La Cupola ya est谩 instalada en la Estaci贸n Espacial: la ciencia ficci贸n se va volviendo realidad
Durante la visita que el 鈥渟huttle鈥 Endeavour est谩 realizando a la Estaci贸n Espacial Internacional (EEI), los astronautas han procedido a la instalaci贸n de un elemento relativamente peque帽o, la Cupola, pero que tendr谩 un profundo impacto en la vida a bordo de la EEI. La Cupola es, simplemente, una peque帽a sala de observaci贸n. Peque帽a, ya que s贸lo tiene 2 m de di谩metro y 1.5 m de altura, pero supone una aut茅ntica revoluci贸n. Est谩 situada en la cara que da a la Tierra, y ofrece a los astronautas la posibilidad de extasiarse contemplando las estrellas y la superficie de nuestro planeta. Curiosamente, y en contra de lo que se suele pensar, hasta ahora los astronautas tan s贸lo pod铆an contemplar el Espacio a trav茅s de las peque帽as ventanas que tienen algunos m贸dulos, o cuando realizaban un paseo espacial. Desde la Cupola disfrutar谩n de una visi贸n panor谩mica: sus 6 ventanas laterales y la ventana superior cubren 360潞 y ofrecen una panor谩mica completa.
Representaci贸n art铆stica de la Cupola en operaci贸n (ESA).
Vista simulada desde la Cupola (NASA/ESA).
L贸gicamente, el objetivo de la Cupola no es meramente l煤dico (aunque la propia Agencia Espacial Europea reconoce que uno de sus cometidos ser谩 aliviar la presi贸n psicol贸gica de los astronautas). Al ser una ventana de observaci贸n privilegiada permitir谩 observar la Tierra de manera casi continua, y asimismo servir谩 para controlar de manera visual las operaciones que los astronautas realicen en el exterior de la Estaci贸n.
La Cupola en el laboratorio (ESA).
La Cupola una vez instalada en la ISS, con las escotillas abiertas (ESA).
Pero para nosotros, que permanecemos con los pies en la Tierra, la mera existencia de una torre de observaci贸n en 贸rbita, desde la que contemplar la inmensidad del Espacio por un lado, y la superficie de nuestro planeta por el otro, estimula nuestra imaginaci贸n y nos recuerda las im谩genes tantas veces vistas en el cine con la tripulaci贸n de una nave interestelar separada del Espacio vac铆o por un fino cristal鈥. A lo largo de este a帽o se espera completar la construcci贸n de la EEI, que permanecer谩 en funcionamiento durante los pr贸ximos 10 a帽os, al menos. Definitivamente, el mundo que concibieron los autores de ciencia ficci贸n a lo largo del siglo XX est谩 cada vez m谩s pr贸ximo, y la ficci贸n se acerca poco a poco a la realidad.
Primera imagen a trav茅s de la Cupola, con el S谩hara al fondo (NASA/ESA).
La EEI vista desde el 鈥渟huttle鈥 Discovery durante su visita el pasado mes de septiembre.
J. Miguel Mas Hesse
Centro de Astrobiolog铆a (CSIC-INTA)
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GALAXIA, LA
La Galaxia, con may煤scula, es el nombre propio del gran sistema estelar o universo isla en el que habitamos. Nuestra Galaxia consiste en un gran conjunto de estrellas y materia interestelar con forma espiral. Consta de un n煤cleo central, un bulbo esferoidal que rodea el n煤cleo y un disco mucho mayor (unos 100 000 a帽os-luz de di谩metro) en el que las estrellas m谩s brillantes trazan brazos espirales. El conjunto est谩 rodeado por un halo de estrellas antiguas y c煤mulos globulares. Se trata, por tanto, de un sistema espiral semejante a otras galaxias. Estudios recientes apuntan a la posibilidad de que la Galaxia sea del tipo de las espirales barradas. El Sol se halla en el disco de la Galaxia a unos 30 000 a帽os-luz del centro. Cuando contemplamos la Galaxia desde su interior, se nos muestra como una banda luminosa lechosa que cruza todo el firmamento: la V铆a L谩ctea. Por eso a veces la Galaxia recibe el nombre de galaxia de la V铆a L谩ctea.
Nuestra Galaxia vista desde el lugar que ocupa la Tierra en su interior nos ofrece el panorama de la V铆a L谩ctea. Mosaico de siete fotograf铆as de la V铆a L谩ctea tomadas desde Orea (Guadalajara). Se aprecia a la derecha la regi贸n de Sagitario, donde la banda lechosa de la V铆a L谩ctea adquiere m谩s brillo por coincidir con la direcci贸n hacia el centro de nuestra Galaxia. Cr茅ditos: Enrique Herrero Casas (Universidad de Barcelona).
