Encuéntranos en Google+. 2012 ~ El gato cuántico

lunes, 31 de diciembre de 2012

¡Feliz 2013!

El Universo sigue girando de acuerdo a sus inmutables leyes, indiferente a los afanes humanos. Aquí, en este diminuto y bello planeta, una parte de la Humanidad festeja la entrada del año 2013, así que el Gato Cuántico les desea una feliz nochevieja y que el año entrante sea mejor que éste!!




jueves, 29 de noviembre de 2012

10 Preguntas con Neil DeGrasse Tyson

El astrofísico y extraordinario divulgador Neil DeGrasse Tyson responde 10 preguntas para la revista "Time". Les recomiendo que se tomen seis minutos de su tiempo para verlo. Es extraordinario.


jueves, 22 de noviembre de 2012

Un viajero lejano...

Hace más o menos 4580 millones de años comenzó a formarse el Sistema Solar. Nuestra estrella tenía a su alrededor lo que suele llamarse un "disco de acreción", es decir material que se iba solidificando, y se atraía por efecto de la gravedad. Visto desde lejos, el Sol sería algo parecido al planeta Saturno en la actualidad. Pues bien, no todos los trozos de materia que se formaron se unieron a los planetas: una incontable legión de ellos, desde pequeños granos hasta rocas gigantescas, orbitan el Sol, y de vez en cuando caen a la Tierra. Uno de ellos, tras errar por el espacio atrapado por la gravedad solar, se estrelló contra la Tierra en un sitio llamado Campo del Cielo en Argentina. Y por azares de la fortuna, se encuentra hoy en mi mesa. Lo he tenido en la palma de mi mano, y no pude dejar de estremecerme ante el encuentro de este lejano viajero, que ha sido testigo mudo de la historia del Sistema Solar. Cuando se formó, no había pirámides, ni dinosaurios, ni vida siquiera. Bien podría decir, como Drácula en la hermosa película de Francis Ford Coppola, "he atravesado océanos de tiempo para encontrarte".


¡20.000 reproducciones de vídeo!

El canal de Youtube del Gato Cuántico ha superado las 20.000 reproducciones de vídeos!! Gracias a tod@s!!


lunes, 10 de septiembre de 2012

Libro gratis de la NASA

La NASA nos permite descargar un libro muy interesante: Dressing for Altitude: U.S. Aviation Pressure Suits, un repaso a la historia del traje espacial. Aunque esté en inglés, al aficionado al espacio que no domine esa lengua puede interesarle igual por sus magníficas fotografías. Se descarga en formato Epub. Un magnífico regalo de la agencia espacial.

Puede descargarse pinchando AQUÍ

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Traje espacial de Neil Armstrong

domingo, 26 de agosto de 2012

Adiós, Comandante Armstrong

El Gato Cuántico está de luto hoy. Nos ha dejado el más grande de los astronautas, el hombre de hielo, el enorme Neil Armstrong. Qué decir de él que no se haya dicho ya hasta la saciedad. Sobrio como era, no le gustaría que por su muerte sonaran fanfarrias. Sólo le dedico mi emocionado recuerdo y le doy las gracias por su inspiración, para mí y para millones y millones de personas en el mundo, haciéndonos soñar con la nueva, la última frontera. Algún día la Humanidad alcanzará las estrellas, estoy seguro de ello, y Neil habrá sido quien dio el primer paso. Adiós, Comandante. Descansa en paz.

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viernes, 17 de agosto de 2012

So long ago, so clear

Ya que estamos de vacaciones , incluído el Gato, ponemos un poco de bellísima música de Vangelis con la voz alada de Jon Anderson, acompañada de imágenes de nuestro hermoso Universo. Para relajarse y disfrutar unos minutos.


©Vangelis/Jon Anderson

domingo, 12 de agosto de 2012

El cráter Gale en Marte

El rover Curiosity, tras superar con éxito el chequeo inicial, transmite ya fotografías en alta definición. En ésta vemos el sitio donde ha aterrizado, el cráter Gale. Al fondo las murallas que definen el cráter.

El cráter Gale, en Marte. ©NASA/JPL

lunes, 6 de agosto de 2012

¡Curiosity en Marte!

En medio del verano, el Rover Curiosity nos proporciona titulares en el mundo entero. Tras una maniobra de aterrizaje complicadísima (verdaderamente ocho minutos de infarto), tocó tierra sin ningún inconveniente y transmitió la primera imagen. Es una cámara sólo para ese uso, por lo que la fotografía es de baja resolución. Ahora vendrán varios días de trabajo para chequear todos los sistemas de la nave y comenzará a transmitir en alta definición. ¡Enhorabuena a la NASA y todos los demás participantes!.

Primer fotografía transmitida desde Marte ©NASA/JPL

El amartizaje en la prensa

jueves, 2 de agosto de 2012

La Tierra desde Marte

En esta extraordinaria fotografía tomada desde Marte por el rover "Spirit" de la NASA se aprecia, apenas visible, un puntito. Es la Tierra. Eres tú, soy yo, es la Humanidad y el resto de la vida que comparte este diminuto puntito perdido en la vastedad del espacio. Siempre me maravilla ver esta imagen.

La Tierra vista desde Marte - ©NASA

lunes, 30 de julio de 2012

El rover Curiosity


La Mars Science Laboratory (abreviada MSL), conocida como Curiosity, del inglés Curiosidad, es una misión espacial que incluye un astromóvil de exploración marciana dirigida por la NASA. Programada en un principio para ser lanzada el 8 de octubre de 2009 y efectuar un aterrizaje de precisión sobre la superficie del planeta en 2010 entre los meses de julio y septiembre. Fue lanzado el 26 de noviembre de 2011 a las 10:02 am EST. Se ha programado el descenso en el Cráter Gale para el 6 de Agosto de 2012 aproximadamente a las 07:31 hora española.

La misión se centra en colocar sobre la superficie marciana un vehículo explorador de tipo rover. Este vehículo será tres veces más pesado y dos veces más grande que los vehículos utilizados en la misión Mars Exploration Rover, que aterrizaron sobre Marte en el año 2004. Portará con él los intrumentos científicos más avanzados que ninguna otra misión dirigida a Marte. La comunidad internacional proporcionó algunos de estos instrumentos. Se lanzó a través de un cohete Atlas V 541. Una vez aterrizado, el rover tomará docenas de muestras de suelo y polvo rocoso marciano para su análisis. La duración de la misión será de 1 año marciano (1,88 años terrestres). Con un rango de exploración superior a los enviados anteriormente, el MSL tiene cuatro objetivos: determinar si existió vida alguna vez en Marte, caracterizar el clima de Marte, determinar su geología y prepararse para la exploración humana de Marte.

En los primeros días de agosto finalmente terminará su largo periplo, y será un final de infarto debido el sistema de aterrizaje. Estaremos atentos a NASA TV.

Para ver NASA TV en tu ordenador pincha AQUÍ
Fuente: Wikipedia

viernes, 27 de julio de 2012

Estrellas: Deneb


La estrella Deneb

El nombre de Deneb deriva de su nombre árabe dhaneb (cola), refiriéndose a la cola del ave (dhanab ad-dajājah),puesto que está al final de las estrellas que forman la constelación del Cisne

El satélite Hipparcos ha medido su distancia con gran precisión, situando a Deneb solamente a 1425 años luz de la Tierra, o sea que su brillo es 54.400 veces superior al del Sol. En comparación, su poder lumínico es tan grande que en 24 horas produce tanta energía como nuestra estrella en 140 años. 
Deneb es un tipo relativamente raro de supergigante blanca con una temperatura en superficie de 8525 K., siendo su tamaño 114 veces el del Sol. Si estuviera situada en nuestro Sistema Solar, ocuparía hasta la mitad de la órbita terrestre, y en el cielo de la Tierra brillaría enorme, sin ninguna probabilidad de que hubiera vida en nuestro planeta. 

