ESTACIÓN ESPACIAL INTERNACIONAL (ISS)
La actual "Estación Espacial Internacional" (ISS de sus
siglas en inglés) nació del programa espacial "Freedom"
desarrollado por EEUU. En 1984, en su mensaje sobre el
estado de la nación, el presidente Ronald Reagan
estableció, oficialmente, la intención de desarrollar una
estación orbital permanente, que después se conocería
como Estación Espacial Freedom.
Se invitó a países como Canadá, Europa y Japón a unirse
a este proyecto y los acuerdos llegaron con la Agencia
Espacial Canadiense (CSA) y la Agencia Espacial
Europea (ESA) en septiembre de 1988, y con el gobierno de Japón (GOJ) en marzo de 1989.
En septiembre de 1993, se construyó un plan de desarrollo del programa (PIP) pensado para la nueva ISS. El
PIP fue coordinado con el acuerdo de todas las partes comprometidas en aquel momento.
El 20 de noviembre de 1998, un cohete ruso Protón colocó en órbita el primer módulo de la futura ISS, el
módulo ruso Zarya, diseñado para dotar a la Estación de la energía y propulsión iníciales. Poco después se le
unió el Nodo 1 (Unity). Otros módulos vinieron después y la primera tripulación permanente llegó en el año
2000. El viaje continúa...
EXPEDICIONES: La tripulación de la Expedición 19 (La ultima de 3 miembros) realizará experimentos en
una amplia variedad de campos, incluidas las ciencias de la vida humana, la física, la observación de la
Tierra, y conducirán diversas demostraciones de tecnologías. Al igual que con anterioridad, muchos
experimentos han sido diseñados para recopilar información acerca de los efectos en el cuerpo humano de
los vuelos espaciales tripulados de larga duración, que ayudará en la planificación de futuras misiones a la
Luna y Marte.
Principales Avances Tecnológicos
La ISS supone una gran plataforma de investigación para diversos estudios científicos y tecnológicos:
productos de fabricación espacial, astronomía, detección terrestre a distancia, mecánica de materiales y
fluidos, desarrollo de plantas y animales, biotecnología (crecimiento de cristales de proteínas y cultivos
celulares)
La vida en baja gravedad: se estudiarán los efectos que puede provocar, sobre los humanos, un largo periodo
de exposición a la baja gravedad del espacio (atrofia muscular, cambios en el funcionamiento del corazón,
arterias y venas, y la pérdida de masa ósea, entre otras). Para estas labores biomédicas se utilizará el Módulo
Centrífugo. Este módulo utilizará una fuerza centrífuga que generará gravedad artificial en un rango desde
cero hasta el doble que en Tierra. De esta manera se podrá simular la gravedad de la Tierra, para
experimentos de comparación, o la de la Luna o Marte, para experimentos que proporcionen información útil
para futuros viajes espaciales.
Observación de la Tierra: las observaciones desde órbita ayudarán al estudio de los cambios en nuestro
medio ambiente a largo plazo. Se estudiarán los efectos de la irrupción de volcanes, antiguos impactos de
meteoritos, huracanes y tifones; además de los cambios en la Tierra producidos por la raza humana.
Una vez completada la tarea, la humanidad contará con una reluciente estación permanente donde diseñar
experimentos científicos sobre materiales, biología o medicina y desarrollar nuevas técnicas de construcción
y de ingeniería. Además, los conocimientos que se adquieran de estos experimentos y de la vida en el
espacio serán básicos para que, en un futuro no muy lejano, el hombre sea capaz de llegar a Marte o construir
una base permanente en la Luna.
DATOS CURIOSOS:
Las primeras piezas de la Estación Espacial Internacional (ISS) flotan ya a una altura de entre 335 y 460
kilómetros sobre nuestras cabezas y vuela a más de 26.000 kilómetros por hora. En total se tendrán que
realizar cerca de 45 viajes y 91 paseos espaciales, para completar la estación orbital.
Nombre: International Space Station (ISS)
Laboratorios: 6
Inclinación órbita: 51,6º
Ocupantes: 7
Espacio habitable: 1.300 metros cúbicos
Altitud: 335 - 460 Km.
Masa total: 415 toneladas
Velocidad: 26000 Km/h.
Plazo de ejecución: de 1998 al año 2010
Órbita terrestre: una cada 90 minutos
Vida útil: mínimo 10 años
Longitud: 108 metros Construcción en 3
fases
Anchura: 74 metros
Inversión: más de 20 mil millones de euros
VEHICULOS ESPACIALES
Los vehículos espaciales son construcciones destinadas
a desplazarse en el espacio ultraterrestre o superior. A
través de diversos documentos internacionales
observamos que a estos vehículos se les ha dado
diversas denominaciones, así por ejemplo: objeto
espacial, nave o vehículo espacial, astronave, vehículo
cósmico, etc. Veamos las más utilizadas. La
denominación ‘Objeto Espacial’ ha sido utilizada por
numerosas Resoluciones de las Naciones Unidas por el
Instituto de Droit International, por la Comisión sobre la utilización del espacio ultraterrestre con fines
pacíficos, por el Convenio sobre responsabilidad internacional por daños causados por objetos espaciales,
por el Convenio sobre Registro de objetos lanzados al espacio ultraterrestre, etcétera.
