Cosmografia 1

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Cosmografia 1

  1. 1. Nuestra galaxia, la Vía Láctea La Vía Láctea es la proyección, sobre la esfera celeste, de uno de los brazos espirales de la galaxia de la cualnosotros formamos parte, que toma, por extensión, el mismo nombre. Es una agrupación de unos 100.000 millones deestrellas en forma de espiral o girándula, cuyas dimensiones se estiman en torno a los 100.000 años-luz y cuyo discocentral tiene un tamaño de 16.000 años-luz. La Vía Láctea, también llamada Camino de Santiago, puede observarse a simple vista como una banda de luzque recorre el firmamento nocturno, que Demócrito ya atribuyó a un conjunto de estrellas innumerables tan cercanasentre sí que resultan indistinguibles. En 1610 Galileo, usando por primera vez el telescopio, confirmó la observación deDemócrito. Hacia 1773 Herschel, contando las estrellas que observaba en el firmamento, construyó una imagen de la ViaLáctea como un disco estelar dentro del cual la Tierra se encuentra inmersa, pero no pudo calcular su tamaño. En 1912la astrónoma H. Leavitt descubrió la relación entre el periodo y la luminosidad de las estrellas llamadas variablescefeidas, lo que le permitió medir las distancias de los cúmulos globulares.Varios años después Shapley demostró que los cúmulos están distribuidos con estructura más o menos esféricaalrededor del centro del disco, en lo que denominó el halo galáctico. También mostró que éste no está centrado en el Sol,sino en un punto distante del disco en la dirección de la constelación de Sagitario, donde situó correctamente el centro dela galaxia.Esta estructura quedó confirmada cuando se observó desde el observatorio de Monte Wilson en California que el objetoespiral llamado Andrómeda estaba constituido por estrellas individuales y no era una mera nebulosa de gas como hastaentonces se creía. Hacia 1930 Trumpler descubrió el efecto de oscurecimiento galáctico producido por el polvointerestelar, con lo que se logró corregir tanto el tamaño de la Galaxia como la distancia a la que se encuentra el Sol a losvalores hoy en día aceptados. De acuerdo con estos datos, el sistema Solar se encuentra a una distancia entre 8.000 y10.000 parsecs de distancia del centro galáctico, aproximadamente a dos tercios de distancia. Todas las estrellas que componen la Vía láctea están rotando alrededor del núcleo, que se cree que puedecontar en su interior con un agujero negro. Las observaciones astronómicas referidas a galaxias distantes muestran quela velocidad de rotación del Sol alrededor de la galaxia es de unos 250 km/s, empleando aproximadamente 250 millonesde años en realizar una revolución completa. Las estrellas próximas al Sol realizan una órbita relativamente parecida,pero las más cercanas al centro de la galaxia giran más rápido, hecho que se conoce como rotación diferencial. La edad de la Vía Láctea se estima en unos 13 mil millones de años, dato que se desprende del estudio de loscúmulos globulares y que concuerda con el resultado obtenido por los geólogos en su estudio de la desintegraciónradiactiva de ciertos minerales terrestres. La observación del mapa estelar ha permitido reconstruir los brazos espirales de la Galaxia, zonas en las cualeses abundante el número de cúmulos estelares o zonas de formación estelar. Éstos se nombran por las constelacionesque en ellos se encuentran. El brazo más cercano al centro galáctico es llamado de Centauro o de Norma-Centauro. Elsiguiente brazo hacia el exterior es el de Sagitario. El brazo de Orion es nuestro brazo local, también llamado del Cisne, yel brazo contiguo hacia el exterior se conoce como el de Perseo.
  2. 2. Planetas en otros sistemas solaresSaber si estamos o no solos en el universo ha sido uno de los objetivos de muchos filósofos y científicos a lo largo de lahistoria. Hasta hace poco, los únicos planetas conocidos formaban parte del Sistema Solar. El descubrimiento deplanetas extrasolares es un acontecimiento bastante reciente. Aunque la búsqueda sistemática comenzó en 1988, elprimer planeta extrasolar o exoplaneta fue detectado en 1995. Pero observar planetas directamente no es fácil. La existencia de planetas extrasolares se ha deducido enprimera instancia a partir de pruebas indirectas. No obstante, existen varios proyectos futuros que permitirán observarestos planetas en el visible o en el infrarrojo. A partir de ahí se podrían obtener algunos datos que permitan deducir sidichos planetas alojan vida o no. Hasta hace poco tiempo los científicos no han dispuesto de técnicas e instrumentos capaces de detectar planetasextrasolares, es decir, sistemas planetarios en torno a otras estrellas. Pero la existencia de nuestro sistema planetario hafomentado la búsqueda. Así, uno de los primeros pasos hacia el descubrimiento de planetas más allá de nuestro SistemaSolar se produjo en 1983, cuando se descubrió un disco en torno a la estrella Beta Pictoris. Pero durante mucho tiempoésta ha sido la única prueba disponible.La llegada del telescopio espacial Hubble permitió realizar observaciones detalladas de regiones de formación deestrellas, como la existente en la constelación de Orión. Así se detectaron discos protoplanetarios en torno a estrellasjóvenes en formación, y se comprobó que una gran parte de las estrellas que se estaban formando tenían discos quepodrían dar lugar a planetas en el futuro. Al principio de la década de 1990, se anunció el descubrimiento de planetas girando alrededor de púlsares. Lospúlsares son estrellas muy compactas y que giran muy rápidamente, emitiendo radiación electromagnética que, si el ejede rotación está orientado convenientemente, puede detectarse desde la Tierra. Más tarde se vio que existían errores enel análisis de los datos y que dichos planetas no existían. Luego, no obstante se ha confirmado la existencia de planetasgirando en torno a púlsares. Finalmente, en 1995, se anunció el descubrimiento del primer planeta extrasolar girando en torno a una estrellade tipo solar, 51 Pegasi. A partir de ese momento, los anuncios de nuevos planetas extrasolares se han ido sucediendosin pausa hasta llegar a la actualidad. Ahora ya se conocen varias decenas de planetas extrasolares, y el número deplanetas conocidos crece cada año.Dada la dificultad que presentan las observaciones directas, los primeros intentos de búsqueda de planetas que handado resultado se han basado en observaciones indirectas. Los métodos utilizados se basan en las perturbacionesgravitatorias causadas por los planetas sobre las estrellas y en el tránsito del planeta por delante de la luz de la estrella. La mayor parte de los planetas orbitan su estrella a una distancia bastante menor que la distancia Tierra-Sol.Además, la masa observada es del orden de la masa de Júpiter. Esto es, en parte, consecuencia de los métodos dedetección empleados. Los planetas de masa mayor y que giran más cerca de la estrella tienen más posibilidades de serdetectados por las técnicas empleadas.No obstante, el refinamiento de dichas técnicas y la utilización de otras nuevasdebe permitir en un futuro cercano detectar también planetas de tipo terrestre, es decir, planetas con una masaequivalente a la de nuestro planeta. En el futuro, gracias a nuevos telescopios situados en tierra y a nuevos observatoriosespaciales, seremos capaces de recoger luz procedente directamente de los planetas para obtener imágenes. A partir deahí, con la ayuda de la espectroscopía, podremos conocer cuáles son los componentes principales de las atmósferas olas superficies de los planetas.
  3. 3. El polvo cósmicoSegún las teorías astronómicas actuales, las galaxias fueron en origen grandes conglomerados de gas y polvo cósmicoque giraban lentamente, fragmentándose en vórtices turbulentos y condensándose en estrellas. En algunas regionesdonde la formación de estrellas fue muy activa, casi todo el polvo y el gas fue a parar a una estrella u otra. Poco o nadafue lo que quedó en el espacio intermedio. Esto es cierto para los cúmulos globulares, las galaxias elípticas y el núcleocentral de las galaxias espirales. Dicho proceso fue mucho menos eficaz en las afueras de las galaxias espirales. Las estrellas se formaron ennúmeros mucho menores y sobró mucho polvo y mucho gas. Nosotros, los habitantes de la Tierra, nos encontramos enlos brazos espirales de nuestra galaxia y vemos las manchas oscuras que proyectan las nubes de polvo contra elresplandor de la Vía Láctea. El centro de nuestra propia galaxia queda completamente oscurecido por tales nubes. El material de que está formado el universo consiste en su mayor parte en hidrógeno y helio. Los átomos de heliono tienen ninguna tendencia a juntarse unos con otros. Los de hidrógeno sí, pero sólo en parejas, formando moléculas dehidrógeno (H2). Quiere decirse que la mayor parte del material que flota entre las estrellas consiste en pequeños átomosde helio o en pequeños átomos y moléculas de hidrógeno. Todo ello constituye el gas interestelar, que forma la mayorparte de la materia entre las estrellas. El polvo interestelar (o polvo cósmico) que se halla presente en cantidades mucho más pequeñas, se componede partículas diminutas, pero mucho más grandes que átomos o moléculas, y por tanto deben contener átomos que noson ni de hidrógeno ni de helio.El tipo de átomo más común en el universo, después del hidrógeno y del helio, es el oxígeno. El oxígeno puedecombinarse con hidrógeno para formar grupos oxhidrilo (OH) y moléculas de agua (H2O), que tienen una marcadatendencia a unirse a otros grupos y moléculas del mismo tipo que encuentren en el camino, de forma que poco a poco sevan constituyendo pequeñísimas partículas compuestas por millones y millones de tales moléculas. Los grupos oxhidriloy las moléculas de agua pueden lforman parte del polvo cósmico. En 1965 se detectó por primera vez grupos oxhidrilo enel espacio y se comenzó a estudiar su distribución. Desde entonces se ha informado también de la existencia demoléculas más complejas, que contienen átomos de carbono así como de hidrógeno y oxígeno.Tiene que contener también agrupaciones atómicas formadas por átomos aún menos comunes que los de hidrógeno,oxígeno y carbono. En el espacio interestelar se han detectado átomos de calcio, sodio, potasio y hierro, observando laluz que esos átomos absorben. Dentro de nuestro sistema solar hay un material parecido, aportado quizás por los cometas. Es posible que fuerade los límites visibles del sistema solar exista una capa con gran número de cometas, y que algunos de ellos seprecipiten hacia el Sol (acaso por los efectos gravitatorios de las estrellas cercanas). Los cometas son conglomeradossueltos de diminutos fragmentos sólidos de metal y roca, unidos por una mezcla de hielo, metano y amoníacocongelados y otros materiales parecidos. Cada vez que un cometa se aproxima al Sol, se evapora parte de su materia,liberando diminutas partículas sólidas que se esparcen por el espacio en forma de larga cola. En última instancia elcometa se desintegra por completo. A lo largo de la historia del sistema solar se han desintegrado innumerables cometas y han llenado de polvo elespacio interior del sistema. La Tierra recoge cada día miles de millones de estas partículas de polvo. Los científicosespaciales se interesan por ellas por diversas razones; una de ellas es que los micrometeoroides de mayor tamañopodrían suponer un peligro para los futuros astronautas y colonizadores de la Luna.
