juancho272

El País (España) 26/08/2010 La publicidad y las cookies Una línea cada vez más fina separa la privacidad y la publicidad, sobre todo si la batalla se libra en Internet. Cualquier búsqueda en Google va acompañada de una cantidad de anuncios que se cuelan en la pantalla del usuario sin opción a elegir. Es la llamada behavioural advertising (publicidad basada en el comportamiento), una técnica que se desarrolla a mucha velocidad. Su más valioso aliado son las cookies, pequeños programas digitales que permiten al anunciante colocar su mensaje, de manera directa y sin intermediarios, en la computadora o laptop del consumidor. Las cookies son una herramienta que almacena información sobre las visitas que realizan los usuarios. Rastrea y define los perfiles de los consumidores y son claves para las empresas para planificar una campaña, sobre todo teniendo en cuenta que Internet va ganando peso en el sector publicitario. En el primer semestre de 2010 en España ha facturado 152 millones de euros, un 13,5% más que en el mismo periodo del año anterior, según las estimaciones de la consultora InfoAdex. Los datos de IAB Spain Research atribuyen a Internet una facturación en todo 2009 de 654 millones, el equivalente al 11,6% de la tarta publicitaria. Por volumen de negocio es ya el tercer soporte, por detrás de la televisión y los diarios y por delante de la radio o las revistas. Así las cosas, el anunciante vuelve la vista a Internet. La web permite que la publicidad aparezca con la forma adecuada y en el contexto preciso. Algo que acarrea el llamado contextual targeting (anuncios en función de los contenidos) o el behavioural targeting (anuncios según las preferencias). La entrada en juego de las famosas cookies hace el resto. Gracias a estos programitas, Internet recopila una abrumadora cantidad de información sobre el usuario. Este seguimiento permite trazar un detalladísimo perfil del usuario, una radiografía completa de su vida online a la que las autoridades en protección de datos quieren poner coto. El llamado Grupo de Trabajo del Artículo 29, que reune a las autoridades en la materia de la UE, ha tomado cartas en el asunto. Ha aprobado un dictamen que pone coto al alud de publicidad en la red. Al otro lado, las asociaciones de publicidad online han pasado al contrataque para defender sus intereses. La Interactive Advertising Bureau (IAB), que representa al sector de la publicidad y la mercadotecnica digital, encabeza una campaña a favor de las cookies. "Son vitales", argumenta el organismo que engloba a los actores del negocio publicitario digital: agencias de medios, creativos, anunciantes, soportes, redes, buscadores, medios de comunicación y proveedores tecnológicos. Y lo son porque permiten ofrecer al usuario contenidos y publicidad acorde a sus intereses.

Será Visible el Velero del Espacio La nave espacial [NanoSail-D NanoVela-D, en español], de la NASA, ha logrado desplegar una lámina compuesta por un material de la era espacial, a 650 Km. de altitud sobre la Tierra. Esta es la primera vela solar en dar la vuelta a nuestro planeta. El equipo que se encuentra a cargo de la NanoSail-D se reunió alrededor de su vela después de una exitosa prueba de despliegue en el laboratorio. Dado que durante los próximos meses, la NanoSail-D pasará al ras de la parte superior de la atmósfera, podrá ser visible a simple vista. Luego descenderá con lentitud en lo que será una prueba destinada a emplear la"vela de arrastre" como método para remover basura espacial de la órbita. Si todo sale como está planeado, la nave espacial se desintegrará como si fuera un meteoro en abril o mayo de 2011, dispersándose inofensivamente a más de 100 Km. de altitud. Concurso: Con el fin de alentar a que los astrónomos aficionados monitoricen la vela, la NASA y Spaceweather.com han unido sus fuerzas para realizar un concurso de fotografía. Se están ofreciendo premios en efectivo que van desde los US$100 hasta los US$500 para las mejores imágenes de la NanoSail-D enviadas entre ahora y el momento en que la vela se desintegre. Imágenes telescópicas en alta resolución de la nave espacial, así como fotografías de ángulo amplio de la NanoSail-D surcando el cielo y afortunadas tomas de destellos son elegibles. VisitePágina oficial [en inglés]: http://www.nasa.gov/mission_pages/smallsats/nanosaild.html FUENTE DEL 280211

Alerta Mundial por la Próxima Actividad Solar http://www.diarioelpeso.com/anteriores/2010/02082010/CMT_020810_AlertaActividadSolar.php Representantes de más de las 25 naciones que cuentan con más desarrollo tecnológico, se reunieron el pasado 16 de julio en Bremen para tratar un problema que supera la capacidad operativa de un solo país: las tormentas solares, en el marco del Programa Internacional “Viviendo con una Estrella” [International Living With a Star o ILWS, en inglés]. La preocupación crece a medida que se aproxima el próximo “Máximo Solar” [período de gran actividad solar], que se espera para 2013. El Sol Viento solar "El problema es cómo determinar y predecir las tormentas solares y qué hacer para protegernos de sus efectos", dice Lika Guhathakurta, quien es la Presidente del ILWS, en las oficinas centrales de la NASA. "Necesitamos avanzar en este tema antes de que llegue el siguiente máximo solar, alrededor del año 2013". El Sol y la Tierra están separados por alrededor de 150 millones de kilómetros [93 millones de millas], distancia que podría parecer segura. Pero desde el inicio de la era espacial, y sobre todo en años recientes, cada vez se entiende más que una distancia de 150 millones de kilómetros no es en realidad tan grande. Las naves espaciales y los observatorios terrestres han mostrado que la Tierra se encuentra localizada en la atmósfera externa del Sol, abofeteada por vientos solares y golpeada por pedriscas de partículas energéticas. Además, los dos cuerpos están, de hecho, conectados por hilos invisibles de magnetismo. Durante los "eventos de reconexión", que ocurren normalmente varias veces al día, es posible rastrear líneas de fuerza invisibles desde los polos de la Tierra hasta la superficie del Sol. "La Tierra y el Sol están interconectados. Ya no es posible estudiarlos por separado", dice Guhathakurta. Hace algunos años, los científicos acuñaron el término "heliofísica" para describir el campo científico emergente que estudia el sistema “Sol–Tierra”. Como señal de reconocimiento de la importancia del tema, la NASA ha creado la División de Heliofísica, en sus oficinas centrales ubicadas en Washington DC, y las Nacionas Unidas declararon al año 2007 como el "Año Internacional de la Heliofísica" [IHY, por su sigla en idioma inglés], con la esperanza de impulsar la participación mundial en este nuevo campo. Concepto artístico del campo magnético de la Tierra conectándose con el Sol Predecir la actividad solar es un problema complicado, en muchas formas parecido a la predicción del estado del tiempo en la Tierra, pero multiplicado en dificultad por la complicada física del plasma y el magnetismo del Sol. Sin embargo, realizar predicciones sobre el Sol es sólo la mitad del problema; la otra mitad es la Tierra. La manera en la cual el campo magnético y la atmósfera de nuestro planeta responden a una tormenta solar es un rompecabezas magnetohidrodinámico que los científicos más importantes luchan por entender, empleando incluso la ayuda de las supercomputadoras más poderosas de la Tierra. Por estas razones, se dice comúnmente que la predicción del estado del tiempo en el espacio está atrasada 50 años respecto de su contraparte terrestre. "Necesitamos más datos; y más ideas", dice Guhathakurta. Lika Guhathakurta entregará la presidencia del ILWS al Dr. Ji Wu, de la Academia China de Ciencias. Además de liderar el ILWS, Wu pasará los siguientes dos años sacando provecho de los talentos especiales en el campo de la heliofísica con los cuales cuenta el país más poblado del mundo. "Tenemos una multitud de científicos y muchas ideas nuevas", dice Wu. "China podrá hacer contribuciones importantes a esta área". Otra complicación es la gran extensión en volumen. La heliofísica estudia un ambiente que se extiende cientos de millones de kilómetros. Tan solo estar al tanto de todo lo que ocurre es un desafío significativo. La NASA y otras agencias espaciales tienen docenas de naves espaciales dedicadas a esta tarea, pero el volumen en el que están dispersas es enorme. "Imaginemos intentar monitorizar los océanos de la Tierra con una pequeña cantidad de boyas. Perderíamos mucho. Esa es la situación en la que nos encontramos con el océano del espacio", dice Guhathakurta. China está a punto de contribuir con una "boya espacial" llamada "KuaFu", cuyo nombre proviene de un gigante de la mitología china que quería capturar al Sol. KuaFu estará localizada en el punto Lagrangiano L1 donde tomará muestras del viento solar que se desplaza corriente arriba respecto de la Tierra. "Estamos colocando a KuaFu en un punto estratégico en el espacio", dice Wu. "El viento solar en L1 es un importante dato de entrada para muchos modelos científicos de la interacción Sol–Tierra". Cuando KuaFu sea lanzada se unirá a una creciente flota internacional de naves espaciales dedicadas a la heliofísica. La NASA, la Agencia Espacial Europea, la Agencia Espacial de la Federación Rusa, la Agencia Espacial Canadiense, la Agencia Espacial Japonesa (JAXA, por su sigla en idioma inglés) y China están todas haciendo contribuciones importantes. Y justo a tiempo... Si las predicciones son correctas, el ciclo solar llegará a su máximo en los años cercanos a 2013. La sociedad humana nunca ha sido más vulnerable. Los elementos básicos de la vida diaria [desde las comunicaciones hasta la predicción del estado del tiempo y los servicios financieros] dependen de los satélites y de la electrónica de alta tecnología. Un informe del año 2008, llevado a cabo por la Academia Nacional de Ciencias, advirtió que una tormenta solar como las que ocurren una vez al siglo podría causar miles de millones de dólares en daños económicos. Prepararse para un "Katrina solar", impulsar una nueva ciencia, aprovechar