la tierra

                                                                  la tierra

Es nuestro planeta y el único habitado. Está en la ecosfera, un espacio que rodea al Sol y que tiene las condiciones necesarias para que exista vida.

La Tierra es el mayor de los planetas rocosos. Eso hace que pueda retener una capa de gases, la atmósfera, que dispersa la luz y absorbe calor. De día evita que la Tierra se caliente demasiado y, de noche, que se enfríe.

Siete de cada diez partes de la superficie terrestre están cubiertas de agua. Los mares y océanos también ayudan a regular la temperatura. El agua que se evapora forma nubes y cae en forma de lluvia o nieve, formando rios y lagos. En los polos, que reciben poca energía solar, el agua se hiela y forma los casquetes polares. El del sur és más grande y concentra la mayor reserva de agua dulce.

La Tierra no es una esfera perfecta, sino que tiene forma de pera. Cálculos basados en las perturbaciones de las órbitas de los satélites artificiales revelan que el ecuador se engrosa 21 km; el polo norte está dilatado 10 m y el polo sur está hundido unos 31 metros.

Datos básicos	La Tierra	Orden
Tamaño: radio ecuatorial	6.378 km.	5º
Distancia media al Sol	149.600.000 km.	3º.
Dia: periodo de rotación sobre el eje	23,93 horas	5º.
Año: órbita alrededor del Sol	365,256 dias	3º.
Temperatura media superficial	15 º C	7º.
Gravedad superficial en el ecuador	9,78 m/s2	5º.

Formación de la Tierra

La Tierra se formó hace unos 4.650 millones de años, junto con todo el Sistema Solar. Aunque las piedras más antiguas de la Tierra no tienen más de 4.000 millones de años, los meteoritos, que se corresponden geológicamente con el núcleo de la Tierra, dan fechas de unos 4.500 millones de años, y la cristalización del núcleo y de los cuerpos precursores de los meteoritos, se cree que ocurrió al mismo tiempo, unos 150 millones de años después de formarse la Tierra y el Sistema Solar.

Después de condensarse a partir del polvo cósmico y del gas mediante la atracción gravitacional, la Tierra era casi homogénea y bastante fría. Pero la continuada contracción de materiales y la radiactividad de algunos de los elementos más pesados hizo que se calentara.

Después, comenzó a fundirse bajo la influencia de la gravedad, produciendo la diferenciación entre la corteza, el manto y el núcleo, con los silicatos más ligeros moviéndose hacia arriba para formar la corteza y el manto y los elementos más pesados, sobre todo el hierro y el níquel, cayendo hacia el centro de la Tierra para formar el núcleo.

Al mismo tiempo, la erupción de los numerosos volcanes, provocó la salida de vapores y gases volátiles y ligeros. Algunos eran atrapados por la gravedad de la Tierra y formaron la atmósfera primitiva, mientras que el vapor de agua condensado formó los primeros océanos.

Magnetismo de la Tierra

El magnetismo terrestre significa que la Tierra se comporta como un enorme imán. El físico inglés William Gilbert fue el primero que lo señaló, en 1600, aunque los efectos del magnetismo terrestre se habían utilizado mucho antes en las brújulas primitivas.

La Tierra está rodeada por un potente campo magnético, como si el planeta tuviera un enorme imán en su interior cuyo polo sur estuviera cerca del polo norte geográfico y viceversa. Por paralelismo con los polos geográficos, los polos magnéticos terrestres reciben el nombre de polo norte magnético y polo sur magnético, aunque su magnetismo real sea opuesto al que indican sus nombres.

El polo norte magnético se sitúa hoy cerca de la costa oeste de la isla Bathurst en los Territorios del Noroeste en Canadá. El polo sur magnético está en el extremo del continente antártico en Tierra Adelia.

Las posiciones de los polos magnéticos no son constantes y muestran notables cambios de año en año. Las variaciones en el campo magnético de la Tierra incluyen el cambio en la dirección del campo provocado por el desplazamiento de los polos. Esta es una variación periódica que se repite cada 960 años. También existe una variación anual más pequeña.
La corteza del planeta Tierra está formada por placas que flotan sobre el manto, una capa de materiales calientes y pastosos que, a veces, salen por una grieta formando volcanes.

La densidad y la presión aumentan hacia el centro de la Tierra. En el núcleo están los materiales más pesados, los metales. El calor los mantiene en estado líquido, con fuertes movimientos. El núcleo interno es sólido.

Las fuerzas internas de la Tierra se notan en el exterior. Los movimientos rápidos originan terremotos. Los lentos forman plegamientos, como los que crearon las montañas.

El rápido movimiento rotatorio y el núcleo metálico generan un campo magnético que, junto a la atmosfera, nos protege de las radiaciones nocivas del Sol y de las otras estrellas.

Capas de la Tierra

Desde el exterior hacia el interior podemos dividir la Tierra en cinco partes:

Atmósfera: Es la cubierta gaseosa que rodea el cuerpo sólido del planeta. Tiene un grosor de más de 1.100 km, aunque la mitad de su masa se concentra en los 5,6 km más bajos.

Hidrosfera: Se compone principalmente de océanos, pero en sentido estricto comprende todas las superficies acuáticas del mundo, como mares interiores, lagos, ríos y aguas subterráneas. La profundidad media de los océanos es de 3.794 m, más de cinco veces la altura media de los continentes.

Litosfera: Compuesta sobre todo por la corteza terrestre, se extiende hasta los 100 km de profundidad. Las rocas de la litosfera tienen una densidad media de 2,7 veces la del agua y se componen casi por completo de 11 elementos, que juntos forman el 99,5% de su masa. El más abundante es el oxígeno, seguido por el silicio, aluminio, hierro, calcio, sodio, potasio, magnesio, titanio, hidrógeno y fósforo. Además, aparecen otros 11 elementos en cantidades menores del 0,1: carbono, manganeso, azufre, bario, cloro, cromo, flúor, circonio, níquel, estroncio y vanadio. Los elementos están presentes en la litosfera casi por completo en forma de compuestos más que en su estado libre.

La litosfera comprende dos capas, la corteza y el manto superior, que se dividen en unas doce placas tectónicas rígidas. El manto superior está separado de la corteza por una discontinuidad sísmica, la discontinuidad de Mohorovicic, y del manto inferior por una zona débil conocida como astenosfera. Las rocas plásticas y parcialmente fundidas de la astenosfera, de 100 km de grosor, permiten a los continentes trasladarse por la superficie terrestre y a los océanos abrirse y cerrarse.

Manto: Se extiende desde la base de la corteza hasta una profundidad de unos 2.900 km. Excepto en la zona conocida como astenosfera, es sólido y su densidad, que aumenta con la profundidad, oscila de 3,3 a 6. El manto superior se compone de hierro y silicatos de magnesio como el olivino y el inferior de una mezcla de óxidos de magnesio, hierro y silicio.

