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Una galaxia espiral barrada impresionante: NGC 7541

La galaxia que podéis apreciar en toda su plenitud en la siguiente imagen es una espiral barrada conocida como NGC 7541 y que podemos encontrar en la constelación de Piscis. ⁠ Se calcular que está a 127 millones de años luz de la Vía Láctea y que tiene un diámetro de aproximadamente 125,000 años luz.

Una espiral barrada es una galaxia con brazos giratorios enormes espirales y con un centro brillante que se cruza con una barra de gas y millones de estrellas. Esta barra que cruza través de la región central de la galaxia, y se cree que revitaliza un poco la región, provocando actividad y alimentando la formación de estrellas y los núcleos galácticos activos.⁠

Galaxia espiral barrada NGC 7541
Galaxia espiral barrada NGC 7541. Créditos: Telescopio espacial Hubble, A. Riess et al.

Se cree que existen barras en hasta dos tercios de todas las galaxias espirales del universo observable, incluida nuestra propia galaxia, la Vía Láctea. Pero hay muchos más tipos de galaxias en el Universo:

Tipos de galaxias

Las galaxias tienes multitud de formas y tamaños, todas son grandes Universos isla esparcidas por todo el Cosmos. Mediante la clasificación de Hubble (Tenedor de Hubble) nos podemos hacer una idea de la multitud de formas que tienen. En este enlace de ESA podemos interactuar con cada una de las galaxias que aparecen en la imagen adjunta:
http://herschel.cf.ac.uk/kingfish

Tenedor de Hubble
Tenedor de Hubble

En función de la perspectiva con la que observamos desde la Tierra a las galaxias espirales, sus formas observadas pueden variar considerablemente, para ello el equipo del telescopio espacial Hubble ha editado el curioso siguiente vídeo:

Créditos vídeo: NASA, ESA, F. Summers, J. DePasquale, Z. Levay, y G. bacon (STScI)

El vídeo ilustra cómo sus formas observadas pueden variar en gran medida dependiendo del ángulo en el que se observan. La forma espiral de las galaxias NGC 4302 (izquierda) y NGC 4298 (derecha) se visualizan en tres dimensiones y se giran para mostrar cómo podrían observarse si se mira desde otras perspectivas. Cada galaxia podría ser vista como una cara en espiral más o menos circular, como una espiral larga, delgada o de canto.
Los modelos de galaxias se basan en observaciones de los telescopios espaciales Hubble y Spitzer, así como en las propiedades estadísticas de las galaxias. Debido NGC 4302 se ve casi de canto en, y su estructura no está bien definido, su modelo se basó en observaciones de la galaxia espiral Messier 51 (M51).

Por sí no conocéis bien a M51, os la presento, es una autentica maravilla galáctica a 38 millones de años luz de la Tierra, ahora podemos apreciarla un poco mejor ya que con una espectacular imagen obtenida mediante la combinación de luz de varios telescopios se ha revelado muchísima información sobre la galaxia, información que nunca podría ser obtenida con solo una banda de luz.

M51 Chandra
Imagen de: X-ray: NASA/CXC/SAO; UV: NASA/JPL-Caltech; Optical: NASA/STScI; IR: NASA/JPL-Caltech

El telescopio Chandra de la NASA nos muestra fuentes de rayos X puntuales (representados en morado) que son agujeros negros y estrellas de neutrones en sistemas estelares binarios, junto con un resplandor difuso del gas caliente. Datos de luz visible obtenidos por el telescopio espacial Hubble (verde) y los datos de infrarrojo obtenidos con el telescopio espacial Spitzer (rojo), destacan largos carriles de estrellas, gas y polvo. La observación de M51 con el telescopio GALEX muestra además estrellas jóvenes y calientes que producen una gran cantidad de luz ultravioleta (en azul).

Los comienzos de la Carrera Espacial: la supremacía soviética

Los comienzos de la Carrera Espacial: la supremacía soviética

Por Luciano Andrés Valencia

   La llegada del Apolo XI a la Luna el 20 de julio de 1969 representó el triunfo de los Estados Unidos frente a la Unión Soviética en lo que había dado en llamarse la Carrera Espacial. Sin embargo en los diez años anteriores a esta hazaña, el país comunista había tenido una supremacía frente a su rival capitalista en la mayoría de las misiones, lo que obligó a este último a invertir gigantescas cantidades de dinero en su programa espacial con el objetivo de igualarlo y –finalmente- superarlo.

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   Los orígenes de la Carrera Espacial son inseparables del final de la Segunda Guerra Mundial (1939-1945). La Alemania Nazi (1933-1945) había desarrollado un sofisticado programa de misiles para atacar las posiciones aliadas. Uno de ellos fue llamado originalmente Aggregat 4 (Conjunto 4) y más tarde rebautizado Vergeltungswaffe 2 (Arma de Venganza 2 o V2). La toma de Berlín por parte del Ejército Rojo soviético provocó la caída del régimen fascista alemán. Poco después, las bombas atómicas de Hiroshima y Nagasaki pusieron fin a la intervención japonesa, dando por finalizada la contienda.

   En 1945, tanto soviéticos como estadounidenses llevaron adelante operaciones militares con el propósito de capturar científicos y artefactos de guerra alemanes. Las dos potencias vencedoras de la Segunda Guerra Mundial no tardarían en romper la alianza que los unió durante el pasado conflicto y entrar en una confrontación que daría en llamarse la Guerra Fría (1947-1991). Aunque las regiones de Peenemûnde (base de desarrollo y prueba de V2) y la factoría de Mittelwerk, cerca de Nordhausen, quedaría bajo la ocupación soviética, los militares estadounidenses pudieron hacerse con varios misiles V2 y piezas para su ensamblaje que trasladaron a su base de experimentación  de White Sands Proving Ground (hoy White Sands Missile Range) en New México. La Unión Soviética instaló una base similar en las estepas de Kapusttin Yar (hoy Známesk), cerca de Stalingrado (hoy Volgogrado).

   En White Sands, junto al material militar, también fueron trasladados más de 20 científicos e ingenieros alemanes que trabajarían en el Proyecto Hermes, que tenía como objetivo la puesta en marcha de un programa de experimentación que perseguía cinco propósitos fundamentales: 1) ganar experiencia en el manejo y lanzamiento de misiles; 2) suministrar vehículos para la realización de experimentos relacionados con el diseño de misiles; 3) suministrar vehículos para la realización de pruebas de componentes de misiles; 4) obtener datos balísticos; y 5) diseñar vehículos para la investigación en altas capas de la atmósfera. Este último punto sería fundamental para el futuro desarrollo de la Carrera Espacial. Precisamente el 16 de enero de 1946, alrededor de 50 ingenieros y científicos procedentes de más de una docena de organizaciones se reunieron en el Navy Research Laboratory (NRL) en Washington (DC) en un encuentro que culminó con la creación del Panel V2 de Investigaciones de la Alta Atmósfera.

   Entre 1946 y 1952 sesenta y siete misiles V2 fueron lanzados desde White Sands. Aunque la mayoría fueron pruebas militares, algunas tuvieron un carácter científico. El 24 de octubre de 1946 se lanzó un V2 al que se le sustituyó la cabeza explosiva por una cámara de 35 mm programada para obtener una imagen cada 1,5 segundos. El cohete llegó a una altura de 105 kilómetros, rozando el comienzo del Espacio Exterior, y luego cayó en picada al agotarse su combustible. El impacto lo destruyó por completo, pero el rollo de la cámara permaneció intacto. Las imágenes obtenidas permitían ver la curvatura de la Tierra. Misiones similares realizadas en 1948 y 1950 permitieron apreciar las formaciones del terreno y las condiciones meteorológicas en los Estados del sudoeste norteamericano.

   El potencial científico de estos inventos no pasó desapercibido y en 1952 el Consejo de Uniones Científicas (hoy Consejo Internacional para la Ciencia) declaró que 1957 sería el Año Geofísico Internacional, aprovechando el periodo de máxima actividad solar que se daría entre el 1º de julio de 1957 y el 31 de diciembre de 1958. En 1954 se aprobó además una resolución para incentivar a los países participantes de aquella efeméride a lanzar satélites artificiales para confeccionar un mapa global de la Tierra.

   Los Estados Unidos estaban convencidos de que serían los primeros en poner un satélite artificial en órbita, dado sus éxitos con los misiles V2. Así lo aseguraron una serie de informes secretos. Uno de ellos fue elaborado en abril de 1951 por la Rand Corporations, bajo el título: The Utility of the Sattelite vehicule for reconnaisance. Otro fue elaborado por la Fuerza Aérea bajo el título: Feed Back Project. El 22 de mayo de 1952 se ordenaba dar inicio al programa cuyo desarrollo debía realizarse en paralelo con su cohete lanzador: el misil intercontinental Atlas. En 1954 la Rand Corporations aportó detalles particulares sobre la órbita a utilizar y la incorporación de una cámara de video que ofrecería una cobertura completa de la superficie de la URSS, cuyas imágenes quedarían registradas en una cinta magnética que sería posteriormente transmitida vía onda de radio al sobrevolar territorio estadounidense. El hecho de encubrir finalidades militares y de espionaje bajo una fachada científica llevó a que en un primer momento todo el proyecto permaneciera en secreto.

