Encuéntranos en Google+. abril 2012 ~ El gato cuántico

lunes, 30 de abril de 2012

La Luna: Mare Tranquilitatis


Si miramos la Luna a simple vista, veremos una serie de manchas. Personas de imaginación desbordante han visto de todo en ellas, desde un conejo hasta una cara (este humilde servidor confiesa no ver nada de ello). Pero estas manchas, como hemos visto en la entrada sobre la Luna, son simplemente enormes planicies, bautizadas por los antiguos como "mares", dado que creían que eran extensiones de agua como sus homólogas terrestres. Uno de mis mares favoritos es el Mare Tranquilitatis.



El Mar de la Tranquilidad o Mare Tranquilitatis, es un extenso mar lunar donde el 20 de julio de 1969 el módulo lunar de la nave Apolo 11 descendió, junto con los astronautas Edwin Buzz Aldrin y Neil Armstrong, siendo este último la primera persona en pisar la superficie lunar, mientras que Michael Collins se quedó orbitando la luna en el módulo de mando.


El lugar concreto del primer alunizaje se conoce como Base Tranquilidad. Su elección se debió a que el lugar era relativamente llano y grande, por lo que era el lugar apropiado para que la nave se pudiera posar. Y nunca mejor dicho lo de "relativamente"... el punto elegido para el alunizaje era un campo, efectivamente, pero sembrado de pedruscos que hubieran hecho trizas al Módulo Lunar, obligando a Neil Armstrong a pilotar el LM hasta casi quedarse sin combustible. Una bella región de Selene, si tenéis unos binoculares os recomiendo echarle un vistazo.

Para terminar, un poco de arte: la breve canción "Mare Tranquilitatis", de Vangelis, en su álbum "Albedo 0.39"





Fuente de la información: Wikipedia
© Videoclip: Vangelis

domingo, 29 de abril de 2012

Estrellas: Alfa Centauri


Alfa Centauri (Alfa de Centauro, incorrectamente Alfa Centauro, también conocida como Rigil Kentaurus y Toliman) es el sistema estelar más cercano al Sol (por lo que también es conocida como Próxima Centauri) a unos 37 billones de km (4 años-luz) de distancia. Considerada desde la antigüedad como una única estrella y con gran importancia mitológica, la más brillante de la constelación del Centauro, lo que se observa sin ayuda de telescopio es, en realidad, la superposición de dos estrellas brillantes de un posible sistema de tres. Fue el astrónomo francés Nicolas Louis de Lacaille quien en 1752 descubrió que Alfa Centauri es una estrella binaria. 

El sistema estaría formado por tres estrellas vinculadas por efecto de la gravedad, girando una en torno de la otra constituyendo un sistema estable. Alfa Centauri A es una estrella amarilla muy similar al Sol (tipo espectral G), y Alfa Centauri B es una estrella naranja de tipo K. Ambas giran entre sí en una órbita de unos 80 años. Como tienen masas parecidas, se mueven alrededor de un punto del espacio casi equidistante entre ellas llamado centro de masas. La tercera estrella es Próxima Centauri, que giraría alrededor de las dos anteriores a una distancia mucho mayor, en una gran órbita con una excentridad tal que se discute si realmente está ligada al sistema; sin embargo, las tres estrellas tienen igual paralaje y movimiento propio. En el caso de que Próxima esté ligada a las otras dos, su órbita duraría varios centenares de miles de años, y actualmente estaría en el punto cuya distancia al Sistema Solar es mínima. Se trata de una estrella pequeña y roja que sólo se puede ver a través de telescopios potentes.

Alfa Centauri B
Es una estrella naranja de secuencia principal que está ligada a Alfa Centauri A. Su edad es bastante parecida a la de su compañera, lo que hace pensar que ambas estrellas nacieron ya unidas. Se la clasifica como enana naranja.

Próxima Centauri.
Se trata de una enana roja con una pequeña fracción de la luminosidad de nuestro Sol. Actualmente, se encuentra a unas 13.000 ua (0,2 años luz) del sistema Alpha Centauri A+B, y casualmente, su posición orbital está de cara a nosotros, lo que la hace, en este momento, la estrella más cercana al Sistema Solar, a una distancia de cerca de 4,2 años luz. Los científicos le asignan una edad de, tal vez, mil millones de años. Puede que Próxima Centauri no formara parte originalmente del sistema y fuera capturada temporalmente por las otras dos. No se conocen datos orbitales, sólo que posiblemente gira alrededor de Alfa Centauri A+B con un período de cerca de 500.000 años o más. Puede que a la larga incluso escape del sistema. También es una estrella fulgurante, y como tal recibe la denominación de estrella variable V645 Centauri.
Aunque Próxima es la estrella más cercana a nuestro Sistema Solar, no parece ser un destino interesante para visitar en busca de vida extraterrestre. La estrella es mucho más joven que nuestro Sol, es mucho menos brillante y no se sabe si tiene algún planeta que la orbite.
Vista hipoética desde un exoplaneta

Posible existencia de planetas


La formación de planetas puede haberse dado en este sistema, aunque de momento no se tienen datos sobre su existencia. De haber planetas, éstos estarían situados de una forma más restrictiva, ya que la gravedad de la estrella vecina desestabilizaría fácilmente sus órbitas. Matemáticamente, conocer la posición de las órbitas estables en el sistema Alfa Centauri es un problema sin solución, ya que hay que estudiar los efectos de la gravedad de tres cuerpos simultáneamente. De todas formas, estudios realizados a partir de simulaciones parecen demostrar que existen órbitas estables hasta de unas 2 unidades astronómicas si el planeta orbita una de las estrellas principales en el mismo plano en el que ellas giran, y sólo hasta 0,23 u.a. para órbitas perpendiculares; y a partir de 70 ua si orbita a las dos a la vez; los planetas tendrían en estas condiciones órbitas estables al menos durante el tiempo de vida de la estrella.

Fuente: Wikipedia

jueves, 26 de abril de 2012

Vídeo: la sonda Huygens desciende en Titán

En este vídeo podemos observar el descenso de la sonda Huygens en Titán, una de las lunas de Saturno. La imagen del centro, rodeada de los parámetros de descenso, es una imagen real tomada por una cámara a bordo, no una concepción artística. Podéis encontrarla en nuestro Canal Youtube.




Crédito: ESA/NASA

Satélites del Sistema Solar 9: Titán


Christiaan Huygens descubrió en 1656 el mayor de los satélites de Saturno y le dio el nombre de Luna Saturni. Huygens publicó este descubrimiento así como sus observaciones de los anillos del planeta en una obra titulada Systema Saturnium publicada en 1659. El nombre de "Titán" y los otros siete satélites de Saturno conocidos por John Herschel (hijo de William Herschel) proviene de su publicación en el año 1847 de sus observaciones sobre Saturno donde sugería los nombres de los titanes, hermanos y hermanas de Cronos como un método más efectivo para nombrar a los satélites de Saturno que hasta entonces se designaban por numerales romanos siguiendo el orden de proximidad al planeta. Puede en general observarse con telescopios pequeños e incluso con unos grandes prismáticos.

Uno de los objetivos de la misión Cassini es estudiar la estructura interna de esta luna. La baja densidad que posee (1,9 gramos por centímetro cúbico) apunta a que es 50% roca y 50% hielo. Inicialmente se pensó que tenía un núcleo rocoso de diámetro 3400 kilómetros rodeado por diversas capas de hielo, (es decir similar a la de Ganímedes, la mayor luna de Júpiter). Pero investigaciones recientes realizadas con ayuda de Cassini sugieren que no existe tal núcleo de roca; en su lugar, y de modo similar a Calisto, la segunda mayor luna de Júpiter, el interior de Titán consiste en una mezcla de roca y hielo no diferenciada (excepto en los 500 kilómetros más exteriores dónde no hay materiales rocosos). Se cree que existe también un océano subterráneo de agua y amoníaco disuelto en él a una profundidad de 100 kilómetros bajo la superficie, y tal vez otro de hidrocarburos.