Núcleo: Tiene una capa exterior de unos 2.225 km de grosor con una densidad relativa media de 10 Kg por metro cúbico. Esta capa es probablemente rígida, su superficie exterior tiene depresiones y picos. Por el contrario, el núcleo interior, cuyo radio es de unos 1.275 km, es sólido. Ambas capas del núcleo se componen de hierro con un pequeño porcentaje de níquel y de otros elementos. Las temperaturas del núcleo interior pueden llegar a los 6.650 °C y su densidad media es de 13. Su presión (medida en GigaPascal, GPa) es millones de veces la presión en la superficie.

El núcleo interno irradia continuamente un calor intenso hacia afuera, a través de las diversas capas concéntricas que forman la porción sólida del planeta. La fuente de este calor es la energía liberada por la desintegración del uranio y otros elementos radiactivos. Las corrientes de convección dentro del manto trasladan la mayor parte de la energía térmica de la Tierra hasta la superficie.

La órbita de la Tierra es elíptica: hay momentos en que se encuentra más cerca del Sol y otros en que está más lejos. Además, el eje de rotación del planeta está un poco inclinado respecto al plano de la órbita. Al cabo del año parece que el Sol sube y baja.

El camino aparente del Sol se llama eclíptica, y pasa sobre el ecuador de la Tierra a principios de la primavera y del otoño. Estos puntos son los equinocios. En ellos el día y la noche duran igual. Los puntos de la eclíptica más alejados del ecuador se llaman solsticios, y señalan el principio del invierno y del verano.

Cerca de los solsticios, los rayos solares caen más verticales sobre uno de los dos hemisferios y lo calientan más. Es el verano. Mientras, el otro hemisferio de la Tierra recibe los rayos más inclinados, han de atravesar más trozo de atmosfera y se enfrían antes de llegar a tierra. Es el invierno.
Al igual que todo el Sistema Solar, la Tierra se mueve por el espacio a unos 20,1 km/s o 72,360 km/h hacia la constelación de Hércules. Sin embargo, la Vía Láctea como un todo, se mueve hacia la constelación de Leo a 600 km/s.

Traslación: La Tierra y la Luna giran juntas en una órbita elíptica alrededor del Sol. La excentricidad de la órbita es pequeña, tanto que la órbita es prácticamente un círculo. La circunferencia aproximada de la órbita de la Tierra es de 938.900.000 km y nuestro planeta viaja a lo largo de ella a una velocidad de unos 106.000 km/h.

Rotación: La Tierra gira sobre su eje una vez cada 23 horas, 56 minutos y 4,1 segundos. Por lo tanto, un punto del ecuador gira a poco más de 1.600 km/h y un punto de la Tierra a 45° de altitud N, gira a unos 1.073 km/h.

Otros movimientos: Además de estos movimientos primarios, hay otros componentes en el movimiento total de la Tierra como la precesión de los equinoccios y la nutación, una variación periódica en la inclinación del eje de la Tierra provocada por la atracción gravitacional del Sol y de la Luna

los satelites

¿Qué puede llegar a ver un satélite?, ¿de qué modo ayudan a predecir el tiempo?

Para responder a estas cuestiones primero debemos saber qué es un satélite.
Un satélite artificial es un cuerpo lanzado desde la superficie terrestre que circula u orbita en torno a la Tierra. Lo que permite que el satélite no caiga por la acción de la fuerza de la gravedad y quede “suspendido” en el espacio es el equilibrio que se produce entre la fuerza gravitatoria, que tira del satélite hacia abajo, y la fuerza de inercia, que, en este caso, se llama fuerza centrífuga, la cual tiende a alejar al satélite o “sacarlo” hacia fuera.

Para lanzar los satélites se utilizan cohetes o lanzaderas espaciales, que hacen dos cosas: subir el satélite a la altura a la que tiene que orbitar, y darle el impulso necesario para que equilibre la fuerza de la gravedad; es decir, para que aparezca una fuerza centrífuga que equilibre la fuerza gravitatoria.

¿Cuántos tipos de satélites hay?

En función de sus aplicaciones, podemos hablar de satélites de telecomunicaciones, meteorológicos, de navegación, militares, de observación de la Tierra, científicos y de radioaficionados, principalmente.

En función de su órbita los satélites meteorológicos pueden ser polares o geostacionarios. Los satélites polares dan la vuelta a la Tierra cada 90 minutos y, se llaman así porque viajan de polo norte a polo sur. Suelen encontrarse a unos 700 km de la Tierra.
Los satélites geoestacionarios se sitúan a 36.000 km del ecuador de la Tierra, y rotan con ésta una vez cada 24 horas.

¿Cómo puede llegar a observar la Tierra un satélite?

Los satélites llevan a bordo distintas cámaras de observación, semejantes a las cámaras fotográficas digitales que todos conocemos. Unas son cámaras “casi” normales, que ven lo mismo que puede ver el ojo humano; otras son cámaras infrarrojas, capaces de captar el calor emitido por la Tierra.

¿En qué consiste un cámara infrarroja? Si miras un arco iris verás que tiene un espectro de color, una banda de colores que van desde el rojo al azul. No obstante, y aunque tú no los veas, antes del rojo y después del azul existen otros colores, invisibles al ojo humano. Antes del rojo, en particular, se encuentra lo que se llama el infrarrojo.

En general ves las cosas que te rodean gracias a la luz que reflejan. Pocas cosas emiten luz visible: el Sol, las estrellas, el fuego, lámparas, focos… No obstante, todas las cosas están emitiendo luz infrarroja, es decir, todos los cuerpos son “lámparas” de luz infrarroja, tanto más intensa cuanto más calientes están. Esto permite que, a través de cámaras especiales capaces de captar este tipo de luz, se pueda analizar y estudiar propiedades de los objetos, de las cosas, que a simple vista no son observables.

Por ejemplo, mirando con una cámara infrarroja la superficie del mar, se puede detectar la presencia de corrientes de agua fría o caliente. Mirando con una cámara infrarroja una gran superficie vegetal o un cultivo se puede estudiar la existencia o no de plagas, o analizar el momento de maduración en el cual se encuentra el cultivo.

Además, los satélites disponen de otros sistemas de análisis y observación que extienden las posibilidades del ojo humano. Uno de estos sistemas es el de observación por radar.

Para que te hagas una idea del funcionamiento de un radar, vamos a acudir a una analogía. Posiblemente andando alguna vez por la montaña, o delante de un gran edificio, habrás experimentado el fenómeno del eco. Habrás lanzado un grito y al cabo de un instante breve habrás oído tu propio grito; esto se llama eco. Lo que sucede es que el sonido de tu voz, al llegar a la pared de la montaña o de un gran edificio, rebota y regresa a tus oídos. Si mides lo que tarda tu voz en ir y venir, puedes hacerte una idea de la distancia a la que se encuentra el objeto sobre el cual ha rebotado.

Este sistema, aunque de un modo más sofisticado, es el que utilizan algunos animales como los murciélagos para “ver” su entorno. Los murciélagos emiten pequeños gritos, de un sonido inaudible llamado ultrasonido, y miden las modificaciones que se producen en ese sonido y el tiempo que tarde el mismo en ir y volver. A partir de esta información consiguen hacerse una imagen del entorno.

