La imagen sabatina C: Adiós Rosetta

(Si no se mueve la imagen, haz click sobre ella)

(Vía @Pictoline, http://pictoline.com/5051-mision-cumplida-%f0%9f%91%8ala-sonda-rosetta-termino-hoy-su-travesia-despues-de-12-anos-de-hallazgos/)

Muy buenas a todos. Hoy publicamos nada más y nada menos que la imagen sabatina número 100, y vamos a celebrarlo recordando a la sonda Rosetta, que se despidió de la Tierra la semana pasada, el 30 de septiembre.

La misión Rosetta fue una misión de la Agencia Espacial Europea (ESA), con el objetivo de investigar un cometa, el 67P/Churyumov-Gerasimenko. Esta misión estaba compuesta por la sonda Rosetta y el módulo de aterrizaje Philae.

El objetivo principal de la misión era determinar la composición y características del cometa 67P,  para conseguir información sobre el origen y la formación de los cometas y del sistema solar.

Lanzada en 2004 y tras 10 años de trayecto, la sonda orbitó alrededor del cometa Chury durante los años 2014, 2015 y 2016. Sin embargo, la misión no estuvo exenta de problemas: su comienzo se pospuso dos veces y el módulo de aterrizaje Philae aterrizó en una región inadecuada del cometa, pues desde allí no recibía suficiente luz solar, lo que provocó el agotamiento de las baterías del módulo.

El módulo Philae

Esta misión fue la primera en acercarse e investigar detalladamente un cometa. El interés en investigar estos astros reside en que estos poseen materiales procedentes del sistema solar primitivo y apenas han cambiado en los últimos 4.500 millones de años, lo que nos puede aportar datos interesantes sobre la formación de nuestro sistema planetario.

Pese a los contratiempos, esta misión ha hecho grandes hallazgos. Por ejemplo, antes de la misión se sostenía que gran parte del agua de la Tierra podría ser procedente de cometas que colisionaron sobre nuestro planeta, pero Rosetta ha demostrado que la composición del agua del cometa es diferente a la del agua terrestre, y por lo tanto esta última debió originarse de otra forma. También ha descubierto que este cometa no posee campo magnético. Otro descubrimiento muy interesante realizado por Rosetta fue el hallazgo de un aminoácido común en las proteínas, la glicina, y de fósforo, un elemento esencial para la formación de los ácidos nucléicos y de las membranas celulares, en la superficie del cometa.

Trayectoria de la sonda Rosetta

Para la realización de los diferentes estudios sobre el cometa, la sonda estuvo provista de diversos instrumentos:

• ALICE. Analiza los gases y mide la cantidad de agua, de monóxido de carbono y de dióxido de carbono de la cola y de la coma (gases y polvo que rodean el núcleo) del cometa.
• CONSERT. Analiza la estructura interna del cometa mediante la emisión de ondas de radio.
• COSIMA. Analiza el polvo expulsado por el cometa.
• GIADA. Mide las velocidades y la masa de los granos de polvo emitidos por el núcleo del cometa
• MIDAS. Determina la forma, tamaño, cantidad y volumen de dichos granos de polvo .
• MIRO. Analiza el vapor emitido por el cometa mediante la emisión de microondas. También estudia la cantidad de los principales gases y la temperatura interna del cometa.
• OSIRIS. Elabora un mapa de la superficie del cometa mediante cámaras de alta resolución.
• ROSINA. Estudia la composición de la atmósfera y la ionósfera del cometa.
• RPC. Analiza las propiedades físicas del núcleo, la estructura de la coma y las interacciones entre el cometa y el viento solar.
• RSI. Mide la masa, la gravedad, la densidad y la estructura interna del núcleo del cometa mediante la emisión de ondas de radio.
• VIRTIS. Analiza la temperatura superficial del cometa y las características y propiedades físicas de la coma. Sus datos sirivieron para la elección de una zona de aterrizaje para el módulo Philae.

A su vez, el modulo Philae contó con sus propios instrumentos.

Estructura de un cometa

La sonda Rosetta finalizó su misión este 30 de septiembre, mediante una colisión controlada contra la superficie del cometa. Durante su acercamiento anterior a la colisión, Rosetta realizó fotos de la superficie del cometa como la siguiente, realizada a tan solo 51 metros de su superficie.

https://twitter.com/ESA_Rosetta/status/781825922647355392/photo/1?ref_src=twsrc%5Etfw

Eso es todo por hoy. ¡Espero que os haya gustado y nos vemos en el siguiente post!