Deneb comenzó a existir hace poco más de 10 millones de años. El viento solar que genera hace que pierda masa a un ritmo de una millonésima parte de la masa solar por año, 40 millones de veces más grande que la que pierde el Sol. En la actualidad Deneb ha terminado el proceso de fusión del hidrógeno, pero no se sabe con seguridad en qué fase de su evolución está; puede que esté ya en camino de convertirse en una supergigante roja o, más avanzada en corta vida, puede haber comenzado el proceso de fusión del helio. De todas maneras, terminará explotando como supernova dentro de unos millones de años.

Estando a 7º del Polo Norte celeste y siendo una estrella muy brillante, pudo ser utilizada como Estrella Polar hace 18.000 años, y volverá a serlo alrededor del año 9800. La pena es que no estaremos aquí para verlo.

Fuente: Wikipedia
Crédito de la imagen: Robert Gendler

miércoles, 25 de julio de 2012

Imágenes desde la Estación Espacial Internacional

Un espléndido vídeo montado con imágenes captadas desde la Estación Espacial Internacional.



©NASA

domingo, 22 de julio de 2012

La primera foto de la Luna

Corría el año 1840 cuando J.W.Draper, usando un telescopio reflector de 5 pulgadas de diámetro, tomó la fotografía de abajo (en realidad no era tal, sino un daguerrotipo, su antecesor). Fue un paso de gigante para la observación astronómica, relegando al olvido a los laboriosos (e inexactos) mapas dibujados a mano. 


jueves, 19 de julio de 2012

Libros recomendados 1: Lunáticos

Comienzo esta serie de recomendaciones literarias aclarando que no trabajo para ninguna librería o editorial... simplemente recomendaré libros que en un momento u otro me interesaron. Comienzo con una joya de Andrew Smith llamada "Lunáticos", editada por Berenice en España. El autor se hace una inquietante pregunta suscitada por el Programa Apolo: ¿Adónde más puedes ir una vez que has estado en la Luna?. Y entrevista a varios de los Moonwalkers, los hombres que caminaron por nuestro satélite. Algunos de ellos ya no están con nosotros, y se acerca el tiempo en que no quede vivo ninguno de ellos. Sus ideas y reflexiones son verdaderamente fascinantes, sobre todo porque seguramente pasará mucho, mucho, tiempo antes de que un ser humano vuelva a pisar otro mundo. Un libro inspirador y maravilloso.

Portada del libro

miércoles, 18 de julio de 2012

Sagitario y el núcleo galáctico

Arthur C. Clarke escribió: "Allá estaban las ígneas brumas de Sagitario, aquellos hirvientes enjambres de soles que ocultaban para siempre el corazón de la Galaxia a la visión humana". En esta magnífica fotografía del Hubble puede apreciarse exactamente esa zona, situada en la constelación de Sagitario. Detrás del centro de la imagen se halla el núcleo de la Vía Láctea, efectivamente oculto a nuestra vista. Disfrutadla.


Crédito de la fotografía: NASA/Hubble



martes, 17 de julio de 2012

Las Nubes de Magallanes


Las Nubes de Magallanes son dos galaxias enanas, satélites de la Vía Láctea. La más grande es la Gran Nube de Magallanes y la más pequeña se conoce como Pequeña Nube de Magallanes. Se ven desde el hemisferio Sur en noches despejadas y sin luna como dos pequeñas manchas blanquecinas, en el lado contrario a la constelación de la Cruz del Sur.

La primera mención escrita sobre ellas se debe al astrónomo persa Abd Al-Rahman Al Sufi. En su obra "El libro de las estrellas fijas" las menciona como Al Bakr (el Buey Blanco) aclaradondo que no pueden verse desde Bagdad, pero sí desde el Estrecho de Bab El Mandeb, más al sur.
El navegante europeo Fernando de Magallanes las observó durante su periplo alrededor del mundo entre 1519 y 1522, legándoles su nombre.
El astrónomo Sir John Herschel las estudió con detalle en el siglo XIX. Inesperadamente en febrero de 1987, surgió en la Gran Nube de Magallanes la supernova SN 1987A, visible a simle vista, algo que no sucedía desde 1604, la cual fue estudiada con detalle por los astrónomos.

Las dos galaxias están separadas entre sí por unos unos 75.000 años luz. Hasta que no se descubrió la galaxia Enana Elíptica de Sagitario se creía que eran las galaxias más cercanas a la Vía Láctea.

Estas galaxias han sido distorsionadas en su forma por la fuerza de gravedad de su gigantesca compañera, la Vía Láctea. Entre ellas y nuestra galaxia hay corrientes de gas (hidrógeno), y su gravedad altera también la forma de nuestra galaxia. Obviamente, su masa es muchísimo menos que la de la Vía Láctea, pero también son mucho más ricas en gas y su población de estrellas es mucho más joven.

Crédito de la imagen: IAC/ATNF

lunes, 16 de julio de 2012

La Vía Láctea


La Vía Láctea

La Vía Láctea es la galaxia espiral en la que se encuentra el Sistema Solar y, por ende, la Tierra. Según las observaciones, es una espiral barrada; con un diámetro medio de unos 100.000 años luz (son aproximadamente 1 trillón de Km), se calcula que contiene entre 200 mil millones y 400 mil millones de estrellas. La distancia desde el Sol hasta el centro de la galaxia es de alrededor de 27.700 años luz (8.500 pc, es decir, el 55 por ciento del radio total galáctico). La Vía Láctea forma parte de un conjunto de unas cuarenta galaxias llamado Grupo Local, y es la segunda más grande y brillante tras la Galaxia de Andrómeda (aunque puede ser la más masiva, al mostrar un estudio reciente que nuestra galaxia es un 50% más masiva de lo que se creía anteriormente).

El nombre Vía Láctea proviene de la mitología griega y en latín significa camino de leche. Ésa es, en efecto, la apariencia de la banda de luz que rodea el firmamento, y así lo afirma la mitología griega, explicando que se trata de leche derramada del pecho de la diosa Hera. Sin embargo, ya en la Antigua Grecia un astrónomo sugirió que aquel haz blanco en el cielo era en realidad un conglomerado de muchísimas estrellas. Se trata de Demócrito (460 a. C. - 370 a. C.), quien sostuvo que dichas estrellas eran demasiado tenues individualmente para ser reconocidas a simple vista. Su idea, no obstante, no halló respaldo, y tan sólo hacia el año 1609 d. C., el astrónomo Galileo Galilei haría uso del telescopio para observar el cielo y constatar que Demócrito estaba en lo cierto, ya que adonde quiera que mirase, aquél se encontraba lleno de estrellas. La Vía Láctea aparece más brillante en la dirección de la constelación de Sagitario, hacia el centro de la galaxia.

La galaxia se divide en tres partes bien diferenciadas: halo, disco y bulbo.

El halo es una estructura esferoidal que envuelve la galaxia. En el halo la concentración de estrellas es muy baja y apenas tiene nubes de gas, por lo que carece de regiones con formación estelar. En cambio, es en el halo donde se encuentran la mayor parte de los cúmulos globulares. Estas agrupaciones de estrellas se debieron de formar cuando la galaxia era aún una gran nube de gas que colapsaba y se iba aplanando cada vez más. Otra característica del halo es la presencia de gran cantidad de materia oscura. También es muy probable que una estrella de población II (pobre en metales) pertenezca al halo, pues éstas son más antiguas que las de población I (ricas en metales) y el halo, como ya se ha dicho, es una estructura antigua.
La masa en estrellas de éste componente es muy baja, de alrededor de 1.000 millones de masas solares; una gran parte de la masa del halo galáctico está en la forma de materia oscura.