Satélite Landsat, NASA

Los satélites hacen algo similar a lo que hacen los murciélagos, pero no utilizan sonido. En el espacio no se propaga el sonido, así que lo que emiten son ondas electromagnéticas, ondas conocidas como microondas. Los satélites emiten pulsos de microondas y miden el tiempo que estos pulsos tardan en ir y regresar y, no solamente eso, sino que, además, miden las modificaciones que sobre ese pulso se han producido. Los tiempos de ida y venida de esos pequeños “gritos” de microondas, y las modificaciones que se producen en sus cualidades dan a los sistemas de radar información sobre la superficie de la Tierra. Por tanto, con los sistemas de cámaras infrarrojas y de radar podemos observar y estudiar cosas que la vista humana no percibe.

Volviendo a los satélites de observación de la superficie terrestre, éstos ayudan en ciertas actividades humanas como:
• La navegación. Han conseguido, por ejemplo, que se haya acortado el tiempo de navegación, al poder visualizar y elegir zonas libres de hielo.
• La observación de los recursos naturales. Los satélites ERTS (Earth Resources Technology Satellite) localizan recursos naturales, como yacimientos minerales, campos petrolíferos, bancos de pesca, etc. También gracias al trabajo de estos satélites, se ha logrado mejorar la irrigación de los valles de Tian Shan y del Himalaya, al facilitar datos precisos sobre la distribución de la nieve de la montaña.
• El estado de nuestro medioambiente. Entre los satélites de observación más conocidos están los satélites Landsat, que han permitido tener imágenes desde el espacio de toda la superficie de la Tierra. Además de identificar la vegetación, las imágenes de Landsat muestran cómo cambia el terreno con el tiempo. El crecimiento de las ciudades, la disminución de las selvas tropicales y de los campos cultivados, la caída de más o menos lluvia, las inundaciones de los ríos, los incendios forestales, la erupción de los volcanes… aparecen claramente en las fotografías Landsat de la misma área tomadas en momentos diferentes.

También permiten ver la evolución de las costas, de las playas, estudiar las manchas de contaminación en alta mar, estudiar las nubes contaminantes de las industrias, o de los volcanes, la deforestación, la desertización, la evolución de las plagas, el seguimiento de los cultivos, etc.

Satélite de vigilancia SPOT

Pero, ¿de qué modo ayudan los satélites a predecir el tiempo?

Sin duda, los satélites meteorológicos han sido y son una de las herramientas más prácticas que ha producido la tecnología espacial para la predicción del tiempo.

Para ello los satélites hacen dos cosas: una radiografía de las nubes, que nos dice cómo son las gotas de grandes, si se está formando granizo, nieve, a qué velocidad se están formando, etc., y luego nos proporcionan una fotografía de su evolución, hacia dónde se va moviendo y de qué manera (los frentes).

El primer satélite con fines meteorológicos fue el Tiros-1, que se lanzó en abril del año 1960. Gracias a él se obtuvieron los primeros datos de la atmósfera y se pudo observar la Tierra desde el espacio. En la tarea del satélite meteorológico tiene especial importancia una especie de cámara de alta resolución que lleva consigo, que es la encargada de fotografiar electrónicamente los sistemas nubosos. Esa información es enviada a la Tierra rápidamente.

Hoy por hoy, los meteorólogos europeos pueden observar con bastante precisión las evoluciones de los frentes que generalmente se forman en el Atlántico y se van desplazando hacia el este con dirección a Europa.

Satélite ERS
Los satélites ERS-1 y ERS-2 fueron lanzados por la ESA en 1991 y 1995, respectivamente, para la observación de la Tierra.

Desde el año 1977 el sistema de observación meteorológica que se utiliza en Europa es el satélite Meteosat . Se encuentra enclavado sobre el Golfo de Guinea, donde se cruza el ecuador terrestre con el meridiano de Greenwich. Gira a la misma velocidad que lo hace la Tierra y dispone de un dispositivo que le obliga a girar sobre sí mismo a 100 revoluciones por minuto.

De esta forma, el ojo electrónico del satélite explora en forma de barrido de este a oeste y línea a línea, la imagen estática de la Tierra. Para completar una imagen necesita veinticinco minutos. La figura capturada digitalmente es enviada por el Meteosat al European Space Opeerations Center, en Alemania, para ser procesada. A la imagen se le corrigen algunas deformaciones, se le añaden los cruces de los meridianos y paralelos y los contornos de los continentes. Una vez arreglada, se vuelve a enviar al satélite y éste la devuelve a la Tierra lista.

¿Tiene el INTA satélites de observación?

Por ahora no, aunque está desarrollando un programa de minisatélites, que podrían realizar, entre otras cosas, tareas de observación de la Tierra. Además, el INTA tiene acceso a las imágenes que son tomadas por muchos satélites que están en órbita alrededor de la Tierra, pero esos satélites no son de su propiedad. Lo que el INTA hace es recibir las imágenes y ponerlas a disposición de los científicos y los investigadores, para que puedan servirse de ellas a la hora de realizar sus estudios. El INTA posee varios centros de distribución de imágenes de satélite, el CREPAD y el NPOC, que son muy utilizados por la Comunidad Científica.

El INTA cuenta con un avión que es capaz de realizar observaciones de la Tierra desde una altura mucho más baja que un satélite. Tiene varios tipos de cámaras, que pueden captar la energía infrarroja e incluso ver fenómenos que resultan completamente invisibles a muchos otros tipos de cámaras.

¿Qué ventajas tiene el avión de observación frente a los satélites? La más importante es que el avión se puede desplazar a cualquier lugar, en cualquier momento, para detectar sobre la marcha un acontecimiento que está teniendo lugar: un incendio, un vertido de petróleo en alta mar, una riada… El satélite tiene unos días de paso programados, que no es posible cambiar (por ejemplo, cada 4 o cada 16 días), y, por ello, es difícil que coincida exactamente con la fecha deseada.

Por otra parte, el avión vuela mucho más bajo que el satélite (3 km, por término medio, frente a 800 km el satélite), lo cual le permite realizar observaciones muy detalladas, con mucha mayor calidad que las del satélite. (Imaginad la diferencia entre observar un cartel desde un primer piso, y hacerlo desde el ático de un rascacielos. Cuanto más bajos estemos, mejor distinguiremos los detalles).

