esta clasificación distingue cuatro tipos principales de galaxias: Las elípticas, caracterizadas por su forma esférica o elipsoidal, apariencia uniforme y luminosidad regularmente distribuida. El polo opuesto serian las galaxias espirales, que presentan dos componentes, una parte central (el bulbo, similar a primera vista a las galaxias elípticas) y un disco plano sobre el que se puede observar una estructura espiral. Las galaxias espirales pueden ser divididas en dos grupos, espirales ordinarias y espirales barradas, dependiendo de si tienen una barra de materia atravesando el centro o no. Las galaxias lenticulares (o SO) también tienen un bulbo central y un disco, pero este no presenta estructura espiral. Finalmente, como su propio nombre indica, las galaxias irregulares no presentan una estructura bien definida; no presentan un bulbo y tienen una presencia caótica.
Esta clasificación cubre diferencias físicas además de las puramente morfológicas. Las galaxias elípticas son más rojas que las espirales, esto es interpreta como una diferencia en sus constituyentes estelares. Además, en las galaxias elípticas la emisión de luz esta dominada por la que proviene de estrellas, del tipo de las gigantes rojas. La población estelar de estas galaxias parece similar a las de los cúmulos globulares, a las estrellas de la población II. En contraste, en las galaxias espirales todavía existe una cierta actividad en la formación de estrellas; pueden encontrarse estrellas jóvenes con una emisión dominante en el azul. Las galaxias lenticulares tienen población estelar similar a las elípticas.Cada una de estas clases se divide en grupos. Las galaxias elípticas se clasifican de 0 a 7 de acuerdo con su elipticidad (E0 para las esféricas, E7 para las más achatadas). Las espirales varían desde la Sa hasta la Sd (se incluyen también las del tipo Sm) atendiendo a la disminución del tamaño relativo entre el bulbo y el disco y a la separación de los brazos espirales. La misma división se aplica a las espirales barradas SB.
Mientras que para las galaxias elípticas y lenticulares se aprecia más o menos, la misma población estelar, cualquiera que sea su tipo, para las espirales, la población relativa de estrellas jóvenes aumenta de los tipos Sa a Sm y para las irregulares es todavía mayor. En lo que respecta al contenido de materia interestelar (gas y polvo), se aplican las mismás consideraciones; las galaxias elípticas no contienen prácticamente nada de esta material mientras que en las espirales e irregulares se detectan grandes cantidades (en las irregulares, la fracción de gas neutro alcanza entre el 10 y el 20% del total de la materia de la galaxia). Las S0 son un tipo intermedio entre las elípticas y las espirales; dos terceras partes no contienen nada de gas, y el resto tienen tanto como las espirales. De esta forma, la clasificación morfológica se corresponde bastante bien con las diferencias físicas entre las galaxias. No obstante hay que tener presente que esta clasificación no responde a todos los fenómenos observados, ya que se encuentran galaxias de los mismos tipos que presentan fenómenos físicos bien diferenciados.
Grupos de galaxias
Las galaxias no se encuentran uniformemente distribuidas a lo largo del espacio sino que aparecen en grupos. El ejemplo más cercano lo constituyen las Nubes de Magallanes, dos galaxias irregulares, difusas satélites de la Vía Láctea. La interacción gravitacional entre la Vía Láctea y sus dos satélites da lugar a la Corriente de Magallanes, una corriente de Hidrogeno neutro arrancado de las Nubes de Magallanes por las fuerzas de marea ejercidas por nuestra propia Galaxia, que forma un puente de materia que une la Galaxia a sus satélites.
Las galaxias gigantes a menudo están acompañadas por un numero más o menos numeroso de pequeños satélites gravitando en torno a ellas. Así, la galaxia de Andrómeda M31, tiene por satélites a M32, NGC 147 y NGC 205, tres bonitas galaxias elípticas rotando en torno a ella con un periodo de unos 500 millones de años. M31 es una espiral gigante con una masa de una vez y media la de la Galaxia.
