..Somewhere I belong..


Conoce a la Estacion Espacial Internacional

La ISS por sus siglas en inglés (International Space Station), es un centro de investigación que se ha estado construyendo en la órbita terrestre. En el proyecto participan cinco agencias del espacio: la NASA (Estados Unidos), la Agencia Espacial Federal Rusa (Rusia), la Agencia Japonesa de Exploración Espacial (Japón), la Agencia Espacial Canadiense (Canadá) y la Agencia Espacial Europea (ESA).

La estación espacial esta situada en órbita alrededor de la Tierra, a una altitud de aproximadamente 360 kilómetros, un tipo de órbita terrestre baja. La altura real varía en un cierto plazo por varios kilómetros debido a la fricción atomosférica y a las repetidas propulsiones. Realiza una órbita alrededor de la Tierra en un período cerca de 92 minutos; antes de Junio de 2005 había terminado más de 37500 órbitas desde el lanzamiento del módulo Zarya el 20 de noviembre de 1998. (Seguir leyendo más)

La siguiente fotografía, impresionante fotografía, fué tomada por la tripulación del transbordador espacial Endeavour, que el pasado 7 de Febrero partió rumbo a la Estacion Espacial Internacional para instalar el módulo Tranquility y una cúpula de observación dotada de 6 ventanales en sus costados y otra en el centro que ofrece una vista de 360° del centro de investigación más caro y ambicioso que ha construido la humanidad. Al fondo, podemos observar la grandiosidad de la Tierra.

La grandiosa ISS

¿Quieres ir a conocerla? junta 25 millones... pero de dólares

A partir del 2008, 6 turistas han visitado la Estacion Espacial Internacional (ISS), el pago es efectuado por Estados Unidos con un costo aproximado de 25 millones de dolares.

Como dato curioso, la ISS, fue el lugar elegido para la primera boda espacial, en la que el cosmonauta ruso Yuri Malenchenko, de la Expedición 7, contrajo matrimonio con Ekaterina Dmitrieva, quien estaba en Texas en ese momento. El último vuelo de turismo espacial a la ISS se llevó a cabo en Abril del 2009. Después de eso, la estación será actualizada a una tripulación permanente  6 personas, lo que significa que no va a haber asientos disponibles en la Soyuz y como consecuencia, no habrá asientos para Space Adventures, la empresa que ejectua las visitas espaciales.

Fotografía en Alta resolución (4.288 x 2.929 píxeles)

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Tiempo, distancias y cosmología

La velocidad de la luz es 300,000 Km/s.
Ninguna información proveniente del cosmos puede viajar más rapido que esto, de modo que las “noticias” que llegan a los telescopios son realmente las “últimas noticias galácticas”.

Medición de la distancia de una galaxia. La teoría del Big Bang y de la expansión del Universo establecen que, desde sus origenes, el espacio se expande a velocidad constante. Esto implica que los objetos se alejan entre sí a una velocidad que es mayor en la medida en que están mas alejados. Cualquier punto puede considerarse el centro del Universo, pues desde ahí se ve cómo todos los demás objetos se alejan, mientras ese punto parece estar inmóvil. Evidentemente, esto es sólo una aproximación, pues este movimiento de expansión cosmológica se superpone a una multitud de otros movimientos más locales, que pueden invertir localmente el proceso de alejamiento.

Este alejamiento se refleja en el efecto Dopler-Fizeau, observable, ópticamente por un corrimiento de las líneas espectrales hacia las longitudes de onda superiores. También se refleja en una disminución en las frecuencias de vibración de los átomos: un objeto que se aleja parece vivir en un tiempo distinto al nuestro y sus ritmos internos parecen más lentos porque sus átomos parecen vibrar a menor velocidad. Esta disminución de frecuencia permite estimar el alejamiento de los átomos. La ley de Hubble establece que un objeto está más alejado en la medida en que es relevante la disminución de estas frecuencias. No obstante, las observaciones más recientes de supernovas muy lejanas parece cuestionar parcialmente este resultado, pues parecería que la velocidad de expansión del Universo no es una realidad constante, sino que va aumentando. Aun así, se puede estimar la longitud de la trayectoria recorrida por la luz entre una galaxia lejana y la Tierra, que no tiene nada que ver con la “distancia” a la cual se encuentra actualmente dicha galaxia, pues la relatividad no permite otorgar un sentido a esta distancia.

