June 1st, 2008
Uno de los primeros cometidos del robot Phoenix , que ha aterrizado esta semana en el planeta rojo, es determinar la salinidad de las muestras que recoja del suelo mediante su brazo robótico. El experimento encargado de esto, el MECA (Microscopy, Electrochemistry, and Conductivity Analyzer o Analizador de Microscopía, Electroquímica y Conductividad) contiene un mini-laboratorio químico con cuatro hornillos del tamaño de una taza de café.
Fuente: Sky and Telescope (Artículo original de Kelly Beatty, publicado el 30 de mayo de 2008)

Ya sabemos que la sal existe en Marte. El rover Spirit encontró pruebas de antiguas fuentes calientes y su gemelo Opportunity identificó sales en las rocas y en los depósitos a lo largo de su camino. Entre tanto, los espectrómentros instalados a bordo de la Mars Odissey y la Mars Express, han encontrado desde la órbita las huellas espectrales de sales a lo ancho de todo el planeta rojo, e incluso algunos meteoritos marcianos contienen sal también.

De modo que, si el agua fluyó en Marte, fue probablemente muy salado. Eso, por sí mismo, no prohibiría la existencia de vida. Los biólogos disponen de una larga lista de entornos en la Tierra que rebosan de organismos halófilos (esto es, que se alimentan de sal). La próxima vez que visite el Gran Lago Salado de Utah o el Mar Muerto en Oriente Próximo, llévese su microscopio.

Paisaje del polo norte de Phoenix
El 27 de mayo de 2008, un “sol” (día marciano) después del aterrizaje, la sonda de la NASA, Phoenix, tomó esta imagen del paisaje mirando al noroeste. El terreno poligonal, también visible desde la órbita, es típico del entorno polar en la Tierra. Pulse aquí para ver una imágen en alta resolución . Crédito: NASA.

Pero hay un punto en el que incluso los organismos más halófilos se rinden. Un trío de científicos ha elaborado un estudio que señala que Marte podría haber sido demasiado salino para que la vida hubiera sobrevivido, e incluso para que llegara a surgir siquiera. Estos resultados, publicados en el semanario Science, muestran que las antiguas salmueras de Marte eran de 10 a 100 veces más salinas que el agua del mar de la Tierra. Y ello sin contar con los sulfatos, que parecen ser el tipo de sales dominantes en Marte.

Para calcular la habitabilidad del suelo de Marte, el investigador de Harvard Nicholas Tosca y sus colegas, asignaron un valor de “actividad del agua” que indica lo apropiada que es una solución para los microorganismos. El H20 puro tiene una capacidad de 1,0, el agua del mar 0,98. Muy pocos halófilos sobreviven por debajo de los 0.85.

En contraste, el equipo de investigadores piensa que las salmueras de la superficie de Marte tuvieron unas “actividades acuáticas” que probablemente estuvieron entre 0,78 y 0,86, hundiéndose hasta 0,5 o 0,6 conforme la evaporación provocaba que las salinas se volvieran más concentradas.

 

La salinidad y la actividad del agua en distintas zonas de Marte
Las salinas que en su día estuvieron presentes en el planeta rojo, fueron mucho más salinas que el agua del mar de nuestros océanos (curva azul), y basándose en pruebas químicas de suelos marcianos en Meridiani Planum hechas por el rover Opportunity (curva roja) y en meteoritos marcianos (curva verde).  Esto implica que la “actividad del agua” de Marte -su capacidad de albergar procesos biológicos- era demasiado baja para mantener organismos.
Science / Nicholas Tosca y otros.

El abundante hielo de agua que se piensa que hay debajo de la Phoenix podría ser relativamente puro, ya que se precipitó desde la atmósfera en forma de nieve o escarcha. Pero aún así podría haber presentes grandes cantidades de sales, formando capas, que se habrían depositado entre el hielo al haber transportado las feroces tormentas de polvo pequeñas partículas hacia los polos. Y los valores de la “actividad acuática” caen en picado con las temperaturas por debajo del punto de congelación.

“Deberemos esperar a ver lo que averigua la Phoenix”, advierte Tosca. “Nuestro artículo sólo dice que es necesario saber determinadas cosas sobre la química de Marte para juzgar su habitabilidad”.

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May 31st, 2008

¿Cómo podemos saber la edad de la Tierra? Finalmente, ha sido el método de la datación radioactiva el que nos ha permitido descubrir que la Tierra comenzó a formarse hace unos 4.500 millones de años. De ello se deduce la edad del Sol en unos 5.000 millones de años y la edad de todo el Sistema Solar. ¿Dónde están las pistas y pruebas definitivas que nos permiten situar el origen de la Tierra a una tan inimaginable distancia temporal?

El método de la datación radioactiva

Se trata de un proceso que nos permite concluir que al menos algunas rocas de la Tierra deben haberse solidificado hace unos 3.500 millones de años, y que los meteoritos que caen a la Tierra desde el espacio interplanetario tienen edades de 4.000 a 4.400 millones de años. Asímismo, las muestras lunares traídas a la Tierra indican edades de un máximo de 3.500 millones de años, de modo que la Luna y la Tierra tienen una antigüedad comparable.

Se puede llegar a conocer la edad de una roca debido a la existencia de determinados núcleos atómicos que son radioactivos por naturaleza y que pueden estar presentes en ella.