  4. 4. Las novas y supernovasAntes de la era de la astronomía, a una estrella que aparecía súbitamente donde antes no se había visto nada, se lellamaba nova, o "estrella nueva". Éste es un nombre inapropiado, ya que estas estrellas existían mucho antes de que sepudieran ver a simple vista. Los astrónomos consideran que quizá existan una docena de novas en la Vía Láctea, lagalaxia de la Tierra, cada año, pero dos o tres de ellas están demasiado lejos para poder verlas o las oscurece la materiainterestelar.En efecto, a las novas se las observa con más facilidad en otras galaxias cercanas que en la nuestra. Se les llama novasde acuerdo con el año de su aparición y la constelación en la que surgen. De forma característica, una nova incrementaen varios miles de veces su brillo original en cuestión de días o de horas. Después entra en un periodo de transición,durante el cual palidece, y cobra brillo de nuevo; a partir de ahí palidece poco a poco hasta llegar a su nivel original debrillo. Las novas son estrellas en un periodo tardío de evolución. Se puede considerar que son un tipo de estrellasvariables. En apariencia se comportan así porque sus capas exteriores han formado un exceso de helio mediantereacciones nucleares y se expande con demasiada velocidad como para ser contenida. La estrella despide de formaexplosiva una pequeña fracción de su masa como una capa de gas y entonces se normaliza. La estrella restante estípicamente una enana blanca y por lo general se cree que es el miembro más pequeño de un sistema binario, sujeto auna continua disminución de materia de la estrella más grande. Quizá este fenómeno suceda siempre con las novasenanas, que surgen una y otra vez a intervalos regulares de unos cientos de días. Las novas en general muestran una relación entre su máximo brillo y el tiempo que tardan en palidecer en unacierta cantidad de magnitudes. Mediante mediciones de las novas más cercanas de las que conocemos la distancia y elbrillo, los astrónomos pueden utilizar las novas de otras galaxias como indicadores de la distancia de esas galaxias. La explosión de una supernova es mucho más espectacular y destructiva que la de una nova y mucho más rara.Estos fenómenos son poco frecuentes en nuestra galaxia, y a pesar de su aumento de brillo en un factor de miles demillones, sólo unas pocas se pueden observar a simple vista. Hasta 1987 sólo se habían identificado realmente tres a lolargo de la historia, la más conocida de las cuales es la que surgió en 1054 d. C. y cuyos restos se conocen como lanebulosa del Cangrejo. Las supernovas, al igual que las novas, se ven con más frecuencia en otras galaxias. Así pues, la supernova másreciente, que apareció en el hemisferio sur el 24 de febrero de 1987, surgió en una galaxia satélite, la Gran Nube deMagallanes. Esta supernova, que exhibe algunos rasgos insólitos, es hoy objeto de un intenso estudio astronómico.Los mecanismos que producen las supernovas se conocen menos que los de las novas, sobre todo en el caso de lasestrellas que tienen más o menos la misma masa que el Sol, las estrellas medias. Sin embargo, las estrellas que tienenmucha más masa explotan a veces en las últimas etapas de su rápida evolución como resultado de un colapsogravitacional, cuando la presión creada por los procesos nucleares dentro de la estrella ya no puede soportar el peso delas capas exteriores. A esto se le denomina supernova de Tipo II. Una supernova de Tipo I se origina de modo similar a una nova. Es un miembro de un sistema binario que recibeel flujo de combustible puro al capturar material de su compañero.De la explosión de una supernova quedan pocos restos, salvo la capa de gases que se expande. Un ejemplo famoso esla nebulosa del Cangrejo; en su centro hay un púlsar, o estrella de neutrones que gira a gran velocidad. Las supernovasson contribuyentes significativos al material interestelar que forma nuevas estrellas.
  5. 5. Nebulosas en nuestra GalaxiaUna nebulosa es una nube de gas o polvo en el espacio. Las nebulosas pueden ser oscuras o, si se iluminan porestrellas cercanas o estrellas inmersas en ellas, pueden ser brillantes. Generalmente son lugares donde se produce laformación de estrellas y discos planetarios, por lo que se suelen encontrar en su seno estrellas muy jóvenes.Existe gran variedad de nebulosas acompañando a las estrellas en todas las etapas de su evolución. La gran mayoríacorresponden a nubes gaseosas de hidrógeno y helio que experimentan un proceso de contracción gravitatoria hacia unestado de protoestrella. Así, las llamadas nebulosas capullo cuentan en su interior cuentan con una estrella reciénformada. La nebulosa no es, en este caso, sino los restos de gas que no ha colapsado. El gas en cuestión, que puede,mediante colisiones atómicas, formar moléculas y pequeñas partículas sólidas de mayor o menor complejidad, secalienta por la radiación emitida por la nueva estrella lo suficiente como para enmascarar su presencia, y lo que seobserva es una imagen parecida a la de un capullo de oruga.Otro tipo de nebulosas, llamados glóbulos de Bok, son nubes de gas muy condensado, en vías de formar unaprotoestrella. Se revelan, cuando están situadas sobre un fondo claro, como por ejemplo la Galaxia, como unoscurecimiento del fondo, por ejemplo la nebulosa llamada Saco de carbón, junto a la constelación Cruz del Sur, y lanebulosa llamada de Cabeza de caballo.Los llamados objetos de Herbig-Haro son nebulosas pequeñas, variables, que aparecen y desaparecen en un periodo depocos años, que parecen consistir en grumos de materia gaseosa eyectados en los polos de una estrella en formación,principalmente en la fase de capullo. Su luminosidad se produce por colisión con la nube circundante de gas, puesproducen una característica onda de choque debido a la gran velocidad con que se expulsan.Otro tipo de nebulosas, con una composición química rica en elementos químicos pesados (helio, carbono y nitrógenoprincipalmente) son restos de materia estelar expulsada por las estrellas gigantes y supergigantes a gran velocidad (1000Km/s) en un tipo de estrellas llamadas de Wolf-Rayet. semejantes a éstas se producen también en las últimas etapasestelares, tras la formación de novas y supernovas.A las nebulosas planetarias se les llama así porque muchas de ellas se parecen a los planetas cuando son observadas através de un telescopio, aunque de hecho son capas de material de las que se desprendió una estrella evolucionada demasa media durante su última etapa de evolución de gigante roja antes de convertirse en enana blanca. La nebulosa delAnillo, en la constelación de Lira, es una planetaria típica que tiene un periodo de rotación de 132.900 años y una masade unas 14 veces la masa del Sol.En la Vía Láctea se han descubierto varios miles de nebulosas planetarias. Más espectaculares, pero menores ennúmero, son los fragmentos de explosiones de supernovas, y quizás la más famosa de éstas sea la nebulosa delCangrejo. Las nebulosas de este tipo son radiofuentes intensas, como consecuencia de las explosiones que las formarony los probables restos de púlsares en que se convirtieron las estrellas originarias.
