Este 10 de diciembre millones de personas alrededor del mundo agradecieron el regalo astronómico de fin de año, al haber presenciado un espectacular eclipse total de luna, el cual pudo ser apreciado desde decenas de países. Este mismo fenómeno no se repetirá hasta dentro de un par de años, a mediados del 2014. Además, al tratarse de una luna decembrina, el astro se encuentra en un plano “bajo”, durante la cual, debido a un efecto óptico, se presenta a nuestros ojos con un tamaño mayor al resto del año. Y estos dos últimos factores complementaron el ya de por si maravilloso espectáculo. El eclipse total de Luna que tuvo lugar el pasado sábado, el último eclipse de este año 2011, fue visible en gran parte del mundo y, claro está, un eclipse es un fenómeno que muchos se atrevieron a capturar con sus cámaras para sacar fotografías y crear timelapses del fenómeno. Las 12 fases del eclipse capturadas desde Hefei, China. ¿Y qué es un eclipse lunar? Un eclipse lunar es un fenómeno astronómico que se produce cuando el Sol, la Tierra y la Luna están alineados, concretamente, cuando la Tierra se interpone entre el Sol y la Luna proyectando su sombra y haciendo que la Luna (que está en fase de Luna llena) se oscurezca. El proceso del eclipse empieza por la entrada de la Luna en una zona de penumbra (una sombra leve producida por la Tierra) para pasar, posteriormente, a la zona de su máximo apogeo (conocida como umbra) en el que entra en la zona de sombra y, posteriormente, volver otra vez a la zona de penumbra
Afortunadamente, a diferencia con los eclipses de sol, su observación no implica peligro alguno para nuestros ojos y no se han de tomar medidas de protección por lo que es algo que puede hacer cualquier persona que esté interesada en el tema y no se quiera perder detalle alguno del proceso. Los eclipses totales no son tan frecuentes y el del sábado lo fue, así que los que no pudieron observarlo en directo pueden hacerlo en alguno de los timelapses que se han publicado sobre este fenómeno. El primero de ellos fue capturado por May Elin Aunli en Arendal, Noruega:
¿Y cuándo podremos asistir al siguiente eclipse? Cada año se producen 2 eclipses de Luna, por tanto, tendremos la oportunidad de asistir al siguiente en el año 2012, concretamente el 4 de junio y el 28 de noviembre, aunque serán eclipses lunares parciales, es decir, asistiremos al oscurecimiento de la luna (entrada en la zona de penumbra) pero no veremos el característico color rojizo del eclipse parcial (que no volverá a producirse hasta el 4 de abril de 2015). Precisamente, en el timelapse realizado por David McDougall desde Sydney (Australia), con una cámara Canon 7D, podemos distinguir bastante bien ese color rojizo tan característico del eclipse. LIC:RENE DAVILA / 181211
La nebulosa de Orión, también conocida como Messier 42, M42, o NGC 1976, es una nebulosa difusa situada al sur del Cinturón de Orión.6 Es una de las nebulosas más brillantes que existen, y puede ser observada a simple vista sobre el cielo nocturno. Está situada a 1.270±76 años luz de la Tierra,2 y posee un diámetro aproximado de 24 años luz. Algunos documentos se refieren a ella como la Gran Nebulosa de Orión, y los textos más antiguos la denominan Ensis, palabra latina que significa "espada", nombre que también recibe la estrella Eta Orionis, que desde la Tierra se observa muy próxima a la nebulosa.7 La nebulosa de Orión es uno de los objetos astronómicos más fotografiados, examinados, e investigados.8 De ella se ha obtenido información determinante acerca de la formación de estrellas y planetas a partir de nubes de polvo y gas en colisión. Los astrónomos han observado en sus entrañas discos protoplanetarios, enanas marrones, fuertes turbulencias en el movimiento de partículas de gas y efectos fotoionizantes cerca de estrellas muy masivas. La nebulosa de Orión forma parte de una inmensa nube de gas y polvo llamada Nube de Orión, que se extiende por el centro de la constelación de Orión y que contiene también el anillo de Barnard, la nebulosa cabeza de caballo, la nebulosa de De Mairan, la nebulosa M78, y la nebulosa de la Flama. Se forman estrellas a lo largo de toda la nebulosa, desprendiendo gran cantidad de energía térmica, y por ello el espectro que predomina es el infrarrojo. La nebulosa de Orión es una de las pocas nebulosas que pueden observarse a simple vista, incluso en lugares con cierta contaminación lumínica. Se trata del punto luminoso situado en el centro de la región de la Espada (las tres estrellas situadas al sur del cinturón de Orión). A simple vista la nebulosa aparece borrosa, pero con telescopios sencillos, o simplemente con prismáticos, la nebulosa se observa con bastante nitidez. La nebulosa de Orión contiene un cúmulo abierto de reciente formación denominado cúmulo del Trapecio, debido al asterismo de sus cuatro estrellas principales. Dos de ellas pueden observarse como estrellas binarias en noches con poca perturbación atmosférica, efecto denominado seeing, lo que hace un total de seis estrellas. Las estrellas del cúmulo del Trapecio acaban de formarse, son muy jóvenes, y forman parte de un masivo cúmulo estelar con una masa calculada en 4.500 masas solares dentro de un radio de 2 parsecs llamado Cúmulo de la Nebulosa de Orión,9 una agrupación de aproximadamente 2.000 estrellas y con un diámetro de 20 años luz. Este cúmulo podría haber contenido hace 2 millones de años a varias estrellas fugitivas, entre ellas AE Aurigae, 53 Arietis, o Mu Columbae, las cuales se mueven en la actualidad a velocidades cercanas a los 100 km/s.10 Los observadores se han percatado de que la nebulosa posee zonas verdosas, además de algunas regiones rojas y otras azuladas con tintes violetas. La tonalidad roja se explica por la emisión de una combinación de líneas de radiación del hidrógeno, Hα, con una longitud de onda de 656,3 nanómetros. El color azul-violeta es el reflejo de la radiación de las estrellas de tipo espectral O (muy luminosas y de colores azulados) sobre el centro de la nebulosa. El color verdoso supuso un auténtico quebradero de cabeza para los astrónomos durante buena parte de comienzos del siglo XX, ya que ninguna de las líneas espectrales conocidas podía explicar el fenómeno. Se especuló que estas líneas eran causadas por un elemento totalmente nuevo, y a dicho elemento teórico se le acuñó el nombre de "nebulium". Más tarde, cuando ya se poseía mayor profundidad en el conocimiento de la física de los átomos, se llegó a la conclusión de que dicho espectro verdoso era causado por la transición de un electrón sobre un átomo de oxígeno doblemente ionizado. Sin embargo, este tipo de radiación es imposible de reproducir en los laboratorios, ya que depende de un medio con unas características concretas solo existentes en las entrañas
El descubrimiento de la nebulosa de Orión se le atribuye al astrónomo francés Nicolas-Claude Fabri de Peiresc, como indican sus escritos de 1610. Cysatus de Lucerna, un astrónomo jesuita, fue el primero en publicar un documento acerca de dichos escritos (aunque algo ambiguo) en un libro que trata sobre un cometa brillante, en 1618. En los años siguientes, varios astrónomos de prestigio descubrieron la nebulosa de forma independiente, incluido Christiaan Huygens en 1658, y cuyo borrador fue el primero en publicarse, concretamente en 1659. Charles Messier se percató de su existencia el 4 de marzo de 1769, observando de paso también tres de las estrellas del cúmulo del Trapecio, aunque el descubrimiento de estas tres estrellas se le atribuye a Galileo en el año 1617, a pesar de que no pudo observar la nebulosa (posiblemente debido al limitado campo de visión de su primitivo telescopio). Charles Messier publicó la primera edición de su catálogo de objetos astronómicos en 1774, aunque en 1771 ya estaba finalizado.16 La nebulosa de Orión fue designada por dicho catálogo como M42, por ser el objeto número 42 de dicha lista en ser descubierto. En 1865, la espectroscopia realizada por William Huggins confirmó el carácter gaseoso de la nebulosa. El 30 de septiembre de 1880, se publica la primera astrofotografía de la