El Grupo Local no presenta una condensación central de materia, más bien esta se concentra en dos núcleos principales: en torno a la Vía Láctea y en torno a M31. La ligazón gravitatoria del Grupo Local no esta todavía muy clara, aunque parece claro que las galaxias se agrupan en este tipo de "pequeñas estructuras". Actualmente se han catalogado más de 50 grupos en un radio de 16 Mpc, cada uno con varias decenas de miembros. Se trataría de las estructuras básicas de las que constituyen el Universo a media y gran escala. La definición que se adopta para Grupo de Galaxias es la de una asociación de galaxias, de las que una docena son más brillantes de magnitud absoluta -16 en un volumen de alrededor de un Mpc cubico (esto equivale a una densidad de galaxias diez veces superior a la media fuera de los grupos).A una escala un poco mayor advertimos la presencia de varias galaxias en un radio de 1.3 Mpc y una ausencia total de las mismas en una distancia de entre 1.4 y 2.4 Mpc. Esto induce a pensar en la existencia de un grupo de galaxias, el llamado Grupo Local, compuesto por dos espirales gigantes (la Galaxia y M31), dos espirales medias (la galaxia del Triángulo M33 y la Gran Nube de Magallanes), una galaxia elíptica con núcleo (M32), media docena de galaxias irregulares pequeñas, una docena de galaxias elípticas enanas y unos cuantos objetos muy débiles con apariencia de cúmulo globular. Según van mejorándose las técnicas astronómicas, se añaden nuevos objetos a este Grupo Local. Por otro lado, es muy posible que la lista este bastante incompleta ya que las galaxias elípticas enanas, por ejemplo, no son observables a una distancia mayor que la que nos separa de la M31, lo que significa que podrían existir unas cien galaxias de este tipo que todavía no se han detectado.
La pregunta que nos hacemos a continuación es si todas las galaxias pertenecen a un grupo o a una estructura mayor del Universo. Observacionalmente se encuentra que entre el 10 y el 20% de las galaxias no pertenecen a ningún grupo. A estas galaxias se las conoce como galaxias de campo.
La determinación de la mása de un grupo de galaxias se realiza por dos procedimientos diferentes: por un lado se estudian los efectos gravitacionales (obteniéndose la mása dinámica) y por otro se analiza la luz que nos llega de las galaxias (dando lugar a la mása luminosa). Comparando ambos resultados se comprueba que la mása dinámica es entre cuatro y diez veces superior a la luminosa. Esto significa que una gran parte de la materia que compone los grupos de galaxias "no brilla", es decir, no emite luz suficiente para ser observada desde la Tierra o bien esta en una forma de materia que no emite luz. A esta mása se le suele llamar "materia oscura".
Cúmulos y supercumulos de galaxias
Parece existir una tendencia natural de la materia a juntarse en unidades cada vez más grandes. Los quarks (uno de los constituyentes básicos de la materia) se agrupan para formar bariones, los cuales a su vez forman los átomos junto con los electrones. Los átomos se juntan en estrellas y estas son los constituyentes básicos de las galaxias, quienes, como hemos visto, se juntan en grupos de unas decenas para formar los Grupos de galaxias. Los grupos de galaxias constituyen los cúmulos de galaxias los cuales a su vez se agrupan en supercúmulos de galaxias, las estructuras más grandes del Universo conocido.