   El 2 de agosto de 1955 el representante de los Estados Unidos en el 6º Congreso Astronáutico Internacional de Copenhague anunció que serían el primer país en poner en órbita un satélite artificial para conmemorar el Año Geodésico Internacional. Ese mismo día el representante soviético Leonid I. Sedov replicaba: “En mi opinión, será posible lanzar un satélite artificial de la Tierra en el plazo de los dos próximos años. La realización del proyecto soviético puede esperarse para el futuro próximo”.

   El proyecto norteamericano pasó a denominarse Vanguard y se anunciaba como exclusivamente civil y científico. Para ello hubo que rechazar el proyecto Explorer, de Wherner von Braun, desarrollado por el Ejército, ya que no había que desarrollar sospechas en el mundo respecto a sus fines bélicos. Además el diseño sería completamente estadounidense, no pudiendo criticarse como de origen alemán.

 Biografía de Wernher von Braun:  Nacido en Wyrks (actual Polonia) en 1912, proveniente de una familia de la nobleza alemana, Wernher von Braun mostró siempre interés en los misiles y la exploración espacial. Cuando tomó la Confirmación en la Iglesia Luterana su madre le regaló un telescopio. En 1929 se unió a la Sociedad de Cohetes Alemanes Verein fur Raumschiffahrt y en 1932 se graduó en Ingeniería Mecánica en el Politécnico de Berlín. Posteriormente se unió a un grupo de investigadores liderados por Hermann Oberth para el estudio de las aplicaciones de la propulsión de reacción. En 1932, tras el abandono de Oberth y el fallecimiento de Vaher en el curso de una prueba, asumió la dirección de las investigaciones. Bajo el patrocinio del Ejército se hizo cargo del Centro de Investigaciones de Peenemünde y diseñó armas secretas para el régimen nazi, entre ellas las ya mencionadas V2 y las bombas que asolaron Londres en la Batalla de Inglaterra. Acabada la Segunda Guerra Mundial se pasó al bando estadounidense, se instaló en el nuevo país y se hizo adepto a una Iglesia protestante norteamericana. Trabajó para las Fuerzas Armadas y diseño vehículos espaciales. En 1955 obtuvo la nacionalidad estadounidense. Tras el fracaso del proyecto Vanguard de la Marina, y ante la ventaja adquirida por los soviéticos en la carrera espacial a raíz del lanzamiento del Sputnik, fue puesto al frente del desarrollo de los cohetes de Estados Unidos. En 1958, su diseño del cohete de varias fases Júpiter resultó crucial para colocar en órbita el primer satélite estadounidense, el Explorer. A partir de este momento, Von Braun intervino en la mayoría de los proyectos de la NASA, creó los cohetes Saturn y participó en el proyecto Apolo, que acabaría por llevar a los primeros seres humanos a la Luna. Tras el fracaso del proyecto Vanguard de la Marina, y ante la ventaja adquirida por los soviéticos en la carrera espacial a raíz del lanzamiento del Sputnik, fue puesto al frente del desarrollo de los cohetes de Estados Unidos. En 1958, su diseño del cohete de varias fases Júpiter resultó crucial para colocar en órbita el primer satélite estadounidense, el Explorer. A partir de este momento, Von Braun intervino en la mayoría de los proyectos de la NASA, creó los cohetes Saturn y participó en el proyecto Apolo, que acabaría por llevar a los primeros seres humanos a la Luna. En 1972, tras un recorte presupuestario de la NASA, dimitió de sus cargos y pasó a la industria privada. Murió en Alexandría (Virginia) en 1977. Von Braun fue una persona llena de contradicciones. Así como diseñó armas para un régimen genocida, también tuvo actitudes proteccionistas hacia los trabajadores del programa espacial. Fue conocedor de los horrores del nazismo por haber visitado el campo de Buchenwald, sin alzar la voz para denunciar estos crímenes. Pero en Estados Unidos luchó por los derechos de la comunidad negra. Al mismo tiempo que promovió la cooperación internacional para el desarrollo espacial, también fue partidario de la colocación de misiles nucleares en el espacio.

Pocos tomaron en serio la réplica soviética en el Congreso de 1955, pero desde entonces habían estado trabajando en secreto en la creación de los satélites Sputnik (“viajeros”, en ruso). Es que a diferencia de los Estados Unidos, que había reclutado a la mayoría de los expertos alemanes y confiscado numerosos misiles, la Unión Soviética solo pudo hacerse con algunos ingenieros de segundo orden y uno de primera Helmunt Grôttup, que había preferido quedarse en Europa antes de seguir a sus colegas a Norteamérica. Sin embargo contaban con el talento y la creatividad de su ingeniero en jefe Serguei Korolev (o Koroliov, según la traducción). Otros grandes como Glushko harían el resto. El propio von Braun reconoció años después: “Hay abundantes evidencias para creer que su contribución [de los técnicos alemanes] al programa espacial ruso fue prácticamente despreciable. Se les pidió escribir informes sobre lo que había ocurrido en el pasado, pero se les exprimió como a limones, por así decirlo. Al final, fueron enviados a casa sin ni siquiera ser informados de lo que estaba pasando en los secretos proyectos rusos”.

   El desarrollo de la ingeniería espacial soviética tuvo que ver también con los deseos del régimen estalinista de convertir a su país en una potencia mundial que no pudiera ser invadida nuevamente. En 1947 probaron con éxito su primera bomba atómica. El siguiente paso fue desarrollar un vehículo capaz de transportarla a cualquier lugar del mundo. El cohete apareció como una respuesta a este problema. A ambos lados de la Cortina de Hierro, la Carrera Espacial avanzaba a lomo de las necesidades bélicas de las dos potencias enfrentadas.

   Korolev se había encontrado con numerosos problemas en el desarrollo del objeto D (futuro Sputnik 3) que pensaban presentar para la conmemoración de 1957. La complejidad de este vehículo requería de un tiempo del que no disponían si querían superar al Proyecto Vanguard, que se había anunciado públicamente. En agosto de 1957 la URSS anunció haber realizado con éxito el vuelo del misil intercontinental R7 (8K71) o Somiorka, con capacidad de enviar una bomba nuclear sobre territorio estadounidense. Entonces Korolev tomó una decisión trascendental que pondría a su país en la cabeza de la Carrera Espacial por diez años. Ante el retraso para culminar el Objeto D, propuso utilizar uno de estos misiles para colocar en órbita un artefacto mucho más sencillo y construido de manera apresurada: apenar una esfera equipada con un transmisor y un sensor de temperatura.

    El 1º de octubre de 1957 Radio Moscú anunciaba al pueblo soviético la frecuencia que debían sintonizar en sus receptores para escuchar el sonido proveniente del próximo objeto de producción nacional en el espacio. El 4 de octubre el misil R7 modificado (8K71PS) ponía en órbita el Prostreishiy Sputnik, de 83,6 kg de peso. Aunque su órbita no era perfecta y sus fines científicos muy limitados (solo transmitía mediciones de temperatura), cumplía su objetivo fundamental: ser el primer objeto humano en orbitar alrededor de la Tierra. El primer round de la Carrera Espacial había sido ganado por la Unión Soviética.

   El jefe del politburó del Partido Comunista de la Unión Soviética Nikita Kruschev se había mostrado escéptico respecto a la utilidad de los programas espaciales, pero ante este éxito sobre los Estados Unidos comenzó a verlo como una gran herramienta publicitaria. Por ello encargó a Korolev que preparase una misión espectacular para el 7 de noviembre, aniversario de la Revolución Bolchevique.

   El 3 de noviembre del mismo año, apenas un mes después del primer satélite, lanzarían el Sputnik 2, de 500 kg de peso, al que le acoplaron una pequeña cabina para animales y colocaron a bordo a la perra Kudryavka (“pequeño pelo rizado”), más conocida por el nombre de su raza: Laika, sabiendo que nunca podría volver. Así se convirtieron en el primer país en enviar un mamífero al espacio (en 1947 Estados Unidos ya había enviado moscas de la fruta al espacio a bordo de misiles V2). El destino final de este pobre animal se supo mucho después. La cabina presurizada del Sputnik 2 le permitía estar acostada o de pie, y estaba acolchada. Un sistema generador de aire le proveía de oxígeno, además de agua y alimentos bajo la forma de gelatina. Estaba cubierta de un arnés, unas bolsas recogían sus excrementos y unos electrodos monitorizaban sus signos vitales. Un informe telemétrico temprano indicó que Laika estaba asustada pero comía. La idea era sacrificarla a los diez días ya que no podría volver. Sin embargo en 2002 se reveló que murió a las pocas horas del despegue, quemada por el calentamiento de la cápsula y debido al estrés que sufrió.

   Si bien la información que proveyó este experimento ayudó a planificar la primera misión tripulada por humanos, hoy sería éticamente cuestionable. Quién escribe esta nota es vegetariano y animalista, por lo que reprueba la utilización de seres vivos en experimentos en donde se les cause sufrimiento y muerte innecesaria.

