Júpiter

28/10/09
Pasando Marte, dejamos atrás los planetas rocosos, y más allá del cinturón de asteroides (le dedicaré una entrada en algún momento), nos topamos de lleno con los gigantes gaseosos. Y el primero de ellos, el que más destaca, es Júpiter.



Júpiter, visto desde la sonda Cassini-Huygens.
Y la sombra de uno de sus satélites de regalo.


Júpiter es el mayor cuerpo del Sistema Solar si no tenemos en cuenta el propio Sol. Es el primero de los planetas gaseosos, y orbita a 5 veces la distancia Tierra-Sol (778500000km), tardando 11 años en dar una vuelta alrededor de nuestra estrella, pero tan sólo 10 horas en completar una vuelta sobre si mismo. En cuanto a su masa y tamaño, Júpiter tiene un radio 11 veces mayor que el terrestre (más de 70000km) y en su interior podríamos meter más de 1300 Tierras. Sin embargo, al estar formado principalmente de gas (o incluso exclusivamente, dependiendo de las distintas teorías), su masa "sólo" es 318 veces mayor que la de nuestro planeta.


Comparación de los tamaños Tierra-Júpiter.


En cuanto a su composición, sabemos que Júpiter está compuesto principalmente de hidrógeno, helio y argón (los tres elementos son gases a temperatura ambiente). Al mirar al planeta, no vemos sino las densas nubes que forman su atmósfera (todas esas pequeñas manchas y franjas se deben a tormentas o vientos). El principal problema surge al intentar hacer un modelo del interior del planeta: aún no se sabe si Júpiter es completamente gaseoso, o si en en interior existiría un núcleo rocoso recubierto por una gigantesca capa de nubes. Lo que si sabemos es que, de un modo u otro, a medida que nos adentramos en Júpiter la presión de la atmósfera comienza a aumentar hasta tal extremo que el hidrógeno se comporta como un elemento metálico, lo que provoca que el planeta posea campo magnético.


Estructura interna de Júpiter.
A día de hoy desconocemos si el núcleo es sólido,
o el planeta por completo es gaseoso.


Hay que destacar que Júpiter posee además 63 satélites naturales orbitando a su alrededor, entre los que se encuentran los cuatro más famosos (descubiertos por Galileo Galilei): Ío, Europa, Ganímedes y Calisto, cada uno con unas características totalmente distinas (seguramente haga una entrada para cada una de estas lunas, sobre todo Ío, que es uno de mis cuerpos preferidos del Sistema solar).


De izquierda a derecha y arriba a abajo:
Ío, Europa, Ganímedes y Calixto.


Curiosidades sobre Júpiter:

· A pesar de la creencia popular de que Saturno es el único planeta con anillos del Sistema Solar, esto no es cierto: Júpiter tiene un tenue sistema de anillos, descubierto en 1979 por la sonda Voyager 1. Estos anillos son tan tenues (6500km de anchura y unos 10km de espesor vertical) que no son visibles en las fotografías normales.


Fotografía del principal anillo de Júpiter,
tomada por la sonda Voyager 2.


· Galileo Galilei descubrió que Júpiter tenía satélites: tras utilizar su telescopio para estudiar la Luna, echó un vistazo al enorme planeta descubriendo que, además de él, aparecían cuatro puntos que orbitaban periódicamente a su alrededor (Ío, Europa, Ganímedes y Calixto.). Por eso a ese grupo de cuatro satélites se les llama satélites galileanos. Estos satélites son visibles con cualquier telescopio, e incluso con unos buenos prismáticos.


Visión de los cuatro satélites principales de Júpiter.
Seguramente, Galileo tuviese una visión similar a esta.



Paso de Ío por delante de Júpiter, visto desde la Tierra.
Puede verse la sombra del satélite en el planeta.


· Además de los 63 satélites conocidos de Júpiter, el planeta tiene también una innumerable cantidad de "asteroides extras", denominados Troyanos, divididos a su vez en el campo Troyano y el campo Griego. Toman su nombre de la Ilíada, y son un conjunto de asteroides que se encuentran en la misma órbita de Júpiter, por delante (griegos) y por detrás (troyanos), en unos puntos de características gravitatorias especiales denominados puntos de Lagrange. El mayor asteroide del grupo se llama (624) Héctor (en memoria del héroe griego).


Asteroides troyanos de Júpiter


· La superficie de Júpiter está cubierta de bandas (franjas oscuras) y zonas (franjas claras), que no son más que corrientes de vientos que se mueven en la dirección de los paralelos (es decir, en horizontal). Estos vientos tienen velocidades de entre 360 y 500 km/h, lo que provoca apreciables modificaciones en el aspecto de Júpiter.


Movimiento de la atmósfera de Júpiter,
captado desde la Voyager 1.