A la vista de las observaciones astronómicas no parece una labor fácil decidir una definición clara de lo que se entiende por cumulo de galaxias. Para intentar clarificar este termino, se ha recurrido a una herramienta utilizada en Estadística: las funciones de correlación. Se parte de la idea de que si las galaxias se encuentran en un cumulo, la distancia media que las separa es bastante menor que si estuvieran distribuidas uniformemente. El calculo de las funciones de correlación es bastante complicado. En primer lugar se necesita disponer de un catalogo de galaxias que nos de su posición aparente. Este catalogo fue elaborado en el observatorio de Lick y representa un total de un millón de galaxias (hasta magnitud 18.7). La esfera celeste se divide en cuadraditos de 1 grado cuadrado sobre los que se cuentan las galaxias que estan dentro de cada uno, comparándose este numero con la densidad media. Este análisis muestra la existencia de un fondo uniforme de unas 50 galaxias por grado cuadrado, sobre el que se superponen un gran numero de cúmulos con densidades que rondan las cien galaxias por grado cuadrado. Esta tendencia a la agrupación de las galaxias disminuye drásticamente para escalas de distancias mayores de 20 Mpc, correspondiéndose con las dimensiones de los mayores cúmulos observados. No obstante, las funciones de correlación no nos dicen nada acerca de cual es el nivel de concentración de galaxias necesario para que tengamos un cumulo. La definición es bastante más arbitraria. Normalmente se llama cumulo de galaxias a aquellas agrupaciones que, en un volumen como el del Grupo Local (una esfera de unos pocos Mpc) contienen un numero de galaxias comprendido entre varios cientos y varias decenas de miles. La densidad de galaxias en los centros de los cúmulos muy ricos, puede llegar a ser de miles a millones de veces superior a la densidad media del Universo.
Los dos cúmulos de galaxias más cercanos a la Vía Láctea son el cumulo de Virgo, a una distancia de 20 Mpc en la dirección del Polo Norte Galáctico y el Cumulo de Coma, en la constelación de la Cabellera de Berenice a 100 Mpc de nosotros.
Del estudio del catalogo de galaxias de George Abell, realizado con la cámara Schmidt de Monte Palomar y que comprende galaxias hasta magnitud 21, se ha podido detectar la existencia de dos tipos principales de cúmulos de galaxias: los cúmulos regulares, muy concentrados y los irregulares, con una concentración y un numero de miembros menor y por lo tanto con una mayor dispersión. Los cúmulos regulares de galaxias tienen simetría esférica y una gran concentración de galaxias en su parte central (a menudo, el centro del cumulo lo ocupa una galaxia elíptica supergigante). Las velocidades de rotación de las galaxias del núcleo son del orden de 1000 Km/seg. La mayoría de las galaxias en estos cúmulos son elípticas o lenticulares, con muy poca materia interestelar, El diámetro de estos cúmulos oscila entre 1 y 10 Mpc, sus másas son del orden de 10l5 Mo, equivalente a diez mil galaxias como la Vía Láctea. El cercano Cumulo de Coma es el prototipo de cumulo galáctico regular.
Los cúmulos irregulares no muestran simetría ni una concentración en la distribución de las galaxias que lo forman. Las velocidades orbitales de la galaxias son muy pequeñas, sus tamaños varían entre 1 y 10 Mpc y el rango de másas entre 10(12) y 10(14) Mo. Un exponente claro de cumulo irregular es el Cumulo de Virgo. También pueden considerarse dentro de esta categoría al Grupo Local y a todos los grupos de galaxias distribuidos en nuestras inmediaciones.
El problema de la materia oscura que vimos en el punto anterior persiste cuando hablamos de cúmulos de galaxias, es decir, la mása dinámica del cumulo no coincide con la mása luminosa, siendo esta ultima inferior.
Los ricos cúmulos de galaxias de 10 Mpc de diámetro no son las estructuras más grandes del Universo. De hecho, su distribución consiste en un fondo más o menos uniforme de cúmulos separados 55 Mpc de promedio, sobre los que se superponen cúmulos de cúmulos, los llamados Supercúmulos de galaxias. Por ejemplo, nuestro Grupo Local, junto con algunas docenas más de grupos cercanos de galaxias, es un miembro de un sistema mucho mayor de 15 Mpc de radio, centrado en el cumulo de Virgo, conocido como Supercúmulo Local. Por otro lado, este supercúmulo es relativamente pobre; contiene únicamente un cúmulo rico (en su centro) y varios grupos de galaxias.
En la actualidad se han encontrado más de 50 supercúmulos, cada uno con un promedio de unos doce cúmulos ricos y varias decenas de cúmulos más pequeños. El diámetro de estas estructuras es del orden de 100 Mpc.