La descomposición radioactiva y la vida media

En un núcleo atómico hay dos tipos de partículas: protones y normalmente neutrones. Un elemento químico es un conjunto de átomos que tienen todos el mismo número de protones en su núcleo. Dependiendo del número de neutrones que existan en un núcleo atómico, puede haber distintas configuraciones de los núcleos atómicos de un mismo elemento, algo de lo más común y que les ocurre a la gran mayoría de los elementos químicos. A cada una de estas configuraciones diferentes de partículas en un núcleo atómico se les denomina isótopos. Así, por ejemplo, el hidrógeno, el elemento más sencillo de la naturaleza, tiene tres isótopos, a saber, el hidrógeno (un protón), el deuterio (un protón más un neutrón) y el tritio (un protón más dos neutrones).

Muchos núcleos atómicos tienen una combinación de protones y neutrones que forman una configuración inestable o radiactiva. Estos núcleos  tienden  a  aproximarse a una configuración estable liberando ciertas partículas, denominadas ya desde hace tiempo como partículas alfa y partículas beta.

Una partícula alfa es un núcleo de helio, compuesto por dos protones y dos neutrones. Una partícula beta es un electrón, que se puede absorber o emitir por el núcleo atómico en función de otros mecanismos internos que conducen también a su transformación en otro elemento.

Se define como vida media el tiempo que invierte la mitad de la masa total de una muestra de un isótopo radioactivo en desintegrarse, descomponerse o transfomarse expontaneamente en un núcleo distinto de otro elemento. Un núcleo concreto se puede descomponer en otro emitiendo partículas alfa (núcleos de helio desprovistos de electrones) en lo que se conoce como desintegración alfa, y emitiendo o absorbiendo partículas beta (electrones) en la llamada desintegración beta.

La edad de una roca solidificada se puede determinar por la razón entre el elemento radiactivo madre y el producto de su desintegración en una muestra de esa roca. Concretamente, el isótopo del uranio U238 se descompone en el isótopo del plomo Pb206, emitiendo ocho partículas alfa en el proceso. El isótopo U238 tiene una vida media de 4.500 millones de años, esto es, que al cabo de ese tiempo, la mitad de la masa total conjunta de los isótopos de ese elemento se habrá transformado en Pb206. Si tomamos una roca no porosa, las partículas alfa emitidas por el isótopo de uranio no habrán podido escapar, quedando atrapadas en su interior mientras los átomos se combinan con algunos de los electrones que se liberan mientras la carga nuclear disminuye en la descomposicion alfa.

Midiendo la relación que hay entre el U238 y el Pb206 en el presente dentro de la roca, se puede llegar a estimar la edad de la misma. Evidentemete, debe tomarse en consideración que otras desintegraciones pueden haber tenido lugar simultaneamente. El U235 se desintegra en Pb207, emitiendo siete partículas alfa en una vida media de 700.000 años.El isótopo del torio Th232 se desintegra en Pb208 emitiendo seis partículas alfa en una vida media de 13.900 millones de años. El isótopo del rubidio Rb87 se trasforma en estroncio Sr87 en una vida media de 4.600 millones de años y el potasio K40 en Argón Ar40 en una vida media de 1.250 millones de años. Para obtener una determinación de la edad de una roca más completa, deben tenerse en cuenta varias de estas desintegraciones. Sólo cuando todas las fechas obtenidas coinciden se puede estar seguro del resultado de la datación de una muestra.

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May 15th, 2008

Una nube de gas de alta velocidad se dirige hacia nuestra galaxia. Fue descubierta por la discípula de Jan Oort, Gail Bieger-Smith, en 1963, cuando estos y otros astrónomos holandeses trataban de cartografiar la Vía Láctea en radio. Se preveé que esta nube, que se encuentra a unos 40.000 años luz en la dirección de la constelación de El Águila, choque con nuestra galaxia en la zona del brazo de Perseo. Esto ocurrirá en unos 20.000 o 40.000 millones de años.

Fuente: Sky and Telescope.

La Vía Láctea, nuestra galaxia, es un gigantesco disco de unos 100.000 millones de estrellas, que giran todas en torno a un centro de gravedad común en el que parece haber un agujero negro supermasivo, de entre 1.000.000 y 3.000.000 de masas solares. En la Vía Láctea se están formando y muriendo estrellas de manera continua. Esto provoca que ciertas masas de gas sean expulsadas fuera de ese disco, especialmente cuando se producen explosiones de supernovas, las violentas muertes de las estrellas más masivas. Esas nubes de gas acaban volviendo a caer al disco de la galaxia. Sin embargo, parece que esta nube no sigue esa pauta, al menos en apariencia. Se trata de una nube de gas de alta velocidad.

La nube fue descubierta por la astrónoma holandesa Gail Biegger-Smith con el radiotelescopio de 25 metros de diámetro de Dwingeloo, inaugurado en 1956 y en su momento el mayor del mundo. Poco después de su descubrimiento, la astrónoma se casó y se quedó embarazada, lo que la llevó a abandonar su carrera ya que su jefe, el célebre Jan Oort, consideraba que la maternidad era incompatible con la carrera astronómica. Según manifestó Biegger-Smith a Sky and Telescope, fue decisión de ella y nunca se ha arrepentido. Así, este es otro ejemplo más de una mujer trabajadora que ha abandonado su carrera para dedicarse a la vida familiar.

La de Biegger-Smith es la nube de gas de alta velocidad más cercana de las que han sido detectadas en las proximidades de la Vía Láctea. Recientes observaciones de la nube con el Green Bank Telescope (GBT), en Virgina, EEUU, han demostrado que la nube está a unos 40.000 años luz del Sol, siendo una de las pocas nubes galácticas cuya distancia y posición en el espacio se conoce con exactitud. Conocemos también sus dimensiones: 11.000 x 2.500 años luz. Está unos 9.000 años luz por debajo del plano del disco galáctico y a unos 25.000 años luz de su centro. Biegger-Smith ya calculó que la nube retrocedía a 100 km/s, pero ello es debido a nuestro movimiento propio, y se está acercando a la Vía Láctea a 70 km/s, aunque su velocidad en el espacio es de de 300 km/s. Por su movimiento parece compartir gran parte de la velocidad de rotación de nuestra galaxia.