el talento de los científicos de todo el mundo: "Estas son sólo algunas de nuetras metas” dice Guhathakurta. ¿Ambicioso? Sí, pero en heliofísica pensar en grande es algo natural. PARA ENTENDER EL ALERTA DEBERIAS LEER LO SIGUIENTE La estructura del Sol Volumen 11 - Nº 6 Febrero-Marzo 1990 http://www.cienciahoy.org.ar/hoy06/sol.htm Hace unos 4.500 millones de años nacía una estrella, una más entre las estrellas de la Via Láctea, nuestra galaxia, una más entre las del universo actualmente observable. Su masa, apenas 2 x 1033 gramos, no le auguraba un puesto demasiado destacado entre sus pares. Hoy, con un diámetro de 1,4 millones de km, es 500 veces más pequeña, que Antares o Betelgeuse. Pero, aproximadamente 3.000 millones de años atrás, en uno de los peñascos que giraban a su alrededor apareció un fenómeno nuevo, la vida. Así el Sol pasó a ser integrante -probablemente no el único- de un club muy exclusivo, el de las estrellas con planetas que albergan alguna forma de vida. Su proximidad a la Tierra, alrededor de 150 millones de km (la siguiente estrella, Alfa Centauri, está a 4 años luz, más de 260.000 veces la distancia Tierra-Sol), hace que sea la única estrella que puede ser observada en dos dimensiones e inclusive en tres, mediante dos o más naves espaciales. A simple vista, el Sol aparece como un disco brillante de borde muy bien definido, pero, en realidad, es una masa gaseosa que se extiende en una nube muy tenue (el viento solar) hasta más allá de la órbita de Saturno. El conocimiento actual de la estructura solar surge de observaciones realizadas desde la Tierra o desde satélites y sondas planetarias, y también a partir de inferencias de modelos teóricos de su interior. En ella se pueden apreciar las siguientes zonas, que se indican en la figura: Núcleo. Es la región del Sol, relativamente pequeña, que se extiende desde el centro hasta 0,25 del radio solar (R). El material del núcleo se comprime, bajo su propia acción gravitatoria, hasta densidades y temperaturas tan altas como para permitir la producción de reacciones nucleares. Estas reacciones constituyen la fuente de energía que es continuamente irradiada hacia el exterior. La energía liberada resulta de la síntesis del He a partir del H, según la reacción nuclear 4 1H ® 4He + 2e+ + 2n + 26,7 MeV donde e+ son positrones y n neutrinos. Debido a que el flujo de neutrinos detectado en la Tierra es un tercio del flujo predicho por la teoría, subsisten interrogantes sobre los procesos que ocurren en el núcleo. Zona intermedia (o de transporte radiactivo). Se extiende desde 0,25 R hasta 0,9 R. En esta región la energía liberada en el proceso de fusión del H en la zona interior es transportada hacia el exterior por radiación. Zona convectiva. A partir de 0,9 R, la temperatura del interior del Sol disminuye tanto que el plasma se vuelve convectivamente inestable. Si se produce el desplazamiento de un volumen de plasma hacia el exterior, su temperatura se mantiene por encima de la temperatura del plasma circundante y, por lo tanto, su densidad es menor; así se genera una fuerza que lo impulsa hacia arriba. Este es un fenómeno semejante al que ocurre cuando se produce la ebullición del agua en un recipiente puesto al fuego. El transporte en esta región se produce por convección, es decir por el movimiento de materia caliente. Atmósfera solar. Esta se divide, a su vez, en varias regiones: la fotosfera, la cromosfera y, luego de una zona de transición, la corona. El espesor de la fotosfera es de unos 500 km. La superficie externa de esta región es la visible a simple vista como un disco. Su diámetro (1,4 x 106 km) y la temperatura efectiva de toda la capa emisora (5.780 K) son consideradas como el diámetro del Sol y la temperatura de su superficie. La cromosfera es visible durante un eclipse total del Sol como un aro de color que rodea a la Luna. La temperatura, que alcanza un mínimo de 4.700 K en la fotosfera, aumenta hasta unos 10.000 K en la cromosfera. El aumento de la temperatura parece estar asociado a la disipación de energía mecánica (ondas acústicas) y a la estructura magnética de la cromosfera. La corona sólo es visible en luz blanca durante un eclipse total del Sol, cuando la Luna cubre el disco solar, mucho más luminoso. Se presenta como un tenue halo que rodea al Sol, de forma irregular. La temperatura en la corona es de aproximadamente un millón de grados. Entre la corona y la cromosfera existe una capa delgada de algunos centenares de kilómetros, en la que la temperatura varía rápidamente de los 106 K de la corona hasta 104 K. Esta capa, llamada zona de transición, está dominada por el flujo de calor de la región caliente a la fría; su alto gradiente térmico da una idea de la energía transportada. Imagen cualitativa de la estructura solar (no a escala). Adaptado de The Quiet Sun, E. Gibson. NASA. Intranquilidad en el Sol Imagen de una fulguración tomada en ultravioleta El Sol es como un prodigioso horno nuclear. Cada segundo, 6x1011 kg de hidrógeno (H) se transforman en helio (He) y 4x 109 kg de materia se transforman en energía, generando alrededor de 3,8 x 1023 kW. Aunque durante mucho tiempo se lo consideró una esfera inmaculada, hace más de 2.000 años que se observaron manchas en el disco solar, pero fueron atribuidas a la presencia ya sea de nubes oscuras en nuestra atmósfera o de planetas entre el Sol y la Tierra. Con los primeros telescopios, a partir de 1610, Galileo y otros astrónomos pudieron tener una visión clara de la estructura de las manchas y confirmar que las mismas estaban sobre la superficie del Sol. La observación continua también reveló que eran fenómenos transitorios: pueden persistir durante varios días o aun varios meses, pero finalmente se desvanecen. Esta era la primera evidencia de la actividad solar. Hace unos 100 años se pudo establecer que el número de manchas tiene una variación cíclica, con máximos cada 11 años aproximadamente, a lo que se llama el ciclo solar. Poco después del descubrimiento de esta periodicidad de la actividad solar se observó una fuerte correlación entre el número de manchas y el número de auroras -una luminosidad momentánea resultante de la precipitación de partículas sobre la atmósfera-, tanto en las zonas boreales como en las australes. También se descubrió que un aumento en el número de manchas traía aparejado una mayor frecuencia en las alteraciones del campo magnético terrestre (las llamadas tormentas magnéticas). El estudio del espectro de la luz emitida por las manchas mostró que eran regiones con temperaturas menores que las de la fotosfera circundante. Son zonas con temperaturas de alrededor de 4.300 K (algo más de 4.000 °C), todavía más caliente que la llama de acetileno utilizada para la soldadura de metales, pero considerablemente más frías que los 6.000 K de la fotosfera. Además, las manchas son regiones con campos magnéticos muy intensos, tanto como para impedir el flujo de materia caliente hacia la superficie. Pero las manchas no son la única manifestación de la actividad solar. Por el contrario, acompañando la aparición de aquéllas existe una cantidad de fenómenos fuertemente correlacionados. Corona solar en rayos X Para entender todas las manifestaciones de la actividad solar y, en particular, los fenómenos transitorios que afectan el medio ambiente terrestre, es necesario tener una idea de la importancia de los campos magnéticos presentes en la superficie del Sol. Si bien su campo promedio es de aproximadamente 1 gauss (apenas un poco mayor que el terrestre), aparecen aisladamente extensas estructuras magnéticas con campos muy intensos, de hasta varios miles de gauss, en las manchas y zonas aledañas (regiones activas). El Sol es, desde el punto de vista de su actividad magnética, una estrella variable. Las manchas, las regiones activas, los agujeros coronales (zonas de campo magnético abierto hacia el espacio interplanetario donde se origina el "viento solar" ), varían en ciclos de 11 años. En la cromosfera, la región de transición y la corona, tanto la estructura a largo plazo como la dinámica de la materia están determinadas por el campo magnético, ya que la baja densidad de estas capas hace que la presión magnética predomine sobre la presión del gas. Los eventos más violentos y energéticos de todos los que ocurren en el Sol y, por lo tanto, en el sistema solar, son las fulguraciones. En un lapso de 100 a 1.000 segundos pueden liberarse hasta 1032 ergios, el equivalente a 12.000 millones de bombas atómicas iguales a la lanzada sobre Hiroshima. Estas perturbaciones transitorias son las responsables más directas de las perturbaciones en escalas de tiempo cortas (minutos o días) que produce el Sol sobre el entorno de la Tierra. En esencia, una fulguración es una liberación explosiva de energía en la atmósfera solar, concentrada espacialmente y a la que le sigue un decaimiento gradual del movimiento del material y de la temperatura. El plasma (gas ionizado, es decir que sus componentes están cargados ya sea positiva o negativamente) de la fulguración, con temperaturas de varias decenas de millones de grados, queda confinado por las líneas del campo magnético conformando gigantescos arcos de materia con alturas que alcanzan centenas de miles de kilómetros. La fuente de la energía liberada en estos eventos es el campo magnético acoplado a los movimientos del material fotosférico. Las fulguraciones producen emisión en todo el rango del espectro electromagnético: ondas de radio, luz visible, ultravioleta, rayos X, rayos gama. Por las observaciones de rayos X de alta energía y rayos gama hechas durante el último máximo de actividad solar (1980-1981) se estableció que toda esta emisión está acompañada por la aceleración de un considerable número de partículas, tanto electrones como protones. Tales procesos de alta energía se presentan no sólo en las fulguraciones solares, sino también en una gran variedad de otros sitios astrofísicos, como magnetosferas planetarias, fulguraciones estelares y supernovas. Si bien hay fulguraciones aun en los mínimos de la actividad solar, durante los máximos aumenta su frecuencia y se