nebulosa de Orión, elaborada por Henry Draper. En 1902, Vogel y Eberhard descubrieron en el interior de la nebulosa velocidades irregulares, y en 1914 astrónomos de la ciudad francesa de Marsella usaron un interferómetro para detectar variaciones en la rotación y movimientos irregulares. Campbell y Moore confirmaron dichos resultados mediante la utilización de un espectrógrafo, demostrando así las turbulencias del interior de la nebulosa. En 1931, Robert J. Trumpler se percató de que las estrellas borrosas cercanas al Trapecio formaban un cúmulo, y fue el primero en denominar a dicho objeto con el nombre de cúmulo del Trapecio. Basándose en tipos espectrales y magnitudes, calculó una distancia de 1.800 años luz. Este valor arrojaba una cifra tres veces superior a la distancia aceptada en la época, pero es la que más se aproxima al valor actual.18 En 1993, el Telescopio espacial Hubble observó por primera vez la nebulosa de Orión. Desde entonces, la nebulosa ha sido estudiada y examinada en profundidad en multitud de ocasiones, y las imágenes obtenidas se han utilizado para realizar un modelo detallado de la nebulosa en tres dimensiones. Se han observado y estudiado discos protoplanetarios alrededor de estrellas recién formadas, como también han sido estudiados los poderosos efectos destructivos de los altos niveles de energía ultravioleta provenientes de las estrellas más masivas.19 En el año 2005, la Cámara avanzada para sondeos del Telescopio espacial Hubble tomó la imagen más detallada de la nebulosa que se ha obtenido. Para obtener la imagen, el telescopio tuvo que completar 104 órbitas, y capturar alrededor de 3.000 estrellas por debajo de la 23ª magnitud, incluidas varias enanas marrones y posibles enanas marrones binarias.20 Un año más tarde, un equipo de científicos del Telescopio espacial Hubble anunció la primera enana marrón binaria. Dicho sistema binario de enanas marrones se encuentra en la nebulosa de Orión y poseen aproximadamente masas de 0,054 masas solares y 0,034 masas solares respectivamente, con un periodo orbital de 9,8 días. Sorprendentemente, la enana marrón más masiva de las dos es también la menos luminosa. LIC:RENE DAVILA /241211
La nebulosa Cabeza de Caballo (Horsehead nebula en inglés) o Barnard 33 (B33), es una nube de gas fría y oscura, situada a unos 1.500 años luz de la Tierra, al sur del extremo izquierdo del Cinturón de Orión. Forma parte del Complejo de Nubes Moleculares de Orión, y mide aproximadamente 3,5 años luz de ancho. Esta nebulosa oscura es visible por contraste, ya que aparece por delante de la nebulosa de emisión IC 434. Por su forma es la más familiar de las nebulosas de absorción. El color rojizo de la nebulosa de emisión se origina por la recombinación de los electrones con los protones de los átomos de hidrógeno. La estrella más brillante, situada a la izquierda de la nebulosa, es la popular Alnitak (ζ Orionis) del Cinturón de Orión. La forma inusual de Cabeza de Caballo fue descubierta por primera vez en una placa fotográfica a finales del siglo XIX por Williamina Fleming, en el Observatorio del Harvard College. El primero en incluir en un catálogo a la Nebulosa Cabeza de Caballo fue Edward Emerson Barnard de la Familia Barnard, en 1919. Los astrónomos Pete Lawrence y Abel Pablo discutir las maravillas que se encuentran cerca de una línea diagonal de tres estrellas en la constelación de Orión conocidas como el Cinturón de Orión. La Nebulosa Cabeza de Caballo es muy difícil de ver, incluso si usted tiene un gran telescopio, pero el cúmulo estelar Collinder 70 se puede ver con sólo un par de binoculares.
En la foto del entorno se ven también nebulosas de reflexión, que reflejan preferentemente la luz azul de las estrellas cercanas. En la fotografía también puede verse, en color anaranjado, la Nebulosa de la Flama, catalogada como NGC 2024, en la parte inferior izquierda. Recibe este nombre por su parecido con una hoguera. Un franja oscura de polvo interestelar absorbente se destaca en silueta contra el resplandor de la emisión del hidrógeno y, de hecho, oculta la verdadera fuente de energía de la Nebulosa de la Flama. Detrás de la franja oscura yace un cúmulo de estrellas jóvenes y calientes, vistas a longitudes de onda infrarrojas a través del polvo oscurecedor. Una estrella masiva joven de ese cúmulo es la fuente probable de la intensa radiación ultravioleta que ioniza el gas de hidrógeno de la Nebulosa de la Flama. En la imagen también se aprecia la nebulosa NGC 2023, debajo de IC 434; es una nebulosa de reflexión, de ahí su característico color azulado. IC 431 aparece justo a la izquierda de la Nebulosa de la Flama. CREDITO/BBC/ LIC:RENE DAVILA /241211
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Hoy se cumple el 15 aniversario de la muerte de Carl Sagan, ese gran enamorado de la ciencia -especialmente de todo lo relacionado con la astronomía- que logró trasmitir a muchísimas personas su pasión por nuestro hermoso Universo mediante su popular serie para la televisión “Cosmos: Un viaje personal”. Y qué mejor forma de homenajearle en esta señalada fecha que recordando varias de sus citas y frases más conocidas, pero antes de ir con ellas, un poco de su historia para contextualizarlas.
Aunque la mayoría le recuerda por el programa citado y su faceta de divulgador científico, Sagan no solamente hizo eso ni muchísimo menos. A lo largo de su vida también contribuyó a la ciencia de otras formas, dejó un extenso y rico legado de libros y estudios y ganó diversos premios. Algunos ejemplos son el premio Pulitzer que recibió en 1978 por su obra “Los Dragones del Edén: especulaciones sobre la posible evolución de la inteligencia humana”; o la hipótesis que propuso de que Europa, uno de los satélites de Júpiter, podría albergar un océano subterráneo y ser un entorno habitable (tiempo después la misión Galileo confirmó de forma indirecta la existencia de un océano en Europa); o sus aportaciones al diseño de las misiones Mariner 2 a Venus y Mariner 9, Viking 1 y Viking 2 a Marte. Ventana externa 1)Cada esfuerzo por clarificar lo que es ciencia y de generar entusiasmo popular sobre ella es un beneficio para nuestra civilización global. Del mismo modo, demostrar la superficialidad de la superstición, la pseudociencia, el pensamiento new age y el fundamentalismo religioso es un servicio a la civilización.
2) El estudio del universo es un viaje para auto descubrirnos.
3) No puedes convencer a un creyente de nada porque sus creencias no están basadas en evidencia, están basadas en una enraizada necesidad de creer.
4) Hemos hecho un trabajo tan pésimo en lo que respecta a administrar nuestro planeta que deberíamos tener mucho cuidado antes de tratar de administrar otros.
5) La vida es sólo un vistazo momentáneo de las maravillas de este asombroso universo, y es triste que tantos la estén malgastando soñando con fantasías espirituales.
6)La primera gran virtud del hombre fue la duda, y el primer gran defecto la fe.
7)Si estamos solos en el Universo, seguro sería una terrible pérdida de espacio.
8)Vivimos en una sociedad profundamente dependiente de la ciencia y la tecnología y en la que nadie sabe nada de estos temas. Ello constituye una fórmula segura para el desastre.
9)Hemos averiguado que vivimos en un insignificante planeta de una triste estrella perdida en una galaxia metida en una esquina olvidada de un universo en el que hay muchas mas galaxias que personas.
10)Si alguien está en desacuerdo contigo, déjalo vivir. No encontrarás a nadie parecido en cien mil millones de galaxias.
11)En algún sitio algo increíble espera ser descubierto.
12)El cosmos es todo lo que es, todo lo que fue y todo lo que será. Nuestras más ligeras contemplaciones del cosmos nos hacen estremecer: Sentimos como un cosquilleo nos llena los nervios, una voz muda, una ligera sensación como de un recuerdo lejano o como si cayéramos desde gran altura. Sabemos que nos aproximamos al más grande de los misterios.
13)La imaginación frecuentemente nos llevará a mundos que jamás fueron. Pero sin ella, no iremos a ningún lado.
14)La ausencia de prueba no es prueba de ausencia.