Las galaxias suelen agregarse en agrupaciones de diversos tama帽os. Las menores agrupaciones de galaxias contienen varias decenas de ellas, con masas totales que alcanzan el bill贸n de veces la de nuestro Sol: se trata de los grupos de galaxias. Los tama帽os caracter铆sticos de los grupos rondan el megap谩rsec (3 millones de a帽os-luz). El ejemplo m谩s cercano lo ofrece el Grupo Local, al que pertenece nuestra Galaxia, y que consta de una treintena de miembros.
Glosario: “100 conceptos b谩sicos de Astronom铆a”
GALAXIA ACTIVA
Nuestra Galaxia es una espiral tranquila, quiz谩 del tipo barrado. Pero en el universo hay otras muchas galaxias de tipos muy diferentes, y entre ellas se encuentra el grupo de las galaxias activas. Las galaxias activas contienen un n煤cleo que emite energ铆a en cantidades enormes y de manera muy violenta. Como es natural, esos n煤cleos reciben el nombre de n煤cleos activos de galaxias o, tambi茅n, n煤cleos de galaxias activas (o AGN, siglas de la denominaci贸n en ingl茅s, active galactic nucleus). Las teor铆as m谩s aceptadas atribuyen la emisi贸n de energ铆a a un agujero negro supermasivo situado en el centro de estas galaxias, sobre el cual se precipita materia a un ritmo considerable. La ca铆da del material induce su calentamiento (m谩s de un mill贸n de grados) y compresi贸n, y desencadena la emisi贸n de energ铆a en todas las longitudes de onda del espectro. Con frecuencia los n煤cleos activos de galaxias emiten tambi茅n chorros de materia en direcciones opuestas, unos flujos de part铆culas que recorren distancias cosmol贸gicas en el espacio intergal谩ctico y dan lugar a fen贸menos de emisi贸n radioel茅ctrica. Los n煤cleos activos de galaxias pueden manifestarse de varias maneras distintas desde el punto de vista observacional, dependiendo de sus caracter铆sticas intr铆nsecas y del 谩ngulo bajo el cual se observan desde la Tierra. Tenemos as铆 los cu谩sares (con o sin emisi贸n de ondas de radio), los bl谩zares, las radiogalaxias, las galaxias de Seyfert, etc.
La galaxia M74, en la constelaci贸n de Piscis,a unos 30 millones de a帽os-luz de distancia,es una galaxia espiral moderadamente activa,clasificada como de tipo Seyfert 2. Cr茅ditos: Observatorio de Calar Alto, Proyecto ALHAMBRA (Instituto de Astrof铆sica de Andaluc铆a), Vicent Peris (Observatorio Astron贸mico de la Universidad de Valencia).
Glosario: “100 conceptos b谩sicos de Astronom铆a”
GALAXIA
Una galaxia es una gran aglomeraci贸n de estrellas, gas y polvo que se mantiene unida por el efecto de su propia gravitaci贸n. Las galaxias m谩s peque帽as contienen unos millones de estrellas, mientras que las mayores poseen billones (millones de millones). Hay galaxias de diversos tipos: el铆pticas, espirales e irregulares. El Sistema Solar pertenece a una galaxia espiral. Esta categor铆a se caracteriza por poseer un disco aplanado de estrellas, gas y polvo, con brazos espirales en su seno. Las galaxias el铆pticas tienen estructura esferoidal o elipsoidal y suelen contener solo estrellas, con poco gas y poco polvo.
En primer plano, la galaxia espiral NGC 7331, en la constelaci贸n de Pegaso a una distancia de 50 millones de a帽osluz. Se trata de una espiral semejante a nuestra propia Galaxia. En el fondo se distingue una agrupaci贸n visual de varias galaxias unas diez veces m谩s lejanas, de diversos tipos y colores. Cr茅ditos: Observatorio de Calar Alto, Vicent Peris (Observatorio Astron贸mico de la Universidad de Valencia) y Gilles Bergond (Observatorio de Calar Alto).
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EL CIELO TUVO LA CULPA (Fotograf铆a 鈥渃elestial鈥 para aficionados)
Mi pasi贸n por la naturaleza y los animales es desde hasta donde alcanza mi memoria y eso ha propiciado que me incline a viajar a lugares que casi no han sido tocados por el hombre. Pero mi afici贸n por la fotograf铆a fue culpa de una aurora boreal.
