SoyHomeroElMalo

La idea de este post es hacer algo cortito, fácil y rápido de leer, de temas relacionados 100% con la astronomía. En el encontraran datos interesantes y sorprendentes! Entrá acá si queres ver como se formó la Luna.http://www.taringa.net/posts/info/13821822/La-Luna-_Como-se-formo_.html Entrá acá si queres ver lo mejor de mi astrofotografía.http://www.taringa.net/posts/imagenes/13823860/Mis-mejores-fotos-_Astrofotografia_.html Entrá acá si queres ver como se toman fotos del universo.http://www.taringa.net/posts/info/13824915/_Como-tomar-fotos-del-universo_.html Entrá acá si queres enterarte de lo último de las misioens espaciales.http://www.taringa.net/posts/info/13795363/Actualidad-de-las-misiones-espaciales.html Mercurio, el planeta más cercano al Sol, tiene un núcleo que ocupa el 47% de su volúmen total. Venus, si bien no es el planeta más cercano al Sol, es el que tiene la mayor temperatura, casi 460º C Marte posee la elevación más grande del sistema solar. El monte Olimpo se eleva 24 kilómetros de la superficie marciana. 3 veces más grande que el monte Everest de la Tierra. La gran mancha roja es un anticiclón, una enorme tormenta en Júpiter, cuyos vientos rondan los 400 Km/h y entrarían 3 o 4 Tierras en su interior. Ío, satélite natural de Júpiter, es el astro con el vulcanismo más activo del sistema solar, con 400 volcanes activos que poducen nubes de azufre y dióxido de azufre de 500 km de altura Los anillos de Saturno son rocas y hielo que quedó orbitando alrededor de Saturno. El primero en observarlos fue Galileo Galilei en 1610, Los vientos de Neptuno son los más veloces del sistema solar, las velocidades máximas pueden alcanzar los 2400 Km/h Al igual que Jupiter, Neptuno tiene una tormenta en la que entraría una Tierra. Esta tormenta fue detectada por el Voyager 2 en 1989. Urano es el planeta que posee la mayor inclinación de su eje de rotación, con 99,77º- (La de la Tierra es 23,5º) Neptuno fue descubierto en 1846, su órbita se predijo matematicamente por la influencia gravitatoria que ejercía sobre Urano, y leugo fue confirmado visualmente. Por lo que es el único planeta que se predijo que existiría. Plutón, en el 2006, sufrió un cambio de categoría, pasó de ser planeta a planeta enano. Dentro del volúmen del Sol, entrarían perfectamente 1.300.00 Tierras... Nuestra galaxia, la Vía Láctea, es una galaxia espiral cuyo diámetro es de 100 mil años luz. Se estima que en nuestra galaxia, existen alrededor de 200 mil y 400 mil millones de estrellas. La pequeña nube de Magallanes y la gran nube de Magallanes, son dos galaxias irregulares pequeñas, que orbitan en torno a la Vía Láctea. La galaxia de Andrómeda, situada a 1,5 millones de añoz luz de nuestra galaxia, está destinada a colisionar con la Vía Láctea en 3 mil millones de años. Esta enorme galaxia espiral se acerca a la Vía Láctea a 500.000 Km/h. Hidra es la constelación más grande de la bóveda celeste. Ésta ocupa 3,16 % del total. La Vía Láctea, como la gran mayoria de las galaxias, posee un agujero negro supermasivo en su centro, la masa estimada es de alrededor de 4 millones de soles. Una estrella Wolf-Rayet son estrellas masivas, cuyas temperaturas superficiales rondan los 70.000 ºC. Casi 12 veces más caliente que la temperatura superficial del Sol. El color de una estrella depende de su temperatura superficial, estrellas con una temperatura superficial de 3000 ºC tienen un color rojizo, mientras que las más calientes, de 30.000 ºC tienen colores azulados. Una clasificación donde se utiliza el color y la temperatura superficial es la clasificación de Harvard. La nebulosa de Orión es una nebulosa difusa que tiene la particularidad de ser la más cercana a la Tierra, situada a unos 1500 años luz de nosotros. Su tamaño ronda los 12 años luz de radio. Cálculos recientes, determinan que la materia oscura constituye el 21% de la materia del universo, aunque hasta el día de hoy nadie tiene muy claro qué es. Aún no se ha visto ni detectado de forma directa, pero los astrónomos saben que está allí por su atracción gravitatoria sobre otros cuerpos celestes La energía oscura por el contrario, es una forma de energía o materia que estaría presente en todo el universo, y ésta causaría la aceleración en la expansión del universo. IC 1011, es la galaxia más grande jamás detectada, su diámetro es de casi 6 millones de años luz, lo que la hace 6 veces más grande que nuestra galaxia. Los satélites naturales de Marte, Fobos y Deimos, son dos asteroides que fueron capturados en una órbita cerrada por la gravedad de Marte. Un reciente descubrimiento de astrónomos de la NASA, detectaron en Europa, satélite de Júpiter una inmensa masa de agua caliente, que se encuentra 3 Km debajo de la corteza de hielo que lo recubre El empuje WARP es una forma de propulsión teórica, que propone curvar y distorcionar el tejido espacio - tiempo de tal forma que la nave se "acerque" al punto de destino. Esto no violaría la relatividad de einstein, y en cierta forma, estaríamos viajando más rapido que la luz. VY Canis Majoris, no es una estrella cualquiera, esta hipergigante roja situada a 5 mil años luz de nosotros, es 2100 veces más grande que el Sol, lo que la hace la estrella más grande jamás detectada. En el año 1054 los chinos observaron en la constelación de Tauro una estrella que habia aparecido donde no habia nada antes. El motivo fue la explosión en forma de supernova de una estrella masiva, la luz generada en esa explosión permaneció en el cielo durante 22 meses. Hoy en día el remanente de esa explosión la llamamos Nebulosa del Cangrejo Las Enanas blancas NO SON ESTRELLAS, sino que es un remanente estelar que ha quedado tras la muerte de una estrella, como la enana blanca no posee fusión nuclear en su interior, ésta está en equilibrio debido a la fuerza de repulsión entre los electrones. El sol, y el 97% de las estrellas que conocemos darán lugar a una enana blanca. Una supernova es una explosión estelar, de una escala colosal, y ésta ocurre cuando una estrella, de 10 masas solares como mínimo se queda sin hidrógeno en su núcleo, esa es la primer etapa, cuando finalmente llega a un núcleo de hierro la estrella colapsa sobre si misma dando lugar a una enorme explosión causada por la onda de choque de cuando las capas "caen" sobre el núcleo de hierro. Estas explosiones liberan más energía en unos segundos que el Sol durante toda su vida, y el brillo puede opacar a la galaxia donde se encuentra. Radiación de fondo de microondas fue descubierta en 1965 por Penzias y Wilson, esta radiación provenia de todas direcciones del espacio y se concluyó que era lo que George Gamow, Ralph Alpher y Robert Hermann habian predicho en 1948. Esto se trata ni más ni menos del eco del big bang, la radiación que quedó de la gran explosión. Una aurora polar se produce cuando hay una eyección de partículas ionizadas del Sol, estas chocan contra la magnetosfera terrestre, y produce luces coloridas en la ionosfera. El Oro de nuestras joyas, el hierro de nuestras herramientas, el uranio de nuestras centrales nucleares, el calcio de nuestros huesos, y TODO elemento que no sea hidrógeno y helio fueron formados dentro de estrellas que explotaron como supernovas. Carl Sagan no estaba mientiendo cuando dijo "Todos somos polvo de estrellas" Si tuvieramos un cubito de 1 centimetro de lado, extraído de una Enana blanca, el insignificante cubito tendria una masa de 3 mil toneladas. Según estimaciones hechas por astrónomos, se estima que el universo tiene una extensión de 93.000 millones de años luz. Un agujero negro es una región finita del tejido espaciotemporal, con una densidad enorme que le brinda una fuerza gravitatoria tan intensa que ni los fotones de luz, que se mueven a 300000 Km/s logran escapar de su influencia gravitatoria. El Big bang es la teoría más aceptada de la creación del universo, ésta afirma que el universo surgió a partir de una singularidad, más pequeña que un átomo, de densidad y temperatura infinita que por algún motivo "estalló" creando así todo lo que conocemos. La inflación cósmica e un modelo que afirma que luego del big bang la inflación produjo una enorme crecimiento del universo. La velocidad de ese crecimiento fue superior a la velocidad de la luz. Se cree que antes y un tiempo despues del big bang las leyes físicas tal cual las conocemos no regían el universo primitivo. EN CASO DE QUE LES GUSTE EL POST PROMETO UNA SEGUNDA PARTE. SALUDOS Y GRACIAS POR PASAR!