Fotografía del polo sur de Júpiter, por la sonda Cassini.
Se ve claramente como las bandas y zonas
se encuentran en la direcciónde los paralelos.
Imaginad que pintais lineas horizontales en una bola,
y la miráis desde abajo. Esto es lo que veríais, círculos concéntricos.
No me digáis que no es una fotografía espectacular.


· Júpiter presenta una característica mancha roja en su superficie, denominada la Gran Mancha Roja. Esta mancha no es más que una enorme tormenta (¡del tamaño de dos Tierras y media actualmente!), que podría existir desde hace ¡300 años!.


La Gran Mancha Roja, vista desde la Voyager 1.


· Júpiter posee un campo magnético 10 veces más intenso que el terrestre (con más de 20.000 veces la energía del terrestre, con 10000 voltios en los polos), lo cual hace que tenga una tremenda magnetosfera. Tanto es así que se producen unas auroras gigantes permanentes de varias veces el tamaño de la Tierra.


Fotografía de las auroras en Júpiter, tomada en ultravioleta.


· Con el paso del tiempo y debido a la gran atracción gravitatoria de Júpiter, muchos asteroides han impactado contra el planeta, dejando marcas en su superficie, algunas del tamaño de la Tierra.


Imagen de un impacto (mancha oscura) en la superficie de Júpiter,
tomada por el telescopio espacial Hubble.




Vídeo del impacto de un fragmento del cometa Shoemaker Levy 9
en la superficie de Júpiter.




Ío y Júpiter, por la sonda New Horizons.

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Houston, teníamos un problema

Lamento el retraso en las actualizaciones, he estado luchando contra dos malignos virus: uno humano, y otro (la principal causa de que no hubiese nuevas entradas), un virus informático denominado "virus de la doble tilde", muy autoexplicativo él, que consiste básicamente en que al intentar escribir "básicamente", el resultado es "b´´asicamente". Y así no hay quién pueda.

Pero solucionado el problema, intentaré volver a retomar el blog donde lo dejé.

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Respuesta al último "Responde tú"

17/10/09
Hace poco empecé una nueva sección llamada "Responde tú", donde propondré preguntillas relacionadas con la astronomía y la astrofísica. La primera pregunta era: ¿por qué parpadean las estrellas?, y podéis leer las respuestas de los lectores aquí. La respuesta a la pregunta se encuentra, como varios intuísteis, en la existencia de la atmósfera terrestre.

Nuestra atmósfera es, básicamente, una capa compuesta por distintos gases que rodea la Tierra. Dicha capa no es estática, sino que en cada instante existen movimientos entre las distintas capas. Además estos movimientos pueden producirse en régimen turbulento, creándose pequeñas células turbulentas que alcanzan hasta los 20cm. Además, necesitamos un concepto extra: el índice de refracción. Éste parámetro caracteriza "lo que se desvía un rayo de luz al entrar en un medio" (hablando un poco profanamente). Es decir, debido a las turbulencias, tendremos zonas cons distintos índices de refracción y que además se mueven. ¿Qué ocurre entonces?

Al llegar la luz de una estrella a la Tierra, tiene que atravesar la atmósfera hasta alcanzar la superficie terrestre (desde donde nosotros observamos). Debido a las turbulencias atmosféricas, sin embargo, el rayo se desvía ligeramente, de manera que no siempre llega con el mismo ángulo a la superficie. Esto es lo que provoca que tengamos la impresión de que la estrella parpadea.


Parpadeo de una estrella debido
a la existencia de turbulencias en la
atmósfera. Ímagen tomada de
Astrohenares.


Este fenómeno, que puede parecernos "curioso" cuando miramos al cielo, representa un gran problema al hacer observaciones científicas: supongamos que queremos observar una estrella en concreto. Si centramos nuestro telescopio en ella (y este es suficientemente potente), podremos ver el efecto de la atmósfera dependiendo de la apertura de nuestro telescopio. Si el diámetro es grande, debido a estas células turbulentas, llegarán varias imágenes a la vez de la misma estrella, de manera que no observamos un sólo punto, sino una especie de mancha borrosa (llamada disco de seeing). Por contra, si la apertura es pequeña, nos llegará la imagen de una única célula turbulenta, y observaremos un ligero movimiento de la estrella parecido a este:



Vídeo montado a partir de varias fotografías de una misma estrella.

Este efecto también es visible si observamos la Luna desde un telescopio sin corrección:


Efecto de la atmósfera en la Luna.

Es curioso notar que, si salimos fuera de la atmósfera, ¡las estrellas no parpadean!

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Responde tú

13/10/09
Me ha parecido una buena idea proponer de vez en cuando alguna preguntilla relacionada con la astronomía para que tratéis de resolverla vosotros o deis vuestra opinión. Intentaré que no se necesiten conocimientos de física o matemáticas (más allá de los "normales"), para que estén al alcance de todo el mundo. No tengáis miedo de equivocaros o no dar con la respuesta correcta, que aquí estamos para eso. Cuando haya pasado un tiempo (aunque ya se haya mencionado la respuesta correcta), haré una entrada con la explicación (¡si es que soy capaz!).