   En Estados Unidos estas noticias fueron tomadas de modo muy paranoico por la opinión pública. Se decía que el país estaba inerme ante un ataque nuclear soviético desde el espacio y que el desarrollo científico nacional estaba por debajo del enemigo. La prensa nacional incentivaba este miedo y llamaba al gobierno a radicalizar su política militar. Al mismo tiempo crecía la venta de telescopios y prismáticos para ver el nuevo objeto en el espacio. Unas pocas voces llamaron a celebrar esto como un triunfo de la ciencia y no de una Nación.

   Para el gobierno y los sectores militares la noticia fue tomada de otra forma: si la Unión Soviética podía sobrevolar territorio estadounidense con sus satélites, no estarían en condiciones de reclamar cuando una nave estadounidense lo hiciera sobre su territorio. Además la electrónica soviética tenía algunas limitaciones que los estadounidenses habían podido resolver. Sus misiles intercontinentales disponían de varios pequeños motores en la base que debían encenderse simultáneamente en tierra, porque no habían descubierto la manera de hacerlo en el espacio. En Estados Unidos a fines de la década de 1940 ya se había incorporado en algunos V2 el Sistema WAC Corporal que lo convertía en el primer cohete multi-etapas de la historia. Además la imposibilidad de operar la maquinaria en el vacío los llevó a desarrollar satélites presurizados muy pesados con microclima interno. Conocedor de estas limitaciones, el presidente Dwight Einsenhower despreció al Sputnik como “una pequeña bala en el aire, algo que no incita temor ni un ápice”.

   En 1957 Estados Unidos retomó el Proyecto Explorer, ante el fracaso del Vanguard (que el 6 de diciembre explotó durante un lanzamiento televisado) y el 1º de febrero de 1958 el Explorar 1 era lanzado con éxito al espacio. Por otro lado, el gobierno de Eisenhower decidió tomar una serie de medidas: el aumento del presupuesto de los programas espaciales de las fuerzas armadas, el desarrollo del programa de espionaje Orbital Corona y la creación de una Agencia Espacial Civil que sería antecesora de la NASA (que empezó a funcionar el 1º de octubre de 1958).

   Mientras tanto, la URSS confiaría a Korolev dos nuevas misiones: alcanzar la Luna y poner el primer ser humano en el espacio. El llamado Programa Objeto E se disponía construir una serie de sondas: la E1 capaz de impactar en la Luna, las E2 y E3 capaz de fotografiar su “cara oculta”, y la E4 que llevaría una bomba nuclear para probar el poderío soviético.

   Satélites y Sondas espaciales: Se denomina Satélite artificial al ingenio enviado en una lanzadera espacial que permanece en órbita alrededor de la Tierra o de otro cuerpo celeste cuando la fuerza de atracción gravitacional está equilibrada con la fuerza centrífuga. Se suele considerar a las Sondas como un tipo de satélite artificial, pero lo que las diferencia es que no orbita un cuerpo celeste sino que se las envía tras un objeto específico. Además poseen sistemas informáticos y programas capaces de resolver problemas, ante la imposibilidad de conectarse en tiempo real con un operador humano. Algunas cargan información ante un posible contacto con una civilización extraterrestre, como el caso de las Voyager enviadas fuera del Sistema Solar.

   La Carrera Espacial había ingresado en una segunda fase que podemos denominar Carrera Lunar, y Estados Unidos buscaba en esa oportunidad recuperar la ventaja perdida. En marzo de 1958 se ordenaba la construcción de varias sondas lunares. Para superar la rivalidad existente entre el Ejército y la Fuerza Aérea se decidió englobar a todos los proyectos bajo un mismo programa: el Pionner. El 17 de agosto de ese mismo año una sonda con destino a la Luna fue lanzada a bordo del cohete Thor Able I. el objetivo era superar la velocidad de escape terrestre (unos 11,2 km/seg) para dirigirse rumbo a la Luna (situada a un promedio 384.405 km de la Tierra) y colocarse en una órbita utilizando una sistema de frenado.

   Para detectar las señales de la sonda se construyó una antena de 26 metros de diámetro en Goldstone (California). El vehículo fue construido para la Fuerza Aérea por el Cuerpo de Ingenieros de la Marina y consistía en un aparato de 70 metros de diámetro y altura similar, con 38 kg de peso y una cámara infrarroja que ya era utilizada por los satélites espías NOTS (también construidos por la Marina). Para evitar la contaminación biológica, la cápsula fue esterilizada antes del despegue. Sin embargo el lanzamiento no resultó exitoso: a los 77 segundos del lanzamiento el cohete estalló en el aire.

   Apenas un mes después, el 23 de septiembre, la URSS lanzaba la sonda E1 de 80 cm de diámetro y 157 kg de peso (la ingeniería soviética aún no había podido resolver el problema del volumen de su equipo) a bordo del cohete 8K72. El destino fue similar a la norteamericana: a los 93 segundos estalló por los aires.

   El 11 de octubre, la Fuerza Aérea norteamericana lanzó la Pionner 1 que resultó nuevamente un fracaso. Esta vez no hubo explosión, sino que la velocidad de despegue apenas alcanzó los 240 ms/seg no pudiendo alcanzar de la atracción gravitatoria terrestre. Llegó a superar los 100 mil kilómetros (casi ¼ de la distancia a la Luna) y se precipitó a la Tierra dos días después.

   Aun sin resolver los problemas del E1 y apurados por el lanzamiento de la Pionner 1, la URSS lanzó ese mismo 11 de octubre la segunda E1 que tuvo un destino similar a la anterior. La Pionner 2 despegó el 4 de noviembre y sus cohetes fallaron a solo 1500 kilómetros de distancia. El 4 de diciembre la tercera E1 tampoco alcanzó el espacio: el motor dejó de funcionar antes de tiempo y se incineró en la atmósfera. Por su parte, la Fuerza Aérea norteamericana decidió compartir su tecnología con el Ejército e idearon una sonda cónica de 6 kg y 50 cm de altura por 20 cm de diámetro que llamaron Pionner 3. La curiosidad de este aparato es que fue construido por el Jet Propulsión Laboratory (JTP) de California, subsidiario de la NASA, que años después tendría un papel destacado en la realización de los vehículos de exploración marciana. Lanzada el 6 de diciembre, dos días después de la tercera soviética, solo tuvo una velocidad de escape de 610 km/hora, muy inferior a las anteriores, por lo que alcanzó los 102 mil km de altitud y se estrelló en algún punto de África.

   La brutal competencia y la obsesión por superar a su rival en la Carrera Espacial estaban llevando a ambas potencias a lanzar misiones que no cumplían con las condiciones óptimas, y esto redundó en onerosos fracasos. Recordemos que estas misiones eran muy costosas y millones de dólares o rublos del presupuesto público se estaban gastando en naves que se destruían al poco tiempo de despegar.

   Pero esta serie de fracasos llegaría a su fin cuando el 2 de enero de 1959 la cuarta sonda soviética E1 (de 361 kg de peso) logró superar la velocidad de escape y alcanzar la órbita de la Luna 34 horas después (el 4 de enero). El vehículo pasó a 6000 kilómetros de la Luna, pero no pudo impactar sobre ella como estaba planeado, sino que continuó su viaje perdiéndose el contacto al día siguiente. El objetivo original no fue alcanzado, pero el resto del mundo desconocía esto, por lo que la Lunik o Mechta (como fue rebautizada) fue considerada como un gran éxito y el segundo triunfo soviético en la Carrera Espacial.

   Biografía de Sergei Pavlovich Korolev: Nació el 12 de enero de 1907 en Zhytómyr (Ucrania, entonces Imperio Ruso Zarista). Hijo de un profesor de literatura rusa en su ciudad natal, estuvo fascinado por los aviones desde sus primeros años de vida. Se convirtió en piloto muy joven y a los 17 años diseñó su primer planeador. Después de asistir al Instituto Politécnico de Kiev, ingresó a la Universidad Técnica Superior de Moscú (MVTU). Allí participó en el diseño y la construcción de la serie de planeadores SK-4, diseñados para vuelos de duración récord en la estratosfera. Se interesó por las posibilidades de los aviones propulsados ​​por cohetes y en septiembre de 1931, junto con Tsander, fundó el Grupo para la Investigación del Movimiento Reactivo, en Moscú. Este grupo tenía objetivos similares al Sociedad de Cohetes alemanes en la que participaba von Braun. Con  Glushko diseñó misiles y aviones tripulados en la década de 1930. Pero antes de que el primer avión pudiera hacer un vuelo propulsado por un cohete, Glushko fue encarcelados en 1938 durante el pico más alto de las “Purgas estalinistas”.  Bajo coacción,  Glushko denunció a Korolev, que fue arrestado el 7 de junio y sentenciado a diez años de trabajos forzados el 27 de septiembre. En 1940 fue enviado a las minas de oro de Kolyma. Sin embargo, Stalin había reconocido la importancia de los ingenieros aeronáuticos para prepararse para la inminente guerra contra la Alemania nazi. En la misma prisión se creó una Oficina de Diseño para que el ingeniero pudiera trabajar en el desarrollo de aviones.