producen los eventos con mayor liberación de energía. Prediciones del número de manchas (curva) y del número de fulguraciones en rayos X (histograma) estimadas para el próximo máximo de actividad solar (ciclo 22). Fuente: National Oceanic Atmospheric Administration (NOAA). La fase más compleja de una fulguración es la inicial o impulsiva, que dura únicamente algunos minutos. Entre sus características más importantes está la intensa emisión de rayos X de alta energía. Las observaciones hechas por medio de satélites durante el último máximo mostraron por primera vez que esta emisión se produce en áreas pequeñas de la zona de transición. Estas son, aparentemente, las bases de estructuras magnéticas (loops) en forma de arco que se extienden en la corona. Los loops siempre conectan zonas de polaridad magnética opuesta. La emisión de rayos X de alta energía podría ser producida por partículas aceleradas en el loop, en la zona coronal. Estas, confinadas por el campo magnético, chocan con capas más densas de la zona de transición. Los rayos X emitidos se generan por el frenado de las partículas cargadas. La fase impulsiva es acompañada por un aumento de la emisión de rayos X de baja energía de todo el loop debido al calentamiento del plasma con temperaturas de entre 10 a 20 millones de grados. Las fulguraciones ocurren porque, por alguna inestabilidad magnetohidrodinámica del plasma, se produce la eyección de materia coronal (filamento), que comienza a elevarse por debajo de los loops arrastrando las líneas de campo magnético. A medida que el filamento sube y abre las líneas del campo, por debajo comenzará la reconexión del mismo. Las sucesivas reconexiones, a alturas progresivamente mayores, dan lugar a la formación de un nuevo sistema de loops en la corona, en una configuración de menor energía. En este proceso de liberación de energía se calienta el plasma a temperaturas muy altas y en regiones confinadas, fenómeno acompañado por aceleración de partículas que se dirigirán hacia la base del loop emitiendo rayos X de alta energía y radiación en líneas espectrales del átomo de hidrógeno. A continuación, en la fase gradual, la emisión de rayos X de baja energía alcanza un máximo y luego decae por el enfriamiento progresivo del plasma. Las fulguraciones solares exhiben muchos de los procesos físicos fundamentales de la magnetohidrodinámica y de la física del plasma (reconexión magnética, aceleración y propagación de partículas y disipación turbulenta). Por lo tanto, la física de las fulguraciones tiene relevancia directa sobre los plasmas de laboratorio y en una gran variedad de fenómenos astrofísicos. Si bien las observaciones del Sol desde telescopios y radiotelescopios proveen valiosa información a los astrónomos, la presencia de la atmósfera terrestre pone límites muy severos a las longitudes de onda observables, pues actúa como un filtro y absorbe las longitudes de onda más cortas que el violeta o más largas que el rojo. Las capas más activas del Sol (la cromosfera superior, la región de transición y la corona) radian la mayor parte de su energía en el ultravioleta y en los rayos X. La presencia de la atmósfera también afecta la calidad de las imágenes; a causa de su turbulencia, disminuye la resolución espacial de las mismas. Estas limitaciones hicieron que se utilizaran todos los medios disponibles para eliminar o atenuar los efectos de la atmósfera. En primer lugar se ubicaron telescopios en las cimas de las montañas, luego se usaron globos, a partir de la Segunda Guerra Mundial los cohetes y finalmente, desde 1960, los satélites. El próximo máximo de actividad solar, entre 1991 y 1994, permitirá nuevamente un estudio intensivo de las fulguraciones. Los adelantos en la instrumentación logrados desde el último máximo ayudarán a avanzar en las cuestiones fundamentales de la física de las fulguraciones solares: ¿cuándo y dónde se almacena la energía liberada en las fulguraciones?, ¿cómo se inicia una fulguración?, ¿cuáles son los mecanismos de liberación de la energía?, ¿cómo son aceleradas las partículas?, ¿cuáles son los mecanismos de transporte de la energía?, ¿cómo se propagan los efectos de las fulguraciones hacia la Tierra? Muchos países ya han definido programas de observación del Sol durante el próximo máximo. En algunos casos, estos programas incluyen observaciones desde el espacio: Japón, EE.UU., URSS y un conjunto de países europeos tienen aprobadas misiones con satélites. La coordinación internacional de todos los planes permitirá un avance más rápido en la resolución de los problemas de la física del Sol y evitará la superposición de esfuerzos. Con este fin se ha instrumentado un programa internacional, FLARES 22 (por flares, "fulguraciones", research en el próximo máximo solar, denominado ciclo 22) a cargo del Comité Científico Internacional de Física Solar-Terrestre (SCOSTEP). Este programa incluirá también vuelos de larga duración de globos, la participación de observatorios terrestres en campañas de observación con fines específicos y la promoción de intercambio de información y colaboración internacional en el área de los cálculos teóricos. La dirección y coordinación general del programa estará a cargo de físicos solares argentinos. Dentro del marco de un acuerdo firmado por la Comisión Nacional de Investigaciones Espaciales (CNIE) y la NASA en junio de 1989, la Argentina se planteó participar en la observación del Sol desde el espacio durante el próximo máximo de actividad solar. El proyecto argentino contempla la construcción de un satélite pequeño, el Satélite de Aplicaciones Científicas (SAC), para ser puesto en órbita por el Transbordador Espacial en el segundo semestre de 1992. El objetivo científico fundamental del SAC es estudiar la liberación y transporte de la energía en estructuras magnéticas durante las fulguraciones, desde los loops coronales hasta las capas profundas de la cromosfera. En particular las observaciones del SAC están dirigidas a: Elucidar el mecanismo de transporte de la energía térmica y de las partículas energéticas y su interacción con la atmósfera solar. Determinar el papel que desempeñan los electrones energéticos durante todo el proceso de la fulguración, particularmente aquéllos con energías inferiores a los 50 keV, donde se encuentra la mayor parte de la energía asociada a los electrones. El peso total del SAC es de 113 kg, compartidos entre la instrumentación científica y los distintos sistemas de servicio que integran el satélite propiamente dicho: la estructura mecánica, el sistema de generación de potencia, el sistema de orientación, el sistema de procesamiento de la información recolectada por el satélite y el sistema de comunicaciones. El control de la orientación del SAC se hará mediante un sistema magnético que actuará en forma automática, asegurando que los instrumentos científicos siempre estén orientados hacia el Sol. El satélite podrá almacenar en memorias de estado sólido hasta 4,25 Mbit de información: 2,25 Mbit corresponderán a datos científicos y 2 Mbit a datos de ingeniería (temperaturas, tensiones y otros parámetros que permiten conocer el estado del satélite). La información será transmitida a tierra durante cada pasaje del SAC sobre la estación terrena, ubicada en el norte de la Argentina. Durante cada pasaje, además de recibir los datos almacenados a bordo, también se transmitirán desde tierra órdenes de control para cambiar, de ser necesario, ciertos parámetros de funcionamiento de los instrumentos científicos y de los sistemas de servicio. Los instrumentos científicos que irán a bordo del satélite son los siguientes: Un espectrómetro de rayos X de alta energía. Este instrumento consiste en un detector omnidireccional que observa todo el Sol. Provee espectros de la emisión en rayos X duros (entre 20 y 320 keV) con alta resolución temporal, de hasta unos pocos milisegundos para fulguraciones intensas. La obtención de espectros cada pocos milisegundos es suficiente como para seguir la evolución de los electrones responsables de la emisión en rayos X, a medida que viajan a lo largo de los arcos magnéticos. Un fotómetro de banda ancha. Con este instrumento se obtendrán las primeras mediciones de la energía total radiada por las fulguraciones en el rango de 49 a 9.000Å (1Å = 10-8 cm). También permitirá medir variaciones en el flujo total del Sol. La construcción del satélite está bajo la responsabilidad de la Comisión Nacional de Investigaciones Espaciales (CNIE) y los instrumentos científicos, del Instituto de Astronomía y Física del Espacio (IAFE). La CNIE ha gestionado el apoyo de la Secretaria de Ciencia y Tecnología para atender los costos de la participación argentina. José M. Gulich, Ana M. Hernández Instituto de Astronomía y Física del Espacio Marcos E. Machado Comisión Nacional de Investigaciones Espaciales HASTA DONDE SE ESTE PROYECTO SE REALIZO EN 1996, PERO LAMENTABLEMENTE FRACASÓ POR FALLAS AL SER PUESTO EN ORBITA, PARA DETALLES ENTRAR A LA PAGINA DE www.conae.gov.ar