¿Por qué parpadean las estrellas?


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Hipatia

12/10/09
Con el estreno de la película Ágora, de Alejandro Amenabar, voy a aprovechar para hablar un poco de Hipatia, una de las astrónomas más importantes de la historia.


Retrato imagianario de Hipatia.

Hipatia (3??-marzo del 415 d.C.) fue una matemática, astrónoma y filósofa romana nacida en Alejandría. Existen algunas discrepancias en cuanto a su fecha de nacimiento, ya que algunos historiadores proponen que la fecha correcta es el año 350 d.C, mientras otros barajan las fechas del 355 o 375.

Su padre, Teón de Alejandría, se preocupó de que su hija tuviese una educación extensa en las matemáticas y astronomía, que el mismo le enseñó. Así, Hipatia creció en un ambiente culto en el marco de la escuela neoplatónica de Alejandría, que llegó a liderar a principios del siglo V. En su juventud viajó por Italia y Atenas, donde siguió los cursos de la Escuela Filosófica de Atenas, que en aquel momento estaba dirigida por Temistius, Plutarco el Joven y por su hija Asclepigenia. Una vez volvió a Alejandría, impartió clases en su propia clasa de Matemáticas, Astronomía y Mecánica a varios discípulos sin hacer distinción alguna entre sus religiones. Llegó a ocupar la cátedra de Filosofía de Plotino, siendo muy respetada en toda Alejandría tanto por la comunidad cristiana como por la pagana.

Gracias a textos antiguos, se conoce la identidad de varios de sus discípulos. El más importante de ellos fué Sinesio de Cirene, filósofo y cristiano que más tarde sería nombrado Obispo de Ptolemaida
. Otros de sus estudiantes fueron Heruliano, Alejandro, Olimpo, Isión y Hesiquio de Aljandría junto con su hermano Eutropio, Atanasio, Gayo, Teodosio el grámatico, y Teotecno, junto a Orestes, quien posteriormente se convertiría en el prefecto imperial de Egipto.

Tristemente, el dato que se conoce con mayor es exactitud es el relativo a la muerte de Hipatia. Ella era pagana, y en aquel momento el catolicismo comenzaba a extenderse como la religión dominante en el Imperio. Así pues, a medida que dicha religión iba ganando fuerza, los filósofos neoplatónicos como ella fueron cada vez más presionados a convertirse, cosa que muchos de ellos aceptaron para evitar problemas. Hipatia, en contra de las recomendaciones de su amigo y antiguo discípulo Orestes, se negó a bautizarse, más por convicción personal que religiosa. Esto hecho, unido a la disputa que existía entre el poder civil de Orestes y el religioso de Cirilo (patriarca de Alejandría, que azuzó tumultos en contra de los judíos en la ciudad) llevaron a Hipatia a un triste desenlace: en marzo del 415, un grupo de fanáticos se abalanzó sobre ella mientras regresaba a su casa. Fue golpeada y arrastrada hasta por toda la cuidad hasta el Cesareo (catedral de Alejandría), donde la desnudaron y la golpearon con tejas hasta descuartizarla.

Obra de Hipatia:

Lamentablemente, no ha llegado a nuestros días ninguna obra de las escritas por Hipatia. Sin embargo, gracias a sus discípulos sabemos que escribió varios tratados sobre astronomía , matemáticas y mecánica:

- Comentario a las Secciones Cónicas, de Apolonio. Tras la muerte de Hipatia, las secciones cónicas cayeron en el olvido hasta el siglo XVII.
- Comentario a la Aritmética de Diofanto de Alejandría (quien por cierto tiene una curiosa inscipción en su tumbra)
- Edición del comentario que realizó su padre a Los Elementos, de Euclides.
- Canon astronómico.
- Revisión de las tablas astronómicas realizadas por Tolomeo.
- Invención de un destilador, un hidrómetro,...
- Mejora del funcionamiento de los astrolabios.



Hipatia representa el ideal griego del conocimiento, y con ella desapareció el espíritu que siglos más tarde tratarían de recuperar los renacentistas. Aparte de ser una precursora (recordemos que Hipatia era una mujer, y en aquellos tiempos no se las tenía en muy alta estima), su espíritu curioso y su entrega al pensamiento y la enseñanza son absolutamente envidiables. Ojalá hoy en día encontrásemos más gente como ella.

Fuentes:
- Wikipedia
- Centro Virtual de Divulgación de las Matemáticas
- Astroseti

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Marte, el Planeta Rojo

11/10/09
Tras pasar la Tierra, nos topamos con el Planeta Rojo.


Marte.