fotosintesis

Fotosíntesis

Fotosíntesis global La fotosíntesis es un proceso en virtud del cual los organismos con clorofila, como las plantas verdes, las algas y algunas bacterias, capturan energía en forma de luz y la transforman en energía química. Prácticamente toda la energía que consume la vida de la biósfera terrestre —la zona del planeta en la cual hay vida— procede de la fotosíntesis. La fotosíntesis se realiza en dos etapas: una serie de reacciones que dependen de la luz y son independientes de la temperatura, y otra serie que dependen de la temperatura y son independientes de la luz. La velocidad de la primera etapa, llamada reacción lumínica, aumenta con la intensidad luminosa (dentro de ciertos límites), pero no con la temperatura. En la segunda etapa, llamada reacción en la oscuridad, la velocidad aumenta con la temperatura (dentro de ciertos límites), pero no con la intensidad luminosa. Fase primaria o lumínica La fase lumínica de la fotosíntesis es una etapa en la que se producen reacciones químicas con la ayuda de la luz solar y la clorofila. La clorofila es un compuesto orgánico, formado por moléculas que contienen átomos de carbono, de hidrógeno, oxígeno, nitrógeno y magnesio. Estos elementos se organizan en una estructura especial: el átomo de magnesio se sitúa en el centro rodeado de todos los demás átomos. Molécula de clorofila La clorofila capta la luz solar, y provoca el rompimiento de la molécula de agua (H2O), separando el hidrógeno (H) del oxígeno (O); es decir, el enlace químico que mantiene unidos al hidrógeno y al oxígeno de la molécula de agua, se rompe por efecto de la luz. El proceso genera oxígeno gaseoso que se libera al ambiente, y la energía no utilizada es almacenada en moléculas especiales llamadas ATP. En consecuencia, cada vez que la luz esté presente, se desencadenará en la planta el proceso descrito. Fase secundaria u oscura La fase oscura de la fotosíntesis es una etapa en la que no se necesita la luz, aunque también se realiza en su presencia. Ocurre en los cloroplastos y depende directamente de los productos obtenidos en la fase lumínica. En esta fase, el hidrógeno formado en la fase anterior se suma al dióxido de carbono gaseoso (CO2) presente en el aire, dando como resultado la producción de compuestos orgánicos, principalmente carbohidratos; es decir, compuestos cuyas moléculas contienen carbono, hidrógeno y oxígeno. Dicho proceso se desencadena gracias a una energía almacenada en moléculas de ATP que da como resultado el carbohidrato llamado glucosa (C6HI2O6), un tipo de compuesto similar al azúcar, y moléculas de agua como desecho. Después de la formación de glucosa, ocurre una secuencia de otras reacciones químicas que dan lugar a la formación de almidón y varios carbohidratos más. A partir de estos productos, la planta elabora lípidos y proteínas necesarios para la formación del tejido vegetal, lo que produce el crecimiento. Cada uno de estos procesos no requiere de la participación de luz ni de la clorofila, y por ende se realiza durante el día y la noche. Por ejemplo, el almidón producido se mezcla con el agua presente en las hojas y es absorbido por unos tubitos minúsculos que existen en el tallo de la planta y, a través de éstos, es transportado hasta la raíz donde se almacena. Este almidón es utilizado para fabricar celulosa, el principal constituyente de la madera. El resultado final, y el más trascendental, es que la planta guarda en su interior la energía que proviene del Sol.  Esta condición es la razón de la existencia del mundo vegetal porque constituye la base energética de los demás seres vivientes. Por una parte, las plantas son para los animales fuente de alimentación, y, por otra, mantienen constante la cantidad necesaria de oxígeno en la atmósfera permitiendo que los seres vivos puedan obtener así la energía necesaria para sus actividades. Si los químicos lograran reproducir la fotosíntesis por medios artificiales, se abriría la posibilidad de capturar energía solar a gran escala. En la actualidad se trabaja mucho en este tipo de investigación. Todavía no se ha logrado sintetizar una molécula artificial que se mantenga polarizada durante un tiempo suficiente para reaccionar de forma útil con otras moléculas, pero las perspectivas son prometedoras. Algas Dibujo bacterias Bacterias al microscopio Hojas verdes

Importancia biológica de la fotosíntesis La fotosíntesis es seguramente el proceso bioquímico más importante de la biósfera por varios motivos: 1. La síntesis de materia orgánica a partir de la materia inorgánica se realiza fundamentalmente mediante la fotosíntesis; luego irá pasando de unos seres vivos a otros mediante las cadenas tróficas, para ser transformada en materia propia por los diferentes seres vivos. 2. Produce la transformación de la energía luminosa en energía química, necesaria y utilizada por los seres vivos 3. En la fotosíntesis se libera oxígeno, que será utilizado en la respiración aerobia como oxidante. 4. La fotosíntesis fue causante del cambio producido en la atmósfera primitiva, que era anaerobia y reductora. 5. De la fotosíntesis depende también la energía almacenada en combustibles fósiles como carbón, petróleo y gas natural. 6. El equilibrio necesario entre seres autótrofos y heterótrofos no sería posible sin la fotosíntesis. Se puede concluir que la diversidad de la vida existente en la Tierra depende principalmente de la fotosíntesis. Ver: Fotosíntesis y medioambiente Ver: Energía en los sere vivos

La Luna

Es el único satélite natural de la Tierra y el único cuerpo del Sistema Solar que podemos ver en detalle a simple vista o con instrumentos sencillos. La Luna refleja la luz solar de manera diferente según donde se encuentre. Gira alrededor de la Tierra y sobre su eje en el mismo tiempo: 27 dias, 7 horas y 43 minutos. Esto hace que nos muestre siempre la misma cara. No tiene atmosfera ni agua, por eso su superficie no se deteriora con el tiempo, si no es por el impacto ocasional de algún meteorito. La Luna se considera fosilizada. El 20 de julio de 1969, Neil Armstrong se convirtió en el primer hombre que pisaba la Luna, formando parte de la misión Apollo XI. Los proyectos lunares han recogido cerca de 400 kg. de muestras que los científicos analizan.

Datos sobre La Luna		La Tierra
Tamaño: radio ecuatorial	1.737 km.	6.378 km.
Distancia media a La Tierra	384.403 km.	---
Día: periodo de rotación sobre el eje	27,32 días	23,93 horas
Órbita alrededor de La Tierra	27,32 días	---
Temperatura media superficial (dia)	107 º C	15 º C
Temperatura media superficial (noche)	-153 º C
Gravedad superficial en el ecuador	1,62 m/s2	9,78 m/s2

Ampliar estas imágenes de nuestra Luna

Las Fases de la Luna. Dado que la Luna gira alrededor de la Tierra, la luz del Sol le llega desde posiciones diferentes, que se repiten en cada vuelta. Cuando ilumina toda la cara que vemos se llama luna llena. Cuando no la vemos es la luna nueva. Entre estas dos fases sólo se ve un trozo de la luna, un cuarto, creciente o menguante. Las primeras civilizaciones ya medían el tiempo contando las fases de la Luna. Una semana es lo que dura cada fase, y un mes, aproximadamente, todo el ciclo.

Paseando por la Luna.

La cara oculta de la Luna.