Alerta Mundial por la Próxima Actividad Solar http://www.diarioelpeso.com/anteriores/2010/02082010/CMT_020810_AlertaActividadSolar.php Representantes de más de las 25 naciones que cuentan con más desarrollo tecnológico, se reunieron el pasado 16 de julio en Bremen para tratar un problema que supera la capacidad operativa de un solo país: las tormentas solares, en el marco del Programa Internacional “Viviendo con una Estrella” [International Living With a Star o ILWS, en inglés]. La preocupación crece a medida que se aproxima el próximo “Máximo Solar” [período de gran actividad solar], que se espera para 2013. El Sol Viento solar "El problema es cómo determinar y predecir las tormentas solares y qué hacer para protegernos de sus efectos", dice Lika Guhathakurta, quien es la Presidente del ILWS, en las oficinas centrales de la NASA. "Necesitamos avanzar en este tema antes de que llegue el siguiente máximo solar, alrededor del año 2013". El Sol y la Tierra están separados por alrededor de 150 millones de kilómetros [93 millones de millas], distancia que podría parecer segura. Pero desde el inicio de la era espacial, y sobre todo en años recientes, cada vez se entiende más que una distancia de 150 millones de kilómetros no es en realidad tan grande. Las naves espaciales y los observatorios terrestres han mostrado que la Tierra se encuentra localizada en la atmósfera externa del Sol, abofeteada por vientos solares y golpeada por pedriscas de partículas energéticas. Además, los dos cuerpos están, de hecho, conectados por hilos invisibles de magnetismo. Durante los "eventos de reconexión", que ocurren normalmente varias veces al día, es posible rastrear líneas de fuerza invisibles desde los polos de la Tierra hasta la superficie del Sol. "La Tierra y el Sol están interconectados. Ya no es posible estudiarlos por separado", dice Guhathakurta. Hace algunos años, los científicos acuñaron el término "heliofísica" para describir el campo científico emergente que estudia el sistema “Sol–Tierra”. Como señal de reconocimiento de la importancia del tema, la NASA ha creado la División de Heliofísica, en sus oficinas centrales ubicadas en Washington DC, y las Nacionas Unidas declararon al año 2007 como el "Año Internacional de la Heliofísica" [IHY, por su sigla en idioma inglés], con la esperanza de impulsar la participación mundial en este nuevo campo. Concepto artístico del campo magnético de la Tierra conectándose con el Sol Predecir la actividad solar es un problema complicado, en muchas formas parecido a la predicción del estado del tiempo en la Tierra, pero multiplicado en dificultad por la complicada física del plasma y el magnetismo del Sol. Sin embargo, realizar predicciones sobre el Sol es sólo la mitad del problema; la otra mitad es la Tierra. La manera en la cual el campo magnético y la atmósfera de nuestro planeta responden a una tormenta solar es un rompecabezas magnetohidrodinámico que los científicos más importantes luchan por entender, empleando incluso la ayuda de las supercomputadoras más poderosas de la Tierra. Por estas razones, se dice comúnmente que la predicción del estado del tiempo en el espacio está atrasada 50 años respecto de su contraparte terrestre. "Necesitamos más datos; y más ideas", dice Guhathakurta. Lika Guhathakurta entregará la presidencia del ILWS al Dr. Ji Wu, de la Academia China de Ciencias. Además de liderar el ILWS, Wu pasará los siguientes dos años sacando provecho de los talentos especiales en el campo de la heliofísica con los cuales cuenta el país más poblado del mundo. "Tenemos una multitud de científicos y muchas ideas nuevas", dice Wu. "China podrá hacer contribuciones importantes a esta área". Otra complicación es la gran extensión en volumen. La heliofísica estudia un ambiente que se extiende cientos de millones de kilómetros. Tan solo estar al tanto de todo lo que ocurre es un desafío significativo. La NASA y otras agencias espaciales tienen docenas de naves espaciales dedicadas a esta tarea, pero el volumen en el que están dispersas es enorme. "Imaginemos intentar monitorizar los océanos de la Tierra con una pequeña cantidad de boyas. Perderíamos mucho. Esa es la situación en la que nos encontramos con el océano del espacio", dice Guhathakurta. China está a punto de contribuir con una "boya espacial" llamada "KuaFu", cuyo nombre proviene de un gigante de la mitología china que quería capturar al Sol. KuaFu estará localizada en el punto Lagrangiano L1 donde tomará muestras del viento solar que se desplaza corriente arriba respecto de la Tierra. "Estamos colocando a KuaFu en un punto estratégico en el espacio", dice Wu. "El viento solar en L1 es un importante dato de entrada para muchos modelos científicos de la interacción Sol–Tierra". Cuando KuaFu sea lanzada se unirá a una creciente flota internacional de naves espaciales dedicadas a la heliofísica. La NASA, la Agencia Espacial Europea, la Agencia Espacial de la Federación Rusa, la Agencia Espacial Canadiense, la Agencia Espacial Japonesa (JAXA, por su sigla en idioma inglés) y China están todas haciendo contribuciones importantes. Y justo a tiempo... Si las predicciones son correctas, el ciclo solar llegará a su máximo en los años cercanos a 2013. La sociedad humana nunca ha sido más vulnerable. Los elementos básicos de la vida diaria [desde las comunicaciones hasta la predicción del estado del tiempo y los servicios financieros] dependen de los satélites y de la electrónica de alta tecnología. Un informe del año 2008, llevado a cabo por la Academia Nacional de Ciencias, advirtió que una tormenta solar como las que ocurren una vez al siglo podría causar miles de millones de dólares en daños económicos. Prepararse para un "Katrina solar", impulsar una nueva ciencia, aprovechar el talento de los científicos de todo el mundo: "Estas son sólo algunas de nuetras metas” dice Guhathakurta. ¿Ambicioso? Sí, pero en heliofísica pensar en grande es algo natural. PARA ENTENDER EL ALERTA DEBERIAS LEER LO SIGUIENTE La estructura del Sol Volumen 11 - Nº 6 Febrero-Marzo 1990 http://www.cienciahoy.org.ar/hoy06/sol.htm Hace unos 4.500 millones de años nacía una estrella, una más entre las estrellas de la Via Láctea, nuestra galaxia, una más entre las del universo actualmente observable. Su masa, apenas 2 x 1033 gramos, no le auguraba un puesto demasiado destacado entre sus pares. Hoy, con un diámetro de 1,4 millones de km, es 500 veces más pequeña, que Antares o Betelgeuse. Pero, aproximadamente 3.000 millones de años atrás, en uno de los peñascos que giraban a su alrededor apareció un fenómeno nuevo, la vida. Así el Sol pasó a ser integrante -probablemente no el único- de un club muy exclusivo, el de las estrellas con planetas que albergan alguna forma de vida. Su proximidad a la Tierra, alrededor de 150 millones de km (la siguiente estrella, Alfa Centauri, está a 4 años luz, más de 260.000 veces la distancia Tierra-Sol), hace que sea la única estrella que puede ser observada en dos dimensiones e inclusive en tres, mediante dos o más naves espaciales. A simple vista, el Sol aparece como un disco brillante de borde muy bien definido, pero, en realidad, es una masa gaseosa que se extiende en una nube muy tenue (el viento solar) hasta más allá de la órbita de Saturno. El conocimiento actual de la estructura solar surge de observaciones realizadas desde la Tierra o desde satélites y sondas planetarias, y también a partir de inferencias de modelos teóricos de su interior. En ella se pueden apreciar las siguientes zonas, que se indican en la figura: Núcleo. Es la región del Sol, relativamente pequeña, que se extiende desde el centro hasta 0,25 del radio solar (R). El material del núcleo se comprime, bajo su propia acción gravitatoria, hasta densidades y temperaturas tan altas como para permitir la producción de reacciones nucleares. Estas reacciones constituyen la fuente de energía que es continuamente irradiada hacia el exterior. La energía liberada resulta de la síntesis del He a partir del H, según la reacción nuclear 4 1H ® 4He + 2e+ + 2n + 26,7 MeV donde e+ son positrones y n neutrinos. Debido a que el flujo de neutrinos detectado en la Tierra es un tercio del flujo predicho por la teoría, subsisten interrogantes sobre los procesos que ocurren en el núcleo. Zona intermedia (o de transporte radiactivo). Se extiende desde 0,25 R hasta 0,9 R. En esta región la energía liberada en el proceso de fusión del H en la zona interior es transportada hacia el exterior por radiación. Zona convectiva. A partir de 0,9 R, la temperatura del interior del Sol disminuye tanto que el plasma se vuelve convectivamente inestable. Si se produce el desplazamiento de un volumen de plasma hacia el exterior, su temperatura se mantiene por encima de la temperatura del plasma circundante y, por lo tanto, su densidad es menor; así se genera una fuerza que lo impulsa hacia arriba. Este es un fenómeno semejante al que ocurre cuando se produce la ebullición del agua en un recipiente puesto al fuego. El transporte en esta región se produce por convección, es decir por el movimiento de materia caliente. Atmósfera solar. Esta se divide, a su vez, en varias regiones: la fotosfera, la cromosfera y, luego de una zona de transición, la corona. El espesor de la fotosfera es de unos 500 km. La superficie externa de esta región es la visible a simple vista como un disco. Su diámetro (1,4 x 106 km) y la temperatura efectiva de toda la capa emisora (5.780 K) son consideradas como el diámetro del Sol y la temperatura de su superficie. La cromosfera es visible durante un eclipse total del Sol como un aro de color que rodea a la Luna. La temperatura, que alcanza un mínimo de 4.700 K en la fotosfera, aumenta hasta unos 10.000 K en la cromosfera. El aumento de la temperatura parece estar asociado a la disipación de energía mecánica (ondas acústicas) y a la estructura magnética de la cromosfera. La corona sólo es visible en luz blanca durante un eclipse total del Sol, cuando la Luna cubre el disco solar, mucho más luminoso. Se presenta como un tenue halo que rodea al Sol, de forma irregular. La temperatura en la corona es de aproximadamente un millón de grados. Entre la corona y la cromosfera existe una capa delgada de algunos centenares de kilómetros, en la que la temperatura varía rápidamente de los 106 K de la corona hasta 104 K. Esta capa, llamada zona de transición, está dominada por el flujo de calor de la región caliente a la fría; su alto gradiente térmico da una idea de la energía transportada. Imagen cualitativa de la estructura solar (no a escala). Adaptado de The Quiet Sun, E. Gibson. NASA. Intranquilidad en el Sol Imagen de una fulguración tomada en ultravioleta El Sol es como un prodigioso horno nuclear. Cada segundo, 6x1011 kg de hidrógeno (H) se transforman en helio (He) y 4x 109 kg de materia se transforman en energía, generando alrededor de 3,8 x 1023 kW. Aunque durante mucho tiempo se lo consideró una esfera inmaculada, hace más de 2.000 años que se observaron manchas en el disco solar, pero fueron atribuidas a la presencia ya sea de nubes oscuras en nuestra atmósfera o de planetas entre el Sol y la Tierra. Con los primeros telescopios, a partir de 1610, Galileo y otros astrónomos pudieron tener una visión clara de la