Esquema de la expansión del Universo

Esquema de la expansión del Universo

La paradoja de la distancia. Esta disminución de frecuencia permite plantear una paradoja. Si el Universo se está expandiendo desde el Big Bang, significa que “al principio”, cuando el Universo era muy pequeño, todos los objetos que lo formaban estaban muy cerca unos de otros. Por ejemplo, un quásar que ahora ubicamos a 12 mil millones de años luz estaba entonces (hace 12 mil millones de años) muy cerca de nuestra Galaxia (si es que ya existía en ese momento, pero esto no es relevante para la paradoja). Desde entonces, este quásar se alejaba de nuestra Galaxia a la misma velocidad que ahora y sus líneas estaban enrojecidas por la velocidad, pero emanaban de un objeto muy cercano en el espacio y el tiempo. La paradoja consiste en que ahora recibimos de este quásar casi la misma cantidad de luz que hace 12 mil millones de años. La respuesta es la disminución de frecuencia ya descrita. Desde hace 12 mil millones de años recibimos luz de este quásar, pero la luz proviene de un objeto que, debido a la disminución de frecuencia, ha envejecido muy poco: nos parece que este quásar vive 10 veces más lentamente que nosotros. Como no conocemos nada de él, salvo la luz que nos llega, podemos considerar que en este quásar el tiempo corre 10 veces más lentamente que en la Tierra. No tiene sentido preguntarnos qué ocurre ahora con ese objeto, porque la única información que tenemos sobre él proviene de su luz, que ya tiene 12 mil millones de años de edad.

No tiene caso entristecerse por esta situación, que nos impide saber qué ocurre en este momento en los confines del Universo, porque nos permite, a cambio, saber qué ocurrio ahí hace unos 12 mil millones de años.



Coordenadas celestes

La esfera celeste. Algunos de sus elementos (polos, ecuador) son independientes del lugar de observación (bóveda celeste vinculada con las estrellas) y otras (cenit, nadir, puntos cardinales, horizonte, meridianos) son específicas para el lugar (esfera celeste local).

Coordenadas horizontales. Son el acimut y la altura. El plano de referencia es el horizonte y el origen es la dirección sur. Estas coordenadas están relacionadas con el lugar de observación. La altura a veces se sustituye por su complemento algebraico, la distancia cenital.

Coordenadas ecuatoriales. Son la ascensión recta y la declinación. El plano de referencia es el ecuador celeste y el origen es el punto vernal. Debido a la precesión del eje polar, las coordenadas varían ligeramente con el tiempo.

Coordenadas eclípticas. Son la longitud y latitud eclípticas. El plano de referencia es la eclíptica (plano de la órbita terrestre), y el origen es el punto vernal (intersección de la eclíptica con el ecuador celeste).



La masa “oculta”

Existen distintos métodos para calcular la masa total de una galaxia o un cúmulo. Cada uno se basa en la observación del movimiento de las partes (las estrellas en el caso de los cúmulos), pues se supone que este movimiento está regido por las fuerzas gravitatorias de la masa total del objeto considerado. Sin embargo, en todos los casos se comprueba que la masa “observada” (la de las partes visibles) es muy insuficiente para explicar los movimientos medidos, sea la velocidad de rotación de los brazos de una galaxia espiral o la velocidad de desplazamiento de las galaxias en el interior de un cúmulo. Se produjo, por lo tanto, la hipótesis de que la masa real de las galaxias es alrededor de 10 veces superior a la que revela la observación directa, y que esta masa invisible está distribuida de manera homogénea por todo el halo de cada galaxia.

¿Dondé y qué es la masa que falta?

¿Dondé y qué es la masa que falta?

Naturaleza de la masa faltante. Se han planteado muchas hipótesis para explicar el origen de esta masa faltante, para explicar el origen de esta masa faltante, tema que constituye uno de los principales enigmas de la cosmología.

– Podría tratarse de estrellas frías (y por lo tanto invisibles), ya sea porque no tienen masa suficiente para encenderse (enanas marrones) o porque se extinguieron hace mucho tiempo (estrellas supergigantes convertidas en hoyos negros).

– Suponiendo que los neutrinos tienen masa, aunque sea muy débil, podría estar contribuyendo a la masa faltante, debido a su número extremadamente elevado.

– La física de partículas permite suponer la existencia de partículas masivas aún no detectadas porque interactúan de manera muy débil con la materia.

Cada una de estas hipótesis ha generado programas activos de investigación, aunque por el momento ninguno ha producido resultados definitivos. A su vez, existen muchas otras teorías relacionadas con este tema.



El problema de las distancias

Las distancias que nos separan de las partes del Sistema Solar y de las estrellas más cercanas se conocen desde el siglo XIX. En cambio, calcular las distancias de los objetos más lejanos representa serios problemas. El método utilizado es el de las referencias intermedias, para el cual dos métodos de medición son válidos simultáneamente. El método absoluto de los paralajes genera la distancia exacta de aproximadamente 20,000 estrellas. Entre éstas están las cefeidas, cuyo brillo varía periódicamente y para las cuales existe una relación conocida entre la magnitud absoluta, que se compara con la magnitud relativa para obtener la distancia.

Tan cercanas como extremadamente lejanas, son las distancias en el universo.

Tan cercanas como extremadamente lejanas, son las distancias en el universo.

El telescopio espacial Hubble ha permitido descubrir cefeidas en galaxias ubicadas hasta 50 millones de años luz. A partir de ahí, se estima que ciertos objetos celestes, como las novas o los cúmulos globulares, son suficientemente parecidos en todas las galaxias para poder servir de referencias intermedias. Por último, se utilizan como referencia las galaxias elípticas más brillantes de cada cúmulo. La medición precisa de las distancias es un elemento crucial en todo modelo cosmológico.