Nuestra posición en la galaxia
El disco se compone principalmente de estrellas jóvenes de población I. Es la parte de la galaxia que más gas contiene y es en él donde aún se dan procesos de formación estelar. Lo más característico del disco son los brazos espirales, que son ocho: dos brazos principales llamados Escudo-Centauro y Perseo, así como dos secundarios -Sagitario y Escuadra- (en vez de cuatro brazos similares entre sí, como se pensaba antes).

Recientemente, un grupo de astrónomos anunció el descubrimiento de un nuevo brazo espiral en nuestra galaxia o, más precisamente, un enorme fragmento hasta ahora desconocido; se cree que el nuevo brazo espiral es, en realidad, el tramo final y más distante del brazo de Escudo-Centauro, una de las dos ramas principales. De confirmarse, se habrá demostrado que la Vía Láctea posee una sorprendente simetría en sus formas, ya que éste nuevo brazo sería la contraparte simétrica del de Perseo. Hay que tener en cuenta que nuestra posición en la Vía Láctea -a mitad de camino entre su centro y su borde y prácticamente en el plano galáctico- dificulta en gran medida el estudio de la estructura espiral de nuestra galaxia.

Nuestro Sistema Solar se encuentra en el brazo Orión o Local, que forma parte del brazo espiral de Sagitario. Estas formaciones son regiones densas donde se compacta el gas y se da la formación de estrellas. El brillo de los brazos es mayor que el resto de las zonas, porque es allí donde se encuentran las gigantes azules (estrellas de tipo O, B), que son las únicas que pueden ionizar grandes extensiones de gas. Estas estrellas de corta vida nacen y mueren en el brazo espiral, convirtiéndose así en excelentes marcadores de su posición. Otros trazadores de los brazos espirales son las regiones HII (nubes de hidrógeno ionizado), originadas precisamente por esos gigantes azules. Estas nubes vuelven a emitir, en el rango de la luz visible, la energía captada en el ultravioleta o en otras frecuencias más cortas. Son altamente energéticas, pues han sido ionizadas por las potentes gigantes azules, que barren extensas áreas con sus vientos estelares.
Recientemente se ha sugerido que la Galaxia Elíptica Enana de Sagitario puede ser la responsable de la estructura espiral de nuestra galaxia, ayudando a dar forma a los brazos espirales, modelando la barra central, y distorsionando sus regiones exteriores mediante la gravedad.

La Vía Láctea sobre la Devil Tower, Wyoming

El bulbo o núcleo galáctico se sitúa en el centro. Es la zona de la galaxia con mayor densidad de estrellas. Sin embargo, a nivel local se pueden encontrar algunos cúmulos globulares con densidades superiores. El bulbo tiene una forma esferoidal achatada y gira como un sólido rígido. También al parecer, en nuestro centro galáctico, hay un gran agujero negro de unas 2,6 millones de masas solares que los astrónomos denominaron Sagittarius A. Su detección fue posible a partir de la observación de un grupo de estrellas que giraban en torno a un punto oscuro a más de 1.500 km/s.

Investigaciones muy recientes sugieren que nuestra galaxia carece de un bulbo central como el que tiene la Galaxia de Andrómeda (o si existe es muy pequeño), formado a partir de la colisión y fusión de galaxias preexistentes, y en su lugar tiene un pseudobulbo, consecuencia de la formación de una barra en su centro.
La masa concentrada en estrellas de este componente se estima en 20.000 millones de masas solares, y su luminosidad en 5.000 millones de veces la del Sol.

Además de los al menos 150 cúmulos globulares conocidos, nuestra galaxia cuenta con cierto número de galaxias satélite. Las dos mayores con diferencia son las Nubes de Magallanes, y el resto son galaxias elípticas enanas mucho menores, aunque recientemente se ha sugerido que las perturbaciones observadas en el gas situado en la periferia de la Vía Láctea pueden estar causadas por la gravedad de una galaxia de masa similar a la de la Gran Nube de Magallanes e invisible desde nuestra posición en la galaxia.
Algunas de las galaxias compañeras -como por ejemplo la Galaxia Elíptica Enana de Sagitario- están tan cerca a ella que están siendo despedazadas y absorbidas por nuestra galaxia.

El arco luminoso del cielo siempre ha capturado la imaginación de los hombres. En algunas culturas está asociada a caminos, por ejemplo, los vikingos creían que llevaba al Valhalla, destino de las almas de los muertos en combate, mientras que los celtas irlandeses aseguraban que se dirigía al castillo de la reina de las hadas. En España, la Vía Láctea también recibe el nombre popular de Camino de Santiago, pues era usada como guía por los peregrinos de ese lugar. En otros casos, como en las alegorías chinas y japonesas, se refieren a ella como un río de plata celestial.
Si puedes salir a mirarla una noche oscura, con unos simples prismáticos basta. El espectáculo vale la pena.

Fuente: Wikipedia
Crédito de las imágenes: NASA/Astropics.com

jueves, 12 de julio de 2012

Nueva luna en Plutón


El Telescopio Espacial Hubble ha descubierto una quinta luna orbitando el "planeta enano", Plutón.Se estima que la nueva luna, visible como un punto de luz en las imágenes del Hubble, es irregular en su forma y tiene un ancho de entre 10 y 25 km.
La luna –conocida sólo como P5– podría arrojar luces sobre cómo se formó y evolucionó el sistema de Plutón. De acuerdo con una propuesta, todas las lunas son restos de una colisión entre Plutón y otro objeto helado de mayor tamaño hace miles de millones de años. "Las lunas conforman una serie de órbitas perfectamente anidadas, un poco como las muñecas rusas", dijo Mark Showalter, del Instituto Seti, en Mountain View, California, Estados Unidos, el líder del equipo que descubrió la nueva luna.
Provisionalmente llamada S/2012 (134340) 1, o P5, la última luna fue detectada en nueve conjuntos de imágenes separados tomados por la Cámara 3 del Hubble durante junio y julio. New Horizons, una nave no tripulada de la NASA, actualmente se encuentra en ruta a Plutón, con un sobrevuelo del objeto estimado para 2015.
La sonda pasará a unos 10.000 km de Plutón y alrededor de 27.000 km de Caronte, antes de seguir hacia delante.
La nave enviará las primeras imágenes detalladas del sistema de Plutón, el cual es tan pequeño y distante que, incluso para el Hubble, es difícil ver los principales elementos de su superficie.
Descubierto en 1930 por el estadounidense Clyde Tombaugh, Plutón fue reconocido como el noveno planeta del Sistema Solar hasta su degradación en 2006.
La decisión de reclasificar a Plutón como un "planeta enano" fue impulsada por un reconocimiento de que es uno de muchos grandes objetos helados que residen en el Cinturón de Kuiper, una región ubicada más allá de la órbita de Neptuno.
©BBC
©Imagen: M. Showalter/SETI, ESA, y NASA


miércoles, 11 de julio de 2012

Grandes científicos 12: James Clerk Maxwell


James Clerk Maxwell
James Clerk Maxwell, nacido en Edimburgo, Escocia el  13 de junio de 1831 y fallecido en Cambridge, Inglaterra el 5 de noviembre de 1879 fue un físico conocido principalmente por haber desarrollado la teoría electromagnética clásica, sintetizando todas las anteriores observaciones, experimentos y leyes sobre electricidad, magnetismo y aun sobre óptica, en una teoría consistente. Las ecuaciones de Maxwell demostraron que la electricidad, el magnetismo y hasta la luz, son manifestaciones del mismo fenómeno: el campo electromagnético. Desde ese momento, todas las otras leyes y ecuaciones clásicas de estas disciplinas se convirtieron en casos simplificados de las ecuaciones de Maxwell. Su trabajo sobre electromagnetismo ha sido llamado la "segunda gran unificación en física", después de la primera llevada a cabo por Newton. 