Una de las conjeturas acerca de la formación de las galaxias supone que estas se forman por la concentración de la aún no descubierta materia oscura, en forma de grandes halos, que habrían acabado atrayendo las nubes de hidrógeno circundantes para, a la manera de grandes ladrillos, terminar formando las galaxias tal y como ahora las conocemos. En este sentido, si se demostrara que la composición de la nube de Bieger-Smith es la misma que la del universo primigenio, podríamos estar, quizá, ante uno de los últimos supervivientes de la formación de las primeras galaxias del Universo. Por el contrario, si se detectara una gran abundancia de metales, es decir, de átomos más complejos que el hidrógeno, en ese caso la nube habría sido probablemente expelida de la Vía Láctea por alguna gran explosión de supernova que habría ocurrido en el pasado, y ahora estaría simplemente volviendo al lugar del que originariamente procedería. En contra de esta hipótesis está el hecho de que su masa parece demasiado elevada (un millón de masas solares), aunque parece cierto que, como dijimos más arriba, comparte el movimiento de giro de la Vía Láctea.

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May 7th, 2008

Las nuevas políticas de la NASA están a punto de provocar que no se envíe a la Estación Espacial Internacional un observatorio de rayos cósmicos construído por una colaboración internacional encabezada por un premio Nobel. Este observatorio ha costado un millón y medio de dólares. CIEMAT e Instituto Astrofísico de Canarias participan.

Fuente: Sky and Telescope y otras.

 

El observatorio AMS (Espectrómetro Magnético Alfa) es un proyecto que va a permitir el estudio de los rayos cósmicos ultraenergéticos primarios desde el espacio, y debería ser instalado en la Estación Espacial Internacional (EEI o ISS en inglés), debido a que esta estación constituye una auténtica plataforma estable de un potencial impresionante. Los rayos cósmicos son partículas (protones, electrones o inclusos núcleos atómicos com el del hierro) cargadas o rayos gamma, (que no son partículas) que viajan a gran velocidad por el espacio. Su origen exacto aún es desconocido, pudiendo ser remanentes de supernova, galaxias acivas (AGN) o cualquier otro objeto capaz de acelerar partículas a esas velocidades. Los rayos cósmicos ultraenergéticos son, probablemente en su totalidad, de origen extragaláctico, siendo su energía de 10×1019 electrón-voltios. En la actualidad el observatorio de rayos cósmicos más avanzado del mundo es el Observatorio Pierre Auger , que se encuentra en la provincia de Mendoza, en Argentina. Este observatorio también es una cooperación internacional en la que participa nuestro país, entre otros muchos de todo el mundo.

Con rayos cósmicos primarios nos referimos a la mismísima partícula que viaja por el espacio. La forma de detectarse estos rayos cósmicos es mediante la observaciópn de las denominadas cascadas, compuestas de otras partículas generadas por esa interacción de la partícula primaria con la atmósfera.

El AMS, que está prácticamente preparado para poder ser lanzado al espacio, es un proyecto principalmente europeo, y la NASA había acordado enviarlo a la Estación Espacial Internacional. Pero, debido a la catástrofe del Columbia, se decidió que cualquier operación del Transbordador Espacial en la estación debería cumplir con los objetivos de las nuevas políticas espaciales propugnadas por el todavía presidente George Bush Jr. Prima la exploración humana del espacio, con los objetivos declarados de la Luna y Marte, frente a las actividades puramente científicas. Todo ello conduce a que no exista actualmente ningún vuelo previsto para subir el AMS al espacio. Esta misión, que debería ser aprobada por el Congreso de los Estados Unidos, permanece actualmente bloqueada, y dado que está previsto retirar la flota de transbordadores en 2010, la situación del proyecto no es nada buena en la actualidad.

 

El observatorio AMS montado en la EEI
El observatorio AMS, tal como quedaría de ser montado en la Estación Espacial Internacional.
Crédito de la imagen: AMS.

 

Obsérvese en la imagen superior cómo el AMS debe ser instalado lo más alejado posible de los módulos de la Estación Espacial. Esto es debido a que genera muchas corrientes eléctricas que podrían afectar tanto a los elementos de la propia estación como a los astronautas, con lo que conlleva un cierto peligro. Este es uno de los motivos que ha provocado el retraso que está sufirendo actualmente la fase de puesta en órbita del proyecto.

El detector de AMS pretende el estudio de las partículas de los rayos cósmicos en el espacio, mediante el estudio de cascadas de rayos cósmicos secundarios en el interior del propio detector. Mide la energía y la dirección de las partículas al interaccionar estas con un material denso que se encuentra dentro del propio AMS.

El equipo encargado de su construcción está dirigido por Samuel Ting , físico del Instituto Tecnológico de Massachussets (MIT), que obtuvo el premio Nobel en 1976 por sus trabajos en el descubrimiento del mesón J, partícula subatómica. Fue un Nobel compartido, puesto que Burton Richter descubrió independientemente la misma partícula que Ting. Casualmente ambos publicaron sus descubrimientos el mismo día, el 11 de noviembre de 1974.

España participa en el proyecto con el Instituto Astrofísico de Canarias (IAC) y el Centro de Investigaciones Energéticas, Medioambientales y Tecnológicas (CIEMAT). Puede considerarse como uno de los grandes proyectos de la física de partículas en los que hay científicos de nuestro país involucrados.

