jueves 15 de mayo de 2008

Agujeros de Gusano






En física, un agujero de gusano, también conocido como un puente de Einstein-Rosen, es una hipotética característica topológica del espacio-tiempo, descrita por las ecuaciones de la relatividad general, la cual es esencialmente un "atajo" a través del espacio y el tiempo. Un agujero de gusano tiene por lo menos dos extremos, conectados a una única "garganta", pudiendo la materia 'viajar' de un extremo a otro pasando a través de ésta.El primer científico en teorizar la existencia de agujeros de gusanos fue Ludwig Flamm en 1916.




En este sentido es una actualización de la decimonónica teoría de una cuarta dimensión espacial que suponía -por ejemplo- dado un cuerpo toroidal en el que se podían encontrar las tres dimensiones espaciales comúnmente perceptibles, una cuarta dimensión espacial que abreviara las distancias...y así los tiempos de viaje.




En la actualidad la Teoría de cuerdas admite la existencia de más de tres dimensiones espaciales, pero las otras dimensiones espaciales estarían contractadas o compactadas a escalas subatómicas (según la teoría de Kaluza-Klein) por lo que parece muy difícil (diríase "imposible") aprovechar tales dimensiones espaciales "extra" para viajes en el espacio y en el tiempo.




¿Por qué se le denomina de esa manera?




El término "agujero de gusano" fue introducido por el físico teórico norteamericano John Wheeler en 1957 y proviene de la siguiente analogía, usada para explicar el fenómeno: imagine que el universo es la cáscara de una manzana, y un gusano viaja sobre su superficie. La distancia desde un lado de la manzana hasta el otro es igual a la mitad de la circunferencia de la manzana si el gusano permanece sobre la superficie de ésta. Pero si en vez de esto, cavara un agujero directamente a través de la manzana la distancia que tendría que recorrer sería considerablemente menor, recordando la afirmación que dice "la distancia más cercana entre dos puntos es una línea recta".




Definición




Hay una región compacta de espaciotiempo cuyo límite es topológicamente trivial pero cuyo interior no está simplemente conectado. Formalizar esta idea conduce a definiciones como la siguiente, tomada del Lorentzian Wormholes de Matt Visser:




Si un
espacio-tiempo de Lorentz contiene una región compacta Ω y si la topología de Ω es de la forma Ω ~ R x Σ, donde Σ es uno de las tres formas múltiples de topología poco trivial, cuyo límite tiene topología de la forma dΣ ~ S², y si además las hiper-superficies Σ son como espacios, entonces, la región Ω contiene un agujero de gusano intra-universal quasipermanente.
Caracterizar agujeros de gusano del inter-universo es más difícil. Por ejemplo, podemos imaginar un universo 'recién nacido' conectado a su 'universo progenitor' por un 'ombligo' estrecho. Cabría considerar el ombligo como la garganta de un agujero de gusano, por la cual el espacio-tiempo simplemente está conectado.





Tipos de agujeros de gusano




Los agujeros de gusano del intra-universo conectan una posición de un universo con otra posición del mismo universo (en el mismo tiempo actual o no). Un agujero de gusano debería poder conectar posiciones distantes en el universo por plegamientos espaciotemporales, permitiendo viajar entre ellas en menor tiempo del que tomaría hacer el viaje a través de espacio normal.
Los agujeros de gusano del inter-universo asocian un universo con otro diferente y son denominados agujeros de gusano de Schwarzschild. Esto nos permite especular si tales agujeros de gusano podrían usarse para viajar de un universo a otro paralelo. Otra aplicación de un agujero de gusano podría ser el viaje en el tiempo. En ese caso sería un atajo para desplazarse de un punto espaciotemporal a otro diferente. En la
teoría de cuerdas un agujero de gusano es visualizado como la conexión entre dos D-branas, donde las bocas están asociadas a las branas y conectadas por un tubo de flujo. Se cree que los agujeros de gusano son una parte de la espuma cuántica o espaciotemporal.




Otra clasificación:




Los agujeros de gusano Euclídeos, estudiados en física de partículas.




Los agujeros de gusano de Lorentz, son principalmente estudiados en relatividad general y en gravedad semiclásica.




Los agujeros de gusano atravesables son un tipo especial de agujero de gusano de Lorentz que permitiría a un humano viajar de un lado al otro del agujero.