Bienvenidos a YO TE ENSEÑO ASTRONOMÍA VOLUMEN II Click para ingresar a "YO TE ENSEÑO ASTRONOMÍA VOLUMEN I" CALENDARIO ¿Qué aprenderás en mi post? ¿Qué es el calendario? ¿Qué tipos de años existen? Historia y evolución del calendario ¿Cómo se fija domingo de Pascuas y semana santa? (Esto es Uruguay, no se si es para algún otro país) El calendario surge como consecuencia de la necesidad del hombre de llevar una cuenta sistematizada del tiempo, tanto como para organizar diferentes actividades sociales o religiosas, u organizar las tareas agrícolas. El primer astro que se utilizó para medir el tiempo fue la Luna, otros pueblos utilizaron en Sol y algunos el planeta Venus. El mes lunar tiene una duración de 30 días y es el tiempo que hay entre 2 lunas llenas consecutivas. Pueblos de la antigua Babilonia, establecieron que un año lunar tenía una duración de 354 días, este período contiene 12 lunaciones (una lunación también llamada mes sinódico, es el período que transcurre entre dos idénticas fases de la Luna, por ejemplo dos Lunas llenas). Este año era 10 días más corto que el ciclo de las estacione, aunque varios pueblos lo adoptaron y hasta el día de hoy sigue siendo la base de los calendarios judío y musulman. En el año 238 a.C. los egipcios adoptaron un año basado en la observación de la estrella Sothis (Sirio), en cual recibió el nombre de año agrícola, y cuya duración era de 365,25 días. El año trópico es el intervalo de tiempo que hay entre dos pasajes consecutivos del Sol por un mismo equinoccio o solsticio. Este coincide con un ciclo compelto de estaciones y su duración es de 365 días 5 horas 48' 46''. Como usar un año decimal era bastante problemático, se adopto un año cuya duración era de 365 días enteros, denominado año civíl. El calendario es el conjunto de reglas que se adoptan arbitrariamente para que el año civíl coincida con el año trópico. Año solar Juliano. Año solar juliano: Se estimaba que un año duraba 365,25 días solares, o sea 365 días y 6 horas. El calendario juliano, en principio, tuvo muchos errores, ya que algunos pueblos no lo utilizaban correctamente. En el año 46 a.C. el emperador Julio César decidió reformarlo, el encargado de esa reforma fue Sosígenes, y las reformas fueron las siguientes: - La duración del año trópico es de 365,25 días. - El año civíl contiene 12 meses, teniendo su inicio en el equinoccio de Aries. - La duración de los meses es de 30 o 31 días, en forma alternada. Febrero tiene 29 días. - Cada 4 años se agrega un día a febrero. Dicho año, de 366 días, se denomina bisiesto. - Los años bisiestos son aquellos cuyas cifras son divisibles entre 4. Estas reglas constituyeron el calendario Juliano, y entraron en vigencia en el año 45 a.C. En el año 24 a.C. el emperador Augusto, sucesor de Julio César, corrigió los errores de la reforma Juliana, además llamo Augustus al sexto mes y le agregó un día, sacándolo de Febrero. (Por esto actualmente Febrero tiene 28 días en los años comunes) La reforma Gregoriana creo el calendario que utilizamos cotidianamente Pequeños errores en el calendario Juliano, como el adelantamiento de 10 días del Equinoccio de Aries y la duración de 11 minutos de más del calendario Juliano, motivaron a una nueva modificación del calendario. El concilio de trento de 1563 le encargó al reforma al Papa Gregorio XIII, quien le solicitó a Luigi Lilio la elaboración de un proyecto de reforma. La reforma gregoriana implica los siguientes cambios: - Quitar 10 días, para que el Equioccio de Aries vuelva a coincidir con el 21 de Marzo. Para eso se pasó del Jueves 4 de Octubre de 1582 al Viernes 15 de Octubre del mismo año. - Eliminar del calendario 3 días en un período de 400 años, quitándoselos a los años fines de centuria, cuyas cifras no sean divisible entre 4.. En el calendario gregoriano los años 1600 y 2000 fueron bisiestos, mientras que 1700, 1800 y 1900 fueron comunes. ¿Cómo se fija la semana santa? La semana santa y el carnaval son fechas móviles, cuyo orígen es religioso y estan determinadas por el movimiento lunar. La semana santa está comprendida entre el domingo de Ramos y el domingo de Pascuas. Pascuas es el domingo siguiente de la primer Luna llena ocurrida después del equinoccio de Aries. Carnaval se fija 40 días antes del domingo de ramos y siempre cae un Martes. SI TE GUSTÓ COMENTA ES IMPORTANTE TU COMENTARIO. ¿Te gusta la astrofotografía? http://www.taringa.net/posts/imagenes/10558484/Astrofotografia-propia.html http://www.taringa.net/posts/imagenes/11423444/Astrofotografia-propia-Vol-_2_.html http://www.taringa.net/posts/imagenes/11495058/Astrofotografia-propia-_Vol-III_.html Saturno y las sondas Voyager http://www.taringa.net/posts/info/10556811/Saturno-y-las-sondas-Voyager.html ¿Qué es Nibirú? http://www.taringa.net/posts/info/10558908/_Que-es-Nibiru_.html

Hola taringuer@s, antes que nada les dejo estos 2 post de YO TE ENSEÑO ASTRONOMÍAClick aquí para ingresar a "Yo te enseño astronomía Vol I"Click aquí para ingresar a "Yo te enseño astronomía Vol II"TELESCOPIOSBásicamente los telescopios son instrumentos ópticos de uso astronómico, los cuales recogen luz y la concentra en un punto, esta luz es concentrada en el plano focal, lugar donde se coloca un ocular y gracias a estos obtenemos los aumentos y vemos las imágenes del espacio.¿Qué necesitas saber si te vas a comprar o si te gustaría comprarte un telescopio? Tipos de telescopioExisten dos tipos de telescopios, dependiendo del objetivo que utilizan, Refractores y Reflectores.Telescopios Refractores.Son los que poseen un lente de cristal delante del tubo como objetivo. La luz en el momento de ingresar al telescopio se refracta en el lente, y se concentra o converge en el plano focal o foco, y es ahí donde está colocado el ocular que finalmente nos ampliará la imágen.. Telescopios Reflectores.Son los telescopios que tienen un espejo cóncavo de cristal muy grueso como primario, y un espejo pequeño secundario. La luz ingresa por el telescopio, rebota en el otro extremo, donde se encuentra el espejo, la luz vuelve a rebotar en el espejo secundario, y se concentra en el plano focal, donde también está instalado un ocular.Tipos de monturasLa montura del telescopio nos permitirá moverlo hacia donde nosotros queramos, hay dos tipos principales de monturas para los telescopiso de aficionados.Montura AltazimutalLa montura altazimutal es bastante sencilla, se basa en 2 coordenadas celestes, Azimut y Altura. Una parte gira en azimut (en el plano horizontal), y otro eje sobre esta parte giratoria permite además variar la inclinación del telescopio para cambiar la altitud (en el plano vertical). Montura EcuatorialUna montura ecuatorial se mueve a lo largo de dos ejes perpendiculares de movimiento. Estos dos ejes se conocen como ascensión recta y declinación. Fijar el eje del montaje al eje polar termina la alineación. Esta alineación polar es dependiente en la localización del observador y corresponde con la latitud de la localización del observador.Accesorios y principales característicasa tener en cuenta de un telescopioDistancia focal: es la longitud focal del telescopio, y es la distancia que hay entre el espejo o lente principal hasta el foco o en punto donde se coloca el ocular. Diámetro del objetivo: diámetro del espejo o lente primaria del telescopio.Ocular: Es un tipo de lente que colocado en el foco del telescopio permite magnificar la imágen de los objetos.Lente de Barlow: lente que generalmente duplica o triplica los aumentos del ocular cuando se observan los astros, el x2 duplica y el x3 triplica.Filtro: Este accesorio opaca la imagen de un astro pero que dependiendo de su color y material permite mejorar la observación. Se ubica delante del ocular, y los más usados son el lunar (verde-azulado, mejora el contraste en la observación de nuestro satélite), y el solar, con gran poder de absorción de la luz del Sol para no lesionar la retina del ojo. (NO SE DEBE OBSERVAR EL SOL SIN FILTRO, PROVOCA LESIONES INSTANTÁNEAS GRAVES EN LA VISIÓN IRREVERSIBLES E INDOLORAS)Razón Focal: Se obtiene dividiendo la distancia focal (mm) entre el diámetro del objetivo(mm). (f/ratio)Magnitud límite: es la magnitud máxima que teóricamente puede observarse con un telescopio dado, en un cielo que casi no tenga contaminación lumínica. La fórmula para su cálculo es: M(límite) = 6,8 + 5log(D) (siendo D el diámetro en centímetros de la lente o el espejo del telescopio).Aumentos: son la cantidad de veces que un instrumento multiplica el diámetro aparente de los objetos observados. Equivale a la relación entre la longitud focal del telescopio y la longitud focal del ocular (DF/df). Por ejemplo, un telescopio de 2000 mm de distancia focal, con un ocular de 20mm de df. proporcionará un aumento de 200 (se expresa también como 200X).Aumento máximo: Es el aumento máximo que puede tener el telescopio, si se sobrepasa este límite, es imposible obtener una imágen nítida. El aumento máximo se puede calcular mediante la fórmula: Amax = 2,3 . D Siendo D el diámetro del objetivo en milímetros.Trípode: Son tres patas generalmente metálicas que le dan soporte y estabilidad al telescopio. Conclusiones¿Refractor o refrlector?El telescopio refractor es bueno, pero la desventaja es que necesitamos un tubo bastante grande como para tener una distancia focal respetable, el largo del telescopio lo podemos acordar considerablemente con un telescopio reflector, ya que la luz dentro del telescopio tiene un mayor recorrido, por lo que em pequeños tubos, podemos lograr una distancia focal comparable con un tubo enorme de un telescopio refractor.1) QUE SEA REFLECTOR¿Montura ecuatorial o altazimutal?Desde el punto de vista de la montura, no tengo preferencia, antes se me hacia facilísimo manejar una altazimutal, pero ahora como mi telescopio tiene ecuatorial me acostumbre muy rapido. Desde mi experiencia, recomiento montura ecuatorial, ya que si no tienes seguimiento motorizado, el seguimiento manual es mucho más sencillo hacerlo en la montura ecuatorial.Además, en caso de no tener motor, se le puede adicionar uno, que compense la rotación de la Tierra, y observar mas cómodamente o sacar fotografías de larga exposición. Eso sí, la montura ecuatorial requiere un poco de experiencia en su manejo, pero una vez que se le agarra la mano es sencillo.2) Si eres principiante y jamás tocaste un telescopio: Montura Altazimutal Si tienes cierta experiencia en manejo de un telescopio: Montura ecuatorial.