Con motivo de un viaje a Groenlandia hace tres a帽os, y con mis escas铆simos conocimientos sobre el tema me compr茅 mi primera r茅flex con el objetivo de fotografiar semejante espect谩culo, que dicho sea de paso, todav铆a no he visto nada que lo supere. Esa noche me emocion茅 en dos ocasiones, cuando las v铆 sobre nosotros y cuando las volv铆 a ver en la pantalla de mi c谩mara.
Pero el d铆a anterior ya hab铆a realizado mi primera foto de un objeto celeste, la Luna, y tan feliz que estaba yo con ella hasta que David Barrado la observa y me dice que se me ha quemado (primera vez que o铆a esa palabra aplicada a la fotograf铆a) y pasa a darme una estupenda clase sobre tiempo de exposici贸n, obturaci贸n, uso del tr铆pode, iso鈥 y dem谩s consejos para que no me volviera a ocurrir. A煤n as铆, las caracter铆sticas t茅cnicas de mi c谩mara y los objetivos de los que dispon铆a no daban para mucho m谩s. Ah铆 qued贸 esa espinita clavada con la Luna.
Foto 1 鈥 09/02/09
Long 300 mm, f/5.6, 1/2500 seg, iso 400 y con tr铆pode.
A principios de 2009 decido cambiar a un modelo de c谩mara y 贸pticas superiores y mi obstinaci贸n tras el desastre de mi primera foto hace que vuelva a intentarlo con la Luna. Me fui a la azotea de mi casa, en una isla de cielo muy limpio, Fuerteventura, y comenc茅 a probar con diferentes obturaciones y velocidades y, por supuesto, tr铆pode, hasta que despu茅s de un buen rato consegu铆 atraparla (foto 1). Otro momento fascinante ligado al cielo, por fin y tras tres a帽os de espera, hab铆a conseguido mi objetivo.
Foto 2 鈥 06/09
Long 300 mm, f/5.6, 1/1000 seg, iso 320 y con tr铆pode.
La foto 2 la tom茅 la noche en que mi compa帽ero de trabajo y amigo Carlos cumpl铆a cincuenta a帽os, quer铆a regalarle algo especial y como no pod铆a ser la Luna, pues su retrato entonces.
Foto 3 鈥 06/09
Long 300 mm, f/8, 1/100 seg, iso 400 y con tr铆pode.
La foto 3 es de unos d铆as despu茅s, la Luna ten铆a un color muy rojizo, pero no hab铆a calima porque si hubiese sido as铆 no se habr铆a podido observar con tanto detalle. La foto fue tomada anocheciendo, con la Luna quiz谩 demasiado baja en el horizonte.
Al principio intentaba fotografiar la Luna con una velocidad de obturaci贸n lenta para captar su luz y, evidentemente se me quemaba, como bien dec铆a David, y se me mov铆a debido a que al estar m谩s tiempo de exposici贸n, el sensor es capaz de captar el movimiento terrestre. Luego aprend铆 que deb铆a de hacer lo contrario, utilizar una velocidad m谩s r谩pida. En general suelen aconsejar partir de ISO100, 1/125 y f8 pero depende de muchas circunstancias, es cuesti贸n de paciencia e ir probando partiendo de esos par谩metros.
De todas ellas, la que m谩s me gusta es la foto 2, ya que se puede apreciar mucho mejor su relieve. Esta foto lleg贸 a manos de Paco Laguna, amigo de mi t铆o Juan Luis y gran aficionado a la fotograf铆a y astronom铆a que coment贸 que eran estupendas teniendo en cuenta que estaba disparando a s贸lo 300 mm de longitud focal y, amablemente me ofreci贸 unos consejos que, con su permiso, quiero compartir con todo aquel/aquella principiante que no quiera esperar 3 a帽os hasta obtener una foto digna de la Luna:
- La luna llena queda muy plana, no tiene sombras ni detalles, es mucho mejor fotografiarla en los cuartos que es cuando se producen sombras y todo coge volumen y profundidad. Esto se observa claramente al comparar las fotos 1 y 2.
- Tratar de disparar cuando la luna este alta en el cielo. Cuando la luna est谩 baja o cerca del horizonte la luz tiene que atravesar toda la atm贸sfera con su turbulencia y esto provoca que la imagen se mueva y no salga n铆tida. Tampoco conviene fotografiar despu茅s de anochecer, cuanto m谩s tarde mejor, pues el suelo ya ha disipado calor y, por tanto, hay menos turbulencia. Esto pas贸 tambi茅n en la foto 3, se nota en que tiene menos nitidez.