  6. 6. El origen del sistema solarEn años recientes, los astrónomos han propuesto que la fuerza iniciadora en la formación del Sistema Solar debería seruna explosión supernova. Cabe imaginar que una vasta nube de polvo y gas que ya existiría, relativamente incambiada,durante miles de millones de años, habría avanzado hacia las vecindades de una estrella que acababa de explotar comouna supernova. La onda de choque de esta explosión, la vasta ráfaga de polvo y gas que se formaría a su paso a travésde la nube casi inactiva a la que he mencionado que comprimiría esta nube, intensificando así su campo gravitatorio einiciando la condensación que con lleva la formación de una estrella. Si ésta era la forma en que se había creado el Sol, ¿qué ocurría con los planetas? ¿De dónde procedían? Elprimer intento para conseguir una respuesta fue adelantado por Immanuel Kant en 1755 e, independientemente, por elastrónomo francés y matemático Fierre Simón de Laplace, en 1796. La descripción de Laplace era más detallada. De acuerdo con la descripción de Laplace, la enorme nube de materia en contracción se hallaba en fase rotatoriaal empezar el proceso. Al contraerse, se incrementó su velocidad de rotación, de la misma forma que un patinador giramás rápido cuando recoge sus brazos. Esto es debido a la «conversión del momento angular». Puesto que dichomomento es igual a la velocidad del movimiento por la distancia desde el centro de rotación, cuando disminuye taldistancia se incrementa, en compensación, la velocidad del movimiento. Según Laplace, al aumentar la velocidad de rotación de la nube, ésta empezó a proyectar un anillo de materia apartir de su ecuador, en rápida rotación. Esto disminuyó en cierto grado el momento angular, de tal modo que se redujola velocidad de giro de la nube restante; pero al seguir contrayéndose, alcanzó de nuevo una velocidad que le permitíaproyectar otro anillo de materia. Así, el Sol fue dejando tras sí una serie de anillos (nubes de materia, en forma derosquillas), que se fueron condensando lentamente, para formar los planetas; con el tiempo, éstos expelieron, a su vez,pequeños anillos, que dieron origen a sus satélites. A causa de este punto de vista, de que el Sistema Solar comenzó como una nube o nebulosa, y dado queLaplace apuntó a la nebulosa de Andrómeda (que entonces no se sabía que fuese una vasta galaxia de estrellas, sinoque se creía que era una nube de polvo y gas en rotación), esta sugerencia ha llegado a conocerse como hipótesisnebular. La «hipótesis nebular» de Laplace parecía ajustarse muy bien a las características principales del Sistema Solar,e incluso a algunos de sus detalles. Por ejemplo, los anillos de Saturno podían ser los de un satélite que no se hubieracondensado ya que, al unirse todos, podría haberse formado un satélite de respetable tamaño. De manera similar, losasteroides que giraban, en cinturón alrededor del Sol, entre Marte y Júpiter, podrían ser condensaciones de partes de unanillo que no se hubieran unido para formar un planeta. Y cuando Helmholtz y Kelvin elaboraron unas teorías queatribuían la energía del Sol a su lenta contracción, las hipótesis parecieron acomodarse de nuevo perfectamente a ladescripción de Laplace. La hipótesis nebular mantuvo su validez durante la mayor parte del siglo XIX. Pero antes de que éste finalizaraempezó a mostrar puntos débiles. En 1859, James Clerk Maxwell, al analizar de forma matemática los anillos de Saturno,llegó a la conclusión de que un anillo de materia gaseosa lanzado por cualquier cuerpo podría condensarse sólo en unaacumulación de pequeñas partículas, que formarían tales anillos, pero que nunca podría formar un cuerpo sólido, porquelas fuerzas gravitatorias fragmentarían el anillo antes de que se materializara su condensación. También surgió el problema del momento angular. Se trataba de que los planetas, que constituían sólo algo másdel 0,1% de la masa del Sistema Solar, contenían, sin embargo, el 98% de su momento angular! En otras palabras: elSol retenía únicamente una pequeña fracción del momento angular de la nube original.
  7. 7. ¿Podemos viajar al planeta marte?La NASA tiene un misterio que resolver: ¿Podemos mandar personas a Marte, o no? Es una cuestión de radiación.Conocemos la cantidad de radiación que hay ahí afuera, esperándonos entre la Tierra y Marte, pero no estamos segurosdel modo en que reaccionará el cuerpo humano frente a ella. Los astronautas de la NASA han estado en el espacio, ocasionalmente, desde hace 45 años. Salvo durante unpar de rápidos viajes a la luna, nunca han permanecido lejos de la Tierra durante un largo período de tiempo. El espacioprofundo está repleto de protones originados por las llamaradas solares, rayos gamma que provienen de los agujerosnegros recién nacidos y rayos cósmicos procedentes de explosiones estelares. Un largo viaje hasta Marte, sin grandesplanetas en las cercanías que actúen como escudos reflectores de esa radiación, va a ser una nueva aventura. La NASA mide el peligro de la radiación en unidades de riesgo cancerígeno. Un norteamericano saludable de 40años, no fumador, tiene una probabilidad (enorme) del 20% de morir eventualmente a causa del cáncer. Eso sipermanece en la Tierra. Si viajase a Marte, el riesgo aumentaría. La pregunta es ¿cuánto? Según un estudio del año 2001 sobre gente expuesta a grandes dosis de radiación - p. e. los supervivientes de labomba atómica de Hiroshima, e irónicamente, los pacientes de cáncer que se han sometido a radioterapia -, el riesgoinherente a una misión tripulada a Marte que durase 1. 000 días, caería entre un 1% y un 19%. La respuesta másprobable es un 3,4%, pero el margen de error es muy amplio. Lo curioso es que es aún peor para las mujeres. Debido alos pechos y ovarios, el riesgo en astronautas femeninas es prácticamente el doble que el de sus compañeros varones. Los investigadores que realizaron el estudio asumieron que la nave a Marte se construiría principalmente dealuminio, como la cápsula del Apolo. La "piel" de la nave espacial absorbería casi la mitad de la radiación que impactasecontra ella. Si el porcentaje del riesgo adicional es de sólo un poquito más... estará bien. Podríamos construir una naveespacial usando aluminio y de cabeza a Marte. El aluminio es el material favorito en la construcción de naves debido a suligereza y fortaleza, y a la larga experiencia que, desde hace décadas, tienen los ingenieros con su manejo en la industriaaeroespacial. Pero si fuese del 19% nuestro astronauta de 40 y pico años se enfrentaría a un riesgo de fallecer porcáncer del 20% más el 19%, es decir, el 39% tras su retorno a la Tierra. Eso no es aceptable. El margen de error esamplio, por una buena razón. La radiación de espacio es una mezcla única de rayos gamma, protones altamenteenergéticos y rayos cósmicos. Las ráfagas de explosiones atómicas y los tratamientos contra el cáncer, que es en lo quese basan muchos estudios, no son un sustituto fiable para la radiación "real". La mayor amenaza para los astronautas en ruta a Marte es la de los rayos cósmicos galácticos. Estos rayos, secomponen de partículas aceleradas a casi la velocidad de la luz, provenientes de las explosiones de supernovas lejanas.Los más peligrosos son los núcleos ionizados pesadamente. Una oleada de estos rayos atravesaría la coraza de la navey la piel de los humanos como diminutas balas de cañón, rompiendo las hebras de las moléculas de ADN, dañando losgenes y matando a las células.Los astronautas se han visto expuestos muy raramente a una dosis completa de estos rayos del espacio profundo.Consideremos la Estación Espacial Internacional (ISS): que orbita a sólo 400 Km. sobre la superficie de la Tierra. Elcuerpo de nuestro planeta, pareciendo grande, solamente intercepta un tercio de los rayos cósmicos antes de quealcancen a la ISS. Otro tercio es desviado por la magnetosfera terrestre. Los astronautas de la lanzadera espacial sebenefician de reducciones similares.Los astronautas del proyecto Apolo que viajaron a la luna absorbieron dosis mayores - cerca de 3 veces la de la ISS -pero solo por unos pocos días durante su travesía de la Tierra a la luna. En su camino a la luna, las tripulaciones delApolo informaron haber visto destellos de rayos cósmicos en sus retinas, y ahora, muchos años más tarde, algunos deellos han desarrollado cataratas. Por otro lado no parecen haber sufrido demasiado. Pero los astronautas que viajen aMarte estarán "ahí afuera" durante un año o más. No podemos estimar aún, con fiabilidad, lo que los rayos cósmicos nosharán cuando nos veamos expuestos a ellos durante tanto tiempo.Averiguarlo es la misión del nuevo Laboratorio de Radiación Espacial de la NASA (NSRL), con sede en las instalacionesdel Laboratorio Nacional Brookhaven, localizado en Nueva York, dependiente del Departamento de Energía de los EE.UU y que fue inaugurado en Octubre del 2003. En el NSRL hay aceleradores de partículas que pueden simular los rayos
  8. 8. cósmicos. Los investigadores exponen células y tejidos de mamífero a haces de partículas, y luego inspeccionan losdaños. El objetivo es reducir la incertidumbre en las estimaciones de riesgo a sólo un pequeño porcentaje para el año2015.Una vez que conozcamos el riesgo, la NASA puede decidir que clase de nave espacial ha de construirse. Es posible quelos materiales de construcción ordinarios, como el aluminio, no sean lo bastante buenos. ¿Qué tal fabricar una nave deplástico?Los plásticos son ricos en hidrógeno, un elemento que hace un gran trabajo como absorbente de rayos cósmicos. Porejemplo, el polietileno, el mismo material con el que se hacen las bolsas de basura, absorbe un 20% más de rayoscósmicos que el aluminio. Cierta forma de polietileno reforzado, desarrollado por el Centro de Vuelo Espacial Marshall, es10 veces más fuerte que el aluminio, y también más ligero. Este podría convertirse en el material elegido para laconstrucción de la nave espacial, si podemos fabricarlo lo suficientemente barato.Si el plástico no fuese lo bastante bueno, entonces podría requerirse la presencia de hidrógeno puro. Litro a litro, elhidrógeno líquido bloquea los rayos cósmicos 2, 5 veces mejor que el aluminio. Algunos diseños avanzados de naveespacial necesitan grandes tanques de hidrógeno líquido como combustible, de modo que podríamos proteger a latripulación de la radiación envolviendo los habitáculos con los tanques.¿Podemos ir a Marte? Puede que si, pero antes, debemos resolver la cuestión del nivel de radiación que puede soportarnuestro cuerpo, y qué clase de nave espacial necesitamos construir.