estructura de las manchas y confirmar que las mismas estaban sobre la superficie del Sol. La observación continua también reveló que eran fenómenos transitorios: pueden persistir durante varios días o aun varios meses, pero finalmente se desvanecen. Esta era la primera evidencia de la actividad solar. Hace unos 100 años se pudo establecer que el número de manchas tiene una variación cíclica, con máximos cada 11 años aproximadamente, a lo que se llama el ciclo solar. Poco después del descubrimiento de esta periodicidad de la actividad solar se observó una fuerte correlación entre el número de manchas y el número de auroras -una luminosidad momentánea resultante de la precipitación de partículas sobre la atmósfera-, tanto en las zonas boreales como en las australes. También se descubrió que un aumento en el número de manchas traía aparejado una mayor frecuencia en las alteraciones del campo magnético terrestre (las llamadas tormentas magnéticas). El estudio del espectro de la luz emitida por las manchas mostró que eran regiones con temperaturas menores que las de la fotosfera circundante. Son zonas con temperaturas de alrededor de 4.300 K (algo más de 4.000 °C), todavía más caliente que la llama de acetileno utilizada para la soldadura de metales, pero considerablemente más frías que los 6.000 K de la fotosfera. Además, las manchas son regiones con campos magnéticos muy intensos, tanto como para impedir el flujo de materia caliente hacia la superficie. Pero las manchas no son la única manifestación de la actividad solar. Por el contrario, acompañando la aparición de aquéllas existe una cantidad de fenómenos fuertemente correlacionados. Corona solar en rayos X Para entender todas las manifestaciones de la actividad solar y, en particular, los fenómenos transitorios que afectan el medio ambiente terrestre, es necesario tener una idea de la importancia de los campos magnéticos presentes en la superficie del Sol. Si bien su campo promedio es de aproximadamente 1 gauss (apenas un poco mayor que el terrestre), aparecen aisladamente extensas estructuras magnéticas con campos muy intensos, de hasta varios miles de gauss, en las manchas y zonas aledañas (regiones activas). El Sol es, desde el punto de vista de su actividad magnética, una estrella variable. Las manchas, las regiones activas, los agujeros coronales (zonas de campo magnético abierto hacia el espacio interplanetario donde se origina el "viento solar" ), varían en ciclos de 11 años. En la cromosfera, la región de transición y la corona, tanto la estructura a largo plazo como la dinámica de la materia están determinadas por el campo magnético, ya que la baja densidad de estas capas hace que la presión magnética predomine sobre la presión del gas. Los eventos más violentos y energéticos de todos los que ocurren en el Sol y, por lo tanto, en el sistema solar, son las fulguraciones. En un lapso de 100 a 1.000 segundos pueden liberarse hasta 1032 ergios, el equivalente a 12.000 millones de bombas atómicas iguales a la lanzada sobre Hiroshima. Estas perturbaciones transitorias son las responsables más directas de las perturbaciones en escalas de tiempo cortas (minutos o días) que produce el Sol sobre el entorno de la Tierra. En esencia, una fulguración es una liberación explosiva de energía en la atmósfera solar, concentrada espacialmente y a la que le sigue un decaimiento gradual del movimiento del material y de la temperatura. El plasma (gas ionizado, es decir que sus componentes están cargados ya sea positiva o negativamente) de la fulguración, con temperaturas de varias decenas de millones de grados, queda confinado por las líneas del campo magnético conformando gigantescos arcos de materia con alturas que alcanzan centenas de miles de kilómetros. La fuente de la energía liberada en estos eventos es el campo magnético acoplado a los movimientos del material fotosférico. Las fulguraciones producen emisión en todo el rango del espectro electromagnético: ondas de radio, luz visible, ultravioleta, rayos X, rayos gama. Por las observaciones de rayos X de alta energía y rayos gama hechas durante el último máximo de actividad solar (1980-1981) se estableció que toda esta emisión está acompañada por la aceleración de un considerable número de partículas, tanto electrones como protones. Tales procesos de alta energía se presentan no sólo en las fulguraciones solares, sino también en una gran variedad de otros sitios astrofísicos, como magnetosferas planetarias, fulguraciones estelares y supernovas. Si bien hay fulguraciones aun en los mínimos de la actividad solar, durante los máximos aumenta su frecuencia y se producen los eventos con mayor liberación de energía. Prediciones del número de manchas (curva) y del número de fulguraciones en rayos X (histograma) estimadas para el próximo máximo de actividad solar (ciclo 22). Fuente: National Oceanic Atmospheric Administration (NOAA). La fase más compleja de una fulguración es la inicial o impulsiva, que dura únicamente algunos minutos. Entre sus características más importantes está la intensa emisión de rayos X de alta energía. Las observaciones hechas por medio de satélites durante el último máximo mostraron por primera vez que esta emisión se produce en áreas pequeñas de la zona de transición. Estas son, aparentemente, las bases de estructuras magnéticas (loops) en forma de arco que se extienden en la corona. Los loops siempre conectan zonas de polaridad magnética opuesta. La emisión de rayos X de alta energía podría ser producida por partículas aceleradas en el loop, en la zona coronal. Estas, confinadas por el campo magnético, chocan con capas más densas de la zona de transición. Los rayos X emitidos se generan por el frenado de las partículas cargadas. La fase impulsiva es acompañada por un aumento de la emisión de rayos X de baja energía de todo el loop debido al calentamiento del plasma con temperaturas de entre 10 a 20 millones de grados. Las fulguraciones ocurren porque, por alguna inestabilidad magnetohidrodinámica del plasma, se produce la eyección de materia coronal (filamento), que comienza a elevarse por debajo de los loops arrastrando las líneas de campo magnético. A medida que el filamento sube y abre las líneas del campo, por debajo comenzará la reconexión del mismo. Las sucesivas reconexiones, a alturas progresivamente mayores, dan lugar a la formación de un nuevo sistema de loops en la corona, en una configuración de menor energía. En este proceso de liberación de energía se calienta el plasma a temperaturas muy altas y en regiones confinadas, fenómeno acompañado por aceleración de partículas que se dirigirán hacia la base del loop emitiendo rayos X de alta energía y radiación en líneas espectrales del átomo de hidrógeno. A continuación, en la fase gradual, la emisión de rayos X de baja energía alcanza un máximo y luego decae por el enfriamiento progresivo del plasma. Las fulguraciones solares exhiben muchos de los procesos físicos fundamentales de la magnetohidrodinámica y de la física del plasma (reconexión magnética, aceleración y propagación de partículas y disipación turbulenta). Por lo tanto, la física de las fulguraciones tiene relevancia directa sobre los plasmas de laboratorio y en una gran variedad de fenómenos astrofísicos. Si bien las observaciones del Sol desde telescopios y radiotelescopios proveen valiosa información a los astrónomos, la presencia de la atmósfera terrestre pone límites muy severos a las longitudes de onda observables, pues actúa como un filtro y absorbe las longitudes de onda más cortas que el violeta o más largas que el rojo. Las capas más activas del Sol (la cromosfera superior, la región de transición y la corona) radian la mayor parte de su energía en el ultravioleta y en los rayos X. La presencia de la atmósfera también afecta la calidad de las imágenes; a causa de su turbulencia, disminuye la resolución espacial de las mismas. Estas limitaciones hicieron que se utilizaran todos los medios disponibles para eliminar o atenuar los efectos de la atmósfera. En primer lugar se ubicaron telescopios en las cimas de las montañas, luego se usaron globos, a partir de la Segunda Guerra Mundial los cohetes y finalmente, desde 1960, los satélites. El próximo máximo de actividad solar, entre 1991 y 1994, permitirá nuevamente un estudio intensivo de las fulguraciones. Los adelantos en la instrumentación logrados desde el último máximo ayudarán a avanzar en las cuestiones fundamentales de la física de las fulguraciones solares: ¿cuándo y dónde se almacena la energía liberada en las fulguraciones?, ¿cómo se inicia una fulguración?, ¿cuáles son los mecanismos de liberación de la energía?, ¿cómo son aceleradas las partículas?, ¿cuáles son los mecanismos de transporte de la energía?, ¿cómo se propagan los efectos de las fulguraciones hacia la Tierra? Muchos países ya han definido programas de observación del Sol durante el próximo máximo. En algunos casos, estos programas incluyen observaciones desde el espacio: Japón, EE.UU., URSS y un conjunto de países europeos tienen aprobadas misiones con satélites. La coordinación internacional de todos los planes permitirá un avance más rápido en la resolución de los problemas de la física del Sol y evitará la superposición de esfuerzos. Con este fin se ha instrumentado un programa internacional, FLARES 22 (por flares, "fulguraciones", research en el próximo máximo solar, denominado ciclo 22) a cargo del Comité Científico Internacional de Física Solar-Terrestre (SCOSTEP). Este programa incluirá también vuelos de larga duración de globos, la participación de observatorios terrestres en campañas de observación con fines específicos y la promoción de intercambio de información y colaboración internacional en el área de los cálculos teóricos. La dirección y coordinación general del programa estará a cargo de físicos solares argentinos. Dentro del marco de un acuerdo firmado por la Comisión Nacional de Investigaciones Espaciales (CNIE) y la NASA en junio de 1989, la Argentina se planteó participar en la observación del Sol desde el espacio durante el próximo máximo de actividad solar. El proyecto