Titán es la única luna conocida con una atmósfera densa. La sonda Voyager 1 demostró en 1981 que, de hecho, la atmósfera de Titán es más densa que la de la Tierra, con una presión en superficie de una vez y media la de nuestro planeta y con una capa nubosa opaca formada por aerosoles de hidrocarburos que oculta los rasgos de la superficie de Titán. La atmósfera está compuesta en un 94% de nitrógeno y es la única atmósfera rica en nitrógeno en el sistema solar aparte de nuestro propio planeta, con rastros significativos de varios hidrocarburos que constituyen el resto (incluyendo metano, etano, acetileno y propano; junto con anhídrido carbónico, monóxido de carbono, cianuro de hidrógeno, y helio). Se piensa que estos hidrocarburos se forman en la atmósfera superior de Titán en reacciones que son el resultado de la disociación del metano por la luz ultravioleta del Sol produciendo una bruma anaranjada y espesa.

Mosaico de imágenes tomadas por Cassini

Este satélite no tiene un campo magnético considerable y su órbita alcanza el exterior de la magnetósfera de Saturno exponiéndose directamente al viento solar. Esto puede ionizar y elevar algunas moléculas a la cima de la atmósfera. Las observaciones de la nave Cassini de la atmósfera hecha en 2004 sugieren que la atmósfera de Titán gira mucho más rápido que su superficie al igual que ocurre en Venus, un régimen dinámico de la atmósfera que no se comprende en ninguno de los dos casos. Hay nubes en la atmósfera de Titán además de una espesa niebla que afecta a todo el planeta. Estas nubes están probablemente compuestas de metano, etano y otros compuestos orgánicos simples. Otros compuestos químicos más complejos en pequeñas cantidades deben ser responsables del color anaranjado que se aprecia desde el espacio. El metano cumple el papel del agua en la Tierra: puede haber tormentas y llover en la superficie. De este modo Titán y la Tierra serían los únicos lugares en el Sistema Solar en los que llueve sobre su superficie. Las simulaciones numéricas por ordenador han demostrado que las nubes rápidas y brillantes observadas en Titán pueden desencadenar lluvias de metano con gotas de este líquido de hasta 5 mm de radio. Según estos autores estas tormentas se desencadenan en cuestión de horas de forma similar a como lo hacen las tormentas terrestres. Las tormentas de metano, capaces de alcanzar en su desarrollo vertical los 35 kilómetros de altura, producirían en cuestión de horas densas nubes de metano y copiosas precipitaciones de gotitas líquidas de este compuesto, semejantes a las más intensas trombas de agua que se producen en las tormentas terrestres.

El 5 de mayo de 2006 se publicó en la revista Science que mediante observaciones de radar de la nave Cassini, se había descubierto que Titán tiene dunas de color marrón oscuro que se elevan unos 150 metros sobre la superficie y corren paralelas, una al lado de la otra, en el ecuador de Titán. Una de estas dunas tiene 1500 kilómetros de largo. Se extienden a lo largo de cientos de kilómetros en Titán. De acuerdo con las mediciones las dunas de Titán probablemente están compuestas de un núcleo central de hielo de agua rodeado por materia orgánica, estimándose que la "arena" formada por ésos granos es un poco más granulosa, pero menos densa que la terrestre o la marciana y que los granos tienen el tamaño de granos de café. Este trabajo se basó en las imágenes tomadas en el mes de octubre de 2005. Recientemente, la NASA ha hecho público un mapa en el que se muestra el patrón global de dichas dunas. De acuerdo con los resultados publicados, la dirección predominante de los vientos cerca de la superficie es hacia el este y no hacia el oeste cómo se pensó en un principio.
Reflejo del sol en un lago

La sonda Cassini, utilizando su sistema de radares, captó el 21 de julio de 2006 dos "manchas oscuras", similares a los lagos terrestres, que constituyen una "poderosa evidencia" de que hay depósitos de hidrocarburos en el satélite. Las "manchas" están en el polo norte de Titán, es decir, donde aún son más bajas las temperaturas. En 2009 la sonda Cassini fotografió el primer reflejo especular sobre la superficie del satélite, confirmando la presencia de líquido sobre la superficie. Hasta ahora han sido descubiertos más de 75 posibles lagos en las proximidades del polo norte de Titán.

El 14 de enero de 2005 la sonda Huygens descendió de manera satisfactoria sobre la superficie de Titán en una región conocida como Adiri, obteniendo imágenes durante su descenso y en la superficie. La panorámica durante el descenso muestra suaves colinas con canales de drenaje. Los canales parecen conducir a una región cercana, ancha plana y oscura. Parece incluso verse una zona de costa e incluso islas, y lo que parece ser un mar de metano, todo en un ambiente brumoso. Los científicos de la ESA estiman que la sonda podría haber descendido sobre la región oscura. La imagen tomada tras el aterrizaje muestra una superficie plana cubierta por piedras en forma de guijarros redondeados. Los guijarros podrían estar formados en su mayoría de hielos de agua. No hay que olvidar que, en Titán, no existe agua líquida en su superficie, aunque si existe agua congelada; dicho hielo está presente en forma de rocas.
La sonda Huygens

Sabemos que llueve metano porque la sonda iba provista de un sensor en forma de bastón, que fue lo primero que tocó tierra y que luego penetró en ella. Según John Zarnecki de la Open University, en un primer instante encontró fuerte resistencia, de lo que se deduce que sobre la superficie hay una costra con la consistencia de arcilla. Los sensores detectaron transferencia de calor y evaporación de metano. En marzo de 2007, la ESA, la NASA, y el COSPAR (international Commitee for Space Research) decidieron de común acuerdo nombrar el lugar de aterrizaje de la sonda Huygens cómo Hubert Curien Memorial Station, en memoria de Hubert Curien, un presidente de la Agencia Espacial Europea.

Fuente: Wikipedia
Crédito de las fotografías: ESA/NASA

martes, 24 de abril de 2012

Grandes científicos 6: Marie Sklodowska Curie


Marie Salomea Skłodowska nació el 7 de noviembre de 1867 en Varsovia. Era la quinta hija de Władysław Skłodowski, profesor de enseñanzas medias en Física y Matemáticas al igual que su abuelo, y de Bronisława Boguska, quien fue maestra, pianista y cantante. Marie era la menor de cinco hijos: Zofia (1862), Józef (1863), Bronisława (1865), Helena (1866) y finalmente ella, Marie (1867). En aquel tiempo, la mayor parte de Polonia estaba ocupada por Rusia, que, tras varias revueltas nacionalistas sofocadas violentamente, había impuesto su lengua y sus costumbres. Junto con su hermana Helena, Marie asistía a clases clandestinas ofrecidas en un pensionado en las que se enseñaba la cultura polaca.
Sus primeros años estuvieron marcados por la penosa muerte de su hermana Zofia como consecuencia del tifus y, dos años más tarde, la de su madre a causa de una tuberculosis. Esos eventos hicieron que Marie dejara la religión católica romana y se volviera agnóstica.

Entre sus intereses destacaba la pasión por la lectura (Marie mostró su afición por la lectura a los cuatro años, edad a la que ya leía perfectamente), especialmente sobre historia natural y física. En la Secundaria fue siempre la primera alumna de su clase, y se destacó por influir en sus compañeras el entusiasmo por el trabajo. Polaco, ruso, alemán y francés eran algunas de las lenguas que Marie dominaba. Más adelante se interesaría por la Física y se graduaría a los 15 años.
En 1891 Marie se inscribe en la Facultad de Ciencias Matemáticas y Naturales de la Universidad de la Sorbona. A partir de ese momento, Marie pasó a llamarse Marie Sklodowska. A pesar de tener una sólida base cultural adquirida de forma autodidacta, Marie tuvo que esforzarse para mejorar sus conocimientos de francés, matemáticas y física, para estar al nivel de sus compañeros.
En 1893 consigue la licenciatura de Física y obtiene el primer puesto de su promoción; en 1894 también se licencia en Matemáticas, la segunda de su promoción. Para financiarse sus estudios de matemáticas, Marie aceptó una beca de la Fundación Alexandrowitch. El dinero de la beca (600 rublos) fue restituido por Marie más tarde. En 1894 también conoce al que sería su marido, Pierre Curie, que era profesor de Física. Los dos empiezan a trabajar juntos en los laboratorios y al año siguiente Pierre se declara a Marie, casándose el 26 de julio.