¿Qué otra característica tengo que tenér en cuenta?* Mientras más grande sea el diámetro del objetivo (espejo o lente en mm) mayor luz podrá recoger. Así que mientras más grande sea el diámetro mejor.* Ya les recomendé el telescopio reflector, con eso reduciremos el largo del tubo, pero igualmente tendremos una distancia focal respetable, mientras mayor sea la distancia focal, mayor aumento podemos lograr.Para que tengan un ejemplo les voy a desglosar un poquito mi telescopioEste es mi telescopioSus caracteristicas: Tipo: ReflectorMontura: EcuatorialDiámetro del objetivo: 114 mmDistancia focal: 900 mmRazón focal: f/8 (distancia focal dividido diámetro objetivo)Magnitud límite: Magnitud 12. (Utilizo la fórmula: M(límite) = 6,8 + 5log(D) sustituyo D por 11,4 cm) Barlow X2Oculares: MA 9mm y MA25mm¿Qué aumento me dan estos oculares?Divido la distancia focal entre el valor del ocular:El de 25 mm: 900 / 25 = 36 Aumentos (36X) (72X con barlow)El de 9 mm: 900 / 9 = 100 Aumentos (100X) (200X con barlow)Con el barlow los aumentos (en mi caso como es X2) se duplican.Aumento máximo: 270XUtilizando la fórmula Amax = 2,3 . D y siendo el diámetro de mi objetivo 114 milímetros..SI TE GUSTÓ COMENTA ES IMPORTANTE TU COMENTARIO. ¿Te gusta la astrofotografía?http://www.taringa.net/posts/imagenes/10558484/Astrofotografia-propia.htmlhttp://www.taringa.net/posts/imagenes/11423444/Astrofotografia-propia-Vol-_2_.htmlhttp://www.taringa.net/posts/imagenes/11495058/Astrofotografia-propia-_Vol-III_.htmlSaturno y las sondas Voyagerhttp://www.taringa.net/posts/info/10556811/Saturno-y-las-sondas-Voyager.html¿Qué es Nibirú?http://www.taringa.net/posts/info/10558908/_Que-es-Nibiru_.html

Hola Taringuer@s, la intención de este post es básicamente darle un enfoque científico a la formación de la Luna. Como quizás saben, la formación real es un completo misterio, y nos basamos en teorías físicas, matemáticas , químicas y modelos hechos por computadora para explicarlo. Antes que nada no es mi intención violar sus derechos de creer lo que quieran, en caso de que apoyen la teoría creacionista de la Luna, o cualquier otra teoría. Repito, este es un enfoque científico hecho por mi, con la intención de INFORMAR más sobre ¿cómo se formó la Luna? ESTO ES MERAMENTE INFORMATIVO, CON BASES Y FUNDAMENTOS CIENTIFICOS. SIN INTENCIÓN DE COPIAR O CREAR POLÉMICA DE NINGUN TIPO Introducción: La Luna, como bien saben es el único satélite natural de la Tierra y éste es el quinto satélite natural más grande del sistema solar, detrás de Ganímedes, Calisto, IO (Lunas de Júpiter) y Titán (Luna de Saturno). Si tomamos en cuenta la relación entre el tamaño del planeta y su satélite, la Luna y la Tierra ocupan el primer puesto. Por otro lado, nuestro satélite influye en grandes medidas sobre la Tierra, hasta tal punto que es capaz de controlar las mareas de agua de nuestro planeta. Además, este astro fue clave para las antiguas civilizaciones, ya que éstas basaban su calendario en el movimiento de la Luna, por lo que era de vital importancia la correcta interpretación de su movimiento en el cielo. Sin olvidar que también influye en la rotación de la Tierra, cosa que se explica más adelante, en pocas palabras, sin la Luna quizás no estaríamos hoy aquí... Características Físico-Químicas de la Luna Distancia Tierra - Luna: 384.400 km. Densidad: 3,34 gramos por centímetro cúbico. Gravedad: 1,62 metros por segundo cuadrado. Velocidad de escape: 2,38 kilómetros por segundo. Composición de la Corteza: Oxígeno 43% Silicio 21% Aluminio 10% Calcio 9% Hierro 9% Composición de la Atmósfera: Helio 25% Neón 25% Hidrógeno 23% Argón 20% Ahora vayamos a lo que nos interesa realmente ¿Cómo se formó la Luna? Lo primero que tienen que entender es que no hay una teoría definitiva, TODAS presentan pros y contras, por lo que la teoría que más se acepta es la que concuerda con las observaciones y datos recabados. Lo que sí es cierto, NADIE puso la Luna donde está en este momento, y para comprender esto no hay que ser astrónomo. ¿Cuál es la teoría más aceptada? La más aceptada indica que la Luna se formó, luego de una colisión de un planetoide del tamaño de Marte, con una Tierra primitiva. El material que quedó circundando a la Tierra dió orígen a la Luna... Pero ¿cómo funciona esto desde el punto de vista dinámico? Hagamos una interpretación con un video. link: http://www.youtube.com/watch?v=qzqMu8293lQ&feature=related Analicemos esto. Cuando el planetoide choca contra la Tierra, queda mucho material circundante, en lo que denominamos disco de acreción. En este disco la densidad de material es bastante alta, y por medio de la atracción gravitatoria que existe entre las partículas del disco de acreción, se van aglomerando en fragmentos cada vez más grandes. Y algo que hay que entender es que mientras más grande sea el objeto, mayor será la curvatura en el tejido espacio temporal, en otras palabras, mientras mas grande sea, mayor gravedad va a tener y por lo tanto mayor material va a "recolectar", por lo que se va a hacer progresivamente más grande. ¿Qué observaciones son las que apoyan esta teoría para hacerla la mas aceptada? 1º- Las muestras de roca que se tomaron en la misiones Apollo muestran abundancias en los isótopos de Oxígeno O16, O17 y O18, y estas son prácticamente iguales a las que hay en la Tierra. 2º- Diferentes evidencias muestran que si la Luna tiene un núcleo de hierro, este es muy pequeño. Esto influye en la baja densidad de la Luna, de 3,34 gramos por centímetro cúbico. Cuando la Luna, supuestamente estaba fundida, el hierro y otros elementos debido a su alta densidad tienden a concentrarse en la parte central del planeta. ¿cómo explicamos el núcleo pequeño, las bajas concentraciones de hierro, y la baja densidad? Cuando el planetoide colisiona con la Tierra, el núcleo de este se funde con el núcleo de nuestro planeta. Básicamente se hunde en la Tierra, que en ese momento seguramente estaba fundida y deformada debido al colosal impacto sufrido. En el espacio circundante a la Tierra, quedaron materiales expulsados por el choque, con bajas concentraciones de hierro, debido a la "fusión de núcleos". Dichos materiales eran tanto de la Tierra, como del planetoide (esto puede explicar porque las rocas de la Luna son muy similares a las de la Tierra). 3º- La Luna, como dijimos antes se formó por acreción del material remanente de la colisón, ésta se encontraba mucho mas cerca que la actualidad pero las mareas terrestres la hacen alejarse, y año a año se aleja 38mm. También ha disminuido la velocidad de rotación terrestre debido a la transferencia de momento angular que se da entre los dos astros. Se cree que antes, la rotación de la Tierra se producía en apenas 6 horas ¿Que otras teorías fueron aceptadas en su momento? Hipótesis de Fisión: Esta teoría afirma que la Luna se desgarro de una Tierra primitiva en estado fundido, por causa de la alta velocidad de rotación que la Tierra tenía en ese momento. La hipótesis ha sido rechazada, debido al estudio de la composición de las rocas que se lograron traer en las misiones Apollo. Captura gravitatoria: Según esta teoría, la Luna se formó en un lugar distinto a la Tierra, en un momento se acercó demasiado a nuestro planeta y la Tierra logró mantener a la Luna en una órbita cerrada alrededor de ella. Esta teoría está practicamente descartada, ya que para que esto hubiera pasado realmente la diferencia entre la órbita de la Tierra y la órbita original de la Luna tendría que haber sido demasiado pequeña, practicamente se deberían haber formado a la misma distancia del Sol, y sus composiciones deberian ser muy similares. Hipótesis de acreción : Esta teoría indicaría que la Luna y la Tierra se formaron ambas de la misma nube de partículas que orbitaba al Sol. Teoría descartada, debido a que si ambos cuerpos se hubieran formado en el mismo momento, de la misma nube de material, estos deberían tenér una composición química prácticamente idéntica, y lo cierto es que la Luna posee 3 veces menos hierro que la Tierra. En definitiva, la teoría más aceptada por el momento es la del impacto entre la Tierra y un planetoide, si bien tiene sus contras, posee suficientes pruebas científicas para que la teoría sobreviva, hasya que se formúle una nueva o se descubra algo que la fracture. MUCHAS GRACIAS POR PASAR! y por leer, el post queda abierto para opiniones variadas. Comenten con respeto, ya que el post me tomó trabajo hacerlo. Gracias.