 

 

 

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May 2nd, 2008

El Gran Cometa de 1811, que brilló con fuerza en los cielos del hemisferio norte, fue considerado por muchos el signo celeste del advenimiento de la derrota de Napoleón, que llevaba años asolando Europa; sus ejércitos se enfrentaban a las monarquías absolutas en nombre de la Revolución Francesa. El Gran Cometa es mencionado en la novela de Tolstoi “Guerra y Paz”. En España fue también observado y registrado.

Leemos, entre las descripciones de los atropellos que cometieron las tropas de Napoleón en Alcalá de Henares y los avatares de la lucha entre españoles, ingleses y franceses en nuestras tierras, unas emocionadas alusiones a este cometa, el Gran Cometa de 1811 . La obra se llama “Diario de un Patriota Complutense en la Guerra de la Independencia”, y está atribuida con seguridad absoluta al Licenciado D. Juan Domingo Palomar, corregidor que asistía a las juntas del Ayuntamiento de Alcalá y que ayudó en lo que pudo a la ciudad complutense durante el tiempo que ocupó su cargo.

Reproducimos a continuación el texto de Palomar, tal como aparece en la edición facsimil de la Institución de Estudios Complutenses en 1990. Se incluye un corioso Soneto que, según el autor, apareció en el Diario de las Cortes de Cádiz, por entonces centro político de la España libre, y donde fue promulgada en marzo de 1812 la primera Constitución de nuestro pais.

 

El Gran Cometa de 1811
El Gran Cometa de 1811 tal y como apareció dibujado en la Astronomía Popular de Camilo Flammarion

 

 

“Estamos viendo en el cielo todo este mes de octubre un hermoso cometa en el cielo que aparece al anochecer cerca del carro del Norte, y cuanto más desaparece la luz natural, tanto más luminoso y resplandeciente se mira el cometa. Hace á la vista natural tanto bulto como la luna llena, y tiene una cola como de cuatro varas, muy ancha y como si fuese una cabellera. Dicen que permanece toda la noche y cada hora más hermoso: la cola mira al Oriente, y cuando se oculta es caminando hacia el norte. Á todos no stiene atónitos: todos le consideran con alegría, y algunos interpretan que es la señal de la libertad de la Nación, oprimida por los ejércitos de Napoleón. Empezó á mostrarse á nuestra vista por Agosto.”

[…]

En este mes de noviembre ha continuado el cometa de que se ha hablado antes, presentándose en nuestro horizonte algo que disminuía la cabellera y al parecer al go más retirado que antes. En el Diario de Cortes del lunes 23 de Septiembre, en Cádiz, se halla un soneto que dice así:

Ese cometa ó globo transparente
que hacia el ártico polo se presenta,
cual precursor benigno nos alienta
anunciando victorias felizmente.

Las ráfagas que exhala hacia el Oriente
ramas de olivas son que nos presenta,
trofeos de una guerra tan sangrienta
y corona marcial de nuestra gente.

La unión de los reflejos á una parte
nos da á entender que unamos nuestros bríos
todos á punto, resplandezca el arte.

¡Ea! Españoles, unid los albedríos,
y si honor nos anuncia en la campaña,
haya unión y lealtad, y ¡viva España!

Se supone que este soneto se formó bajo la protesta de que no se crea sea el cometa signo de sucesos ó revoluciones políticas.”

El Gran Cometa de 1811 (1811 I)

Fue un cometa muy brillante, que alcanzó la magnitud cero. Con este dato sabemos que hoy en día habría sido visible a simple vista desde cualquier gran ciudad del mundo, aunque, eso sí, pasaría completamente inadvertido como ocurrió recientemente con el cometa Holmes, que experimentó un impresionante estallido que permitió su observación desde ciudades con tanta contaminación lumínica como Madrid. La cola de este cometa se extendió, en su mejor momento, 60 grados en el cielo.

Fue descubuierto por Honoré Flaugergue a finales de marzo de 1811. Se estima que su periodo es de poco más de 3.000 años, por lo que no lo observaremos en la Tierra hasta cerca del año 5.000. Se calcula que debe de tener un núcleo de unos 40 o 50 kilómetros de diámetro. Mantuvo el récord de cometa observado a simple vista durante más tiempo hasta la llegada del cometa Hale-Bopp en la década de los 90 del siglo XX.

Debido a la gran inclinación de su órbita, el cometa fue observado, cuando pasaba por el perihelio, en la zona norte del cielo, otra caracterísitica que permite asemejarlo al cometa Hale-Bopp . Tanto su órbita como las posiciones relativas del cometa y de la Tierra fueron muy similares.

Estos datos son los “elementos orbitales” del cometa:

Mínima distancia perihélica: 1.035412
Excentricidad de la órbita: 0.995125
Inclinación de la órbita: 106.9342
Argumento del perihelio: 143.0494
Longitud del nodo ascendente: 65.4096
Paso por el perihelio: 1811.09128

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April 28th, 2008

Publicado dentro de la colección para niños y jóvenes “Esa Horrible Ciencia”.

Autor:

Kjartan Poskitt nació en York, Inglaterra, en 1956. Además de por sus libros de matemáticas y de ciencias para niños, Poskitt es famoso por presentar programas divulgativos en televisión, todos ellos siempre en un tono especialmente divertido, pensado para hacer desaparecer cualquier prejuicio hacia el aprendizaje que sus lectores y televidentes pudieran padecer.