La imagen sabatina XCIX: OSIRIS-REx y sus instrumentos

Muy buenas a todos. Hace ya unas semanas estuvimos hablando de la sonda OSIRIS-REx, que despegó en dirección al asteroide Bennu. Hoy, en la imagen sabatina, os traemos una nueva imagen interactiva en la que exploraremos los diferentes instrumentos que forman parte de esta sonda. Es la siguiente:

(Desliza el ratón sobre las etiquetas o presiónalas para que salga la ventana con la correspondiente información)

Con esto, nos despedimos por hoy. ¡Espero que os haya gustado y nos vemos en el siguiente post!

La imagen sabatina XCVI: La sonda OSIRIS-REx

https://twitter.com/OSIRISREx/status/774641145859153921

Muy buenas a todos. Seguimos hoy con la imagen sabatina. En esta ocasión, tenemos una imagen especial del jueves pasado: el lanzamiento de la sonda OSIRIS-REx.

Logo de la misión OSIRIS-REx

La sonda espacial OSIRIS-REx tiene como objetivo llegar al asteroide (101955) Bennu en el año 2018, recogerá una muestra de material de la superficie y volverá a la Tierra, para el análisis de dicha muestra. La sonda fue lanzada el pasado jueves 8 de septiembre desde Cabo Cañaveral, Florida, en un cohete Atlas V.

La sonda realizará un acercamiento a la superficie del asteroide y, mediante su brazo robótico, en un tiempo máximo de cinco segundos, recogerá material de la superficie del asteroide (como mínimo 60 gramos y como máximo, 2 kilogramos). En caso de no haber recogido material suficiente, la sonda podría realizar hasta un total de tres maniobras de recogida. Posteriormente, comenzará a alejarse del asteroide y emprenderá el camino de vuelta a la Tierra. En 2023, una cápsula procedente de la sonda, la OSIRIS-REx Sample Return Capsule, regresará a nuestro planeta, albergando en su interior las valiosas muestras procedentes del asteroide.

Recreación del futuro acercamiento de la sonda al asteroide

¿Cuál es el objetivo de analizar dichas muestras? Observemos el nombre de la sonda y su significado. OSIRIS-REx es un acrónimo de:

• O: Origins (Origen). Estudiar la naturaleza, historia y distribución de los minerales y la posible materia orgánica en el asteroide.
• SI: Spectral Interpretation (Interpretación espectral). Definir las propiedades generales de los asteroides ricos en carbono (como Bennu) para compararlas con los datos obtenidos mediante telescopios de otros asteroides.
• RI: Resource Identification (Identificación de recursos). Analizar las propiedades generales, químicas y mineralógicas de los asteroides ricos en carbono para descubrir su historia geológica y dinámica.
• S: Security (Seguridad). Medir las consecuencias del efecto Yarkovsky, el cual dice que los asteroides y meteoroides, al recibir la radiación del Sol, van modificando ligeramente sus órbitas. La modificación de dichas órbitas podrían ocasionar las colisiones de dichos cuerpos con la Tierra. Se estima que para el siglo que viene podría haber una posibilidad de que este asteroide colisione con la Tierra y esta misión puede determinar si este riesgo es real.
• REx: Regolith Explorer (Explorador de regolito). Analizar la textura, morfología y geoquímica del regolito (material de la superficie) del asteroide.

Órbitas de diferentes cuerpos del Sistema solar, Bennu incluido

Bennu es un asteroide primitivo, uno de los más antiguos del Sistema solar. Es un asteroide del tipo C, por lo que es rico en carbono y pertence al grupo de los asteroides Apolo, uno de los grupos de asteroides más cercanos a la Tierra. Estudiar su composición nos dará información sobre los materiales que poseían los cuerpos más antiguos del Sistema solar y nos dirá si estos poseían o no moléculas necesarias para la vida, por lo tanto, la sonda nos puede dar información sobre el origen de la vida en la Tierra.

Esta no es la primera misión que nos trae material procedente de un asteroide. Las sondas japonesas Hayabusa I y II  trajeron muestras de los asteroides Itokawa y Ryugu. También debemos diferenciar la misión OSIRIS-REx de la misión Rosetta, pues Rosetta no investigó un asteroide, sino un cometa.

Como acostumbro a hacer, haré una imagen interactiva en la que nos adentraremos en los diferentes instrumentos de OSIRIS-REx y veremos el objetivo y la importancia de cada uno de ellos.

Eso es todo por hoy. ¡Espero que os haya gustado y nos vemos en el siguiente post!

La imagen sabatina XCV

Muy buenas a todos. Con una ligera demora, llega una nueva imagen sabatina. Esta vez hablamos de astrofísica y nos introducimos en uno de los mayores misterios de esta ciencia: la materia oscura.