Marte es el cuarto planeta del Sistema Solar, y el último de los denominados telúricos o rocosos. Orbita alrededor del Sol con un período de 686 días terrestres, a 1,5 veces la distancia Tierra-Sol, es decir, unos 228 millones de kilómetros. Su perdíodo de rotación es muy parecido al de la Tierra, durando 24 horas y 40 minutos. Su radio es ligeramente mayor que la mitad del terrestre, de unos 3400km, y su masa una décima parte de la de la Tierra.


Comparación de los tamaños de la Tierra y Marte.


La corteza marciana es una mezcla entre la terrestre y la lunar: presenta cráteres de impacto propios de nuestro satélite (aunque no tantos, ya que en Marte existe una atmósfera suficientemente densa como para desintegrar gran parte de los meteoritos), pero a la vez también encontramos volcanes, desiertos, dunas y cauces de ríos secos. Su color rojizo le viene de los elementos metálicos y silicatos que predominan en su composición, como el hierro, silicio, aluminio, calcio o titanio (recordad el color de óxido de un metal). Y al igual que nuestro planeta, está formado por, además de la corteza, un manto y un núcleo, del que aún no se sabe con seguridad si es sólido o líquido.


Posible estructura interna de Marte.
Imagen tomada de Astronomía Educativa.


Curiosidades sobre Marte:

· La órbita de Marte es mucho más excéntrica (achatada) que la terrestre. Esto provoca que, en los momentos de conjunción (cuando Marte y la Tierra están alineados, con el Sol entre los dos), las distancias entre los dos planeta varíen de 399 a 56 millones de kilómetros.

· Ell astrónomo Thycho Brahe anotó cuidadosamente la órbita que describía Marte en el cielo. Gracias a su elevada excentricidad, estos datos permitieron a Johannes Kepler que las órbitas de los planetas son elípticas y no circulares, como se creía por aquel entonces (alrededor del 1600).

· Marte posee dos satélites, llamados Fobos y Deimos, que parecen asteroides capturados por el campo gravitatorio del planeta. Además, posee algunos asteroides troyanos: asteroides que se encuentran por delante o detrás de Marte y en su misma órbita, de modo que no se alcanzan.


Fobos y Deimos


· Debido a que Marte tiene menos masa que la Tierra, allí pesaríamos una tercera parte de lo que pesamos en la superficie terrestre.

· Marte no presenta una actividad tectónica. Dado que la superficie no se renueva, deberíamos encontrar cráteres por toda su superficie. Sin embargo, las marcas que encontramos no son demasiado exageradas: esto se debe a que, además de existir una pequeña atmósfera capaz de proteger el planeta de algunos impactos, dicha atmósfera es lo suficientemente extensa como para que se formen vientos huracanados que erosionan los accidentes geográficos. ¡En ocasiones una tormenta puede llegar a cubrir el planeta por completo!

· El planeta tiene un campo magnético muy débil, del orden de la milésima del terrestre.

· La atmósfera del planeta está repleta de polvo del tamaño de una micra (0,000001 metros). Esto provoca que el cielo tenga un color rojizo continuamente.

Atardecer en Marte visto por el Mars Exploration Rover: Spirit desde el cráter Gusev.


·Tres cuartas partes de la superficie del planeta son desiertos de cantos y piedras: se corresponden con las zonas claras en las imagenes de Marte.

· Recorriendo el ecuador del planeta encontramos un enorme escalón de varios kilómetros de altura. Aunque su origen no está claro, algunas teorías apuntan al impacto de un enorme meteorito. lo que provocó un crater que ocupa casi la mitad del planeta. Sin embargo es difícil probar este teoría, debido a la fuerte erosión y formación de volcanes que hacen muy complicada la estimación de la forma inicial del escalón.

· A pesar de que actualmente no presente actividad volcánica, Marte posee el volcan más grande de todo el Sistema Solar: el Monte Olimpo, con 25 kilómetros de altura. Colocados en su cima, nos sería imposible ver el final. El horizonte estaría formado por la propia pendiente del volcán.


El Monte Olimpo.


· También podemos encontrar sobre su superficie otros accidentes geográficos, como los valles. El más famoso, con una profundidad de entre 2 y 7 kilómetros de 2.700 x 500 kilómetros de extensión, es el Valle Marineris, situado en el ecuador del planeta.




Valle Marineris.


· Marte muestra dos casquetes de hielo de CO2, de tan sólo diez metros de espesor. Cuando el Sol ilumina dichos casquetes, el CO2 se calienta tanto que se producen los denominados géiseres fríos, que al contrario que los de la Tierra no están producidos por actividad volcánica sino por efecto de la luz solar, que bublima el dióxido de carbono helado produciendo escapes de gas. Un dato curioso es que en cien años de observación, el polo sur marciano se ha deshelado ya dos veces, mientras que el polo norte sigue intacto.