 

Esa Inmensa Galaxia

 

Ficha:

Libro de bolsillo ilustrado publicado por primera vez en el Reino Unido en 1997 por Scholastic Books . En España ha sido editado por Editorial Molino en 1998 y por RBA Editores en 2006.

Ilustrado por Daniel Postgate con infinidad de chistes gráficos.

Los textos de Poskitt, que se podría decir que rayan la locura, buscan siempre el lado más imaginativo de la astronomía. Las explicaciones van desde la astronomía de posición hasta la cosmología y los agujeros negros, deteniéndose especialmente en la estructura del Sistema Solar y de los cuerpos que lo componen. La edición que se ha consultado, la de 2006, no aparece actualizada con respecto a la no inclusión de Plutón en la lista de planetas, lo cuál afecta, lógicamente, sólo a una pequeña parte del texto.

 

Esa Inmensa Galaxia interior

 

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April 28th, 2008

Autor:

Vladimir Mikhaylovich Lipunov nació en 1952 en Amur (Rusia). Trabaja en la cátedra de Astrofísica y Astronomía Estelar de la Universidad Estatal de Moscú.

 

El mundo de las estrellas dobles

 

 

Ficha:

Editorial URSS. Primera publicación en 1986. Traducción y primera publicación en castellano: 2003.

Divulgativo aunque no por ello superficial. Los sistemas de estrellas dobles hacen la evolución estelar mucho más interesante, acelerando su estudio por parte de los astrofísicos. Desde las leyes de Kepler o la doble periódica Algol hasta las fuentes de rayos X (como Hercules X-1) y las estrellas Wof-Rayet, el autor pone constamemente nuestro cerebro a prueba, ayudándonos a entender cómo evolucionan las estrellas, y sobre todo a comprender cómo hemos llegado a obtener todos esos conocimientos. Para algunos contenidos puntuales debe tenerse en cuenta, sin embargo, la fecha de su publicación, lo que no le resta nada de su gran valor pedagógico.

Podemos ver sus contenidos en la página web que la editorial URSS ha creado para este libro: El Mundo de las Estrellas Dobles.

 

El mundo de las estrellas dobles, interior

 

 

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April 26th, 2008

Quizá el mejor atlas de la Luna para el astrónomo aficionado a la selenografía.

Autor

Antonín Rükl. Nacido en 1932 en Cáslav (Chequia), graduado en la Universidad Técnica de Chequia, ingresó en 1956 en el Departamento de Astronomía del Instituto Geodésico de Praga. Se unió al planetario de esta ciudad en 1960 del que llegó a ser director. Se retiró en 1999.

 

Atlas of the Moon

 

 

Ficha

ISBN: 0-913135-17-8
Copyright  de 1990

El lado visible de la Luna se divide en 76 cartas, más ocho extras para las zonas de libración y un mapa general de ambos  hemisferios de la Luna y las dos zonas polares. Todas la cartas están dibujadas por el propio Rükl, basándose en fotografías de la Luna recopiladas durante años. Se completa con la nomenclatura de la Unión Astronómica Internacional e información sobre astronomía de posición, más información acerca del origen y evolución de la Luna, así como un listado de todas las misiones que han visitado la Luna, tripuladas o no, hasta la fecha de la publicación del atlas.

Junto a cada una de las cartas se detalla información sobre las características técnicas de los accidentes lunares, junto a una breve reseña explicativa acerca del nombre que la UAI le ha dado a cada accidente, ya sea la biografía de un personaje histórico o un accidente geográfico de la Tierra.

 

Un mapa de la Luna

 

 

 

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April 16th, 2008

LUNAR 100, “Los 100 de la Luna”. Selección de accidentes y rasgos lunares creada por el planetólogo Charles A. Wood. Se trata de las formaciones y rasgos que se han considerado más interesantes, y que los astrónomos aficionados observan con gran interés. Los astrofotógrafos compiten por ver quien realiza las mejores fotografías de cada uno de ellos.

Sky and Telescope magazine.

¿Qué son los Lunar 100?

Se trata de un listado de rasgos lunares recopilados por el planetólogo Charles A. Wood basándose en su interés científico. Sirven como una gran guía a la historia de la formación de la Luna. La revista Sky and Telescope publica todos los meses un artículo escrito por este científico discutiendo interesantes peculiaridades de la Luna, describiendo los rasgos de su catálogo y situándolos en un contexto de entorno y formación.

Pueden compararse, salvando las distancias, a los 109 objetos difusos del catálogo de Messier, recopilados por el director del Observatorio de Paris hace más de 200 años para evitar su confusión con los cometas que pudieran aparecer en el cielo. Un moderno catálogo de objeto difusos es el catálogo Caldwell.

Listado completo de los “Lunar 100”

En la primer columna aparece el número “L”, esto es, el número de catálogo que Wood les ha asignado. La segunda columna muestra  el nombre de la formación, que puede ser un simple cráter, una gran cuenca de impacto, un volcán, un abismo, etc. La tercera columna indica el por qué de su importancia e interés. La siguiente columna muestra cómo se ha denominado a ese accidente en el Virtual Moon Atlas, un software gratuito y disponible en español, con el que podemos explorar la Luna. Cuando el accidente no está en el índice de este atlas, se indica cuál es el accidente más cercano. Después aparecen, en sendas columnas separadas, las coordenadas de latitud y longitud lunares. A continuación el diámetro y, por último, el número de carta o mapa del Atlas of the Moon creado por Antonín Rükl, quien ha sido director del planetario de Praga. Se trata de uno de los mejores atlas de la Luna para los astrónomos aficionados, si no el mejor.