  9. 9. La teoria del Big Bang y el origen del UniversoEl Big Bang, literalmente gran estallido, constituye el momento en que de la "nada" emerge toda la materia, es decir, elorigen del Universo. La materia, hasta ese momento, es un punto de densidad infinita, que en un momento dado"explota" generando la expansión de la materia en todas las direcciones y creando lo que conocemos como nuestroUniverso. Inmediatamente después del momento de la "explosión", cada partícula de materia comenzó a alejarse muyrápidamente una de otra, de la misma manera que al inflar un globo éste va ocupando más espacio expandiendo susuperficie. Los físicos teóricos han logrado reconstruir esta cronología de los hechos a partir de un 1/100 de segundodespués del Big Bang. La materia lanzada en todas las direcciones por la explosión primordial está constituidaexclusivamente por partículas elementales: Electrones, Positrones, Mesones, Bariones, Neutrinos, Fotones y un largoetcétera hasta más de 89 partículas conocidas hoy en día. En 1948 el físico ruso nacionalizado estadounidense George Gamow modificó la teoría de Lemaître del núcleoprimordial. Gamow planteó que el Universo se creó en una explosión gigantesca y que los diversos elementos que hoyse observan se produjeron durante los primeros minutos después de la Gran Explosión o Big Bang, cuando latemperatura extremadamente alta y la densidad del Universo fusionaron partículas subatómicas en los elementosquímicos. Cálculos más recientes indican que el hidrógeno y el helio habrían sido los productos primarios del Big Bang, ylos elementos más pesados se produjeron más tarde, dentro de las estrellas. Sin embargo, la teoría de Gamowproporciona una base para la comprensión de los primeros estadios del Universo y su posterior evolución. A causa de suelevadísima densidad, la materia existente en los primeros momentos del Universo se expandió con rapidez. Alexpandirse, el helio y el hidrógeno se enfriaron y se condensaron en estrellas y en galaxias. Esto explica la expansión delUniverso y la base física de la ley de Hubble. Según se expandía el Universo, la radiación residual del Big Bang continuó enfriándose, hasta llegar a unatemperatura de unos 3 K (-270 °C). Estos vestigios de radiación de fondo de microondas fueron detectados por losradioastrónomos en 1965, proporcionando así lo que la mayoría de los astrónomos consideran la confirmación de lateoría del Big Bang. Uno de los problemas sin resolver en el modelo del Universo en expansión es si el Universo es abierto o cerrado(esto es, si se expandirá indefinidamente o se volverá a contraer). Un intento de resolver este problema es determinar si la densidad media de la materia en el Universo es mayorque el valor crítico en el modelo de Friedmann. La masa de una galaxia se puede medir observando el movimiento desus estrellas; multiplicando la masa de cada galaxia por el número de galaxias se ve que la densidad es sólo del 5 al10% del valor crítico. La masa de un cúmulo de galaxias se puede determinar de forma análoga, midiendo el movimientode las galaxias que contiene. Al multiplicar esta masa por el número de cúmulos de galaxias se obtiene una densidadmucho mayor, que se aproxima al límite crítico que indicaría que el Universo está cerrado. La diferencia entre estos dos métodos sugiere la presencia de materia invisible, la llamada materia oscura, dentrode cada cúmulo pero fuera de las galaxias visibles. Hasta que se comprenda el fenómeno de la masa oculta, estemétodo de determinar el destino del Universo será poco convincente.Muchos de los trabajos habituales en cosmología teórica se centran en desarrollar una mejor comprensión de losprocesos que deben haber dado lugar al Big Bang. La teoría inflacionaria, formulada en la década de 1980, resuelvedificultades importantes en el planteamiento original de Gamow al incorporar avances recientes en la física de laspartículas elementales.
  10. 10. Albert Einstein y la relatividadSegún las leyes del movimiento establecidas por primera vez con detalle por Isaac Newton hacia 1680-89, dos o másmovimientos se suman de acuerdo con las reglas de la aritmética elemental. Supongamos que un tren pasa a nuestrolado a 20 kilómetros por hora y que un niño tira desde el tren una pelota a 20 kilómetros por hora en la dirección delmovimiento del tren. Para el niño, que se mueve junto con el tren, la pelota se mueve a 20 kilómetros por hora. Pero paranosotros, el movimiento del tren y el de la pelota se suman, de modo que la pelota se moverá a la velocidad de 40kilómetros por hora.Como veis, no se puede hablar de la velocidad de la pelota a secas. Lo que cuenta es su velocidad con respecto a unobservador particular. Cualquier teoría del movimiento que intente explicar la manera en que las velocidades (yfenómenos afines) parecen variar de un observador a otro sería una «teoría de la relatividad».La teoría de la relatividad de Einstein nació del siguiente hecho: lo que funciona para pelotas tiradas desde un tren nofunciona para la luz. En principio podría hacerse que la luz se propagara, o bien a favor del movimiento terrestre, o bienen contra de él. En el primer caso parecería viajar más rápido que en el segundo (de la misma manera que un avión viajamás aprisa, en relación con el suelo, cuando lleva viento de cola que cuando lo lleva de cara). Sin embargo, medidasmuy cuidadosas demostraron que la velocidad de la luz nunca variaba, fuese cual fuese la naturaleza del movimiento dela fuente que emitía la luz.Einstein dijo entonces: supongamos que cuando se mide la velocidad de la luz en el vacío, siempre resulta el mismovalor (unos 299.793 kilómetros por segundo), en cualesquiera circunstancias. ¿Cómo podemos disponer las leyes deluniverso para explicar esto? Einstein encontró que para explicar la constancia de la velocidad de la luz había que aceptaruna serie de fenómenos inesperados. Halló que los objetos tenían que acortarse en la dirección del movimiento, tanto más cuanto mayor fuese suvelocidad, hasta llegar finalmente a una longitud nula en el límite de la velocidad de la luz; que la masa de los objetos enmovimiento tenía que aumentar con la velocidad, hasta hacerse infinita en el límite de la velocidad de la luz; que el pasodel tiempo en un objeto en movimiento era cada vez más lento a medida que aumentaba la velocidad, hasta llegar apararse en dicho límite; que la masa era equivalente a una cierta cantidad de energía y viceversa. Todo esto lo elaboró en 1905 en la forma de la «teoría especial de la relatividad», que se ocupaba de cuerposcon velocidad constante. En 1915 extrajo consecuencias aún más sutiles para objetos con velocidad variable, incluyendouna descripción del comportamiento de los efectos gravitatorios. Era la «teoría general de la relatividad».Los cambios predichos por Einstein sólo son notables a grandes velocidades. Tales velocidades han sido observadasentre las partículas subatómicas, viéndose que los cambios predichos por Einstein se daban realmente, y con granexactitud. Es más, sí la teoría de la relatividad de Einstein fuese incorrecta, los aceleradores de partículas no podríanfuncionar, las bombas atómicas no explotarían y habría ciertas observaciones astronómicas imposibles de hacer. Pero a las velocidades corrientes, los cambios predichos son tan pequeños que pueden ignorarse. En estascircunstancias rige la aritmética elemental de las leyes de Newton; y como estamos acostumbrados al funcionamiento deestas leyes, nos parecen ya de «sentido común», mientras que la ley de Einstein se nos antoja «extraña».
  11. 11. Planetas del sistema solarEsencialmente, un planeta se diferencia de una estrella en su cantidad de masa, mucho menor. A causa de este déficit,los planetas no desarrollan procesos de fusión termonuclear y no pueden emitir luz propia; limitándose a reflejar la de laestrella entorno a la cual giran. Históricamente se han distinguido nueve: Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno,Urano, Neptuno y Plutón; sin embargo, existen otros cuerpos planetarios que por sus grandes dimensiones podrían serconsiderados también como planetas. Éste es el caso de Ceres que con un diámetro superior a los 1. 000 km es empero,clasificado como un asteroide.Todos los planetas recorren sus órbitas alrededor del Sol en sentido contrario al de las agujas del reloj, fenómeno que seconoce como traslación directa. Los Planetas tienen órbitas prácticamente circulares, según las leyes de Kepler sonelipses o círculos achatados. La desviación de la forma circular está cuantificada por el valor de la excentricidad.La distancia media Tierra-Sol se usa como unidad de longitud y se denomina Unidad Astronómica (UA). Las distanciasmedias entre el Sol y los Planetas aumentan en progresión geométrica desde Mercurio hasta Plutón.Cada Planeta realiza una revolución completa alrededor del Sol en un tiempo denominado Periodo Sideral. Este periodoaumenta geométricamente con la distancia al Sol según la tercera ley de Kepler. Los períodos siderales van desde los 88días de Mercurio hasta los 248 años de Plutón. Las velocidades orbitales de los planetas disminuyen con la distancia(desde 45 km/s para Mercurio hasta 5 km/s para Neptuno), pero son todas del mismo sentido.Los Planetas tienen un movimiento de rotación entorno a su propio eje y en el mismo sentido que el de su traslaciónalrededor del Sol. Los períodos de rotación van desde los 243 días de Venus hasta las 10h que tarda Júpiter en dar unavuelta sobre si mismo. Los ejes de rotación de los planetas muestran diversas inclinaciones respecto de la eclíptica. Lamayor parte del los Planetas poseen numerosos satélites, que generalmente orbitan en el plano ecuatorial del planeta yen el mismo sentido de su rotación. Las órbitas de los diferentes satélites de un planeta siguen a su vez la ley de Titus-Bode.Los planetas ligeros o gigantes se localizan en la parte externa del Sistema Solar. Tienen densidades pequeñas, quereflejan su pequeña cantidad de silicatos. Son planetas constituidos básicamente por hidrógeno y helio, reflejo de lacomposición de la nebulosa solar primigenia. Tienen importantes actividades meteorológicas y procesos de tipogravitacional en los que el planeta se va compactando, con un pequeño núcleo y una gran masa de gas en convecciónpermanente. Otra característica común, es el poseer anillos formados por pequeñas partículas en órbitas más cercanasque las de sus satélites. A este tipo pertenecen Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno.Los grandes planetas, Júpiter y Saturno, poseen sistemas de satélites, que en cierto modo, son modelos en miniatura delSistema Solar. Aunque no disponen de fuentes termonucleares de energía, siguen liberando energía gravitatoria encantidad superior a la radiación solar que reciben.Los planetas densos o terrestres, están situados en la parte interna del Sistema Solar, zona que comprende desde laórbita de Mercurio hasta el cinturón de asteroides. Tienen densidades entre tres y cinco gramos por centímetro cúbico.Se ha producido una selección muy alta de la materia, dando lugar a productos como uranio, torio, y potasio, con núcleosinestables que acompañan fenómenos de fisión radiactiva. Estos elementos han desarrollado el suficiente calor comopara generar vulcanismo y procesos tectónicos importantes. Algunos son todavía activos y han borrado los rasgos de susuperficie original. Son ejemplos la Tierra, Io, y Venus.No obstante, existen otros cuerpos planetarios que han sufrido una intensa craterización de su superficie (Luna, Marte,Fobos, Demos, Venus, en parte, Mercurio e incluso los asteroides). La presencia de cráteres en las superficiesplanetarias indica cómo ha variado la abundancia de objetos en el espacio interplanetario a lo largo de su evolución,proporcionando una clave para comprender la historia de cada uno de los planetas interiores.