Cuando su salud comenzó a deteriorarse, fue trasladado a otra oficina en Moscú. A Korolev no se le permitió trabajar en cohetes, excepto por la noche en su tiempo libre. Su RP-318 había volado el 28 de febrero de 1940, sin su participación. En 1942, después de que el equipo de Tupolev fuera evacuado a Omsk, Korolev fue transferido a Kazán, donde se desempeñó como Director Adjunto de Pruebas de Vuelo (aunque todavía oficialmente era un prisionero del régimen). Aquí pudo regresar al desarrollo de cohetes para aviones y propulsión de misiles. En noviembre de 1944 se le puso a cargo de un equipo de 60 ingenieros y se le pidió que presentara un proyecto de proyecto para una contraparte soviética del V-2 en tres días. El diseño resultante de dos etapas utilizó propulsores Lox y un piloto automático como guía. Estos diseños evolucionaron en los cohetes D-1 y D-2 más refinados con un alcance de 75 km. Con el fin de la Guerra, trabajó en la Carrera Espacial soviético, diseñando los cohetes y vehículos que pusieron en órbita los primeros satélites y sondas, así como el primer hombre en el espacio. También trabajó en las misiones a Marte y Venus. Sin embargo la ingeniería soviética estaba por detrás de la estadounidense en muchos puntos. Si bien pusieron los primeros inventos humanos en el espacio, en la Carrera Armamentística quedaron detrás de su rival. Korolev fue diagnosticado con cáncer en algún momento en 1965, pero lo mantuvo en secreto de sus colegas. En enero de 1966 se registró en un hospital de Moscú. El propio Ministro de Salud eligió realizar la cirugía de colon, aunque no era su área de especialización. La operación salió mal y el ingeniero responsable de los primeros éxitos de su país murió a los 59 años. Con su muerte, comienza la decadencia soviética en la Carrera Espacial.

Por su parte, el Ejército estadounidense lanzó la Pionner 4 el 3 de marzo de 1959 que tuvo un destino similar a la soviética: tras pasar a 60 mil kilómetros de la Luna, continuó con su viaje y se perdió el contacto con ella al superar los 655 mil kilómetros. Por segunda vez, Estados Unidos quedaba por detrás de la URSS.

   Alentados por el triunfo, los soviéticos mejoraron la sonda y la versión E-1A fue lanzada el 12 de septiembre y, siguiendo la ruta prevista, se estrelló entre los mares Serenitatis e Imbrium dos días después. Esto demostró no solo la capacidad de la astronáutica soviética para lanzar un vehículo a la Luna, sino la precisión para poder guiarla hacia una determinada geografía (o selenografía). Rebautizada como Lunik 2, cumplió además un objetivo propagandístico: al estrellarse espació por la Luna cientos de esferas metálicas con el escudo de la Unión Soviética. Una reproducción de una de estas esferas fue regalada por Nikita Kruschov al presidente de los Estados Unidos durante su visita al país en septiembre de 1959.

   Como venía sucediendo, Estados Unidos quiso estar a la altura de su rival y entre el 24 de setiembre de 1959 y el 15 de diciembre de 1960 lanzaron cuatro misiones Pionner que resultaron en fracasos. La novedad aquí es que estas misiones no fueron organizadas por los militares, sino que estuvieron completamente a cargo de la NASA.

   En este mismo periodo la URSS cosecharía nuevos éxitos. El 4 de octubre de 1950 la E-2A, rebautizada como Lunik 3, sobrevoló la cara oculta de la Luna y, a pesar de la poca calidad de sus imágenes, permitió mostrar un paisaje nunca observado por el ser humano. Además fue la primera nave capaz de orientarse a sí misma, ante la imposibilidad de hacerlo un operador humano, y dirigir sus cámaras. Las 2-E3 lanzadas en 1960 para fotografiar mejor la cara oculta resultaron en fracaso. Ante esto se canceló –afortunadamente- la serie E4 que tenía como objetivo detonar una bomba atómica en nuestro satélite natural.

  Satélites y espionaje: Como vimos anteriormente, muchos de los proyectos de exploración espacia eran, en realidad, tapaderas de programas militares y de espionaje en el marco de la Guerra Fría. En 1959 comenzaron a ser puestos en órbita los primeros satélites con el objetivo primordial de fotografiar territorio enemigo. Hasta entonces estas misiones se realizaban utilizando globos o aeronaves diseñadas para volar a grandes altitudes. Pero cuando un avión de reconocimiento U2 estadounidense fue derribado en la región rusa de Sverdlovsk, el Gobierno decidió acelerar su programa de espionaje satelital.

   El Programa Corona fue el resultado de la cooperación entre la Dirección Científica y Tecnológica de la Agencia Central de Inteligencia (CIA) y la Fuerza Aérea de los Estados Unidos su objetivo era poner en órbita una serie de satélites espías equipados de cámaras Keybole que tomarían fotos de la superficie y luego desprendería un rollo en una cápsula a la atmósfera para su recuperación. Estos llevarían el nombre Discóvery y se los presentaría como científicos. Sin embargo los lanzamientos realizados en 1960 no fueron exitosos, al no poder recuperar la película. Recién en el tercer intento el avión C-119 capturó la cápsula antes de que se estrellara en el mar. A esta dificultad se sumaba la extensión del rollo a revelar (hasta 1000 metros) y el posterior trabajo de análisis, por eso en los años siguientes se lo reemplazó por tecnología digital que transmitía imágenes usando telemetría satelital.

   La URSS también implementó un programa similar y clasificado bajo el nombre de KOSMOS. Se cree que el 70% de las misiones espaciales de esta época eran tapaderas de este proyecto. Para ponerlo en funcionamiento se utilizó una versión modificada de la nave Vostok, que puso a Yuri Gagarin en el espacio. Contaba con un sistema de protección térmica y, a diferencia de las estadounidenses, la nave completa era recuperada y los rollos revelados. La primera nave se llamó Zeit 2 y fue lanzada el 26 de abril de 1962. Los modelos posteriores mejoraron la resolución de las imágenes y los sistemas de recuperación.

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Una preciosa galaxia en la constelación del Dorado

La preciosa galaxia espiral NGC 1706 se encuentra a unos 230 millones de años luz de distancia, en la constelación de Dorado (El Pez Espada).

Crédito: ESA / Hubble y NASA, A. Bellini et al. ⠀

Se sabe que NGC 1706 pertenece a un cercano grupito de 3 galaxias llamado ESO 85-38 que a su vez pertenece a un grupo mayor de 50 galaxias, que están unidas gravitacionalmente y relativamente cerca unas de las otras. Se cree que alrededor de la mitad de las galaxias que conocemos en el Universo pertenecen a algún tipo de grupo, lo que las convierte en estructuras cósmicas muy comunes en el Cosmos. Por ejemplo nuestra galaxia, la Vía Láctea, pertenece al llamado Grupo Local, que también contiene la Galaxia de Andrómeda, las Nubes de Magallanes y la Galaxia Triángulo entre otras.

Los grupos son las reuniones galácticas más pequeñas, luego tenemos los llamados cúmulos de galaxias, que pueden comprender cientos de miles de galaxias unidas libremente por la gravedad, y los supercúmulos posteriores, que reúnen numerosos cúmulos en una sola entidad.

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Webcams en vivo desde observatorios astronómicos

Podemos ver en directo desde Webcams instaladas en muchos observatorios astronómicos, los telescopios, instalaciones e incluso impresionantes panorámicas del cielo, tan solo tenemos que pulsar en los enlaces y ver en directo estos observatorios profesionales avanzados y de gran calidad. Veamos unos cuantos de estos observatorios:

  1. Webcams en el GTC (Gran telescopio de canarias), desde Roque de los muchachos en La Palma (Islas Canarias) donde podemos ver el exterior del observatorio, el interior y una panorámica del cielo:

http://www.gtc.iac.es/multimedia/webcams.php#

Una de las imágenes que podemos ver en directo del GTC.

2. También hay muchas cámaras en el European Southern Observatory (ESO) que permite a cualquiera hora del día varios de sus telescopios más avanzados así como panorámicas del cielo:

3. La agencia espacial Europea (ESA) ofrece en también en directo varios de sus telescopios como el observatorio Helios (ESAC), el radio telescopio V1L1-ESAC, el observatorio Cebreros y también desde el Observatorio Robledo:

https://www.cosmos.esa.int/web/cesar/webcams

4. Y como webcam aun más espectacular podéis observar en directo desde el espacio la Tierra, la estación espacial internacional (ISS) dispone de unas cámaras de alta definición que transmiten a la Tierra unas increíbles imágenes de nuestro planeta y que podéis seguir en directo.