Polo norte marciano.


· La existencia de agua líquida sobre la superficie de Marte es toda una incógnita. Sabemos, por los valles y cauces secos que presenta, que tiempo atras el planeta rojo debió de estar cubierto de grandes extensiones de agua, tal vez océanos. Pero hoy en día, debido a la mínima presión de la atmósfera marciana (sólo una centésima parte de la presión de la atmósfera terrestre) es muy improbable que pueda encontrarse agua en estado líquido.


Imagen de lo que en otro tiempo pudo haber
sido un delta en Marte, por NASA.


· Se han enviado gran cantidad de misiones a Marte. La primera en llegar fue la sonda Marsnik 1, en 1963, aunque no pudo enviar información. Más tarde llegarían las misiones Mariner, y las Viking. En 1976, la Mars Pathfinder llevó un pequeño robot que se desplazaría por la superficie marciana. Sin embargo, seguramente el proyecto más conocido sea el que en 2004 colocó a dos robots gemelos preparados para explorar el suelo marciano en puntos diametralmente opuestos: el Spirit y el Opportunity.


http://galaxywire.net/wp-content/uploads/2009/08/mars-rover-opportunity-bloc.jpg

Imagen tomada por el Opportunity de su trabajo en Marte.


· Estas sondas ya han encontrado varios meteoritos sobre la superficie marciana.


Meteorito encontrado por el Opportunity en Marte.


· El problema del agua en Marte ha llevado a discutir si puede existir o existió vida en el planeta. En su débil atmósfera se encuentran rastros de metano, compuesto sólo fabricado en procesos volcánicos o biológicos. El problema es que dicho componente es inestable bajo las condiciones de su clima, y por lo tanto debería haber desaparecido. Esto indica que en el planeta rojo hay una fuente activa de metano. Sin embargo, hasta hoy en el planeta no se ha detectado actividad volcánica.

· Es común que a la Tierra lleguen fragmentos de meteoritos marcianos. En más de una ocasión se han recogido y estudiados dichos fragmentos, apareciendo en ellos unas estructuras repetitivas que podrían ser bacterias fosilizadas.


Posibles bacterias marcianas fosilizadas.


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La misión LCROSS se llevó a cabo con éxito

10/10/09

Finalmente, el 9 de Octubre a las 13:31 hora española (11:31 UTC), el Centaur se estrellaba contra el polo sur lunar. Cuatro minutos después el Shepherding Spacecraft seguía su mismo destino, no sin antes recabar suficiente información como para que los científicos de la agencia espacial NASA trabajen en ella durante varias semanas.

Aunque se esperaba que la colisión provocase una enorme nube y destellos visibles durante aproximadamente medio minuto, el choque fue bastante menos espectacular de lo esperado. A pesar de ello, el impacto levantó una nube de polvo que alcanzó los 10 kilómetros de altura. La NASA retransmitió el evento en su televisión on-line, comentada por especialistas.

El objetivo de la misión era constatar la presencia de agua en la Luna, que se estima en casi un dos por cierto en los polos lunares. Y tras el éxito cosechado, ahora sólo falta esperar los resultados.


Imagen tomada por la Shepherding Starcraft antes del impacto. NASA.

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¡Observa el impacto del LCROSS en directo!

9/10/09

Quedan escasas horas para el impacto del LCROSS (primero el Centaur, después el Shepherding Spacecraft), que se producirá a las 13:30 (hora española, 11:30 UTC) contra el crater Cabeus.

El objetivo de la misión: el crater Cabeus, en el polo sur lunar.

Esta noche a las 3:40 (1:40 UTC), la NASA retransmite la separación del Centaur en tiempo real y después mostrará durante un tiempo la vista de la Luna desde el propio módulo. Podéis verlo en http://www.nasa.gov/externalflash/lcross-centaur-separation/

Además, dado que no todo el mundo tiene un telescopio condiciones (en teoría el evento será visible con uno amateur medianamente bueno), la NASA retrasmitirá el choque en NASA TV. La emisión empezará una hora y cuarto antes de que la primera colision, a las 12:15 (10:15 UTC), y mostrará el impacto del Centaur, la vista desde el Shepherding Spacecraft durante cuatro minutos (que será el tiempo que pase entre un impacto y otro).

Si queréis saber más, podéis ir a la página de la misión LCROSS.

¡No os lo perdáis!

ACTUALIZACIÓN: El Centaur se separó sin incidentes del Shepherding Spacecraft a la 1:50 UTC. Los impactos están programados para las:
- Centaur: 13:31:19 hora española (11:31:19 UTC)
- Spacecraft: 13:35:45 hora española (11:35:46 UTC)

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El telescopio espacial Spitzer descubre un nuevo anillo en Saturno

8/10/09

Desde hacía tiempo, los astrofísicos tenían un problema con Saturno y uno de sus satélites, Jápeto.


