ESTACION ESPACIAL INTERNACIONAL

La Estación Espacial Internacional (en inglés International Space Station (ISS)), es un proyecto común de 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).[2]
La Agencia Espacial Brasileña (Brasil) participa a través de un contrato separado con la NASA. La Agencia Espacial Italiana tiene semejantemente contratos separados para las varias actividades no hechas en el marco de los trabajos de la ESA en la ISS (donde participa Italia también completamente).
La estación espacial está situada en órbita alrededor de la Tierra en 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 atmosférica y a las repetidas propulsiones). Da una órbita alrededor de la Tierra en un período de cerca de 92 minutos; antes de junio de 2005 había terminado más de 37.500 órbitas desde el lanzamiento del módulo Zarya el 20 de noviembre, 1998.
De muchas maneras la ISS representa una fusión de las estaciones espaciales previamente previstas: MIR 2 de Rusia, la estación espacial estadounidense Freedom, el previsto módulo europeo Columbus y el Módulo Japonés de Experimentos (JEM).
Gracias a la ISS, hay presencia humana permanente en el espacio, pues ha habido siempre por lo menos dos personas a bordo de la ISS desde que el primer equipo permanente entrara en la ISS el 2 de noviembre de 2000. La estación es mantenida sobre todo por la Soyuz, la nave espacial Progress y el Transbordador espacial. La ISS todavía está actualmente bajo construcción con una fecha proyectada de terminación en 2010. Actualmente, la estación tiene una capacidad para un tripulación de tres astronautas. Antes de que llegara el astronauta alemán Thomas Reiter de la ESA que se une al equipo de la Expedición 13 en julio de 2006, todos los astronautas permanentes han venido del lado ruso o estadounidense. La ISS, sin embargo, ha sido visitada por los astronautas de doce países y ha sido también el destino de los primeros cuatro turistas espaciales.

ULTIMA MISION A MARTE

La Fénix es la segunda misión enviada a la zona polar ártica de Marte, luego que una primera nave, la Mars Polar Lander se perdiera por un error humano. De allí el nombre de Fénix, como el ave que renace de sus cenizas.
Los objetivos de la misión son: - Estudiar la historia del agua de Marte en todas sus fases. - Buscar una zona habitable y evaluar el potencial biológico del límite hielo-suelo.
La misión Fénix es encabezada por la Universidad de Arizona, de Tucson, en representación de la NASA. y administrada por el Laboratorio de Propulsión a Chorro, JPL de Pasadena, California. La nave fue construide por la empresa Lockheed Martin Space Systems, de Denver, Colorado.
Más sobre la Fénix. La tragedia del Mars Polar Lander, el padre de la Fénix.