De momento existen teóricamente diferentes tipos de agujeros de gusanos que son principalmente soluciones matemáticas a la cuestión:




El supuestamente formado por un agujero negro de Schwarzschild, este "agujero de gusano de Schwarzscild" producido por un agujero negro de Schwarzschild se considera infranqueable ;
El agujero de gusano supuestamente formado por un
agujero negro de Reissner-Nordstrøm o Kerr-Newman, resultaría franqueable pero en una sola drección, pudiendo contener un "agujero de gusano de Schwarzschild" ;
El agujero de gusano de
Lorentz posee masa negativa y se hipotetiza como franqueable en ambas direcciones (pasado/futuro).




Huecos temporales




Un agujero de gusano potencialmente permitiría un viaje en el tiempo. Esto podría conseguirse acelerando una extremidad del agujero de gusano en relación a la otra extremidad y de este modo haciéndola retroceder; la dilatación temporal prevista por la Teoría de la relatividad al producirse acleraciones resultaría en una disminución de tiempo pasado por la boca del agujero de gusano que fuese acelerada, respecto a aquella boca que hubiera quedado quieta. De este modo todo aquello que hubiera pasado por la boca estacionaria saldría por la boca acelerada en un tiempo precedente a aquel de su ingreso en el agujero.El curso a través de un agujero de gusano es llamado curva cerrada de tipo tiempo, y un agujero de gusano con tal caraterística es llamado también hueco temporal. Se considera que es practicamente imposible convertir a un agujero de gusano en una "máquina del tiempo" de este modo. Algunos modelos matemáticos indican que un circuito retroactivo de partículas virtuales circularían en el interior del agujero temporal con una intensidad creciente destruyéndolo antes que cualquier elemento material pudiera atravesarlo; Esto ha sido considerado a sugerencia de que la radiación se dispersaría luego de haber viajado a través del agujero de gusano, el debate sobre este tema está descrito por Kip S. Thorne en el libro Black Holes and Time Warps (Agujeros negros y deformaciones del tiempo)[1], y requeriría probablemente para su resolución de una teoría de la gravedad cuántica.



Agujeros de gusano y viajes en el tiempo




Un agujero de gusano podría permitir el viaje en el tiempo. Esto podría llevarse a cabo acelerando el extremo final de un agujero de gusano a una velocidad relativamente alta respecto de su otro extremo. La dilatación de tiempo relativista resultaría en una boca del agujero de gusano acelerada envejeciendo más lentamente que la boca estacionaria, visto por un observador externo, de forma parecida a lo que se observa en la paradoja de los gemelos. Sin embargo, el tiempo pasa diferente a través del agujero de gusano respecto del exterior, por lo que, los relojes sincronizados en cada boca permanecerán sincronizados para alguien viajando a través del agujero de gusano, sin importar cuanto se muevan las bocas. Esto quiere decir que cualquier cosa que entre por la boca acelerada del agujero de gusano saldría por la boca estacionaria en un punto temporal anterior al de su entrada. Por ejemplo, supongamos que dos relojes en ambas bocas muestran el año 2000 antes de acelerar una de las bocas y, tras acelerar una de las bocas hasta velocidades cercanas a la de la luz, juntamos ambas bocas cuando en la boca acelerada el reloj marca el año 2010 y en la boca estacionaria marca el año 2005. De esta forma, un viajero que entrara por la boca acelerada en este momento saldría por la boca estacionaria cuando su reloj también marcara el año 2005, en la misma región del espacio pero cinco años en el pasado. Tal configuración de agujeros de gusano permitiría a una partícula de la Línea de universo del espacio-tiempo formar un circuito espacio-temporal cerrado, conocido como curva cerrada de tipo tiempo.




Así mismo, también se cree que no podría lograrse convertir un agujero de gusano en una máquina del tiempo de esta manera, ya que algunos análisis usando aproximaciones semiclásicas que incorporan efectos cuánticos en la relatividad general señalan que una retroalimentación de partículas virtuales circularían a través del agujero de gusano con una intensidad en continuo aumento, destruyéndolo antes de que cualquier información pudiera atravesarlo, de acuerdo con lo que postula la conjetura de protección cronológica. Esto ha sido puesto en duda, sugiriendo que la radiación se dispersaría después de viajar a través del agujero de gusano, impidiendo así su acumulación infinita. Kip S. Thorne mantiene un debate al respecto en su libro Agujeros negros y tiempo curvo. También se ha descrito el denominado Anillo Romano, una configuración formada por más de un agujero de gusano. Este anillo parece permitir una línea de tiempo cerrado con agujeros de gusano estables cuando es analizado bajo el prisma de la gravedad semiclásica, pero sin una teoría completa de la gravedad cuántica aún no se puede saber si dicha aproximación semiclásica es aplicable en este caso.