Maxwell fue una de las mentes matemáticas más preclaras de su tiempo, y muchos físicos lo consideran el científico del siglo XIX que más influencia tuvo sobre la física del siglo XX habiendo hecho contribuciones fundamentales en la comprensión de la naturaleza. Muchos consideran que sus contribuciones a la ciencia son de la misma magnitud que las de Isaac Newton y Albert Einstein. En 1931, con motivo de la conmemoración del centenario de su nacimiento, Albert Einstein describió el trabajo de Maxwell como «el más profundo y provechoso que la física ha experimentado desde los tiempos de Newton».

Además de su actividad profesional, Maxwell se dedicó a la realización de estudios de carácter privado en sus posesiones de Escocia. Es el creador de la electrodinámica moderna y el fundador de la teoría cinética de los gases. Formuló las ecuaciones llamadas "ecuaciones de Maxwell", y que se definen como las relaciones fundamentales entre las perturbaciones eléctricas y magnéticas, que simultáneamente permiten describir la propagación de las ondas electromagnéticas que, de acuerdo con su teoría, tienen el mismo carácter que las ondas luminosas. Sus teorías constituyeron el primer intento de unificar dos campos de la física que, antes de sus trabajos, se consideraban completamente independientes: la electricidad y el magnetismo. En el año 1859 Maxwell formuló la expresión termodinámica que establece la relación entre la temperatura de un gas y la energía cinética de sus moléculas.

Fórmulas de Maxwell
Entre sus primeros trabajos científicos Maxwell trabajó en el desarrollo de una teoría del color y de la visión y estudió la naturaleza de los anillos de Saturno demostrando que estos no podían estar formados por un único cuerpo sino que debían estar formados por una miríada de cuerpos mucho más pequeños. También fue capaz de probar que la teoría nebular de la formación del Sistema Solar vigente en su época era errónea ganando por estos trabajos el Premio Adams de Cambridge en 1859. En 1860, Maxwell demostró que era posible realizar fotografías en color utilizando una combinación de filtros rojo, verde y azul obteniendo por este descubrimiento la Medalla Rumford ese mismo año.

Sus aportes a la teoría electromagnética lo sitúan entre los grandes científicos de la historia.  Es probable que Nikola Tesla y Marconi conocieran y manejaran las expresiones originales de Maxwell. En el prefacio de su obra Treatise on Electricity and Magnetism (1873) declaró que su principal tarea consistía en justificar matemáticamente conceptos físicos descritos hasta ese momento de forma únicamente cualitativa, como las leyes de la inducción electromagnética y de los campos de fuerza, enunciadas por Michael Faraday. Con este objeto, Maxwell introdujo el concepto de onda electromagnética, que permite una descripción matemática adecuada de la interacción entre electricidad y magnetismo mediante sus célebres ecuaciones que describen y cuantifican los campos de fuerzas. Dio un gran paso al unir estas fuerzas en una única descripción, otro paso adelante en una Teoría del Todo.

Fuente: Wikipedia

martes, 10 de julio de 2012

Muerte estelar: Novas

Representación artística de una nova
A todos nos suena el término "supernova". Pero hay otra explosión que sacude el Universo de manera espectacular: las novas.

En un sistema binario, formado por una enana blanca y una estrella evolucionada (es decir, que ya ha dejado la secuencia principal), se produce transferencia de masa de la compañera a la enana, debido a la transformación de aquella en gigante roja. El material atrapado por la estrella enana, y compuesto principalmente por hidrógeno y helio, es compactado en la superficie de la enana blanca debido a la intensa fuerza gravitatoria en la superficie de ésta. A medida que más material se va acumulando, se calienta cada vez más, hasta que alcanza la temperatura crítica para la ignición de la fusión nuclear. Entonces se transforman rápidamente grandes cantidades de hidrógeno y helio en elementos más pesados, en un proceso análogo al que ocurre en el núcleo de las estrellas de secuencia principal, aunque en estos casos se trata de procesos estables, que duran largos periodos de tiempo; en las novas, en cambio, es un evento violento.

La enorme cantidad de energía liberada por este proceso produce un destello de radiación electromagnética muy brillante, pero de corta duración. Este destello, que se produce en escalas de tiempo de días, dio origen al nombre nova, que en latín significa "nueva": al ocurrir una nova, los astrónomos antiguos veían la aparición de una nueva estrella en el cielo nocturno. El término fue usado por primera vez por el astrónomo Tycho Brahe al observar no una nova sino una supernova, pero no fue hasta tiempo después cuando se reconocieron las diferencias entre las supernovas y las novas, intrínsecamente mucho menos energéticas.

Una enana blanca puede generar múltiples eventos de nova, mientras siga habiendo masa disponible en la estrella compañera. Progresivamente, la estrella donante puede ver agotado su material, o la enana blanca puede producir una nova lo suficientemente poderosa como para destruir el sistema por completo. 

A veces, las novas pueden ser visibles a simple vista. El caso más reciente es la nova Cygni 1976, que apareció el 29 de agosto de 1975 en la constelación del Cisne unos 5 grados al norte de Deneb (α Cygni), y alcanzó una magnitud de 2.0, tan brillante como la propia Deneb.

Las novas contribuyen a la nucleosíntesis de algunos elementos que no se producen igual que en los ciclos habituales. Estos elementos son diseminados por el medio intestelar, enriqueciendo las nubes de gas y polvo que con el tiempo formarán nuevas estrellas y planetas. Es muy probable que algunos de los átomos de tu cuerpo, lector, hayan sido formados en una nova lejana, inconcebiblemente atrás en el tiempo.

lunes, 9 de julio de 2012

¡135 lanzamientos a la vez!

En el canal de Youtube del Gato Cuántico hemos subido un hermoso vídeo donde podemos ver 135 lanzamientos de los transbordadores espaciales... ¡a la vez!


© NASA

sábado, 7 de julio de 2012

Astronautas 5: John Glenn


John Glenn


Glenn creció en Cambridge, Ohio, y obtuvo el B.Sc. (graduado en ciencias) de ingeniería en el Muskigum College. Se alistó en el programa naval de cadetes de aviación en 1942 y fue asignado al grupo VMO-155 del Cuerpo de Marines en 1944. Glenn voló en aviones Corsair sobre las islas Marshall, específicamente Maloelap, donde atacó a la artillería antiaérea y lanzó bombas. En 1945 Glenn fue transferido a la Naval Air Station Patuxent River, ascendiendo a capitán al final de la guerra.

Después de la Segunda Guerra Mundial, Glenn voló en misiones en el norte de China, con base en Guam, y en 1948 se hizo instructor de vuelo en Corpus Christi, Texas, tras cual dio un curso de guerra anfibia, mientras buscaba ser transferido a combate en Corea. Fue enviado a Corea con el escuadrón VMF-311 de los Marines, con su compañero de vuelo Ted Williams de los Boston Red Sox, por entonces ya famoso jugador de béisbol.
Más tarde, Gleen voló en Corea con la Fuerza Aérea en un intercambio interservicial. Pilotando un F-86 Sabre derribó tres MiG. Recibió varias medallas por sus servicios.