Bienvenido a mi post, en este te enseñaré uno de los métodos de detección de exoplanetas. Aquí tienes mis otros post: Click aquí para ingresar a "Yo te enseño astronomía Vol I" Click aquí para ingresar a "Yo te enseño astronomía Vol II" Click aquí para ingresar a "Yo te enseño astronomía Vol III" Click aquí para ingresar a "Yo te enseño astronomía Vol IV" Consejos para tu primer telescopio Detección de Exoplanetas Tránsitos planetarios El método de los tránsitos planetarios para detectar planetas extrasolares se basa en una observación de la disminución del brillo de la estrella cuando un cuerpo más oscuro (por ejemplo, un planeta) se sitúa entre la estrella y la Tierra. Un planeta extrasolar emite muy poca luz como para ser observado directamente con las técnicas e instrumentos actuales. Pero si durante su recorrido alrededor de la estrella el planeta pasa justo por delante de ella, entonces sí se puede detectar un descenso en el brillo emitido por ésta. Este efecto sólo puede observarse si el planeta se interpone entre la estrella y la Tierra, es decir, cuando la inclinación de la órbita vista desde la Tierra es de aproximadamente 90º. Sin tránsito En este caso, como la órbita del planeta no cruza la línea que une la estrella con la Tierra, no se observará nunca una disminución en el brillo de la estrella debido a un tránsito del planeta. Con tránsito Si el planeta se interpone entre la estrella y la Tierra, disminuye la superficie de estrella que podemos ver y, como el planeta no emite luz, disminuye el brillo de la estrella. Además, si las observaciones correspondientes a una variación en el brillo de la estrella se deben efectivamente al tránsito de un planeta por delante de ella, la disminución de brillo debe ser periódica y con un período que coincida con el período de traslación del planeta. En noviembre de 1999 se detectó por primera vez el tránsito de un planeta extrasolar a partir del descenso en el brillo observado en la estrella HD 209458, en la constelación de Pegaso, en un sistema en el que ya se había detectado anteriormente el planeta gracias al efecto Doppler producido por las perturbaciones gravitatorias del planeta sobre la estrella. Este hecho confirma la presencia de un planeta girando en torno a dicha estrella. Una vez localizados los planetas de esta manera, en el futuro se podrán dirigir observaciones más detalladas para obtener imágenes del planeta en el visible o en el infrarrojo. El tiempo que dura la disminución del brillo de la estrella y la intensidad de dicha variación dependen de varios factores: El tamaño del planeta. Un planeta mayor «quita» más luz que uno pequeño. La velocidad del planeta. Cuanto mayor sea la velocidad orbital del planeta, menos tiempo durará la disminución observada en el brillo de la estrella. En general, un planeta tarda varias horas en realizar el tránsito completo. En la siguiente figura se observa cómo el planeta se interpone entre la estrella y el observador a medida que describe su órbita, siempre y cuando la orientación de ésta sea la adecuada. Una vez conocida la masa del planeta y su radio, podemos deducir su densidad. Además, como en todas las ramas de la ciencia, la posibilidad de realizar un descubrimiento por dos vías independientes refuerza los resultados conseguidos. En este caso este método ha ayudado a confirmar la existencia de planetas girando en torno a otros soles. Curvas de luz La siguiente gráfica muestra la curva de luz simplificada correspondiente a un hipotético tránsito planetario. Este tipo de gráficas se ha utilizado habitualmente en astronomía, por lo que no es nuevo. Lo que sí es novedoso es su aplicación al caso de los planetas extrasolares. Como vemos en la gráfica, se observa una variación en el brillo observado de la estrella a medida que el planeta se interpone entre ella y los detectores situados en la Tierra. Primero, el brillo observado de la estrella es constante. Como el planeta no emite luz, cuando pasa por delante de la estrella, recibimos menos luz. Durante cierto tiempo (el tiempo que tarda el planeta en interponerse totalmente entre la Tierra y la estrella), el brillo observado de la estrella (en lenguaje técnico, su magnitud aparente), disminuye. Luego, mientras el planeta se encuentra por delante del disco estelar, el brillo permanece de nuevo aproximadamente constante, hasta que el planeta llega de nuevo al limbo. Después el brillo vuelve a aumentar paulatinamente hasta que finaliza el tránsito. Entonces, el brillo se estabiliza de nuevo. Al final del tránsito, la estrella vuelve a mostrar el mismo brillo que tenía antes de comenzar el tránsito del planeta. Actualmente formo parte de un grupo de detección de exoplanetas, en el cual utilizamos este método, cuando tenga imágenes, hago un tutorial bien detallado, con los software que se utilizan SI TE GUSTÓ COMENTA ES IMPORTANTE TU COMENTARIO. ¿Te gusta la astrofotografía? Astrofotografía Vol I Astrofotografía Vol II Astrofotografía Vol III Astrofotografía Vol IV Astrofotografía Vol V Saturno y las sondas Voyager http://www.taringa.net/posts/info/10556811/Saturno-y-las-sondas-Voyager.html ¿Qué es Nibirú? http://www.taringa.net/posts/info/10558908/_Que-es-Nibiru_.html

Hola, [email protected] mi post! MANCHAS SOLARES Las oscuras manchas solares son regiones del tamaño de planetas que aparecen en la "superficie" del Sol. Las manchas solares son "oscuras" porque son más frías que las áreas alrededor de ellas. Una mancha solar grande puede tener una temperatura aproximada de, 4 000 K (aproximadamente 3 700° C ó 6 700° F). Esto es mucho menor de 5 800 K (una temperatura aproximada de 5 500° C ó de 10 000° F) de la brillante fotosfera que rodea a las manchas solares. Las manchas solares son "oscuras” en contraste con la brillante cara del Sol. Si pudieses cortar una mancha solar promedio fuera del Sol y ponerla en el cielo nocturno, sería tan brillante como una Luna Llena. Las manchas solares tienen una sección externa más clara llamada, Penumbra, y una región central oscura llamada, Umbra. dale click a la imágen Las manchas solares son causadas por disturbios en el campo magnético del Sol que emana hacia la fotosfera, la parte visible de la "superficie". Los potentes campos magnéticos cerca de las manchas solares producen regiones activas en el Sol, las cuales frecuentemente generan actividades como, Destellos solares y eyecciones de masa coronal (por sus siglas al inglés, CME, Coronal Mass Ejections). La actividad solar de Destellos solares y eyecciones de masa coronal se conocen como,"tormentas solares". Las manchas solares se forman durante un período de tiempo que puede durar días ó semanas, y pueden persistir durante semanas. El número de manchas visibles en la cara del Sol no es constante, pero varía en un ciclo que sube y baja. Expedientes históricos de cuentas de manchas solares, muestran que este ciclo de manchas solares tiene un período promedio de aproximadamente, once años. FÁCULAS Son manchas blancas, con unas dimensiones de varios miles de kilómetros, que aparece sobre la superficie de la fotosfera del Sol, cerca de las manchas solares. Se piensa que las fáculas corresponden a regiones en las que se manifiestan elevados campos magnéticos y temperaturas más elevadas que las de la fotosfera. El mayor brillo de las fáculas sería por lo tanto debido a su temperatura más alta. Las fáculas pueden verse fácilmente con un telescopio común de aficionado, observando, el disco solar con el método de la proyección, haciendo salir el cono de luz fuera del ocular y recogiendo la imagen en una pequeña pantalla, incluso de papel. Estos fenómenos se evidencian mejor sobre el borde del Sol. El primero en estudiar las fáculas y darles este nombre fue el famoso Galileo, alrededor de 1610. (Así le quedó también la vista ) FULGURACIONES Debido a que la luz solar es tan brillante, los astrónomos pueden filtrarla hasta la banda estrecha de color emitido por algunos átomos específicos ("líneas espectrales" ) y aún así mantiene suficiente brillo como para observarla en detalle. Los fotos tomadas con esta luz filtrada muestran muchos más detalles que las fotos normales y contienen información adicional: por ejemplo, la naturaleza magnética de las manchas se encontró observándolas en líneas espectrales sensitivas a los campos magnéticos. Algunas líneas espectrales (p.e. la línea roja del hidrógeno) son muy útiles, debido a que provienen de los niveles altos de la atmósfera solar. Cuando se observa al Sol mediante esas líneas, de vez en cuando se ve un brillo repentino cerca de las machas, a veces expandiéndose decenas de miles de kilómetros en minutos. Esos bruscos episodios fueron denominados fulguraciones solares y lo que los hizo especialmente interesantes fue que ocasionalmente, después de una gran fulguración, brotaba una tormenta magnética sobre la Tierra. Esto sugirió que las fulguraciones liberaban alguna perturbación que viajaba a través del espacio y tardaba un día o dos en alcanzar la Tierra. Considerando la inmensidad del espacio interplanetario, para producir ese efecto tenía que haberse liberado una gran cantidad de energía en muy corto espacio de tiempo. Un siglo después sabemos bastante más sobre las fulguraciones, pero todavía hemos de indagar en el proceso de su liberación de energía. Generalmente se cree que esa energía se extrae del campo magnético, no solo debido a la cercana relación entre las fulguraciones y las manchas, sino también porque en teoría solo los campos magnéticos son capaces de liberar tan rápidamente la energía. Por desgracia, eso ocurre aparentemente en los niveles más altos de la atmósfera solar y allí no existen buenas formas de observar el campo magnético. Desde 1942, se han observado en algunas fulguraciones, explosiones de iones