(3 Junio, 2008 - NASA - CA - Sol 7) Al mover el terreno alrededor de la estación durante las pruebas con la pala del brazo de la estación, ha quedado a la vista lo que parece ser la superficie de una capa de hielo o sales bajo el suelo donde descendió la estación. Haga click en la imagen para agrandar.(3 Junio, 2008 - NASA - CA) Esta imagen entregada por la NASA muestra un poco de suelo del ártico de Marte en el Capacho del Brazo Robótico del Fénix, tomado durante su primera prueba de excavación y botado en el séptimo día de la misión, o Sol 7 (el 1 de Junio, 2008). La muestra que vemos se tomó de un érea de excavación llamada informarmente "Knave of Hearts."
Los científicos especulan que las manchas blancas a le derecha de la imagen podría ser hielo o sales que precipitan en el suelo. Los científicos también han especulado que esta material blanco es posiblemente el mismo visto bajo una de las patas de la estación. El color de la imagen es real y se obtuvo iluminando la pala del brazo con un set de diodos (LEDs) que emiten luz roja, verde y azul.
Imagen arriba: El paisaje alrededor de la estación Fénix, con sus paneles solares desplegados. Izquierda: La estación Fénix de la NASA vista desde arriba por el Mars Reconnaissance Orbiter de la misma agencia espacial norteamericana.
Imagen abajo: Material del suelo del ártico de Marte en el Capacho del Brazo Robótico del Fénix.
(3 Junio, 2008 - NASA - CA) La estación Fénix ha mostrado imágenes de lo que parece es hielo bajo la superficie removida en su descenso. Luego de probar sus sitemas se prepara para iniciar su trabajo.
El 27 de Mayo pasado realizó un peligroso descenso a través de la atmósfera de Marte, descendiendo a salvo en la superficie del ártico de Marte y enviando sus primeras imágenes. La nave ejecutó todo el procedimiento en forma automática, mediante un sistema de programación inteligente.
En Marte opera actualmente una numerosa flota de naves exploradoras: tres orbitadores, 2 robots móviles y ahora una estación polar.
Imagen arriba: Las primeras imágenes tomadas por la estación Fenix luego de su descenso en Marte: el paisaje a su alrededor, una de las patas y uno de sus paneles solares desplegados. NASA.
Imagen: Una ilustración del momento en que la Fenix se separa de la unidad de crucero, con los paneles solares y los pequeños motores cohetes de maniobra, faltan 5 minutos para que toque tierra y la nave viaja a 20.160 kilómetros por hora. NASA.
Luego de desembarazarse de unidad de crucero, con los paneles solares y los pequeños motores cohetes de maniobra se enfrentó con la atmósfera marciana, proteguida aún por la capa protectora de su nave madre y un escudo térmico, a 20.160 kilómetros por hora. Este escudo, con un material "ablator" resiste la temperatura quemándose y desprendiéndose de la nave, llevándose el calor. La temperatura en la nave nunca sube más de 25 grados.
Luego de unos siete minutos de "aerofrenado" con la atmósfera marciana la nave disminuyó su velocidad a 900 km/h y procedió a abrir su paracaída para continuar su descenso a 240 km/h.
Faltando tres minutos para tocar la superficie la nave se desprendió de su escudo, quedando a la vista su sistema de radar, que controló el resto del descenso.
Finalmente, la nave se desprendió del paracaídas y el resto de la nave madre para recorrer los últimos metros bajando con retrocohetes y tocar la superficie marciana a 8 km/h con sus tres patas flexibles.
Imagen: Ilustración del descenso en Marte del laboratorio geológico Fenix de la NASA.
La Fenix luego de liberarse del gas refrigerante, desplegar sus paneles solares para comenzar a cargar sus baterías, y "descansar" 30 minutos desplegó su torre de observación para tomar las primeras imágenes del lugar de descenso.
El impecable descenso ocurrió el Domingo 25 de Mayo a las 7:38 p.m. ET, para iniciar una misión de tres meses estudiando la región ártica del planeta rojo.
Con un costo de $457 millones, la estación robotica fija, está equipada con una pala, cámaras y un laboratorio compacto de química, que deben averiguar si las frías estepas polares marcianas pudieron haber sido más acogedoras en el pasado como para albergar vida microbiana alguna vez.
Imagen: JoJo Aguilar, un miembro de la misión muestra una réplica a tamaño de la nave
No es sencillo llegar a Marte, de las 36 misiones que han enviado, Estados Unidos, la URSS, Gran Bretaña y Japón, desde 1960, sólo 13 han triunfado, el resto se ha perdido por diferentes causas.
La principal herramienta de la estación es un brazo robótico de unos 2,7 metros, construido de aluminio y titanio, capaz de excavar hasta 60 centímetros bajo la superficie, hasta llegar al permafrost. Una vez que llegue al hielo, que puede estar entre 2 y 30 centímetros, la nave acometerá el hielo con un taladro para romperlo.
Trozos de suelo y hielo serán llevados luego hasta el laboratorio científico del Fenis, donde serán calentados en hornos en miniatura y sus vapores analizados en busca de componentes orgánicos, la base de la vida.
La última vez que la NASA realizó pruebas semejantes, fue en 1976 con las naves gemelas Viking, que no encontraron pruebas de vida.