15)Somos polvo de estrellas que piensa acerca de las estrellas. LIC:RENE DAVILA /191211
Datos curiosos acerca de la astronomía estrellas El rayo es aproximadamente 3 veces más caliente que nuestro sol. El Sol es alrededor de 4,5 millones de años. El sol es la causa de las corrientes oceánicas y los patrones climáticos en la Tierra. La energía producida por el Sol es de 383 mil millones de billones de kilovatios. El centro del Sol se llama el núcleo. (Presentado por Ashley) Las partículas emitidas por las explosiones en el Sol son visibles desde la Tierra ... Esto se conoce como la aurora. (Presentado por Alyssa) La estrella más cercana a nuestro solar sistema se llama Próxima Centauri, y es más de 4 años luz de distancia. La luz del Sol tarda 8 minutos en alcanzar la Tierra. La superficie del Sol se llama la fotosfera. Hay estrellas que son más de 600.000 veces más brillante que el sol. Una estrella se crea cuando los gases y polvo se condensan en una nebulosa fría. Cuando los gases y el polvo dentro de una nebulosa se condensan fresco, el nuevo objeto se denomina protoestrella Blanca enana estrellas son de color azul, blanco, amarillo o rojo. Depende de lo caliente que son. Se trata de explosiones que pueden destruir toda una estrella. Una estrella de neutrones que emite ondas de radio que se llama un púlsar. La primera estrella de este tipo fue descubierto en 1967. Las manchas solares son áreas en la superficie del Sol, que son 3000 grados más frías que otras áreas. La única estrella en el cielo que no parecen moverse de noche a noche se llama Polaris , la estrella del norte. ¿Sabía usted que cuando se mira hacia el cielo la noche, la luz que se ve de una estrella de hoy podría ser la luz se muestra de una estrella más de un millón de años? Algunas estrellas están tan lejos que, cuando la luz finalmente llega, que ya ha tenido un millón de años, y la estrella ya se pueden ir cuando finalmente se ve que es una luz brillante.
Datos curiosos acerca de la astronomía Mercurio El mercurio puede llegar a estar hasta 800 grados. El mercurio puede ser tan frío como 300 grados bajo cero. Mercurio fue nombrado por el dios romano del comercio. Mercurio es el segundo más pequeño planeta en nuestro solar sistema. Mercurio no tiene luna. Un año en Mercurio es sólo 88 días. Venus Un año en Venus es de 225 días. Un día es 243 días en la Tierra. Las nubes de Venus están hechas de ácido sulfúrico. Venus gira de este a oeste. Tierra Somos 93 millones de kilómetros de distancia del sol. El agua cubre el 71% de la Tierra. La Tierra es el único planeta conocido que tiene vida. En 5 millones de años, un día será de 48 horas. Por desgracia, esto es, cuando los científicos esperan que el sol a punto de estallar. Bastante triste eh! (Presentada por Matt). Día y noche se produce debido a la rotación de la Tierra. (Enviado por Briana) una revolución completa es de 365 1 / 4 días no sólo 365 días. (Enviado por Sam) Se necesita 16 millones caballos de fuerza para liberarse de la atracción gravitacional de la Tierra. (Enviado por Jorge) Nuestra luna se está alejando de la tierra a unos 3 cm por año. (Presentada por Alyssa) Marte Las misiones espaciales a Marte sugieren que alguna vez hubo agua. Los canales de Marte son en realidad una óptica de ilusión y no evidencia de vida. Júpiter Un día en Júpiter está a sólo 9 horas y 55 minutos. La gravedad en Júpiter es 2,6 veces mayor que la de la Tierra. Júpiter tiene anillos como Saturno (Enviado por Alyssa) Saturno Los anillos de Saturno están hechos de hielo y roca. Saturno es más ligero que el agua. Se toma a Saturno exactamente 29,46 años para viajar una vez alrededor del sol. (Presentada por Jack Roudabush) Saturno es 75 mil millas de ancho. (Presentada por Collin) Urano Urano es de 1,8 mil millones de kilómetros del sol. Un día es de 18 horas Neptuno Neptuno es el nombre del dios romano del mar. Neptuno tiene al menos 11 lunas. Neptuno fue descubierto en 1846 (hace 150 años). Desde ese momento, todavía tiene que hacer una órbita completa alrededor del sol, porque un año de Neptuno dura 165 años terrestres! (Enviado por Andrea) Plutón Plutón es el nombre de la romana el dios del inframundo. Un año en Plutón es igual a 248 años terrestres. Plutón sólo tiene un satélite (la Luna), llamado Caronte y es casi un planeta en sí mismo. (Enviado por Sara) A veces, Plutón es en realidad más cerca del Sol que Neptuno se debe a que tiene una órbita en forma divertida. (Presentada por Kathryn) Plutón no es un planeta, porque no tiene una órbita fija y su órbita se encuentran entre la órbita de otro planeta (Neptuno)
De nuestros viajes al espacio, hemos aprendido mucho acerca de nuestro planeta hogar. El primer satélite americano, el Explorer 1, descubrió una zona de intensa radiación, ahora llamada los cinturones de radiación Van Allen. Esta capa está formada por partículas cargadas en rápido movimiento que son atrapadas por el campo magnético de la Tierra en una región con forma de dona rodeando el ecuador. Otros descubrimientos de los satélites muestran que el campo magnético de nuestro planeta está distorsionado en forma de una gota debido al viento solar.. También sabemos ahora que nuestra fina atmósfera superior, que antes se creía era calmada y sin incidentes, hierve con actividad creciendo de día y contrayéndose en las noches. Afectada por los cambios en la actividad solar, la atmósfera superior contribuye al tiempo y clima en la Tierra. Además de afectar el clima en la Tierra, la actividad solar genera un fenómeno visual dramático en nuestra atmósfera. Cuando las partículas cargadas del viento solar se quedan atrapadas en el campo magnético de la Tierra, chocan con moléculas de aire sobre los polos magnéticos de nuestro planeta. Estas moléculas de aire entonces empiezan a emitir luz y son conocidas como las auroras o las luces del norte y del sur.
El robot explorador extraterrestre más grande del mundo partió el sábado en busca de rastros de vida en la superficie de Marte.La nave tardará ocho meses y medio en efectuar la travesía de 570 millones de kilómetros (354 millones de millas) hasta el planeta rojo.
La NASA lanzó el explorador "Curiosity" ("Curiosidad") a bordo de un cohete no tripulado Atlas V desde Cabo Cañaveral, bajo un cielo nublado.
El robot tiene una tonelada de peso, el tamaño de un automóvil y se mueve sobre seis ruedas.Más de 13.000 invitados de la NASA asistieron al lanzamiento en el Centro Espacial Kennedy.
Fue el primer lanzamiento de la NASA al planeta vecino en cuatro años y el primer envío de un robot marciano en ocho años.La astrobióloga de la NASA Pan Conrad, cuyo instrumento en busca de compuestos de carbono se encuentra en el vehículo, se puso una blusa especial para la ocasión. La prenda, de azul brillante y manga corta, estaba adornada con cohetes, planetas y las palabras "Próxima parada: ¡Marte!".
El Curiosity es un laboratorio móvil, propulsado con combustible nuclear, que contiene una decena de instrumentos científicos para tomar muestras del suelo y las rocas y analizarlas en la propia superficie marciana. El instrumental incluye un taladro y un láser para romper piedras.
Durante dos años, la misión de 2.500 millones de dólares buscará pruebas de que Marte alguna vez fue —o tal vez todavía es— capaz de albergar vida microbiana.
El Curiosity tiene un brazo de 2,13 metros (7 pies) con un martillo neumático en su extremo, capaz de perforar las rocas marcianas, y un mástil de siete pies rematado con cámaras láser y de alta definición. Ningún robot marciano previo ha sido tan avanzado o con tantas características.
"Es realmente un explorador con esteroides", dijo Colleen Hartman, administradora adjunta de la NASA para ciencias.
"Su magnitud lo hace más capaz que cualquier cosa que hayamos lanzado a cualquier planeta del sistema solar", agregó. El objetivo principal de la misión es determinar si el frío, seco y árido Marte podría haber alojado vida microbiana en alguna época o si incluso podría ser propicio para la vida ahora.
No hay detectores de vida a bordo, sino instrumentos para la búsqueda de compuestos orgánicos.Los científicos de todo el mundo han enviado más de tres decenas de misiones al siempre atractivo Marte, el planeta del sistema solar más parecido a la Tierra. Sin embargo, menos de la mitad de las misiones han tenido éxito.
Hace apenas dos semanas, una nave espacial rusa terminó atrapada en la órbita terrestre, en lugar de seguir su camino a la luna marciana Fobos.