martes 13 de mayo de 2008

El Telescopio Espacial Hubble


El Telescopio espacial Hubble (HST por las siglas en inglés) es un telescopio robótico localizado en los bordes exteriores de la atmósfera, en órbita circular alrededor de la Tierra a 593 km sobre el nivel del mar, con un periodo orbital entre 96 y 97 min. Denominado de esa forma en honor de Edwin Hubble, fue puesto en órbita el 24 de abril de 1990 como un proyecto conjunto de la NASA y de la ESA inaugurando el programa de Grandes Observatorios. El telescopio puede obtener imágenes con una resolución óptica mayor de 0,1 segundos de arco. La ventaja de disponer de un telescopio más allá de la atmósfera radica, principalmente, en que de esta manera se pueden eliminar los efectos de la turbulencia atmosférica, siendo posible alcanzar el límite de difracción como resolución óptica del instrumento. Además, la atmósfera absorbe fuertemente la radiación electromagnética en ciertas longitudes de onda, especialmente en el infrarrojo, disminuyendo la calidad de las imágenes e imposibilitando la adquisición de espectros en ciertas bandas caracterizadas por la absorción de la atmósfera terrestre. Los telescopios terrestres se ven también afectados por factores meteorológicos (presencia de nubes) y la contaminación lumínica ocasionada por los grandes asentamientos urbanos, lo que reduce las posibilidades de ubicación de telescopios terrestres.


El Telescopio Espacial Hubble ha sido uno de los proyectos que, sin duda, más han contribuido al descubrimiento espacial y desarrollo tecnológico de toda la Historia de la Humanidad. Gran parte del conocimiento científico del que los estudiosos disponen del espacio interestelar se debe al Telescopio Hubble.


Cifras


La cámara más sofisticada del telescopio espacial Hubble ha creado una imagen mosaico de un gran pedazo del cielo, que incluye al menos 10 000 galaxias.
El Hubble se encuentra a 593
kilómetros del nivel del mar.
Con el telescopio Espacial Hubble se han observado aproximadamente un millón de objetos. En comparación, el ojo humano tan sólo puede ver unas 6.000 estrellas
a simple vista.
Las observaciones del HST, incluyendo unas 500 000 fotografías, ocupan 1420 discos ópticos de 6,66 GB (8,34 terabytes).


El Hubble tiene un índice con la posición detallada de 15 millones de estrellas (catálogo G.S.C. o Guide Star Catalogue) que le permite apuntar con gran precisión a sus objetivos.
El Hubble ha dado la vuelta a la Tierra cada 90 min, viajando casi 3000 millones de
km, una distancia superior a la que supondría hacer un viaje de ida a Neptuno.
Astrónomos de más de 45 países han publicado los descubrimientos hechos con el Hubble en 4800 artículos científicos.
Los telescopios espaciales tienen sus propias orbitas


Instrumentos actuales (2007)


NICMOS
Cámara y espectrómetro multi-objeto del infrarrojo cercano
ACS
Cámara avanzada para sondeos (parcialmente estropeada)
WFPC2
Cámara planetaria y de gran angular 2
STIS
Espectrógrafo de imágenes del telescopio espacial (estropeado)
FGS
Sensor de guiado fino



Edwin Hubble


Edwin Powell Hubble (Marshfield, Misuri, 20 de noviembre de 1889 - Pasadena, California, 28 de septiembre de 1953) fue uno de los más importantes astrónomos estadounidenses del siglo XX, famoso principalmente por haber demostrado la expansión del universo midiendo el desplazamiento al rojo de galaxias distantes. Hubble es considerado el padre de la cosmología observacional aunque su influencia en astronomía y astrofísica toca muchos otros campos.


Hubble en el Monte Wilson


Retornó al campo de la astronomía al incorporarse al Observatorio Yerkes de la Universidad de Chicago, donde obtuvo el doctorado en física en 1917. Al volver de su servicio en la primera Guerra mundial, en 1919, le fue ofrecido un puesto en el nuevo observatorio del monte Wilson, donde tenía acceso a una telescopio de 254 cntímetros, por ese entonces, el más potente del mundo.