Eclipse de Luna, eclipse de Sol A veces, el Sol, la Luna y la Tierra se sitúan formando una línea recta. Entonces se producen sombras, de forma que la de la Tierra cae sobre la Luna o al revés. Son los eclipses. Cuando la Luna pasa por detrás y se sitúa a la sombra de la Tierra, se produce un Eclipse Lunar (dibujo, izquierda). Cuando la Luna pasa entre la Tierra y el Sol, lo tapa y se produce un Eclipse Solar (derecha). Si un astro llega a ocultar totalmente al otro, el eclipse es total, si no, es parcial. Algunes veces la Luna se pone delante del Sol, pero únicamente oculta el centro. Entonces el eclipse tiene forma anular, de anillo.

sistema solar

		el sistema solar
		El Sistema Solar pertenece a una galaxia llamada Vía Láctea y está en uno de sus extremos. El Sistema Solar es un conjunto de planetas que giran alrededor de una estrella (el Sol) que a su vez gira alrededor del centro de la galaxia. Aproximadamente estamos a unos 33 años luz del centro de esta galaxia. El 99.86% de la masa del sistema solar está contenida en el Sol y la mayor parte del resto en Júpiter. En el Sistema Solar hay nueves planetas. En orden de proximidad al Sol son: Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y Plutón, los cuatro primeros planetas (Mercurio, Venus, Tierra y Marte) se llaman planetas interiores porque están entre el Sol y el cinturón de asteroides, los planetas exteriores son Júpiter Saturno, Urano, Neptuno y Plutón. Los asteroides son rocas más pequeñas que también giran, la mayoría entre Marte y Júpiter. Además están los cometas que se acercan y se alejan mucho del Sol. A veces llega a la Tierra un fragmento de materia extraterrestre. La mayoría se encienden y se desintegran cuando entran en la atmósfera. Son los meteoritos. Nuestro planeta Tierra tiene un satélite que es la Luna, otros planetas también tienen satélites y otros no. Para medir las distancias en el Sistema Solar se ha introducido una unidad especial de longitud: la unidad astronómica (U.A.) que es igual a la distancia media de la Tierra al Sol.

mi hobbie

Soy un aficionado al mundo del motor!!!

amosssss!!!!

las estrellas

universo

las estrellas

Estrella polar

Cuando escribía hace poco sobre las estrellas de navegación de los Apollo me preguntaba si en otros planetas habría estrellas polares, como la que señala el polo norte celeste en la Tierra. Ya se sabe: a medida que la Tierra gira sobre sí misma a lo largo de la noche la estrella Polaris permanece (casi) en el mismo lugar en el cielo. Y lo mismo día tras día, a lo largo de las estaciones. Es innegable la utilidad de semejante puntero cardinal para la navegación. Polaris es una estrella de segunda magnitud, y al verla desde una ciudad mucha gente hoy en día se sorprende de que una estrella tan poca cosa sea tan famosa. Así se la ve en el cielo artificial de Stellarium a apenas un grado de distancia del polo exacto.

En el hemisferio sur no tenemos una estrella polar. No hay ninguna estrella brillante cerca del polo celeste. En general buscamos el polo sur celeste apuntando con el palo largo de la Cruz del Sur, así.

En Stellarium se puede elegir el punto de observación no sólo en la Tierra, sino en una variedad de cuerpos del sistema solar. Así que me hice un tour por los lugares que me interesaban. Empezando, por supuesto, por la Luna. Estamos explorando el cráter Autolycus, en el hemisferio norte de la Luna. ¿Podemos guiarnos por Polaris? Más de un navegante se perdería: ¡Polaris está muy lejos del polo norte! La estrella brillante más cercana al polo es Zeta Draconis, apenas de tercera magnitud y a 5° del polo celeste. A no olvidarse el GPS...

Mientras tanto, en el hemisferio sur de la Luna... Estamos en Mare Humorum, explorando de muy buen ídem. Miramos al sur y vemos a Delta Doradus, una estrella a 88° de declinación. No está mal. ¡Pero es una estrella de cuarta magnitud! Claro, quien necesita una estrella cuando el polo sur está señalado por una galaxia: la Nube Mayor de Magallanes es un substituto razonable, no muy lejos del polo celeste.

Algún día exploraremos Mercurio. El lado nocturno, al menos. Polaris está re-lejos del polo. Altais (Delta Draconis), una estrella de tercera magnitud, está a no menos de 7°, bastante inútil. Claro: Mercurio rota tan lentamente que la verdad que una estrella polar es innecesaria. Basta tomar la dirección de cualquier estrella brillante y estará casi fija en el cielo durante semanas.

En Venus siempre está nublado así que no vale la pena detenernos. Vayamos mejor a Marte, donde sin duda navegaremos algún día. En el hemisferio norte no vemos ninguna estrella polar útil, pero encontré un lindo puntero: La estrella Deneb, una de las más brillantes del cielo, apunta al polo norte celeste ayudándose con otra estrella del Cisne, Sadr, no tan brillante pero muy fácil de reconocer por la forma de la constelación. Funcionarían un poco como nuestra Cruz del Sur. No está nada mal.

En el hemisferio sur no hay tanta suerte. Apenas encontré a Kappa Velorum, una estrella más tenue que Polaris, y a tres grados del polo. En Marte no funcionan las brújulas, así que a no olvidarse el GPS si estamos por la Pampa de Hellas...

Los planetas gigantes no tienen una superficie sólida donde podamos pararnos. Pero sus satélites sí. Y hay muchos que valdría la pena explorar a pie o en coche. Por ejemplo Europa, el glacial satélite de Júpiter donde un océano subterráneo podría albergar microbios alienígenas. Bueno, no tuve mucha suerte. La situación es un poco como la de la Luna: en el cielo norte la estrella Zeta Draconis a 5° del polo. En el sur habrá que arreglarse con la Nube de Magallanes o con Beta Doradus, de magnitud 3.75...

En el sistema de Saturno hay una luna interesante de visitar, Encélado. En la región polar sur de Encélado hay unos géisers de agua tibia, que indican que, como en Europa, hay agua líquida subterránea. Polaris está a 6° del polo norte celeste, podría servir si no necesitamos mucha precisión...

Como vemos, la situación empieza a repetirse. Es que casi todos los cuerpos relativamente grandes del sistema solar giran con sus ejes más o menos en la misma dirección. Que es la dirección en la que gira el Sol, y en la que giran los planetas en sus órbitas. Las inclinaciones no son muy grandes. Excepto con Urano (Neptuno, ¡gracias a Andrea Anfo que me avisó!). Urano está "acostado" en su órbita, no sabemos bien por qué. La cuestión es que sus satélites también, y si estamos explorando, por ejemplo, la loca geografía de Miranda, tenemos un cielo completamente distinto al que estamos acostumbrados en la Tierra. Miren el polo norte celeste, completamente inmerso en la Vía Láctea. Sabik, una estrella de Ofiuco, marca casi exactamente el polo. Claro que es una región tan llena de estrellas que sería fácil confundirse...

¿Y en las regiones australes de Miranda? Miren que belleza. No hay una estrella polar. Pero hay un triángulo equilátero muy fácil de reconocer, formado por Aldebarán en el Toro, Bellatrix en Orión, y Zeta Tauri, que encierran exactamente el polo sur celeste. Imposible perderse.

La mejor estrella polar de todo el sistema solar la encontré en Neptuno. Una pequeña luna llamada Galatea tiene nada menos que a Canopus, la segunda estrella más brillante del cielo, como estrella polar sur, a unos razonables 4° del polo, no nos podemos quejar. En realidad tengo mis dudas sobre la exactitud de Stellarium con respecto a este particular, porque no conocemos mucho de Galatea, una lunita embebida en un anillo del planeta gigante, apenas vista fugazmente por la Voyager 2. Pero bueno, a lo mejor Canopus es más polar todavía, no sabemos...