Tras una doble titulación, el siguiente reto era la obtención del doctorado. Hasta ese momento, la única mujer que había logrado doctorarse era la alemana Elsa Neumann.
El primer paso era la elección del tema de su tesis. Tras analizarlo con su marido, ambos decidieron centrarse en los trabajos del físico Henri Becquerel, que había descubierto que las sales de uranio transmitían unos rayos de naturaleza desconocida. Este trabajo estaba relacionado con el reciente descubrimiento de los rayos X por parte del físico Wilhelm Röntgen. Marie Curie se interesó por estos trabajos y, con la ayuda de su esposo, decidió investigar la naturaleza de las radiaciones que producían las sales de uranio.
Dirigida por el propio Becquerel, el 25 de junio de 1903 Marie defendió su tesis doctoral, titulada Investigaciones sobre las sustancias radiactivas, ante un tribunal presidido por el físico Gabriel Lippmann. Obtuvo el doctorado y la mención cum laude.
Tras la muerte de su esposo en 1906, Marie obtuvo la cátedra de Física en la Sorbona que había sido otorgada a Pierre en 1904.
El 15 de noviembre de 1906 Marie Curie dio su primera lección. La expectación era máxima, ya que se trataba de la primera vez que una mujer impartía una clase en la universidad. Allí acudió un gran número de personas; muchas de ellas ni siquiera eran estudiantes. En aquella primera sesión, Marie habló sobre la radiactividad.
El premio Nobel de Marie Curie

Marie y Pierre estudiaron  en particular el uranio en forma de pechblenda, que tenía la curiosa propiedad de ser más radiactiva que el uranio que se extraía de ella. La explicación lógica fue suponer que la pechblenda contenía trozos de algún elemento mucho más radiactivo que el uranio.
También descubren que el torio podía producir radiactividad. Tras varios años de trabajo constante, a través de la concentración de varias clases de pechblenda, aislaron dos nuevos elementos químicos. El primero, en 1898, fue nombrado como polonio en referencia a su país nativo. Polonia había sido particionado en el s. XVIII entre Rusia, Prusia y Austria, y la esperanza de Skłodowska-Curie fue nombrar al elemento con su país nativo para atraer la atención hacia su pérdida de independencia. El polonio fue el primer elemento químico que recibió su nombre por razones políticas. El otro elemento fue llamado Radio debido a su intensa radiactividad. Siempre trabajaron en estos años en un cobertizo y Pierre era el encargado de suministrar todos los medios y artilugios para que Marie trabajara. Pierre tenía temporadas de una gran fatiga que incluso le obligaba a reposar en cama, además de que los dos sufrían quemaduras y llagas producidas por sus peligrosos trabajos radiactivos.
Poco después Marie obtuvo un gramo de cloruro de radio, lo que consiguió tras manipular hasta ocho toneladas de pechblenda. En 1902 presentan el resultado y les invitan a todas las sedes científicas, y a todas las cenas y reuniones sociales, lo que les lleva a la fama. Los científicos les mandaban cartas y los estadounidenses les pedían que dieran a conocer todos sus descubrimientos. Tanto Pierre como Marie aceptan y prestan todas sus investigaciones sin querer lucrarse de ello mediante patentes, un hecho que es aplaudido por todo el mundo.

Junto con Henri Becquerel y Pierre Curie, Marie fue galardonada con el Premio Nobel de Física en 1903, "en reconocimiento de los extraordinarios servicios rendidos en sus investigaciones conjuntas sobre los fenómenos de radiación descubiertos por Henri Becquerel". Fue la primera mujer que obtuvo tal galardón. Recibieron por él 15.000 dólares, una parte de los cuales la utilizaron para hacer regalos a sus familias y comprarse una bañera. Poco después, en 1904, Pierre se consolidó como profesor titular en la Facultad de Ciencias de la Sorbona (donde ya enseñaba desde 1900). La fama les abrumó y se concentraron en sus trabajos. En el mismo año tuvieron a su segunda hija, Ève, tras sufrir Marie un aborto, probablemente producido por la radiactividad.

El 19 de abril de 1906 ocurrió una tragedia: Pierre fue atropellado por un carruaje de seis toneladas, y murió sin que nada se pudiera hacer por él. Marie quedó muy afectada, pero quería seguir con sus trabajos y rechazó una pensión vitalicia. Además asumió la cátedra de su marido, y fue la primera mujer en dar clases en la universidad en los 650 años transcurridos desde su fundación.

Marie Curie en la Conferencia Solvay.



En 1910 demostró que se podía obtener un gramo de radio puro. Al año siguiente recibió en solitario el Premio Nobel de Química "en reconocimiento de sus servicios en el avance de la Química por el descubrimiento de los elementos radio y polonio, el aislamiento del radio y el estudio de la naturaleza y compuestos de este elemento". Con una actitud desinteresada, no patentó el proceso de aislamiento del radio, dejándolo abierto a la investigación de toda la comunidad científica.

Durante la Primera Guerra Mundial Curie propuso el uso de la radiografía móvil para el tratamiento de soldados heridos. El coche llevaba el nombre de Petit Curie. Su hija Irène empieza a ayudarla con 18 años. El gramo de radio lo dona a la investigación científica; luego le darían otro que también donaría al Instituto del Radio de Varsovia. En 1921 visitó los Estados Unidos, donde fue recibida triunfalmente. El motivo del viaje era recaudar fondos para la investigación. En sus últimos años fue asediada por muchos físicos y productores de cosméticos, que usaron material radiactivo sin precauciones.
Sólo unos meses más tarde de su última visita a Polonia, en la primavera de 1934, Curie, después de quedarse ciega, murió, el 4 de julio de 1934, en la Clínica Sancellemoz, cerca de Passy (Alta Saboya, Francia), a causa de una anemia aplásica, probablemente debida a las radiaciones a las que estuvo expuesta en sus trabajos, y cuyos nocivos efectos eran aún desconocidos. Fue enterrada junto a su marido en el cementerio de Sceaux, pocos kilómetros al sur de París.
Fue una gran mujer, y una enorme científica. Sus restos fueron trasladados al Panteón de París, donde descansan actualmente.

domingo, 22 de abril de 2012

Día de la Tierra 2012

Para festejar el Día de la Tierra de este año 2012, nada mejor que las inspiradas palabras de Carl Sagan en "Un punto azul pálido", la imagen que tomó la nave Voyager 1 desde más de 6.000 millones de kilómetros de distancia, tras pasar la órbita de Neptuno:

Mira ese punto. Eso es aquí. Eso es nuestro hogar. Eso somos nosotros. Ahí ha vivido todo aquel de quien hayas oído hablar alguna vez, todos los seres humanos que han existido. La suma de todas nuestras alegrías y sufrimientos, miles de religiones seguras de sí mismas, ideologías y doctrinas económicas, cada cazador y recolector, cada héroe y cada cobarde, cada creador y destructor de civilizaciones, cada rey y cada campesino, cada joven pareja enamorada, cada niño esperanzado, cada madre y cada padre, cada inventor y explorador, cada maestro moral, cada político corrupto, cada “superestrella”, cada “líder supremo”, cada santo y cada pecador en la historia de nuestra especie vivió ahí – en una mota de polvo suspendida en un rayo de sol. La Tierra es un muy pequeño escenario en una vasta arena cósmica. Piensa en los ríos de sangre vertida por todos esos generales y emperadores, para que, en gloria y triunfo, pudieran convertirse en amos momentáneos de una fracción de un punto. Piensa en las interminables crueldades cometidas por los habitantes de un lugar del punto sobre los apenas distinguibles habitantes de alguna otra parte del punto. Cuán frecuentes sus malentendidos, cuán ávidos están de matarse los unos a los otros, cómo de fervientes son sus odios. Nuestros posicionamientos, nuestra imaginada auto-importancia, la ilusión de que ocupamos una posición privilegiada en el Universo ... Todo eso es desafiado por este punto de luz pálida. Nuestro planeta es un solitario grano de polvo en la gran penumbra cósmica que todo lo envuelve. En nuestra oscuridad -en toda esta vastedad-, no hay ni un indicio de que vaya a llegar ayuda desde algún otro lugar para salvarnos de nosotros mismos. Dependemos sólo de nosotros mismos. La Tierra es el único mundo conocido hasta ahora que alberga vida. No hay ningún otro lugar, al menos en el futuro próximo, al cual nuestra especie pudiera migrar. Visitar, sí. Colonizar, aún no. Nos guste o no, en este momento la Tierra es donde tenemos que quedarnos. Se ha dicho que la astronomía es una experiencia de humildad, y yo añadiría que formadora del carácter. En mi opinión, no hay quizá mejor demostración de la locura de la soberbia humana que esta distante imagen de nuestro minúsculo mundo. Para mí, subraya nuestra responsabilidad de tratarnos los unos a los otros más amable y compasivamente, y de preservar y querer ese punto azul pálido, el único hogar que jamás hemos conocido.





viernes, 20 de abril de 2012

La misión Mars Pathfinder

El "Lander" con los paneles solares desplegados

La misión Mars Pathfinder tenía, además de su propósito científico, unos objetivos siempre importantes para la NASA: demostrar que podía hacer exploración planetaria a un coste asumible. Estos objetivos se resumen en tres puntos:
  • Probar que es posible el desarrollo de naves “más rápidas, mejores y más baratas” (con tres años para el desarrollo y con un costo inferior a los US$150 millones).
  • Demostrar que es posible enviar una carga de instrumentos científicos a otro planeta con un sistema simple y a un quinto del valor de una misión Viking.
  • Mostrar el compromiso de la NASA con la exploración planetaria de bajo costo al completar la misión con un valor total de US$ 280 millones, incluyendo el vehículo de lanzamiento y las operaciones de misión. Si esto parece mucho recordemos que un avión de transporte de tropa, normal, en uso en Estados Unidos como el C-17A Globemaster cuesta US$ 328 millones, por no hablar de un bombardero B2 Spirit, cuyo coste es de US$ 2400 millones por unidad.

La Mars Pathfinder realizó diferentes investigaciones sobre el suelo marciano a través de tres instrumentos científicos. El lander –la plataforma de aterrizaje- contenía una cámara estereoscópica con filtros especiales en un mástil extensible y el Instrumento de la Estructura Atmosférica/Módulo de Meteorología que actúa como una estación meteorológica de Marte, recogiendo datos sobre la presión, temperatura y vientos.

El Rover Sojourner
El rover Sojourner, es decir el vehículo todoterreno que haría de explorador, disponía de un Espectrómetro de rayos X Alfa Protón (APXS), utilizado para el análisis de la composición de las rocas y el suelo. El rover también tenía dos cámaras en blanco y negro y una cámara en color. Estos instrumentos permitían realizar investigaciones geológicas de la superficie desde sólo unos milímetros hasta cientos de metros, así como investigar la geoquímica e historia evolutiva de la superficie y las rocas y las propiedades magnéticas y mecánicas del terreno, además de las propiedades magnéticas del polvo, la atmósfera y la dinámica rotacional y orbital marcianas.

Durante las etapas de entrada en la atmósfera se utilizaron los siguientes dispositivos: un escudo de protección térmica y un gran paracaídas; el descenso del lander en un paracaídas de freno; el uso de un radar de altímetro para que el lander pudiera determinar cuán lejos de la superficie se ubicaba; retrocohetes para detener al lander durante su descenso; por último, 24 airbags se abrieron 8 segundos antes del impacto para amortiguar la caída una vez que el lander se desprendiera de su paracaídas. La velocidad de impacto fue de 10,6 metros por segundo. Todo este proceso se completó en un tiempo de 4 minutos.

Una vez que el lander se ubicó sobre la superficie, los airbags se desinflaron y fueron retraídos con el lander sobre su base, para que finalmente se abrieran los pétalos con los paneles solares. El lander llegó durante la madrugada de Marte, por lo que el lander tuvo que esperar hasta que saliera el Sol para poder enviar las primeras señales a la Tierra. El sitio de aterrizaje está ubicado a 19,30° latitud norte y 33,52° longitud oeste en Ares Vallis, a unos 19 kilómetros al sudoeste del lugar planeado. Durante el Sol 1 –así es como se llaman los días marcianos– el lander tomó imágenes y realizó mediciones meteorológicas. Una vez recibida la información, los ingenieros se dieron cuenta de que uno de los airbags no estaba totalmente desinflado y podría ser causa de problemas para el posterior despliegue de la rampa de descenso del Sojourner. A tal efecto, enviaron órdenes al lander para subir y bajar uno de los pétalos del lander y así aplastar al airbag. El procedimiento fue un éxito.

Foto estereoscópica de Marte tomada por el Lander.
La salida del Sojourner (el explorador todoterreno) se produjo en el Sol 2. En los soles siguientes se acercó a unas rocas llamadas por los científicos "Barnacle Bill", "Yogi" y "Scooby Doo" en honor a los famosos dibujos animados. El rover realizó mediciones de los elementos encontrados en esas rocas y el suelo marciano. El lander se encargó de fotografiar al Sojourner y el terreno circundante además de las observaciones climáticas.

El Sojourner era un vehículo de seis ruedas con un peso de 10,6 kg y estaba facultado para desplazarse unos 500 metros desde el lander. Su velocidad máxima era de 1 centímetro por segundo. Durante sus 83 días de operación en la superficie, el Sojourner envío a la Tierra cerca de 550 fotografías y completó el análisis químico en 16 locaciones diferentes cercanas al lander.
Las medidas del rover son: 65 centímetros de largo, 48 cm de ancho, y 30 cm de altura. Su peso en la Tierra era de 10,5 kilogramos mientras que en Marte –debido a la menor gravedad– sólo pesa el equivalente a 4 kg.
Autorretrato del Lander
El sistema de control es un procesador que computa alrededor de 100.000 instrucciones por segundo. El robot se alimenta de células solares de 0,2 metros cuadrados,que proporcionan la energía para varias horas de operaciones por sol (1 día marciano = 24,6 horas de la Tierra). 3 baterias de litio recargables con capacidad de 50W/h proporcionan energía de reserva. Todas las comunicaciones Rover se realizan a través del módulo de aterrizaje.

El robot está equipado con cámaras de imagen en blanco y negro y color. El objetivo era adquirir tres imágenes en blanco y negro espaciadas por 120 grados de separación de la sonda. Las imagenes de las marcas de ruedas del robot será utilizadas para estimar las propiedades del suelo. Las imágenes del rover desde el Lander también se realizan para evaluar el rendimiento de vehículo y el suelo y las propiedades del sitio. Las comunicaciones de banda UHF entre el rover y el aterrizador fue estudiada para determinar la eficacia de la relación entre el rover y aterrizador. Las evaluaciones de la roca y la mecánica de la superficie se hará sobre la base de la abrasión de las ruedas y la adherencia de polvo. Un espectrómetro está a bordo del vehículo para determinar la composición de las rocas y el suelo. Las fotos de todas las muestras analizadas se transmiten a la Tierra. Los objetivos primarios fueron programados para los primeros siete soles, todos dentro de unos 10 metros de la nave. 