La  imagen en alta definición de la Tierra se visualizada utilizando el instrumento HDEV, se trata de un experimento a bordo de la Estación Espacial Internacional que se activó el 30 de abril 2014. Está montado en el módulo Columbus de la Agencia Espacial Europea. Este experimento incluye varias cámaras de vídeo de alta definición que están encerradas en una caja con la presión y temperatura controladas. El vídeo de estas cámaras se transmiten en vivo a la Tierra. Si bien el experimento funciona perfectamente, hay que secuenciar bien las diferentes cámaras.

Entre cambios de cámara, aparecerá brevemente un color entre gris y negro. Dado que la ISS está en la oscuridad durante una parte de su órbita, las imágenes se serán verán oscuras en esos momentos. Durante los períodos de pérdida de la señal o cuando HDEV no está funcionando, se verá una imagen de color gris o vídeo grabado previamente hasta que vuelva a funcionar.

Sí va todo correctamente podéis seguir la Tierra desde el espacio desde el siguiente enlace, suerte y disfrutad de nuestro planeta 😉

La Tierra desde la ISS

La estrella Betelgeuse y su "próxima" explosión en forma de supernova

Una de las estrellas de la constelación de Orión más interesante, bonita y observada es la famosa estrella supergigante roja Betelgeuse. Y en estos tiempos está de actualidad ya que últimamente está bajando su brillo considerablemente con lo que algunos astrofísicos dicen que puede estar apunto de explotar como supernova, puede ocurrir mañana o en unos miles o millones de años. La incertidumbre es total, lo único claro es esa bajada de brillo muy evidente pero ya observada en otras ocasiones sin mayores consecuencias, lo único extraño en que este caso la caída es más profunda que en años anteriores, lo cual inquieta y mucho a todo el mundo de la astrofísica, ¿estaremos a punto de observar una supernova?.

Estrella Beltegeuse. Créditos: NASA/ESA

Hablemos un poco de esta preciosa estrella de la constelación de Orión. Betelgeuse es tan enorme (su tamaño se extendería más allá de la órbita de Júpiter si se colocara en la posición del sol en el sistema solar) que varios telescopios han capturado imágenes de la estrella y la han visto arrojando masa. Comenzando en 1993 y continuando durante al menos 15 años, su radio se redujo en un 15 por ciento, una cantidad muy grande durante tan poco tiempo. La estrella en sí es muy variable, variando el brillo de entre 0.4 hasta la magnitud de 1.4 ya que va variando de tamaño con el tiempo.

Ubicación de Betelgeuse en la constelación de Orión.

Se encuentra a unos 640 años luz de nuestro sistema solar y es como hemos dicho enorme, tiene unas 15 masas solares y un diámetro de 1600 millones de km. Es una estrella supergigante roja ya próxima a su fin y con una temperatura en su superficie de unos 3500 ºC, ya que conforme se expande pierde temperatura (algo así le ocurrirá al Sol dentro de unos 1000 millones de años). Su futuro es la explosión en forma de supernova, lo cual sería un evento impresionante visto desde la Tierra.

Pero, ¿Qué es una supernova?

Algunos de los eventos más espectaculares y dramáticos en el Cosmos ocurren cuando ciertos tipos de estrellas mueren y explotan catastróficamente en el proceso. A esas enormes explosiones se las denomina supernovas.

Se trata normalmente de una estrella masiva que agota su combustible al final de su vida, se vuelve dinámicamente muy inestable e incapaz de soportar su volumen, se derrumba hacia adentro y luego explota violentamente.

El resultado es un objeto intensamente brillante en el cielo que puede rivalizar con la luz de una galaxia entera.

SUPERNOVAS VISTAS DESDE LA TIERRA: Las supernovas producidas en nuestra galaxia fueron observadas en el pasado por astrónomos chinos, europeos y árabes. Hay registros muy precisos de astrónomos chinos, en los que relatan la observación de una supernova en el año 185 dC, la que hoy conocemos como SN 185 (SN significa supernova y 185 es el año de la explosión). En 1006, los chinos y astrónomos árabes observaron una supernova muy brillante la llamada SN 1006. En el año 1054, se observó otra supernova  esta vez de enorme brillo que pudo verse durante el día durante muchos meses. Se trataba de la llamada SN 1054, conocida como la Nebulosa del Cangrejo. Las dos últimas supernovas observadas en nuestra galaxia fueron observadas por astrónomos europeos en 1572 y 1604, se trataba de SN 1572 y SN 1604, estas supernovas pudieron apreciarse a simple vista. SN 1572 fue observada por el Tycho Brahe en la constelación de Casiopea y SN 1604 fue observada por el gran físico Johannes Kepler.

  Nebulosa del Cangrejo (Imagen NASA)

 Observar una supernova es el gran sueño de un astrónomo, es un evento espectacular pero sí ocurriera en alguna estrella cercana como Betelgeuse sería un evento realmente impresionante.

Para saber más:

Estrella Betelgeuse

Misión Lucy: viaje para explorar los asteroides troyanos

Actualmente la NASA tiene en desarrollo una misión que será lanzada en 2021 para estudiar los asteroides cercanos al planeta Júpiter. Estos son los llamados asteroides Troyanos de Júpiter, la misión se llama Lucy.

Lucy será la primera misión espacial en explorar los asteroides troyanos. Se trata de una población de cuerpos pequeños que quedaron atrapados en los llamados puntos de Lagrange tras de la formación del sistema solar. Conducen o siguen a Júpiter en su órbita alrededor del Sol, y pueden contarnos mucho sobre los orígenes de los materiales orgánicos en la Tierra.

Lucy volará y llevará a cabo la teledetección en seis asteroides troyanos diferentes y estudiará la geología de la superficie, el color y la composición, el interior de los asteroides, y observará los satélites y los anillos de los troyanos. La misión nos ayudará a descubrir los secretos de la historia de nuestro sistema solar

Más sobre la misión Lucy: https://www.nasa.gov/lucy

¿Qué son los asteroides troyanos de Júpiter?

Un asteroide troyano es aquel que comparte su órbita con un planeta o luna más grande, orbitando entorno a los puntos de lagrange estables L4 y L5 como ya vimos en la entrada dedicada a los puntos de Lagrange.

Captura

El término ‘asteroide troyano’ fue acuñado cuando se decidió nombrar a todos los asteroides descubiertos en los puntos de Júpiter L4 y L5 como los guerreros de la guerra de Troya, (punto L4) griegos y (punto L5) troyanos, respectivamente.

En la actualidad se conocen cientos de estos asteroides, siendo los más grandes el asteroide troyano (588)Aquiles, de 137km de diámetro, y el asteroide griego  (624)Héctor de 300 km. El primer asteroide que se descubrió en un punto de Lagrange fue (588)Aquiles en 1906 por Max Wolf, con su observación se confirmó la existencia de los puntos de Lagrange. A partir de ahí fueron cientos los cuerpos encontrados en esas zonas estables, estos objetos siguen órbitas entorno a L4 y  L5 de periodos de unos 150 años.

Investigaciones de los astrofísicos David C. Jewit,Chadwick y A. Trujillo (InstituteforAstronomy, UniversityofHawaii) año 2000, han demostrado que estas órbitas se desestabilizan debido a colisiones entre asteroides y al caos dinámico de la población de asteroides. Pero el origen de los troyanos es objeto de muchas conjeturas, las hipótesis más aceptadas en la actualidad son la captura por parte de Júpiter de planetesimales en la etapa temprana de la nebulosas solar. Estos se estabilizaron en torno a los puntos L4 y L5 de Júpiter debido a la masa creciente del planeta en sus ultimas etapas de crecimiento. Se produjo una disminución de colisiones de planetesimasles, y seguidamente hubo una captura de fragmentos de asteroides, provenientes seguramente de lo que hoy es el cinturón principal de asteroides.

Muchos de estos se formaron cerca de Júpiter, con lo que las temperaturas en su formación eran extremadamente bajas llevando este hecho  a la hipótesis de que el núcleo de estos asteroides puede ser de hielo, equivalente a lo que sería un núcleo cometario. Los asteroides troyanos tienen un albedo muy bajo, aproximadamente del 4% (0.04), lo que sugiere una superficie de carbonizada, es decir muy oscura.

El hombre que fue Marte

Por Luciano Andrés Valencia

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Imagen de Percival Lowell

   “En los últimos años del siglo diecinueve nadie habría creído que los asuntos humanos eran observados aguda y atentamente por inteligencias más desarrolladas que la del hombre y, sin embargo, tan mortales como él; que mientras los hombres se ocupaban de sus cosas eran estudiados quizá tan a fondo como el sabio estudia a través del microscopio las pasajeras criaturas que se agitan y multiplican en una gota de agua. Con infinita complacencia, la raza humana continuaba sus ocupaciones sobre este globo, abrigando la ilusión de su superioridad sobre la materia. Es muy posible que los infusorios que se hallan bajo el microscopio hagan lo mismo. Nadie supuso que los mundos más viejos del espacio fueran fuentes de peligro para nosotros, o si pensó en ellos, fue sólo para desechar como imposible o improbable la idea de que pudieran estar habitados[1].