Jápeto, desde la sonda Cassini.

Como puede apreciarse, este satélite tiene una cara "manchada" o más oscura, llamada Cassini Regio. Se creía que este oscurecimiento se debe a la colisión de partículas contra esa cara durante millones de años, así que en mayo de este año se orientó el telescopio espacial Spitzer hacia allí para ver lo que pasaba. Y...¡sorpresa!


Concepción artística de lo recogido por el telescopio espacial Spitzer.
La imagen superior corresponde a lo observado a partir de los datos del Spitzer: un anillo gigante de partículas de hielo y polvo, pero tan frío (unos -190 ºC) y poco denso que es invisible a simple vista. Por eso no fue visto hasta que se utilizó un telescopio de infrarrojos.
Este anillo no se parece en nada al resto de anillos de Saturno conocidos hasta ahora: mientras que los que tenemos en mente abarcan unos 275.000 km y tienen una anchura de tan sólo unos 1000 km como mucho, éste empieza a seis millones de kilómetros de Saturno y se extiende a lo largo de otros doce millones de kilómetros más con una anchura de 2,5 millones de kilómetros (unas veinte veces el diámetro del planeta). Es decir, si pudiésemos observarlo, ocuparía lo mismo que dos lunas, una a cada lado de Saturno. De hecho, para rellenar el espacio que ocupa necesitaríamos aproximadamente 1000 millones de Tierras. Una auténtica monstruosidad.
Además, hay que destacar que el nuevo anillo está inclinado 27º con respecto a los ya conocidos anteriormente, y aquí viene lo más interesante de la noticia. 27º es justo la inclinación de el satélite Febe (otro satélite de Saturno, que además gira al contrario que los demás).


Febe, desde la sonda Cassini.
Como podéis observar, Febe no se asemeja en nada a satélites como la Luna, sino que parece más bien un asteroide. Las teorías apuntan a que es precisamente eso: un asteroide que fue capturado por la gravedad de Saturno. Al parecer, el nuevo anillo se ha formado a partir del material que Febe ha ido perdiendo a lo largo de su órbita. Así que, cada vez que Jápeto pasa cerca del anillo que ha creado Febe, se le van "pegando" las partículas de dicho anillo (como insectos en el parabrisas de un coche), lo que explica el problema de su cara Cassini Regio.


Comparación del tamaño de Saturno con el anillo descubierto.

¿Quién dijo que todos los grandes descubrimientos ya están hechos?



Todas las fotografías han sido tomadas por NASA.

Para leer más:

- Noticia publicada en la página de la NASA (en inglés)
- Noticia en la página del telescopio espacial Spitzer (en inglés)
- Noticia en el diario elmundo.es (en español)

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Venus

7/10/09
El segundo planeta más próximo al Sol.


Venus visto desde la sonda Mariner 10.

Venus es el segundo planeta del Sistema Solar, siendo el tercero más pequeño. Pertenece a los planetas rocosos, y tiene un radio de unos 6000km (sólo 400km menos que el terrestre). Orbita alrededor del Sol a una distancia de 108,208,930 km ( a 0,7 veces la distancia Tierra-Sol). Una de sus muchas particularidades tiene que ver con este dato: como sabéis, las órbitas de los planetas no son exactamente circulares, sino elípticas (ligeramente achatadas). Bien, pues Venus tiene la órbita más circular del Sistema Solar, y tarda unos 225 días en recorrerla. Su rotación (su giro sobre sí mismo) es de 243 días, y además en sentido contrario al del resto de planetas junto con Urano. Además, no tiene satélites.


Comparación de los tamaños de Venus y la Tierra.

Seguramente, cuando hayáis visto la comparación de los tamaños habréis pensado que os estoy engañando, que ese no es el mismo planeta que aparece al principio de la entrada. No, no os estoy engañando. La diferencia entre ambas imágenes se debe a que Venus tiene una atmósfera increíblemente densa compuesta de dióxido de carbono en su mayoría, lo que provoca un efecto invernadero brutal en el planeta. Además, debido a sus fuertes vientos, aunque Venus tarde 243 días en dar una vuelta sobre si mismo, las nubes del planeta sólo tardan unas 4 días. En cuanto a su estructura, sabemos que Venus posee un núcleo metálico sólido (muy posiblemente de hierro y niquel), pero que, al contrario que en la Tierra, no está rodeado por un núcleo metálico exterior líquido, ya que el planeta tiene un campo magnético prácticamente nulo (el campo magnético planetario se crea precisamente gracias a este fenómeno). Por encima de este núcleo, debería existir un manto y finalmente la corteza con una grán actividad volcánica. Sin embargo existen muy pocos datos al respecto, ya que es realmente dificil llegar a ver la superficie del planeta.