Al principio de su carrera en el observatorio, su atención fua atraida por la nebulosas. Por entonces, la forma y el tamaño de las galaxias se conocía, razonablemente, bien, pero no se sabía qué existía más allá de sus límites... si es que existía algo. Al principio del Siglo XX, la palabra galaxia se consideraba intercambiable con Universo.


Estaba claro que algunas nebulosas se encontraban en la galaxia y que, básicamente, eran gas iluminado por estrellas en su interior. en 1924 Hubble tuvo éxito al distinguir estrellas en la Nebulosa de Andrómeda. Usando la ley del perio-luminosidad de Leavitt, pudo llegar a estimar su distancia, que calculó en 800.000 años luz, ocho veces más lejos que las estrellas más remotas conocidas (más tarde resultaría infravalorada).


La expansión del Universo


Aunque Hubble "solo" hubiera trasformado la imagen del universo, hizo más. En medio siglo trascurrido desde que Huggins registró el corrimiento hacia el Rojo del espectro de Sirio, había sido registrados múltiples corriemientos al Rojo y al Azul de varios objetos del cielo.


En 1929, Hubble publicó un análisis de la velocidad radial de las nebulosas cuya distancia había calculado; se trataba de sus velocidades respecto a la tierra. Lo que estableció fue que, aunque algunas nebulosas extragaláctcas tenían expectros que indicaban que se movían hacia la tierra, la gran mayoría, mostraba corrimientos hacia el Rojo que solo podían explicarse asumiendo que se alejaban. Más sorprendente fue su descubrimiento de que existía una relación directa entre la distancia de una nebulosa y su velocidad de retroceso.


Hubble concluyó que la única explicación consistente con los corriemientos hacia el rojo registrados, era que, dejando aparte a un "grupo local" de galaxias cercanas, todas la nebulosas extragalácticas se estaban alejado y que, cuando más lejos se encontraban, más rápidamente se alejaban. Esto sólo tenía sentido si el propio universo, incluido el espacio entre galaxias, se estaba expandiendo.


George Hale, el fundador y director del Observatorio Monte Wilson en las cercanías de Pasadena (California), dependiente del Instituto Carnegie, le ofreció un puesto de trabajo en el que permaneció hasta su muerte, acaecida en 1953 al sufrir un accidente. Antes de su muerte, Hubble fue el primero en utilizar el telescopio Hale del Observatorio Palomar.

jueves 27 de marzo de 2008

Mercurio

Mercurio en comparación con sus hermanos cercanos

Mercurio es el planeta del Sistema Solar más próximo al Sol, y el más pequeño (a excepción de los planetas enanos). Forma parte de los denominados planetas interiores o rocosos. Mercurio no tiene satélites. Se conocía muy poco sobre su superficie hasta que fue enviada la sonda planetaria Mariner 10, y se hicieron observaciones con radares y radiotelescopios.
Antiguamente se pensaba que Mercurio siempre presentaba la misma cara al
Sol, situación similar al caso de la Luna con la Tierra, es decir, que su periodo de rotación era igual a su periodo de traslación, ambos de 88 días. Sin embargo, en 1965 se mandaron pulsos de radar hacia Mercurio, con lo cual quedó definitivamente demostrado que su periodo de rotación era de 58,7 días, lo cual es 2/3 de su periodo de traslación. Esto no es coincidencia, y es una situación denominada resonancia de giro-orbital.

Al ser un planeta cuya órbita es interior a la de la Tierra, Mercurio periódicamente pasa delante del Sol, fenómeno que se denomina tránsito (ver tránsito de Mercurio).

Observaciones de la órbita de Mercurio a través de muchos años demostraron que su perihelio gira 43" de arco más por siglo de lo predicho por la mecánica clásica de Newton. Esta discrepancia llevó a un astrónomo Francés muy importante, Urbain Le Verrier a pensar que existía un planeta aún más cerca del Sol, al cual llamaron Planeta Vulcano, que perturbaba la órbita de Mercurio. Ahora se sabe que Vulcano no existe; la explicación correcta del comportamiento del perihelio de Mercurio se encuentra en la Teoría General de la Relatividad.


Formación de Mercurio

Mercurio tiene un contenido de hierro más alto que cualquier otro planeta principal en nuestro sistema solar, y se han propuesto varias teorías para explicar esto. La primera teoría, que es la más extensamente aceptada entre los científicos, es que Mercurio al principio tenía una proporción de silicato metálico (condrito) similar a los meteoritos corrientes (se piensa que es el material rocoso más típico del sistema solar) y una masa aproximadamente 2,25 veces su masa actual. Sin embargo, en los comienzos del sistema solar, Mercurio fue golpeado por un planetesimal de aproximadamente 1/6 de su masa. El impacto habría quitado la mayor parte de la corteza original y su manto, dejando al núcleo como el componente principal de toda la estructura interna. Se cree que la creación de la Luna tuvo un proceso similar.

