Un paso que cambió la historia

27/8/12
 
 Neil Armstrong (1930-2012)

No tiene sentido escribir una parrafada enorme sobre Neil Armstrong, porque a estas alturas internet está lleno ya de páginas y páginas sobre él.

Simplemente quería agradecerte, Neil, todo lo hecho. Por ese paso que cambió el curso de la historia y que nos ha hecho soñar a millones de seres humanos.

Que tengas un buen viaje.



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Detectando planetas paso a paso

21/8/12
Lamento la desaparición, pero a cambio os traigo una entrada bien grande sobre la detección de planetas nivel "explícaselo a tu abuela". Que conste que sólo voy a hablar de los métodos más importantes, pero el resto son (hasta el momento) bastante marginales y no se están usando demasiado.

Cualquier persona con un mínimo de interés por la astronomía estará habituada a encontrar noticias relacionadas con los exoplanetas: planetas alrededor de otras estrellas. Los primeros descubiertos fueron un caso "raro", porque se encontraron en 1992 alrededor del pulsar PSR B1257+12, algo un tanto exótico. Sin embargo poco después, en 1995, Michel Mayor y su estudiante Didier Queloz descubrieron 51 Pegasi b, un planeta orbitando una estrella parecida al Sol, y desde ese momento este campo ha sufrido una explosión increíble debido a las mejoras sin precedentes que se han conseguido en instrumentación. Pero...¿cómo se detecta un planeta?

 
Lo cierto es que detectar un planeta no es en absoluto una tarea sencilla, y muchas veces no somos conscientes de hasta que punto de desarrollo se está llegando. De hecho, existen varios métodos de detección que seguramente no se parecen mucho a lo que alguien podría pensar en principio porque el asunto se las trae.

Detección por imagen directa.
La idea más "simple" es tomar una foto de un planeta. Pero si tenemos en cuenta algunas cosillas, el tema se pone complicado:

1º) Las estrellas están muy lejos. Muy muy lejos. Para hacernos una idea rápida, si la distancia entre la Tierra y el Sol fuese de 1 cm, el estrella más cercana estaría a más de 2.5 kilómetros. Y esto es para la estrella más cercana, os podéis imaginar que la mayor parte están bastante más lejos (cientos o miles de veces). 

2º) Los planetas no emiten luz. Seguro que alguna vez habéis visto Venus, Júpiter o Saturno a simple vista. No son difíciles de ver, son bastante brillantes en comparación con la mayoría de las estrellas que vemos cuando miramos al cielo. Pero su brillo se debe a la luz que reflejan del Sol, y los vemos tan o más brillantes que las estrellas porque los planetas están "aquí al lado" en comparación (Júpiter estaría a 5 cm en la escala anterior, y Saturno a 10 cm). En realidad, la luz que reflejan los planetas es como varios millones - cientos de millones de veces menos que la de la estrella que las alberga.

Con todo esto, podemos hacer la burda aproximación de pensar en detectar un planeta directamente como ser capaces de ver una pequeña bola de menos de 1 mm de diámetro, colocada a 1 cm del foco más bestia que podáis imaginaros, y todo esto a una distancia de varios kilómetros.

Pues aun así, se han podido tomar imágenes de exoplanetas. Se utilizan técnicas extremadamente complicadas que ocultan o eliminan la luz de la estrella, pero se hace. Eso sí, esta técnica es válida únicamente para estrellas cercanas (a pocos kilómetros en nuestra escala), y para planetas que están bastante alejados de su estrella (si el planeta está a 1 cm, no vamos a poder "separarlo" de la estrella. Será mucho más fácil si el planeta está a 50 cm). Vamos, que esta técnica nos vale sólo para casos muy puntuales. Hay que buscar otras técnicas para detectar planetas.

See Explanation.  Clicking on the picture will download
 the highest resolution version available. 
 Imagen directa del sistema planetario HR8799, a 120 años luz.
El "manchurrón" central es el resultado de eliminar
la contribución de la estrella, y podéis ver los tres
planetas b (a 68 cm en nuestra escala), c (a 38 cm) y d (a 24 cm)
marcados junto con el sentido de su órbita.
Créditos: C. Marois y colaboradores 

El método de la velocidad radial.

Visto el panorama, hay que pensar en otros modos de detectar exoplanetas. Una de las opciones es utilizar el espectro de la estrella (que nadie se asuste, que ahora mismo explico esto como dios manda).