Como piloto de pruebas, sirvió como oficial de armamento, volando en aviones a altas altitudes y comprobando sus cañones y ametralladoras. El 16 de julio de 1957, Glenn completó el primer vuelo supersónico transcontinental en un Vought F8U Crusader. El vuelo de California a Nueva York duró 3 horas, 23 minutos y 8 segundos.

En 1959 Glenn fue asignado a la NASA, como uno del grupo original de los astronautas para el Proyecto Mercury, conocidos como "Los siete del Mercury". Durante este tiempo, continuaba siendo un oficial de los cuerpos de Marines. Pilotó la primera misión tripulada en órbita estadounidense a bordo de la Friendship 7 (Amistad 7) impulsada por un cohete Mercury Atlas 6 (poco más que un misil), el 20 de febrero de 1962. Después de completar tres órbitas con duración de 4 horas 55 minutos y 23 segundos, Glenn fue recibido como un héroe nacional, y recibió un desfile al estilo que tuvo Lindbergh. Su fama le llevó a ser amigo personal de los Kennedy; tras el asesinato del presidente Kennedy, Jackie pidió a Glenn que le diera la noticia a sus hijos el 22 de noviembre de 1963.
A la Friendship no se sube, te la pones
Glenn dimitió de la NASA seis semanas después del asesinato de Kennedy. En 1965, retirado como coronel, entró en el mundo de los negocios como ejecutivo para Royal Crown Cola.

EL 28 de octubre de 1998, Glenn realizó su segundo vuelo espacial, en la misión STS-95, a bordo del transbordador espacial Discovery para estudiar los efectos del vuelo espacial en los ancianos. A la edad de 77 años, Glenn era la persona de mayor edad que había ido al espacio. La participación de Glenn en la misión de nueve días fue criticada por una parte de la comunidad espacial como un viaje turístico para un político. Otros, sin embargo observaron que el vuelo de Glenn ofreció una investigación valiosa sobre la ingravidez y otros aspectos del vuelo espacial en la misma persona en dos puntos de su vida separados por 35 años, el mayor intervalo entre vuelos espaciales para la misma persona.
Tras la vuelta de la tripulación del STS-95, Glenn y sus compañeros recibieron otro desfile de confetis, siendo la novena persona que ha recibido múltiples desfiles de este estilo en su vida. El centro de investigación John H. Glenn de la NASA, en Cleveland, Ohio, es denominado así en su honor.

En 1970, John Glenn entraba en la política y representó a Ohio por el Partido Demócrata en el Senado desde 1974 hasta su retirada en 1999. 

John Glenn en la Friendship 7
Glenn fue uno de los cinco senadores del escándalo Keating Five después de aceptar una contribución de USD 200.000. Glenn y el senador republicano John McCain fueron los únicos exonerados. 

Como senador, fue el autor principal del Acta de no proliferación de 1978, sirvió como presidente del comité de asuntos gubernamentales desde 1978 a 1995, tuvo un asiento en los comites de relaciones externas y fuerzas armadas y en el comité especial de edad. Una vez que los republicanos recuperaron el control del senado, Glenn también sirvió como miembro menor en un comité de investigación especial presidido por el senador de Tennessee y actor Fred Thompson.
Es uno de los casos en que su paso por la NASA simplemnte sirvió como trampolín a su carrera política, algo en cierta forma análogo a Tereshkova en la URSS. Pero subirse a una de las "latas de sardina" del programa Mercury requirió mucho, mucho valor.

Fuente: Wikipedia

viernes, 6 de julio de 2012

Lanzamiento del Meteosat MSG-3

Lanzamiento del satélite Meteosat MSG-3 mediante un cohete Ariane 5 desde Kourou, Guyana Francesa, por parte de la ESA.


©ESA

La materia oscura


Los filamentos de materia que componen el Universo

En astrofísica y cosmología se denomina materia oscura a la hipotética materia que no emite suficiente radiación electromagnética (luz, rayos X, rayos gamma, etc.) como para ser detectada con los medios técnicos actuales, pero cuya existencia se puede deducir a partir de los efectos gravitacionales que causa en la materia visible, tales como las estrellas o las galaxias; así como en las anisotropías (es la propiedad general de la materia según la cual determinadas propiedades físicas, tales como: elasticidad, temperatura, conductividad, etc. varían según la dirección en que son examinadas) del fondo cósmico de microondas (es una forma de radiación electromagnética descubierta en 1965 que llena el Universo por completo. Se dice que es el eco que quedó del Big Bang) presente en el universo. No se debe confundir la materia oscura con la energía oscura.

De acuerdo con las observaciones de estructuras mayores que una galaxia, así como la cosmología del Big Bang, la materia oscura constituye del orden del 21% de la masa del Universo observable y la energía oscura el 70%.

La materia oscura fue propuesta por Fritz Zwicky en 1933 ante la evidencia de una "masa no visible" que influía en las velocidades orbitales de las galaxias en los cúmulos. Posteriormente, otras observaciones han indicado la presencia de materia oscura en el universo: estas observaciones incluyen la citada velocidad de rotación de las galaxias, las lentes gravitacionales (para releer de qué se trata pincha AQUÍ) y la distribución de la temperatura del gas caliente en galaxias y cúmulos de las galaxias. 

La composición de la materia oscura se desconoce, pero puede incluir neutrinos ordinarios y pesados, partículas elementales recientemente postuladas como los WIMPs y los axiones, cuerpos astronómicos como las estrellas enanas, los planetas y las nubes de gases no luminosos. Las pruebas actuales favorecen los modelos en que el componente primario de la materia oscura son las nuevas partículas elementales llamadas colectivamente materia oscura no bariónica.

Filamento entre dos cúmulos
El componente de materia oscura tiene bastante más masa que el componente "visible" del Universo. En el presente, la densidad de bariones ordinarios (una familia de partículas subatómicas formadas por tres quarks. Los más representativos, por formar el núcleo del átomo, son el neutrón y el protón) y la radiación en el Universo se estima que son equivalentes aproximadamente a un átomo de hidrógeno por metro cúbico de espacio. Sólo aproximadamente el 5% de la densidad de energía total en el Universo (inferido de los efectos gravitacionales) se puede observar directamente. Se estima que en torno al 23% está compuesto de materia oscura. El 72% restante se piensa que consiste de energía oscura, un componente incluso más extraño, distribuido difusamente en el espacio. Alguna materia bariónica difícil de detectar realiza una contribución a la materia oscura, aunque algunos autores defienden que constituye sólo una pequeña porción. Aun así, hay que tener en cuenta que del 5% de materia bariónica estimada (la mitad de ella todavía no se ha detectado) se puede considerar materia oscura bariónica: Todas las estrellas, galaxias y gas observable forman menos de la mitad de los bariones (que se supone debería haber) y se cree que toda esta materia puede estar distribuida en filamentos gaseosos de baja densidad formando una red por todo el universo y en cuyos nodos se encuentran los diversos cúmulos de galaxias. En mayo de 2008, el telescopio XMM-Newton de la Agencia Espacial Europea ha encontrado pruebas de la existencia de dicha red de filamentos, y así deberíamos imaginar al Universo: como una especid e "red" o malla tupida, no como un vacío con los cuerpos celestes diseminados al azar (ver ilustración al principio).