Bueno, si quieren buscar más, no tienen más que cambiar el sitio de observación en Stellarium y activar la grilla ecuatorial...

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sábado, 28 de septiembre de 2013

La estrella más lejana

La lejanía de la Nova Delphini 2013, estrella visible a simple vista a 11 mil años luz de nosotros, me dejó pensando. ¿Cuál será la estrella más lejana visible a simple vista? Eta Carinae es una buena candidata, me dice la intuición... Pero seamos rigurosos.

El satélite Hipparcos, de la ESA, se pasó cuatro años midiendo las posiciones de las estrellas con extraordinaria precisión. Mucha más precisión que la que puede lograrse desde la superficie terrestre. Gracias a observaciones repetidas a lo largo del año se pudo calcular la distancia a unas cien mil estrellas por el método de la paralaje. Es nuestro mejor catálogo de posiciones estelares en 3D hasta ahora, y no llega muy lejos. Su trabajo va a ser continuado por GAIA dentro de un par de años. Por ahora, es lo que hay.

Usando el catálogo de Hipparcos hice el siguiente gráfico, donde cada estrella está representada por una ídem. En el eje horizontal está la distancia, y en el eje vertical está la magnitud, o sea el brillo. Ojo que las estrellas más brillantes tienen magnitud más baja (por eso dibujé estrellas más grandes abajo y más chicas arriba). Usualmente se toma la magnitud 6 como límite de lo que puede observarse a simple vista desde un sitio oscuro, así que dibujé una raya horizontal. Todas las estrellas por encima de la raya son invisibles a nuestros ojos desnudos (excepto tal vez desde una montaña alta cuando éramos más jóvenes). Todas las de abajo de la raya son visibles.

El gráfico no deja lugar a dudas: la estrella más lejana visible a simple vista es Rho Cassiopeiae. Es una hipergigante amarilla (algo rarísimo, se conoce apenas una docenita en la Vía Láctea), y una de las estrellas más luminosas conocidas. Su diámetro es 450 veces mayor que el del Sol. ¡Puesta en nuestro sistema solar llegaría más allá de la órbita de Marte! Se encuentra a 11600 años luz de nosotros (casi lo mismo que la nova). Con magnitud 4.5 es claramente visible a simple vista, si bien no desde una ciudad. Y no desde el hemisferio sur: la constelación de Casiopea no se levanta sobre el horizonte de Bariloche, y apenas lo hace desde lugares más al norte.

¿Qué alternativa tenemos en el Sur? Bueno, aparte de un grupito de estrellas más tenues (otro día las revisaré), hay otras dos que se destacan. Una de ellas es efectivamente Eta Carinae, como sospechaba. También magnitud 4.5, está a unos lejanos 7500 años luz, y es claramente visible en nuestros cielos. (Eta Car no está en el catálogo Hipparcos, la agregué a mano; su distancia se estima en 7500 a.l. pero no está medida con certeza).

La otra alternativa, con magnitud similar (4.8) y a unos vertiginosos 10000 años luz de nosotros, es (surprise!) otra nova: P Cygni, también conocida como Nova Cygni 1600 (pintada amarilla en el gráfico). Es otra hipergigante, similar a Eta Carinae, que apareció inesperadamente en el año 1600, y tras varias desapariciones y reapariciones, se estabilizó en 1715 en la magnitud que tiene actualmente. La distancia de 10000 años luz corresponde a la paralaje medida por Hipparcos, y es la reportada en la base de datos astronómicos Simbad (una referencia mundial, en la Universidad de Estrasburgo). En otras fuentes la dan mucho más cerca, pero no investigué por qué razón. P Cyg, en la constelación del Cisne, tampoco está bien ubicada para los observadores australes (si bien la tenemos sobre el horizonte ahora, a medianoche).

En el gráfico marqué otras estrellas notables, así que las comento. Pero para que no se amontonen todas a la izquierda (¡el gráfico tiene muchas más estrellas cercanas que lejanas!) voy a cambiar el eje horizontal, así:

Ahora las distancias aumentan de a potencias de 10, y se ve mejor. Se llama escala logarítmica.

La primera que me interesó es Omicron 2 Canis Majoris, una estrella de magnitud 3, bien brillante, mucho más que las de magnitud 4 y pico que venía mostrando. A 2764 años luz de nosotros, es la más lejana de todas las visibles desde una ciudad. Y es muy fácil de encontrar en el lomo del Can Mayor. Búsquenla.

Otra estrella notable por su brillo y su distancia es Rigel, la conocida luminaria azul de la pierna de Orión, a casi 900 años luz. Pero la estrella más lejana de primera magnitud no es ésta, es Deneb, también en el Cisne: está a 1400 años luz de nosotros.

En el extremo izquierdo del gráfico están las estrellas más cercanas: las tres componentes de Alfa Centauri: A, B y Proxima, claramente destacadas por su cercanía. A y B son muy brillantes, pero Proxima sólo puede verse con telescopio (o en fotos, como en esta notable secuencia de Enzo de Bernardini). Pero en brillo ninguna le gana a Sirio, la estrella más brillante del cielo: a apenas 8.6 años luz, es también una de las más cercanas.

Quienes quieran ver con sus propios ojos estos milenarios fotones no tienen más que buscar estas estrellas en el cielo. Pueden usar Stellarium o cualquier otro planetario fácil de usar. Todas estas estrellas están allí, buscables por su nombre.

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sábado, 21 de septiembre de 2013

Me mareo con la marea

En el verano, antes de viajar a Las Grutas, busqué en la Web una tabla de mareas del balneario. Las mareas son todo un tema en Las Grutas, si alguna vez fueron lo saben. Son de las más grandes del mundo, con amplitudes que sobrepasan los 9 metros entre la bajamar y la pleamar. Sí, 9 metros de altura, lo que representa cientos de metros a lo ancho de la playa. Las palabras clave "mareas" y "las grutas" me llevaron a varios foros donde la gente preguntaba si conocían el balneario, cómo era, etc. Como en cualquier foro. Me llamó la atención que unas cuantas personas hacían una observación sobre las mareas totalmente incorrecta. Algo del estilo:

"Las Grutas es así: a la mañana tenés una playa enorme; a la tarde sube la marea y la playa desaparece."

¿Qué es lo que está mal en esa observación? Evidentemente esa persona estuvo apenas unos días en Las Grutas. Y además no tiene ni idea del fenómeno de las mareas.

Inclusive algunos habitantes de Las Grutas, con experiencia más cercana, parecen ignorar los hechos básicos sobre las mareas. Escuché a un conductor de un programa de radio, mientras daba la información de las mareas del día siguiente, decirle a su compañera: "Vio que raro, la marea alta no llega todos los días a la misma hora, se va atrasando. Qué loco, ¿no?"