Según la segunda teoría, Mercurio podría haberse formado de la nebulosa planetaria originaria de nuestro sistema solar antes de que la energía del Sol se estabilizara. El planeta en un principio habría tenido dos veces su masa actual. Pero como el protosol se contrajo, las temperaturas cerca de Mercurio podrían haber estado entre 2500º y 3500º K, y posiblemente hasta tan altas como 10000º K. La mayor parte de la roca superficial de Mercurio se habría vaporizado con tales temperaturas, formando una atmósfera de vapor de roca, que posteriormente el viento solar se encargaría de disipar en el espacio.

Una tercera teoría propone que la nebulosa planetaria causó la resistencia física sobre las partículas del disco de acrecimiento de Mercurio, lo cual hizo que numerosas partículas de materia ligera de dicho disco se perdieran. Cada una de estas teorías predice una composición superficial diferente, y dos misiones espaciales, MESSENGER y BepiColombo, tienen como objetivo tomar observaciones para contrastar su veracidad.


Estructura interna

Mercurio es uno de los cuatro planetas sólidos o rocosos, es decir, tiene un cuerpo rocoso como la Tierra. Este planeta es el más pequeño de los cuatro, con un diámetro de 4879 km en el ecuador. Mercurio está formado aproximadamente por un 70% de elementos metales y un 30% de silicatos. La densidad de este planeta es la segunda más grande de todo el sistema solar, su valor es de 5430 kg/m3, solo un poco más pequeña que la densidad de la Tierra.

La densidad de Mercurio se puede usar para deducir los detalles de su estructura interna. Mientras la alta densidad de la Tierra se explica considerablemente por la compresión gravitacional, particularmente en el núcleo, Mercurio es mucho más pequeño y sus regiones interiores no están tan comprimidas. Por tanto, para explicar esta alta densidad el núcleo debe ocupar gran parte del planeta y además ser rico en hierro,[4] material con una alta densidad. Los geólogos estiman que el núcleo de Mercurio ocupa un 42% de su volumen total (el núcleo de la Tierra apenas ocupa un 17%). Este núcleo estaría parcialmente fundido, lo que explicaría el campo magnético del planeta.

Rodeando el núcleo existe un manto de unos 600 km de grosor. La creencia generalizada entre los expertos es que en los principios de Mercurio, un cuerpo de varios kilómetros de diámetro (un planetesimal) impactó contra él deshaciendo la mayor parte del manto original, dando como resultado un manto relativamente delgado comparado con el gran núcleo. (Otras teorías alternativas se discuten en la sección Formación de Mercurio).

La corteza mercuriana mide entorno a los 100-200 km de espesor. Un hecho distintivo de la corteza de Mercurio son las visibles y numerosas líneas escarpadas o escarpes que se extienden varios miles de kilómetros a lo largo del planeta. Presumiblemente se formaron cuando el núcleo y el manto se enfriaron y contrajeron al tiempo que la corteza se estaba solidificando.


Geología y superficie

La superficie de Mercurio, como la de la Luna, presenta numerosos impactos de meteoritos que oscilan entre unos metros hasta miles de kilómetros. Algunos de los cráteres son relativamente recientes, de algunos millones de años de edad, y se caracterizan por la presencia de un pico central. Parece ser que los cráteres más antiguos han tenido una erosión muy fuerte, posiblemente debida a los grandes cambios de temperatura que en un día normal oscilan entre 623 K (350 ºC) por el día y 103 K (–170 ºC) por la noche.

Al igual que la Luna, Mercurio parece haber sufrido un período de intenso bombardeo de meteoritos de grandes dimensiones, hace unos 4000 millones de años. Durante este periodo de formación de cráteres, Mercurio recibió impactos en toda su superficie, facilitado por la práctica ausencia de atmósfera que pudiera desintegrar o frenar multitud de estas rocas. Durante este tiempo Mercurio fue volcánicamente activo, formándose cuencas o depresiones con lava del interior del planeta, produciendo planicies lisas similares a los mares o marías de la Luna.