Como sabéis, la luz es radiación electromagnética. Cuando observamos un objeto, podemos hacerlo en diferentes rangos del espectro electromagnético (podés echarle un vistazo a la entrada sobre esto). Básicamente, es algo así como "estudiar la luz azul" o "la luz roja". Esto de la luz roja o azul es una medida de la longitud de onda, que es la separación entre dos máximos o dos crestas de una onda.


Cuanto más cerca estén los dos máximos, es decir, cuanto menor sea la longitud de onda, más energética es la radiación y más "azul". Ojo, que esto no quiere decir que sólo podamos estudiar el rango del espectro electromagnético que va entre el rojo y el azul. De hecho, si lo pensáis, "infrarrojo" significa por debajo del rojo, y "ultravioleta" es más allá del violeta.




Espectro electromagnético.

 Lo que en física se denomina "espectro electromagnético" de algo no es más que la cantidad de radiación que se emite en cada longitud de onda, algo así como "cuánta luz roja llega, cuánta luz verde, cuánta luz azul,...". Cuando juntamos todo esto, obtenemos algo como lo siguiente, que es el espectro de una estrella.

Espectro del Sol (muy recomendable ver en grande).
La línea roja de la gráfica representa "la cantidad de luz" que llega para cada longitud de onda, es decir, cuánta luz nos llega para una separación concreta entre los máximos de la onda, para una separación un poco mayor, para otra separación,... Hay algunos sitios en los que la gráfica "cae" de golpe: son líneas de absorción producidas por la presencia de diferentes elementos químicos. Si os fijáis, estas líneas de absorción coinciden con las zonas más oscuras de la barra de colores de la parte inferior, que es lo que se observa si se hace pasar la luz del sol por un prisma (por supuesto, un prisma lo suficientemente bueno). Estas líneas de absorción se producen porque los elementos químicos absorben radiación de determinadas longitudes de onda (es decir, absorben, por ejemplo, el color azu), haciendo que llegue menos luz a esa longitud de onda y produciendo esos "huecos".
Créditos: Rainer Ehlert, tomada de www.astroforo.net 
(este espectro NO está tomado por un observatorio profesional, sino por un astrónomo aficionado. ¡Impresionante!)

Las líneas de absorción son una característica muy importante, ya que nos proporcionan información de la composición química de la estrella. Pero se le puede sacar más partido a estas líneas, porque cada línea de absorción aparece siempre en una longitud de onda típica. O por decirlo de otro modo, cada elemento absorbe sólo una longitud de onda determinada, así que si encontramos una línea en una longitud de onda podemos saber qué elemento la está generando.
















Comparación de líneas de absorción para el Sol y otra estrella. Como véis, aunque tienen formas diferentes la posiciones de muchas de ellas se repiten.

En realidad os he engañado un poco, poque hay una cosa llamada "efecto Doppler" que puede cambiar la posición de las líneas: a grandes rasgos, si un objeto se acerca o se aleja de nosotros las líneas se mueven hacia longitudes de onda más cortas (se desplazan al azul) o más largas (se desplazan al rojo) respectivamente. Y este es el factor clave en la detección de planetas con velocidad radial. ¿Por qué? Por el efecto gravitatorio del planeta sobre la estrella.

A veces no somos conscientes de cómo funciona la gravedad: damos por supuesto que las estrellas atraen a los planetas, y no nos damos cuenta de que en realidad todo objeto con masa atrae a todos los objetos con masa del Universo. Por extraño que parezca, nosotros atraemos a la Tierra también, no sólo ella a nosotros. Todo esto para decir que aunque el planeta orbita alrededor de la estrella, la estrella también sufre un ligero movimiento (mucho menor, pero se mueve). Para intentar entender esto, os pongo dos gráficos  a continuación.

Movimientos de un sistema estrella - planeta:
Podéis ver el planeta orbitando alrededor de la estrella (en rojo),
pero también se aprecia el movimiento menor de la estrella (en verde).
Si os dáis cuenta, los dos círculos son concéntricos (tienen el
mismo centro). El centro de estas órbitas se denomina "centro de masas".
El movimiento del que os hablaba es el de la estrella.
Además, el movimiento de los dos (tanto el planeta como la estrella)
se producen en el mismo plano, es decir, podemos imaginar
que todo el movimiento se produce en un disco, como si ambos
objetos rodasen por la superficie de un CD.