Esta observación, a diferencia de las que había leído en los foros, es correcta: las mareas no llegan todos los días a la misma hora, se van atrasando.

Yo creo que todo el mundo debería conocer estos fenómenos básicos sobre el mundo en que vivimos, aún cuando no sepa por qué ocurren. Así que lo voy a explicar brevemente.

Las mareas se producen por acción gravitatoria de la Luna (y, en bastante menor medida, del Sol). La gravedad de la Luna produce dos bultos de agua en los océanos, uno apuntando hacia ella y otro hacia el lado opuesto. ¿Por qué dos, y no uno solo apuntando hacia la Luna? Eso lo explicaré otro día, hoy me limitaré a la descripción.

Estos bultos existen todo el tiempo, siempre apuntando en la dirección de la Luna que lentamente describe su órbita alrededor de la Tierra en un mes. Mientras tanto, la Tierra rota sobre sí misma, bastante más rápido, en un día. Así que, sentados en nuestra reposera en la playa, vemos pasar estos bultos de agua dos veces por día. Son las mareas altas, las pleamares. Entre una y la siguiente están las mareas bajas o bajamares. Dos pleamares y dos bajamares por día.

¿Y si apuntan siempre hacia la Luna, por qué no ocurren siempre a la misma hora del día? Bueno, porque la Luna no está todos los días a la misma hora sobre nuestras cabezas. Alguna ver habrán notado que la Luna se atrasa cada día. Por ejemplo la hora de la salida de la luna llena, que a todo el mundo le gusta ver: un día sale cuando queda un resto de luz diurna, al día siguiente en medio del crepúsculo, al día siguiente cuando sale ya es de noche. La Luna completa una órbita alrededor de la Tierra en 27.3 días. Así que cada día la Luna se atrasa 24 horas dividido 27.3, unos 50 minutos. Y con ella se atrasa el bulto, y se atrasan las mareas. Si miramos una de las dos pleamares vemos algo así (Las Grutas, octubre 2013):

Día	Hora	más tarde
1/10	09:01
2/10	09:56	55 min
3/10	10:43	47 min
4/10	11:26	43 min
5/10	12:07	41 min
6/10	12:46	39 min
7/10	13:24	38 min

El intervalo es irregular, porque además del efecto de la Luna el agua tiene que moverse, y el movimiento resulta afectado por la profundidad del mar, la forma de las costas, las corrientes, la acción del Sol, más la órbita de la Luna que no es circular y la mar en coche. Si la Tierra fuera un sólido elástico simplemente se deformaría siempre igual. ¡Ah, pero la corteza rocosa de la Tierra es un sólido elástico! Efectivamente, hay mareas de la corteza terrestre, de mucha menor amplitud, apenas centímetros. En los pozos de petróleo alcanzan a medir la diferencia de presión a medida que la roca se comprime y se expande dos veces por día. El manto, el núcleo, el aire, todo resulta afectado por el fenómeno.

Hay un fascinante detalle adicional. Dije que, en su rotación diurna, la Tierra se adelanta a los bultos de las mareas. Entonces, ¿no arrastrará un poco el agua, de manera que el bulto no apunte directamente a la Luna sino que forme un ángulo? (en el dibujo está exagerado). Efectivamente es así, y esto tiene una consecuencia sorprendente. El bulto de agua del lado de la Luna queda adelantado con respecto al centro de la Tierra. Así que el bulto tironea de la Luna, y la Luna tironea del bulto. No mucho, pero un poquito sí. Fíjense que el tironeo de la Luna se opone a la rotación de la Tierra, así que tiende a frenarla. Al mismo tiempo, el bulto tira de la Luna acelerándola, lo cual, como está en órbita, hace que se aleje.

El resultado neto es que la rotación de la Tierra se frena y la Luna se aleja. Eventualmente la Tierra se frenaría tanto que mostraría siempre la misma cara hacia la Luna. ¿Les resulta familiar? ¡Es lo que hace la Luna! Las mareas de la Tierra sobre la Luna ya produjeron este efecto hace muchísimo tiempo. En el sistema de Plutón y su luna Caronte (que son más parecidos en tamaño entre sí que la Tierra y la Luna) el proceso entero ya se completó, y cada uno mira al otro siempre con la misma cara. Pero la Tierra no alcanzará a frenarse lo suficientemente rápido, llevaría miles de millones de años y otras cosas ocurrirán antes.

Al mismo tiempo, dijimos, la Luna se aleja. ¡Esto se puede medir! Usando los espejos retroreflectores dejados por los astronautas en la Luna en la década de 1970 se puede medir la distancia a la Luna con increíble precisión. La luna se aleja de nosotros 38.247 mm por año, medido con precisión de ¡micrones por año!

Hay una frutilla en el postre. Si la Tierra se frena, ¿a dónde va la energía de su rotación? Una parte va a la órbita de la Luna que se aleja. Pero no toda. De hecho, una parte muy pequeña va a la Luna. ¡El resto se pierde! El arrastre del bulto de la pleamar no es gratis. Es un montón de agua, y al arrastrarlo se produce mucha fricción y turbulencia. La energía se disipa en forma de calor. Así se pierden la friolera de 3 TW, 3 Terawatts, 3 millones de Megawatts. Todo el tiempo. Es más que el consumo de energía eléctrica de toda la humanidad, es 7 veces el consumo de los Estados Unidos, es 8 veces la potencia eléctrica de todas las centrales nucleares del mundo... Es impresionante. La mayor parte de esta disipación ocurre en las plataformas continentales de poca profundidad, que no son muchas en el mundo: el Mar del Norte, el Mar de Bering... y el Mar Argentino, junto a la Patagonia, donde mojamos los piecitos cuando vamos a Las Grutas...

---

Nota para detallistas: El período orbital de la Luna alrededor de la Tierra es 27.3 días, pero el tiempo de una luna nueva a la siguiente es un poquito más largo (29.5 días), porque la Tierra se movió en su propia órbita durante ese mes, y la Luna tiene que pasarse un poquito para volver a alinearse con el Sol.

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sábado, 14 de septiembre de 2013

¿Dónde están las supernovas?

La reciente explosión de Nova Delphini 2013 me hizo contener el aliento. ¿Era posible que, después de siglos de espera, estuviésemos viendo una supernova dentro de nuestra galaxia? Pero no. Era una nova clásica como conté en aquella nota, y no la muerte cataclísmica de una estrella brillando fugazmente tanto como toda la galaxia.

¿Cuánto más tendremos que esperar? En una galaxia como la Vía Láctea explotan 2 o 3 supernovas por siglo. La última fue la supernova de Kepler, en 1604. Alcanzó magnitud -2.5, visible de día durante semanas. Era la segunda en una generación, ya que en 1572 estalló la que descubrió Tycho Brahe. Y después... ¡nada!