El primer análisis sobre una roca en Marte comenzó en el Sol 3 con el estudio de "Barnacle Bill". El Espectrómetro de rayos X fue empleado para determinar su composición. El espectrómetro necesitaba cerca de 10 horas de análisis para llevar a cabo un estudio completo. 
El Sojourner fotografiado desde el Lander.
Los estudios llevados a cabo sobre la roca "Yogi" muestran que ésta es de diferente composición, ya que es una roca basáltica más primitiva que "Barnacle Bill". La forma y la textura superficial de "Yogi" muestran que probablemente fue depositada por una inundación. En otra roca llamada "Moe", el Sojourner encontró marcas sobre la superficie que dan muestra de la erosión del viento. El análisis del APXS muestra que la mayoría de las rocas estudiadas tienen un alto contenido de silicio. En otra región que se llamó “Jardín de Rocas” el Sojourner encontró dunas con forma de luna creciente, idénticas a las dunas que se forman en la Tierra.
El lander, por su parte, transmitió más de 16.500 imágenes y realizó 8,5 millones de mediciones de la presión atmosférica, temperatura y velocidad del viento.

Aunque la misión estaba programada para durar un mes y una semana, en realidad duró el triple. El contacto final con la Pathfinder fue a las 10:23 UTC del 27 de septiembre de 1997. Aunque los planificadores de la misión trataron de restablecer contacto durante los siguientes cinco meses, la exitosa misión fue dada por terminada el 10 de marzo de 1998. Después del aterrizaje, la Mars Pathfinder fue renombrada como la Sagan Memorial Station en honor al famoso astrónomo y planetólogo Carl Sagan
Lejos, muy lejos han quedado los heroicos días del programa Apollo, con un ordenador de a bordo de potencia similar a una calculadora de mesa actual. Y NO, la NASA NO encontró ningún monolito, ciudad ni base extraterrestre en Marte

Fuente: Wikipedia
Crédito de las fotos: NASA

jueves, 19 de abril de 2012

Hasta siempre, Discovery

El transbordador espacial Discovery ha realizado su último viaje, para ser exhibido en el Museo Smithsonian. No se podrá acceder a su interior para no degradarlo, pero habrá reconstrucciones interactivas. 

La Discovery sobrevolando Washington (©NASA)

Has hecho un gran trabajo, vieja dama. Descansa ahora, y ojalá despiertes en los niños que te visiten la vocación por explorar la última frontera.

Panel de los pilotos (©NASA)


miércoles, 18 de abril de 2012

Satélites del Sistema Solar 8: Encélado.


El satélite se llama Encélado por el mitológico gigante de la mitología griega. También se lo denomina Saturno II. El nombre "Encélado" y los nombres de los siete satélites de Saturno conocidos en ese entonces fueron propuestos por John Herschel en 1847.

Encélado es uno de los principales satélites interiores de Saturno. Es el decimocuarto más alejado del planeta, y orbita dentro de la parte más densa del anillo E, la parte más exterior de los anillos de Saturno.
Encélado orbita Saturno a una distancia de 180.000 km de la cima de sus nubes, entre las órbitas de Mimas y Tetis, y tarda 32,9 horas en completar la órbita (suficiente para que pueda ser observado con una única noche de observación). Como los satélites más grandes de Saturno, Encélado rota sincrónicamente junto con su periodo orbital, dejando una cara siempre apuntando hacia Saturno.
El anillo E de Saturno es el anillo más amplio y exterior de Saturno. Es un disco muy amplio y difuso compuesto por material microscópico de hielo o polvo, empieza en la órbita de Mimas y acaba en algún lugar alrededor de la órbita de Rhea, aunque algunas observaciones sugieren que se extiende más allá de la órbita de Titán, con 1.000.000 km de ancho. Sin embargo, numerosos modelos matemáticos demuestran que tal anillo es inestable, con una longevidad de entre 10.000 y 1.000.000 de años. Por lo tanto, las partículas que lo componen tienen que reponerse constantemente. Encélado orbita dentro de este anillo, en la zona donde es más estrecho y denso. Varias teorías sospechan que Encélado es la principal fuente de partículas del anillo E. Esta hipótesis fue sustentada por el sobrevuelo de Cassini.

Actualmente hay dos mecanismos alimentando al anillo con partículas. La primera, y posiblemente la más importante, fuente de partículas es una columna volcánica situada en la región polar sur de Encélado. Mientras que la mayoría de las partículas caen y vuelven a la superficie, algunas escapan de la gravedad de Encélado y entran en la órbita de Saturno, ya que la velocidad de escape (la velocidad a la que un objeto puede abandonar el planeta) es de sólo 866 km/h. La segunda fuente es el bombardeo de meteoritos de Encélado, que eleva partículas de polvo de la superficie. Este mecanismo no es único de Encélado, es válido para todas las lunas de Saturno que orbitan dentro del anillo E.

Encélado dentro del anillo E
No se sabe todavía si el interior de Encélado es diferenciado. Exámenes de los efectos gravitatorios en la trayectoria de Cassini en pasadas futuras pudieran ayudar a entender mejor su interior. Sin embargo, existen fisuras, llanuras y mesetas arrugadas que indican que el interior puede estar líquido, y por ende, diferenciado. Además, las imágenes recientes del orbitador Cassini muestran características muy similares a las de Luna, lo cual pudiera indicar que existe un océano bajo su superficie, sobre todo en la región polar sur, donde se concentra la mayor parte de la actividad geológica.
Recientemente los datos obtenidos a través de varios de los instrumentos a bordo de la sonda Cassini han confirmado esta hipótesis. También ha encontrado también posibles reservas de agua líquida a poca profundidad que erupcionan como géiseres en la superficie de Encélado.
De hecho, la prueba a favor de la existencia de un océano subterráneo en que esta luna es cada vez mayor, aunque una alternativa sugerida a tal océano pueden ser grandes cavernas de hielo llenas de agua; modelos recientes muestran que su actividad geológica es incompatible con estar controlada únicamente por las fuerzas de marea provocadas por la gravedad de Saturno y las otras lunas, y que está mejor explicada asumiendo la existencia de tal característica geológica, lo que convierte a esta pequeña luna en un objetivo ideal para la búsqueda de vida extraterrestre.
Previamente se sabía que existía vulcanismo en tres lugares en el Sistema Solar: Io, la Tierra, Tritón y posiblemente Venus. Ahora debemos agregar Encélado, considerado ahora como uno de los lugares más interesantes del sistema solar por la presencia de agua líquida tan cerca de la superficie.

Los géiseres de Encélado proyectando hielo hacia el espacio.

Antes del principio de los años ochenta, Encélado no se había visto nunca más que como un minúsculo punto blanco que estaba en órbita alrededor de Saturno. Los únicos datos conocidos eran las características de su órbita, y un cálculo de su masa, su densidad y su albedo. Las primeras imágenes de Encélado de la era espacial fueron obtenidas por las dos sondas Voyager. Voyager 1 pasó muy lejos, pero Voyager 2 pasó cerca y obtuvo imágenes de alta resolución en agosto de 1981, revelando la joven superficie de este satélite.
 
El estudio detenido comenzó con la llegada de la misión Cassini/Huygens el 30 de junio de 2004, cuando se puso en órbita alrededor de Saturno. Dados los resultados obtenidos por Voyager 2 sobre esta enigmática luna, se considera un objetivo de alta prioridad para el estudio científico y se tienen planeados varios encuentros cercanos.

Fuente: Wikipedia
Crédito de las fotos: ESA


martes, 17 de abril de 2012

Erupción en el Sol

Las energías que se desatan en las estrellas, debido a las reacciones termonucleares, son inimaginables. Por suerte tenemos cerca a nuestro Sol, que nos permite observarlo. Aquí vemos una eyección de material de la corona solar en el canal Youtube del Gato Cuántico, captado por el observatorio SDO de la NASA.