argentino contempla la construcción de un satélite pequeño, el Satélite de Aplicaciones Científicas (SAC), para ser puesto en órbita por el Transbordador Espacial en el segundo semestre de 1992. El objetivo científico fundamental del SAC es estudiar la liberación y transporte de la energía en estructuras magnéticas durante las fulguraciones, desde los loops coronales hasta las capas profundas de la cromosfera. En particular las observaciones del SAC están dirigidas a: Elucidar el mecanismo de transporte de la energía térmica y de las partículas energéticas y su interacción con la atmósfera solar. Determinar el papel que desempeñan los electrones energéticos durante todo el proceso de la fulguración, particularmente aquéllos con energías inferiores a los 50 keV, donde se encuentra la mayor parte de la energía asociada a los electrones. El peso total del SAC es de 113 kg, compartidos entre la instrumentación científica y los distintos sistemas de servicio que integran el satélite propiamente dicho: la estructura mecánica, el sistema de generación de potencia, el sistema de orientación, el sistema de procesamiento de la información recolectada por el satélite y el sistema de comunicaciones. El control de la orientación del SAC se hará mediante un sistema magnético que actuará en forma automática, asegurando que los instrumentos científicos siempre estén orientados hacia el Sol. El satélite podrá almacenar en memorias de estado sólido hasta 4,25 Mbit de información: 2,25 Mbit corresponderán a datos científicos y 2 Mbit a datos de ingeniería (temperaturas, tensiones y otros parámetros que permiten conocer el estado del satélite). La información será transmitida a tierra durante cada pasaje del SAC sobre la estación terrena, ubicada en el norte de la Argentina. Durante cada pasaje, además de recibir los datos almacenados a bordo, también se transmitirán desde tierra órdenes de control para cambiar, de ser necesario, ciertos parámetros de funcionamiento de los instrumentos científicos y de los sistemas de servicio. Los instrumentos científicos que irán a bordo del satélite son los siguientes: Un espectrómetro de rayos X de alta energía. Este instrumento consiste en un detector omnidireccional que observa todo el Sol. Provee espectros de la emisión en rayos X duros (entre 20 y 320 keV) con alta resolución temporal, de hasta unos pocos milisegundos para fulguraciones intensas. La obtención de espectros cada pocos milisegundos es suficiente como para seguir la evolución de los electrones responsables de la emisión en rayos X, a medida que viajan a lo largo de los arcos magnéticos. Un fotómetro de banda ancha. Con este instrumento se obtendrán las primeras mediciones de la energía total radiada por las fulguraciones en el rango de 49 a 9.000Å (1Å = 10-8 cm). También permitirá medir variaciones en el flujo total del Sol. La construcción del satélite está bajo la responsabilidad de la Comisión Nacional de Investigaciones Espaciales (CNIE) y los instrumentos científicos, del Instituto de Astronomía y Física del Espacio (IAFE). La CNIE ha gestionado el apoyo de la Secretaria de Ciencia y Tecnología para atender los costos de la participación argentina. José M. Gulich, Ana M. Hernández Instituto de Astronomía y Física del Espacio Marcos E. Machado Comisión Nacional de Investigaciones Espaciales HASTA DONDE SE ESTE PROYECTO SE REALIZO EN 1996, PERO LAMENTABLEMENTE FRACASÓ POR FALLAS AL SER PUESTO EN ORBITA, PARA DETALLES ENTRAR A LA PAGINA DE www.conae.gov.ar

Japón Explora Venus http://www.diarioelpeso.com/anteriores/2010/29082010/CMT_290810_JaponExploraVenus.php Concepto artístico de la nave espacial Akatsuki llegando a Venus. Crédito de la imagen: Akihiro Ikeshita. La nave espacial japonesa "Akatsuki" se está aproximando a Venus en una misión que, según los científicos planetarios, puede enseñarnos mucho sobre nuestro propio planeta Tierra. Durante los próximos meses, Venus mostrará un suave resplandor en el cielo del anochecer; sin duda, será una atracción para quienes les gusta mirar el cielo, pero las apariencias engañan. La superficie venusiana es lo tan caliente como para fundir el plomo. La atmósfera del planeta, compuesta en un 96% por dióxido de carbono, es espesa y está llena de vapor con nubes corrosivas de ácido sulfúrico que flotan a través de ella. La superficie es un terreno inhóspito, marcado por cráteres y calderas volcánicas y está completamente seco. Takeshi Imamura es el científico que lidera el proyecto Akatsuki, una misión japonesa también conocida como Orbitador Climático Venusiano. La nave espacial se está aproximando a Venus y entrará en órbita el 7 de diciembre de 2010. Imamura cree que ver de cerca a Venus podría enseñarnos mucho sobre nuestro propio planeta. "Venus es similar a la Tierra en muchos sentidos. Tiene aproximadamente la misma masa, está ubicado casi a la misma distancia del Sol y está compuesto por los mismos elementos básico … y a pesar de eso, los dos mundos terminaron siendo muy distintos. Queremos saber por qué". Declara el científico. Comparación con la Tierra, ampliar contenido en: http://es.wikipedia.org/wiki/Venus_(planeta) Fases de Venus, ampliar contenido en: http://es.wikipedia.org/wiki/Venus_(planeta) Aunque un pequeño ejército de naves espaciales estadounidenses y soviéticas han visitado a Venus desde 1961, nadie sabe todavía cómo es que se convirtió en el "gemelo malvado" de la Tierra. ¿Sufrió un caso agudo de calentamiento global descontrolado o fue otra cosa? Cuando Akatsuki llegue a Venus, en diciembre, comenzará a resolver algunos de los misterios que se esconden bajo la espesa atmósfera venusiana. "Al comparar la meteorología singular de Venus con la de la Tierra, aprenderemos más sobre los principios universales de la meteorología y esto nos permitará mejorar los modelos climáticos que empleamos para predecir el futuro de nuestro planeta". Dice Takeshi Imamura. Una característica en especial enigmática es la "super rotación" de Venus. Feroces vientos impulsan las tormentas y nubes de ácido sulfúrico de la atmósfera en una abatidora tempestad que circula alrededor de Venus a 350 kilómetros por hora [220 millas por hora], 60 veces más rápido que la rotación propia del planeta. Venus observado por la sonda estadounidense Pioneer Venus. "La atmósfera de Venus está en perpetuo movimiento, como si fuese un ser vivo", comenta Imamura. Otros misterios esperan solución en esta turbulenta caldera. ¿Cuál es el origen de la capa de nubes de ácido sulfúrico de aproximadamente 20 kilómetros [12 millas] de espesor que cubre al planeta? ¿Y cómo es que los relámpagos venusianos pueden atravesar esta extraña mezcla? Akatsuki, con sus cámaras relucientes, girará en torno al ecuador del exótico planeta en una órbita elíptica, durante al menos dos años, monitorizando la atmósfera a diferentes altitudes y empleando para ello diversas longitudes de onda [IR, UV y visible]. Con esta información y datos adicionales proporcionados por la antena de radio de la nave, los científicos reconstruirán un modelo en 3 dimensiones de la estructura y de la dinámica de la atmósfera. Las nubes ácidas de Venus, fotografiadas por la nave espacial Venus Express, de la Agencia Espacial Europea. "La órbita de la nave espacial seguirá la circulación de las nubes de Venus, permitiendo de este modo que los instrumentos monitoricen el movimiento de las nubes directamente desde arriba durante 20 horas continuas a la vez. Uniremos las imágenes para producir una película en cámara rápida, muy parecida a las que los pronosticadores del tiempo terrestre nos muestran en la TV". Los instrumentos también analizarán la superficie del planeta buscando actividad volcánica que podría estar contribuyendo con el contenido de azufre de la atmósfera. "Si alguno de los volcanes de Venus está escupiendo lava candente, una de nuestras cámaras infrarrojas detectará la emisión térmica", dice Imamura. Además, la Cámara de Relámpagos y Resplandor Aéreo de Akatsuki [Lightning and Airglow Camera, en idioma inglés] buscará relámpagos para dar respuesta a un debate que ya tiene algún tiempo. "En la Tierra, la teoría estándar vinculada con los relámpagos dice que se nececita la presencia de partículas de hielo de agua sobre las cuales se inducen pequeñas cargas positivas o negativas a través de colisiones. Pero no hay partículas de hielo en la caliente y seca atmósfera de Venus ¿Entonces cómo es que se originan los relámpagos venusianos? Podría ser que la separación de la carga eléctrica se produzca en las nubes de ácido sulfúrico o quizás existe alguna clase de partículas sólidas desconocidas en la atmósfera que juega un papel importante", explica Imamura. "Lucero vespertino". Venus brilla sobre Costa da Caparica, en Portugal. Crédito de la fotografía: Miguel Claro. Imamura apenas puede contener su curiosidad. "Cuando era pequeño, me encantaba mirar las nubes, las estrellas, los océanos, las rocas y las criaturas. Quería comprender por qué tienen esa forma y por qué se comportan como lo hacen. Ahora Venus me produce la misma curiosidad. ¡La naturaleza está tan llena de misterios!" La nave espacial Venus Express, de la Agencia Espacial Europea, ya se encuentra girando en torno a Venus en una órbita polar. Dicha nave está llevando a cabo una investigación global de la atmósfera venusiana y del plasma ambiental. Esta sonda espacial está usando espectrómetros para examinar la química de la atmósfera. "Juntas, estas nos naves revelarán mucha más información de la que podrían producir por separado", dice Imamura. "Por ejemplo, podremos rastrear la circulación de los elementos químicos en la atmósfera de Venus, los cuales determinan su estado químico". http://www.jaxa.jp/projects/sat/planet_c/index_e.html Página oficial de la misión de la JAXA "Akatsuki", quiere decir "amanecer" en idioma japonés