La galaxia es inmensa. Es tan grande que la luz se comporta de una manera poco familiar. En casa apretamos un botón y la luz llena de inmediato toda la habitación. En la Vía Láctea no es así. Cuando se "prende" una supernova, su luz tarda mil siglos en "llenarla". Durante todo ese tiempo las supernovas siguen explotando, 2 o 3 por siglo. Así que la luz de un par de miles de supernovas viaja por la galaxia, ¡todo el tiempo! En este mismo momento sus fotones vuelan hacia nosotros desde miles de direcciones diferentes. ¿Cuál llegará primero?

De pronto tuve una visión, que intentaré compartir aquí. Las explosiones son muy breves, así que la luz de una supernova forma una especie de burbuja de luz, cuyo radio va creciendo a 300 mil kilómetros por segundo, la velocidad de la luz. ¿Se imaginan dos mil burbujas de luz expandiéndose en la galaxia? ¿Y nuestro sistema solar ahí en medio, esquivándolas durante siglos? Así fue mi visión, y quise representarlo gráficamente. Éste es el resultado. Puse apenas un par de docenas de burbujas. Imagínense lo mismo con 2000...

La mayor parte de las explosiones ocurren en el disco de la galaxia, porque allí están la mayoría de las estellas. Pero algunas están por encima, y otras por debajo. Cada burbuja tiene un tamaño distinto, correspondiente al tiempo que lleva expandiéndose. Las burbujas más grandes son explosiones más antiguas. Vemos una que ocupa media galaxia: ésa explotó hace 25 mil años. Las más chiquitas son más recientes, apenas comienzan su viaje interestelar. Las de Tycho y Kepler están allí, para quien quiera buscarlas. ¿Y nuestro Sol, ahí en medio, cómo hace para esquivar semejante maraña? No sé, tenemos muy mala suerte.

Pero es inevitable. A menos que las estrellas de nuestra galaxia hayan declarado una huelga de supernovas (y no hay ninguna razón para imaginar algo por el estilo), uno de esos frentes de luz está a punto de pasar por encima nuestro. Es cuestión de esperar. Tal vez podamos compartirlo aquí.

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Las ilustraciones están basada en la imagen de la Vía Láctea de Nick Risinger, mi favorita. La ilustración de las burbujas de supernovas usa además el Hubble Ultra Deep Field para el fondo, y parte de una foto de M104 (ambas NASA/ESA/STScI). La ilustración está disponible en alta resolución para quien la solicite.

No sé si valge la pena decirlo, pero no se podría ver lo que he representado. La única manera de ver la luz de una supernova es que la luz llegue a nuestros ojos: no se puede ver una burbuja de luz "de costado".

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sábado, 7 de septiembre de 2013

Nova Velorum 1999 y una luz del Paleolítico

La reciente explosión de la Nova del Delfín necesariamente me trajo recuerdos de Nova Velorum 1999. Fue una nova extraordinaria, muy brillante (alcanzó magnitud 2.5, frente a 4.3 de la del Delfín). Y para mí fue especial porque fue mi segunda astrofoto.

Yo tenía mi primer telescopio y quería iniciarme en la fotografía del cielo. Imaginaba (como tal vez imagina todo el mundo) que había que apuntar con la cámara por el ocular del telescopio. Mi amigo Damián me mostró que no era necesario, que se podía poner la cámara sobre el telescopio, con su propia lente, esencialmente usando el telescopio como una plataforma móvil. Mi primer telescopio no tenía motor para seguir el movimiento del cielo. Pero mirando por el ocular se podía mantener una estrella centrada usando los tornillos de movimiento fino. Es facilísimo, y súper satisfactorio. Quien sueñe con iniciarse en la fotografía astronómica de larga exposición debería intentarlo.

Nuestra primera foto fue en marzo de 1999. Fotografiamos la región de la Vía Láctea alrededor de la Nebulosa de Carina. Y al poco tiempo, en mayo, explotó Nova Velorum en el mismo campo estelar. Así que la fotografiamos en nuestra segunda salida (hay que recordar que fotografiar con película era mucho más complicado, largo y caro que hoy en día con las cámaras digitales). Aquí están las dos fotos (escaneadas hace años), superpuestas de la mejor manera que pude. La nova está señalada, y se la distingue fácilmente. Astrofoto número 1 y astrofoto número 2.

Fíjense que la nova se ve roja. Sé que la película fotográfica es mucho más sensible al color rojo que el sensor de mi cámara digital (basta notar el glorioso rojo hidrógeno de la nebulosa). De todos modos, me decepcionó que Nova Delphini no fuera tan roja en esta foto. Entonces me fijé en las curvas de luz en función del tiempo que los aficionados a las estrellas variables ya han archivado en la AAVSO. Los primeros 15 días muestran ésto:

Los puntos negros son observaciones visuales. Los rojos y los azules son mediciones fotográficas con filtros rojo y azul. Y claramente se ve que el rojo es más brillante que el azul, así que Nova Delphini también es más bien roja. (¿Hay un segundo pico el día 18? Nadie lo comentó, pero a mí me parece que sí.)

Ya que estaba, usé estos datos para hacer una estimación de la distancia de la estrella. Resulta que todas las novas explotan más o menos con la misma intensidad. Como conté hace poco, la explosión se produce cuando se acumula en su superficie la cantidad suficiente de hidrógeno para iniciar la reacción de fusión nuclear. Esta cantidad no depende de la estrella, así que siempre da más o menos el mismo brillo. En particular, los astrónomos han observado que es mejor usar el brillo de la estrella 15 días después del máximo. En ese momento todas las novas "lentas" (como ésta) brillan con magnitud absoluta de -5.9. Claro que, como las vemos a distintas distancias, las vemos con distintos brillos en nuestro cielo. Distintas magnitudes aparentes. Pero es muy fácil relacionar las tres cantidades: magnitud aparente, magnitud absoluta y distancia:

M = m - 5 (log d -1)

donde M es la magnitud absoluta, m la aparente y d la distancia en parsecs. Poniendo M = -5.9 y m = 6.75 se obtiene d = 3400 parsecs = 11000 años luz.

¡Once mil años luz! La gran mayoría de las estrellas que vemos en el cielo están a algunos cientos de años luz. Algunas están a pocos miles de años luz. Las estrellas más lejanas en general no son suficientemente brillantes para verlas a simple vista individualmente. Pero una nova sí. Nova Delphini 2013 explotó durante el Paleolítico tardío, al tiempo que los primeros argentinos pintaban la Cueva de las Manos. Que lo tiró.

¡Qué pena que no pude ver a Nova Delphini a simple vista! Desde mi balcón en el centro de Bariloche no pude verla cuando brillaba a magnitud 4. Pero conozco gente que sí la vio. Eric González, por ejemplo, me contó que la vio cuando tomó esta foto a pedido mío con el telescopio de La Punta (de uso público por la web, lo recomiendo).

Según este artículo, la distancia a V382 Vel (que es otro nombre de Nova Vel 1999) es 1700 parsecs. La fórmula de arriba y la curva de luz correspondiente dan 1900 parsecs, así que mi estimación debe estar más o menos bien.

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(Para los curiosos: La fórmula en el caso de Nova Velorum 1999 es -5.5 = 6 - 5 (log d -1), con -5.5 en lugar de -5.9 porque se trata de una "nova rápida".)