con una energía comparable a la de los rayos cósmicos y después que se pusieron en órbita telescopios de rayos X (los rayos X son detenidos por nuestra atmósfera), también estallidos de rayos X, a veces elevándose en un segundo o dos. PROTUBERANCIAS Son Erupciones solares que se elevan de la Cromosfera y se proyecta hacia la Corona. Está constituida por gases, principalmente hidrógeno, a altísimas temperaturas y se asocian con frecuencia a las manchas solares. Las protuberancias pueden observarse durante los eclipses de Sol, como arcos de fuego en las proximidades del borde solar, incluso con un modesto telescopio o binocular. Su altura media es de unos 150.000 km. Se subdividen en dos tipos: protuberancias quiescentes cuando se levantan y evolucionan muy lentamente; protuberancias eruptivas, cuando se producen en el lapso de pocas horas. Estas últimas a menudo están asociadas con los Relumbrones solares. EYECCIONES DE MASA CORONAL A veces se observan en la Tierra partículas energéticas y tormentas magnéticas sin ninguna actividad excepcional de fulguraciones precediéndolas, sino que pueden estar asociadas con otro fenómeno solar diferente, observado en 1973 por los telescopios abordo de la estación espacial Skylab. Son las "Expulsiones de Masa de la Corona" (CMEs), enormes alteraciones en forma de burbuja elevándose sobre las regiones activas de manchas solares, que se expanden al elevarse. En esos momentos los vehículos espaciales ya habían encontrado la causa de las tormentas magnéticas terrestres asociadas a las fulguraciones. Era la llegada de frentes de choque interplanetarios, que señalaban el borde frontal de las nubes de plasma en expansión que, se creía entonces, se originaban en las fulguraciones. Una vez que se descubrieron las CMEs pareció obvio que probablemente serían nubes similares al comienzo de su viaje fuera del Sol. Algunas CMEs se originan con las fulguraciones, otras no, y muchos científicos creen actualmente que en la liberación rápida de energía solar están implicadas con más frecuencia las CMEs que las fulguraciones. El verdadero misterio, por supuesto, es el propio proceso de liberación. Las CMEs que se dirigen directamente hacia la Tierra no son fáciles de observar, debido a que son vistas contra el fondo del Sol brillante. No obstante, los instrumentos abordo del observatorio solar SOHO, lanzado en 1996, hacia el punto Lagrangiano L1, fueron capaces de hacerlo y han sido usados desde 1997 en la predicción climática espacial. Poco después del año 2000, la NASA espera lanzar un misión "estéreo solar", con un vehículo espacial en la órbita terrestre pero separado 60 ó 90 grados de la posición de la Tierra: ese vehículo será colocado para observar las CMEs que se dirigen hacia la Tierra desde su lado. EL SOL ALTA RESOLUCIÓN. DALE CLICK A LA IMÁGEN LES DEJO MIS OTROS POST POR SI LOS QUIERES VISITAR ¿Te gusta la astrofotografía? sonidos del universo Saturno y las sondas Voyager ¿Qué es Nibirú?

CURIOSITY- Mars Science Laboratory (MSL) El Curiosity fue lanzado por la NASA en un cohete Atlas V 541 el día 26 de Noviembre de 2011, a las 10:02 am EST. Se estima de que la misión tendrá una duración de 1 año marciano (687 días terrestres) El primer objetivo de la misión, es aterrizar un vehículo en la superficie de Marte, el lugar preciso de aterrizaje aún está por resolverse, aunque el Cráter Gale parece llevarse el premio mayor. • Cráter Gale (4.6°S, 137.2°E) El vehículo cuenta con un generador termoeléctrico de radioisótopos. Este generador eléctrico el calor liberado por la desintegración de un material radiactivo (En el caso del vehículo será plutonio -238) se convierte en energía eléctrica. Este dispositivo podría suministrarle energía al vehículo por al menos 14 años. También posee el módulo Instrumentación para el ingreso, descenso y aterrizaje (MEDLI) que tendrá como función medir la densidad de la atmósfera exterior, así como la temperatura y función del escudo térmico de la sonda durante su ingreso a la atmósfera de Marte. Objetivos de la misión: Uno de los principales objetivos de la misión es determinar, mediante diferentes estudios biológicos, la pasada y presente existencia de vida en Marte (Entiéndase que “vida” no abarca exclusivamente vida inteligente, sino vida microbiana también). Esto incluye un estudio de los componentes que permiten la vida tal cual la conocemos. También se investigará la composición química, isotópica y mineral de la superficie, lo que llevará a un exhaustivo análisis de las rocas del planeta rojo. Para esto el vehículo está equipado con espectrómetros como el ChemCam que es capaz de vaporizar los minerales de una roca y recoger el espectro de luz emitida por la roca vaporizada. También contará con el Espectrómetro de rayos X por radiación alfa (APXS) cuya función es irradiar muestras de roca con partículas alfa (Entiéndase por partículas alfa como núcleos completamente ionizados de Helio -4, o sea carente de electrones, por lo que su carga eléctrica es positiva) y analizarlas a partir del espectro generado por los rayos-X re-emitidos. Otro espectrómetro que tendrá el vehículo es el CheMin, teniendo como función el análisis químico y mineralógico a través de la difracción y fluorescencia de Rayos X, que básicamente analiza la estructura de los minerales de una muestra. Por último, el Análisis de muestras en Marte (SAM) será capaz de buscar compuestos orgánicos en muestras sólidas o gaseosas. Por otro lado está el interés por los procesos atmosféricos, así como también una investigación sobre el agua y el dióxido de carbono. Las herramientas para dicho objetivo es Estación de monitoreo ambiental Rover (REMS). Esta estación meteorológica tendrá como objetivos medir la presión atmosférica, humedad, dirección y fuerza del viento, así como temperatura ambiental y niveles de radiación ultravioleta. Y con Albedo dinámico de Neutrones (DAN) que básicamente es una fuente pulsante de neutrones, cuya función será medir la concentración de hidrógeno o agua debajo de la superficie. Además hay un gran interés por la radiación a la que está expuesta el planeta, ya sea radiación cósmica (Entiéndase por radiación cósmica como partículas subatómicas que proceden del espacio y que tienen una energía elevada debido a su gran velocidad.) o radiación proveniente desde el Sol. Para esto el vehículo será equipado con el Detector por evaluación de radiación (RAD), encargado de analizar toda la gama e intensidad de radiación espacial y radiación solar a la que está expuesta diariamente la superficie marciana. El vehículo también contará con 5 cámaras, la MastCam que tomará imágenes en varios espectros y en color real a través de cámaras con visión estereoscópica (3D). La Mars Hand Lens Imager (MAHLI) que se usará para obtener tomas microscópicas de las rocas y suelo. MSL Mars Descent Imager (MARDI) tomará imágenes a color durante el descenso a la superficie. Hazard Avoidance Cameras (Hazcams) son cuatro cámaras que serán situadas en la parte delantera, izquierda, derecha y trasera del vehículo, con el fin de prevenir diferentes obstáculos que pongan en riesgo el vehículo, y por ende, la misión. Por último, el vehículo tendrá las Navigation Cameras (Navcams) que son dos cámaras en blanco y negro cuya función es captar la luz visible, para la satisfactoria navegación del vehículo sobre la superficie marciana. Esta misión abrirá nuevas puertas en la investigación del planeta rojo, tanto desde el punto de vista planetario, como biológico. Quizás podamos confirmar definitivamente si hay o hubo vida y, porque no, analizar qué tan factible es la visita del hombre a Marte. KEPLER Kepler es el nombre asignado para el telescopio espacial, en honor al astrónomo y matemático Johannes Kepler (Formulador de las leyes que describen el movimiento planetario), cuya función es la detección de planetas extrasolares, haciendo especial énfasis a los planetas similares a la Tierra. El lanzamiento del telescopio se produjo en un cohete Delta II, el 6 de Marzo del 2009 por la NASA y actualmente el telescopio está en una órbita heliocéntrica. El objetivo es analizar el brillo de alrededor de 150 mil estrellas durante un lapso de tiempo, con la intención de detectar una caída en el brillo ocasionado por el tránsito de un planeta. El telescopio cuenta con un espejo primario de 1,4 metros, un fotómetro tipo Schmidt de 0.95 m de apertura y una cámara CCD cuya resolución es de 95 millones de píxeles. Para la generación de energía cuenta con 10 metros cuadrados de paneles fotovoltaicos En Diciembre del 2011, la NASA anunció la impresionante cifra de 2326 candidatos detectados, y 207 corresponderían a planetas del tamaño de la Tierra. MISION DAWN La misión DAWN fue lanzada mediante un cohete Delta 7925-H por la NASA el 27 de Setiembre del 2007, con la finalidad del estudio del planeta enano Ceres, y del asteroide Vesta, ambos cuerpos pertenecientes al cinturón de asteroides, situado entre Marte y Júpiter. El 17 de Febrero del 2009, la sonda recibió una asistencia gravitacional de Marte (La asistencia gravitacional consiste en utilizar la energía del campo gravitacional de un planeta para obtener un aumento o caída en la velocidad de la sonda cambiando su trayectoria). El 3 de mayo del 2011, DAWN tomó su primera imagen de Vesta a una distancia de 1.200.000 kilómetros El 12 de Junio del 2011 DAWN realizó una disminución en su velocidad para lograr entrar en órbita alrededor de Vesta, objetivo que logró cumplirse el 16 de Junio del 2011. Está prevista la partida de este asteroide en Julio del 2012, para comenzar su travesía hacia el enigmático Ceres. La llegada al planeta enano más pequeño está prevista para Febrero del 2015, y el fin de la misión para Julio del mismo año. El objetivo principal es la investigación