La determinación de la naturaleza de esta masa no visible es una de las cuestiones más importantes de la cosmología moderna y la física de partículas. Se ha puesto de manifiesto que los nombres "materia oscura" y la "energía oscura" sirven principalmente como expresiones de nuestra ignorancia, casi como los primeros mapas etiquetados como "Terra incógnita".

jueves, 5 de julio de 2012

Estrellas: Aldebarán


Aldebarán

Aldebarán (Alfa Tauri / α Tau / 87 Tauri / HIP 21421) es la estrella más brillante de la constelación de Tauro ("El Toro") y la decimotercera más brillante del cielo nocturno. De magnitud aparente +0,85, es de color rojo anaranjado. Aunque visualmente parece ser el miembro más brillante del cúmulo abierto de las Híades, en realidad no forma parte del mismo y simplemente está en la misma línea de visión. Junto a Sirio (α Canis Majoris) y Arturo (α Bootis), permitió a Edmund Halley descubrir el movimiento propio de las estrellas mediante la comparación de sus posiciones de entonces con las que figuraban en los catálogos antiguos.

El nombre Aldebarán proviene del árabe الدبران, al-dabarān, cuyo significado es «la que sigue», en referencia a que esta estrella sigue al cúmulo de las Pléyades en su recorrido nocturno a través del cielo. En griego recibió el nombre de Omma Boos y en latín Oculus Tauri. En el siglo XVII, el astrónomo Giovanni Riccioli la denominó más específicamente Oculus Australis («ojo del sur»).
En Persia la estrella era conocida como Satvis y Kugard. El astrónomo persa Al Biruni citaba Al Fanik («el camello semental»), Al Fatik («el camello gordo») y Al Muhdij («el camello hembra») como nombres indígenas árabes para esta estrella. En la antigua Roma recibía el nombre de Palilicium, término que proviene de Palilia o Parilia, la fiesta de Pales, divinidad pastoril de la mitología romana. El título de Hrusa designaba a esta estrella en la antigua Bohemia.En astronomía hindú se identifica con la nakshatra —mansión lunar— de Rohini, y es una de las veintisiete hijas de Daksha y la esposa del dios Chandra.

Situada a 65,1 años luz de distancia, Aldebarán es una estrella gigante naranja de tipo espectral K5III con una temperatura superficial de 4.010º K. Al estar cerca de la eclíptica es ocultada por la Luna periódicamente y, gracias a ello, se ha podido medir su diámetro angular, lo que conduce a un radio 44 veces mayor que el radio solar. Situada en el lugar del Sol, se extendería hasta la mitad de la órbita de Mercurio, y en el cielo de la Tierra aparecería como un disco de 20° de diámetro. Su velocidad de rotación proyectada es de 5,2 km/s, por lo que su período de rotación puede ser de hasta 400 días.

Aldebarán destaca en la Híades
Aldebarán es 425 veces más luminosa que el Sol pero su masa es solamente de 1,7 masas solares; dado el enorme tamaño de esta estrella, su densidad media resulta ser muy inferior a la del Sol. A diferencia de la mayor parte de las gigantes naranjas, que en su núcleo están fusionando helio en carbono y oxígeno, Aldebarán se hallaría en un estado preliminar en el que su núcleo todavía inerte de helio estaría en el proceso de contraerse y calentarse, provocando que, en conjunto, la estrella se expanda y aumente en brillo. Está empezando a perder masa por medio de un viento estelar que envuelve la estrella hasta una distancia de 100 ua. Dentro de sólo unos pocos millones de años, la estrella alcanzará una luminosidad 800 veces mayor que la del Sol, momento en el que comenzará la quema del helio y se frenará la contracción del núcleo, lo que conllevará una disminución en su brillo. Aldebarán está catalogada como una variable pulsante irregular, con una fluctuación del brillo de 0,2 magnitudes.

Aldebarán es un sistema binario: la estrella gigante tiene una compañera lejana y pequeña, Aldebarán B, de magnitud +13,50. Es una enana roja de tipo espectral M2V, cuya masa puede ser tan sólo el 15% de la masa solar y su radio el 36% del radio solar. Su separación actual de Aldebarán A es de 609 ua.
En la actualidad la sonda Pioneer 10 se dirige hacia Aldebarán, donde llegará dentro de 1.690.000 años.

En 1997 se anunció el descubrimiento de un planeta gigante, Aldebarán b, de unas 9,5 masas de Júpiter, en órbita alrededor de la estrella principal. El descubrimiento aún no ha sido confirmado y se sospecha que las variaciones observadas en la velocidad radial pueden reflejar una oscilación a largo plazo de la propia estrella. De hecho es difícil detectar la existencia de un compañero subestelar en torno a una estrella muy evolucionada como Aldebarán, ya que las estrellas gigantes, al ser muchas veces estrellas pulsantes, muestran oscilaciones en su velocidad radial análogas a las causadas por la presencia de planetas.

Fuente: Wikipedia

miércoles, 4 de julio de 2012

¡Higgs!

Este blog no suele seguir temas de actualidad, pero la ocasión lo amerita: el CERN ha anunciado el descubrimiento de una nueva partícula que puede corresponder al largamente estudiado Bosón de Higgs. En el canal Youtube del Gato Cuántico puedes ver una explicación muy sencilla de qué es esta elusiva partícula (para verlo pincha AQUÍ). Los resultados no han sigo presentados como un resultado definitivo, pero están en el rango de 4.9 sigmas, lo que se considera como aproximadamente a una posibilidad en un millón de que los hallazgos sean sólo el resultado de variaciones aleatorias. Falta poco, muy poco. Probablemente este año tengamos el anuncio del hallazgo que completa el Modelo Estándar de partículas.

Un largo aplauso acogió el anuncio de la variación estadística

Crédito de la imagen: CERN

martes, 3 de julio de 2012

Alan "Dex" Poindexter, In Memoriam

Alan "Dex" Poindexter nos dejó este fin de semana por un accidente. Abriste camino hacia las estrellas, Dex. No puedo imaginar nada mejor. Descansa en paz.


Crédito de la imagen: NASA


Grandes científicos 11: Subrahmanyan Chandrasekhar


Subrahmanyan Chandrasekhar

Subrahmanyan Chandrasekhar, nacido el 19 de octubre de 1910 y fallecido el 21 de agosto de 1995en Chicago, fue un físico, astrofísico y matemático indio. Nació en Lahore, perteneciente a la entonces India Británica (actualmente Pakistán). Ganó el Premio Nobel de Física en 1983 compartido con William Fowler por sus estudios sobre los procesos importantes en la estructura y evolución estelares. Se graduó en Madrás y se doctoró en Cambridge, aunque trabajó en Chicago desde 1937 hasta su muerte en 1995.

Además del Premio Nobel, le fueron concedidas la Henry Norris Russell Lectureship de la American Astronomical Society (1949), la Medalla Bruce de la Sociedad Astronómica del Pacífico (1952), la Medalla de oro de la Real Sociedad Astronómica (1953), la Medalla Henry Draper de la Academia Nacional de Ciencias de Estados Unidos (1971) y la Medalla Copley de la Royal Society (1984).

En 1999, la NASA llamó en su honor al tercero de sus cuatro Grandes Observatorios, el Observatorio de rayos X Chandra. Incluso un asteroide, el 1958 Chandra, le debe su nombre. Su propio nombre, que se pronuncia chandrasejar, significa "el que está encima (sejar) de la Luna (chandra)".

En 1930, Chandrasekhar ingresó en el Trinity College de la Universidad de Cambridge, Inglaterra. Por aquel entonces leyó uno de los libros de Arthur Eddington, The Internal Constitution of Stars, que le influyó profundamente. En dicho libro, Eddington sostenía que las estrellas acababan sus vidas transformadas en objetos pequeños del tamaño de la Tierra y conocidos como enanas blancas, tras agotar sus fuentes de energía. Chandrasekhar incluyó en sus cálculos efectos de tipo cuántico y relativistas, concluyendo que tan sólo las estrellas de baja masa podían terminar sus vidas tal y como Eddington había planteado. Sus cálculos más elaborados mostraban que para estrellas de masa superior a 1,4 la masa de nuestro propio Sol, éstas, en ausencia de una fuente interna de calor, se colapsarían por debajo del tamaño terrestre. Este límite se conoce como límite de Chandrasekhar. Sus descubrimientos apuntaban a la formación de estrellas de neutrones y agujeros negros.