- Cerrar el diafragma todo lo posible, mejorara el foco, o lo que es lo mismo, usar un n煤mero f lo m谩s elevado posible. Yo lo intent茅 pero llegu茅 s贸lo a f/5.6 en las fotos 1 y 2, y a f/8 en la foto 3, pero porque en esta 煤ltima a煤n no hab铆a oscurecido del todo, a煤n as铆 tuve que utilizar una velocidad m谩s lenta pero perdi贸 nitidez seguramente debido al movimiento terrestre.
Me han comentado que con mi equipo por ahora llego hasta aqu铆, pero mi objetivo est谩 cumplido, ya tengo la Luna.
Esperanza Campo Mart铆n
CICLO SOLAR
El Sol es una estrella activa (magn茅tica) y variable. Desde 1849 se contabiliza diariamente el n煤mero de manchas solares y existen registros de manchas desde 1610, cuando Galileo las observ贸 por primera vez con telescopio. As铆 se ha comprobado que el n煤mero de manchas observadas aumenta desde pr谩cticamente ninguna hasta m谩s de cien, decrece de nuevo, y as铆 sucesivamente, con un periodo de unos once a帽os: el ciclo de actividad solar.
Durante cada ciclo, los grupos de manchas bipolares del hemisferio norte solar muestran una orientaci贸n magn茅tica opuesta a la de los grupos del hemisferio sur, y 茅sta se invierte en el siguiente periodo undecenal: el aut茅ntico ciclo magn茅tico solar es de veintid贸s a帽os. Al comienzo de un ciclo las manchas aparecen entre unos 30 y 40掳 de latitud y, seg煤n 茅ste avanza, van surgiendo m谩s cerca del ecuador. En 1902, W. Maunder public贸 una representaci贸n de la distribuci贸n de la latitud del lugar de nacimiento de las manchas solares durante el periodo 1877- 1902. Recibi贸 el nombre de 芦diagrama de mariposa de Maunder禄.
芦Diagrama de mariposa禄 de Maunder, que muestra la latitud a la que aparecen las manchas solares a lo largo del ciclo solar. Se aprecia que las manchas suelen aparecer en latitudes extremas al inicio de los ciclos, y que luego se van acercando al ecuador a medida que el ciclo solar avanza. Diagrama original de Note on the Distribution of Sun-spots in Heliographic Latitude, de Walter Maunder.
Tambi茅n la ubicaci贸n, frecuencia e intensidad de otros fen贸menos magn茅ticos var铆an a lo largo del ciclo solar. Aunque se conocen muchos detalles sobre el ciclo de actividad, su naturaleza y causas son todav铆a una de las grandes cuestiones abiertas de la f铆sica solar, y no disponemos de un modelo que permita predecir con fiabilidad el n煤mero de manchas en el futuro.
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MANCHA SOLAR
Sobre la superficie visible del Sol se aprecian zonas oscuras llamadas manchas solares que surgen, participan de la rotaci贸n solar, cambian de forma y tama帽o, y se disgregan o desaparecen. Suelen durar varios d铆as, aunque las de mayor tama帽o pueden mantenerse varias semanas.
Mancha solar en la regi贸n activa AR10675, observada en la l铆nea 伪 (656.3 nm). Tomada con el Telescopio Abierto Holand茅s (DOT) en el Observatorio del Roque de los Muchachos (Isla de La Palma). En la esquina inferior derecha se ha superpuesto una imagen de la Tierra en la misma escala, para poder comparar sus tama帽os. Cr茅ditos: Universidad de Utrecht (Holanda).
Una mancha solar t铆pica presenta una zona interior m谩s oscura, llamada umbra, rodeada de una zona de brillo intermedio y aspecto filamentoso, la penumbra. Las manchas se ven oscuras por su menor temperatura, unos 3700 K en la umbra, frente a los 5700 K de las zonas circundantes. La intensa concentraci贸n de campo magn茅tico, que en las manchas puede ser miles de veces mayor que el campo magn茅tico terrestre, inhibe los movimientos convectivos que calientan la fotosfera desde abajo, lo que causa el enfriamiento relativo que hace las manchas m谩s oscuras. En la umbra, el campo magn茅tico es m谩s intenso y pr谩cticamente vertical, mientras que en la penumbra, su intensidad es menor y sus l铆neas se van poniendo horizontales.
Las manchas o conjuntos de manchas suelen aparecer en grupos bipolares, con la primera mancha (mancha precedente) en el sentido de la rotaci贸n solar con una polaridad magn茅tica y la 煤ltima mancha (o subsecuente) con la polaridad opuesta.
