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.
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).