A modo de ejemplo, señalamos que en la Comisión sobre la Utilización del Espacio Ultraterrestre con fines
pacíficos se manifestó que ‘la expresión Objeto Espacial designará a las astronaves, los satélites, los
laboratorios orbitales, las cápsulas y cuales quiera otros artefactos que hayan de moverse en el espacio
ultraterrestre y se sostengan en él por medios distintos de la reacción del aire, así como los dispositivos de
envío de tales objetos y cualquier parte de los mismos’.
La denominación Vehículo Espacial fue utilizada por la National Aeronautic and Spacial Act de Estados
Unidos (1968) que expresa: ‘vehículos astronaúticos y espaciales significa máquinas de volar, misiles,
satélites y otros vehículos espaciales, tripulados o no, juntamente con el equipo conexo, artefactos,
componentes y partes. Esta denominación también la encontramos en uso por Resoluciones de las Naciones
Unidas (resol. 1963 y 2130), en la Sub-Comisión de Asuntos Jurídicos de las Naciones Unidas, en la
Convención de Eldo (Londres 1962), etcétera.
La denominación Artefacto Espacial la encontramos utilizada en el proyecto Belga para el Convenio sobre
Responsabilidad Internacional que definía al ‘artefacto espacial’ como ‘todo artefacto destinado a moverse
en el espacio y sostenerse en él por medios distintos de la reacción del aire, así como el material utilizado
para el lanzamiento y la propulsión del aparato’.
Ferrer opina que es más lógico hablar de ‘nave o vehículo espacial’ que de ‘objeto espacial’ y explica su
pensamiento expresando: ‘el término vehículo es más apropiado que objeto, porque objeto son todas aquellas
cosas susceptibles de ser percibidas por los sentidos. Así, un meteorito, el polvo cósmico, y en general, todo
aquello que se desplaza por el espacio superior y no ha sido construido inteligentemente, sería un objeto
espacial y, evidentemente, no es un vehículo cósmico o nave espacial’.
El autor citado, considera que deben excluirse del concepto de vehículo espacial ‘aquellos objetos que son
parte integrante de los mismos’, tal el caso de los cohetes o de las etapas del cohete que se van
desprendiendo a medida que consumen su carga útil. También considera que se deben excluir aquellos
objetos que -si bien reúnen características similares al vehículo espacial- no están destinados a una
navegación espacial, es decir, en el espacio superior (conf. Ferrer, Derecho Espacial, págs. 261 y 262).
Clasificación de los Vehículos Espaciales
- Por su carácter: a) Públicas, b) Privadas.
- Por su destino: a) Comerciales, b) No comerciales.
- Por la presencia humana: a) Tripuladas, b) No tripuladas.
- Por su recorrido: a) Orbitales, b) Transespaciales.
a) Orbitales: vehículos espaciales destinados a recorrer un camino alrededor de la Tierra o de otro cuerpo
celeste (ej.: satélites).
Pueden ser:
-de órbita fija: satélites artificiales que a una altura elegida comienzan a girar alrededor de la Tierra,
siguiendo un recorrido denominado órbita satelital (ej.: satélites de comunicación, que se ubican en un punto
determinado y giran a la misma velocidad de la Tierra a 35.000 km de altura).
-de órbita variable: vehículo espacial que varía o puede variar su órbita, sea porque así está previsto, o por un
hecho de la naturaleza o de un tercero.
b) Transespaciales: aquellos que están destinados a la navegación a través del espacio superior; por ejemplo,
de nuestro planeta a un cuerpo celeste, o de un cuerpo celeste a otro.
El Transbordador Espacial (Space Shuttle en inglés) es un avión espacial reutilizable capaz de poner
hombres y satélites en órbita, y resultado de suma importancia en la exploración espacial de la era moderna.
Desde que esta aeronave inauguró sus viajes al espacio se ha visto enmarcada en muchos planos, desde
considerarla el aparato más complejo construido por el hombre hasta ser un inseguro medio de transporte que
es demasiado riesgoso para realizar a la perfección su tarea. Así, éxitos y decepciones han rodeado a la
historia del Transbordador, que entre sus misiones más importantes está elhaber puesto en órbita el
Telescopio Espacial Hubble, la sonda espacial Galileo y proveer de abastecimiento a la Estación Espacial
Internacional (EEI). A continuación se expone lo principal acerca de este vehículo espacial que ha marcado
todo un hito en la Humanidad.
La misión de poner en órbita un Transbordador no es tarea fácil. Este vehículo de 3 billones de dólares, mide
37,2 mts de largo y puede soportar una carga máxima de 29,5 toneladas basado en un sistema de cohetes
propulsores y tanque principal de combustible (Oxígeno líquido e Hidrógeno líquido). Su lanzamiento es una
operación complicada, pero luego de 8,5 minutos de haber despegado, esta nave logra escapar de la gravedad
terrestre y situarse en órbita sobre nuestro planeta.
Lanzamiento del Transbordador.
El despegue de un Transbordador debe ser el momento de mayor riesgo en el vuelo espacial, aquellos 8,5
minutos que tarda en ponerse en órbita. Al faltar 30 segundos para el despegue, se encienden los
computadores y motores, comenzando a apreciarse una nube de humo en torno al aparato. Dos minutos
después del lanzamiento se encienden los motores principales, los cohetes propulsores se liberan y comienza
un ascenso más suave. El rápido ascenso hace que en cosa de segundos, el Transbordador pase de 1.000,
3.000 y finalmente a 38.400 km/h, para escapar de la gravedad terrestre.