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CONSTELACI脫N
Cada una de las 88 regiones arbitrarias en las que se divide el firmamento con el fin de clasificar y designar los cuerpos celestes. En tiempos antiguos, se en- tend铆a por constelaci贸n m谩s bien una alineaci贸n o figura hecha con estrellas, pero el concepto actual corresponde a parcelas completas de la b贸veda celeste con todo su contenido. Las fronteras entre constelaciones son totalmente arbitrarias, carecen de relaci贸n alguna con la realidad f铆sica y fueron fijadas en la d茅cada de 1930 por la Uni贸n Astron贸mica Internacional. Dentro de una misma constelaci贸n se encuentran estrellas y otros objetos astron贸micos de muchos tipos que carecen de relaci贸n entre ellos y no se encuentran a la misma distancia de nosotros.
Representaci贸n de las constelaciones en la obra de Pedro Apiano Astronomicum caesareum (1540). Cr茅ditos: Real Instituto y Observatorio de la Armada.
Desde las civilizaciones m谩s antiguas que se conocen: babilonios, chinos, incas, egipcios o abor铆genes australianos, ha sido costumbre darle nombre a grupos de estrellas bien visibles, como por ejemplo Orion, o Escorpi贸n. Las constelaciones que utilizamos actualmente provienen de alguna de estas culturas antiguas y aunque sus nombres est茅n en lat铆n, casi la mitad proviene de los griegos; las del zodiaco provienen de Babilonia, algunas de los 谩rabes y las del hemisferio sur son de tiempos m谩s recientes, cuando comenzaron los viajes de los exploradores europeos por los mares del sur.
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LUNA
La Luna es el 煤nico sat茅lite natural de la Tierra. Se encuentra a 384 400 km de distancia de la Tierra y tiene un di谩metro de 3476 km. Tarda en dar una vuelta alrededor de la Tierra unos 27,32 d铆as. Debido a efectos de marea, el periodo de rotaci贸n de su eje coincide con el de traslaci贸n en torno a la Tierra, por lo que la Luna siempre presenta la misma cara al observador terrestre. A lo largo de su 贸rbita, el cambio de posici贸n de la Luna respecto al Sol hace que la parte iluminada vaya cambiando, lo que da lugar a las fases de la Luna (Luna nueva, cuarto creciente, Luna llena y cuarto menguante).
Luna llena fotografiada con el refractor de 200 mm de abertura del Observatorio Astron贸mico de la Universidad de Valencia. Cr茅ditos: Vicente Aup铆 (Observatorio de Torremocha del Jiloca).
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ENANA MARR脫N
Una estrella se caracteriza por su masa, que determina de manera esencial las propiedades observacionales y el tiempo que brillar谩 a partir de la producci贸n de energ铆a debido a reacciones nucleares en su interior. Sin embargo, en el espacio se pueden encontrar objetos de apariencia estelar pero que no tienen masa suficiente como para quemar el elemento m谩s sencillo, el hidr贸geno, que consta de un solo prot贸n. Esto es debido a que la presi贸n y temperatura internas, consecuencia del peso de todas las capas de material que se encuentran atra铆das por la gravedad del objeto, no son lo suficientemente altas para iniciar la conversi贸n de hidr贸geno en helio. A estos cuerpos se los denomina objetos subestelares. La definici贸n incluye tanto las enanas marrones, que en ciertos periodos evolutivos muy cortos pueden quemar un is贸topo del hidr贸geno denominado deuterio (un prot贸n m谩s un neutr贸n), como los objetos de masa planetaria, que carecen incluso de esta reacci贸n nuclear. Los modelos te贸ricos predicen que el l铆mite subestelar se encuentra en una masa equivalente a 0,072 veces la del Sol, aunque en realidad depende ligeramente del contenido de elementos m谩s pesados que el hidr贸geno y el helio, los cu谩les representan una fracci贸n m铆nima.
Las enanas marrones, por tanto, son objetos de masa intermedia entre las estrellas m谩s ligeras y los planetas gaseosos m谩s masivos (aproximadamente, entre 0,072 y 0,013 veces la masa del Sol). El espectro de las enanas marrones m谩s fr铆as descubiertas por ahora se parece m谩s al de J煤piter que al de las estrellas fr铆as. La primera enana marr贸n, Teide 1, fue descubierta en las Pl茅yades por un grupo espa帽ol liderado por el astrof铆sico R. Rebolo en 1995.
Imagen en falso color del c煤mulo estelar abierto sigma Orionis. El c煤mulo es muy joven (unos tres millones de a帽os) y rico en enanas marrones, estrellas con discos protoplanetarios y con emisi贸n de rayos X. Este c煤mulo es la regi贸n del cielo con m谩s y mejor conocidas enanas marrones. Cr茅ditos: Jos茅 A. Caballero (Centro de Astrobiolog铆a).
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