   Con estas palabras comienza el Libro Primero (“La Llegada de los Marcianos”) de La Guerra de los Mundos (The War of the Worlds, 1896) de Herbert G. Wells. Por entonces, Marte fascinaba al público debido a las observaciones que el astrónomo e historiador de la ciencia italiano Giovanni Schiaparelli había realizado durante la gran oposición de 1877. Este creyó vislumbrar sobre la superficie del planeta una densa red de las estructuras lineales que llamó canali. La errónea traducción al inglés de esta palabra como canals, que hace referencia a construcciones artificiales, en lugar de channels, que indica formas naturales del terreno, dio lugar a una oleada de hipótesis y especulaciones sobre la posibilidad de vida inteligente en Marte.

   El mismo Schiaparelli escribió que: “más que verdaderos canales, de la forma para nosotros más familiar, debemos imaginar depresiones del suelo no muy profundas, extendiéndose en dirección rectilínea por miles de kilómetros, con un ancho de 100, 200 kilómetros o más. Ya he señalado una vez más que, de no existir lluvia en Marte, estos canales son probablemente el principal mecanismo mediante el cual el agua (y con él la vida orgánica) puede extenderse sobre la superficie seca del planeta[2].

   En 1892, cuándo su vista fallaba, Schiaparelli anunció que se retiraba de la observación de Marte. Fue entonces cuando el diplomático y astrónomo aficionado estadounidense Percival Lowell decidió tomar su lugar.

Nacido el 13 de marzo de 1855 en el seno de una familia adinerada de Boston (Massachusetts), era hermano de Abbott Lawrence Lowell, que llegó a presidir la Universidad de Harvard, y de Amy Lowell,  poeta y crítica literaria. Desde joven, Percival mostró gran talento para las ciencias, así como un espíritu aventurero. Tras graduarse con distinciones en Matemáticas en la Universidad de Harvard en 1876, rechazó un cargo como profesor y partió a un viaje por Europa y Medio Oriente. Estuvo a punto de ser enviado al frente de batalla en las guerras balcánicas. De regreso a los Estados Unidos, se dedicó al negocio textil de su familia por un tiempo. Por ese entonces comenzó a interesarse por la cultura japonesa y en 1883 se mudó a Tokyo para estudiar japonés.

   Gracias a sus contactos familiares, obtuvo el cargo de consejero y secretario exterior de la Misión Especial de los Estados Unidos en la península coreana, que por entonces se hallaba bajo ocupación militar del Imperio del Sol Naciente. Cumplió funciones diplomáticas entre 1883 y 1893, publicando durante ese tiempo numerosos libros sobre las culturas orientales: Chosön (1886), The Soul of the Far East (1888), Noto (1891) y Occult Japan (1895)[3].

   Sus biógrafos señalan que por ese entonces habría nacido su interés por la astronomía, acaso desencadenada por la lectura de Le Planete Mars de Camille Flammarion, que le regalaron durante su regreso a los Estados Unidos para la Navidad de 1893. El puesto que Schiaparelli había dejado cuando se retiró todavía estaba vacante y la siguiente oposición marciana se produciría en octubre de 1894, por lo que Lowell debía actuar rápido.

   Inmediatamente entró en contacto con William H. Pickering, un astrónomo igualmente interesado en el planeta rojo, que había fracasado en sus intentos de obtener financiamiento de la Universidad de Harvard. Lowell decidió ayudarlo, ya que el disponía de la fortuna familiar. Juntos realizaron una expedición a Arizona, en busca de un lugar que no estuviera perturbado por las nubes, las turbulencias atmosféricas y las luces de las ciudades. A ellos se sumó el ayudante de Pickering durante su estancia en Arequipa (Perú), el joven Andrew Ellicott Douglass. El equipo llevó consigo tres refractores, un 15-cm para efectuar pruebas sobre las condiciones atmosféricas, un 30-cm y un 46-cm. El encargado de las labores de búsqueda y evaluación del emplazamiento del Observatorio fue Douglass. Tras recorrer diversas regiones del sur y norte de Arizona, Douglass llegó al poblado Flagstaff. Sus pruebas sólo dieron resultados marginalmente mejores que en las localizaciones anteriores, sin embargo Lowell decidió que ese sería el lugar elegido por hallarse a 2100 mts sobre el nivel del mar y tener las vías del ferrocarril relativamente cercanas.

   Entre el 4 de mayo de 1894 y el 3 de abril de 1895 realizaron numerosas observaciones de la superficie marciana.   El astrónomo Carl Sagan señala las dificultades que se encuentran quienes realizan observaciones del vecino planeta desde la superficie terrestre: “con frecuencia la visión es pobre y la imagen de Marte se hace borrosa y distorsionada. Entonces uno debe ignorar lo que ha visto[4]. Lowell no siguió este principio y anotaba, sin ignorar nada, todo lo que creía ver: zonas brillantes y oscuras, un indicio de casquete polar y numerosos canales que incentivaban su imaginación. El primero fue “detectado” el 7 de junio de 1894 y lo llamó Lethes, como uno de los ríos del Tártaro en las mitologías griegas y romanas. A lo largo de las observaciones creyeron ver numerosos canales que cumplían una serie de características: era de una anchura de 50 kms, con extensiones de 1600 y 2400 kms, muchos de ellos parecían ser dobles, y confluían en dos o tres puntos específicos[5].

   Lowell llegó a la conclusión de que Marte estaba habitado por una antigua civilización que había construido una red de acequias que transportaban agua desde los casquetes polares hasta las ciudades del Ecuador. Creyó además que los cambios estacionales de las zonas oscuras verde-azuladas que parecían desaparecer  o cambiar a ocre-anaranjado en determinadas épocas del año eran el resultado del desarrollo y marchitamiento de la vegetación marciana.

Has Science Just Admitted Planet X/Nibiru Exists? Believers Say Full ‘Nibiru Disclosure’ Is ...
Percival Lowell en su Observatorio. Fotografía de 1900.

Para Lowell, Marte tenía una geografía desierta similar al sudoeste de los Estados Unidos, donde estaba instalado su telescopio, y con un clima frío, pero soportable, similar al del sur de Inglaterra. El aire estaba enrarecido y el oxígeno era escaso. Quizá los habitantes vivían en ciudades cerradas para evitar la fuga de oxígeno, con grandes obras que les proveían de agua y alimentación. En su obra Mars, de 1895, escribiría: “los resultados de nuestra investigación parecen indicar la existencia de vida inteligente en Marte”[6].

Seguir leyendo El hombre que fue Marte

Qué debes tener en cuenta a la hora de elegir un telescopio profesional

En esta entrada aprenderemos los diferentes tipos de telescopios que hay en el mercado y lo que debes de tener en cuenta a la hora de elegir un telescopio profesional, aquí tienes muchos modelos profesionales para elegir, veámoslos más en detalle:

Primero vamos a definir el concepto de telescopio:

Dispositivo óptico diseñado para recoger la mayor cantidad de luz posible procedente de objetos lejanos, y concentrarla en un espacio reducido para su observación y estudio”

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Tenemos dos tipos de telescopios: terrestres y astronómicos. Los primeros tienen una lente adicional (llamada inversora) que pone derecha la imagen. Los telescopios astronómicos no tienen esta lente, y la  imagen se ve al revés. Esta lente adicional provoca pérdidas de luminosidad por tanto en el telescopio astronómico no se instala para así poder observar objetos más débiles.

 Partes básicas de un Telescopio astronómico.

Tenemos las siguientes partes básicas, ya sea refractor o reflector:

Figura 1: Objetivo: lente o espejo que recoge la luz, Ocular: salida y amplificación de la imagen, Buscador: pequeño telescopio para búsqueda de los objetos, Montura: seguimiento de los objetos, Trípode: sujeción estable del telescopio. Tubo: sostiene la óptica del telescopio.

Diseños de telescopios.

Tenemos tres tipos básico de telescopios: Refractor, reflector y catadióptrico.

1) Telescopio refractor o kepleriano. Se basa en la refracción de la luz. Es un telescopio constituido por lentes, consiste en un tubo en cuya abertura tenemos una lente (objetivo) y en la salida un ocular (conjunto de lentes) para la amplificación de la imagen, que es donde colocamos el ojo.

Figura 2: esquema de un telescopio refractor, la imagen se focaliza en el plano focal, y se observa aumentada por el ocular.
     Figura 3: Telescopio refractor.

Suelen ser telescopios robustos en comparación con los reflectores y con poco mantenimiento. Brinda imágenes de gran contraste y bien definidas. Son muy buenos para observar la luna, planetas o estrellas dobles. Las desventajas son que para una misma abertura son más caros que un reflector, y las lentes, sobre todo si son telescopios baratos, suelen tener aberración cromática (halo débil de colores alrededor de la estrellas).

2) Telescopio reflector o newtoniano. Se basa en la reflexión de la luz en espejos. Cuenta con un espejo primario grande curvado (espejo objetivo) en el fondo del tubo, este espejo es el encargado de acumular y reflejar la luz, esta imagen es desviada a un espejo secundario plano que la desvía hacia un costado del tubo donde colocamos el ocular.