DENEB

Deneb
De Wikipedia, la enciclopedia libre
Saltar a navegación, búsqueda
Deneb

Constelación
Cygnus
Ascensión recta α
20h 41min 25.91s
Declinación δ
+45º 16’ 49.2’’
Distancia
3000 años-luz (aprox)
Magnitud visual
+1,25
Magnitud absoluta
-7,2 (aprox)
Luminosidad
160.000 soles (aprox)
Temperatura
8400 K
Masa
20 - 25 soles
Radio
200 - 300 soles
Tipo espectral
A2 Iae
Velocidad radial
-4,5 km/s
Deneb es el nombre de la estrella α Cygni (α Cyg / 50 Cyg), la más brillante de la constelación del Cisne y una de las más brillantes del cielo nocturno, con una magnitud aparente en banda B (filtro azul) igual a 1,34 y en banda V (filtro verde) igual a 1,25. Junto a Vega (α Lyrae) y Altair (α Aquiae) forma el asterismo del Triángulo de verano.

La distancia de Deneb a la Tierra es aún motivo de controversia: debido a la gran lejanía a la que se encuentra, los métodos de determinación de la distancia por el paralaje proporcionan un rango de distancia de entre 1600 a 3200 años luz. De este modo, las estimaciones de la luminosidad de Deneb arrojan la cifra de 60.000 veces el brillo del Sol en el caso de una distancia de 1600 años luz, o de 250.000 veces en el caso de hallarse a 3200 años luz.
Su magnitud absoluta se estima en -7,2, de forma que, a modo de comparación, su potencia lumínica es tal que en un solo día genera tanta luz como el Sol en 140 años. Con esa magnitud, su brillo sería comparativamente superior incluso al de algunos láseres industriales.
En cuanto a sus características físicas, Deneb es una supergigante azulada, de clase A2 Iae. Su masa es de unas 20-25 masas solares, y su radio oscila entre los 200 y los 300 radios solares. Tanto su masa como su temperatura superficial (estimada en 8400 K) indican que la estrella tendrá una corta vida, convirtiéndose en una supernova dentro de pocos millones de años.
Deneb es el prototipo de una clase de variables llamadas variables Alfa Cygni. Sus superficies experimentan pulsaciones no radiales que hacen que su brillo y su tipo espectral varíen ligeramente.

En estas semanas comienza a aparecer el Triángulo de Verano por el Este de nuestros cielos venezolanos. Este triángulo está formado por tres estrellas: Vega, Altair y Deneb, de las constelaciones de Lyra, Águila y el Cisne.
Como puede verse en la figura, las tres estrellas principales de estas tres constelaciones forman un triángulo algo alargado. Vega es la más brillante de las tres. Es una estrella algo pequeña pero bastante brillante y apenas a unos 25 años luz de nosotros, es decir, a la vuelta de la esquina. Altair luce un poco menos brillante, quizás algo así como la mitad de brillante que Vega y eso que Altair está a unos 17 años luz de aquí, o sea que en verdad es mucho menos brillante que Vega. Comparados con el Sol Vega es como unas 48 veces más brillante y Altair unas 12 veces más brillante. Un par de estrellas relativamente cercanas que son más brillantes y potentes que el Sol.
La tercera estrella Deneb aunque luce como la menos brillante de las tres en realidad no lo es. Es una estrella gigantesca, de esas que llamamos supergigantes. Brilla como unas 80,000 veces más que el Sol y se ve así de pequeña debido a que está a una distancia bastante respetable de uno 1467 años luz.
Tres hermosas estrellas en nuestro cielo veraniego. Tres hermosas constelaciones para conocer y explorar.

LA OSA MENOR

Estrellas principales

α Ursae Minoris (Polaris, Estrella Polar o Estrella del Norte), la estrella más brillante de la constelación, una supergigante amarilla y variable cefeida de magnitud 1,97.
β Ursae Minoris (Kochab), de magnitud 2,07, una estrella gigante naranja que antiguamente fue utilizada como estrella polar.
γ Ursae Minoris (Pherkad), de magnitud 3,00, estrella blanca y variable del tipo Delta Scuti.
δ Ursae Minoris (Yildun o Pherkard), estrella blanca de magnitud 4,35.
ε Ursae Minoris, binaria eclipsante y variable RS Canum Venaticorum de magnitud 4,21.