El joven Chandra
En 1937, Chandrasekhar aceptó un trabajo en la Universidad de Chicago, donde permanecería durante el resto de su carrera científica. En Chicago, Chandrasekhar inició una nueva línea de trabajo que culminaría en la publicación de su obra The Principles of Stellar Dynamics (1942). Durante la Segunda Guerra Mundial, Chandrasekhar colaboró con otros físicos de la Universidad de Chicago -como Enrico Fermi- en el Proyecto Manhattan para la construcción de la bomba atómica. A comienzos de los años 1950, estudió detalladamente el transporte radiativo en el interior de las estrellas, pero su trabajo en este campo se referencia en numerosas ocasiones para el estudio del transporte radiativo de energía en cualquier medio (Radiative transfer). Más tarde, trabajaría en los efectos del magnetismo sobre las galaxias, su forma y evolución publicando otro clásico: Hydrodynamics and Hydromagnetic Stability (1961).

Durante la siguiente década intentó descubrir como la rotación afecta la forma de los planetas, estrellas, galaxias y clústeres de galaxias. En los años 1970, Chandrasekhar volvió a examinar el colapso de las estrellas al final de su vida. Este trabajo concluyó con la publicación de la que quizás sea su obra más famosa: The Mathematical Theory of Black Holes, publicada en 1983. Por estos trabajos recibió el Premio Nobel de Física en 1983, que compartió con William Fowler. Su último libro fue Newton's Principia for the Common Reader. Fue una de las mentes más brillantes del siglo XX.

Fuente: Wikipedia

domingo, 1 de julio de 2012

El fin de una era

El transbordador espacial marcó una gran etapa. Los echo de menos. Hoy un pequeño homenaje:











Crédito de las imágenes: NASA

jueves, 28 de junio de 2012

martes, 26 de junio de 2012

Astronautas 4: Michael Collins


Michael Collins (31 de octubre de 1930) es un astronauta estadounidense, nacido en Roma, Italia, país en el que estaba destinado su padre como agregado militar de la embajada de Estados Unidos.

En 1952 se graduó de la escuela Saint Albans y obtuvo el bachillerato de ciencias en la Academia Militar de West Point en Nueva York, sirviendo después como piloto de pruebas y combate en la Base Edwards de la Fuerza Aérea en Lancaster, California. Desde 1959 hasta 1963 registró más de 4.200 horas de vuelo.

En octubre de 1963, Collins se convirtió en uno de los astronautas del tercer grupo seleccionado por la NASA. El 18 de julio de 1966, Collins realizó su primer vuelo espacial como miembro de la misión Gemini 10, durante la cual estableció un nuevo récord de altitud y se convirtió en el tercer astronauta estadounidense en salir de su nave completando dos caminatas espaciales (EVA, extravehicular activity en inglés).

En julio de 1969, el teniente coronel (más tarde, coronel) Collins, como miembro de la misión lunar Apollo 11, pilotó el módulo de mando "Columbia", mientras el astronauta Neil Armstrong, comandante de la misión, y el coronel de la Fuerza Aérea Edwin "Buzz" Aldrin, realizaban el primer alunizaje. Su importante papel en la misión Apolo le valió el logro de varios premios y reconocimientos, destacando la Medalla Presidencial de la Libertad en 1969. Fue elegido para esta parte de la misión porque era un auténtico especialista en acoplar naves en órbita, algo fundamental en las misiones Apolo, ya que los dos astronautas que alunizaban tenían que despegar y encontrarse con el módulo de mando que permanecía en órbita, prácticamente sin margen para errores.

En enero de 1970 Collins fue nombrado secretario de Estado adjunto para asuntos públicos. En 1971 fue director del Museo Nacional del Aire y el Espacio, que forma parte de la Institución Smithsonian, en la ciudad de Washington, D.C. donde fue responsable de la construcción del nuevo edificio del museo que abrió al público en 1976, adelantado a la fecha programada y por debajo del presupuesto original. En 1978 fue designado secretario de esta institución y en 1980, fue nombrado vicepresidente de la LTV Aerospace and Defense Company, renunciando en 1985 para comenzar con su propia empresa.

Collins completó dos vuelos espaciales, registrando 266 horas en el espacio, de las cuales 1 hora y 27 minutos fueron destinados a las "caminatas espaciales". Últimamente Collins ha escrito acerca de sus experiencias en el programa espacial en varios libros, incluyendo Carrying the Fire y Flying to the Moon and Other Strange Places. En 1988 escribió Liftoff: the Story of America's Adventure in Space.

Ha recibido numerosas condecoraciones de varios países, entre ellas la Exceptional Service Medal y la Distinguished Servicie Medal de la NASA. Actualmente Michael Collins es consultor aeroespacial y escritor.

Fuente: Wikipedia

sábado, 23 de junio de 2012

La sonda LCROSS: agua en la Luna



Visión artística de la sonda
LCROSS es el acrónimo en inglés de Lunar Crater Observation and Sensing Satellite, o "Satélite de detección y observación de cráteres lunares", una sonda operada por la NASA que impactó en la Luna el 9 de octubre de 2009 tal y como estaba programado. Su objetivo principal fue confirmar la presencia de agua en el satélite natural de la Tierra, como parte de los preparativos para el retorno del ser humano a la Luna, previsto para los años 2020. El artefacto formó parte de una misión conjunta en combinación con la LRO (Lunar Reconnaissance Orbiter), sonda a la que LCROSS estuvo unida hasta el momento de ser proyectada contra la superficie lunar.

Ambas sondas fueron lanzadas en un mismo cohete Atlas V el 18 de junio de 2009 desde Cabo Cañaveral, en Florida, Estados Unidos. El impacto de LCROSS ocurrió el 9 de octubre de 2009, a las 11:31 UTC. Un mes después, el 13 de noviembre, la NASA confirmó que la misión había permitido descubrir la existencia de notables cantidades de agua en un cráter lunar.

La sonda fue considerada como de bajo presupuesto por los estándares de la NASA, y pesaba 621 kg. El diseño de la sonda adoptó una forma de anillo al que se acoplan seis paneles con el equipo científico, mientras que el propulsor y el combustible se alojaban dentro del propio anillo. Al peso de la nave se puede añadir el del módulo cohete Centauro, usado para proteger la sonda del calor, y también como impactador previo al impacto de la propia sonda en la Luna.

La sonda contaba con 9 instrumentos científicos:
1 cámara de luz visible
2 cámaras de infrarrojo cercano (utilizadas para crear mapas sobre la concentración de agua)
2 cámaras de infrarrojo medio
1 espectrómetro de luz visible (medirá las concentraciones de agua (H2O) e hidroxilo (HO).
2 espectrómetros de luz infrarroja (para medir diversas reacciones del agua o hielo encontrado)
1 fotómetro

La LRO montada en el cohete
El 9 de octubre de 2009 se lanzó contra la Luna el módulo Centauro; última etapa del cohete empleado para propulsar la sonda hasta la órbita lunar. El impacto del módulo, de 2.249 kg de peso, y a una velocidad cercana a los 9.000 km/h, hizo saltar unas 10.000 toneladas de material de la superficie, parte del cual se calentó y volatilizó en una pluma de 1,6 km de altura. La sonda LCROSS siguió la trayectoria del módulo Centauro, tomando datos sobre el material eyectado por el impacto, y finalmente colisionó también sobre la superficie lunar 4 minutos después. Los datos obtenidos por la sonda permitieron despejar la incógnita sobre las posibilidades de disponer de agua en futuras colonias en la Luna, al anunciar la NASA el descubrimiento de 100 kg de agua entre el material eyectado. Posteeriormente, otras observaciones independientes, por ejemplo las del MIT, confirmaron la presencia de agua en cráteres profundos y sombríos.