L Nombre de la formación Explicación Nomenclatura
en el VMA
Lat. (°) Long. (°) Diam. (km) Carta de Rükl
1 La Luna Gran satélite 3,476
2 Luz cenicienta Luz del Sol doblemente reflejada
3 Dicotomía entre los mares y las tierras altas Dos materiales de distinta composición
4 Apeninos Borde de la cuenca de Imbrium Montes Apenninus 18.9N 3.7W 70 22
5 Copernico Arquetipo de los grandes cráteres complejos Copernicus 9.7N 20.1W 93 31
6 Tycho Gran cráter con rayos de material fundido Tycho 43.4S 11.1W 85 64
7 Abismo de Altai Borde de la cuenca de Nectaris Rupes Altai 24.3S 22.6E 425 57
8 Theophilus, Cyrillus, Catharina Secuencia de cráteres que ilustra distintos estados de degradación Teophilus, Cyrillus, Catharina 13.2S 24.0E 46, 57
9 Clavius Carencia de rasgos de cuenca a pesar de su tamaño Clavius 58.8S 14.1W 225 72
10 Mare Crisium Mar contenido en una gran cuenca circular Mare Crisium 18.0N 59.0E 540 26, 27,
37, 38
11 Aristarco Cráter muy brillante con bandas oscuras en sus paredes Aristarchus 23.7N 47.4W 40 18
12 Proclus Rayos oblicuos de impacto Proclus 16.1N 46.8E 28 26
13 Gassendi Cráter con el suelo fracturado Gassendi 17.6S 40.1W 101 52
14 Sinus Iridum Cráter muy grande que carece de uno de sus bordes Sinus Iridum 45.0N 32.0W 260 10
15 Rupes Recta El mejor ejemplo de falla lunar Rupes Recta 21.8S 7.8W 110 54
16 Petavius Cráter con el fondo elevado y fracturado petavius 25.1S 60.4E 177 59
17 Vallis Schroeter Rima sinuosa gigante Vallis Schroter 26.2N 50.8W 168 18
18 Bordes oscuros del Mare Serenitatis Distintas zonas del mar con diferente composición Mare Serenitatis 17.8N 23.0E N/A 24
19 Vallis Alpes Graben lunar Vallis Alpes 49.0N 3.0E 165 4
20 Posidonius Cráter con el fondo fracturado Posidonius 31.8N 29.9E 95 14
21 Fracastorius Cráter con el fondo hundido y fracturado Fracastorius 21.5S 33.2E 124 58
22 Meseta de Aristarco Misteriosa región elevada bajo un manto piroclástico Aristarchus 26.0N 51.0W 150 18
23 Pico Fragmento aislado del anillo de Imbrium Mons Pico 45.7N 8.9W 25 11
24 Rima Hyginus Rima en parte formada por fosas de hundimiento carentes de bordes Rima Hyginus 7.4N 7.8E 220 34
25 Messier y Messier A Par de impactos de rebote oblicuos Messier 1.9S 47.6E 11 48
26 Mare Frigoris Mar arqueado de origen incierto Mare Frigoris 56.0N 1.4E 1600 2-6
27 Arquímedes Gran cráter que carece de pico central Archimedes 29.7N 4.0W 83 12, 22
28 Hipparchus Primer cráter dibujado en solitario Hipparchus 5.5S 4.8E 150 44, 45
29 Rima Ariadaeus Largo graben lineal Rima Ariadaeus 6.4N 14.0E 250 34
30 Schiller Posible impacto oblicuo Schiller 51.9S 39.0W 180 71
31 Taruntius Cráter joven de suelo fracturado Taruntius 5.6N 46.5E 56 37
32 Arago Alfa y Beta Edificios volcánicos Arago Alpha, Arago Beta 6.2N 21.4E 26 35
33 Cresta Serpentina Segmento del anillo interior de una cuenca Dorsa Smirnov (?) 27.3N 25.3E 155 24
34 Lacus Mortis Cráter extraño con rimae y cresta Lacus Mortis 45.0N 27.2E 152 14
35 Rimae Triesnecker Rimae Rimae Triesnecker 4.3N 4.6E 215 33
36 Cuenca de Grimaldi Pequeña cuenca de borde doble Grimaldi 5.5S 68.3W 440 39
37 Bailly Cuenca apenas discernible Bailly 66.5S 69.1W 303 71
38 Sabine y Ritter Posibles impactos gemelos Sabin, Ritter 1.7N 19.7E 30 35
39 Schickard Suelo de un cráter con rayos de eyecta de la cuenca Orientale Schickard 44.3S 55.3W 227 62
40 Rima Janssen Raro ejemplo de rima en las tierras altas Rimae Janssen 45.4S 39.3E 190 67, 68
41 Rayo de Bessel Rayo de origen incierto cercano a Bessel Bessel 21.8N 17.9E N/A 24
42 Colinas de Marius Complejo de edificios volcánicos y colinas Marius 12.5N 54.0W 125 28, 29
43 Wargentin Un cráter lleno de lava o eyecta hasta el borde Wargentin 49.6S 60.2W 84 70
44 Mersenius Fondo elevado marcado con cráteres secundarios Mersenius 21.5S 49.2W 84 51
45 Maurolycus Region de craterización saturada Maurolycus 42.0S 14.0E 114 66
46 Pico central en Regiomontanus Posible pico volcánico Regiomontanus 28.0S 0.6W 124 55
47 Manchas oscuras en Alphonsus Erupciones de halo oscuro sobre el suelo del cráter Alphonsus 13.7S 3.2W 119 44
48 Región de Cauchy Falla, rimae y cúpulas Cauchy, Rima Cauchy, Rupes Cauchy 10.5N 38.0E 130 36
49 Gruithuisen Delta y Gamma Edificios volcánicos de lavas viscosas Mons Gruithuisen Delta, Mons Gruithuisen Gamma 36.3N 40.0W 20 9
50 Llanuras de Cayley Suaves y luminosas planicies de origen incierto Cailey 4.0N 15.1E 14 34
51 Cadena de cráteres de Davy Resultados del impacto de fragmentos cometarios Catena Davy 11.1S 6.6W 50 43
52 Crüger Posible caldera volcánica Cruger 16.7S 66.8W 45 50