Científicos de varias partes del mundo han dado una idea de qué satélites y planetas tienen más probabilidades de albergar vida extraterrestre. Entre los mundos ajenos más habitables están la luna de Saturno, Titán, y el exoplaneta Gliese 581g - aunque queda a unos 20,5 años luz, en la constelación Libra. Planetas Parecidos o habitables "La primera pregunta es si se pueden encontrar condiciones parecidas a las terrestres en otros mundos, puesto que sabemos empíricamente que esas condiciones podrían albergar vida", dijo el coautor, dr. Dirk Schulze-Makuch, de la Universidad del Estado de Washington. "La segunda pregunta es si existen condiciones en exoplanetas que indiquen la posibilidad de otras formas de vida, sean conocidas o no". Como sugiere el nombre, el ESI clasifica a planetas y lunas según el parecido que tengan con la Tierra, tomando en cuenta factores como tamaño, densidad y distancia de la estrella "La segunda pregunta es si existen condiciones en exoplanetas que indiquen la posibilidad de otras formas de vida, sean conocidas o no". Como sugiere el nombre, el ESI clasifica a planetas y lunas según el parecido que tengan con la Tierra, tomando en cuenta factores como tamaño, densidad y distancia de la estrella madre. El PHI se fija en un grupo diferente de factores, como si el mundo tiene una superficie rocosa o congelada, o si tiene una atmósfera o un campo magnético. También considera la energía disponible para cualquier organismo, ya sea a través de la luz de una estrella madre o de un proceso llamado flexión de la marea, en el que las interacciones gravitacionales con otro objeto pueden calentar un planeta o satélite internamente. Y finalmente, el PHI toma en cuenta la química - por ejemplo si están presentes compuestos orgánicos - y si hay disponibilidad de solventes líquidos para reaccions químicas vitales
PLANETAS PARECIDOS A LA TIERRA. Tierra - 1,00 Gliese 581g - 0,89 Gliese 581d - 0,74 Gliese 581c - 0,70 Marte - 0,70 Mercurio - 0,60 HD 69830 d - 0,60 55 Cnc c - 0,56 Luna - 0,56 Gliese 581e - 0,53 Entre Saturno y Gliese El valor máximo para el Indice de Similitud con la Tierra fue de 1.00 - para la Tierra, como era de esperarse. Los puntajes más altos más allá de nuestro sistema solar fueron para Gliese 581g (de cuya existencia dudan algunos astrónomos), con 0,89, y otro exoplaneta que orbita alrededor de la misma estrella - Gliese 581d, con un valor ESI de 0,74. El sistema Gliese 581 ha sido bien estudiado por astrónomos y comprende cuatro -posiblemente cinco- planetas en órbita alrededor de una estrella enana roja. HD 69830 d, un exoplaneta del tamaño de Neptuno que orbita una estrella diferente en la constelación Puppis, también tuvo un puntaje alto: 0,60. Se cree que está en la llamada Zona Ricitos de Oro, la región alrededor de su estrella madre donde las temperaturas de la superficie no son ni demasiado calientes ni demasiado frías para la vida. Los mundos mejor clasificados de nuestro propio sistema solar fueron Marte, con un valor de 0,70, y Mercurio, con 0,60. El Indice de Habitabilidad Planetaria produjo resultados distintos. El finalista fue el satélite de Saturno, Titán, que marcó 0,64, seguido por Marte (0,59) y una luna de Júpiter, Europa (0,47), que se cree tiene un océano de agua bajo la superficie, calentado por flexión de la marea. Los exoplanetas mejor clasificados fueron, nuevamente, Gliese 581g (0,49) y Gliese 581d (0,43). En años recientes, la búsqueda de planetas potencialmente habitables fuera de nuestro sistema solar ha progresado notablemente. Kepler, el telescopio espacial lanzado en el 2009, ha encontrado más de 1.000 planetas candidatos hasta ahora. Los telescopios del futuro podrían incluso ser capaces de detectar los llamados biomarcadores en la luz emitidos por planetas distantes, así como la presencia de clorofila, un pigmento clave en las plantas Indice de Habitabilidad Planetaria Titán - 0,64 Marte - 0,59 Europa - 0,49 Gliese 581g - 0,45 Gliese 581d - 0,43 Gliese 581c - 0,41 Júpiter - 0,37 Saturno - 0,37 Venus - 0,37 Encélado - 0,35 credito.bbc /LIC:RENE DAVILA /231111
Europa es un satélite del planeta Júpiter, el menor de los cuatro satélites galileanos. Fue llamado así por Europa, una de las numerosas conquistas amorosas de Zeus en la mitología griega. Simon Marius sugirió el nombre de "Europa" tras su descubrimiento, pero este nombre, así como el nombre de las otras lunas galileanas, no fueron de uso común hasta mediados del siglo XX. En gran parte de la literatura astronómica temprana aparece mencionado por su designación numeral romana, "Júpiter II" o como el "segundo satélite de Júpiter".
Se ha propuesto que puede existir vida en este hipotético océano bajo el hielo, tal vez sustentada en un entorno similar a aquél existente en las profundidades de los océanos de la Tierra cerca de las chimeneas volcánicas o en el Lago Vostok en la Antártida. No hay pruebas que sustenten esta hipótesis; no obstante, se han hecho esfuerzos para evitar cualquier posibilidad de contaminación. La misión Galileo concluyó en septiembre de 2003 con la colisión de la astronave en Júpiter. Si se hubiese abandonado sin más la nave, no esterilizada, podría haber colisionado en el futuro con Europa, contaminándola con microorganismos terrestres. La introducción de estos microorganismos hubiese hecho casi imposible determinar si Europa había tenido alguna vez su propia evolución biológica, independientemente de la Tierra.
En un reciente estudio se ha estimado que Europa tiene suficiente cantidad de agua líquida y que ésta tiene una elevada concentración de oxígeno, incluso mayor que en nuestros mares. Concentraciones semejantes serían suficientes para mantener no solo microorganismos, sino formas de vida más complej
Un equipo de científicos que estudia el sistema solar dijo haber hallado evidencia de la existencia de agua en Europa, una de las lunas de Júpiter.
Según los investigadores, bajo la gruesa capa de hielo que recubre el satélite natural se esconde un océano de vastas dimensiones.
De confirmarse esta teoría, se trataría de un hábitat con potencial para albergar vida.
La composición grosso modo de Europa es parecida a la de los planetas interiores, estando compuesta principalmente por rocas silíceas. Tiene una capa externa de agua de unos 100 km de espesor (parte como hielo en la corteza, parte en forma de océano líquido bajo el hielo). Datos recientes sobre el campo magnético observado por la sonda Galileo indican que Europa crea un campo magnético a causa de la interacción con el campo magnético de Júpiter, lo que sugiere la presencia de una capa de fluido, probablemente un océano líquido de agua salada. Puede que también tenga un pequeño núcleo metálico de hierro.
La superficie de Europa es muy lisa. Se han observado pocos accidentes geográficos de más de unos cientos de metros de altura. Las importantes marcas entrecruzadas de la superficie de Europa parecen estar causadas por las diferencias de albedo, con escaso relieve vertical. Hay pocos cráteres en Europa, solo tres cráteres mayores de 5 km de diámetro: Pwyll, de 39 km de diámetro, es el más conocido. El albedo de Europa es uno de los mayores de todas las lunas. Esto podría indicar una superficie joven y activa; basándose en estimaciones sobre la frecuencia del bombardeo de cometas que probablemente soporta Europa, su superficie no puede tener más de 30 millones de años. El poco relieve y las marcas visibles en la superficie de Europa se asemejan a las de un océano helado de la Tierra, y se piensa que bajo la superficie helada de Europa hay un océano líquido que se mantiene caliente por el calor generado por las mareas de Júpiter. La temperatura de la superficie de Europa es de 110 K (-160° C) en el ecuador y de solo 50 K (-210 °C) en los polos. Los mayores cráteres parecen estar rellenos de hielo nuevo y plano; basándose en esto y en la cantidad de calor generado en Europa por las fuerzas de marea, se estima que la corteza de hielo sólido tiene un espesor aproximado entre 10-30 km, lo que puede significar que el océano líquido pueda tener una profundidad de 90 km.