  12. 12. Los cometas en el cieloLos antiguos, observando que los cometas aparecían y desaparecían de manera imprevisible, rodeados de una pálidacabellera y seguidos por una cola extremadamente cambiable, no tuvieron dudas: eran algo que venía a trastornar elorden celeste.El hecho mismo de que los cometas no seguían el movimiento de los planetas, no hacía más que fortalecer esta creenciaque llevó a considerar los cometas como responsables de acontecimientos históricos generalmente graves. De estemodo, durante siglos se consideró que los cometas eran mensajeros de infortunios y la aparición de un cometa era causade grandes preocupaciones en los pueblos.En el siglo I a. JC. el escritor Plinio atribuyó la causa de la sangrienta guerra entre Julio César y Pompeyo al paso de uncometa. Lo mismo sucedió en muchas otras ocasiones; también en el año 1066, cuando el duque de NormandíaGuillermo el Conquistador desembarcó en Inglaterra y mató al Rey Harold ll proclamándose nuevo rey, fue visto otrocometa. Hoy sabemos que se trataba del cometa Halley, el representante más ilustre de esta categoría de astros, queregresa de manera periódica.Dejando a un lado las supersticiones, la opinión científica sobre la naturaleza de los cometas, que nuestros antepasadoscompartieron, era la que Aristóteles estableció alrededor del 350 a. JC. El gran filósofo griego formuló la teoría que tantolos cometas como los meteoros no eran otra cosa que fenómenos atmosféricos causados por vapores en ebullición quese desprendían de la Tierra y eran impulsados hacia la parte superior de la atmósfera.La convicción de Aristóteles sobre los cometas sobrevivió durante siglos y el propio Galileo no logró resolver el enigmade las trayectorias de los cometas, aunque Tycho Brahe ya había lobrado calcular casi con total precisión sus enormesdistancias de la Tierra.Sólo en la segunda mitad del siglo XVII, gracias a los estudios de Newton y de Halley, se logró saber que los cometasestán bajo la influencia de la fuerza de atracción del Sol, pero que, al contrario de los planetas, siguen trayectoriasextremadamente alargadas.Halley calculó que las apariciones de un cometa producidas en 1531, en 1607 y en 1682, debían atribuirse a un mismoobjeto celeste y predijo que el cometa volvería en 1758. Halley no vivió tanto como para poder ver con sus propios ojosconfirmarse la predicción. El cometa se presentó puntualmente a la cita y desde entonces se conoce con su nombre.Pero llegamos a nuestros días. Hasta hace pocos años se pensaba que los cometas eran cuerpos celestes formados porresiduos cósmicos, muy similares a los meteoritos, que vagan sin meta por el sistema solar. Hoy nuestros conocimientossobre los cometas han experimentado una revolución.El astrónomo americano Fred Whipple ha formulado una hipótesis que concuerda perfectamente con la mayor parte delas observaciones astronómicas. Según Whipple, los cometas son como "bolas de nieve sucia", es decir que estaríanformados por un conglomerado de hielos (agua, amoníaco, dióxido de carbono) y por granos sólidos constituídos porcarbono y silicatos.Los núcleos así compuestos, debido a su pequeño tamaño, livianos y compactos, son capaces de resistir la fuerzagravitacional del Sol y de los planetas, pero ai mismo tiempo son bastante volátiles como para justificar ia enorme nubede la cual se rodean por efecto del calor solar. Esta hipótesis explicaría también por qué los cometas no son visiblescuando carecen de cabellera y de cola.
  13. 13. ¿Cuál será el fin de la tierra?El primero en intentar hacer un estudio detallado de la historia pasada y previsiblemente futura de la Tierra sin recurrir ala intervención divina fue el geólogo escocés James Hutton. En 1785 publicó el primer libro de geología moderna, en elcual admitía que del estudio de la Tierra no veía signo alguno de un comienzo ni perspectivas de fin ninguno.Desde entonces hemos avanzado algo. Hoy día estamos bastante seguros de que la Tierra adquirió su forma actual haceunos 4.600 millones de años. Fue por entonces cuando, a partir del polvo y gas de la nebulosa originaria que formó elsistema solar, nació nuestro mundo tal como lo conocemos hoy. Una vez formada, y dejada en paz como colección demetales y rocas cubierta por una delgada película de agua y aire, la Tierra podría existir para siempre, al menos por loque sabemos hoy. Pero ¿la dejarán en paz? ¿Como y cuando será el fin del mundo?El objeto más cercano, de tamaño suficiente y energía bastante para afectar seriamente a la Tierra es el Sol. Mientras elSol mantenga su actual nivel de actividad (como lleva haciendo durante miles de millones de años), la Tierra seguiráesencialmente inmutable. Ahora bien, ¿puede el Sol mantener para siempre ese nivel? Y, caso de que no, ¿qué cambiose producirá y cómo afectará esto a la Tierra?Hasta los años treinta parecía evidente que el Sol, como cualquier otro cuerpo caliente, tenía que acabar enfriándose.Vertía y vertía energía al espacio, por lo cual este inmenso torrente tendría que disminuir y reducirse poco a poco a unsimple chorrito. El Sol se haría naranja, luego rojo, iría apagándose cada vez más y finalmente se apagaría.En estas condiciones, también la Tierra se iría enfriando lentamente. El agua se congelaría y las regiones polares seríancada vez más extensas. En último término, ni siquiera las regiones ecuatoriales tendrían suficiente calor para mantener lavida. El océano entero se congelaría en un bloque macizo de hielo e incluso el aire se licuaría primero y luego secongelaría. Durante billones de años, esta Tierra gélida seguiría girando alrededor del difunto Sol.Pero aun en esas condiciones, la Tierra, como planeta, seguiría existiendo.Sin embargo, durante la década de los treinta, los científicos nucleares empezaron por primera vez a calcular lasreacciones nucleares que tienen lugar en el interior del Sol y otras estrellas. Y hallaron que aunque el Sol tiene queacabar por enfriarse, habrá períodos de fuerte calentamiento antes de ese fin. Una vez consumida la mayor parte delcombustible básico, que es el hidrógeno, empezarán a desarrollarse otras reacciones nucleares, que calentarán el Sol yharán que se expanda enormemente.Aunque emitirá una cantidad mayor de calor, cada porción de su ahora vastísima superficie tocará a una fracción muchomás pequeña de ese calor y será, por tanto, más fría. El Sol se convertirá en una gigante roja. En tales condiciones esprobable que la Tierra se convierta en un ascua y luego se vaporice. En ese momento, la Tierra, como cuerpo planetariosólido, acabará sus días. Pero no os preocupéis demasiado. Echadle todavía unos ocho mil millones de años.
  14. 14. Eclipses de sol y LunaUn eclipse solar consiste en el oscurecimiento total o parcial del Sol que se observa desde un planeta por el paso de unsatélite, como por ejemplo el paso de la Luna entre el Sol y la Tierra. Un eclipse de Sol sólo es visible en una estrechafranja de la superficie de la Tierra. Cuando la Luna se interpone entre el Sol y la Tierra, proyecta sombra en unadeterminada parte de la superficie terrestre, y un determinado punto de la Tierra puede estar inmerso en el cono desombra o en el cono de penumbra.Aquellos que se encuentren en la zona en la cual se proyecta el cono de sombra verán el disco de la Luna superponerseíntegramente al del Sol, y en este caso se tendrá un eclipse solar total. Quienes se encuentren en una zona interceptadapor el cono de penumbra, verán el disco de la Luna superponerse sólo en parte al del Sol, y se tiene un eclipse solarparcial.Se da también un tercer caso, cuando la Luna nueva se encuentra en el nodo a una distancia mayor con respecto a lamedia, entonces su diámetro aparente es más pequeño con respecto al habitual y su disco no alcanza a cubrirexactamente el del Sol. En estas circunstancias, sobre una cierta franja de la Tierra incide no el cono de sombra sino suprolongación, y se tiene un eclipse solar anular, pues alrededor del disco lunar queda visible un anillo luminoso.Según se produzca una de estas situaciones en los eclipses, se habla de zonas de totalidad, de parcialidad o deanularidad, haciendo referencia con ello al tipo de eclipse que se puede observar desde cualquier punto de la superficieterrestre. A causa del movimiento de la Luna alrededor de la Tierra y del movimiento de la Tierra alrededor de sí misma,la sombra de la Luna sobre la superficie terrestre se mueve a unos 15 km/s. La fase de totalidad para un determinadopunto geográfico no supera por tanto los ocho minutos. Esta zona puede tener anchura y longitud máxima de 200 y15.000 km respectivamente.Un eclipse lunar consiste en el paso de un satélite planetario, como la Luna, por la sombra proyectada por el planeta, deforma que la iluminación directa del satélite por parte del Sol se interrumpe. Tienen lugar únicamente cerca de la fase deluna llena, y pueden ser observados desde amplias zonas de la superficie terrestre, particularmente de todo el hemisferioque no es iluminado por el Sol, siempre que la Luna esté por encima del horizonte.Normalmente la desaparición de la Luna no es total; su disco queda iluminado por la luz dispersada por la atmósferaterrestre y adquiere un halo rojizo. La sombra total o umbra producida por la tierra queda rodeada por una región desombra parcial llamada penumbra. En las etapas iniciales y postreras del eclipse lunar, la Luna entra en penumbra.Dependiendo de si la luna entra o no completamente en zona de umbra se pueden distinguir los eclipses totales de Luna,cuando el satélite se sumerge completamente en umbra, los eclipses parciales de Luna, cuando penetra sólo en parte enumbra y sólo una parte de la superficie lunar es visiblemente oscurecida, y los eclipses de penumbra, cuando la Lunapasa sólo a través del cono de penumbra, difícilmente perceptibles a simple vista y únicamente evidentes medianteadecuadas técnicas fotográficas.La duración máxima de los eclipses totales de Luna es de 3, 5 horas. Se define la magnitud de un eclipse lunar como lalongitud del camino lunar a través de la umbra dividido por el diámetro aparente de la Luna.El estudio de los eclipses de Luna, además de permitir medidas astronómicas como la verificación de los momentos decontacto entre el disco de nuestro satélite natural y el cono de sombra, es útil para analizar de forma indirecta lascondiciones de la atmósfera terrestre, pues la densidad y coloración de los conos de umbra y penumbra están muyinfluidos por la presencia de ozono y polvo en suspensión en los diversos estratos de la atmósfera.