de las condiciones y procesos de las primeras épocas del Sistema Solar. NEW HORIZONS La sonda New Horizons fue lanzada mediante un cohete Atlas V-551 el 19 de Enero del 2006 por la NASA. Y tiene como objetivo primerio visitar un planeta enano del cual se tiene muy poca información, como lo es Plutón, además de sus lunas Caronte, Nix, Hidra y S/2011 P 1 Se espera que la sonda llegue en Julio del 2015 a Plutón, y quizás en 2020 se aventure a sobrevolar algunos objetos del Cinturón de Kuiper. Como objetivo principal es poder determinar de forma precisa, por primera vez, la geología y la morfología de Plutón y sus cuatro lunas conocidas. Esto incluye un estudio de la superficie de Plutón así como también de su atmósfera. Y tomar imágenes del planeta enano y sus satélites de alta resolución. En este momento, New Horizons se encuentra entre Urano y Neptuno, se estima que el 24 de Marzo del 2014, la sonda cruzará la órbita de Neptuno Sin lugar a dudas, Plutón, clasificado como planeta enano desde el 2006, es uno de los grandes desconocidos, ya que no se poseen demasiados datos sobre él, ni tampoco fotografías de buena resolución de su superficie. Esta misión develará los misterios que encierra Plutón y sin lugar a dudas marcará un antes y un después en las sondas espaciales no tripuladas, ya que es la quinta sonda en atravesar el espacio interplanetario del Sistema Solar, y el primero en viajar tan lejos, para explorar un planeta enano, en este caso. PLANET –C (Akatsuki – “Amanecer”) La VCO o Venus climate orbiter fue lanzado mediante un cohete H-IIA, el 20 de Mayo del 2010, por la agencia espacial japonesa, con el objetivo de explorar el planeta Venus. La sonda posee en un aparato de imagen ultravioleta (UVI), una cámara de onda larga infrarroja (LIR), una cámara de 1-μm (IR1), una cámara de 2-μm (IR2), y un experimento de radio (RS). Las investigaciones se centrarán en un mapeado de la superficie de Venus utilizando una cámara infrarroja, debido a que las intensas nubes de Venus impiden ver su superficie directamente. Además se estudiara el vulcanismo y la presencia de fenómenos eléctricos en la atmósfera venusina. El 7 de Diciembre del 2010, la sonda no logró colocarse en órbita en torno a Venus, lo que casi termina como un fracaso total para la JAXA (agencia espacial japonesa). Si bien en un momento la misión se había dado por perdida, se elaboraron planes para colocar la sonda en órbita, cuando esta se encuentre de nuevo en las proximidades de Venus, en el 2016. EXOMARS Es un proyecto que está siendo desarrollado por la agencia espacial europea (ESA), cuyos lanzamientos están previstos para el 2016 el primero, y el 2018 el segundo. Su objetivo primordial es enviar un orbitador a Marte, un aterrizar fijo y dos exploradores (vehículos) para la búsqueda de vida pasada o presente en el planeta, así como también el estudio geofísico y geoquímico de la superficie, la distribución de agua, y la evaluación de posibles peligros para una futura visita tripulada. El lanzamiento del 2016, colocaría en órbita en torno al planeta rojo el satélite europeo Trace Gas Mission (TGM) y un aterrizador inmóvil sobre la superficie de Marte (Ambos fabricados por la ESA). El lanzamiento del 2018 tendrá como meta lograr colocar en la superficie marciana 2 vehículos exploradores, el de la ESO ExoMars y el de la NASA Mars Astrobiology Explorer-Cacher (MAX-C). Entre los instrumentales que se usaran, se encuentran cámaras de alta resolución, espectrómetros, sensores de radiación, entre otros, cuyos fines son similares a los instrumentos que posee el vehículo del Curiosity. Actualmente esta misión está en jaque, debido a problemas para financiar el proyecto, quizás exista una fusión entre el ExoMars y el MAX-C, aunque aún no hay nada decidido. ROSETTA Es una sonda que fue lanzada por medio de un cohete Ariane 5 el 2 de Marzo del 2004 por la agencia espacial europea. Su objetivo es orbitar el cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko. La sonda pasó 3 veces cerca de la Tierra y una vez cerca de Marte, con el fin de obtener asistencias gravitacionales, que lo lleven al encuentro con el cometa Además, tuvo 2 acercamientos a asteroides, el 5 de Setiembre del 2008, sobrevoló el asteroide (2867) Šteins y el 10 de julio del 2010, sobrevoló un segundo asteroide, (21) Lutetia. Está previsto que en agosto del 2014, Rosetta siga el núcleo del cometa con el fin de cartografiar la superficie, y así elegir una buena zona para el descenso del módulo de aterrizaje. El orbitador en torno al núcleo del cometa tendrá como función el análisis químico de los gases y partículas arrojadas por el cometa. Este posee instrumentos para identificar la composición química de los gases, así como también de los materiales rocosos y polvo. Además de cámaras de alta resolución que permitirán tomar fotografías de alta resolución del núcleo del cometa. Esta misión es muy ambiciosa, ya que de completarse será la primera vez que una sonda logre posarse y recabar información en un cometa. JUNO Esta sonda fue lanzada por medio de un cohete Atlas V 551 el 5 de Agosto del 2011 por la NASA. Su objetivo es el estudio de la atmósfera de Júpiter, tratar de analizar su origen, estructura y posible formación. También se enfocará la creación de un mapa del campo magnético y su gravedad. Además del estudio de la magnetosfera cerca de los polos, lugar donde ocurren las auroras. Sobre la atmósfera, se intentará cuantificar las cantidades de agua en esta, medir con mejor precisión la composición, temperatura, y tratar de entender la dinámica de las nubes de Júpiter. La Sonda contará con la JunoCam, que será la encargada de fotografiar el planeta. Microwave Radiometres es un radiómetro que estudiará la composición atmosférica y las emisiones de calor de Júpiter. The Waves que consiste en una antena de dipolo eléctrico montado en la parte trasera de la nave, perpendicular al eje de giro, y una bobina magnética montada paralela a este eje (proporcionado por la Universidad de Iowa). Jovian Auroral Distributions Experiment es un detector de partículas energéticas y plasma que medirá las poblaciones de electrones de las auroras y de los iones a lo largo de las líneas del campo magnético y determinará qué población de partículas se crean en las propias auroras. Ultraviolet spectrometer Fotografiará y medirá en el espectro ultravioleta, las auroras de Júpiter. Energetic Particle Detector (EPD) utiliza 3 sensores para detectar los electrones e iones y clasificarlos por su energía. Magnetometer (MAG) utiliza magnetómetros de doble válvula de flujo para medir los vectores del campo y un sensor magnetómetro escalar de helio de 3 celdas para medir la magnitud del campo. Gravity Science (GS) procesará la telemetría recibida en banda Ka, enviada por el subsistema de telecomunicaciones que posee un traductor y un convertidor en esa banda. BepiColombo Es una misión conjunta entre la agencia espacial europea y la agencia espacial japonesa, cuyo fin es lograr la exploración de Mercurio mediante dos orbitadores. El orbitador MPO (Mercury Planetary Orbiter) está orientado a fotografiar el planeta y el MMO (Mercury Magnetospheric Orbiter) en investigar su magnetosfera. El posible lanzamiento está destinado para el 2013, y su llegada a Mercurio para el 2019. En su trayectoria, se especula con la utilización de la Luna, Venus y quizás Mercurio para una asistencia gravitatoria. La duración aproximada de la misión, sin tener en cuenta el tiempo de viaje, se estima que será de un año terrestre. Los objetivos de la misión son el estudio de Mercurio desde el punto de vista geológico, atmosférico, estudiar su magnetosfera y el origen del campo magnético. Para esto los orbitadores contarán con instrumental, como pueden ser espectrómetros de rayos X, infrarrojo térmico, rayos gamma, ultravioleta. Magnetómetros, cámaras fotográficas, y analizador de partículas ionizadas y neutras. Entre otros. El fin de la misión se estima para el 2021, y si se llegase a extender , la misma finalizaría en el 2022. James Webb Telescope Es un telescopio espacial que observará el cielo en la frecuencia infrarroja, que será construido en conjunto por la NASA, la agencia espacial europea y la agencia espacial canadiense. Su lanzamiento está previsto para el 2013. Sus objetivos son estudiar la luz de las primeras estrellas y galaxias que se formaron luego del Big Bang. Y estudiar la formación y evolución de estrellas, galaxias y sistemas planetarios. Su instrumental consta de un espejo de 6,5 metros de diámetro, y este es 6 veces más grande que el espejo del telescopio espacial Hubble. Aunque la masa del James Webb es la mitad de la del Hubble. Entre otros instrumentos previstos, se encuentra una cámara de infrarrojo cercano, un espectrógrafo del infrarrojo cercano, entre otros. Un parasol lo protegerá de la dañina radiación solar, hará que el telescopio se mantenga a bajas temperaturas, lo que ayuda y mejora la sensibilidad a la radiación infrarroja. Una curiosidad del telescopio es que este será puesto en órbita a 1.500.000 Km de la Tierra, en el Punto de Lagrange 2 (L2), que es un área que tiene un equilibrio gravitatorio que hará que el telescopio esté estacionario con respecto al Sol y a la Tierra. Este telescopio sin lugar a dudas posibilitará un mayor estudio sobre la evolución de las galaxias y de las estrellas, así como también de su evolución, mostrándonos el universo con detalles sin precedentes. Será el sucesor perfecto del grandioso telescopio espacial Hubble, que dejará la actividad en el 2013. MUCHAS GRACIAS POR PASAR, ESPERO QUE LES HAYA GUSTADO. LA AUTORÍA DEL POST ES MÍA, Y LAS FUENTES CONSULTADAS VAN DESDE WIKIPEDIA, A LA NASA, ENTRE OTRAS PÁGINAS DE DIBULGACIÓN. LAS IMÁGENES TOMADAS DE GOOGLE IMÁGENES.