En realidad, no es posible explicar qué es la materia oscura porque... no se sabe realmente. Sin embargo, hoy vamos a introducirnos en los conceptos más basicos sobre esta hipotética materia. Veremos los conceptos más básicos principalmente porque en un humilde post como este no acabaríamos de explicar los entramados de esta materia.

Antes de todo, no debemos confundir antimateria con materia oscura. Explicado brevemente, la antimateria es una forma de materia formada por antipartículas, es decir, partículas idénticas en masa y espín (una propiedad física de las partículas subatómicas) pero con carga eléctrica opuesta. Por ejemplo, la antipartícula del electrón es el positrón. El electrón tiene carga negativa, y el positrón, positiva. Aclarado esto, comencemos a hablar de la materia oscura.

Se denomina como materia oscura a la materia hipotética que no emite suficiente radiación electromagnética para ser detectada con la tecnología actual, aunque su existencia puede ser deducida a partir de sus efectos gravitacionales sobre la materia visible, como estrellas o galaxias, y sobre la radiación de fondo cósmico de microondas.

Las primeras evidencias de materia oscura fueron halladas en cúmulos galácticos

Las primeras sugerencias sobre la existencia de la materia oscura proceden de 1922 de mano del físico neerlandés Jacobus Kapteyn, conocido por sus estudios sobre la Vía Láctea y la rotación de las galaxias. Posteriormente, en 1932, el astrónomo neerlandés Jan Oort también hipotetizó sobre la existencia de esta materia.

Sin embargo, fue en 1933 cuando el astrónomo suizo Fritz Zwicky, aplicando el teorema de virial sobre el Cúmulo de Coma, obtuvo las primeras evidencias de cantidades de masa no visibles. Zwicky estimó que el cúmulo tenía 400 veces más masa que la masa visible, y llamó a esta masa invisible ''materia oscura''. Esa gran cantidad de materia oscura daba al cúmulo masa y atracción gravitatoria suficiente para que se mantuviera unido. De ahí que la imagen de hoy diga que la materia oscura es la fuerza poderosa y misteriosa que mantiene unido al Universo (aunque la materia oscura no es una fuerza, la fuerza que une al Universo sería la gravedad ejercida por dicha materia).

A finales de los 60, los astrónomos estadounidenses Vera Rubin y Kent Ford analizando las curvas de rotación galácticas con los espectrógrafos más sensibles de su momento, consiguieron aportar pruebas más sólidas sobre la existencia de la materia oscura.  Estos astrónomos concluyeron que más del 50% de la masa de las galaxias se acumulaba en un oscuro halo galáctico, de hecho, la mayoría de las galaxias podrían tener una cantidad más de 6 veces superior de materia oscura que de materia.

Por lo tanto, sabemos que los cúmulos y galaxias poseen más materia de la que vemos, una materia que no somos capaces de observar, una materia ''oscura'' Pero, ¿de que podría estar compuesta esta materia? Los físicos y astrónomos barajan diversas posibilidades. Se distinguen diferentes tipos de materia oscura:

• Materia oscura bariónica. La materia bariónica es lo que conocemos comúnmente como materia. Todo lo que nos rodea está compuesto por materia bariónica. Bien, la materia oscura bariónica incluye gases no luminosos y compuestos muy densos y compactos, como los denominados MACHOs u objetos astrofísicos masivos de halo compacto, que son cuerpos masivos que al emitir poca o ninguna radiación son muy difíciles de detectar. Dentro de los MACHOs incluimos enanas marrones, estrellas de neutrinos, agujeros negros e incluso planetas aislados. De todas formas, la materia oscura bariónica solo representaría una pequeña fracción de la materia oscura total.

• Materia oscura no-bariónica. No hay bariones ni leptones en su composición. Se divide en tres tipos:

Neutrino en The Scale of The Universe 2

• Materia oscura caliente. Son partículas que viajan a velocidades relativistas (a una proporción considerable de la velocidad de la luz). Estaría formada posiblemente por neutrinos, pues son difíciles de detectar, sin embargo su pequeña masa implica que contribuirían escasamente en la masa de la materia oscura.
• Materia oscura templada. También viaja a velocidades relativistas, pero interactúa más débilmente que los neutrinos y es más escasa. Podría estar formada por gravitinos y fotinos, dos partículas hipotéticas cuya existencia no de ha demostrado.
• Materia oscura fría: No viaja a velocidades relativistas. Estaría formada por partículas hipotéticas como los axiones, los neutrones estériles y los WIMPS (partículas masivas que interactúan débilmente)

Actualmente se cree que la materia oscura está compuesta en su mayoría por materia oscura no-bariónica.