Hay dos tipos de planicies o llanuras en Mercurio según su edad: las jóvenes llanuras tienen menos cráteres y probablemente se formaron cuando los flujos de lava enterraron el terreno anterior. Un rasgo característico de la superficie de este planeta son los numerosos pliegues de compresión que entrecruzan las llanuras. Se piensa que como el interior del planeta se enfrió, se contrajo y la superficie comenzó a deformarse . La superficie mercuriana está significativamente flexada a causa de la fuerza de marea ejercida por el Sol. Las fuerzas de marea en Mercurio son un 17% más fuertes que las ejercidas por la Luna en la Tierra.

Destacable en la geología de Mercurio es la Cuenca de Caloris, un cráter de impacto que constituye una de las mayores depresiones meteóricas de todo el sistema solar; esta formación geológica tiene un diámetro aproximado de 1550 km —antes del sobrevuelo de la sonda MESSENGER se creía que su tamaño era de 1300 km—. Ésta estructura contiene también una formación de origen desconocido no antes vista ni en el propio Mercurio ni en la Luna y que consiste en aproximadamente un centenar de grietas estrechas y de suelo liso conocida cómo "La Araña". En el centro de ésta existe un cráter, desconociéndose si dicho cráter está relacionado con su formación ó no. Interesantemente, también el albedo de la Cuenca Caloris es superior al de los terrenos circundantes -al revés de lo que ocurre en la Luna-. La razón de ello está siendo investigada. Justo en el lado opuesto de esta inmensa formación geológica se encuentran unas colinas o cordilleras conocidas como Terreno Extraño, o Weird Terrain. Una hipótesis sobre el origen de este complejo geomorfológico es que las ondas de choque generadas por el impacto que formó la Cuenca de Caloris atravesaron toda la esfera planetaria convergiendo en las antípodas de dicha formación (180º), fracturando la superficie y formando esta cordillera.

Igualmente como otros astros de nuestro sistema solar, como la más semejante en aspecto, la Luna, la superficie de Mercurio probablemente ha incurrido en los efectos de procesos de desgaste espaciales, o erosión espacial. El viento solar e impactos de micrometeoritos pueden oscurecer la superficie cambiando las propiedades reflectantes de ésta y el albedo general de todo el planeta.

A pesar de la generalmente extrema alta temperatura en su superficie, observaciones más severas sugieren la existencia de hielo en Mercurio. El suelo con varios cráteres muy profundos y oscuros cercanos a los polos que nunca han sido expuestos directamente a la luz solar tiene una temperatura muy inferior a la media global. El hielo (de agua) es extremadamente reflectante al radar, y recientes observaciones revelan imágenes muy reflectantes en el radar cerca de los polos; el hielo no es la única causa posible de dichas regiones altamente reflectantes, pero sí la más probable.

Se especula que el hielo cubre sólo unos metros de profundidad de estos cráteres, conteniendo alrededor de una tonelada de esta sustancia. El origen del agua helada en Mercurio no es conocido a ciencia cierta, pero se especula que o bien se condensó de agua del interior del planeta o vino de cometas que impactaron contra el suelo.


Amanecer doble

En Mercurio existe el fenómeno de los amaneceres dobles, donde el Sol sale, se detiene, se esconde nuevamente casi exactamente por donde salió y luego vuelve a salir para continuar su recorrido por el cielo; esto solo ocurre en algunos puntos de la superficie: por el mismo procedimiento, en el resto del planeta se observa que el Sol aparentemente se detenga en el cielo y realice un movimiento de giro. Esto es porque aproximadamente cuatro días antes del perihelio, la velocidad angular orbital de Mercurio iguala su velocidad angular rotatoria, lo que hace que el movimiento aparente del Sol cese; justo en el perihelio, la velocidad angular orbital de Mercurio excede la velocidad angular rotatoria. De esta forma se explica este movimiento aparente retrógrado del Sol. Cuatro días después del perihelio, el Sol vuelve a tomar un movimiento aparente normal pasando por estos puntos.


sábado 10 de noviembre de 2007

El Sol







































El Sol


Es la estrella más cercana a la Tierra y el mayor elemento del Sistema Solar. Las estrellas son los únicos cuerpos del Universo que emiten luz.


El Sol es también nuestra principal fuente de energía, que se manifesta, sobre todo, en forma de luz y calor.