Y aquí el quid de toda la cuestión: el efecto del movimiento de la estrella.
Es importante entender bien este esquema.
En la parte superior tenemos el sistema visto desde arriba, donde se muestra la estrella orbitando alrededor del centro de masas, y las flechas indican donde estaría la Tierra para el siguiente esquema, o dicho de otro modo, desde dónde estamos viendo el sistema: el movimiento en el segundo diagrama representa el mismo sistema visto de canto (con la analogía del CD, esto equivale a poner el CD de canto y mirar la estrella). Y el punto definitivo para comprender el por qué de todo esto: la estrella se acerca y se aleja periódicamente de nuestro punto de observación (la Tierra).
Si combinamos esto con el efecto del desplazamiento al rojo y al azul
de las líneas...¡voilá, detectamos la presencia de un planeta!

El desplazamiento de las líneas que comentábamos está relacionado con la velocidad a la que la estrella se acerca-aleja-acerca-aleja-acerca-aleja...de nosotros, de manera que si observamos la estrella un número suficiente de veces, podemos ver este efecto claramente. Y a este método, basado en el estudio de la velocidad de la estrella respecto de nuestra posición, se le denomina método de velocidad radial.


 Curva de "velocidad radial" de 51 Pegasi, la primera estrella con un planeta detectado.  El eje vertical mide velocidades relativas a nosotros, y el eje horizontal mide diferentes "momentos" de observación. Los puntos son valores de la velocidad de la estrella obtenidos a partir de los desplazamientos de las líneas de su espectro). La curva pintada es el modelo de qué pasa si a la estrella le añadiésemos un planeta, y como véis encaja muy bien con lo que se observa.
Además, si os fijáis en el eje vertical (la velocidad) veréis que hay valores positivos y negativos, lo que se debe a que la estrella se acerca a nosotros, luego se aleja, luego se acerca...
Este método es el que en la actualidad ha permitido detectar el grueso de los planetas que conocemos a día de hoy (aunque parece que por poco tiempo). Sin embargo, también tiene sus desventajas: por ejemplo, el método es más sensible a planetas con mucha masa y que estén muy próximos a su estrella, porque cuanto más masivo sea el planeta y más cerca esté de su estrella, más fuerte será el tirón gravitacional que produzca y más se notará este efecto de desplazamiento. Además, no nos permite saber directamente la masa del planeta: sólo nos da un límite inferior, es decir, nos dice que la masa es X o más (esto ocurre debido a la posible inclinación de la órbita del planeta respecto a nuestra línea de visión, si supiésemos la inclinación de la órbita sabríamos la masa del planeta...¡pero recordemos que no podemos verlo!).
De todos modos, esto del tirón gravitacional puede que tenga otra aplicación...
Astrometría.
Ya hemos dicho que las estrellas están tremendamente lejos de nosotros, lo cuál quiere decir que si sufren movimientos pequeños no vamos a poder verlos (¡a menos que miremos el espectro!). Ahora bien, esto también depende de la precisión de nuestro detector, y mejorar dicha precisión hasta niveles increíbles (lo cuál se ha conseguido) puede permitirnos observar movimientos de la estrella como el que os enseñaba antes en esta animación.


Este método está aún en pañales pero dentro de muy poco, cuando se lance el satélite GAIA, se podrá utilizar este método de manera sistemática para descubrir un montón de nuevos sistemas planetarios. El problema es que aquí detectaremos sobre todo aquellos planetas que estén en estrellas cercanas, y sobre todo aquellos que tiren "fuerte" de su estrella (es decir, que tengan mucha masa y que estén cerca de esta estrella). Y además, tampoco sabemos la inclinación de la órbita, así que nos encontramos con el mismo problema que en el caso del método de la velocidad radial: sólo tenemos un límite inferior para la masa.

Pero hay un caso en el que podemos estar seguros de la inclinación.e incluso hacer que la inclinación juegue a nuestro favor...

Método de los tránsitos.

¿Qué pasaría si mirásemos el sistema "de canto"? ¿Tan de canto que desde nuestro punto de vista el planeta cruzase por delante de la estrella? Pues que estaríamos viendo un tránsito.
Un transito no es más que un "eclipse" hecho por un planeta: del mismo modo que la luna oculta al Sol a veces, Mercurio y Venus se pasean por delante del disco solar en contadas ocasiones, y nosotros estamos alineados para verlo (porque, si recordáis, los sistemas planetarios tienden a estar en un plano). De hecho, en Junio de este año tuvo lugar el tránsito de Venus, el evento astronómico más fotografíado hasta la fecha (el próximo, que ocurrirá en diciembre del 2117, seguramente nos pille durmiendo a algunos). ¿Y todo esto qué tiene que ver con los exoplanetas?