La característica más llamativa de la superficie de Europa son una serie de vetas oscuras que se entrecruzan por toda la superficie de la luna. Estas vetas se asemejan a las grietas del hielo marino en la Tierra; un examen detallado muestra que las orillas de la corteza de Europa a cada lado de las grietas están desplazadas de su posición original. Las mayores franjas tienen unos 20 km de un lado a otro con difusas orillas externas, estriaciones regulares, y una franja central de material más claro, que se cree que se ha originado por una serie de erupciones volcánicas de agua o géiseres al abrirse la corteza y quedar expuestas las capas más cálidas del interior. El efecto es similar al observado en la Tierra en la cordillera dorsal oceánica o zona rift. Se cree que estas fracturas se han producido en parte por las fuerzas de marea ejercidas por Júpiter. Se piensa que la superficie de Europa se desplaza hasta 30 metros entre la marea alta y baja. Puesto que Europa está anclada por la marea (en marea muerta, como la Luna respecto a la Tierra) con Júpiter y siempre mantiene la misma orientación hacia el planeta, las fuerzas deben seguir un patrón distintivo y predecible. Solo las fracturas más recientes de Europa parecen ajustarse a este patrón predecible; otras fracturas parecen haber ocurrido en orientaciones cada vez más diferentes cuanto más antiguas son. Esto podría explicarse si la superficie de Europa hubiese rotado ligeramente más rápido que su interior, un efecto que es posible, ya que el océano desacopla la superficie de la luna de su manto rocoso y al efecto remolque de la gravedad de Júpiter sobre la corteza exterior de la luna. Comparaciones de las fotos del Voyager y de la sonda Galileo sugieren que la corteza de Europa rota como mucho una vez cada 10 milenios con relación a su interior.
Órbitas de Ío, Europa y Ganímedes.
Otra característica presente en la superficie de Europa son las "pecas" o superficies lenticulares, circulares o elípticas. Muchas son bóvedas, otras hoyos y otras manchas oscuras lisas; otras tienen una textura desigual. Las superficies de las cúpulas parecen trozos de las llanuras más antiguas que los rodean que hubiesen sido empujados hacia arriba. Se piensa que se formaron a partir de bloques de hielo más calientes que ascendieron respecto al hielo más frío de la corteza, de forma similar a lo que ocurre con las cámaras de magma en la corteza terrestre. Las manchas oscuras lisas pueden haberse formado por agua líquida que ha escapado del interior cuando se fractura la superficie de hielo. Y las pecas irregulares (llamadas regiones de "caos", por ejemplo Conamara) parecen haberse formado a partir de muchos pequeños fragmentos de corteza sobre manchas oscuras lisas, como icebergs en un mar congelado.
Recientes observaciones del Telescopio espacial Hubble indican que Europa tiene una atmósfera muy tenue (10-11 bares de presión en la superficie) compuesta de oxígeno. De las lunas del sistema solar, sólo siete de ellas (Io, Calisto, Ganímedes, Titán, Tritón , Encélado y Titania) se sabe que tienen atmósfera. A diferencia del oxígeno de la atmósfera terrestre, el de la atmósfera de Europa es casi con toda seguridad de origen no biológico. Más probablemente se genera por la luz del Sol y las partículas cargadas que chocan con la superficie helada de Europa, produciendo vapor de agua que es posteriormente dividido en hidrógeno y oxígeno. El hidrógeno consigue escapar de la gravedad de Europa, pero no así el oxígeno. LIC;RENE DAVILA/161111
Tholus Tharsis, un extinto volcán billionn 4 años Marte se eleva 8 kilometros por encima del paisaje circundante - casi la altura del Monte Everest de la Tierra. La imagen de arriba fue puesto en libertad ayer por la Agencia Espacial Europea. Es una combinación de varias fotos tomadas por una cámara estéreo de alta resolución a bordo de la nave espacial Mars Express en 2004, con diferentes alturas se muestra en diferentes colores.
En comparación, por encima de las tormentas de polvo de planetas rojos frecuente es el Olympus Mons, el volcán más alto y la montaña conocida en nuestro sistema solar (abajo la imagen de la página). El edificio central de este volcán en escudo se encuentra 27 kilómetros (88.580 pies) de altura sobre la superficie o tres veces la altura del Monte Everest sobre el nivel del mar y 2,6 veces la altura del Mauna Kea, por encima de su base. Que es de 550 km de ancho, flanqueado por abruptos acantilados, y cuenta con un complejo de la caldera que es de 85 km de largo, de ancho 60 km, y hasta 3 km de profundidad con seis cráteres superpuestos. Su borde exterior se define por un acantilado de 6 km de altura, único entre los volcanes de escudo del planeta rojo. En 2004, el orbitador expreso imágenes flujos de lava vieja en las laderas del Monte Olimpo. Basado en el tamaño del cráter y el recuento de la frecuencia, la superficie de esta escarpa occidental ha sido datada de 115 millones de años de edad hacia abajo a una región que está a sólo 2 millones de años-muy reciente en términos geológicos, lo que sugiere que la montaña aún podría tener algún curso la actividad volcánica. Mauna Kea en las islas de Hawai es un ejemplo de los volcanes escudo similar a una escala menor. El extraordinario tamaño del Monte Olimpo es probablemente porque no tiene placas tectónicas. Por lo tanto, la corteza se mantuvo fijo sobre un punto caliente y el volcán siguió desempeñando lava. (Imagen de arriba compara las alturas del Monte Everest, Maxwell Montes de Venus, y Olympus Mons). La montaña, así como algunos otros de los volcanes en la región de Tharsis, era visible desde la Tierra a los observadores del siglo 19. El astrónomo Patrick Moore señala que durante las tormentas de polvo ", Schiaparelli había encontrado que su Nodus Gordis y nieve Olímpicos eran casi las únicas características para ser visto. Pero sólo con las sondas Mariner puede ser esto confirmado con certeza. Después de la sonda Mariner 9 se fotografiado desde la órbita en 1972, quedó claro que la altura era mucho mayor que la de cualquier montaña encuentran en la Tierra, y el nombre fue cambiado al Monte Olimpo.
Simular el Universo es, vamos a decirlo así, la simulación máxima.
Es diseñar un modelo computacional lo suficientemente preciso,
confiable a la vez que eficiente para que el trabajo de una potente
supercomputadora no sea en vano. Es representar con algoritmos y
estructuras de datos, la matemática y la física extraordinarias del Big
Bang con sus consecuencias. Es orquestar el esfuerzo de cientos, quizá
miles de procesadores en pos de una misma tarea. Simular el Universo es
una tarea fuera de lo común, y la más completa de todas es la gran simulación Bolshoi.
Bolshoi
es la palabra rusa para “magnífico”, y no podía ser de otra manera para
un experimento computacional sin precedentes que simuló la evolución a
gran escala de la estructura del Universo, partiendo con 8 mil seiscientos millones de partículas, 24 millones de años después del Big Bang hasta nuestros días.
Además, a intervalos regulares, fueron capturadas instantáneas en 3D de
alta definición aún por estudiar por astrónomos y astrofísicos de todo
el mundo. La siguiente imagen es un acercamiento al cúmulo de galaxias
más masivo entre los simulados.
La supercomputación, dicen los investigadores liderados por Anatoly Klypin y Joel Primack,
“ha transformado la cosmología en una ciencia experimental”. Para esta
simulación en particular, los cosmólogos usaron el llamado Modelo Lambda-CDM, aceptado como modelo estándar para comprender la formación del Universo a gran escala, basado en la distribución de materia oscura a lo largo de todo el cosmos.
Este vídeo muestra el Universo simulado comparado con el observado y da cuenta de la precisión de la simulación.
La simulación tomó como punto de partida datos de la NASA sobre el Big Bang, luego fue calculada la evolución de una fracción del Universo con extensión de mil millones de años luz.
Esto es “pequeño”, pero representativo; la Vía Láctea, por ejemplo, se
extiende a lo largo de 100.000 años luz. En total fueron 6 millones de
horas de uso de CPU sobre la supercomputadora Pleiades, la séptima más rápida del mundo a la fecha y sobre la que, por cierto, opera Linux.
Los
resultados de la simulación serán divulgados poco a poco en los canales
tradicionales de la ciencia: artículos científicos, conferencias, bases
de datos comológicas. En tanto, les invito a visitar la galería de imágenes y la sección de vídeos del sitio para profundizar en las implicaciones de tremendo experimento.
Diversos
pensadores, desde los antiguos filósofos griegos hasta los
contemporáneos que estudian cosmología cuántica y la teoría de la
inflación cósmica eterna han calificado al tiempo de ilusión.
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Para
ellos, la percepción del paso del tiempo, la sensación de estar
viviendo el presente, es un artificio de nuestra psicología, de manera
que cualquier cosa que sea real o verdadera es real o verdadera
atemporal y eternamente.