El Sol contiene más del 99% de toda la materia del Sistema Solar. Ejerce una fuerte atracción gravitatoria sobre los planetas y los hace girar a su alrededor.
El Sol se formó hace 4.500 millones de años y tiene combustible para 5.000 millones más. Después, comenzará a hacerse más y más grande, hasta convertirse en una gigante roja. Finalmente, se hundirá por su propio peso y se convertirá en una enana blanca, que puede tardar un trillón de años en enfriarse.

Sólo vemos la capa exterior. Se llama fotosfera y tiene una temperatura de unos 6.000 ºC, con zonas más frías (4.000 ºC) que llamamos manchas solares.


La energía solar se crea en el interior del Sol, donde la temperatura llega a los 15 millones de grados, con una presión altísima, que provoca reacciones nucleares. Se liberan protones (núcleos de hidrógeno), que se funden en grupos de cuatro para formar partículas alfa (núcleos de helio).
Cada partícula alfa pesa menos que los cuatro protones juntos. La diferencia se expulsa hacia la superficie del Sol en forma de energía. Un gramo de materia solar libera tanta energía como la combustión de 2,5 millones de litros de gasolina.


El Sol también absorbe materia. Es tan grande y tiene tal fueza que a menudo atrae a los asteroides y cometas que pasan cerca. Naturalmente, cuando caen al Sol, se desintegran.




*El periodo de rotación de la superficie del Sol va desde los 25 dias en el ecuador hasta los 36 dias cerca de los polos. Más adentro parece que todo gira cada 27 días.


El Sol (todo el Sistema Solar) gira alrededor del centro de la Via Láctea, nuestra galaxia. Da una vuelta cada 200 millones de años. Ahora se mueve hacia la constelación de Hércules a 19 Km./s.
Actualmente el Sol se estudia desde satélites, como el Observatorio Heliosférico y Solar (SOHO), dotados de instrumentos que permiten apreciar aspectos que, hasta ahora, no se habían podido estudiar.


Además de la observación con telescopios convencionales, se utilizan: el coronógrafo, que analiza la corona solar, el telescopio ultravioleta extremo, capaz de detectar el campo magnético, y los radiotelescopios, que detectan diversos tipos de radiación que resultan imperceptibles para el ojo humano.





sábado 3 de noviembre de 2007

Venus

Venus


Características orbitales:

Dist. media del Sol 0,72333199 UA
Dist. media del Sol
108.208.930 km
Excentricidad 0,00677323
Período orbital (sideral) 224,701 días
Período orbital (sinódico) 583,92 días
Velocidad orbital media 35,0214 Km/s
Inclinación 3,39471°
Número de
satélites 0

Características físicas

Diámetro ecuatorial 12.103,6 km
Área superficial 4,60 × 108 km²
Masa 4,869 × 1024 kg
Densidad media 5,24 g/cm³
Gravedad superficial 8,87 m/s²
Período de rotación -243,0187 días(movimiento retrógrado)
Inclinación axial 2,64°
Albedo 0,65
Velocidad de escape 10,36 km/s
Temperatura superficial mín.* media máx.
228
K 737 K 773 K
(*temp. mín. referente a la temperatura sobre nubes)


Características atmosféricas:

Presión atmosférica 9321,9 KPa
Dióxido de carbono 96%
Nitrógeno 3%
Dióxido de azufre 0,015%
Vapor de
Agua 0,002%
Monóxido de carbono 0,0017%
Argón 0,007%
Helio 0,0012%
Neón 0,0007%

Descripción del planeta:
Venus es el segundo planeta del Sistema Solar en orden de distancia desde el Sol. Recibe su nombre en honor a Venus, la diosa romana del amor. . Se trata de un planeta de tipo terrestre o telúrico, llamado con frecuencia el planeta hermano de la Tierra, ya que ambos son similares en cuanto a tamaño, masa y composición. La órbita de Venus es una elipse prácticamente circular, con una excentricidad de menos del 1%.

Al encontrarse Venus más cercano al Sol que la Tierra, siempre se puede encontrar, aproximadamente, en la misma dirección del Sol (su mayor elongación es de 47,8º), por lo que desde la Tierra se puede ver sólo unas cuantas horas antes del orto o después del ocaso. A pesar de ello, cuando Venus es más brillante puede ser visto durante el día, siendo uno de los tres únicos cuerpos celestes que pueden ser vistos tanto de día como de noche (los otros son la Luna y el Sol). Venus es normalmente conocido como la estrella de la mañana (Lucero del Alba) o la estrella de la tarde (Lucero Vespertino) y, cuando es visible en el cielo nocturno, es el objeto más brillante del firmamento, aparte de la Luna.