Tránsito de Venus del 2012.

Si lo pensamos detenidamente, lo que ocurre cuando un planeta se coloca entre la estrella y nosotros es que nos llega menos luz. Puede que no veamos el planeta como tal, pero si tenemos un detector lo suficientemente preciso podemos medir dicha variación de la luz que recibimos, que además se producirá de manera periódica a medida que el planeta va orbitando.


Médida de la luz que nos llega de la estrella durante un tránsito. 
Al principio la luz es más o menos constante, pero de repente hay una bajada en el momento en que el planeta pasa por delante de la estrella.

Como os podéis imaginar, las variaciones en la luminosidad de la estrella son muy pequeñas (entre un uno por ciento y uno por diez mil), pero a día de hoy ya se están midiendo y como veréis a continuación, los resultados son bastante claros.


Curva de luz de Kepler 19. En el gráfico de arriba se representa, en el eje vertical, la luz que nos va llegando en diferentes momentos (horas). Como véis por los puntos, el flujo de luz cae en un 0.04% desde el máximo. La línea roja corresponde al modelo de la caída de luz cuando un planeta pasa por delante de esta estrella, y la gráfica de abajo nos da una idea de cómo de bien se ajusta el modelo a los datos (pero para lo que queremos ver no tiene importancia).

Aquí el problema es que no vamos a saber la masa del planeta, pero si somos listos, podemos montárnoslo muy bien: el método de los tránsitos nos permite conocer el radio del planeta si conocemos bien la estrella. Por otro lado, si utilizamos el método de la velocidad radial para estudiar el mismo planeta, podemos saber la masa directamente, porque esta vez sí conocemos la inclinación: el planeta ha pasado justo por delante de la estrella, ¡así que la inclinación es nula! Y aquí llegamos al bombazo: si sabemos el radio del planeta y su masa, sabemos su densidad. Es decir: podemos estudiar la composición del planeta. De este modo sabemos si estamos estudiando un planeta gaseoso como Júpiter, o uno de tipo rocoso como la Tierra.

Hay que tener presente que este método también hace que se detecten más fácilmente planetas grandes (porque ocultan más luz) y próximos a la estrella (porque, por efectos de geometría, es más sencillo que el planeta pase por delante de la estrella cuanto más cerca esté), así que siempre vamos a tener un "problemilla" a la hora de hacer las estadísticas (pero como hemos visto, esto ocurre con todos los métodos).

En el 2009 se lanzó el Telescopio Espacial Kepler, que ha revolucionado por completo el campo de los exoplanetas: este satélite se dedica a monitorizar el luz que llega de varios cientos de miles de estrellas en un pequeño campo del cielo, de manera que detecta estas pequeñas variaciones en la luz que podrían ser exoplanetas. Hasta el momento ha confirmado ya 74 exoplanetas (algunos, en sistemas planetarios múltiples y con varios de tipo terrestre), pero tiene la friolera de unos 2300 candidatos a posibles exoplanetas que tendrán que estudiarse en un futuro para confirmar que realmente son sistemas planetarios. Y esto ha ocurrido en tan solo tres años.



Campo de observación de Kepler. El area contenida
en esos "cuadraditos" es la que cubre el detector
del telescopio, vigilando en busca de posibles bajadas
en el flujo de las estrellas. Por cierto, esa franja opaca
que hay a su izquierda es el plano galáctico.


Y aquí tenéis el mismo campo, con la posición de los candidatos que se tienen hasta la fecha: en azul los de tipo terrestre, en verde los que son supertierras (un poco más grandes que la Tierra, pero rocosos), en naranja del tipo Neptuno y en rojo planetas gigantes (entre 6 y 22 veces del tamaño de la Tierra). Un montón, ¿no?


Por último, quiero enseñaros la evolución tan increíble que ha sufrido este campo en los últimos años con un gráfico.


Este gráfico muestra el número de planetas que se han detectado cada año desde 1989. Hay que que decir que el gráfico se hizo a principio de 2012, así que el último año no es "real", todavía quedan muchos planetas por añadir, pero creo que la tendencia es bien clara.

Lo mismo, pero en número de planetas conocidos en cada año.