La creencia de que la realidad existe en
una esfera intemporal de lo verdadero y no en el flujo de los eventos
que nuestra percepción nos muestra puede ser respaldada con argumentos
científicos pero también refleja un prejuicio metafísico.
Los
intentos contemporáneos de extender la teoría cuántica a lo cosmológico,
para englobar a todo el Universo en vez de sólo a uno de sus
subsistemas, a menudo están encuadrados en ecuaciones que sugieren que
el tiempo emerge de una realidad atemporal.
Sin embargo, esos
intentos adolecen de problemas, tanto técnicos como conceptuales, que
son aún más difíciles de resolver que los interrogantes usuales de la
teoría cuántica.
Varios avances en el estudio de la gravedad
cuántica han mostrado que nuestro sistema cuadrimensional de
espacio-tiempo sólo se recupera en una versión de la teoría en la que el
tiempo es real y no emergente.
Eso implicaría que, al contrario
de la antigua tradición metafísica, el tiempo no sólo es real sino que
es posible que sea el único aspecto de la realidad que experimentamos
diréctamente que es fundamental y no emergente de otra cosa
LOS AGUJEROS NEGROS Un
agujero negro es un cuerpo celeste de extrema densidad y gran atracción
gravitatoria, que ni refleja ni emite radiación alguna. Podría ser la
fase final de la evolución de ciertas estrellas. En este sentido, se
trataría de un punto vacío en el espacio, consecuencia del colapso
gravitatorio experimentado por una estrella, que, agotada su energía
interna, concentra su masa en un diámetro inferior a una decena de
kilómetros. La formación de un agujero negro La
existencia de los agujeros negros es, en el nivel actual de las
investigaciones, una mera hipótesis matemática. Fue el astrónomo alemán
Kart Schwarzschild quien, a comienzos del siglo XX, desarrolló este
concepto, basándose en la teoría física de la relatividad general
formulada por Einstein, que constituye el instrumento fundamental para
emprender el estudio de un fenómeno cuya constatación empírica resulta
imposible. El proceso de formación de un agujero negro está
relacionado con la evolución de algunas estrellas. Como es sabido, una
estrella de masa análoga a la del Sol termina convirtiéndose en enana
blanca, un astro pequeño con elevada densidad. Por su parte, las
estrellas cuya masa supera al menos una vez y media la masa solar pasan
con frecuencia a ser novas, pares de estrellas entre las que se verifica
un constante intercambio de materia y, como consecuencia, explosiones
que alteran notablemente el sistema. La explosión de una nova deja
como residuo un nuevo astro de enorme densidad y volumen muy reducido,
con un diámetro que no supera los 10 km., compuesto únicamente por
neutrones. La magnitud de la fuerza de gravedad, muy superior a la que
actúa en la superficie de la Tierra, atrae los neutrones hacia el centro
de la estrella, así se explica que en un volumen tan pequeño se
concentre tan alta proporción de masa. Tan sólo el carácter enormemente
compacto de los neutrones es capaz de limitar este proceso de
compresión, que, de otro modo, culminaría en su aplastamiento. No
obstante, la fuerza newtoniana de atracción puede poer fin a este factor
de incompresibilidad de la materia. Así, podría suceder que tras la
explosión de una supernova de inmensas dimensiones no se originara una
estrella de neutrones, sino un astro donde la fuerza de gravedad
alcanzaría niveles tan extremados que atraería hacia su propio centro la
materia de la que está compuesto. El resultado sería una rapidísima
contracción, que provocaría una violenta disminución del tamaño de la
estrella, cuyo diámetro sería igual a 0 y cuya densidad sería infinita.
Surgiría de esta manera una especie de garganta, capaz de tragar, a
causa de su potente campo de atracción, toda la materia cósmica situada a
su alrededor, incluida la luz. Su campo gravitatorio sería tan fuerte,
que ni siquiera la radiación electromagnética podría escapar de su
entorno, a través del denominado horizonte de sucesos, una frontera
esférica que rodea al agujero negro, la luz podría penetrar, pero no
podría salir. A grandes rasgos, este sería el proceso de formación de un agujero negro. Actualmente,
no todos los científicos aceptan la existencia real de los agujeros
negros. Suponiendo que en efecto existieran, hay que señalar que la
condición para que una estrella evolucione hacia agujero negro, (que su
peso supere al menos cinco veces el del Sol) no se da con frecuencia en
el Universo. Una segunda objeción para contratar la presencia de
agujeros negros se deriva del hecho de que son invisibles, únicamente
podrían reconocerse a partir de los efectos producidos en objetos
celestes cercanos. En este sentido, dado un sistema binario de
estrellas, si una de ellas se transformara en agujero negro actuaría
sustrayendo materia superficial de la segunda, en virtud de su intensa
fuerza de gravedad. El resultado de este proceso sería un trasvase
continuo de materia entre ambos astros. Los gases procedentes de la
estrella colapsada aumentaría su densidad al aproximarse al agujero,
antes de ser absorbidos por él originarían una nube, cuyo giro, a enorme
velocidad, adquiriría la forma de una gran espiral que dispersaría un
flujo energético capaz de sustraerse a la fuerza del remolino. Así
pues, puede concluirse que, en el caso de que los agujeros negros
existiesen, su observación quedaría, probablemente, fuera de la
capacidad humana.
HIPOTETICO DESCUBRIMIENTO DE AGUJEROS NEGROS Gracias
a los datos obtenidos por el telescopio espacial Hubble, en 1994 un
equipo de científicos señaló la existencia de un agujero negro, se
trata, naturalmente, de una hipótesis, aunque reviste enorme interés.
Estaría emplazado en el centro de una galaxia de la constelación del
Virgo, la M87. A su alrededor se ha detectado la presencia de una nube
gaseosa, que podría estar rodeando precisamente al agujero negro,
permaneciendo en constante proceso de absorción. La elevada aceleración
de gases constatada en esta región permite apuntar la hipótesis de la
presencia de un objeto de entre 2.5 y 3500 millones de masas solares. A
comienzos del año 1997 un grupo de astrofísicos estadounidenses aportó
nuevos datos sobre el estudio del fenómeno de los agujero negros. A
partir del análisis de nueve sistemas binarios de estrellas, emisores de
rayos X, constataron que, en cinco casos, cuando la materia de la
estrella de menor masa golpeaba la superficie del segundo objeto, éste
emitía una radiación de intenso brillo: se trataba de una estrella de
neutrones. En los otros cuatro casos, donde se creía que existían
agujeros negros, la radiación producida por el segundo objeto resultaba
mínima, la carga energética desaparecía a través del horizonte de
sucesos. Las conclusiones de este análisis, sin ser definitivas,
constituyen pruebas directas acerca de la existencia de agujeros negros. Posteriormente,
el mismo equipo señaló otros tres posibles casos de agujeros negros, en
esta ocasión dieron como emplazamiento los centros de las galaxias
M105, NGC 3377 y NGC 4486B.
En
las últimas semanas la Agencia Espacial de Estados Unidos (NASA, por
sus siglas en ingles) ha hecho públicas imágenes de la Tierra captadas
desde la Estación Espacial Internacional (EEI).
Los videos, que
pueden consultarse en la clic página del Laboratorio de la Ciencia y
Análisis de la Imagen de la NASA, muestran impresionantes vistas de
nuestro planeta grabadas desde la posición privilegiada de la EEI, que
orbita a unos 360 kilómetros de altura y viaja a unos 29.000 Km/h.
El vídeo fue creado con más de 600 fotografías que fueron descargadas desde la NASA, desde el astronaut photo database, por el fotógrafo James Drake.
El time-lapse comienza en el océano Pacífico, luego continúa sobre el Norte y el Sur de los Estados Unidos, antes finalizar cuando se ve la luz del día cerca de la Antártida.
El Monte Olimpo (en latín Olympus Mons, designación oficial de la Unión Astronómica Internacional) es el mayor volcán conocido en el Sistema Solar. Se encuentra en el planeta Marte, en las coordenadas aproximadas de 18º N, 133º W. Su naturaleza de montaña era conocida antes de que las sondas espaciales visitaran el planeta gracias a su albedo, siendo conocido por los astrónomos como Nix Olympica.