  15. 15. El sol y la vidaUno de los pocos puntos sobre el cual los científicos actuales están de acuerdo con los de la antiguedad es que el Sol esla fuente de toda forma de vida sobre la Tierra. El continuo fluir de energía radiante que baña la superficie de nuestroplaneta, y que proviene de aquél auténtico infierno termonuclear que es el Sol, ha permitido a la vida desarrollarse yprosperar.Los estudios más precisos sobre el Sol han revelado que nuestro astro rey no posee zonas verdaderamente sólidas.Aparece como una enorme bola de gas, en cuyo centro la presión gravitacional es tan alta como para hacer que el gasse convierta en semisólido.El Sol tiene una superficie amarilla luminosa, conocida como fotosfera, con una temperatura variable entre los 10.000OºC y los 4.400O ºC en la parte más externa. Son temperaturas extremadamente altas, pero casi sin valor en comparacióncon las de su núcleo que, se estima, superaría los 15 millones de grados centígrados. Sobre la fotosfera existe unacobertura de gas de color rosado que tiene temperaturas que oscilan entre los 4.400 y el millon de grados centígrados.Es conocida como cromosfera.La región del Sol más externa y extensa que se conoce es la corona, compuesta de vapores, filamentos y rayos de luzblanca. El gas que la alimenta está a unos dos millones de grados centígrados y, precisamente a causa de estasaltísimas temperaturas, el gas ionizado de la corona (llamado plasma), es impulsado desde la superficie del Sol hacia elespacio. Estas partículas de la corona solar constituyen el viento solar, que llega hasta la Tierra.Las manchas solares, uno de los fenómenos más conocidos de nuestro astro, son probablemente vórtices de gasprovocados por complicadas corrientes gaseosas del Sol. Cuando la actividad solar es muy intensa, se observan lasllamadas protuberancias, lenguas luminosas que salen de la cromosfera, y las famosas erupciones.Existen muchas relaciones entre los fenómenos solares y la vida sobre la Tierra. Una relación evidente es la que hayentre actividad solar y crecimiento de las plantas. El espesor de los anillos de los árboles es mayor durante la época demáxima actividad del Sol.Uno de los fenómenos básicos en la evolución de los seres vivos sobre nuestro planeta es la fotosíntesis, proceso envirtud del cual los organismos con clorofila, como las plantas verdes, las algas y algunas bacterias, capturan energía enforma de luz y la transforman en energía química. Prácticamente toda la energía que consume la vida de la biosferaterrestre procede de la fotosíntesis y, sin el Sol, esta sería imposible.Incluso se especula que la historia de la humanidad puede estar influenciada por ella. En 1789, el año de la RevoluciónFrancesa, se tuvo el máximo de actividad solar. Tal vez fue sólo un caso, porque otros acontecimientos históricosimportantes se produjeron en períodos de baja actividad.Las interrogantes aún existentes sobre nuestra estrella son muchas. La primera entre todas es la relativa a su vida: ¿porcuanto tiempo continuará el Sol proporcionando a la Tierra la energía vital? El proceso vital del Sol es el mismo queproporciona la energía para una bomba H y el propio Sol es comparable a la explosión controlada de millones y millonesde bombas de hidrógeno que estallan ininterrumpidamente. Sólo puede decirse una cosa: cuando este ciclo seinterrumpa y el Sol se apague, habrán transcurrido miles de millones de años.
  16. 16. El Telescopio espacial HubbleEl Telescopio espacial Hubble está situado en los bordes exteriores de la atmósfera, en órbita circular alrededoralrededor de la Tierra a 593 kilómetros sobre el nivel del mar, que tarda en recorrer entre 96 y 97 minutos. Fue puesto enórbita el 24 de abril de 1990 como un proyecto conjunto de la NASA y de la ESA. El telescopio puede obtenerresoluciones ópticas mayores de 0, segundo de arco. Tiene un peso en torno a 11.000 kilos, es de forma cilíndrica y tieneuna longitud de 13,2 m y un diámetro máximo de 4,2 metros. El telescopio es reflector y dispone de dos espejos, teniendo el principal 2, 4 metros de diámetro. Para laexploración del cielo incorpora varios espectrómetros y tres cámaras, una de campo estrecho para fotografiar zonaspequeñas del espacio (de brillo débil por su lejanía), otra de campo ancho para obtener imágenes de planetas y unatercera infrarroja. Mediante dos paneles solares genera electricidad que alimenta las cámaras, los cuatro motoresempleados para orientar y estabilizar el telescopio y el equipos de refrigeración de la cámara infrarroja y el espectrómetroque trabajan a -180 ºC. Desde su lanzamiento, el telescopio ha recibido varias visitas de los astronautas para corregir diversos errores defuncionamiento e instalar equipo adicional. Debido al rozamiento con la atmósfera (muy tenue a esa altura), el telescopiova perdiendo peso muy lentamente, ganando velocidad, de modo que cada vez que es visitado, el transbordador espacialha de empujarlo a una órbita ligeramente más alta. La ventaja de disponer de un telescopio más allá de la atmósfera radica principalmente en que ésta absorbeciertas longitudes de onda de la radiación electromagnética que incide sobre la Tierra, especialmente en el infrarrojo loque oscurece las imágenes obtenidas, disminuyendo su calidad y limitando el alcance, o resolución, de los telescopiosterrestres. Además, éstos se ven afectados también por factores meteorológicos (presencia de nubes) y la contaminaciónlumínica ocasionada por los grandes asentamientos urbanos, lo que reduce las posibilidades de ubicación de telescopiosterrestres. Desde que fue puesto en órbita en 1990 para eludir la distorsión de la atmósfera - históricamente, el problema detodos los telescopios terrestres -, el Hubble ha permitido a los científicos ver el Universo con una claridad jamás lograda.Con sus observaciones, los astrónomos confirmaron la existencia de los agujeros negros, aclararon ideas sobre elnacimiento del Universo en una gran explosión, el Big Bang, ocurrida hace unos 13.700 millones de años, y revelaronnuevas galaxias y sistemas en los rincones más recónditos del cosmos. El Hubble también ayudó a los científicos aestablecer que el sistema solar es mucho más joven que el Universo. En principio se pensó traer el telescopio de vuelta a la Tierra cada cinco años para darle mantenimiento, y queademás habría una misión de mantenimiento en el espacio en cada periodo. Posteriormente, viendo las complicaciones yriesgos que involucraba hecer regresar el instrumento a la Tierra y volver a lanzarlo, se decidió que habría una misión demantenimiento en el espacio cada tres años, quedando la primera de ellas programada para diciembre de 1993. Cuandoal poco tiempo de haber sido lanzado, se descubrió que el Hubble padecía de una aberración óptica debida a un error deconstrucción, los responsables empezaron a contar los días para esta primera misión de mantenimiento, con laesperanza de que pudiera corregirse el error en la óptica.A partir de que en esa primera misión de mantenimiento se instaló un sistema para corregir la óptica del telescopio,sacrificando para ello un instrumento (el fotómetro rápido), el Hubble ha demostrado ser un instrumento sin igual, capazde realizar observaciones que repercuten continuamente en nuestras ideas acerca del Universo.El Hubble ha proporcionado imágenes dramáticas de la colisión del cometa Shoemaker-Levy 9 con el planeta Júpiter en1994, así como la evidencia de la existencia de planetas orbitando otras estrellas. Algunas de las observaciones que hanllevado al modelo actual del universo en expansión se obtuvieron con este telescopio. La teoría de que la mayoría de lasgalaxias alojan un agujero negro en su núcleo ha sido parcialmente confirmada por numerosas observaciones.En diciembre de 1995, el telescopio fotografió el campo profundo del Hubble, una región del tamaño de una treintamillonésima parte del área del cielo que contiene varios miles de galaxias. Una imagen similar del hemisferio sur fuetomada en 1998 apreciándose notables similitudes entre ambas, lo que ha reforzado el principio que postula que laestructura del Universo es independiente de la dirección en la cual se mira.