53 Lamont Posible cuenca enterrada Lamont 4.4N 23.7E 106 35
54 Rimae Hippalus Rimae concéntricos a la cuenca de Humorum Rimae Hippalus 24.5S 29.0W 240 52, 53
55 Baco Crater de suelo inusualmente llano, rodeado de planícies Baco 51.0S 19.1E 69 74
56 Cuenca Australe Una antigua cuenca parcialmente inundada Mare Australe 49.8S 84.5E 880 76
57 Reiner Gamma Llamativo remolino y anomalía magnética Reiner Gamma 7.7N 59.2W 70 28
58 Vallis Rheita Cuenca de cráteres secundarios en cadena Vallis Reitha 42.5S 51.5E 445 68
59 Cuenca de Schiller-Zucchius Cuenca gravemente degrada que ha sido ignorada Entre Schiller y Zucchius 56.0S 45.0W 335 70, 71
60 Kies Pi Edificio volcánico Domes Kies Pi 26.9S 24.2W 45 53
61 Mösting A Cráter simple cercano al centro del lado cercano de la Luna Mosting 3.2S 5.2W 13 43
62 Rümker Gran edificio volcánico Mons Rumker 40.8N 58.1W 70 8
63 Estructura radial de Imbrium Boscovich, Julius Caesar y sus alrededores cubiertos de eyecta Boscovich,Julius Caesar 11.0N 12.0E 34
64 Descartes Lugar de aterrizaje del Apolo 16; región de supuesto volcanismo de las tierras altas Descartes 11.7S 15.7E 48 45
65 Domos de Hortensius Campo de domos al norte de Hortensius Hortensius Omega 7.6N 27.9W 10 30
66 Rima Hadley Canal de lava cercano al lugar de alunizaje del Apolo 15 Rima Hadley 25.0N 3.0E 22
67 Formación Fra Mauro Eyecta de Imbrium. Lugar de alunizaje del Apolo 14 Fra Mauro 42
68 Flamsteed P Propuesta de joven cráter volcánico y lugar de alunizaje del Surveyor 1 Junto a Flamsteed 3.0S 44.0W 112 40
69 Cráteres secundarios de Copernico Rayos y pequeños cráteres cercanos a Pytheas Cerca de Pytheas 19.6N 19.1W 4 20
70 Mare Humboldtianum Cuenca de impacto de varios anillos Mare Humboldtianum 57.0N 80.0E 650 7
71 Manto oscuro de Sulpicius Gallus Erupciones de ceniza al oeste del cráter Sulpicius Gallus 19.6N 11.6E 12 23
72 Cráteres de halo oscuro de Atlas Cavidades explosivas volcánicas en el suelo de Atlas Atlas 46.7N 44.4E 87 15
73 Cuenca de Smythii Cuenca de bordes escarpados y mar de observación difícil Mare Smythii 2.0S 87.0E 740 38, 49
74 Coppernichus H Cráter de impacto de halo oscuro Cerca de Copernicus 6.9N 18.3W 5 31
75 Ptolemaeus B Depresión llana en el fondo de Ptolomeo Cerca de Ammonius 8.0S 0.8W 16 44
76 W. Bond Cráter grande degradado por la eyecta de Imbrium W Bond 65.3N 3.7E 158 4
77 Rimae Sirsalis Rimae radiales procedentes de la cuenca de Procellarum Rimae Sirsalis 15.7S 61.7W 425 39, 50
78 Lambert R Cráter “fantasma” enterrado Cerca de Lambert 23.8N 20.6W 54 20
79 Sinus Aestuum Manto oscuro de depósitos volcánicos en la región este Sinus Aestuum 12.0N 3.5W 90 33
80 Cuenca de Orientale La cuenca grande de impacto más joven Mare Orientale 19.0S 95.0W 930 50
81 Hesiodus A Cráter concéntrico Cerca de Hesiodus 30.1S 17.0W 15 54
82 Linneo Pequeño cráter que llegó a pensarse que había desaparecido Linne 27.7N 11.8E 2.4 23
83 Pequeños cráteres de Platón Agujeros de cráteres en el límite de resolución Plato 51.6N 9.4W 101 3, 4
84 Pitatus Cráter con rimae concéntricos Pitatus 29.8S 13.5W 97 54
85 Rayos de Langrenus Sistema de rayos de edad avanzada Langrenus 8.9S 60.9E 132 49
86 Prinz Rilles Rimae cercanos al cráter Prinz Rimae Prinz 27.0N 43.0W 46 19
87 Humboldt Cráter con picos centrales y manchas oscuras Humboldt 27.0S 80.9E 207 60
88 Peary Cráter polar de observación complicada Peary 88.6N 33.0E 74 4, II
89 Domo de Valentine Edificio volcánico Cerca de Linne 30.5N 10.1E 30 13
90 Armstrong, Aldrin y Collins Pequeños cráteres cercanos al lugar de alunizaje del Apolo 11 Armstrong, Aldrin, Collins 1.3N 23.7E 3 35
91 Rimae de Gasparis Área de abundante rimae Rimae de Gasparis 25.9S 50.7W 30 51
92 Vallis Gylden Parte de la escultura radial de Imbrium Cerca de Gylden 5.1S 0.7E 47 44
93 Rayos de Dionysius Rayos raros e inusuales Dionysus 2.8N 17.3E 18 35
94 Drygalski Gran cráter de la región polar sur Drygalski 79.3S 84.9W 162 72, VI
95 Cuenca de Procellarum ¿La mayor cuenca de la Luna? Parte de Oceanus Prodellarum 23.0N 15.0W 3200
96 Montañas Leibnitz Borde de la cuenca del Polo Sur-Aitken Cerca de Malapert 85.0S 30.0E 73, V
97 Vallis Inghirami Eyecta de la cuenca de Orientale Vallis Inghirami 44.0S 73.0W 140 61
98 Flujos de lava de Imbrium Estribaciones exteriores del flujo de lava del Mare Imbrium Cerca de Carlini 32.8N 22.0W 10
99 Ina Jóven caldera volcánica que forma una “D” Cerca de Lacus Felicitatis 18.6N 5.3E 3 22
100 Remolinos del Mare Marginis Posibles depósitos magnéticos Cerca de Al Biruni 18.5N 88.0E 27, III