Curiosidades sobre Venus:

· A Venus se le conoce como "Lucero del Alba"(o estrella de la mañana) o "Lucero Vespertino" (o estrella de la tarde", ya que es el segundo cuerpo más brillante en el cielo (después de la Luna), y al estar tan cerca del Sol sólo se le ve cuando este acaba de salir o ponerse.

· Al igual que ocurría con Mercurio, Venus orbita más cerca del Sol que la Tierra. Esto implica que podemos verlo pasar por delante de nuestra estrella. A este fenómeno se le denomina tránsito.


Tránsito de Venus.

· Del mismo modo, también la Luna puede pasar por delante de Venus, ocultándolo. A este fenómeno se le denomina ocultación.

Momento anterior a la ocultación de Venus
por la Luna. El otro planeta que se observa es Júpiter.


· Como Venus orbita más cerca del Sol que la Tierra, dependiendo de su posición en la órbita veremos el planeta totalmente iluminado, parcialmente iluminadas, o totalmente oscuro. Es decir, Venus también ofrece fases, al igual que la Luna, pero estas no son visibles a simple vista (este fenómeno también sería visible con Mercurio, de no ser por el hecho de que al estar tan cerca del Sol, este planeta es muy dificil de observar).


Fases de Venus. El aumento de tamaño se debe a que cada
foto está tomada en un momento del año, y el planeta fue
aproximándose a la Tierra a medida que orbitaba.

· Extrañamente, Venus siempre nos muestra la misma cara. Esto puede recordar a lo que pasaba con la Luna, pero sin embargo, en este caso Venus no orbita alrededor de la Tierra, sino del Sol. Aún no se sabe si se debe a una mera coincidencia, o es un efecto de resonancias gravitatorias.

· Como dijimos antes, Venus tiene rotación retrógrada (es decir, de Este a Oeste, gira al revés que el resto de los planetas). Esto provoca que en la superficie, el Sol salga por el Oeste y se ponga por el Este, justo al contrario que en la Tierra.

· Venus tarda 234 días en dar una vuelta completa alrededor del Sol, y 243 en completar un giro sobre si mismo. ¡Los días allí son más largos que los años!

· Como las nubes rotan mucho más rápido que el planeta, el viento allí va desde 4,5 km/h en la superficie (debido a la presión), hasta los 350km/h en las capas exteriores de la atmósfera.

· Venus es lo más parecido al Infierno tal y como nos lo imaginamos: su densa atmósfera no permite que la luz llegue a la superficie en ningún momento. Sin embargo, por el efecto invernadero, la temperatura media en el planeta es de unos 460 ºC. Además, es el planeta con mayor actividad volcánica de todo el Sistema Solar. Y para colmo, su atmósfera está repleta de gases venenosos, llegando a tener capas de varios kilómetros de espesor de ácido sulfúrico, que producen auténticas tormentas de lluvia ácida.

· Debido a esta atmósfera tan opaca, la gran mayoría de las fotografías que existen de la superficie venusiana han tenido que hacerse mediante rádares instalados en las sondas que los exploraron.


Fotografía de la superficie de Venus.

· El peso que ejerce la atmósfera de Venus sobre su superficie es 92 veces mayor que el que de la atmósfera terrestre. Para hacernos una idea, el equivalente a la presión que sufriríamos a un kilómetro de profundidad en el mar. Es decir, quedaríamos completamente aplastados. De hecho, muchas de las sondas enviadas allí tenían como última misión precipitarse sobre el planeta para poder enviar fotos desde la superficie, pero la mayoría fueron destruidas por el enorme peso que tenían que soportar. No obstante, la nave rusa Venera 14 logró tomar algunas instantaneas antes de quedar inoperativa.


Fotografía tomada por la sonda Venera 14
de la superficie de Venus.

· El efecto de la presión de la atmósfera es perfectamente visible en las fotografías tomadas de la superficie mediante rádar. Las formaciones volcánicas están achatadas, y su superficie es prácticamente plana comparada con la terrestre.


Formación sobre la superficie de Venus
debido a la solidificación de la lava.
El achatamiento es perfectamente visible.

· Se han detectado en su superficie tres cráteres realmente curiosos debido a su colocación. Se estima que los objetos que los provocaron debieron ser bastante grandes, ya que si no se habrían desintegrado al entrar en contacto con la atmósfera.


Los cráteres Howe (abajo, de 37 km de diámetro),
Danilova (arriba a la izquierda, con 47,6 km de diámetro)
y Aglaonice ( arriba a la derecha, de 62,7 km de diámetro).

· Parece que en un principio Venus pudo ser muy similar a la Tierra. Su estructura, su tamaño y su distancia al Sol son bastante parecidas. De hecho se baraja la hipótesis de que en el pasado pudieron existir océanos en su superficie. Sin embargo, hoy en día la Tierra es un planeta habitable, y Venus es un auténtico infierno. Y no tenemos ni idea de por qué.