EL PUNTO ARIES

El punto Aries:

Se llama Eclíptica al plano por donde se desplaza el Sol en su trayectoria anual, debido al movimiento de traslación de la Tierra alrededor del Sol. El plano del Ecuador de la Tierra no coincide con la Eclíptica y forman ambos un ángulo llamado oblicuidad de la eclíptica que actualmente es de 23º27'. Se llama punto Aries o vernal al determinado sobre la esfera celeste por el corte de ambos planos, cuando la eclíptica pasa del hemisferio sur al norte (Nodo Ascendente).

Se llama día sidéreo al intervalo de tiempo entre dos pasos consecutivos del punto Aries por el meridiano del lugar. Se llama tiempo sidéreo al ángulo horario del punto Aries, es un tiempo local pues depende del meridiano del observador. Dada una estrella A de ascensión recta AR y ángulo horario H se cumple que:
TSL=AR+HEl tiempo sidéreo local puede determinarse con solo medir el instante en que una estrella de ascensión recta conocida, atraviesa el meridiano del lugar pues en ese instante H=0.
Los movimientos del punto AriesEl punto Aries no es un punto fijo, se mueve sobre la esfera celeste sometido principalmente al movimiento de Precesión y en menor medida al movimiento de Nutación.
PrecesiónLa precesión consiste en que la orientación del eje de rotación de la Tierra no es fijo sino que describe un cono de abertura la oblicuidad de la eclíptica es decir de 23º27' alrededor del eje de la eclíptica, que en principio puede considerarse fijo. Su causa física estriba en los pares de fuerza que el Sol y la Luna efectúan sobre el abultamiento ecuatorial de la Tierra. Los planetas también influyen aunque de un modo mucho menor. El movimiento del polo tiene lugar en sentido retrógrado (sentido de las agujas del reloj) empleando 25790 años en una vuelta completa. Como consecuencia el plano del ecuador varía y el punto Aries también, retrogradando 50,29" por año. La precesión tiene varias consecuencias, que ya descubrió por Hiparco, entre ellas cabe citar: El punto Aries es el origen de las longitudes y Ascensiones de las estrellas por lo que sus coordenadas cambian con el tiempo. Al cambiar la dirección del eje de rotación de la Tierra cambia la estrella polar Al retrogradar la línea de los equinoccios y por tanto de los solsticios, la distancia de las estrellas a estos puntos varía, como ya vio Hiparco. Hay una diferencia entre el año sideral o periodo de tiempo entre dos pasos consecutivos del Sol por la misma estrella fija, y el año trópico o periodo entre dos pasos consecutivos del Sol por el punto Aries o equinoccio de Primavera. Su duración es 365d 5h 48m 46s. El año sideral es superior pues el Sol tarda en recorrer los 50,29" un tiempo de 20m 23s así que el año sideral dura 365d 6h 9m 9s. Esta diferencia ya la observó Hiparco. Veamos de donde sale esta diferencia:
Además la rotación de la línea de los equinoccios causa que el punto Aries no este actualmente en la constelación de Aries como ocurría en la antigüedad sino en Piscis. La precesión no es un fenómeno específicamente terrestre sino que el plano de la órbita lunar está sometido de oscilación sobre el plano de la eclíptica que hace que el Nodo lunar que retrograda en un periodo de 18 años y 244 días debido a la atracción combinada del Sol y la Tierra.

Alan Hale, en Cloudcroft, Nuevo México, realizaba una búsqueda sistemática de cometas cuando el 23 de julio de 1995 descubrió un objeto brillando de undécima magnitud cerca de la agrupación globular M70, en la constelación de Sagitario objeto no catalogado que resultó ser el cometa.