Los “Lunar 100” en Internet

Aficionados de todo el mundo pugnan por fotografiar todos los “L” del listado de Wood. Podemos comenzar a navegar desde este enlace:

Lunar 100 de AstroSpider

La nomenclatura del Virtual Moon Atlas se ha obtenido en:

Shoestring Astronomy

Agradecimientos

Especialmente a Arbacia, del Foro de la Asociación Astronómica Marteña Hubble.

 

 

 

Publicado en La Luna, Sistema solar | Comments Off on Los “Lunar 100”
April 15th, 2008

Después de dedicar seis años a medir el brillo y los colores de 200 millones de objetos, los datos de SDSS (o Sloan, como también se le suele llamar) parecen apuntar a que el halo de nuestra galaxia, la Vía Láctea, consta de dos partes bien diferenciadas. Esta podría ser una prueba más de que las grandes galaxias (incluida la nuestra) se forman mediante la colisión de galaxias más pequeñas.

 

Fuentes: Sky & Telescope y SDSS.

El Sloan Digital Sky Survey (SDSS-I) (Reconocimiento Digital del Cielo de Sloan) recopila los datos de más de 200 millones de objetos abarcando casi la mitad del hemisferio norte, siendo la mayor recopilación de datos de objetos celestes del mundo,  acumulando 15 terabytes de información. El proyecto ha obtenido también los espectros a media resolución de más de 1.200.000 de objetos. Los trabajos finalizaron en julio de 2005, aunque los científicos prosiguen con su estudio del Cosmos con la continuación, el SDSS-II, que tiene previsto completarse en julio de 2008, e incorpora el proyecto SEGUE, Sloan Extension for Galactic Understanding and Exploration (Extensión de Sloan para la Exploración y Entendimiento de la Galaxia).

 

Telescopio de 98 pulgadas de Sloan
El telescopio de 98 pulgadas (2,5 metros) de Sloan, en Nuevo México, EE.UU. (Crédito: SDSS).

SEGUE (que como hemos dicho se engloba en SDSS-II) ha determinado hasta ahora la metalicidad de más de 200.000 estrellas del disco y del halo de la Vía Láctea. De este modo que el equipo de SDSS-II, compuesto de científicos japoneses, australianos, italianos y de los EEUU parece haber descubierto que en el halo de nuestra galaxia, la Vía Láctea, existen dos poblaciones estelares bien diferenciadas, tanto por su composición como por su dinámica.

Dentro del halo interior, que es de forma achatada y que alcanza hasta los 50.000 años luz del centro galáctico, las estrellas rotan en el mismo sentido que las estrellas del disco galáctico. Sin embargo, en el halo exterior, más esferoidal y que alcanza hasta los 65.000 años luz del centro galáctico, las estrellas tienden a moverse en la dirección contraria, pero al doble de velocidad que las estrellas del halo interior. La metalicidad de estas extrellas del halo exterior tienen, además, una metalicidad inferior a las estrellas del halo interior. La metalicidad de las estrellas se mide por la abundancia de los elementos más complejos que el hidrógeno (H) y el helio (He). Estos elementos más complejos se forman principalmente en las estrellas, por lo que la carencia de ellos se asocia con una mayor longevidad, ya que esas estrellas se habrían formado de un gas menos metálico, esto es, más parecido al que existía cuando se formó el universo después del Big Bang. En la gran explosión supuestamente, y según cada vez un mayor número de datos observacionales, se originó el Cosmos.

Debido a la existencia de estas dos poblaciones de estrellas tan diferentes en zonas distintas de halo de nuestra galaxia, los investigadores especulan con que la Vía Láctea, durante su proceso de formación, fue colisionando con sistemas estelares más pequeños, que habrían quedado absorbidos por ella, dispersándose las estrellas que los componían. Pero reconocen que la cadena de los acontecimientos es muy difícil siquiera de intuir.

La naturaleza dual del halo de la Vía Láctea se determinó basándose en las mediciones de 20.000 estrellas. SEGUE espera multiplicar por 10 el número de datos, con lo que se cree que llegarán a obtenerse muchas más sorpresas.

  • Los datos del SDSS se pueden consultar en castellano en este enlace: SkyServer.
  • Para aprender más sobre SEGUE (en inglés).

 

 

Publicado en Extragaláctica | Comments Off on Sloan comienza a descifrar el complejo halo de la Vía Láctea
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