  17. 17. Radioastronomía: las ondas del espacioLa radioastronomía, importante rama de la astronomía, estudia los cuerpos celestes a través de sus emisiones en eldominio de las ondas de radio.A finales de los anos 1920, un joven ingeniero americano. Karl Jansky estaba trabajando en Holmdel (New Jersey) en lainvestigación de las causas de perturbaciones de radio de origen atmosférico que intervienen con las transmisiones delarga distancia. Jansky construyó una antena formada por una estructura metálica en forma de jaula y la suspendió sobrelas ruedas de un viejo Ford, de manera que un motor pudicra hacer girar la antena en diferentes direcciones. Despuéscomenzó un largo y paciente trabajo de recopilación de datos, que consistía en el registro de los diferentes tipos deruidos de radio captados en diferentes longitudes de onda, pero sobre todo en las ondas cortas y desde variasdirecciones del cielo.Los resultados de este trabajo indicaron la existencia de tres tipos de interferencias: descargas breves procedentes detemporales locales; descargas análogas correspondientes a temporales muy lejanos: silbidos persistentes procedentesde una misteriosa fuente en movimiento regular a través del cielo. Después de meses de intensa investigación Jansky llegó, en la primavera de 1932 a la conclusión de que lafuente de aquel ruido estaba localizada en la constelación de Sagitario: en la dirección del núcleo de nuestra Galaxia. La noticia causó gran conmoción entre el público y se hicieron múltiples conjeturas sobre el origen de aquellasseñales: sin embargo el propio Jansky, que no era un astrónomo, se dio cuenta que no había nada de misterioso en ellascomprendió que muchos cuerpos celestes, además de irradiar energía, bajo forma de luz visible, lo hacen también bajoforma de ondas de radio. Nacía un nuevo instrumento de investigación astronómica. que ofrecía la posibilidad de estudiar los cuerposcelestes no sólo a través del telescopio, sino también a través de las antenas de radio: aquellas que más tarde sellamaron Radiotelescopio. Tal vez los tiempos no estaban lo suficientemente maduros para que la nueva ciencia pudiera desarrollarse, perolo cierto es que la solicitud de Jansky para construir una nueva antena con forma de Paraboloide para profundizar en losestudios no fue atendida. Las investigaciones del joven ingeniero de la Bell Telephone fueron tomadas por otro americano, Grote Reber,que puede definirse como el primer y auténtico radioastrónomo del mundo. No obstante, sólo después de la segunda guerra mundial, gracias también a los desarrollos de las tecnologías delRadar, la radioastronomía pudo despegar definitivamente llevando a los astrónomos al descubrimiento de un nuevoUniverso.Los mecanismos físicos que están en la base de las emisiones de radio por parte de los objetos celestes, son diferentesde aquellos que hacen brillar a los mismos objetos con luz visible. Mientras casi todas las ondas electromagnéticascomprendidas en el espectro visible tienen un origen térmico (es decir son consecuencia de la elevada temperatura a laque se encuentra la materia de objetos celestes como las estrellas), las ondas electromagnéticas comprendidas en elespectro radio se deben, sobre todo, al movimiento de partículas elementales cargadas de energía; uno de losmecanismos típicos de la emisión de radio-ondas celestes es, por ejemplo, la llamada radiación de Sincrotón: elmovimiento en espiral de los haces de electrones que se desplazan a la velocidad de la luz a través de los camposmagnéticos estelares o galácticos.No todos los cuerpos celestes que son potentes emisoras de ondas visibles lo son también de ondas electromagnéticas.Por ejemplo el Sol y las estrellas, que vemos fácilmente a simple vista, son debilísimas fuentes de radiaciónelectromagnética. Si nuestros ojos fueran sensibles a las ondas de radio en lugar de a la luz visible, el cielo cambiaría deaspecto. El Sol se convertiría en una débil fuente, la Luna y los planetas serían casi invisibles, casi todas las estrellasdesaparecerían de la escena y el cielo estaría dominado por una franja intensa, la Vía Láctea (correspondiente al planoecuatorial de nuestra Galaxia). Aquí flujos de partículas componentes de los rayos cósmicos producen la radiación desincrotón.
  18. 18. Además de esta franja desmesurada que ocuparía la íntegra bóveda celeste, veríamos también fuentes aisladasen el interior de nuestra Galaxia, correspondientes a Supernovas, Púlsar, Nebulosas. Podríamos incluso divisar objetosmuy lejanos que se encuentran más allá de nuestra Galaxia, como galaxias externas del tipo de Andrómeda, y tambiénlos Quásar, es decir los misteriosos núcleos de galaxias que parecen encontrarse en los confines del Universo. La radioastronomía ha incrementado notablemente los conocimientos del Universo a todos los niveles. En laescala planetaria, por ejemplo, ciertos mecanismos de interacción entre campos magnéticos locales partículas se hanconocido gracias a las observaciones radio, como en el caso de Júpiter, que emite radiación de sincrotrón precisamenteen virtud del potente campo magnético que lo rodea. Del Sol se podido estudiar algunos fenómenos como las manchas y las erupciones, que son sedes de emisionesde radio. Incluso las lluvias anuales de meteoros se han convertido en un objeto de investigación radioastronómica,gracias a que las trazas de las partículas que se queman en la atmósfera ionizan los átomos por lo tanto, puedencaptarse con técnicas de radio, incluso en pleno día. En una escala más amplia se ha descubierto que nuestra Galaxia no sólo está compuesta de un conjunto deestrellas, sino que también hay, entre ellas, grandes cantidades de hidrógeno frío e invisible a la observación coninstrumentos ópticos. La distribución de este gas, y el hecho de que él le confiere a nuestra Galaxia la característicaconfiguración de disco espiraliforme, son un resultado de la investigación del ciclo por medio de las ondas de radio. Elhidrógeno frío es visible en el dominio de las radio-ondas, porque tiene una emisión característica en la longitud de on dade los 21 cm., que se debe a espontáneas inversiones de rotación de sus electrones como consecuencia de la absorciónde energía.Uno de los logros de la radioastronomía consiste en la individualización de numerosas especies de Moléculasinterestelares. En una escala extragaláctica, la radioastronomía ha hecho importantes confirmaciones de la teoríacosmológica del Universo en expansión después de un Big Bang inicial, gracias al descubrimiento de radiofuenteslejanas que muestran un fuerte Desplazamiento hacia el rojo y gracias al descubrimiento de la Radiación de fondo.También las radiofuentes están catalogadas con criterios análogos a los de los catálogos estelares. Originariamente sesolían indicar las fuentes que estaba dentro de una misma constelación con una letra de alfabeto a partir de la A,respetando el orden de magnitud. Por ejemplo, la radiofuente más potente de la constelación de Tauro, la famosanebulosa del Cangrejo, fue denominada Taurus A. Sin embargo, el número de radiofuentes se ha incremento tanto en losúltimos años, que esta simple catalogación se ha de mostrado insuficiente.
  19. 19. Saturno y las sondas VoyagerSaturno, el sexto planeta del Sol, está en órbita a una distancia de 1.430 millones de kilometros y es el segundo entamaño de nuestro sistema solar. Muchos misterios relativos al señor de los anillos han sido desvelados gracias a lassondas espaciales Voyager 1 y 2, que han convertido en obsoletos hasta algunos datos enviados en 1979 por la sondaPioneer 11.Saturno, como su gigantesco vecino Júpiter, posee, con toda probabilidad, un núcleo rocoso e incandescente. Sinembargo esto no significa que sea un planeta caliente: el corazón candente de Saturno está rodeado por una densacubierta de hidrógeno sólido, alrededor del cual hay una capa de gas líquido y hielo que provocan, en la nubosaatmósfera que envuelve su superficie, temperaturas muy bajas.En cuanto a su atmósfera, un mortífero combinado de hidrógeno, helio, amoníaco y metano, puede decirse que esmenos turbulenta que la de Júpiter, pero no por esto completamente tranquila. La notable velocidad de rotación deSaturno alrededor de su eje (el día saturniano sólo dura diez horas y catorce minutos) hace que esté recorrida porcinturones de gases multicolores, cuyo único valor es el de convertir al planeta en variopinto a los ojos de losastrónomos.No obstante, lo que más ha fascinado y llamado la atención de los estudiosos por más de trescientos años, son losfamosos anillos. A medida que eran descubiertos, los anillos han sido bautizados con las primeras letras del alfabeto porlo que no indican, en la sucesión, su posición real con respecto al planeta. Su secuencia, partiendo del planeta y yendohacia afuera es, en efecto: D, C, B, A, F y E. La sonda Voyager 1, durante su cercano encuentro con Saturno, envióespléndidas imágenes de los anillos, poniendo en evidencia que, en realidad, otros centenares de pequeños anillosestaban comprendidos entre los viejos anillos A, B y C, invalidando así la teoria que consideraba a estos tres anilloscomo un único disco de materia.El Voyager 1 ha revelado, además, que el anillo F, descubierto en 1979 por el Pioneer 11, está a su vez fraccionado entres partes, recorridas por pequeños anillos, y ha confirmado la existencia del anillo D al que ha fotografiado durante supaso a través de la sombra de Saturno. También el tenue anillo E, visible desde la Tierra cada quince años, cuandoSaturno está en una determinada posición con respecto a nuestro planeta, ha sido observado por el Voyager 1.En lo que respecta a la composición de los anillos, con un ancho total de 65.000 km. y con un grosor de sólo algunos km., se piensa que están formados por bolas de nieve heladas o por rocas recubiertas de hielo, cuyas dimensiones varíandesde algunas micras a un metro de diámetro.Pero los descubrimientos del Voyager 1 no terminaron aquí. También en lo relativo a los satélites de Saturno la sonda dela NASA nos ha enviado excepcionales informaciones. Hasta el día de su encuentro con Saturno se sabía que el planetade los anillos tenía una decena de lunas, de las cuales la más próxima era Jano, la más distante Febo y la másinteresante, por las dimensiones y atmósfera, Titán.En sólo doce horas de observación del Voyager, los satélites de Saturno se han convertido en 15. La sonda habíafotografiado, efectivamente 6 pequeñas lunas, algunas de las cuales eran observadas por primera vez. Dos de ellas, lossatélites número 10 y 11, están situados en la misma órbita a 91.000 km. de Saturno. En cambio, poco se sabe todavíade los satélites número 12, 13, 14 y 15, excepción hecha de la trayectoria de sus órbitas.Las sondas gemelas Voyager 1 y 2, fueron hechas en tiempo útil para aprovechar la "ventana de lanzamiento" de 1977.En aquel año, gracias a la alineación de los planetas externos, fue posible aprovechar su fuerza de gravedad para enviarsondas espaciales en misión a Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. El campo gravitatorio de un planeta habría impulsadoa la sonda hacia el planeta sucesivo, supliendo así la necesidad de una gran reserva de combustible, indispensable parallevar a cabo un viaje tan largo.Completamente automáticas, las sondas Voyager debían estar en contacto con tierra a través de monitores, perotambién debían ser notablemente autónomas y tener la capacidad de modificar por sí mismas si fuera necesario, supropia ruta. Cada sonda funciona con 400 vatios de energía eléctrica proporcionada por generadores nucleares, mientrasla transmisión de los datos a través de los millones de km. que separan a los Voyager de la Tierra, está asegurada por untransmisor de sólo 25 vatios, la potencia de una pequeña bombilla familiar.