TELESCOPIOS
Se denomina telescopio al instrumento óptico que permite ver objetos lejanos con mucho más detalle que a
simple vista al captar radiación electromagnética, tal como la luz. Es una herramienta fundamental
en astronomía, y cada desarrollo o perfeccionamiento de este instrumento ha permitido avances en nuestra
comprensión del Universo.
Gracias al telescopio, desde que Galileo Galilei en 1610 lo usó para mirar la Luna, el planeta Júpiter y las
estrellas, el ser humano pudo, por fin, empezar a conocer la verdadera naturaleza de los cuerpos celestes que
nos rodean y nuestra ubicación en el universo.
Historia
Generalmente, se atribuye su invención a Hans Lippershey, un fabricante de lentes alemán, pero recientes
investigaciones del informático Nick Pelling divulgadas en la revista británica History Today, atribuyen la
autoría a un gerundense llamado Juan Roget en 1590, cuyo invento habría sido copiado (según esta
investigación) por Zacharias Janssen, quien el día 17 de octubre (dos semanas después de que lo patentara
Lippershey) intentó patentarlo. Poco antes, el día 14, Jacob Metius también había intentado patentarlo.
Fueron estos hechos los que despertaron las suspicacias de Nick Pelling quien, basándose en las pesquisas
de José María Simón de Guilleuma (1886-1965), sugiere que el legítimo inventor fue Juan Roget. En varios
países se ha difundido la idea errónea de que el inventor fue el holandés Christian Huygens, quien nació
mucho tiempo después.
Galileo Galilei, al recibir noticias de este invento, decidió diseñar y construir
uno. En 1609 mostró el primer telescopio astronómico registrado. Gracias a él,
hizo grandes descubrimientos en astronomía, entre los que destaca la
observación, el 7 de enero de 1610, de cuatro de las lunas de Júpiter girando en
torno a ese planeta.
Conocido hasta entonces como la lente espía, el nombre telescopio fue
propuesto por el matemático griego Giovanni Demisiani el 14 de abril de 1611, durante una cena en Roma en
honor de Galileo, una reunión en la que los asistentes pudieron observar las lunas de Júpiter por medio del
aparato que el célebre astrónomo había traído consigo.
Existen varios tipos de telescopio: refractores, que utilizan lentes; reflectores, que tienen un espejo cóncavo
en lugar de la lente del objetivo, y catadióptricos, que poseen un espejo cóncavo y una lente correctora que
sostiene además un espejo secundario. El telescopio reflector fue inventado por Isaac Newton en 1688 y
constituyó un importante avance sobre los telescopios de su época al corregir fácilmente la aberración
cromática característica de los telescopios refractores.
Características
El parámetro más importante de un telescopio es el diámetro de su
lente objetivo. Un telescopio de aficionado generalmente tiene entre
76 y 150 mm de diámetro y permite observar algunos detalles
planetarios y muchísimos objetos del cielo profundo (cúmulos,
nebulosas y algunas galaxias). Los telescopios que superan los 200
mm de diámetro permiten ver detalles lunares finos, detalles
planetarios importantes y una gran cantidad
de cúmulos, nebulosas y galaxias brillantes.
Para caracterizar un telescopio y utilizarlo se emplean una serie de
parámetros y accesorios:
Distancia focal: es la longitud focal del telescopio, que se define
como la distancia desde el espejo o la lente principal hasta el foco
o punto donde se sitúa el ocular.
Diámetro del objetivo: diámetro del espejo o lente primaria del telescopio.
Ocular: accesorio pequeño que colocado en el foco del telescopio permite magnificar la imagen de los
objetos.
Lente de Barlow: lente que generalmente duplica o triplica los aumentos del ocular cuando se observan
los astros.
Filtro: pequeño accesorio que generalmente opaca la imagen del astro pero que dependiendo de su color y
material permite mejorar la observación. Se ubica delante del ocular, y los más usados son el lunar
(verde-azulado, mejora el contraste en la observación de nuestro satélite), y el solar, con gran poder de
absorción de la luz del Sol para no lesionar la retina del ojo.
Razón Focal: es el cociente entre la distancia focal (mm) y el diámetro (mm). (f/ratio)
Magnitud límite: es la magnitud máxima que teóricamente puede observarse con un telescopio dado, en
condiciones de observación ideales. La fórmula para su cálculo es: m(límite) = 6,8 + 5log(D) (siendo D
el diámetro en centímetros de la lente o el espejo del telescopio).
Aumentos: Es la cantidad de veces que un instrumento multiplica el tamaño aparente de los objetos
observados. Equivale a la relación entre la longitud focal del telescopio y la longitud focal del ocular
(DF/df). Por ejemplo, un telescopio de 1000 mm de distancia focal, con un ocular de 10mm de df.
proporcionará un aumento de 100 (se expresa también como 100X).
Trípode: conjunto de tres patas generalmente metálicas que le dan soporte y estabilidad al telescopio.
Portaocular: orificio donde se colocan el ocular, reductores o multiplicadores de focal (p.ej lentes de
Barlow) o fotográficas.
Telescopios Famosos
El Telescopio Espacial Hubble se encuentra en órbita fuera de la atmósfera terrestre, para evitar que las
imágenes sean distorsionadas por la refracción. De este modo el telescopio trabaja siempre al límite de
difracción y puede ser usado para observaciones en el infrarrojo y en el ultravioleta.