Se cree que la jerarquía de las estructuras del Universo se detiene en los supercúmulos de galaxias. De hecho, se obtiene que a escalas mayores de 1000 Mpc, la variación en la densidad de galaxias se reduce a la mitad de la densidad media del Universo, lo que significa que, a escala muy grande, el Universo es homogéneo e isótropo.
En la actualidad se cree que la distribución de cúmulos y supercúmulos de galaxias en el Universo no es homogénea. Se ha observado que esta distribución tiene lugar en grandes "burbujas" de espacio de forma que la materia se encuentra en las paredes de estas estructuras, quedando la parte central constituida por un vacío (de materia) casi absoluto. En los puntos de contacto entre las burbujas se localizarían las grandes distribuciones de materia antes mencionadas, la más cercana de las cuales se conoce como "la Gran Muralla".
Sea como sea nuestro Universo, parece factible hoy en día, que en un plazo de tiempo razonablemente corto (en escala humana) podremos contar con una visión bastante aproximada de como es la distribución global de materia en la parte del Universo en la que nos encontramos.
EL BIG BANG
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Las observaciones nos indican que el Universo se esta expandiendo, es decir, las galaxias se estan separando unas de otras. Echando la vista hacia atrás, esta expansión significa que antes, el Universo era más pequeño, las galaxias estaban más juntas. La expansión del Universo no hay que entenderla como la clásica imagen de una artefacto que ha explotado y sus piezas se separan unas de otras en el espacio exterior, ajeno a la propia explosión, más bien se trata de una expansión del propio espacio-tiempo, que arrastra a los objetos materiales en el inmersos. En este sentido, el punto en donde se produjo la Gran Explosión (Big Bang) no es ninguno en concreto, sino más bien es todo el Universo (aquí, en Logroño, en Canopo y en cualquier lugar del Universo).
Daremos aquí un pequeño repaso a lo que se conoce como Modelo Estandar del Big Bang. Para ello comenzaremos una centésima de segundo después del comienzo de la expansión, hace entre 13 y 20 mil millones de años. Lo anterior a esa primera centésima de segundo inicial y hasta 10-47 segundos después del Big Bang pertenece al dominio de la Mecánica Cuántica (alguna de cuyas predicciones ya han sido confirmadas observacionalmente mediante el satélite COBE) y de ahí hasta el cero, corresponde al dominio de las teorías de Gran Unificación (que pretenden configurar una teoría capaz de explicar la Gravitación y las otras tres fuerzas conocidas, Electromagnetismo, interacción Débil y fuerza Fuerte, como distintas facetas de esa única "Superfuerza").
Un tercio de segundo después, los neutrinos dejaron de interactuar apreciablemente con la materia y se desacoplaron. A partir de ese momento evolucionaron de forma independiente. Esos neutrinos llenan todo el Universo desde entonces, constituyendo un baño de partículas que no ha podido ser detectado.En t = 0.01 seg. el Universo tenia una temperatura de unos cien mil millones de grados K, con una densidad de cuatro mil millones de veces la del agua. En estas condiciones, la materia y la radiación se encuentran acopladas y ni siquiera los neutrinos eran capaces de escapar a esta interacción.
En t = 1.1 seg. comenzó la aniquilación de pares e+ e-: la destrucción de materia y antimateria para dar luz. Un pequeñísimo exceso de la materia sobre la antimateria fue el que permitió más tarde que se formaran las galaxias y con ellas las estrellas y los planetas.
A los 3 minutos y 46 segundos comienza la nucleosíntesis primordial: la formación de núcleos de Deuterio, Helio y una pequeñísima proporción de Litio.
En t = 4 min. ya se había producido todo el Helio observado actualmente en el Universo, quedando una composición de un 75% de Hidrogeno y un 25% de Helio aproximadamente.