  Figura 4: Esquema de un telescopio reflector
Captura
Figura 5: Telescopio reflector

Los modelos de gran abertura suelen ser más compactos y fáciles de manejar que los refractores, además con una misma abertura tiene un precio menor que un refractor. Son muy buenos para la observación de galaxias, nebulosas y cúmulos estelares, debido a que recogen mucha más luz que un refractor. Las desventajas de este telescopio es que es muy sensible a los golpes que pueden desalinear los espejos. Necesita cada cierto tiempo mantenimiento ya que el espejo va perdiendo reflectividad y es necesario realuminizarlo. También en algunos telescopios suele aparecer varias aberraciones debidas a los espejos: “coma” que provoca que se vean las estrellas en el borde del campo de visión en forma alargada y aberración esférica (estrellas redondeadas).

3) Telescopio catadióptrico. Este telescopio combina tanto lentes como espejos, y es el más utilizado en observatorios profesionales y el que debemos considerar seriamente como una buena opción a la hora de adquirir un profesional y de alto rendimiento.

Hay dos modelos el Schimidt-Cassegrain y el Maksútov-Cassegrain. En el Schimidt-Cassegrain la luz entra a través de una delgada placa de cristal (lente correctora) situada en la parte frontal del telescopio que ayuda a compensar o minimizar las aberraciones que genera el espejo, el espejo primario  refleja la luz hacia el espejo secundario, y éste la redirige hacia la parte posterior del tubo óptico, a través de un orificio en el espejo primario, donde se sitúa el ocular. De esta forma, la luz recorre varias veces la longitud el tubo antes de llegar al ocular. En el telescopio de Maksútov-Cassegrain el sistema es el mismo solo que se sustituye la lente correctora por una lente gruesa en forma de menisco.

Figura 6: Esquema de un telescopio Catadióptrico

Captura
Figura 7: Telescopio Catadióptrico.

Estos telescopios tienen una óptica excelente, y están corregidos de aberraciones, son muy buenos para todo tipo de observaciones: planetas, galaxias, nebulosas, etc. así como para astrofotografía. El único inconveniente es su alto precio en comparación con los demás tipos de telescopios, pero si queremos uno profesional tenemos que hacer una gran inversión, pero con resultados excelentes.

Características y Uso del Telescopio

1.-Características del Telescopio:

Los telescopios constan de dos piezas fundamentales: objetivo y ocular.

a) El Objetivo es el elemento que recoge la luz procedente del objeto astronómico y la concentra en un plano, el plano focal, donde se forma la imagen real o invertida. El objetivo debe ser un elemento convergente y puede ser una lente (telescopio refractor) o un espejo (telescopio reflector).

b) El ocular es el elemento que recoge la imagen generada por el objetivo y la hace accesible para el observador, que coloca el ojo tras el ocular. El ocular es siempre una lente o conjunto de lentes y es un elemento que podemos intercambiar para obtener diferentes aumentos en nuestro telescopio.

c) La distancia entre el objetivo (lente o espejo) y el plano focal se denomina distancia focal del telescopio (Ft). Esta distancia es importante pues nos ayudará a calcular los aumentos o amplificación del telescopio.

Esquema básico de un telescopio refractor la imagen aparece invertida en el plano focal (P), posición que coincide con el foco del ocular para una mejor visualización del observador.

Para observar el objeto astronómico debemos colocar un ocular, estos llevan escritos unos números, la distancia focal del ocular.

Oculares de diferentes distancias focales (17mm, 21mm y 24mm).

 Para saber los aumentos del telescopio hay que dividir la distancia focal del telescopio entre la del ocular:

         Aumentos = (F telescopio/ F ocular)

 Por ejemplo sí a un telescopio con una distancia focal de 1000 mm  le colocamos un ocular de 20mm obtendremos un aumento de: (1000/20) = 50x, (los aumentos se suelen nombrar con la letra “x” detrás del número), sí colocamos un ocular de 10 mm tendríamos un aumento de 100x, es decir a menor distancia focal del ocular obtenemos más amplificación.

Estos aumentos o amplificación no significan que el objeto se vea tantas veces más grande, sino que es la imagen que observaríamos si estuviéramos tantas veces más cerca. Es decir sí un objeto que se encuentre por ejemplo a 300.000 km lo observamos con un aumento de 50x lo veríamos como si estuviéramos a 6000 km del objeto, valor obtenido dividiendo la distancia del objeto entre el aumento utilizado.

d) Denominamos campo visual al trozo de cielo que se ve a través del ocular. Obviamente cambiará cuando se cambie de ocular. Para conocerlo, hay saber el campo del ocular (normalmente lo lleva escrito), así como los aumentos que te proporciona. Entonces, para saber cuantos grados tiene el campo visual real, se aplica la fórmula siguiente:

Campo visual (º) = Campo del ocular (º) / aumentos

Por ejemplo con un ocular con 40º de campo que nos proporcione un aumento en nuestro telescopio de 50x tendremos un campo visual de: 40/50 = 0.8º.

e) Para determinar la luminosidad del telescopio (poder de captación de luz) debemos dividir la distancia focal del telescopio (Ft) entre diámetro de la abertura (D), a esta división se la llama razón focal:

Razón focal = Ft/D

Por ejemplo un telescopio de F=1000mm y D=150mm tendrá una razón focal de 6.6, sí tenemos otro telescopio con un objetivo D=200  y con la misma F se tendría una razón focal más pequeña  (Razón focal = 5) y por tanto sería más luminoso.(A menor razón focal más luminosidad)

Cuanto mayor sea la abertura y corta la focal más luminoso será nuestro telescopio. Los fabricantes de telescopios suelen describir sus telescopios en términos de razón focal, usando la siguiente terminología según el telescopio: f/6, f/8, etc. con este valor podemos conocer la distancia focal del telescopio simplemente multiplicando por el diámetro del objetivo. Por ejemplo un telescopio de 100mm de abertura y razón focal especificada por el fabricante como f/5 tendrá  una distancia focal de 500 mm.

f) Otro factor importante es la Resolución del telescopio (R). Llamamos resolución al poder que tiene el telescopio en separar dos objetos que están muy juntos. Esta medida se da en segundos de arco[1] (‘’) y viene determinada por el diámetro de la abertura, a mayor abertura mayor resolución del telescopio. Un segundo de arco es una cantidad muy pequeña, es aproximadamente el tamaño de una moneda vista a varios kilómetros de distancia.

La formula teórica es la siguiente:

                                                           R (“) = (0.138 / D)

Donde 0.138 es una constante para telescopios ópticos y D es la abertura en metros.

Por ejemplo partiendo de esta formula si tenemos un telescopio de diámetro D= 1m la resolución será de 0.138 segundos de arco, sí por el contrario tenemos un telescopio de D = 0.5 m (más pequeño que el anterior) la resolución sería de 0.276 segundos de arco. Por tanto con el telescopio de

D= 1m tendremos mayor poder de separación pues podremos ver objetos separados 0.138 “.

Este valor es siempre teórico pues la turbulencia atmosférica provoca que tengamos peores resoluciones que las indicadas en las especificaciones del telescopio.

Captura
Estrella Albireo (Cisne), a simple vista parece solo una estrella pero con telescopios se aprecia que tiene una acompañante a 35” de arco.

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En el cielo la luna y el Sol tienen el mismo tamaño aparente (0.5º o 30 minutos de arco). Con el brazo extendido y usando el pulgar podríamos tapar la  luna o el Sol.

Como hemos visto la abertura del telescopio es muy importante a la hora de captación de luz y de resolución de detalle. Sí el telescopio capta más luz podemos ver estrellas de magnitud aparente más baja. Cuando hablamos de magnitud aparente de las estrellas nos referimos al brillo aparente que la estrella presenta. Esta escala de magnitudes fue introducida por el astrónomo griego Hiparco el año 129 a.c., este dividió las estrellas que se ven a simple vista en seis clases según su brillo, desde la primera magnitud (mayor brillo) hasta la sexta magnitud (menor brillo). Fue la primera escala de magnitudes de estrellas, pero no fue hasta 1856 cuando el astrónomo inglés Norman Pogson definió matemáticamente esta escala. Obteniendo valores negativos para las estrellas más brillantes y valores muy bajos para las más débiles, así el Sol tiene magnitud aparente -26, la luna llena -12, la estrella Vega 0 y la estrella polar magnitud +2. Los objetos más débiles observados son de magnitud +30 y han sido observados por el telescopio espacial Hubble.

g) Para calcular la magnitud mínima que se puede observar con nuestro telescopio usaremos esta fórmula teórica:

Ml = 7.10 + 5 log D

Donde D es la abertura del telescopio en centímetros. Este valor es teórico ya que la perturbación atmosférica nos hará ver menos estrellas de las teóricas, normalmente para realizar observaciones de calidad se debe ir a lugares muy oscuros y alejados de ciudades. Los observatorios profesionales tienen sus telescopios en lugares a gran altitud y con climas muy estables.