El Very Large Telescope (VLT) es en la actualidad (2004) los más grandes en existencia, compuestos
por cuatro telescopios cada uno de 8 m de diámetro. Pertenece al Observatorio Europeo del Sur y fue
construido en el Desierto de Atacama, al norte de Chile. Puede funcionar como cuatro telescopios
separados o como uno solo, combinando la luz proveniente de los cuatro espejos.
El espejo individual más grande es el del Gran Telescopio Canarias, con un diámetro de 10,4 metros. Se
compone, a su vez, de 36 segmentos más pequeños.
Existen muchos proyectos para fabricar telescopios aún más grandes, por ejemplo el Overwhelmingly
Large Telescope (telescopio abrumadoramente grande), comúnmente llamado OWL, con un espejo de
100 metros de diámetro, sustituido finalmente por el E-ELT Telescopio Europeo Extremadamente
Grande, de 39,6 metros.
El telescopio Hale construido sobre el Monte Palomar, con un diámetro de 5 metros, fue el más grande
por mucho tiempo. Tiene un único espejo desilicato de boro (Pyrex (tm)), que fue notoriamente difícil
de construir.
El telescopio del Monte Wilson, con 2,5 metros, fue usado por Edwin Hubble para probar la existencia
de las galaxias y para analizar el desplazamiento al rojo que experimentan.
El refractor de 102 cm ( 1 m ) del Observatorio Yerkes en el estado de Wisconsin, Estados Unidos, es el
refractor orientable más grande del mundo.
El telescopio espacial SOHO es un coronógrafo situado en una órbita entre la Tierra y el Sol observando
ininterrumpidamente al Sol.
Radio Telescopios
El radiotelescopio es un
dispositivo utilizado para captar ondas de radio provenientes de cuerpos celestes. Muchos de estos cuerpos
(como púlsars y galaxias activas) emiten radiaciones de radiofrecuencia. Dichas radiaciones son más
detectables en la región de radio del espectro electromagnético que en la región de la luz visible (captada por
los telescopios ópticos convencionales).
El estudio de todas estas radiaciones se denomina radioastronomía. Gracias a esta rama de la astronomía, es
posible ver cuerpos y situaciones que no son posibles de detectar con la astronomía óptica.
En radioastronomía, para captar buenas señales, se deben utilizar grandes antenas o grupos de antenas
trabajando en paralelo (array). La mayoría de radiotelescopios utilizan una antena parabólica para amplificar
las ondas. Esto permite a los astrónomos observar el espectro de radio de una región del cielo.
Se pueden usar dos o más radiotelescopios en conjunto y combinar las señales que reciben de la misma
fuente. Esto permite a los astrónomos discernir con mejor detalle y precisión la fuente de la radiación.
Cuando dos o más radiotelescopios son combinados apropiadamente, pueden formar un gran radiotelescopio
(large array). La técnica de combinarlos y analizar el conjunto de las señales de radio se
denomina radiointerferometría.
A finales del siglo XIX se intentaba detectar la radioemisión celeste sin resultados positivos.
En el año 1931, mientras el ingeniero Karl Guthe Janksy trabajaba para Bell Telephone Laboratories en la
identificación de ruido estático que podía interferir con la señal de radio teléfono, descubrió una señal que
aumentaba un rato cada día. Tras analizarla, concluyó que dicha señal tenía un periodo de 23 h y 56 minutos
(el periodo de rotación de la Tierra). Esto indicaba que la fuente de la señal se situaba en un punto de la
esfera celeste fijo respecto de las estrellas. Tras analizar los mapas estelares concluyó que la señal procedía
de la Vía Láctea. De esa manera, la antena de 20 MHz que había construido se convertía en el
primer radiotelescopio.
Sin embargo, el primer radiotelescopio como tal fue la antena construida por Grote Reber en 1937,
continuando así con el ignorado trabajo de Jansky.
Este dispositivo consistía en un metal parabólico de 9 metros de diámetro enfocado en un radiorreceptor a 8
metros sobre el espejo. Completado en 1937, estaba montado sobre un soporte inclinable, pero no girable,
que le permitía barrer una zona del cielo.
Su tercer intento (a 160 MHz) fue exitoso (1938), confirmando el hallazgo de Jansky y comenzando con el
mapa de radiofrecuencia de la Vía Láctea (publicado en 1944), lo que dió lugar al nacimiento de
la radioastronomía.
Básicamente un radiotelescopio consta de una antena parabólica o no (dependiendo de las frecuencias a
captar y la tecnología empleada), un receptor de radio, un amplificador y un sistema de análisis, display y/o
grabación de las señales.
En la actualidad se pueden encontrar operativos cientos de radiotelescopios, observando, analizando y
mapeando el espacio (y superficie de planetas y asteroides como nuestra Luna) con objeto de ampliar nuestra
información del universo.
III Parte
Estrellas Binarias o Doble
Una estrella binaria es un sistema estelar compuesto de dos estrellas que orbitan mutuamente alrededor de un
centro de masascomún. Estudios recientes sugieren que un elevado porcentaje de las estrellas son parte de
sistemas de al menos dos astros. Los sistemas múltiples, que pueden ser ternarios, cuaternarios, o inclusive
de cinco o más estrellas interactuando entre sí, suelen recibir también el nombre de estrellas binarias, como
es el caso de Alfa Centauri A y B y Próxima Centauri.