El hecho de que la explicación vaya tan despacio en esta primera fase se debe a que en esa época, el tiempo necesario para que un evento tuviera carácter cosmológico, es decir, para que afectara a una parte significativa del Universo, era muy pequeño debido a su reducido tamaño. En la actualidad, para que un evento tenga carácter cosmológico, hay que esperar un tiempo igual a 10 veces la vida del Universo. Esto se resume diciendo que el Tiempo Característico del Universo primigenio era mucho menor que ahora (Tiempo Característico = Tiempo necesario para que una región dada del Universo doble su tamaño por la expansión cosmológica). De esta forma, en Cosmología, el tiempo se mide con potencias de 10 (tanto positivas como negativas).
Al cabo de media hora, se habían aniquilado todos los pares electrón-positrón apareciendo el estado de vacío que encontramos hoy. De esta aniquilación se salvaron uno de cada mil millones de electrones, suficiente para neutralizar la carga eléctrica positiva de los protones y constituir un Universo globalmente neutro en carga eléctrica. En este momento había mil millones de fotones por cada nucleón. A esta época se le llama "época de la radiación" ya que la alta energía de la misma impedía la formación de los átomos. La temperatura había descendido a unos 300 millones de grados K y la densidad era del 10% de la del agua.
Para que se formaran átomos había que esperar a que la temperatura descendiera por debajo de los 4000 K. Entre t = 300000 años y un millón de años, prácticamente toda la materia paso a formar parte de átomos, produciéndose el desacoplamiento materia radiación. Antes de que esto ocurriera, el Universo se parecía a la superficie del Sol: caliente, opaco y lleno de luz amarillenta. Después se hizo transparente, al tiempo que la mayor parte de la energía pasaba a formar parte de la materia. Terminaba así la era de la radiación y comenzaba la "era de la materia" en la que nos encontramos actualmente. La radiación del Universo dejo de interactuar apreciablemente con la materia neutra, desacoplándose ambos y evolucionando a partir de entonces de manera independiente (como había ocurrido anteriormente con los neutrinos). La radiación lleno todo el Universo mientras que la materia tendía a configurar grandes agrupaciones. La radiación que se desacoplo en aquella época es la que descubrieron Pencias y Wilson en 1965 como un fondo cósmico de microondas. Este baño de radiación es altamente isótropo, es decir, presenta las mismás características en todas las direcciones en las que se observe. Su espectro corresponde al de un cuerpo negro a 2.7 K, siendo esta la temperatura actual del Universo.
Al final de la era de la radiación, la densidad era de unos 10 millones de átomos por cada litro de Universo, mientras que en la actualidad se encuentra, en promedio en 1 átomo por cada 1000 litros.
En la época dominada por la radiación debieron crearse las irregularidades que más tarde darían lugar a la formación de las estructuras a gran escala del Universo, en las que se hallan incluidas las galaxias y en ellas las estrellas. Este proceso no esta bien comprendido en la actualidad, existiendo dudas de que se formo antes, si las grandes estructuras y a partir de ellas las pequeñas, o al revés.
Actualmente, entre 13 y 20 mil millones de años después, se han formado unos cien mil millones de galaxias, cada una de ellas con un promedio de unos cien mil millones de estrellas, lo que hace un total de diez mil millones de billones de soles, repartidos a lo largo y ancho de un Universo observable de entre 10 y 20 mil millones de años luz de radioradio.
sábado, 23 de febrero de 2013
jueves, 21 de febrero de 2013
MAS ALLÁ DE LA VÍA LÁCTEA
MÁS ALLÁ DE LA VÍA LÁCTEA Como ya hemos visto, nuestro sistema estelar presenta un diámetro de 100.000 años-luz y un espesor de 20.000 años- d7, en su densa parte central. ¿Contiene la Galaxia la totalidad del universo, de las estrellas, gas y polvo que podemos observar?. La respuesta es "no", puesto que los astrónomos han descubierto que nuestra Galaxia es sólo una entre muchos millones le galaxias.
Estas otras galaxias se extienden por el espacio en todas direcciones, hasta donde alcanza nuestra vista aun con la ayuda de los más potentes telescopios. Como la Galaxia, todas ellas contienen estrellas y, posiblemente, planetas, así como gas y polvo. No obstante, los únicos planetas que hasta ahora hemos observado han sido sólo los del sistema solar, pero esto no significa que el Sol sea la única estrella del universo que tenga MI sistema planetario.