Esto ha ocurrido en 20 años. No cabe duda de que en unos cuantos más, el número de planetas descubiertos (que hasta la fecha es de nada menos que 786) habrá aumentado de manera bestial. Y esto, además de ser simplemente un buen ejercicio para contar, nos permitirá algo tremendamente importante: entender mucho mejor cómo se forman los planetas, qué tipo de planetas podemos encontrarnos, y cómo de "raros" somos nosotros, los humanos que nos dedicamos a mirar al cielo buscando otras piedras alrededor de otros soles.


¡Todos los planetas conocidos a escala! 
Nuestro Sistema Solar es esa "cosita" metida en un recuadro gris
justo encima del texto (Júpiter y Saturno en marrón claro, Urano y Neptuno en azul, y si hacéis un esfuerzo veréis también Venus, la Tierra y Marte).
NO ME DIGÁIS QUE NO MOLA.
Fuente: xkcd.

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Un mapa del Universo en 3D

10/8/12
¿Os habéis planteado alguna vez el problema de cómo medir distancias en el cielo? Algo que puede parecer sencillo en nuestro día a día se convierte en algo bastante peliagudo cuando tratamos de hacer lo mismo en el cielo, y esto se debe al efecto de la proyección: cuando miramos al cielo podemos ver dos objetos (digamos estrellas) aparentemente muy próximas , pero que en realidad estén tremandamente separadas. Por poner un ejemplo práctico, imaginad que tenéis dos pelotas. Ponéis una donde estáis, después andáis un kilómetro en cualquier dirección y colocáis la otra en el suelo.  La distancia real entre las dos pelotas es de un kilómetro, pero imaginad que no sabemos esto. Si seguís andando en la misma dirección (alejándoos de las pelotas) y al cabo de un tiempo os tumbáseis y miráseis hacia las pelotas, veríais que están prácticamente alinadas (o perfectamente si sois capaces de andar muy en línea recta). Por lo tanto, la separación entre ellas no os parecería un kiómetro, sino mucho menos. Este efecto ocurre, por ejemplo, en las constelaciones: a pesar de los "dibujos" que vemos, las estrellas que las forman no tienen ninguna relación entre ellas y muchas veces están tremendamente alejadas entre si.

Efecto de proyección en la Osa Mayor:
aunque las estrellas que la forman parecen estar cerca unas de otras, 
la distancia real entre ellas no tiene nada que ver con lo que vemos.

La conclusión de todo esto es que simplemente tomando imágenes, es muy dificil hacer algo más que un mapa en 2 dimensiones del cielo (o por decirlo de otro modo, podemos saber la posición en el cielo, digamos posición en vertical y horizontal de una estrella sobre el horizonte, pero no la distancia del objeto a la Tierra).

Existen varias formas de atacar este problema (y desde luego el tema bien merece una entrada entera). Una de ellas, que sirve para determinar distancias muy grandes (galaxias), se basa en estudiar el espectro de la luz que nos llega de estos objetos. En concreto,  se estudia la posición de estas características, de manera que dependiendo de dónde aparezcan la galaxia estará a una distancia u otra (todo esto se basa en el efecto doppler).

Todo esto viene a cuento porque acaba de publicarse el una nueva versión del catálogo del Sloan Digital Sky Survey III o SDSS (Exploración Digital del Cielo Sloan, realizada desde telescopios terrestres).
 









































Telescopio de 2.5 metros con el que se realiza la exploración
del Sloan Digital Sky Survey.
 
Este catálogo contiene información de cientos de millones de objetos en el cielo, y en concreto contiene espectros de más de 4 millones de galaxias (y por lo tanto, 4 millones de galaxias con posición en el cielo y distancia). Con esta información se ha podido desarrollar el mapa 3D del Universo más completo que se tiene hasta el momento, lo que permitirá a los cosmólogos estudiar la aceleración del Universo y las estructuras a gran escala que forman los cúmulos de galaxias.

Y además, nos permite ver cosas tan impresionantes como este vídeo, en el que están representados las posiciones de hasta 400.000 de estas galaxias.





Para saber más:
- Este, este y este link, tres artículos científicos sobre la última publicación del SDSS III (en inglés)

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Vídeo del descenso del Curiosity y primera imagen a color

7/8/12

Desde su aterrizaje ayer a las 5:31 UTC, el Curiosity ya nos ha ido enviando alguna fotografía (la primera de todas, el horizonte marciano, prácticamente en el momento de tocar tierra). Y esto acaba de empezar, porque a medida que nos vayan llegando más y más datos iremos obteniendo cosas bastante más alucinantes, como por ejemplo este vídeo del descenso del Curiosity, realizado a partir de fotografías tomadas por la Camara de Descenso a Marte MARDI (MaSR Descent Imager).