Descripción general
El macizo central se eleva 23 kilómetros sobre la llanura circundante, lo que equivale a tres veces la altura del monte Everest, y a 21287 m sobre el nivel medio de la superficie marciana, debido a que se encuentra en una depresión de 2 km de profundidad. Está flanqueado por grandes acantilados de hasta 6 km de altura, y su caldera tiene 85 km de largo, 60 km de ancho y 2,4-2,8 km de profundidad, pudiéndose apreciar hasta seis chimeneas superpuestas de cronología sucesiva.
La base del volcán mide 600 km de diámetro incluyendo el borde exterior de los acantilados, lo cual le otorga una superficie en su base de 283.000 km² aproximadamente, comparable con la superficie de Ecuador. Sus dimensiones son tales que una persona que estuviese en la superficie marciana no sería capaz de ver la silueta del volcán, ni siquiera desde una distancia a la cual la curvatura del planeta empezara a ocultarla. El efecto por tanto sería el de estar contemplando una "pared", o bien confundir la misma con la línea del horizonte. La única forma de ver la montaña adecuadamente es desde el espacio. Igualmente, si alguien se encontrara en la cima del volcán y mirase hacia abajo no podría ver el final, ya que la pendiente llegaría hasta el horizonte.
Es un error pensar que la cima del Monte Olimpo está por encima de la atmósfera marciana. La presión atmosférica en su cumbre es un 2% de la que hay en la superficie; comparándolo con el Everest, su presión atmosférica es un 25% que la que hay a nivel del mar. Es más, el polvo marciano se puede encontrar incluso a esa altitud, así como la capa de nubes de dióxido de carbono. Aunque la presión atmosférica media de Marte es un 1% de la que hay en la Tierra, el hecho de que la gravedad sea mucho más débil permite que su atmósfera se extienda a una altitud mucho mayor. Actividad volcánica
Topografía del Monte Olimpo.
El Monte Olimpo es un volcán en escudo en forma de caldera, formado como resultado de flujos de lava muy poco viscosa durante largos períodos de tiempo, y es mucho más ancho que alto; la pendiente media del monte es muy suave. En 2004, la sonda Mars Express detectó que los flujos de lava en las pendientes del monte parecían tener sólo dos millones de años, fecha muy reciente en términos geológicos, sugiriendo que la montaña aún podría tener una ligera actividad volcánica.
Las islas Hawái son un ejemplo de volcanes muy similares a menor escala, como por ejemplo el Mauna Loa. El extraordinario tamaño del volcán se debe probablemente al hecho de que Marte no tiene placas tectónicas. Por eso, el cráter permaneció fijo sobre un punto caliente de gran actividad y continuó vertiendo lava, dando al volcán unas dimensiones tan espectaculares
El Telescopio espacial Hubble (HST por sus siglas en inglés), también conocido como Telescopio orbital Hubble es un telescopio que orbita en el exterior de la atmósfera, en órbita circular alrededor de la Tierra a 593 km sobre el nivel del mar, con un período orbital entre 96 y 97 min. Denominado de esa forma en honor del astrónomo Edwin Hubble, fue puesto en órbita el 24 de abril de 1990 en la misión STS-31 y como un proyecto conjunto de la NASA y de la Agencia Espacial Europea inaugurando el programa de Grandes Observatorios. El telescopio puede obtener imágenes con una resolución óptica mayor de 0,1 segundos de arco. La ventaja de disponer de un telescopio más allá de la atmósfera radica, principalmente, en que de esta manera se pueden eliminar los efectos de la turbulencia atmosférica. Además, la atmósfera absorbe fuertemente la radiación electromagnética en ciertas longitudes de onda, especialmente en el infrarrojo, disminuyendo la calidad de las imágenes e imposibilitando la adquisición de espectros en ciertas bandas caracterizadas por la absorción de la atmósfera terrestre. Los telescopios terrestres se ven también afectados por factores meteorológicos (presencia de nubes) y la contaminación lumínica ocasionada por los grandes asentamientos urbanos, lo que reduce las posibilidades de ubicación de telescopios terrestres.
Una de las características del HST es la posibilidad de ser visitado por astronautas en las llamadas misiones de servicio (SM, por sus iniciales en inglés). Durante las misiones de servicio se pueden arreglar elementos estropeados, instalar nuevos instrumentos y elevar la órbita del telescopio. Hasta la fecha se han realizado 5 misiones de servicio (SM1, SM2, SM3A, SM3B y SM4). La última tuvo lugar en mayo de 2009 y en ella se produjo la mejora más drástica de la capacidad instrumental del HST, al instalarse dos nuevos instrumentos (WFC3 y COS), repararse otros dos (ACS y STIS) y mejorar otro más (FGS).
El telescopio tiene una masa en torno a 11 toneladas, de forma cilíndrica con una longitud de 13,2 m y un diámetro máximo de 4,2 m. El coste del HST ascendió (en 1990) a 2000 millones de dólares estadounidenses. Inicialmente un fallo en el pulido del espejo primario del telescopio fabricado por Perkin Elmer produjo imágenes ligeramente desenfocadas debido a aberraciones esféricas. Aunque este fallo fue considerado en su día como una importante negligencia por parte del proyecto, la primera misión de servicio al telescopio espacial pudo instalar un sistema de corrección óptica capaz de corregir el defecto del espejo primario (COSTAR, iniciales en inglés de Óptica correctora como reemplazo axial del telescopio espacial) alcanzándose las especificaciones de resolución inicialmente previstas.
El HST es un telescopio de tipo reflector y su espejo primario tiene un diámetro de 2,4 m. Para la exploración del cielo incorpora en la actualidad cuatro instrumentos con capacidad de obtener imágenes y espectros, un espectrógrafo y tres sensores de guiado fino que pueden actuar como interferómetros. Para la generación de electricidad se emplean dos paneles solares que alimentan las cámaras, los cuatro motores empleados para orientar y estabilizar el telescopio, los equipos de refrigeración de los instrumentos y la electrónica del telescopio. Así mismo, el HST dispone de baterías recargables a partir de los paneles solares que le permiten utilizar la electricidad almacenada cuando la Tierra eclipsa el Sol o cuando la orientación de los paneles solares no es la apropiada.
Un agujero negro1 u hoyo negro2 es una región finita del espacio-tiempo provocada por una gran concentración de masa en su interior, con enorme aumento de la densidad, lo que genera un campo gravitatorio tal que ninguna partícula material, ni siquiera los fotones de luz, pueden escapar de dicha región.
La curvatura del espacio-tiempo o «gravedad de un agujero negro» provoca una singularidad envuelta por una superficie cerrada, llamada horizonte de sucesos. Esto es una consecuencia de las ecuaciones de campo de Einstein. El horizonte de sucesos separa la región del agujero negro del resto del Universo y es la superficie límite del espacio a partir de la cual ninguna partícula puede salir, incluyendo la luz. Dicha curvatura es estudiada por la relatividad general, la que predijo la existencia de los agujeros negros y fue su primer indicio. En los años 70, Hawking, Ellis y Penrose demostraron varios teoremas importantes sobre la ocurrencia y geometría de los agujeros negros.3 Previamente, en 1963, Roy Kerr había demostrado que en un espacio-tiempo de cuatro dimensiones todos los agujeros negros debían tener una geometría cuasi-esférica determinada por tres parámetros: su masa M, su carga eléctrica total e y su momento angular L.
Se cree que en el centro de la mayoría de las galaxias, entre ellas la Vía Láctea, hay agujeros negros supermasivos. La existencia de agujeros negros está apoyada en observaciones astronómicas, en especial a través de la emisión de rayos X por estrellas binarias y galaxias activas.
El origen de los agujeros negros es planteado por el astrofísico Stephen Hawking en su libro de 1988 titulado en español Historia del tiempo: del Big Bang a los agujeros negros donde explica el proceso que da origen a la formación de los agujeros negros.
Dicho proceso comienza posteriormente a la muerte de una gigante roja (estrella de gran masa), llámese muerte a la extinción total de su energía. Tras varios miles de millones de años de vida, la fuerza gravitatoria de dicha estrella comienza a ejercer fuerza sobre sí misma originando una masa concentrada en un pequeño volumen, convirtiéndose en una enana blanca. En este punto dicho proceso puede proseguir hasta el colapso de dicho astro por la auto atracción gravitatoria que termina por convertir a esta enana blanca en un agujero negro. Este proceso acaba por reunir una fuerza de atracción tan fuerte que atrapa hasta la luz en éste.