Significa, exclusivamente, que nuestros telescopios no son aún lo suficiente potentes para detectar otros planetas, si es que en realidad existen. Las incontables galaxias que podemos observar están a tal distancia de nosotros, que aun el diámetro de 100.000 años luz de nuestra propia Galaxia empieza a palidecer por su insignificancia.
Las galaxias más cercanas son visibles sólo desde el hemisferio sur. Se conocen con el nombre de Nubes de Magallanes, así denominadas en recuerdo del gran navegante Fernando de Magallanes, que fue el primero en tomar nota de su existencia durante su viaje alrededor del mundo, hace más de 400 años. Las Nubes de Magallanes parecen trozos desgajados de la Vía Láctea; no obstante, se trata de dos galaxias independientes , a más de 150.000 años-luz de la nuestra. Y, sin embargo, las Nubes de Magallanes son vecinas muy próximas con respecto a la totalidad del universo.
Pertenecen al mismo cúmulo de galaxias que nuestro sistema estelar, al denominado "grupo local". Este cúmulo contiene por lo menos 35 galaxias, o mas. La Galaxia parece estar situada a un extremo del cúmulo, y cerca del centro se encuentra la galaxia —aparte las Nubes de Magallanes— que puede verse sin telescopio.
Grupo Local
"La Vía Láctea es parte de un barrio cósmico más grande –un grupo de más de 35 galaxias conocido como el Grupo Local. Estas galaxias se mueven por el espacio como una sola unidad, unidas por su mutua atracción gravitatoria. El número de galaxias que pertenecen al Grupo Local es incierto, debido a que los astrónomos siguen encontrando nuevos residentes de este barrio galáctico. Por ejemplo, una de las galaxias del Grupo Local fue descubierta en 1997, a unos tres millones de años luz de la Tierra. Esta nueva galaxia es diminuta: sólo contiene un millón de estrellas aproximadamente, comparado con los cientos de miles de millones de la Vía Láctea."
Dicha galaxia aparece a simple vista una mancha luminosa, tenue y nebulosa, en la constelación de Andrómeda; pero al ser fotografiada mediante un gran telescopio aparece tan nítida, que pueden verse hasta algunas de sus estrellas individuales. Esta galaxia de Andrómeda está a casi dos millones de años-luz de nosotros. La luz que esta noche veremos proveniente de allí empezó su recorrido mucho antes de. que el hombre apareciera sobre la Tierra.
La totalidad del grupo local, que tiene una configuración muy ovalada, ocupa un volumen tan grande, que es difícil encontrar alguna comparación que nos permita imaginar su tamaño. No conocemos sus dimensiones con mucha exactitud, pero parece ser que se extiende sobre una superficie de por lo menos 4,5 millones de años-luz en longitud y la mitad en anchura. Su espesor es del orden de unos 600.000 años-luz.
Al utilizar telescopios para explorar aún más lejos en el espacio, más allá de nuestro grupo local, las distancias llegan a ser inimaginables. Otras galaxias y cúmulos de galaxias, alejados 50 millones y hasta 100 millones de años-luz, son bastante frecuentes. Los astrónomos saben ahora que las galaxias pueden observarse tan lejos como sus telescopios pueden profundizar. Con los más grandes y modernos, equipados con cámaras fotográficas, podemos estudiar galaxias situadas hasta 3.500 millones de años-luz de distancia.
Durante los últimos veinte años se ha introducido un nuevo método para "ver" aún más lejos en el espacio: el radiotelescopio. Estos instrumentos sólo son radiorreceptores muy sensibles con antenas especiales. Su objeto es el de recibir, no la luz, sino las ondas de radio emitidas por las estrellas y por el gas interestelar de nuestra propia Galaxia y de las demás galaxias.