Revista de Divulgación Científica y Tecnológica de la Asociación Ciencia Hoy http://www.cienciahoy.org.ar/hoy01/anfibios.htm Volumen 1 - Nº 1 - Diciembre/ Enero 1989 El noreste de Buenos Aires, en las cercanías de la Capital Federal, recibe permanentemente aportes genéticos de las regiones subtropicales del país, debido a la acción de los ríos Paraná y Uruguay, que constituyen importantes vías de penetración para la fauna y la flora. Una densa franja de vegetación selvática se desarrolla a lo largo de estos cursos de agua en islas y riberas, donde los sedimentos acarreados por los ríos forman un lomo conocido como albardón. Paralelos al río, se encuentran los madrejones, nombre que reciben los cauces abandonados, en general cubiertos por un denso tapiz flotante; hacia el interior aparecen bañados, pajonales y lagunas. Aunque empobreciéndose paulatinamente hacia el sur, esta vegetación alcanza las riberas del Río de la Plata y su extremo austral se encuentra en Punta Lara, en las cercanías de la ciudad de La Plata. Durante las grandes crecientes, las aguas penetran en el interior de las islas inundando madrejones y lagunas, y arrastrando con potencia arrolladora troncos, camalotales y otras masas de vegetación flotante, que son llevados hacia el sur, a menudo hasta las costas del Río de la Plata. Una multitud de habitantes que vive en los sitios inundados, y que se refugia en las islas flotantes, es transportada con ellas. Actualmente se trata de fauna menor, pero en el pasado llegaban hasta el delta del Paraná embalsados que transportaban yaguaretés y otros grandes mamíferos. Luego de las grandes crecientes de 1977 y 1983, a lo largo de las costas del Río de la Plata hemos encontrado en sitios tales como la Ciudad Universitaria, Costanera Norte o Punta Lara, once especies de ofidios, quince de anfibios y gran diversidad de vida animal. Muchas de las especies transportadas encuentran en la nueva región condiciones propicias para su desarrollo y reproducción, y colonizan el área; otras no prosperan y van desapareciendo paulatinamente. Un ejemplo de colonización es el área de relleno donde actualmente existe la reserva de la Costanera Sur, sobre la costa del Río de la Plata, en Capital Federal, que comenzó a rellenarse en el año 1977. Actualmente se han citado para la reserva nueve especies de anfibios y ocho de ofidios; así es altamente probable que nuevas especies aparezcan en el futuro. Los requerimientos de los anfibios están relacionados con la humedad y temperatura, pero también, y muy especialmente, con el régimen de precipitaciones y los diversos tipos de cuerpos de agua necesarios para la reproducción. La cercanía del Río de la Plata, verde y húmeda gran parte del año, les ofrece una variada disponibilidad de ambientes: lagunas permanentes, con el espejo de agua limpio o cubierto por vegetación flotante, charcos temporarios de poca profundidad, pequeños arroyos de aguas lentas, etc. Hay, además, múltiples lugares que sirven de refugio en épocas adversas, y diversas posibilidades alimenticias. Alrededor de 22 especies de anfibios viven en esta zona aprovechando las posibilidades de refugio, alimentación y sitios reproductivos que ofrece el área. Hacia el Oeste y el sur de la provincia de Buenos Aires disminuye la variedad de ambientes, las posibilidades alimenticias, los índices pluviométricos y las temperaturas; en consecuencia también disminuye la diversidad de especies. Todos los anfibios que viven en los alrededores de la Capital Federal hibernan durante los meses fríos; los sitios que utilizan para ocultarse durante este período son muy variados. Las ranas trepadoras de la familia Hylidae, por ejemplo, utilizan con frecuencia escondrijos entre la vegetación acuática arraigada que rodea los cuerpos de agua donde se reproducen. Todas ellas pertenecen a especies de tamaño mediano o pequeño, por lo tanto con mayores riesgos de deshidratación que otros grupos, lo que les impide alejarse de los sitios de cría. Un refugio frecuentemente utilizado por todas las especies de esta familia que viven en Buenos Aires son las serruchetas (Eryngium spp.), plantas de la familia Umbeliferae, cuyas hojas alargadas y dispuestas en roseta están defendidas por una hilera de espinas en cada borde. Las axilas de las mismas constituyen, por lo tanto, no sólo un sitio húmedo, gracias al agua acumulada por la lluvia o rocío, sino también una excelente defensa contra predadores. Los troncos caídos o la corteza de los árboles también sirven de escondrijo a este grupo de ranas trepadoras. Los sapos tienen piel mucho más resistente a la desecación qué la de otros anfibios y por lo tanto pueden independizarse del agua en mayor medida, alejándose a veces, a grandes distancias de los sitios de cría. Existen dos tipos en el área. El mayor, Bufo arenarum, es muy conocido, ya que se acerca a las casas en busca de insectos atraídos por la luz. Durante el invierno se oculta bajo troncos o piedras, en resquebrajaduras y en cuevas. La otra especie, Bufo granulosus, es cavadora y construye pequeñas cuevas en el suelo ablandado por la lluvia; vive allí la mayor parte del año, capturando insectos que se acercan a su guarida. Al ser agredido, infla su cuerpo y cierra los ojos, obstruyendo totalmente la entrada de la cueva, de donde es casi imposible retirarlo. Bufo arenarum, habitante de lagunas permanentes, y el muy conocido escuerzo (ceratophrys ornata), especie voraz y agresiva. Odontophrynus americanus, también conocido como escuercito. Durane buena parte del año permanece oculto. Al llegar las grandes lluvias abandona los refugios en busca de alimento. También los escuerzos (Ceratophrys ornata) cavan cuevas en el barro utilizando un tubérculo córneo de borde afilado que poseen en las patas posteriores. En épocas secas, las viejas mudas de piel forman una capa protectora contra la deshidratación. Pero con las lluvias, semienterrado en el barro, acecha a la espera de sapos, roedores y hasta pequeñas aves. También el escuercito (Odontophrynus americanus) cava con sus miembros posteriores, permaneciendo oculto la mayor parte del año. Estas dos últimas especies salen de sus refugios únicamente después de grandes lluvias, para buscar más activamente el alimento y reproducirse.Los Pseudidae, que son los únicos anfibios de la zona con membranas interdigitales, no se alejan nunca del agua y se refugian entre las plantas acuáticas durante los meses fríos. La mayoría de las especies de la región comienza la reproducción a fines del invierno o comienzos de la primavera, con la llegada de las grandes lluvias. Pero como las condiciones ambientales varian mucho de un año a otro, varía, también, el éxito reproductivo. Algunas especies son más exigentes que otras en cuanto a requerimientos ambientales y aparecen solamente con temperaturas elevadas, luego de lluvias torrenciales; en tales circunstancias se produce una verdadera invasión de estos anfibios en la región. Hay otras especies (como Hyla pulchela, Bufo arenarum, Leptodactylus ocellatus) con menores requerimientos de humedad, temperatura y sitios reproductivos, capaces de reproducirse a lo largo de toda la época estival. Son, en general, las especies más abundantes en el área y, aparentemente, las mejor adaptadas al clima y geografía de la zona. Hay alguna (Physalaemus barbouri) que puede comenzar su período reproductivo en pleno invierno o prolongarlo hasta muy entrado el otoño. Hyla nan, que prefiere utilizar los cuerpos de agua temporarios que se forman con las lluvias estivales. Dos imágenes de Hyla pulchella, especie con menores requerimientos de humedad, temperatura y sitios reproductivos, circunstancias que le permiten reproducirse a lo largo de todo el verano. Esquema del hábitat que comparten los distintos anfibios del Delta bonaerense. Para evitar competencia, las diferentes especies del área aprovechan los distintos y abundantes cuerpos de agua existentes. Algunas (Bufo granulosus, Hyla nana, Ceratophrys ornata, entre otros) utilizan principalmente los cuerpos de agua temporarios que se forman con las lluvias estivales. Una de las ventajas de estos ambientes es la menor proporción de predadores (peces, belostómidos y otros insectos acuáticos); una segunda circunstancia favorable está dada por la menor competencia con otros anfibios. Los renacuajos de estas especies son poco nadadores (renacuajos de fondo) y tienen una velocidad de desarrollo de uno a dos meses. En años lluviosos tienen buen éxito reproductivo y sus poblaciones se incrementan, pero en años secos muchos charcos desaparecen y con ellos muchas puestas que no llegan a término. En estos períodos se encuentran los restos secos de individuos que no recibieron las lluvias esperadas antes de completar la metamorfosis, o los renacuajos de varias especies concentrados en los pequeños restos de agua, a veces sirviendo de alimento a garzas, cigüeñas y otras aves. En ocasiones los renacuajos pueden sobrevivir hasta la llegada de nuevas lluvias, gracias a la humedad que queda debajo de los restos de algas o plantas flotantes. Las especies cavícolas realizan el amplexo dentro de la cueva. Junto con los huevos, la hembra deposita una sustancia albuminosa, que será luego batida por la pareja. El agua arrastrará al exterior el nido de espuma así formado. Las especies cavícolas de la familia Leptodactylidae (L.mistacinus, gracilis, latinasus) presentan una particular adaptación para la reproducción en charcos temporaríos. Se reproducen dentro de cuevas que el macho cava en el barro, con la llegada de las primeras lluvias estivales, en el borde de charcos y lagunas, y a menudo en el lecho seco de estos ambientes. Durante el amplexo, que ocurre dentro de la cueva, la hembra deposita, junto con los huevos, una sustancia albuminosa que la pareja bate con las patas posteriores, formando un nido de espuma. Los huevos quedan inmersos en esta espuma, que servirá de alimento a los renacuajos en los primeros estadios. El éxito reproductivo de estas ranas depende de lluvias escalonadas. Con las nuevas lluvias la cueva se inunda y la espuma con los renacuajos o los huevos es arrastrada al exterior por el agua. Dado que estas lagunas pueden desaparecer rápidamente, la metamorfosis de los renacuajos de este grupo dura aproximadamente 15 ó 20 días. Posiblemente la concentración de individuos o el aumento de la temperatura del agua incida en la velocidad del proceso metamórfico, ya