©SDO/NASA

domingo, 15 de abril de 2012

Muerte de las estrellas 2 (final)


El final de las estrellas: Muertes más o menos violentas.

Nebulosa planetaria + enana blanca ( Masa menor a 5 MSol )

Las estrellas de masa inferior a 5 masas solares expulsan sus capas exteriores durante la fase de gigante roja. El remanente estelar (los restos finales, el "cadáver" de la estrella) resultante es el núcleo degenerado desnudo de la estrella, con una composición rica en carbono y oxígeno en la mayoría de los casos (aunque para las estrellas de menor masa el elemento dominante es el helio y para las de mayor masa también puede haber neón). Dicho remanente es una enana blanca y su superficie está inicialmente a temperaturas muy elevadas, del orden de 100.000 grados. La radiación emitida por la estrella ioniza las capas de gas recientemente expulsadas, dando lugar a una nebulosa de emisión del tipo nebulosa planetaria (ver ilustración). Así pues, las estrellas aisladas de masa baja e intermedia acaban sus vidas de una forma relativamente poco violenta.
Nebulosa planetaria
La nebulosa planetaria es observable mientras la enana blanca es lo suficientemente caliente como para ionizar el hidrógeno que es su componente principal; este periodo dura unos 10.000 años. Las enanas blancas se enfrían rápidamente al principio, pero la tasa se ralentiza después. Una enana blanca no tiene fuentes de energía propias (excepto durante el periodo de cristalización), por lo que su luminosidad procede de su energía térmica almacenada. Así, poco a poco se irá apagando hasta enfriarse a temperaturas de alrededor de los 2000º, al bajar la temperatura la presión no es suficiente para detener el colapso gravitatorio y se producen las llamadas novas de clase II, explosiones con una energía brutal que se creen vitales para la formación de organismos vivos.

Supernova/brote de rayos gamma + estrella de neutrones/agujero negro/nada ( Masa mayor 9-10 MSol )

Las estrellas de más de 9-10 masas solares (el valor exacto del límite no se conoce con precisión) evolucionan a través de todas las fases de combustión hasta agotar toda la energía potencial nuclear de que disponen. Las últimas fases de quemado transcurre cada una más rápidamente que la anterior hasta llegar a la fusión del silicio en hierro, que tiene lugar en una escala de días. El núcleo, incapaz de generar más energía, no puede aguantar su propio peso ni el de la masa que tiene por encima, por lo que colapsa. Durante la contracción gravitatoria final se producen una serie de reacciones que fabrican multitud de átomos más pesados que el hierro. Dependiendo de la masa de ese núcleo inerte el remanente que quedará será una estrella de neutrones o un agujero negro. Cuando el remanente inicial sea una estrella de neutrones, una onda de choque se propagará por las capas exteriores, las cuales saldrán rebotadas hacia fuera. Dichas capas reciben además un excedente de energía de las reacciones nucleares producidas en el último estertor de la estrella, buena parte de él en forma de neutrinos. La conjunción de esos dos efectos da lugar a una supernova de colapso gravitatorio, una explosión colosal que disemina los restos de la estrella por el universo. Es un proceso importante, debido a que en esa fase final se sintetizan multitud de elementos pesados (como el calcio en tus huesos o el hierro en tu sangre), que luego enriquecen las estrellas y planetas que se formen en la región.
Explosión de supernova

En función de la masa tenemos cuatro posibles destinos para las estrellas masivas y muy masivas:
Para la mayoría de estas estrellas el remanente inicial será una estrella de neutrones y se producirá una supernova.
Si la masa inicial de la estrella es superior a unas 30 masas solares, parte de las capas exteriores no podrán escapar a la atracción gravitatoria de la estrella de neutrones y caerán sobre ésta provocando un segundo colapso para formar un agujero negro como remanente final. Este segundo colapso produce un brote de rayos gamma.
En estrellas de masa superior a 40 MSol el remanente inicial es un agujero negro, por lo que las capas exteriores no podrían en principio rebotar contra él para producir una supernova. No obstante, los modelos actuales no descartan que se pueda producir una supernova débil, sobre todo si la velocidad de rotación de la estrella es elevada. Este grupo de objetos también produce un brote de rayos gamma.
Para el infrecuente caso de estrellas de muy baja metalicidad y masa entre 140 MSol y 260 MSol existe una última posibilidad: una explosión de supernova producida por la creación de antimateria. En dicho caso la estrella se desintegra por completo sin dejar un remanente.

En próximas entradas iremos viendo cada uno de estos conceptos un poco esotéricos (enana blanca, estrella de neutrones, agujero negro...). Con calma, que el universo ha durado 14.000 millones de años y no se acabará mañana.

Fuente: Wikipedia
Crédito de las fotos: Hubble/ESA

jueves, 12 de abril de 2012

Grandes científicos 5: Edwin Hubble


Edwin Powell Hubble fue uno de los más importantes astrónomos estadounidenses del siglo XX, famoso principalmente porque en 1929 demostró la expansión del universo midiendo el corrimiento al rojo de galaxias distantes. En efecto, debido a  la influencia del movimiento, los objetos que se acercan a la Tierra parecen virar su color al azul, en tanto que los que se alejan parecen desplazar su color a través del espectro de la luz hacia el rojo. Hubble es considerado el padre de la cosmología observacional aunque su influencia en astronomía y astrofísica toca muchos otros campos.

Retornó al campo de la astronomía al incorporarse al Observatorio Yerkes de la Universidad de Chicago, donde obtuvo el doctorado en física en 1917. Luego trabajó en el nuevo observatorio del Monte Wilson, donde tenía acceso a un telescopio de 254 centímetros, por ese entonces el más potente del mundo. 
Al principio de su carrera en el observatorio, su atención fue atraída por las nebulosas. Por entonces, la forma y el tamaño de las galaxias se conocían razonablemente bien, pero no se sabía qué existía más allá de sus límites, si es que existía algo. Al principio del Siglo XX, la palabra galaxia se consideraba intercambiable con Universo.
Estaba claro que algunas nebulosas se encontraban en la galaxia y que, básicamente, eran gas iluminado por estrellas en su interior. En 1924 Hubble tuvo éxito al distinguir estrellas en la Nebulosa de Andrómeda, pudiendo llegar a estimar su distancia, que calculó en 800.000 años-luz, ocho veces más lejos que las estrellas más remotas conocidas (más tarde resultaría infravalorada). En los años siguientes, repitió su éxito con nebulosa tras nebulosa dejando claro que nuestra galaxia era una más entre toda una hueste de "micro universos aislados".

Tras muchos años de observaciones, en 1929, Hubble publicó un análisis de las nebulosas cuya distancia había calculado estableciendo que, aunque algunas nebulosas extragalácticas tenían espectros que indicaban que se movían hacia la Tierra, la gran mayoría, mostraba corrimientos hacia el rojo que solo podían explicarse bajo la suposición de que se alejaban. Incluso, descubrió que existía una relación directa entre la distancia de una nebulosa y su velocidad de retroceso.
El observatorio de Monte Wilson
Hubble concluyó que la única explicación consistente con los corrimientos hacia el rojo registrados, era que, dejando aparte a un "grupo local" de galaxias cercanas, todas las nebulosas extragalácticas se estaban alejando y que, cuanto más lejos se encontraban, más rápidamente se alejaban. Esto sólo tenía sentido si el propio universo, incluido el espacio entre galaxias, se estaba expandiendo. Esto llevó al astrónomo a elaborar junto a Milton Humason el postulado de la Ley de Hubble acerca de la expansión del universo.