Hola!!! Les dejo un pequeño tutorial que hice sobre la construcción de un filtro solar, con materiales baratos y muy sencillo de construir. Sirve para observar el sol con u ntelescopio y/o binoculares. Materiales • Cartón • Pegamento • Cinta doble faz • Cinta adhesiva • Papel Baader Construcción Cortamos 2 círculos de cartón cuyo diámetro coincida con el diámetro de la apertura del telescopio. Podemos tomar como molde la tapa del tubo, o bien colocar el cartón sobre la apertura y marcar el contorno con una lapicera. Cortamos una tira de cartón de 2 cm de ancho aproximadamente y cuyo largo coincida con el contorno de los círculos cortados previamente. En caso de no tener un cartón largo cortamos 2 o 3 tiras hasta que cubramos por completo el perímetro del círculo. Marcamos con una lapicera y un compás un círculo en el centro de cada círculo de cartón. El diámetro del círculo que marquemos debe ser de un tamaño tal que el papel baader logre cubrirlo por completo. Cortamos el círculo que habíamos marcado con lapicera en ambos discos, y en la apertura de uno de los discos pegamos con la cinta doble faz el papel baader. ¡El papel debe tapar por completo la apertura del disco! Luego pegamos ambos discos de cartón, untando pegamento en las partes del disco que no tiene la cinta doble faz. O bien podemos colocar más cinta doble faz en esas zonas, y así evitar el pegamento. A continuación colocamos la tira de papel alrededor del disco, ayudándonos con la cinta adhesiva. Esto nos va a servir de soporte para poder colocarlo sobre la apertura del telescopio. Sobre este último punto hay que destacar dos cosas. 1- Lo más recomendable es que no hayan filtraciones de luz, esto lo comprobamos apuntando el filtro hacia una zona iluminada, si hay una zona que se filtre luz hay que cubrirla. 2- Si notamos que el filtro queda un poco suelto al colocarlo en la apertura del telescopio lo mejor es colocarle o bien una tira más de cartón, o alguna otra cosa de forma tal que calce bien en la apertura y que el filtro quede firme, para mayor seguridad. Como último paso, recomiendo apuntar nuestro filtro al Sol sin telescopio, para comprobar que efectivamente filtra la luz. Si el filtro salió bien se debería ver el disco solar perfectamente, sin saturación de luz, tal y como se muestra en la foto. Si todo funciona correctamente ya podemos utilizar el filtro para poder observar el Sol a través del telescopio y lograremos ver uno de los fenómenos más espectaculares que los astrónomos aficionados podemos observar, las manchas solares. Grupo de manchas del 25 de Setiembre del 2011 En estos días subiré un nuevo post de astrofotografía, con espectaculares fotos del Sol, júpiter y Saturno.

NIBIRÚ: Un mito que mucha gente cree como cierto El Planeta X es conocido con varios nombres: Marduk, Nibiru, Barnard 1, Hercólobus o Hercólubus, en el Apocalipsis le llaman Ajenjo, otros como el Planeta Frío o Planeta Rojo, etc., que destruirá la tierra. Nibiru es el planeta de nuestros creadores y nuestros amos. Creadores de Adán y Eva. En el libro de Zecharia Sitchin, El Doceavo Planeta, se presenta al planeta Nibiru o Marduk como un cuerpo celeste que forma parte de nuestro sistema solar. Este enorme planeta se acercaría a la Tierra cada 3,600 años. Sus habitantes, los Anunaki nos visitarían cuando están más próximos en su órbita a la Tierra para saquear nuestros minerales, metales y el oro. Sitchin expone que la raza humana nace como consecuencia de la manipulación genética de los monos por parte de los Anunaki. Los homo sapiens fueron creados como una raza esclava para servir a los Anunakis. El hombre es producto de la intervención en la Tierra de una raza extraterrestre. Según Sitchin, el planeta Marduk colisionó y destruyó el planeta Tiamat que antes orbitaba nuestro sistema solar entre Marte y Júpiter. Los fragmentos de este planeta son los que ahora formarían la banda de asteroides. Como se puede observar, toda la historia no es más que una alucinación del autor presentada como una obra científica, lo que la hace peligrosa porque es creída por muchos Zecharia Sitchin sostiene la teoría de que los antiguos sumerios conocían la existencia de todos los planetas del Sistema Solar, desde Mercurio a Plutón, éste último descubierto a principios del siglo XX. Y la presencia de un planeta más, con una órbita alrededor del Sol gigantesca (cada 3.600 años), del cual procedían los "nefilim", los dioses de su panteón y que en sus principios fueron el génesis de la vida sobre la Tierra y la causa de la rápida evolución del hombre en nuestro mundo mediante intervención genética. Lo primero es lógico, porque los sumerios estaban en contacto con extraterrestres. Lo segundo y lo tercero, en cambio, son un total disparate, primero porque el planeta Nibiru no existe, y segundo, porque el hombre evolucionó en razón de los espíritus elevados que encarnaron en los organismos humanos. Los extraterrestres no tuvieron nada que ver con la genética del hombre. Los espíritus, por otra parte, tanto de los extraterrestres como de los humanos, fueron creados por los elohim (los llamados "dioses menores" ), que son entidades del 8º nivel espiritual, y por supuesto según instrucciones del propio Absoluto. Para los sumerios, al igual que para otros muchos pueblos de la antigüedad, sus dioses fueron seres de carne y hueso que un día habitaron entre ellos y de los que aprendieron numerosas actividades y normas de convivencia. Ésta es una constante fija e invariable que se repite sin cesar a lo largo de todas las antiguas culturas del mundo. Y es obvio, porque sus "dioses" no eran más que extraterrestres, es decir, espíritus encarnados como nosotros, pero en otros planetas, y que lograron la teconología necesaria para fabricar naves espaciales y llegar hasta aquí... ¿Sabés quién soy?