Gracias a la gran cantidad de estrellas binarias existentes en el Universo, los astrónomos han podido
desarrollar formas para distinguirlas de los sistemas ópticos que parecen vincular erróneamente dos o más
estrellas. Esta confusión surge cuando dos astros separados por grandes distancias y sin relación gravitatoria
mutua, se ven muy cercanos desde nuestra perspectiva. También han existido ocasiones en las que estrellas
de luminosidad cambiante parecieron ser binarias eclipsantes cuando en realidad no lo eran.
Si bien existen pares de estrellas orbitando tan alejadamente una de otra como para evolucionar de forma
independiente, en muchas ocasiones las binarias se encuentran a distancias tan cortas que su progreso
individual se ve alterado por los cambios que sufre su compañera. Esos sistemas evolucionan entonces como
un todo, creando objetos que de otra forma serían imposibles.
Clasificación de las estrellas binarias
Según su modo de detección
Albireo, considerada inicialmente como una binaria óptica (aparente) se ha demostrado finalmente que sí son
una binaria verdadera a pesar de la gran distancia que hay entre ellas.
Las binarias pueden estar muy separadas entre sí o muy cerca. A veces tanto, que llegan a intercambiar
material. Por otra parte, su posición con respecto a nosotros, distancia y orientación relativa de sus órbitas
con la nuestra producen un amplio abanico de tipos de binarias, algunas de las cuales pueden pertenecer a
dos o más de esas clases. Las binarias, además, son una estupenda oportunidad para obtener mediciones
directas de masas y radios estelares. Ello las convierte en excelentes patrones de calibración para los modelos
de clasificación estelar que se sirven de las luminosidades aparentes y espectros de emisión para deducir
masas, radios y temperaturas.
Binarias visuales
Aquellas que se pueden encontrar con los telescopios
ordinarios. En este tipo de binarias ambos componentes son
visibles en la imagen. Este tipo de binarias suelen estar no muy lejos de nosotros y bastante alejadas entre sí.
Estas binarias, a pesar de su fácil observación, no suelen ser tan fáciles de detectar ya que sus períodos
orbitales suelen ser del orden de cientos de años. Ni siquiera dos estrellas cercanas tendrían por qué ser
binarias. Podrían ser dos estrellas que cruzaran sus trayectorias para no volverse a encontrar jamás. La
prueba clave la dan siempre sus trayectorias respectivas. Para poder apreciar el movimiento mutuo de las
binarias visuales hay que comparar las imágenes del cielo en años distintos. A veces su movimiento es tan
imperceptible que se requieren placas fotográficas de décadas de diferencia. Este elevado tiempo de análisis
hace, aun hoy, que este tipo de binarias sea el más complicado de detectar.
Binarias eclipsantes
Sólo se observan cuando sus órbitas están alineadas con la
nuestra de tal manera que, periódicamente, una estrella pasa
por delante de la otra. Ello hace que se observen
disminuciones regulares en la luminosidad, la llamada por
los astrónomos curva de luz. Dado que su luminosidad va
cambiando en el tiempo a veces pasan desapercibidas como
estrellas variables. Usualmente estas estrellas tienen un
período corto ya que la única manera de detectarlas es observar la regularidad en sus variaciones de
luminosidad.
La órbita de la estrella binaria eclipsante puede ser determinada gracias al estudio de la curva de luz. A su
vez, el tamaño relativo de las estrellas individuales puede ser determinado en términos del radio de la órbita
al observar qué tan rápido varía el brillo de las estrellas en el tiempo.
En las últimas décadas se ha logrado la recolección de varios cálculos acerca de estas estrellas gracias a los
avances en los telescopios.
Binarias astrométricas
En este tipo de sistemas dobles sólo es visible un componente de la
estrella. Se detectan que son binarias gracias al "tirón" gravitatorio
ejercido por su compañera invisible. Esto produce un movimiento
oscilatorio respecto al fondo de estrellas fijas que puede ser medido
por técnicas de paralaje si está lo suficientemente cerca, ya que este
tipo de cálculos se realiza en estrellas aproximadamente entre los 10
pársecs, a distancias mayores el ángulo de paralaje no existe o es tan pequeño, que los calculos no se pueden
realizar. Como las binarias visuales, las astrométricas requieren prolongados períodos de observación. El
objeto invisible suele ser un cuerpo de muy baja o nula luminosidad como un remanente estelar, una enana
roja o una enana marrón.
Si la compañera es lo suficientemente masiva como para causar un cambio de la posición de la estrella,
entonces su presencia se puede deducir. Aunque el compañero no es visible se pueden determinar las
características del sistema usando las leyes de Kepler
El método para detectar estrellas binarias de este tipo, es también usado para localizar planetas extrasolares
que orbitan una estrella. Aunque para que los cálculos den un resultado confiable es necesario que las
medidas tomadas sean muy exactas gracias a la gran diferencia entre las masas y la gran diferencia entre las
órbitas de los planetas.
Binarias espectroscópicas
Al igual que las astrométricas, las espectroscópicas también poseen una estrella invisible. La diferencia
radica en el modo en que este tipo se logra detectar mediante el desplazamiento Doppler en el espectro del
astro visible. Después de observar la estrella durante el tiempo se nota un cambio periódico en las longitudes
de ondas. La explicación de este cambio de frecuencia es resultado de la órbita, las estrellas algunas veces se
mueven hacia la Tierra y luego se alejan de ella. Cuando la estrella se mueve hacia la Tierra se genera un
movimiento azul en el espectro. Y cuando se aleja de nosotros el espectro cambia hacia el rojo. Esta técnica
de mayor precisión que la del paralaje permite la detección de las estrellas binarias de forma más rápida. A
pesar de todo algunas binarias no presentan casi ningún desplazamiento radial debido a la orientación de su
órbita por lo que este método resulta inútil para éstas.