En la edición del día 9 de noviembre de 2011 de la revista Nature, el investigador Mario Livio, astrónomo del Space Telescope Science Institute de Baltimore (Maryland), Estados Unidos, explicó que localizó en los archivos de la Royal Society of London una carta de 1931, la cual deja claro que Hubble no fue el primero en descubrir, en 1929, la expansión del Universo sino, el astrónomo y sacerdote belga Georges Lemaître en 1927, a quien debería por tanto desde ahora acreditarse el descubrimiento. Por otro lado, Mario Livio declaró que creía que Hubble no fue responsable de una falta de ética, pues la traducción del artículo del astrónomo Lemaître al inglés, aparecida a su vez en 1931, tenía los párrafos y cálculos fundamentales de 1927 omitidos, pero no por culpa del editor, o para favorecer a Hubble, como se ha creído, sino por una decisión del propio Lemaître, quizá debido a su modestia, a que sabía que su propio artículo no era conocido, por haberlo publicado en francés, o bien a que sus datos de 1927 estaban ya desfasados en 1931.

George Hale, el fundador y director del Observatorio Monte Wilson en las cercanías de Pasadena (California), dependiente del Instituto Carnegie, le ofreció un puesto de trabajo en el que permaneció hasta su muerte, acaecida en 1953 al sufrir un accidente cerebrovascular. Antes de su muerte, Hubble fue el primero en utilizar el telescopio Hale del Observatorio Palomar.

Una gran mente y un gran científico. Hoy el "corrimiento al rojo" es un hecho indiscutido y la Ley de Hubble se ha demostrado extraordinariamente sólida. Es su gran legado.

Fuente: Wikipedia

miércoles, 11 de abril de 2012

Houston, tenemos un problema.

Tal día como hoy, el 11 de abril de 1970, despegaba el Apollo 13. Se haría célebre no por llegar a la Luna, sino por no hacerlo, debido a un accidente que estuvo a punto de costar la vida de los astronautas, que se salvaron debido al increíble trabajo desarrollado por el equipo de apoyo en tierra... se le llamó "el mas glorioso fracaso de la NASA". Seguramente todo aficionado a la astronáutica habrá oído la frase en boca de Tom Hanks en la célebre película de Ron Howard "Apollo 13", pero quizá haya alguien que no haya escuchado la grabación original. Aquí la tenemos, en el canal Youtube del gato Cuántico.



©NASA


martes, 10 de abril de 2012

El sonido de cinco púlsares.

Los sonidos de cinco púlsares de la Vía Láctea. Estrellas que giran irradiando energía, como faros cósmicos. Un sonido inquietante, ajeno, inhumano. En el canal Youtube del Gato Cuántico.



Un púlsar es una estrella de neutrones que emite radiación periódica. Los púlsares poseen un intenso campo magnético que induce la emisión de estos pulsos de radiación electromagnética a intervalos regulares relacionados con el periodo de rotación del objeto.
Las estrellas de neutrones pueden girar sobre sí mismas hasta varios cientos de veces por segundo; un punto de su superficie puede estar moviéndose a velocidades de hasta 70.000 km/s. De hecho, las estrellas de neutrones que giran tan rápidamente se expanden en su ecuador debido a esta velocidad vertiginosa. Esto también implica que estas estrellas tengan un tamaño de unos pocos miles de metros, entre 10 y 20 kilómetros, ya que la fuerza centrífuga generada a esta velocidad es enorme y sólo el potente campo gravitatorio de una de estas estrellas (dada su enorme densidad) es capaz de evitar que se despedace.

Fuente: Wikipedia

lunes, 9 de abril de 2012

Satélites del Sistema Solar 7: Calisto


Calisto es un satélite del planeta Júpiter, descubierto en 1610 por Galileo Galilei. Es el tercer satélite más grande del Sistema Solar y el segundo del sistema joviano, después de Ganímedes. Calisto tiene aproximadamente el 99% del diámetro del planeta Mercurio, pero sólo un tercio de su masa. Es el cuarto satélite galileano en cuanto a distancia a Júpiter, con un radio orbital de 1.880.000 kilómetros. No está influido por la resonancia orbital que afecta a los tres satélites galileanos interiores: Ío, Europa y Ganímedes; por lo que no sufre un calentamiento apreciable por fuerzas de marea gravitatorias, como sí ocurre en los otros tres. Calisto tiene una rotación síncrona, es decir, su período de rotación concuerda con su período orbital, de manera que, igual que la Luna con la Tierra, siempre «muestra» la misma cara a Júpiter. La superficie de Calisto no está tan influida por la magnetosfera de Júpiter como la de los otros satélites interiores ya que su órbita es más lejana.

Este satélite está compuesto aproximadamente por partes iguales de roca y hielo, con una densidad media de unos 1,83 g/cm3. Los componentes detectados mediante la firma espectral de la superficie incluyen hielo, dióxido de carbono, silicatos, y compuestos orgánicos. La investigación de la sonda espacial Galileo reveló que Calisto tiene un núcleo, compuesto principalmente de silicatos, y además, la posibilidad de un océano interno de agua líquida a una profundidad superior a 100 kilómetros.

La superficie de Calisto está repleta de cráteres y es muy antigua. No presenta señales de actividad tectónica y se piensa que su evolución se ha producido predominantemente bajo la influencia de los impactos de numerosos meteoritos a lo largo de su existencia. Los principales accidentes geográficos incluyen múltiples estructuras, como cráteres de impacto, grandes cuencas de impacto con múltiples anillos concéntricos (con los escarpes, crestas y depósitos a ellas asociadas) y cadenas de cráteres (catenae). A pequeña escala, la superficie es variada y consiste en pequeños y brillantes depósitos congelados en las cimas de las alturas, rodeadas por un litoral bajo, compuesto de material oscuro. La edad absoluta de los accidentes geográficos se desconoce.
Comparación entre Calisto, la Luna y la Tierra
Calisto está rodeado por una atmósfera extremadamente fina, compuesta de dióxido de carbono y probablemente de oxígeno molecular, además de una ionosfera relativamente fuerte. Se piensa que el segundo satélite mayor de Júpiter se formó por una «lenta» acreción del remolino de materia que rodeó Júpiter después de su formación. Esta lentitud y la falta de fuerzas de marea evitaron una rápida diferenciación planetaria. La también lenta convección en el interior de Calisto, que empezó poco después de su formación, ha producido una diferenciación planetaria parcial y aporta la posibilidad de un océano interior a una profundidad de 100 a 150 kilómetros, así como un pequeño núcleo rocoso.
La probable presencia de un océano líquido bajo la superficie de Calisto indica que puede o podría hipotéticamente haber albergado vida. Sin embargo, esto es menos probable que en Europa, dado que su fuente de calor interno, si la hay, es muy escasa. Diversas sondas espaciales como la Pioneer 10 y 11 o la Galileo y la Cassini han estudiado el satélite.

 En el año 2003 la NASA elaboró un estudio, llamado Human Outer Planets Exploration, (HOPE), considerando la futura exploración humana del sistema solar exterior. El objetivo escogido para estudiar en detalle fue Calisto. Se propuso que se podría construir una base en la superficie de Calisto para proporcionar combustible en una futura exploración del sistema solar. Las ventajas de este satélite son la poca radiación que recibe y su estabilidad geológica (es decir, no hay volcanes, terremotos, etc). Esto podría facilitar la posterior exploración de Europa o ser una ubicación ideal para una estación de suministros para las naves espaciales que se acercaran más al sistema solar exterior, utilizando la asistencia gravitatoria de Júpiter después de marcharse de Calisto. En un informe de diciembre del 2003 la NASA expresó su creencia que se podría intentar llevar a cabo una misión tripulada a Calisto en la década del 2040.