La superficie de Venus es relativamente joven, entre 300 y 500 millones de años. Tiene amplísimas llanuras, atravesadas por enormes rios de lava, y algunas montañas.
Venus tiene muchos volcanes. El 85% del planeta está cubierto por roca volcánica. La lava ha creado surcos, algunos muy largos. Hay uno de 7.000 km.

En Venus también hay cráteres de los impactos de los meteoritos. Sólo de los grandes, porque los pequeños se deshacen en la espesa atmósfera. Las fotos muestran el terreno brillante, como si estuviera mojado. Pero Venus no puede tener agua líquida, a causa de la elevada temperatura. El brillo lo provocan compuestos metálicos.

El adjetivo venusiano es comúnmente usado para Venus, aunque es etimológicamente incorrecto. El verdadero adjetivo del latín, venéreo, no se usa porque la acepción moderna de la palabra la asocia con las enfermedades de transmisión sexual. Es junto a la Tierra (diosa Gea de la antigüedad) el único planeta del Sistema Solar con nombre femenino, aparte de dos de los planetas enanos, Ceres y Eris.

Rotación

Venus gira sobre sí mismo lentamente en un movimiento retrógrado de Este a Oeste en lugar de Oeste a Este como el resto de los planetas (excepto Urano). No se sabe el porqué de la peculiar rotación de Venus. Si el Sol pudiese verse desde la superficie de Venus aparecería subiendo desde el Oeste y posándose por el Este, con un ciclo día noche de 116,75 días y un año venusiano de 1,92 días venusianos. Además de la rotación retrógrada, los periodos orbital y de rotación de Venus están sincronizados de manera que siempre presenta la misma cara del planeta a la Tierra cuando ambos cuerpos están a menor distancia. Esto podría ser una simple coincidencia pero existen especulaciones sobre un posible origen de esta sincronización como resultado de efectos de marea afectando a la rotación de Venus cuando ambos cuerpos están lo suficientemente cerca.

Atmósfera de Venus

Venus posee una densa atmósfera, compuesta en su mayor parte por dióxido de carbono y una pequeña cantidad de nitrógeno. La presión al nivel de la superficie es 90 veces superior a la presión atmosférica en la superficie terrestre (una presión equivalente a una profundidad de un kilómetro bajo el nivel del mar en la Tierra). La enorme cantidad de CO2 de la atmósfera provoca un fuerte efecto invernadero que eleva la temperatura de la superficie del planeta hasta cerca de 460ºC en las regiones menos elevadas cerca del ecuador. Esto hace que Venus sea más caliente aún que Mercurio, a pesar de hallarse a más del doble de la distancia del Sol que éste y de recibir sólo el 25% de su radiación solar (2.613,9 W/m² en la atmósfera superior y 1.071,1 W/m² en la superficie). Debido a la inercia térmica de su masiva atmósfera y al transporte de calor por los fuertes vientos de su atmósfera, la temperatura no varía de forma significativa entre el día y la noche. A pesar de la lenta rotación de Venus (menos de una rotación por año venusiano, equivalente a una velocidad de rotación en el Ecuador de sólo 6.5km/h), los vientos de la atmósfera superior circunvalan el planeta en tan sólo 4 días, distribuyendo eficazmente el calor. Además del movimiento zonal de la atmósfera de Oeste a Este, hay un movimiento vertical en forma de célula de Hadley que transporta el calor del Ecuador hasta las zonas polares e incluso a latitudes medias del lado no iluminado del planeta.

La radiación solar casi no alcanza la superficie del planeta. La densa capa de nubes refleja al espacio la mayoría de la luz del Sol y la mayor parte de la luz que atraviesa las nubes es absorbida por la atmósfera. Esto impide a la mayor parte de la luz del Sol que caliente la superficie. El albedo bolométrico de Venus es de aproximadamente el 60%, y su albedo visual es aún mayor, lo cual concluye que, a pesar de encontrarse más cercano al Sol que la Tierra, la superficie de Venus no se calienta ni se ilumina como era de esperar por la radiación solar que recibe. En ausencia del efecto invernadero, la temperatura en la superficie de Venus podría ser similar a la de la Tierra. El enorme efecto invernadero asociado a la inmensa cantidad de CO2 en la atmósfera atrapa el calor provocando las elevadas temperaturas de este planeta.






















FOTO: fotografía de la superficie de Venus tomada en los pocos segundo de vida de la "Venera 13" (abajo), Superficie de venus (arriba)