La órbita de la binaria espectroscópica se determina haciendo una larga serie de observaciones, de la
velocidad radial de uno o los dos componentes del sistema. Las observaciones se grafican en relación con el
tiempo y de la curva resultante se determina el periodo del sistema. Si la órbita es circular entonces el
resultado será una curva de seno. Si la órbita es elíptica, la forma de la curva dependerá de la excentricidad
del elipse y de la orientación de los ejes con referencia a la línea visual.
Binarias ópticas (falsas binarias)
Gracias a que las dos estrellas aparecen en el cielo muy cerca una de otra porque se encuentran en la misma
visual. Sucede que en realidad están a distancias muy diferentes de nosotros.
Se puede distinguir una binaria óptica de una verdadera luego de observarlas por largos períodos, usualmente
años. Si el movimiento de la estrella es lineal se puede asumir que las estrellas no son binarias, sino falsas
binarias.
Aunque parezca mentira, ha habido errores astronómicos bastante graves por esta simple confusión .
SUPERNOVA
Las supernovas son vastas explosiones en las que estalla una estrella completa. Se ven más comúnmente en
galaxias distantes, como 'nuevas' estrellas que aparecen cerca de la galaxia de la que son miembros. Son
extremadamente brillantes, rivalizando, por unos pocos días, con la emisión de luz combinada de todo el
resto de las estrellas en la galaxia.
Dado que la mayoría de las supernovas ocurren en muy distantes galaxias, son demasiado tenues, incluso
para los grandes telescopios, como para poder estudiarlas en gran detalle. Ocasionalmente ocurren en
galaxias cercanas, y entonces es posible un estudio detallado en muchas diferentes bandas de ondas.
La última supernova vista en nuestra galaxia, el sistema de la Vía Láctea, fue vista en 1604 por Kepler, el
famoso astrónomo. La más brillante desde entonces fue la supernova 1987A, en la Gran Nube Magallánica,
una pequeña galaxia satélite de la Vía Láctea. La más brillante supernova en el cielo norteño en 20 años fue
la supernova 1993J, en la galaxia M81, que fue vista por primera vez el 26 de Marzo de 1993.
Las supernovas se clasifican en dos tipos diferentes por sus distintas historias evolutivas. Las supernovas de
Tipo I resultan de la transferencia de masa dentro de un sistema binario que consiste de una estrella enana
blanca y una estrella gigante en evolución. Las supernovas de Tipo II son, en general, masivas estrellas
individuales que llegan al fin de sus vidas en una forma muy espectacular.
Por qué Ocurren las Supernovas de Tipo II?
La estructura de todas las estrellas está determinada por la batalla entre la gravedad y la presión de radiación
resultante de la generación interna de energía. En las etapas primitivas de la evolución de una estrella, la
generación de energía en su centro proviene de la conversión de hidrógeno en helio. Para estrellas con masas
de cerca de 10 veces la del Sol, esto continúa durante cerca de diez millones de años.
Luego de este tiempo, todo el hidrógeno en el centro de tal estrella se agota, y el 'quemado' de hidrógeno sólo
puede continuar en una capa alrededor del núcleo de helio. El núcleo se contrae bajo la gravedad, hasta que
su temperatura es lo suficientemente alta como para que pueda ocurrir el 'quemado' del helio en carbono y
oxígeno. La fase de 'quemado' del helio dura cerca de un millón de años, pero eventualmente el helio en el
centro de la estrella se agota, y continúa, como el hidrógeno, 'quemándose' en una capa. El núcleo de nuevo
se contrae, hasta que está suficientemente caliente como para la conversión de carbono en neón, sodio y
magnesio. Esto dura por cerca de unos 10 mil años.
Este patrón de agotamiento del núcleo, contracción, y 'quemado' de capas, se repite mientras el neón es
convertido en oxígeno y magnesio (durante unos 12 años), el oxígeno se convierte en silicio y azufre (cerca
de 4 años), y finalmente el silicio se convierte en hierro, en cerca de una semana.
No puede obtenerse más energía por fusión una vez que el núcleo ha llegado al hierro, así que no hay presión
de radiación para balancear la fuerza de la gravedad. El colapso ocurre cuando la masa de hierro alcanza 1,4
masas Solares. La compresión gravitacional calienta el núcleo hasta un punto en el que decae
endotérmicamente en neutrones. El núcleo colapsa desde la mitad del diámetro de la Tierra hasta cerca de
100 Km en unas pocas décimas de segundo, y en cerca de un segundo se convierte en una estrella de
neutrones de 10 Km de diámetro. Esto libera una enorme cantidad de energía potencial, principalmente en
forma de neutrinos, que transportan cerca del 99% de la energía.
Se produce una onda de choque que pasa, en dos horas, a través de las capas externas de la estrella, causando
que ocurran reacciones de fusión. Estas forman los elementos pesados. En particular el silicio y el azufre,
formados poco antes del colapso, se combinan para producir níquel y cobalto radioactivos, que son
responsables por la forma de la curva de la luz luego de las primeras dos semanas.