Vídeo del descenso del Curiosity tomado con la cámara MARDI.
¡Eso que se ve en las primeras imágenes es el escudo térmico en el momento
de desprenderse!

Hoy nos ha llegado también la primera imagen a color tomada desde el suelo por Curiosity utilizando la cámara MAHLI (Mars Hand Lens Imager). La imagen se ve más bien borrosa debido a que durante el descenso se levantó gran cantidad de polvo, y la lente está hecha una pena. Pero en el transcurso de una semana el polvo se irá eliminando de la superficie y la calidad de sus imágenes mejorará drásticamente (y además, todavía no se ha desplegado el mástil para acercar esta cámara a las rocas, así que las fotos se tomarán "desde más cerca"). De cualquier modo, el rojo marciano queda bien claro, ¿verdad?
































Primera imagen a color del Curiosity.
Créditos: NASA/JPL-Caltech/Malin Space Science Systems

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El Curiosity in fraganti

6/8/12
A estas alturas, el planeta entero se ha hecho eco de la llegada sano y salvo del Curiosity a Marte (de hecho, apuesto a que más de alguno andará muerto de sueño por los rincones después de la madrugada de hoy). 

Pero por supuesto, todavía queda mucho por ver de esta misión, incluso de hoy mismo. En la entrada anterior os puse este link, en el que podéis ir viendo algunas de las imágenes "en bruto" que el Curiosity está tomando del lugar de aterrizaje. 

Resulta que a pesar de todas las agonías y los nervios, hubo algo que estaba vigilando el descenso del Curiosity: la Mars Reconnaissance Orbiter de NASA fue capaz de capturar, utilizando HiRiSE (que son las siglas de High-Resolution Imaging Science Experiment, una cámara de alta resolución) cómo el rover bajaba lentamente con su paracaídas.
























 El Curiosity durante la fase del descenso con paracaídas,
capturado por HiRiSE.


Por cierto, ¿alguien se ha fijado en el logo de Google de hoy? ;)

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¡El Curiosity llega a Marte!

Tras una espera interminable y no saber qué iba a pasar, ¡por fin hay confirmación de que el Curiosity está sano y salvo sobre la superficie marciana!

A medida que vayan llegando las imágenes podéis ir viéndolas aquí.


La sombra del Curiosity ¡SOBRE MARTE!


¡Gracias a todos los colgados que han amenizado la madrugada por Twitter, y disfrutad!



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¡¡Marte al fin!!

5/8/12
Después de un vuelo de ocho meses, el Curiosity se encuentra ya a menos de 9 horas de llegar a Marte. Un bicho de 900 kg que se posará en la superficie marciana de la manera más complicada que os podáis imaginar (tanto es así que la NASA ha denominado a este proceso los siete minutos de terror). Para hacerlo todo más intrincado, todo el proceso va a ser automático, ya que hay un pequeño problemilla adicional: en el lugar de la superficie de Marte donde se supone que el Curiosity va a posarse (el crater Gale), la Tierra se habrá puesto sobre el horizonte sólo dos minutos antes, lo que significa que cualquier señal que se le envíe no será recibida por el robot. Y lo que es peor...¡tampoco recibiremos nosotros la llamada de "he llegado sano y salvo"!

No obstante, la sonda Mars Odyssey vendrá en nuestra ayuda, y echará un ojo al amartizaje de Curiosity: servirá de repetidor para reenviar a la Tierra las señales que emita el rover una vez llegue al suelo. Aunque también podría ser que esta sonda no lo lograse y haya que esperar horas a que la Mars Reconnaissance Orbiter haga lo propio, o que esta también falle y tengamos que esperar varios días hasta que el Curiosity nos confirme que está de una pieza.

Para aquellos a los que os quite el sueño y no os deje dormir, la confirmación de que el aterrizaje se ha producido se espera a eso de las 7:31 AM hora española (y si vivís en otro lugar, podéis encontrar una tabla que la NASA ha preparado con las diferentes horas de "llegada") . Y si entendéis algo de inglés (o incluso si no), desde las 5 de la mañana podréis seguir todo el proceso en NASA.TV. Y también podéis pasaros por la mismísima cuenta de twitter del Curiosity.

Servidor estará por aquí, así que si hay alguien "ahí" podéis encontrarme en twitter  o en elvagabundodelasestrellas@gmail.com como un buen espaciotrastornado.


¡Suerte Curiosity!




























Crater Gale, lugar de aterrizaje del Curiosity.

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