  20. 20. Un dato anecdótico: el encuentro del Voyager 1 con Saturno comenzó el 22 de agosto de 1980 y se concluyó el 12 denoviembre del mismo año, cuando la fuerza gravitatoria de Saturno modificó la trayectoria de la sonda impulsándola fueradel plano elíptico. El Voyager 1, que también ha explorado los satélites internos de Saturno (Mimas, Encéladus, Tetis,Dione, Rhea), mostrando que casi todos tienen una superficie similar a la de nuestra Luna, entró en una trayectoria haciafuera de nuestro sistema solar. En cambio, el Voyager 2, siguió su trayectoria para un encuentro con Urano.
  21. 21. Cohetes Rusos y AmericanosLos desarrollos tecnológicos, conjuntamente a consideraciones políticas interesadas, influyeron inmediatamente despuésde la Segunda Guerra Mundial en la evolución de los cohetes. Los últimos meses de guerra, por otra parte, habíandemostrado el evidente potencial destructivo de los misiles.Cuando las tropas soviéticas y americanas entraron en Berlín, todos los ingenieros misilísticos de Peenemundeterminaron por ser raptados, en parte por los americanos y en parte por los rusos. En sus nuevas patrias los ingenierosalemanes construirían más tarde una generación de nuevas armas que convertirían a los EEUU y a la URSS ensuperpotencias. Los soviéticos, temerosos de la potencia americana en los convencionales bombarderos de amplio radio deacción, se dedicaron de inmediato a un programa que, a través del desarrollo de los cohetes a combustible líquido,llevaría a la creación del primer misil balístico intercontinental. Bajo la guía de los ingenieros alemanes, los rusoslanzaron su primer V2 en octubre de 1947 y más tarde, en 1949, lograron realizar un misil más avanzado que llamaronT1.Cinco años más tarde, en 1954, los rusos construirán ya vehículos de varias secciones, los primeros de una generaciónde misiles de largo alcance, capaces de llevar sus cabezas atómicas a las bases enemigas a miles de quilómetros dedistancia. También los expertos americanos utilizaron la V2 como punto de partida para desarrollar una nueva tecnologíamilitar. Baste recordar que entre 1946 y 1951 unos sesenta y seis V2 fueron lanzados de la base de White Sands en NewMexico. A diferencia de los rusos, los americanos, confiando en la potencia de sus bombarderos de gran autonomía, alprincipio no construyeron grandes misiles y prefirieron concentrar sus esfuerzos en el diseño de pequeños cohetestácticos. Sin embargo, en 1947, también los americanos se dedicaron al estudio de misiles balísticos intercontinentalespara estar preparados, en caso necesario, a combatir a los soviéticos. Surgieron tres proyectos diferentes. El primero fue llamado "Teetotaler" porque no se utiliza alcohol en elcarburante; el segundo fue bautizado "Old Fashioned" (viejo estilo) porque se basaba en la vieja V 2; el tercero sedenominó Manhattam porque el cohete transportaría una bomba atómica, la criatura del llamado proyecto Manhattan.Aparecieron así una serie de cohetes. El primero, simple reelaboración de una V 2, fue llamado Bumper: se habíalogrado acoplando la primera sección de una V 2 con la segunda sección de un misil Wac Corporal. El vehículo presentóde inmediato muchos problemas y pronto fue abandonado. Después del programa Bumper el ejército americano construyó el primer misil operativo. El grupo de trabajoestaba dirigido por el ingeniero alemán Werner von Braun, que más tarde se convertiría en ciudadano americano. Losestudios para el nuevo cohete se basaron en la vieja V 2 y el misil fue bautizado ~Redstone~. El primer lanzamiento serealizó con éxito en 1953. Pero los americanos advirtieron su error en el desarrollo de misiles militares. Para superarlo, nace el programaAtlas. Comparado con el Redstone, el nuevo cohete era un gigante. Había comenzado así la era de los grandes cohetesamericanos que tendría un posterior e importante desarrollo a finales de 1955, cuando comenzaron los trabajos sobredos misiles de alcance intermedio: el Thor y el Júpiter.
  22. 22. El proyecto Mercury en órbitaEI 12 de abril de 1961 los soviéticos lanzaron el primer hombre al espacio. La respuesta americana se produce menos decuatro semanas más tarde con el primer vuelo del proyecto "Mercury", el programa iniciado con el fin de paliar la ventajaadquirida por los soviéticos en el vuelo espacial humano. El 5 de mayo de 1961 el comandante Alan B. Shepard, un oficial de la Marina, se convierte en el primerastronauta americano propiamente dicho. Aunque Shepard no estuvo en órbita alrededor de la Tierra, alcanzó con sucápsula la altura de 186 km., una cota más que suficiente para ganarse el "título" de astronauta que, según unavaloración de la NASA, corresponde a quien haya superado la altura de 80 km. Con su "Mercury 3", rebautizada "Freedom 7" y colocada en la cima de un misil Redstone modificado para estepropósito, Shepard permaneció en vuelo 15 mintuos y 22 segundos antes de amerizar en el Atlántico: un tiemporelativamente corto, pero suficiente para demostrar que el hombre podía controlar manualmente una astronave encondiciones de ausencia de peso. El vuelo suborbital de Shepard fue repetido el 21 de julio de 1961 por su colega Virgil Grissom, un mayor de laaviación que con la cápsula "Liberty Bell 7" alcanzó la altura de 190 km.Para llegar al primer vuelo orbital del proyecto Mercury fue preciso esperar hasta el año siguiente cuando, el 20 defebrero de 1962, los EE.UU. pusieron su primer astronauta en órbita. La astronave era la "Mercury 6", colocada sobre unmisil Atlas, adecuadamente modificado. El primer americano en volar en órbita fue el teniente coronel de los Marines, John Glenn. Glenn, con la cápsula"Friendship 7", permaneció en órbita cuatro horas cincuenta y cinco minituos, completando 3 órbitas alrededor de laTierra antes de descender sin problemas y alcanzar el objetivo de la misión: poner a prueba las bondades de la cápsula"Mercury", como astronave orbital. Como había sucedido con Shepard, el vuelo orbital de Glenn es repetido el 24 de mayo de 1962 por su colegaScott Carpenter, que con la cápsula "Aurora 7" realizó una misión prácticamente idéntica. El 11 de agosto de 1962 los soviéticos volvieron al espacio con la "Vostok 3" pilotada por el mayor AndrianNikolaev, quien al día siguiente fue alcanzado en órbita por el coronel Pavel Popovic a bordo de la "Vostok 4". Las dosastronaves pasaron a una distancia de 6 km. una de otra. El "rendez-vous" no fue posible porque las "Vostok" (como porotra parte también las "Mercury") no tenía motores a cohete y el sistema de control necesario para la reunión orbital. Sinembargo la empresa de los soviéticos tuvo pleno éxito: Nikolaev realizó 64 órbitas y Popovic 48, lo que, naturalmente,impulsó a los americanos a proseguir con gran ímpetu el programa "Mercury". El 3 de octubre de 1962, el comandante de la Marina, Walter M. Schirra fue puesto en órbita con la "Mercury-Atlas 8". Su misión tenía la finalidad de demostrar que el hombre y la cápsula "Mercury" podía trabajar juntos por unperíodo más largo que el totalizado en las empresas precedentes. Schirra lo logró permaneciendo en el espacio 9 horasy 13 minutos, y realizando 6 vueltas alrededor de la Tierra. Bien poco en comparación a las 64 órbitas de Nikolaev, unadiferencia en parte cubierta con la última misión del proyecto, la "Mercury 9" cuando, el 15 de mayo de 1963, el mayorGordon Cooper realizó 22 órbitas permaneciendo en el espacio treinta y cuatro horas y veinte minutos. La batalla por la supremacía en el espacio apenas había comenzado y sólo seis años después, con el primerdescenso americano en la Luna, puede decirse que concluyó a favor de los EE.UU. Al menos, de momento...http://www.astromia.com/astronomia/proyectomercury.htm

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