Cuando la onda de choque llega a la superficie de la estrella, la temperatura alcanza los 200.000 grados, y la
estrella explota a cerca de 15.000 Km/seg. Esta envoltura en rápida expansión se ve como la veloz elevación
inicial del brillo. Es más bien como una enorme bola de fuego que se expande rápidamente y se adelgaza,
permitiendo ver la radiación de más adentro, cerca del centro de la estrella original. Subsecuentemente, la
mayor parte de la luz proviene de la energía liberada por la descomposición radioactiva del cobalto y el
níquel producidos durante la explosión.
Supernovas de Tipo I:
Las supernovas del Tipo I son objetos aún
más brillantes que aquellos del Tipo II.
Aún cuando el mecanismo de la explosión
es algo similar, la causa es muy diferente.
El origen de una supernova del Tipo I es un
antiguo, evolucionado sistema binario, en
el que al menos un componente es una
estrella enana blanca.
Las enanas blancas son muy pequeñas y
compactas estrellas que han colapsado
hasta un tamaño cercano a un décimo del tamaño del Sol. Ellas representan la etapa evolutiva final de todas
las estrellas de poca masa. Los electrones en una enana blanca están sujetos a restricciones de la mecánica
cuántica (la materia se llama degenerada), y este estado sólo puede ser mantenido para masas estelares
menores que cerca de 1,4 veces la del Sol.
El par de estrellas pierde momento angular, hasta que están tan cercanas que la materia de la estrella
compañera es transferida a un grueso disco alrededor de la enana blanca, y es gradualmente incorporada por
la enana blanca.
La masa transferida desde la estrella gigante, aumenta la masa de la enana blanca hasta un valor
significativamente mayor que el valor crítico, y como consecuencia de ello, toda la estrella colapsa, y la
'combustión' nuclear del carbón y el oxígeno en níquel, produce suficiente energía como para volar la estrella
en pedazos. La energía liberada subsecuentemente es, como en el caso del Tipo II, proveniente de la
descomposición radioactiva del níquel, a través del cobalto, en hierro.
Después de la Explosión:
La evolución de la supernova después de la explosión, es una en la cual el material eyectado continúa
expandiéndose en una capa alrededor del sitio progenitor, mientras que, en las supernovas del Tipo II, la
estrella de neutrones central permanece. El material eyectado continúa expandiéndose durante miles de años,
hasta que choca con gases y nubes de polvo en el espacio interestelar circundante. Allí el gas eyectado se
mezclará con el material interestelar, y eventualmente podrá ser incorporado a una nueva generación de
estrellas.
VÍA LACTEA
La Vía Láctea, también llamada la Galaxia, es un agrupamiento de estrellas con forma de disco, que
incluye al Sol y a su sistema solar. Para un observador terrestre, el disco de la Galaxia aparece como una
banda débilmente luminosa que se puede observar de noche extendiéndose a través del cielo, sobre todo en
las noches de verano claras y sin luna. Antiguamente a esta banda se la llamó Vía Láctea (también Camino
de Santiago), nombre que en la actualidad hace referencia a toda la galaxia. La apariencia difusa de esta
banda es el resultado de la luz combinada de estrellas demasiado lejanas para poder distinguirlas por
separado a simple vista. Las estrellas individuales que vemos en el cielo son aquellas de la Galaxia que están
lo suficientemente cerca del sistema solar para distinguirlas por separado.
La Vía Láctea se extiende a través de las constelaciones Perseo, Casiopea y Cefeo. En la región de la Cruz
del Norte, que forma parte de Cisne, se divide en dos corrientes: la corriente occidental que brilla cuando
atraviesa la Cruz del Norte, palidece cerca de Ofiuco, a causa de las nubes de polvo, y aparece de nuevo en
Escorpio; y la corriente oriental, que es más brillante cuando pasa por el sur a través del Escudo y Sagitario.
La parte más brillante de la Vía Láctea se extiende desde la constelación del Escudo a Escorpio, a través de
Sagitario.
ESTRUCTURA
Se ha descubierto que la Vía Láctea es una gran galaxia espiral, con varios brazos espirales que se enroscan
alrededor de un núcleo central de un grosor de unos 10.000 años luz. Las estrellas del núcleo central están
más agrupadas que las de los brazos, donde se han encontrado más nubes interestelares de polvo y gas. El
diámetro del disco es de unos 100.000 años luz. Está rodeado por una nube de hidrógeno, deformada y
festoneada en sus extremos, rodeada a su vez por un halo esférico y ligeramente aplastado que contiene
muchos cúmulos globulares de estrellas, que se encuentran principalmente encima o debajo del disco. Este
halo puede llegar a ser dos veces más ancho que el disco en sí. Además, estudios realizados sobre los
movimientos galácticos sugieren que el sistema de la Vía Láctea contiene más de 2 billones de veces la masa
que contiene el Sol, mucha más materia de la que se considera que tiene el disco conocido y los cúmulos
concomitantes. Sin embargo, los astrónomos han especulado con la idea de que el sistema conocido de la Vía
Láctea esté rodeado por una corona mucho mayor de materia no detectada. Otra especulación reciente
supone que la Vía Láctea es una galaxia espiral barrada.
Rotación
La Vía Láctea gira alrededor de un eje que une los polos galácticos. Contemplada desde el polo norte
galáctico, la rotación de la Vía Láctea se produce en el sentido de las agujas del reloj, arrastrando los brazos
espirales. El periodo de rotación aumenta cuando disminuye la distancia desde el centro del sistema
galáctico. En las proximidades del sistema solar, el periodo de rotación es de algo más de 200 millones de
años luz. La velocidad del sistema solar debido a la rotación galáctica es de unos 270 kilómetros por
segundo.