Con los radiotelescopios los astrónomos pueden sondear en el espacio con mucha mayor profundidad que mediante los telescopios ópticos. Estos nuevos instrumentos ayudan al astrónomo a formarse una idea de la totalidad del universo, un universo al que no podemos encontrar límites en la actualidad.
miércoles, 20 de febrero de 2013
LA VIA LACTEA
LA VÍA LÁCTEA: Los astrónomos saben ahora que el conjunto de estrellas que vemos durante la noche es parte de un gigantesco sistema. La forma de este sistema estelar se parece bastante a la de dos platos encarados con sus bordes en contacto y una especie de abultamiento en su parte central.
El sistema solar no está ni mucho menos cerca del centro de este sistema estelar, sino a unos dos tercios de él. Las estrellas aparecen concentradas con mayor densidad en la parte central y en la porción plana situada entre los dos bordes de los “platos”, esto es, en el plano central. Podemos darnos cuenta de esto al observar el cielo en una noche clara: una tenue banda luminosa atraviesa el cielo de un extremo al otro.
Los hombres primitivos ya se dieron cuenta de la presencia de esta banda luminosa muchas leyendas tuvieron su origen en ella, conociéndose con el nombre de Vía Láctea. Tras la invención del telescopio, los astrónomos observaron que está constituida por gran número de estrellas individuales, y ahora sabemos que tal conjunto de estrellas representa el plano central de nuestra Galaxia. Aunque el sistema solar esté situado cerca del borde de este. sistema estelar, la Vía Láctea se ve atravesando todo el, cielo eh forma de una batida rectilínea, tanto al norte como al sin del ecuador, lo cual indica que el sistema solar se encuentra el el plano central de la Galaxia, de modo que de cualquier lado que nos volvamos podemos observar esta densa reunión. de estrellas.
Cuando miramos hacia el cielo en una dirección distinta a la de la Vía Láctea, vemos que las estrellas no están ya tan agrupadas; por el contrario, aparecen muy repartidas por el firmamento. Esto es debido a que entonces miramos hacia fuera del plano central y a través de la parte menos densa de la Galaxia. En efecto, la Vía Láctea nos señala en el espacio la dirección del plano central del sistema de estrellas del cual el Sol es un miembro más.
Nuestra Galaxia es inmensa en comparación con la magnitud de las distancias estelares antes mencionadas. Desde la "parte superior a la inferior” —esto es, a lo largo del diámetro menor de su abultamiento central— tiene un espesor de 20.000 años-luz. Y desde un borde al otro la distancia es de 100.000 años-luz.
La mitología griega dice que la diosa Hera, esposa de Zeus, se negaba a amamantar al pequeño Hércules pues había sido fruto de una aventura. En una ocasión lo acercaron a su pecho mientras dormía, pero Hera despertó, lo retiró suavemente de su pezón y la leche se derramó por los cielos, dando forma a las brillantes constelaciones que admiramos en la noche.
Estos valores no incluyen, sin embargo, la distancia a ciertas estrellas que se encuentran por encima y por debajo de ‘la propia Galaxia. Algunas de estas estrellas están solas, pero la mayoría de ellas constituyen grandes cúmulos estelares. Estos cúmulos (denominados cúmulos globulares) forman una especie de halo alrededor de la Galaxia. Cada cúmulo lo forman millares y, a veces, decenas de millares de estrellas agrupadas en forma de esfera o de globo. El más cercano de ellos se encuentra a unos 20.000 años-luz del sistema solar.
Nuestra Galaxia, por lo tanto, está constituida por un conjunto de. estrellas, la mayor parte de las cuales se encuentra en el plano o en el abultamiento centrales, junto con mi halo de estrellas individuales y de cúmulos globulares. En nuestro siglo los astrónomos han demostrado que la Galaxia contiene además una considerable cantidad de gas y de polvo.
Observado a través del telescopio, parte de este gas y polvo presenta el aspecto de grandes nubes luminosas nebulosas, de la palabra latina que significa nube. La más famosa de das estas nebulosas es la gran nube gaseosa de la constelación de Orión. A simple vista aparece como un puntito luminoso en medio de las tres estrellas que representan la espada de Orión. Pero aun a través de un pequeño telescopio se convierte en un objeto interesante para la observación.