Pronto quedó claro que Hale-Bopp no era un cometa corriente: al calcular su órbita, resultó estar a 7,2 unidades astronómicas (UA) del Sol, colocándose entre Júpiter y Saturno a la mayor distancia a la Tierra que cualquier otro cometa descubierto. La mayoría de los cometas a esta distancia son apenas perceptibles y su actividad no es apreciable, pero la cola del Hale-Bopp era observable. En una imagen del Telescopio anglo-australiano de 1993 se encontró el cometa todavía no descubierto a 13 UA del Sol, que es una distancia que en general no permite observar cometas; por ejemplo, el cometa 1P/Halley es 50.000 veces menos luminoso a la misma distancia del Sol. Los análisis indican que su núcleo tiene cerca de 50 kilómetros de diámetro, tres veces el tamaño del Halley.
Su gran distancia y sorprendente actividad indicaba que el cometa Hale-Bopp sería muy brillante al alcanzar su perihelio en 1997. Sin embargo, los especialistas en cometas tuvieron cautela en sus anuncios, debido a lo difícil que es predecir con exactitud el brillo de un cometa. Años antes, en 1973, se anunció que el Cometa Kohoutek sería el cometa del siglo por su brillantez, pero no cumplió las expectativas en ese sentido.

Tras pasar por su perihelio, el cometa se movió hacia el Hemisferio Sur celeste, y para mucha gente, el espectáculo había terminado. El cometa era mucho menos impresionante para los observadores del Hemisferio Sur de lo que lo había sido en el Hemisferio Norte, pero allí pudieron ver cómo el cometa desaparecía gradualmente de vista durante el verano y otoño de 1997. Las últimas observaciones realizadas a simple vista fueron descritas en diciembre de 1997, lo que significa que el cometa permaneció visible sin ayuda de instrumentos durante 569 días, cerca de 18 meses y medio. El récord anterior lo poseía el Gran Cometa de 1811, que permaneció visible durante casi 9 meses.
A medida que el cometa decaía continuaba apagándose seguía siendo vigilado por los astrónomos. En enero de 2005 el cometa estaba más allá de la órbita de Urano, a una distancia de la Tierra de aproximadamente 21 UA, pero seguía siendo observable empleando grandes telescopios. Observaciones de ese año han descubierto que todavía muestra una cola distinguible.
Los astrónomos esperan que el cometa permanezca observable mediante grandes telescopios hasta, tal vez, el año 2020, momento en el que se encontrará en magnitud 30. Llegado este punto será muy difícil distinguirlo del gran número de galaxias lejanas que tienen un brillo similar.

LA GRAN MANCHA ROJA

La Mancha Roja es el rasgo atmosférico más longevo y famoso de Júpiter. Su fama es lejana en el tiempo, pues data de 1878 cuando adquirió una notable intensidad y color rojizo (de ahí su nombre). No obstante, no parece que se tratara de un fenómeno nuevo, pues ya en 1665 Jean Dominique Cassini observó un objeto que, por su situación, intensidad y comportamiento, puede admitirse perfectamente que se tratara de la auténtica Mancha Roja, aunque no es aceptado unánimemente. En efecto, la mancha de Cassini fue observada intermitentemente entre 1665 y 1713, pero desde entonces transcurrieron 118 años sin que nadie más la observase, hasta que en 1831 un dibujo de Schwabe la volviera a mostrar, o más concretamente, no la Mancha Roja sino la cavidad o "Hollow" que la rodea. Este rasgo de Schawe fue visto intermitentemente hasta 1856. No fue hasta 1859 cuando realmente fue vista la Mancha, al dibujar Huggins un objeto ovalado blanco rodeado por un cordón oscuro con un aspecto "moderno" similar o igual a la Mancha Roja que todos conocemos. Sin embargo, dejó de detectarse en los años siguientes, hasta reaparecer majestuosamente en 1878. Desde entonces, con mayor o menor dificultad, ha sido observada sin interrupción hasta nuestros días.