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¿Por qué mirar al cielo?

5/10/09
¿Alguna vez habéis visto una franja más clara en al mirar al cielo de noche? Esa franja es nuestra propia galaxia, la Vía Láctea (espero hacer una entrada al respecto dentro de poco). Compuesta de miles de millones de estrellas, aunque no seamos capaces de distinguirlas a simple vista sí podemos apreciar como su luz aclara una determinada zona del cielo.

El vídeo de esta entrada es obra de William Castleman, y está hecho a base de fotos de larga exposición de 20 segundos a ISO1600, con 40 segundos entre foto y foto (es decir, una foto de 20 segundos cada minuto). Posteriormente se colocan todas las fotografías en un vídeo una detrás de otra, dándo la sensación de movimiento. El equipo utilizado no es nada fuera del otro mundo: una Canon EOS-5D con los AA modificados para registrar la pantalla de hidrógeno alfa en 656 nm, un objetivo ojo de pez EF 15mm f/2,8, y con un trípode ponderado. Es decir, que puede hacerse con una cámara medianamente buena.

Lo que vais a ver es el centro de la Vía Láctea apareciendo ante los ojos de los asistentes a la Star Party celebrada en Fort Davis, Texas. Si queréis un consejo, poned el vídeo en pantalla completa (el icono con cuatro flechas en la parte inferior derecha del vídeo) y no perdáis detalle: podréis distinguir hasta estrellas fugaces y satélites artificiales sobrevolando el lugar.

Sencillamente increíble.

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El LCROSS impactará contra la Luna el 9 de Octubre

4/10/09

Tras la noticia de la existencia de agua en la Luna, las misiones LRO y LCROSS de la NASA siguen su curso. Este proyecto conjunto tiene como objetivo principal proporcionar nuevos datos sobre nuestro satélite, su composición, y la posibilidad de utilizar el agua de la superficie lunar como recurso para futuras misiones.

Por un lado, el LRO (Lunar Reconnaissance Orbiter) es un satélite encargado de orbitar alrededor de la Luna, tomando fotografías de esta con 10 veces más calidad de lo que nunca antes se habían tomado. Hasta tal punto, que se pueden detectar módulos y objetos de las anteriores misiones a la Luna.



Primeras imágenes enviadas por el LRO.


Imagen tomada desde el LRO. Podemos observar el módulo Antares,
instrumentos, y ¡hasta las huellas de los astronautas!

A su vez, el LCROSS (Lunar CRater Observation and Sensing Satellite) se compone de dos satélites: el Centaur y el Shepherding Spacecraft (S-S/C). El primero de ellos es un enorme proyectil, cuya misión es estrellarse directamente en el polo sur lunar a una velocidad mayor que el doble de la de una bala. El segundo estudiará la nube de polvo que se formará tras el impacto, justo antes de seguir el mismo destino que su compañera, estrellándose en una zona cercana (entre 3 y 5 km como máximo).

Ambos proyectos fueron lanzados conjuntamente el 18 de Junio de 2009, pero el LRO se separó de los dos módulos que forman en LCROOS una hora después del despegue. Así, mientras el LRO se dedicó a orbitar varias veces cerca de la superficie lunar, el Shepherding Spacecraft conducía al Centaur a lo largo de dos órbitas alrededor de la Tierra para asegurar el mejor impacto posible, ya que sólo tendrán una oportunidad. Antes de la colisión, el Centaur se adelantará para permitir que el Shepherding Spacecraft tome datos antes de chocar ella también contra la superifice. Finalmente, el LRO pasará sobre el crater para tomar nuevos datos.

Bien, pues ya hay fecha y hora para la colisión. Tras cambiar de objetivo del crater Cabeus A a Cabeus (no se esmeraron mucho con los nombres), el Centaur se estrellará contra la superficie lunar el 9 de Octubre a las 4:30 a.m. del PDT (tiempo del Pacífico), es decir, a las 13:30 del mismo día en España. Lo cuál es una lástima, porque parece que el impacto será visible hasta con un buen telescopio amateur. No obstante, en Estados Unidos hay programados una gran cantidad de eventos públicos que lo retrasmitirán en directo, y también por la red. Así que si tenéis un hueco, ¡ni se os ocurra perdéroslo!



Resumen de las misiones LRO y LCROSS (en inglés)




Lanzamiento del LRO/LCROSS.
Os lo recomiendo encarecidamente si nunca habéis
visto un lanzamiento completo.





Otro resumen de las misiones, en inglés.

Para leer más:
· Página de la misión LRO de la NASA (en inglés)
· Página de la misión LCROSS de la NASA (en inglés)
· Página de la NASA con vídeos-resumen de las misiones (en inglés)
· Otra página de la NASA sobre el LRO (en inglés, tiene unas fotografías impresionantes)

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