EVOLUCIÓN ESTELARUna estrella nace a partir de una nube de gas en estado molecular, llamada nebulosa (debido a las bajas temperaturas que rondan los 20 a 30 K) que se contrae y comprime hasta calentarse lo suficiente para poder dar lugar a la fusión del hidrógeno en helio, en ese momento se dice que la estrella ha nacido. Dependiendo del tamaño de la nube y otros factores, esa nebulosa puede dar vida a cúmulos o pequeños grupos estelares.Pero… ¿cómo es el proceso?En primer lugar cabe destacar que, la nebulosa, es una nube de polvo y gas, principalmente hidrógeno. Ésta se contrae y se condensa, tanto por acción de la gravedad, como también se puede dar por una excitación producida por una onda de choque de una supernova, o simplemente por la rotación de la galaxia. Esa zona que se condensa se comienza a separar de la nebulosa formando una especie de dedos, denominados Eggs (Evaporating gaseous globules), si estos tienen masa suficiente se convierten en lo que denominamos glóbulos de Bok, que básicamente son concentraciones de polvo, que se destacan como zonas oscuras sobre el fondo de estrellas o de una nebulosa (Cómo se aprecia en la imagen de la derecha).Conforme la nebulosa sigue colapsando, esta se fragmenta en nubes más pequeñas, que poseen una masa suficiente como para la formación estelar, a estas nubes se les llaman “protoestrellas”.Glóbulos de BokA medida que el colapso de la protoestrella continúa, su densidad aumenta progresivamente, como consecuencia de esto la distancia entre las partículas de gas disminuye, por lo que están más propensas a colisionar. Esto produce un aumento en la temperatura de la protoestrella. Este colapso gravitatorio ocasiona también que la sustancia cercana a la protoestrella se aplane, se caliente, y comience a girar alrededor a ella, y se le adjudica el nombre de disco de acreción.Una parte de la materia de este disco está destinada a caer, por la atracción gravitatoria de la protoestrella, sobre su superficie, contribuyendo al aumento de masa de la misma. Por otro lado, el campo magnético de la protoestrella, cada vez más intenso, atrapa parte de la sustancia para expulsarla por sus polos.Evolución de nebulosa a protoestrella.También desechan el exceso de materia por sus polos, fenómeno que se conoce como “viento o flujo bipolar”.El remanente de ese disco de acreción, puede formar en un futuro un sistema planetario.Objeto Herbig-HaroComo la protoestrella es el resultado del colapso de un objeto con gran radio, al principio será fría y muy luminosa. El núcleo todavía está frío como para poder producir las fusiones termonucleares. La única fuente de energía disponible es la energía potencial gravitatoria liberada en el proceso de contracción. La protoestrella, luego de contraerse, y calentarse lo suficiente, alcanza en su núcleoTemperaturas del orden de los 10 millones de K.En este momento es cuando el núcleo de la protoestrella puede comenzar a fusionar hidrógeno en helio, en este momento se dice que “nació” una estrella, y esta ingresa a la secuencia principal del diagrama de HR.Ahora es cuando existe una fuerza que detenga la fuerza gravitatoria que tiene a comprimir a la estrella, esta nueva fuerza es generada por la energía que se libera desde el núcleo, y se denomina presión térmica. Este equilibrio logrado entre ambas fuerzas se denomina equilibrio hidrostático. Por otro lado existe otro equilibrio, denominado equilibrio térmico, y consiste en que cada capa de la estrella debe desprender la misma energía que recibe de la capa anterior.¿Todas las protoestrellas van a dar origen a una estrella?La respuesta es no, toda protoestrella cuya masa esté por debajo de las 0,1 masas solares terminará siendo una “enana marrón”, éstas son incapaces de lograr las fusiones termonucleares.Además de las enanas marrones, el remanente del disco de acreción puede condensarse y dar lugar a lo que se conoce como planetesimales, que básicamente son los antecesores de los planetas. Estos a medida que aumentan su masa van atrayendo cada vez más material circundante. Los elementos más pesados como el hierro o el silicio se van a concentrar en el centro del planeta dando lugar al núcleo, mientras que los gases remanentes de la nebulosa primigenia pueden dar lugar a una atmósfera primitiva. La subsistencia de esta atmósfera la determina si el planetesimal tiene una atracción gravitatoria suficiente para que estos gases no se escapen al espacio, y también la cercanía a la estrella, ya que mientras más cerca esté el planetesimal mayor va a ser la exposición al viento solar, y por lo tanto el viento solar puede barrer los gases que componían la atmósfera primigenia.El resto de material que queda en el sistema estelar quedará vagando por el espacio, como asteroides, cometas, y otros cuerpos menores.¿Cómo es la evolución de las estrellas? En el momento que la estrella ingresa en la secuencia principal del diagrama de H-R, va a permanecer estable durante la mayor parte de su vida. El tiempo de estabilidad de una estrella depende de la masa, y la relación es a mayor masa, menor tiempo de vida.El tiempo de vida promedio de las estrellas de la secuencia principal con una masa similar a la del sol es de alrededor de los 10 mil millones de años. En cambio, la esperanza de vida de una estrella con unas 15 masas solares es de 15 millones de años. Y una estrella con 0,8 masas solares tendrá unos 20 mil millones de años de vida.La muerte de las estrellasLa muerte de una estrella está determinada por su masa, y comienza cuando se rompe el equilibrio hidrostático. En otras palabras, la estrella se vuelve inestable cuando la presión térmica disminuye, y esto es consecuencia directa de la disminución del hidrogeno en el núcleo. Luego de varios millones de años, dependiendo de la masa estelar, la estrella consumirá todo su hidrógeno, esto ocasiona, en algunos casos, que en el núcleo cesen las reacciones de fusión nuclear, por lo que ya no habrá energía liberándose que contrarreste el colapso gravitatorio.Proceso de la muerte estelarCuando finalmente la estrella ha consumido el hidrógeno de su núcleo, ahora es básicamente una bola de helio, que comienza a colapsar sobre sí misma por falta de la presión térmica que mantenía el equilibrio. A medida que la estrella se comprime, su núcleo se calienta aún más, mientras que las capas exteriores, ligadas más débilmente, no soportan la diferencia de presión, por lo que se expanden y se enfrían. En este punto la temperatura efectiva de la estrella ha disminuido hasta los 4000 K, por lo que tomará una coloración rojiza, la estrella ahora es una Gigante roja.Las capas exteriores formarán una envoltura circumestelar entorno a la gigante roja. Dicha envoltura, como la temperatura ha descendido, se forman moléculas condensadas y granos de polvo. Cuando los átomos de esta envoltura son ionizados por una fuente de radiación (Una capa inferior con una temperatura de 30000 K) se forma lo que se conoce como nebulosa planetaria.Por su parte, el núcleo continúa colapsando, y si este alcanza una temperatura de 100 millones de K, puede empezar a convertir helio en carbono y oxígeno. La energía que se libere en esta nueva fusión es capaz de frenar el colapso gravitatorio. A este proceso se le conoce como el flash del helio, y dura aproximadamente una décima parte de la vida en la secuencia principal.Las estrellas que tienen una masa entorno a las 2,5 masas solares no pueden seguir evolucionando, y queda una enana blanca.Las enanas blancas son estrellas cuya materia está degenerada, y son los electrones los que originan la fuerza que frena el colapso gravitatorio. El tamaño de una enana blanca es aproximadamente de un planeta tipo Tierra. Su luminosidad es muy baja, y su densidad alcanza las 37 toneladas por centímetro cúbico. Además de tener una temperatura de 100000 K. Existe un límite de masa en el cual un núcleo estelar no produce una enana blanca, conocido como límite de Chandrasekhar, cuyo valor es en torno a las 1,4 masas solares.Las estrellas con una masa superior a las 5 masas solares, lograrán fusionar los átomos que se generen en la fusión anterior. Primero, cuando el núcleo alcanza los 700 millones de K, el carbono y el oxígeno dan lugar neón, sodio y magnesio. Al alcanzar los 1500 millones de K, se llega al silicio y al azufre. A más de 3000 millones de K, la estrella consigue un núcleo de hierro. En este momento la estrella ya ha alcanzado un tamaño impresionante, transformándose así en una supergigante roja.El núcleo, por otro lado, ha adquirido una estructura similar a una cebolla, compuesta por capas de elementos, siendo el hierro el elemento central.El hierro es el elemento más estable de la naturaleza, ya que su fusión absorbería más energía de la que liberaría. Como ya no existe fusión nuclear, tampoco hay una presión térmica que haga frente al colapso gravitatorio, por lo que el núcleo de hierro se comprime y se calienta. Cuándo este alcanza los 5000 millones de K los fotones son tan energéticos que arrancan los protones y neutrones del núcleo de hierro. Cada núcleo de hierro se descompone en 13 núcleos de helio y cuatro neutrones, absorbiendo la misma energía que se ha necesitado para obtener el hierro a partir de la fusión del helio. Los protones de los núcleos del helio se aniquilan con los electrones dando lugar a más neutrones y a la liberación de neutrinos. En este punto el núcleo, aún en proceso de contracción, es ahora mucho más pequeño, compuesto por neutrones, y su densidad alcanza las 270 millones de kilogramos por centímetro cúbico. La parte más central del núcleo se dilata, y el resto del núcleo cae sobre él, produciendo una enorme onda de choque, que reforzada con los neutrinos, proveerán la energía suficiente como para que la estrella explote como supernova. Supernova en la galaxia NGC 1637Las estrellas de neutrones o púlsar.Una supernova deja un núcleo masivo con una gravedad tan alta que destroza sus átomos. Los protones y neutrones se aniquilan para formar una bola de neutrones que gira varias veces por segundo. Una estrella de neutrones puede tener una masa similar a la del Sol, pero concentrada en un radio de 15 Km, por lo que su densidad es de alrededor de 1000 millones de toneladas por centímetro cúbico. El poderoso campo magnético de la estrella canaliza su radiación en dos rayos que escapan de los polos magnéticos de la estrella de neutrones. Si los rayos apuntan a nosotros la estrella de neutrones se denomina púlsar, ya que púlsa como un faro. Púlsar de la Nebulosa de CáncerAgujeros negros.Una estrella inicial con más de 15 masas solares no produce una estrella de neutrones luego de la explosión de la supernova. Los neutrones del núcleo remanente se descomponen en los quarks que lo forman, y el núcleo se vuelve tan denso que la luz no puede escapar de él. Se ha formado un agujero negro.Un objeto de 1 Cm de radio con la masa de la Tierra sería un agujero negro. Este radio corresponde una región de la masa infinitamente colapsada denominado singularidad y la superficie de este se conoce como horizonte de sucesos. El agujero negro, como absorbe toda la luz que recibe, no es directamente visible, pero si puede ser detectado mediante la influencia gravitatoria que produzca sobre objetos cercanos. Toda materia, inclusive estrellas, que estén dentro de la zona de influencia gravitatoria del agujero negro está destinada a caer sobre él en forma espiral y forma un anillo de gas denominado disco de acreción.Sin lugar a dudas los agujeros negros son los objetos más enigmáticos de la astronomía. Representación artística de un agujero negro.¿Y qué pasa después?Ya sea una nebulosa planetaria, o los remanentes de una supernova, los materiales expulsados regresan al medio interestelar, y lo enriquecen de materiales más pesados. De esta manera es posible, si se dan las condiciones necesarias, que a partir de los restos d una estrella pueda surgir una nueva generación estelar, para comenzar de nuevo el proceso.