Otro punto que puede cuestionar el que la mancha de Cassini fuera la Mancha Roja actual es que tenía una longitud de unos 12°, mientras que cuando reapareció en 1878 y hasta 1882, su longitud fue de 34°, y entre 1882 a 1920 de 30°. En los años 50-60 del siglo XX era de unos 22-24 grados, de tan sólo 21° en la década que va de 1970 a 1980, y 18,5 grados a mediados de los años 90. Es decir, que las dimensiones de la Mancha están mermando, según Beebe y Youngblood, al ritmo de 0°14 por año o de unos 100 km/año desde 1920. Hay que hacer constar que la reducción de dimensiones con el tiempo también ha sido observado en otros rasgos de Júpiter, como es el caso de los tres óvalos blancos de larga vida de la STB (WOS). Esto parece indicar que la Mancha Roja no se va a mantener indefinidamente, por lo que es difícil de explicar cómo de los 12° de 1665 pudo llegar a los 34° de 1878, cuando lo más lógico sería pensar que la mancha de Cassini desapareciera en el siglo XVIII y que la Mancha Roja actual fuese otro detalle similar, pero distinto. Además, la mancha de Cassini poseía un periodo de rotación de 9h 56m, unos 15 segundos más largo que la Mancha Roja.

SATELITES DE MARTE

Marte tiene dos satélites muy pequeños, de algunas decenas de Km de diámetro, descubiertos por Asaph Hall el 12 de agosto de 1879, quien los denominó Deimos y Fobos que son los hijos de Marte en la mitología (Los nombres significan "miedo" y "terror"). Ambos son muy veloces y sus períodos de revolución en torno al planeta son de 30 horas para Fobos y 7 horas para Deimos. Deimos es excepcional, pues gira a mayor velocidad que su propio planeta.

Fobos tiene poco más de 27 Km. por el lado más largo. Gira a 9.380 Km. del centro, es decir, a menos de 6.000 Km. de la superficie de Marte, cada 7 horas y media. Deimos es la mitad de Fobos y gira a 23.460 Km. del centro en poco más de 30 horas.

Deimos parece ser relativamente liso cuando se contempla a distancia. Sin embargo, en la realidad está salpicado de pequeños cráteres rellenos de materiales finos. Sus dimensiones son de 16x12x10 km. A diferencia de Fobos,Deimos no tiene ni un solo cráter mayor de 2,3 km de diámetro.

MESSENGER A MERCURIO

La sonda Messenger (NASA) se lanzó en agosTO DE 2004.La inserción orbital final tendrá lugar en el cuarto encuentro en marzo de 2011.Algunos datos sugieren que Mercurio posee agua en sus polos. En algunos zonas polares, el Sol nunca sale ni se pone, y varios cráteres están en sombra perpetua, a muy baja temperatura. A través de imágenes de radar realizados desde Tierra, algunos de estos cráteres de Mercurio muestran una reflectividad mucho mayor que las áreas circundantes. En Marte y algunos satélites de Júpiter, esta gran reflectividad está asociada a depósitos de hielo de agua.

VIENTO SOLAR

La primera indicación de que el Sol pudiera emitir un "viento" provino de las colas de los cometas, viendo que apuntan contra el Sol, tanto si se aproximan como si se alejan del él. Kepler, a principios del siglo XVII, conjeturó que esas colas estaban guiadas por la presión de la luz solar y su conjetura aún es válida para la multitud de colas de cometas, que están formadas por polvo.

Sin embargo, los cometas también tienen colas de iones, brillando en sus propias líneas del espectro, no solo en la dispersión de la luz solar. Esas colas pueden apuntar hacia direcciones ligeramente diferentes y a veces se observa su aceleración repentina, provocando su deformación o curvatura. El cometa Hale-Bopp , un cometa que tuvo su mayor brillo en marzo-abril de 1997, mostraba claramente esas colas gemelas. Mientras que la cola de polvo era mucho más brillante, la de plasma tenía un color distinto, tendiendo hacia el azul.

La presión de la luz solar no puede explicar este comportamiento, pero en 1943 Cuno Hoffmeister, de Alemania, y posteriormente Ludwig Biermann, propusieron que aparte de la luz, el Sol también emitía un flujo constante de partículas, una "radiación corpuscular solar" que empujaba los iones. Las variaciones en la velocidad de las partículas podrían explicar las aceleraciones y por eso la cola no apuntaría directamente desde el Sol debido a que la velocidad de flujo de las partículas casi nunca era mayor que la propia velocidad del cometa. a la multitud de colas de cometas, que están formadas por polvo.