Las estrellas del cúmulo abierto, denominado las Pléyades, están rodeadas de polvo iluminado por las mismas. Si barremos el cielo con un telescopio, descubriremos muchas más nebulosas que las que se aprecian a simple vista. La propia Vía Láctea contiene gran número de ellas. Por ejemplo, nebulosas del tipo de las que presenta la Vía Láctea al cruzar Sagitario cubren regiones que miden centenares de años-luz, y muchas contienen brillantes estrellas sumergidas en su seno.
"La Vía Láctea es parte de un barrio cósmico más grande –un grupo de más de 35 galaxias conocido como el Grupo Local. Estas galaxias se mueven por el espacio como una sola unidad, unidas por su mutua atracción gravitatoria. El número de galaxias que pertenecen al Grupo Local es incierto, debido a que los astrónomos siguen encontrando nuevos residentes de este barrio galáctico. Por ejemplo, una de las galaxias del Grupo Local fue descubierta en 1997, a unos tres millones de años luz de la Tierra. Esta nueva galaxia es diminuta: sólo contiene un millón de estrellas aproximadamente, comparado con los cientos de miles de millones de la Vía Láctea."
En muchas nebulosas gaseosas aparecen surcos y regiones oscuras. La Vía Láctea también presenta surcos entre las estrellas, como si existieran huecos en el fondo estrellado. Las regiones oscuras en la Vía Láctea, así como en las nebulosas gaseosas brillantes, son debidas a gas no luminoso y a polvo. Como veremos más adelante, los astrónomos pueden distinguir el gas carente de luz del polvo cósmico, pero aquí consideramos sólo el hecho de que ambos oscurecen la luz procedente de las estrellas y nebulosas brillantes situadas más allá de los mismos. Este efecto de cobertura en la Vía Láctea nos impide observar lo que debe ser una visión grandiosa.
Debido al gran número de nebulosas situadas entre nosotros y el centro de la Galaxia, no podemos ver el brillante y compacto conjunto estelar que constituye el núcleo de la Galaxia. Nuestros telescopios registran únicamente aquellas estrellas que están situadas de este lado de la densa parte central.
A pesar del problema inherente a la presencia del polvo y del gas oscuro, se ha descubierto que la totalidad de nuestra Galaxia experimenta un movimiento de rotación. El Sol que es una estrella bastante común, toma parte en esta rotación cósmica, arrastrando consigo a la Tierra a los demás planetas. Como otras estrellas cercanas, el Sol se mueve a través del espacio a razón de 240 Km./seg, velocidad que permitiría dar la vuelta a la Tierra en poco más de dos minutos y medio. Aun así, la Galaxia es tan enorme, que el Sol tarda tarda 225 millones de años en completar una revolución. Este inmenso período de tiempo, denominado ano cósmico, cae fuera de nuestro significado al considerar que hace dos años cósmicos la vida en la Tierra estaba en sus albores, y hace menos de media centésima de año cósmico que apareció el hombre.
Todas las estrellas de la Galaxia intervienen en la rotación cósmica, aunque sus velocidades varían. Las situadas más hacia el centro de la Galaxia generalmente se mueven con mayor rapidez que las que se encuentran cerca del borde, Este movimiento alrededor de la Galaxia constituye el principal desplazamiento de las estrellas, pero cada una precedía a su vez pequeños movimientos locales. Dicho de otro-modo, las estrellas no se mueven alrededor del centro de la Galaxia como si se tratara de una masa sólida. Es más bien como si un grupo de personas se dirigiera a tomar el Metro durante las horas punta; aunque todas van en la misma dirección general, la trayectoria de cada individuo está constituida por muchos movimientos distintos, hacia la izquierda y hacia la derecha, a medida que evita el tráfico o a los demás peatones. Lo mismo sucede con las estrellas de nuestra Galaxia: la dirección general es la de giro alrededor del denso núcleo central.
Fuente Consultada: Secretos del Cosmos Tomo 2 (Salvat)
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