 Otro factor que puede afectar a la magnitud limite que podemos ver es nuestra propia capacidad visual, nuestro ojo tarda alrededor de 20 minutos en adaptarse a la oscuridad, a partir de esos minutos podremos apreciar más estrellas a simple vista y a través del telescopio. Con el telescopio observaremos objetos más débiles al aumentar la abertura y obtendremos mayor resolución, como podemos apreciar en la siguiente tabla teórica. Estos resultados son para objetos puntuales, ya que los objetos más extensos como galaxias y nebulosas tienen repartida en su superficie la magnitud aparente:

 Resumen de Formulas:

 Aumentos = (F telescopio/ F ocular)

Razón focal = ( F telescopio / D )

Campo visual (º) = Campo del ocular (º) / aumentos

Resolución (“) = (0.138 / D)  (D en metros)

Magnitud mínima =7.1 + 5 log D   (D en centímetros)

Todos estos factores somos los que debemos considerar a la hora de elegir un telescopio profesional, los expertos de www.comprarlasmejores.com ponen a nuestra disposición muchos de ellos. De estos telescopios debemos tener en cuenta que cuanto mayor diámetro de abertura mucho mejor, y los elegiremos con sistema goto, es decir robotizado para que siga los objetos sin problema y podamos controlar totalmente el telescopio desde nuestro ordenador.

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La medida más precisa de la expansión del Universo

Los miembros del equipo H0LiCOW (Lentes H0 en Wellspring de COSMOGRAIL) han usado el telescopio espacial Hubble y una técnica novedosa para medir la expansión del universo, un valor llamado constante de Hubble.

El valor obtenido representa la medición más precisa hasta ahora utilizando el llamado método de lente gravitacional, donde la gravedad de una galaxia en primer plano actúa como una lente de aumento gigantesca, amplificando y distorsionando la luz de los objetos de fondo. Este último estudio los investigadores emplearon la física exótica de las lentes gravitacionales para calcular la tasa de expansión del universo.

Probability distribution of the 6 lenses of the H0LiCOW sample presented in H0LICOW XIIIFigure credits : Martin Millon/Vivien Bonvin.

El resultado fortalece aún más una preocupante discrepancia entre la tasa de expansión calculada a partir de las mediciones del universo local y la tasa predicha por la radiación de fondo en el universo temprano, un tiempo antes de que existieran galaxias y estrellas. El nuevo estudio agrega evidencia a la idea de que pueden ser necesarias nuevas teorías para explicar lo que los científicos están encontrando.

Podéis acceder al estudio en el siguiente enlace:

https://shsuyu.github.io/H0LiCOW/site/

Créditos: NASA, ESA, S.H. Suyu (Instituto Max Planck de Astrofísica, Universidad Técnica de Munich, e Instituto de Astronomía y Astrofísica Academia Sínica), y K.C. Wong (Instituto Kavli de la Universidad de Tokio para la Física y las Matemáticas del Universo)

¿Qué es la constante de Hubble?

El corrimiento al rojo o desplazamiento hacia el rojo (también llamado redshift, “z”) ocurre cuando la radiación electromagnética, emitida o reflejada por un objeto es desplazada hacia el rojo al final del espectro electromagnético.

rojo
Gráfico de JPL/Caltech/Planck

El corrimiento al rojo de las galaxias es la consecuencia de su alejamiento, el cual fue descubierto en los años 20 por el astrónomo norteamericano Edwin Hubble. El carácter no estacionario de todo el sistema de galaxias del Universo había sido demostrado teóricamente por A. Fridman, uno de los fundadores de la cosmología moderna.

Según la ley pronosticada por la teoría de Fridman y demostrada por Hubble en sus observaciones, las galaxias se alejan de nosotros a velocidades v proporcionales a las distancias d hasta ellas, conforme más alejadas están mayor es el valor de la velocidad, para las galaxias próximas se demuestra que:

v = H d

Donde H es el coeficiente de proporcionalidad (constante de Hubble) que se determina a partir de observaciones.

Esta ley es consistente con el principio cosmológico y muestra que no hay observadores privilegiados en el Universo. A causa del efecto Doppler, el alejamiento de las galaxias provoca el desplazamiento de sus lineas de emisión hacia el lado rojo del espectro. La dependencia del corrimiento al rojo z (desplazamiento de la frecuencia en el espectro electromagnético) de la velocidad de alejamiento v se expresa mediante la siguiente formula:

z = v/c     (c es la velocidad de la luz)

Sí en esa formula introducimos la ley de Hubble, obtenemos la formula básica que se utiliza para determinar las distancias hasta las galaxias y cúmulos estelares:

 z = Hd / c

Calculadora cosmológica

Aunque los seres humanos estamos familiarizados con la distancia y el tiempo, lo que se mide realmente para los objetos astronómicos es el llamado corrimiento al rojo o redshift, este como hemos visto es un desplazamiento de color que depende exactamente de cómo ha variado la densidad de nuestro universo.

Ahora es posible hacer una simple tabla relacionando el desplazamiento al rojo cosmológico observado,”z”, con los conceptos estándar de distancia y el tiempo. Así podemos hacer la tabla que podéis ver a continuación, donde el corrimiento al rojo z aparece en las primeras y últimas columnas, mientras que la correspondiente edad universal en miles de millones de años aparece en la columna central. Con una simple regla podréis saber sobre la tabla la edad del universo según su z.

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Donde:

 z – corrimiento al rojo (redshift);
• H – valor actual de la constante de Hubble, km / s / Mpc;
• r comov – distancia comóvil, MPC;
• dm – módulo de la distancia;
 age– la edad del Universo, Gyr;
• time – el tiempo al pasado, Gyr;
• size 1 “- tamaño físico de un objeto que es visto como un 1” de arco en el cielo, kpc;
• angle de 1 kpc – tamaño angular con tamaño físico 1 kpc, segundos de arco

Para saber más:

Paper-and-pencil cosmological calculator

Estrellas Enanas naranjas: estrellas que ayudan a la vida en los planetas

Para poder encontrar posibilidad de vida en otros planetas un paso muy importante es buscar estrellas que ayuden a que se desarrolle la vida en sus sistemas planetarios a lo largo de mucho tiempo. Podríamos fijarnos para saber esto en nuestra estrella pero realmente no es del todo cierot de que estrellas parecidas al Sol sean buenas candidatas para ayudar al desarrollo de la vida, es decir desarrollar sistemas complejos en la escala de los tiempos.

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Las estrellas como nuestro Sol representan tan solo alrededor del 10% de la población total de estrellas de la Vía Láctea. Además, en su vida como estrella son de relativamente de corta duración. Nuestro Sol está a la mitad de su vida, que está estimada en unos 10 mil millones de años, actualmente tiene 4600 millones de años.

Además los organismos complejos surgieron en la Tierra hace tan solo 500 millones de años. Y nuestra forma y desarrollo como humanos está presente en la Tierra desde tan solo unos pocos 200.000 años, o sea casi nada en la escala de tiempo cósmico.

La Tierra se volverá inhabitable, para formas de vida superiores, en poco más de mil millones de años, a medida que el Sol se caliente y deseque nuestro planeta, con lo que el futuro de los humanos es corto debido a la propia vida y desarrollo del Sol, ya que poco a poco irá creciendo y calentándose hasta formar una estrella gigante que explotará y creará una nebulosa. Podéis verlo más detallado en el futuro del Sol y de la Tierra, una entrada que tenemos en el blog.

Debido a esto habría que buscar estrellas un poco más frías que nuestro Sol y que vivan unas cuantas decenas de miles de millones de años más, esto cumplen las llamadas enanas naranjas, que se consideran los mejores lugares para el desarrollo de una vida avanzada ya que tienen una vida mucho más larga, con lo que da tiempo a que se desarrolle la vida de forma más completa y duradera.

Estas estrellas pueden estar activas durante decenas de miles de millones de años. Esto abre mucho más tiempo para la evolución biológica y llegar a una infinidad formas de vida mucho más complejas que las actuales. Y, por cada estrella como nuestro Sol, hay tres veces más enanas naranjas en la Vía Láctea, con lo que hay tres veces más posibilidades de vida desarrollada en zonas donde se mantiene su estrella sin mucha actividad peligrosa durante muchos miles de años, siempre y cuando también esos planetas estén en la llamada zona de habitabilidad de los sistemas estelares.

En la imagen podemos ver diversos tipos de estrellas. Créditos Ilustración: NASA, ESA y Z. Levy (STScI).

El único tipo de estrella que es más abundante en la galaxia son las enanas rojas. Pero estas son pequeñas muy peligrosas. Son tan magnéticamente activas que bombean 500 veces más radiación en forma de rayos X y luz ultravioleta que nuestro Sol. Los planetas alrededor de estas estrellas reciben un autentico bombardeo, con lo que no serían un buen lugar para organismos como nosotros u otros complejos basados en la química tal y como la conocemos aquí.

Es por eso que las enanas naranjas son las llamadas “estrellas de Ricitos de Oro“, ya que no como hemos visto son ni demasiado calientes, ni demasiado frías y, sobre todo, no demasiado peligrosas e impredecibles para albergar planetas donde la vida se pueda desarrollas en la enorme escala de los tiempos.

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Para saber más:

Tipos de estrellas

La zona de habitabilidad en sistemas planetarios