LA GALAXIA DE ANDRÓMEDA
La Galaxia de Andrómeda, también conocida como Galaxia Espiral M31, Messier 31 o NGC 224, es una galaxia espiral gigante. Es el objeto visible a simple vista más alejado de la Tierra (aunque algunos afirman poder ver a simple vista la Galaxia del Triángulo, que está un poco más lejos). Está a 2,5 millones de años luz (775 kpc) en dirección a la constelación de Andrómeda. Es la más grande y brillante de las galaxias del Grupo Local, que consiste en aproximadamente 30 pequeñas galaxias más tres grandes galaxias espirales: Andrómeda, la Vía Láctea y la Galaxia del Triángulo.
La galaxia se está acercando a nosotros a unos 300 kilómetros por segundo, y se cree que de aquí a aproximadamente 3.000 a 5.000 millones de años podría colisionar con la nuestra y fusionarse ambas formando una galaxia elíptica gigante.
Estimación de su masa y luninosidad
La masa total de la Galaxia de Andrómeda es difícil de calcular, encontrándose en la literatura valores que van desde alrededor de 4×1011 masas solares hasta 1,37×1012 masas solares; en un estudio reciente se ha calculado una masa total para esta galaxia de aproximadamente 1,3×1012masas solares, distribuida como sigue: 1,2×1012 masas solares de materia oscura y 1,4×1011 masas solares en forma de materia bariónica, a su vez distribuidas en 1,3×1011 masas solares en forma de estrellas y 7,7×109 masas solares en forma de gas (hidrógeno y helio).
Con las mejoras en las mediciones y los datos obtenidos, algunos científicos creen que la Vía Láctea contiene mucha más materia oscura y podría ser más masiva que M31.Sin embargo, observaciones recientes del Telescopio espacial Spitzer revelaron que la M31 contiene un billón de estrellas (1012), excediendo por mucho el número de estrellas en nuestra galaxia.
Además de esto, algunos autores postulan que es la segunda galaxia intrínsecamente más brillante en un radio de 10 megaparsecs alrededor de nuestra galaxia, sólo superada por la galaxia del Sombrero (aunque quizás NGC 253 también la supere en brillo);sin embargo, al verse casi de canto, es difícil calcular su luminosidad total sin la extinción de su brillo causada por el polvo
interestelar al verse así, de modo que se obtienen luminosidades distintas según el modelo empleado (por ejemplo, un estudio muy reciente sugiere una magnitud absoluta en el azul de -20,89, que con el índice de color corregido dado en él (0,6) da una magnitud absoluta de aproximadamente -21,5 ), aunque en general se está de acuerdo en que Andrómeda es más luminosa que la Vía Láctea
MINISTERIO DE EDUCACIÓN
CENTRO BÁSICO GENERAL SANTIAGO DE LA GUARDIA
TEMA:
LA ERA ESPACIAL
PRESENTADO POR:
LINETH VEGA
PREPARADO POR:
ASHLEY J. SÁNCHEZ
GRADO:
8° D
FECHA:
18 DE NOVIEMBRE DE 2013
BIBLIOGRAFÍA
www.wukipedia.com
http://www.todoiure.com.ar/monografias/mono/aeronautico/los%20vehiculos%20espaciales.htm
http://www.iac.es/gabinete/iacnoticias/2-99/eadn.htm
http://www.ecured.cu/index.php/Galaxia_de_Andr%C3%B3meda
INTRODUCCIÓN
La era espacial comenzó hace 55 años con el lanzamiento del Sputnik.
El Sputnik 1, lanzado el 4 de octubre de 1957 por la Unión Soviética, fue el primer satélite
artificial de la historia. Se trataba de una esfera de aluminio de 58 centímetros de diámetro que tenía
de instrumentos para la medición temperatura y densidad. A lo largo de su órbita recogió datos
acerca de la concentración de electrones en la ionosfera. Estaba equipado con dos transmisores de
radio que permitió que su señal fuera la primera captada en nuestro planeta de un objeto del espacio
exterior. Siguiendo una órbita elíptica, el satélite tardaba 96,2 minutos en dar la vuelta a la Tierra.
Este fue el primero de varios satélites lanzados por la Unión Soviética durante su programa Sputnik,
la mayoría de ellos con éxito. Le siguió el Sputnik 2, como el segundo satélite en órbita y también el
primero en llevar a un animal a bordo, una perra llamada Laika. El primer fracaso lo sufrió
el Sputnik 3.
CONCLUSIÓN
4 de octubre de 1957. El Sputnik I, el primer satélite artificial del mundo, es puesto en
órbita por la Unión Soviética.
12 de abril de 1961. Yuri Gagarin pasa a ser el primer hombre en llegar al espacio.
21 de julio de 1969. Neil Armstrong pasa a ser la primera persona en caminar por la
luna.
12 de abril de 1981. El Transbordador espacial estadounidense, el primer vehículo
espacial reutilizable, es lanzado por primera vez.
19 de febrero de 1986. Se lanza la estación espacial Mir, que permaneció en órbita
durante 15 años, siendo hasta el presente la de mayor duración y éxito.
22 de marzo de 1995. Por primera vez un ser humano (Valery Polyakov) permanece
en el espacio ininterrumpidamente durante 14 meses.
Diciembre de 2004. La Voyager 1 alcanza como primer objeto construido por
el hombre, la zona llamada frente de choque de terminación, viajando por la región
conocida como heliofunda, la última frontera del Sistema Solar.
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