La distribución de las galaxias

Las galaxias rara vez aparecen aisladas y su distribución en el Universo no es uniforme. Muchas se asocian en pares, tríos, grupos de algunas decenas o cúmulos de hasta algunos miles. Estos grupos se mantienen unidos por la gravitación.

Los cúmulos. Ya se conocen varios miles de cúmulos galácticos. Se clasifican en dos categorías principales. Los cúmulos ricos o regulares tienen una concentración central y una simetría esférica, con un predominio de galaxias elípticas o lenticulares. Los cúmulos pobres o irregulares no tienen concentración central ni simetría esférica, y contienen galaxias de todo tipo en proporciones variables. A su vez, los cúmulos se suelen concentrar em supercúmulos de hasta 100 millones de años luz de extensión. Así, se observa en el Universo una estructura jerarqizada en sistemas cada vez más extensos y menos densos, como lo había previsto a principios del siglo XX el sueco C. V. L. Charlier (1862- 1934).

El grupo local. Nuestra galaxia pertenece a un cúmulo de unas 30 galaxias, llamado Grupo local. Tiene una extensión máxima de 7 millones de años luz y una masa total estimada en 650 mil millones de veces la del Sol. Otras galaxias del Grupo local son la galaxia enana de Sagitario, nuestra vecina más cercana, y Dwingeloo 1, casi completamente oculta por la Vía Láctea, ambas descubiertas en 1994, así como la M31 de Andrómeda, una galaxia grande análoga a la nuestra, ubicada a 2,200,000 años luz (es el objeto celeste más lejano perceptible a simple vista). También pertenecen al Grupo local dos pequeñas galaxias irregulares que son satélites de la nuestra: la Nube Mayor de Magallanes (a 170,000 años luz) y la Nube Menor de Magallanes (a 200,000 años luz), visible en el Hemisferio Sur. El Grupo local está formado sobre todo por galaxias enanas. Los dos polos en torno de los cuales se concentran las otras galaxias del cúmulo son, por un lado, M31 de Andrómeda y M33 del Triángulo, y por el otro, nuestra galaxia.

Nuestra verdadera, gran e imaginable casa

Nuestra verdadera, gran e imaginable casa

Supercúmulos y vacío. En 1953, el astrónomo franco-estadounidense G. de Vaucoulerus estableció que el Grupo local y el conjunto de cúmulos cercanos forman parte de un sistema aplanado más amplio, con un radio de aproximadamente 50 millones de años luz. se llama Supercúmulo local y su centro es el cúmulo Virgo. Las observaciones recientes han demostrado la existencia de otros supercúmulos, entre los cuales hay grandes vacíos. La “Gran Muralla”, descubierta en 1989, es una estructura cósmica gigantesca que mide 500 millones de años luz de largo, 200 millones de años luz de ancho y 15 millones de años luz de espesor. La distribución a gran escala de las galaxias parece indicar que se concentran a lo largo de grandes estructuras filamentarias.

Estructura del Universo. El Universo podría tener una estructura celular parecida a la de espuma de jabón, con las galaxias dispuestas sobre las paredes de “burbujas” gigantescas, cuyo interior estaría prácticamente desprovisto de materia visible. el origen de esta impresionante estructura se remontaría a los primeros instantes despúes del Big Bang.



El efecto Doppler- Fizeau

Cuando una fuente de radiación (luz visible, radioondas, etc.) se mueve con respecto a un observador, este percibe la radiación en una longitud de onda (o frecuencia, que es lo mismo) distinta de aquella que se emitió. Este fenómeno constituye el efecto Doppler- Fizeau. En astrofísica, la amplitud del corrimiento permite determinar la velocidad de acercamiento o alejamiento del astro observado (estrella, nebulosa, galaxia, etc.).

El efecto Doppler cambia segun el movimiento del astro observado.

El efecto Doppler cambia segun el movimiento del astro observado.

Los objetos estelares emiten luz en longitudes de onda determinadas por su composición. Si se alejan de la Tierra, la longitud de onda de la luz observada es superior a la de la luz emitida, y la luz visible se corre hacia el rojo. En cambio, si los astros se acercan, la longitud de onda observada es inferior a la emitida y la luz visible se corre hacia el azul. Debido a la expansión del Universo, todas las galaxias se alejan de la Tierra y la luz que nos llega de sus centros parece corrida hacia el rojo. No obstante, en los casos de las galaxias espirales, uno de sus brazos se aleja con menor velocidad que el centro y, por lo tanto, aparece menos corrido hacia el rojo, mientras que el otro brazo se aleja mas ràpido y presenta un espectro más enrojecido. Al comparar los corrimientos hacia el rojo se puede determinar la velocidad de rotación de cualquier parte de un brazo de una galaxia.




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