Fuente: Wikipedia

viernes, 6 de abril de 2012

Millones de millones

El Supercúmulo de Virgo tiene unos 100 cúmulos de galaxias, el Grupo Local es uno de ellos. A su vez, el Grupo Local está formado por unas 32 galaxias. Cada galaxia está formada, en promedio, por unos 300.000 millones de estrellas. Nuestro Sol, una de esas estrellas, tiene 8 planetas, en uno de los cuales vivimos. Los astrónomos ya han encontrado muchos planetas en órbita de otros soles, evidentemente nuestro Sistema Solar no es un fenómeno aislado. Si suponemos que sólo la cuarta parte de las estrellas de la Galaxia tienen planetas (siendo conservadores), y suponemos que un sistema solar tiene 4 planetas (seguimos siendo conservadores), tendremos 4 x 75.000.000.000 x 32 x 100 = 960.000.000.000.000 planetas sólo en el Supercúmulo de Virgo, que no es ni mucho menos todo el Universo. ¿Marea un poco, no?


miércoles, 4 de abril de 2012

Muerte de las estrellas 1



Como todas las cosas en el universo, las estrellas nacen, viven y mueren. Su destino final está inexorablemente marcado desde su nacimiento, pues su masa es lo que determinará su destino final. Siguiendo la convención usual, se tomará como unidad de medida al Sol, es lo que se escribe como MSol.


Estrellas de masa baja e intermedia ( Masa menor a 9 MSol )
Fase de subgigante (SubG)
Betelgeuse,  una supergigante roja


Cuando una estrella de menos de 9 masas solares agota el hidrógeno en su núcleo, empieza a quemarlo en una cáscara alrededor de éste. Como resultado, la estrella se hincha y su superficie se enfría, sin variar mucho su luminosidad. Esta fase es la de subgigante y es un estado intermedio entre la secuencia principal y la fase de gigante roja.


Fase de gigante roja (GR)


Al evolucionar una subgigante, en un momento dado la atmósfera de la estrella alcanza un valor crítico de la temperatura que hace que la luminosidad aumente espectacularmente mientras que la estrella se hincha hasta alcanzar un radio cercano a los 100 millones de km: la estrella se ha convertido así en una gigante roja. Se estima que dentro de unos 5-6 mil millones de años el Sol llegará a esta condición y devorará a Mercurio, Venus y quizá la Tierra.
Al igual que una subgigante, una gigante roja deriva su energía de quemar hidrógeno en helio en una cáscara alrededor de su núcleo inerte de helio. La fase de gigante roja termina cuando dicho helio se enciende mediante el proceso llamado triple-alfa. En estrellas con masa inferior a 0,5 masas solares, la temperatura central nunca llega a ser lo suficientemente alta como para que se active el proceso triple-alfa, por lo que para ellas ésta es la última fase en la que la estrella se soporta a sí misma con reacciones nucleares.


Fase del apelotonamiento rojo (AR)


Al encenderse el helio en estrellas de más de 0,5 MSol de masa inicial, la luminosidad de la estrella desciende ligeramente y su tamaño disminuye. Para estrellas de metalicidad solar, la temperatura superficial no varía mucho con respecto a la fase de gigante roja y esta fase recibe el nombre de apelotonamiento rojo. Para estrellas de menor metalicidad, la temperatura superficial aumenta y esta fase recibe el nombre de "rama horizontal".


Fase de la rama asintótica de las gigantes (RAG)


Llegado el momento, el helio del núcleo de la estrella se agota de la misma manera que antes se agotó el hidrógeno al final de la secuencia principal. La estrella pasa entonces a quemar el helio  y la estrella ve como su temperatura superficial se reduce y la estrella se vuelve a hinchar. La estrella acabará creciendo hasta un tamaño de aproximadamente el doble del que consiguió en la fase de gigante roja.
Nebulosa planetaria NGC 2392
En esta fase la estrella alcanza la mayor luminosidad que jamás conseguirá, ya que al terminarla se quedará sin combustible nuclear. En ella se producen el segundo y el tercer dragados, en los que material reprocesado en el  núcleo aflora en la superficie. La posibilidad de quemar dos especies distintas (hidrógeno y helio) en dos regiones de la estrella inducirá una inestabilidad que dará lugar a pulsos térmicos, los cuales causarán un fuerte aumento en la pérdida de masa de la estrella. Así, la estrella acabará expulsando sus capas exteriores en forma de nebulosa planetaria ionizada por el núcleo de la estrella, el cual acabará por convertirse en una enana blanca.


Estrellas de masa elevada ( 9 MSol hasta 30 MSol )


Las estrellas de masa superior a 9 MSol tienen una evolución radicalmente distinta a las de masa inferior por tres razones:
Las temperaturas en su interior son los suficientemente altas como para quemar los elementos hasta llegar al hierro.
La luminosidad es tan elevada que la evolución posterior a la secuencia principal dura únicamente de uno a unos pocos millones de años.
Las estrellas masivas experimentan tasas de pérdida de masa mucho mayores que las de masa inferior. 
Así pues, las estrellas de más de 9 MSol atravesarán fases sucesivas de quemado de hidrógeno, helio, carbono, neón, oxígeno y silicio. Al final de dicho proceso, la estrella acabará con una estructura interna similar a la de una cebolla, con diversas capas, cada una de una composición distinta.


Fases de supergigante azul (SGAz) y supergigante amarilla (SGAm)


Al acabar de quemar hidrógeno en la secuencia principal, las estrellas de masa elevada evolucionan manteniendo una luminosidad constante pero con su temperatura superficial decreciendo rápidamente. Así pues, la estrella pasa rápidamente (en decenas de miles de años o inluso menos) por las fases de supergigante azul (temperatura superfcial en torno a los 20.000 grados) y supergigante amarilla (temperatura superficial en torno a los 6.000 grados) y, en la mayoría de los casos, casi todo el quemado del helio se produce ya en la siguiente fase (la de supergigante roja). 

En las póximas entradas veremos algunas muertes de estrellas realmente espectaculares: las explosiones de supernovas y los enigmáticos agujeros negros.


lunes, 2 de abril de 2012

El programa Mariner


Lanzamiento de la Mariner 2

El Programa Mariner se ejecutó entre 1962 y finales de 1973. El JPL (Jet Propulsion Laboratory) de la NASA diseñó y construyó 10 naves espaciales denominadas Mariner cuya misión sería la de explorar los planetas de Venus, Marte y Mercurio por primera vez, volviendo a Venus y Marte para una exploración más detallada. La última de las naves, Mariner 10, realizó un vuelo próximo a Venus, para después realizar un total de tres aproximaciones a Mercurio. La penúltima nave, Mariner 9, fue la primera en dejar en órbita una sonda alrededor de un planeta, en este caso Marte, permaneciendo un año en órbita para proceder a cartografiar su superficie y realizar mediciones específicas.
Las sondas Mariner eran de tamaño relativamente reducido, y su lanzamiento se realizó mediante un cohete modelo Atlas, siendo el sistema propulsor de la última fase un modelo  Centauro. Su peso rondaba la media tonelada (Sin el combustible del propulsor de la sonda). Cada una de sus misiones se completó en un período de entre unos pocos meses hasta uno o dos años, e incluso una de las naves sobrepasó esta limitación y se mantuvo operativa durante tres años. Las sondas Mariner 1, Mariner 3, y Mariner 8 no superaron la fase de lanzamiento. Del resto de sondas, ninguna se perdió en vuelo hacia sus destinos, y todas ellas completaron con éxito sus objetivos. Cada una de las naves llevaba incorporados unos paneles solares para poder así quedar siempre apuntando al Sol y recibir energía de ellos, y un reflector parabólico capaz de estar siempre apuntando a la Tierra. Asimismo, su carga incluiría una serie de instrumentos científicos. Algunos de dichos instrumentos, tales como las cámaras, deberían ser autoenfocadas al cuerpo celeste que estuviese siendo estudiado. Otros instrumentos no serían auto-enfocables, y su objetivo sería el de estudiar fenómenos tales como los campos magnéticos y las partículas cargadas. 

Fuente: Wikipedia
Crédito de la fotografía: JPL/NASA


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