que en cautiverio se han obtenido metamorfosis más lentas. Las especies cavícolas realizan el amplexo dentro de la cueva. Junto con los huevos, la hembra deposita una sustancia albuminosa, que será luego batida por la pareja. El agua arrastrará al exterior el nido de espuma así formado. Nido de espuma de leptodactylus ocellatus. La sustancia albuminosa que lo constituye servirá de alimento a los pequeños renacuajos. Hay especies (Hyla pulcheIIa, Lysapsus mantidactylus, Odontophrynus americanus, Bufo arenarum) que prefieren lagunas permanentes de aguas más profundas para la reproducción, y muchas veces con el espejo de agua cubierto por una densa capa de vegetación flotante. En muchos casos poseen renacuajos nadadores, que pueden pasar como larvas el período invernal, completando el desarrollo con la llegada de la primavera. La especie mejor adaptada a los cuerpos de agua permanente es Lysapsus mantidactylus; la larva de este anfibio tiene el cuerpo aplanado) lateralmente y posee un gran desarrollo de la aleta caudal, siendo un excelente nadador. Hyla pulcheIIa es uno de los anfibios más adaptables de la región. Aprovecha cuerpos de agua muy diversos, canta, se aparea aun con bajas temperaturas y las larvas pueden variar la velocidad de metamorfosis según la época. En semicautiverio hemos criado individuos que completaron la metamorfosis en primavera, alcanzaron el tamaño adulto y comenzaron a cantar a mediados de enero; a comienzos de marzo el canto más intenso indicaba el comienzo de la reproducción y a fines del mismo mes ya había posturas. Aunque existen gritos de amenaza, como los que puede emitir el escuerzo, o sonidos de "angustia", que emiten algunas especies al ser capturadas por un predador, la principal función de la vocalización en los anfibios es permitir el canto que emiten los machos, dilatando el saco vocal que actúa como caja de resonancia, para llamar a las hembras e iniciar el proceso de reproducción. En algunos casos el canto también atrae a los machos de las mismas especies; de esta manera se concentran en los sitios de reproducción formando coros. El canto de un individuo puede estimular al resto y es posible motivar al conjunto con una grabación o incluso imitando artificialmente el sonido. Cada especie tiene sitios particulares para emitir el canto, por lo que aun cuando coincidan los cuerpos de agua en que se reproducen varias de ellas, generalmente no coinciden los lugares de canto. Por lo tanto, tampoco coinciden los sitios de encuentros entre ambos sexos ni los de la puesta de los huevos. Renacuajos de Leptodacylus ocellatus que permanecen agrupados en cardúmenes. Pareja de la misma especie apareándose en el interior del nido de espuma. Esta especie se ocupa del cuidado de las crías permaneciendo en las cercanías del grupo. Es así que las ranas trepadoras (Hylidae) cantan sobre las plantas acuáticas arraigadas. Hyla pulchella tiende a hacerlo a escasa altura del agua. Otras, como Hyla nana e Hyla Squalirostris, lo hacen en la vegetación arraigada más densa (totorales, espadañales, cortaderales). Lysapsus mantidactylus canta flotando en el centro de las lagunas, a veces semiescondida entre la vegetación. Como una adaptación para cantar flotando, esta especie posee un par de sacos vocales que se dilatan a ambos lados de la boca. Physalaemus barbouri emite su llamado escondido en la base de los tallos de las plantas. Otras especies (Bufo arenarum, Leptodactylus ocellatus) cantan en lugares muy expuestos, en las orillas de vegetación baja. Pseudopaludicola falcipes lo hace en campos inundados, incluso en pequeños huelIones. Las especies cavicolas, por su parte, cantan en cuevas construidas en el barro, a orillas de charcos y lagunas. LECTURAS SUGERIDAS AMBROSINI, S. Etología de anfibios de ambienles temporarios del N.E. de lo provincia de Buenos Aires. Seminario de Licenciatura, C.A.E.S.E., 1985. CEI, I.M. Amphibians of Argentina, Monitore Zoológico italiano, Florencia, 1980 GALLARDO. J.M. Anfibios de los alrededores de Buenos Aires, Buenos Aires, Eudeba, 1974. GALLARDO, J.M. Anfibios y reptiles del partido de Magdalena (Provincia de Buenos Aires), Buenos Aires, Artes Gráficas Rioplatenses, 1987. POR ULTIMO UNA IMAGEN COMUN EN EL DELTA, EN ESTE CASO EN LA ZONA DE SAN FERNANDO-PCIA. DE BUENOS AIRES

IMPACTOS SOBRE JUPITER Fotografía Telescopio Espacial Hubble: auroras de Júpiter En un artículo que se publicó en la revista Astrophysical Journal Letters [Cartas de Investigación sobre Astrofísica, en idioma español], un grupo de astrónomos profesionales y aficionados anunció que Júpiter está siendo golpeado con una frecuencia sorprendente por asteroides, los cuales producen recurrentes bolas de fuego en la atmósfera del planeta gigante iluminándolo. "Júpiter es una gran aspiradora gravitacional", dice Glenn Orton, quien es uno de los co–autores del artículo y astrónomo del Laboratorio de Propulsión a Chorro [JPL, por su sigla en idioma inglés]. "Ahora es claro que objetos relativamente pequeños, que son vestigios de la formación del sistema solar, hace 4.500 millones de años, todavía golpean a Júpiter con frecuencia". Los impactos son lo suficientemente brillantes como para que puedan observarse a través de telescopios de jardín desde la Tierra. De hecho, los primeros en detectarlos fueron astrónomos aficionados, quienes registraron dos bolas de fuego tan sólo en el año 2010: una el 3 de junio y la otra el 20 de agosto. La bola de fuego del 20 de agosto, registrada por Aoki Kazuo, en Tokyo, Japón. Los astrónomos profesionales, de la NASA y de otros lugares, han dado seguimiento a las observaciones realizadas por los aficionados, esperando averiguar más sobre los cuerpos que causan los impactos. Según la Carta publicada hoy, cuyo primer autor es Ricardo Hueso, de la Universidad del País Vasco, en España, la bola de fuego del 3 de junio fue causada por un objeto de aproximadamente 10 metros de diámetro. Cuando golpeó a Júpiter, el impacto liberó alrededor de mil millones de millones (1015) de joules de energía. En comparación, eso es de 5 a 10 veces menos energía que la liberada en el "evento de Tunguska" de 1908, cuando un meteoroide explotó en la atmósfera de la Tierra y arrasó con millones de árboles en un área remota de Rusia. Los científicos continúan analizando la bola de fuego del 20 de agosto, aunque creen que fue de una magnitud comparable con el evento que tuvo lugar el 3 de junio. Una imagen, en color compuesto, del destello asociado al impacto que se produjo el 3 de junio en Júpiter. Crédito de la imagen: Anthony Wesley, observado desde Broken Hill, en Australia. Antes de que los aficionados avistaran estas bolas de fuego, los científicos no estaban al tanto de que se pudieran observar colisiones tan pequeñas. El primer indicio de su visibilidad se dio cuando, en julio de 2009, Anthony Wesley, un astrónomo aficionado de Australia, descubrió una mancha oscura en Júpiter. Esa mancha estaba compuesta claramente por los escombros, que aún se arremolinaban, de un impacto que acababa de ocurrir, pero que él no había podido captar. En la siguiente ocasión, sin embargo, su suerte mejoraría. El 3 de junio de 2010, pudo capturar una bola de fuego en el momento en el cual ocurrió. "Estaba mirando en mi telescopio imágenes de video en tiempo real cuando vi un destello luminoso de 2,5 segundos en el borde del disco de Júpiter", dice Wesley. "Fue inmediatamente claro para mí que tenía que ser un evento que se estaba produciendo en Júpiter". Imágen de Júpiter y los satélites galileanos: Ío, Europa, Ganímedes y Calisto Otro astrónomo aficionado, Christopher Go, de Filipinas, confirmó que el destello también apareció en sus registros. Cuando los astrónomos profesionales fueron avisados a través de mensajes de correo electrónico, buscaron señales del impacto en imágenes de telescopios más grandes, entre los cuales se incluyen los siguientes: el Telescopio Espacial Hubble, de la NASA, el VLT (Very Large Telescope o Telescopio Muy Grande, en idioma español), del Observatorio Europeo del Sur, en Chile, y los telescopios del Observatorio Gemini, en Hawái y en Chile. Los científicos no observaron disturbios térmicos o huellas químicas típicas asociadas con los escombros, lo que permitió poner un límite al tamaño del objeto. La segunda bola de fuego, que se produjo el 20 de agosto, fue detectada inicialmente por el astrónomo aficionado japonés Masayuki Tachikawa, en la ciudad de Kumamoto, y fue rápidamente confirmada por otro aficionado japonés, Aoki Kazuo, en Tokio. Esta bola de fuego duró aproximadamente 1,5 segundos y, al igual que la bola de fuego del 3 de junio, no dejó escombros que pudieran ser observados por telescopios grandes. "Es interesante notar que, mientras que la Tierra es golpeada por objetos de 10 metros de diámetro una vez cada 10 años en promedio, parece ser que Júpiter es golpeado por objetos de ese tamaño varias veces al mes", comenta Don Yeomans, director de la Oficina del Programa de Objetos Cercanos a la Tierra (NEO, por su sigla en idioma inglés), en el JPL, quien no estuvo involucrado directamente en el estudio. Saber con qué frecuencia es golpeado Júpiter puede enseñar algo a los astrónomos sobre la población de meteoroides a través del sistema solar —un asunto que resulta de considerable importancia para nosotros en la Tierra. Justo ayer, el 8 de septiembre, un asteroide de 10 metros de diámetro, llamado 2010 RF12, pasó cerca de nuestro planeta, sin hacer impacto con él. Hace dos años, una roca espacial un poco más pequeña, denominada 2008 TC3, se desintegró en la atmósfera superior arriba de Sudán. "Aún estamos refinando la tasa de impactos sobre Júpiter", añade Yeomans, "y estudios como éste ayudan a hacer precisamente eso". Para conocer más sobre la investigación original, consulte "First Earth–based Detection of a Superbolide on Jupiter" (Primera Detección Terrestre de un Superbólido en Júpiter), por R. Hueso y colaboradores, en la revista Ap. J. Letters, 2010, 721, L129. FUENTE:http://www.diarioelpeso.com/ Diario El Peso - Editado por S.E.P.A. [Servicios Editoriales Periodísticos Argentinos] - República Argentina