En palabras más simples, un agujero negro es el resultado final de la acción de la gravedad extrema llevada hasta el límite posible. La misma gravedad que mantiene a la estrella estable, la empieza a comprimir hasta el punto que los átomos comienzan a aplastarse. Los electrones en órbita se acercan cada vez más al núcleo atómico y acaban fusionándose con los protones, formando más neutrones. El resultado, una estrella neutrónica. En este punto, dependiendo de la masa de la estrella, el plasma de neutrones dispara una reacción en cadena irreversible, la gravedad aumenta exponencialmente al disminuirse la distancia que había originalmente entre los átomos. Las partículas de neutrones implotan, aplastándose más, logrando como resultado un agujero negro: gravedad infinita en un espacio de un tamaño inconmesurablemente pequeño.
La Nebulosa del Cangrejo (también conocida como M1, NGC 1952, Taurus A y Taurus X-1) es un resto de supernova de tipo plerión resultante de la explosión de una supernova en el año 1054 (SN 1054). La nebulosa fue observada por vez primera en el año 1731 por John Bevis. Es el resto de una supernova que fue observada y documentada, como una estrella visible a la luz del día, por astrónomos chinos y árabes el 5 de julio del año 1054. La explosión se mantuvo visible durante 22 meses. Con este objeto, Charles Messier comenzó su catálogo de objetos no cometarios. Situado a una distancia de aproximadamente 6.300 años luz (1.930 pc2 ) de la Tierra, en la constelación de Tauro, la nebulosa tiene un diámetro de 6 años luz (1,84 pc) y su velocidad de expansión es de 1.500 km/s.
El centro de la nebulosa contiene un púlsar, denominado PSR0531+121, que gira sobre sí mismo a 30 revoluciones por segundo, emitiendo también pulsos de radiación que van desde los rayos gamma a las ondas de radio. El descubrimiento de la nebulosa produjo la primera evidencia que concluye que las explosiones de supernova producen pulsares.
La nebulosa sirve como una fuente de radiación útil para estudiar cuerpos celestes que la ocultan. En las décadas de 1950 y 1960, la corona solar fue cartografiada gracias a la observación de las ondas de radio producidas por la Nebulosa del Cangrejo que pasaban a través del Sol. Más recientemente, el espesor de la atmósfera de Titán, satélite de Saturno, fue medido conforme bloqueaba los rayos X producidos por la nebulosa.
La Nebulosa del Cangrejo fue observada por primera vez en 1731 por John Bevis y redescubierta independientemente en 1758 por Charles Messier mientras observaba el paso de un cometa brillante. Messier la catalogó como la primera entrada de su catálogo de objetos celestes no cometarios, llamado hoy en día Catálogo Messier. William Parsons, tercer conde de Rosse, observó la nebulosa en el Castillo de Birr en la década de 1840, refiriéndose al objeto como la Nebulosa del Cangrejo, dado que un dibujo que realizó de ésta se asemejaba a un cangrejo.4
Al inicio del siglo XX, el análisis de las primeras fotografías de la nebulosa tomadas durante el transcurso de varios años revelaron que la nebulosa se expandía. Determinando el origen de la expansión se dedujo que la nebulosa se debía haber formado unos 900 años atrás. Existen documentos históricos que revelan que una nueva estrella suficientemente brillante como para ser visible a la luz del día fue observada en la misma región del cielo por astrónomos chinos y árabes en 1054.5 6 Es posible que la "nueva estrella" brillante fuera observada por los anasazi y registrada en petroglifos.7 Dada su gran distancia y su carácter efímero, esta "nueva estrella" observada por chinos y árabes sólo pudo haber sido una supernova, una enorme estrella en plena explosión, que una vez ha agotado su fuente de energía por medio de fusión nuclear, se colapsa sobre sí misma.
Análisis recientes de estos documentos históricos han encontrado que la supernova que creó la Nebulosa del Cangrejo probablemente ocurrió en abril o principios de mayo de 1054, alcanzando su máximo brillo con una magnitud aparente entre −7 y −4,5 en julio, siendo más brillante que cualquier otro objeto celeste en la noche exceptuando la Luna. La supernova fue visible a simple vista aproximadamente durante dos años después de su primera observación.8 Gracias a las observaciones escritas de los astrónomos del Extremo Oriente y Oriente Medio en 1054, la Nebulosa del Cangrejo se convirtió en el primer objeto astronómico donde se pudo reconocer una relación con una explosión de supernova
La nebulosa de Orión, también conocida como Messier 42, M42, o NGC 1976, es una nebulosa difusa situada al sur del Cinturón de Orión.6 Es una de las nebulosas más brillantes que existen, y puede ser observada a simple vista sobre el cielo nocturno. Está situada a 1.270±76 años luz de la Tierra,2 y posee un diámetro aproximado de 24 años luz. Algunos documentos se refieren a ella como la Gran Nebulosa de Orión, y los textos más antiguos la denominan Ensis, palabra latina que significa "espada", nombre que también recibe la estrella Eta Orionis, que desde la Tierra se observa muy próxima a la nebulosa.7
La nebulosa de Orión es uno de los objetos astronómicos más fotografiados, examinados, e investigados.8 De ella se ha obtenido información determinante acerca de la formación de estrellas y planetas a partir de nubes de polvo y gas en colisión. Los astrónomos han observado en sus entrañas discos protoplanetarios, enanas marrones, fuertes turbulencias en el movimiento de partículas de gas y efectos fotoionizantes cerca de estrellas muy masivas próximas a la nebulosa.
La nebulosa de Orión forma parte de una inmensa nube de gas y polvo llamada Nube de Orión, que se extiende por el centro de la constelación de Orión y que contiene también el anillo de Barnard, la nebulosa cabeza de caballo, la nebulosa de De Mairan, la nebulosa M78, y la nebulosa de la Flama. Se forman estrellas a lo largo de toda la nebulosa, desprendiendo gran cantidad de energía térmica, y por ello el espectro que predomina es el infrarrojo.
La nebulosa de Orión es una de las pocas nebulosas que pueden observarse a simple vista, incluso en lugares con cierta contaminación lumínica. Se trata del punto luminoso situado en el centro de la región de la Espada (las tres estrellas situadas al sur del cinturón de Orión). A simple vista la nebulosa aparece borrosa, pero con telescopios sencillos, o simplemente con prismáticos, la nebulosa se observa con bastante nitidez.
La nebulosa de Orión contiene un cúmulo abierto de reciente formación denominado cúmulo del Trapecio, debido al asterismo de sus cuatro estrellas principales. Dos de ellas pueden observarse como estrellas binarias en noches con poca perturbación atmosférica, efecto denominado seeing, lo que hace un total de seis estrellas. Las estrellas del cúmulo del Trapecio acaban de formarse, son muy jóvenes, y forman parte de un masivo cúmulo estelar con una masa calculada en 4.500 masas solares dentro de un radio de 2 parsecs llamado Cúmulo de la Nebulosa de Orión,9 una agrupación de aproximadamente 2.000 estrellas y con un diámetro de 20 años luz. Este cúmulo podría haber contenido hace 2 millones de años a varias estrellas fugitivas, entre ellas AE Aurigae, 53 Arietis, o Mu Columbae, las cuales se mueven en la actualidad a velocidades cercanas a los 100 km/s.10
Los observadores se han percatado de que la nebulosa posee zonas verdosas, además de algunas regiones rojas y otras azuladas con tintes violetas. La tonalidad roja se explica por la emisión de una combinación de líneas de radiación del hidrógeno, Hα, con una longitud de onda de 656,3 nanómetros. El color azul-violeta es el reflejo de la radiación de las estrellas de tipo espectral O (muy luminosas y de colores azulados) sobre el centro de la nebulosa. El color verdoso supuso un auténtico quebradero de cabeza para los astrónomos durante buena parte de comienzos del siglo XX, ya que ninguna de las líneas espectrales conocidas podía explicar el fenómeno. Se especuló que estas líneas eran causadas por un elemento totalmente nuevo, y a dicho elemento teórico se le acuñó el nombre de "nebulium". Más tarde, cuando ya se poseía mayor profundidad en el conocimiento de la física de los átomos, se llegó a la conclusión de que dicho espectro verdoso era causado por la transición de un electrón sobre un átomo de oxígeno doblemente ionizado. Sin embargo, este tipo de radiación es imposible de reproducir en los laboratorios, ya que depende de un medio con unas características concretas solo existentes en las entrañas del espacio.