Fuente: Wikipedia
Crédito de las imágenes: NASA

viernes, 22 de junio de 2012

Los exoplanetas I


Estrella AB Pictoris con un exoplaneta

Se denomina exoplaneta (o planeta extrasolar) a un planeta que orbita una estrella diferente al Sol y que, por tanto, no pertenece al Sistema Solar. Los planetas extrasolares se convirtieron en objeto de investigación científica en el siglo XIX. Muchos astrónomos suponían que existían, pero no había forma de saber lo comunes que eran o lo similares que podrían ser a los planetas de nuestro sistema solar. La primera detección confirmada se hizo en 1992, con el descubrimiento de varios planetas de masa terrestre orbitando el púlsar PSR B1257+12. La primera detección confirmada de un planeta extrasolar que orbita alrededor de una estrella con características de la secuencia principal similar a nuestro Sol, se hizo en 1995. Desde entonces se han sucedido en ritmo creciente los descubrimientos de nuevos planetas.

La Unión Astronómica Internacional ha definido el término "planeta", pero sólo en lo referente a los objetos dentro del Sistema Solar, pero, ¿qué pasa con los más de 200 planetas descubiertos desde el año 1995 fuera de nuestro sistema planetario? En la anterior asamblea general de la IAU, celebrada en Australia en el 2003, se aceptó una definición provisional. Según la misma, los planetas fuera del Sistema Solar deben cumplir:


1.- Orbitar un estrella o remanente de estrella (enana blanca o estrella de neutrones) y tener una masa inferior a 13 veces la masa de Júpiter. Esto es, que no fusione deuterio, un isótopo de hidrógeno, ni cualquier otro elemento químico. Por tanto, que no produzca energía a partir de este tipo de fuente.

2.- Los objetos subestelares con masas superiores a 13 veces la masa de Júpiter son enanas marrones (que no fusionan hidrógeno).

3.- Los objetos aislados de masa planetaria que se mueven libremente, sin orbitar ninguna estrella (IPMOs por sus siglas en inglés, o planemos, o xebarcos, u oriones), con masa por debajo de este límite son sub-enanas marrones (o cualquier otro nombre que sea apropiada, salvo planeta).

La mayoría de planetas extrasolares conocidos son gigantes gaseosos igual o más masivos que el planeta Júpiter, con órbitas muy cercanas a su estrella y períodos orbitales muy cortos. Sin embargo, se cree que ello es resultado de sesgo de información creado por los métodos actuales de detección, que encuentran más fácilmente a planetas de este tamaño que a planetas terrestres más pequeños. Con todo, exoplanetas comparables al nuestro empiezan a ser detectados, conforme las capacidades de detección y el tiempo de estudio aumentan. El primer sistema extrasolar descubierto con más de un planeta fue Upsilon Andromedae.

De acuerdo con la actual definición de "planeta", un planeta tiene que orbitar una estrella. Sin embargo, se considera posible la existencia de cuerpos planetarios no ligados a la gravedad de ninguna estrella. Tales cuerpos habrían sido expulsados del sistema en el que se formaron y en la literatura científica se los denomina frecuentemente como planetas errantes o planetas interestelares.

Estrella HR 8799 con tres exoplanetas, en el infrarrojo

La NASA adelantó en junio de 2010 que la Sonda Kepler, puesta en órbita en marzo de 2009, detectó indicios de 706 exoplanetas nuevos en sus primeros 43 días de funcionamiento, 400 de los cuales tienen dimensiones entre las de Neptuno y la Tierra. Los resultados oficiales de esta misión serán publicados en febrero de 2011, pero los resultados provisionales indican que al menos 60 de los planetas detectados tendrán un tamaño similar al de la tierra (el doble del tamaño terrestre, o menos).

Hasta septiembre del 2010, Gliese 581 g, el cuarto planeta de la estrella enana roja Gliese 581, parece ser el mejor ejemplo conocido de un probable planeta terrestre orbitando dentro de la zona habitable que rodea a su estrella.
El 12 de enero de 2012, la revista Nature publica un artículo desarrollado por científicos internacionales donde se asegura que toda estrella de la Vía Láctea debe poseer entre 0,71 y 2,32 planetas orbitando en promedio.

Aleksander Wolszczan, un astrónomo polaco anunció en 1992 el descubrimiento de 3 objetos sub-estelares de baja masa orbitando el púlsar PSR B1257+12.1 El anuncio fue toda una sorpresa ya que parecía imposible que un planeta sobreviviera a una explosión de supernova. Se cree que estos planetas se formaron de los restos de la explosión que produjo el púlsar.
El primer planeta extrasolar fue anunciado por Michel Mayor y Didier Queloz, del un grupo de investigadores suizos, el 6 de octubre de 1995. La estrella principal era 51 Pegasi y se dio en llamar al planeta 51 Pegasi b. Unos meses más tarde un equipo americano, liderado por Geoffrey Marcy de la Universidad de California anunció el descubrimiento de 2 nuevos planetas. La carrera por encontrar nuevos planetas no había hecho más que empezar. Numerosos anuncios en prensa y televisión han divulgado algunos de estos descubrimientos, considerados en su conjunto como una de las revoluciones de la astronomía a finales del siglo XX.



Sistema HR 8799
En la actualidad existen numerosos proyectos de las agencias espaciales NASA y ESA desarrollando misiones capaces de detectar y caracterizar la abundancia de planetas, así como de detectar planetas de tipo terrestre. Las dos misiones más importantes hasta el momento son la misión europea Corot, y la misión norteamericana Kepler, ambas utilizando el sistema de tránsitos (ya veremos qué es esto). La ambiciosa misión Darwin/TPF, prevista para una fecha posterior al 2014, será capaz de analizar las atmósferas de estos planetas terrestres, teniendo la capacidad de detectar vida extraterrestre mediante el análisis espectral de estas atmósferas. Estos datos permitirán abordar estadísticamente cuestiones profundas como la abundancia de sistemas planetarios parecidos al nuestro, o el tipo de estrellas en los que es más fácil que se formen planetas.

El sistema utilizado en la literatura científica para nombrar a los planetas extrasolares es casi el mismo que el sistema utilizado para nombrar a estrellas binarias. La única modificación es que se utilizan letras minúsculas para el planeta en lugar de letras mayúsculas que se utilizan para las estrellas. La letra minúscula se coloca después del nombre de la estrella, comenzando con la letra "b" a partir del primer planeta encontrado en el sistema (por ejemplo, 51 Pegasi b);  se salta la letra "a" para evitar cualquier confusión con la estrella primaria. El siguiente planeta en el sistema se etiqueta con la siguiente letra del alfabeto. Por ejemplo, cualquier planeta adicional encontrado alrededor de 51 Pegasi seria catalogado como 51 Pegasi c y 51 Pegasi d, y así sucesivamente. Si dos planetas se descubren al mismo tiempo, el más cercano a la estrella se le asigna la letra siguiente, seguido por el planeta más lejano.

En la próxima entrada veremos los diferentes métodos de detección.

Fuente: Wikipedia
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