Se calcula que aproximadamente solo el 5% del Universo está formado por materia ''normal'' o bariónica. El 23% estaría compuesto por materia oscura, y el 72%, por energía oscura, pero eso es otro asunto y ya hablaremos de la energía oscura en otro momento.

Eso es todo por hoy. ¡Espero que os haya gustado y nos vemos en el siguiente post!

Mars Science Laboratory y sus instrumentos

Muy buenas a todos. Prometí en el post anterior una imagen interactiva sobre el Curiosity o MSL y sus instrumentos y aquí está.

http://www.360cities.net/image/curiosity-mars

También os dejo un enlace de 360cities que nos da una panorámica en 360º de las fotos del Curiosity que nos lleva directamente a la superficie del planeta rojo.

Con esto concluyo. ¡Espero que os haya gustado y nos vemos en el siguiente post!

La imagen sabatina XCI

Muy buenas a todos. Este sábado es muy especial y lo celebramos con una imagen sabatina adecuada a este día. Hoy, hace cuatro años, el Mars Science Laboratory, mejor conocido como Curiosity, aterrizó en la superficie del planeta rojo, Marte.

Mars Science Laboratory (MSL) es una misión espacial de la NASA consistente en mandar un vehículo espacial, un rover, a la superficie de Marte con el objetivo de realizar diversas investigaciones de carácter geológico, geoquímico e incluso biológico.

La fecha prevista para el lanzamiento del cohete que llevaría al Curiosity a Marte era el 8 de octubre de 2009, previendo la llegada a Marte en 2010. Sin embargo, el cohete Atlas V que llevó el MSL fue lanzado desde Cabo Cañaveral el 26 de noviembre de 2011. Tras un viaje de 563,000,000 km, el 6 de agosto de 2012, el rover descendió sobre la superficie marciana, aterrizando en el cráter Gale, tras una toma de tierra complicada, conocida como los siete minutos de terror.

Instantánea tomada por el mismo Curiosity. Es una superposición de diversas fotos y el brazo robótico con el que el MSL realizó dichas fotos ha sido eliminado tras modificar la imagen.

Los objetivos de la misión son los siguientes:

• Determinar si hubo vida en Marte y si es posible la vida en él. Para ello, busca compuestos derivados del carbono y elementos que permiten la vida: carbono, hidrógeno, nitrógeno, oxígeno, fósforo y azufre. Además, también busca compuestos que procedan de una actividad biológica y que indiquen si hay o hubo vida en el planeta.
• Caracterizar el clima marciano. Investiga los procesos de evolución atmosféricos y determina los ciclos y distribución del agua y del dióxido de carbono.
• Investigar la geología marciana. Investiga la composición química, isotópica y mineral de los suelos marcianos, así como los procesos de formación y erosión de las rocas y el suelo.
• Obtener información para una posible exploración humana de Marte. Además de valorar los factores climáticos y químicos, también analiza las radiaciones que atacan al planeta, como las radiaciones cósmicas y las erupciones solares.

El Curiosity tiene una masa de 899 kg, de los cuales 80 kg proceden de sus instrumentos científicos. Posee una longitud de 2'7 m y una velocidad máxima de 90 m/h (sí, metros por hora). El rover posee un generador termoeléctrico de radioisótopos fabricado por Boeing que le suministra energía suficiente para catorce años.

El MSL ha conseguido aportar pruebas de que hubo corrientes de agua en Marte, ha hallado compuestos orgánicos (metano, clorobenceno y moleculas de carbono y cloro de origen inexacto, pues pueden proceder de actividades volcánicas, hidrotermales, atmosféricas...) y elementos como hidrógeno, nitrógeno, fósforo, oxígeno y azufre. También nos ha hecho saber que hace 4000 millones de años Marte pudo poseer una atmósfera más densa, la cual pudo ser destruida por el viento solar. Como impedimento para viajar al planeta rojo, el Curiosity nos advierte de que la radiación puede ser un peligro para un posible viaje tripulado. 

La misión iba a tener una duración de 1 año marciano (23 meses aproximadamente). Pasado dicho tiempo, la misión se extendió 2 años terrestres más y finalizada dicha extensión, se volvió a extender otros 2 años, de tal manera que la misión sigue activa.

El Curiosity no es el primer rover que pisa la superficie de Marte, pero sí es el vehículo espacial más grande en pisarla. Los robots gemelos Spirit y Opportunity llegaron a Marte en 2004 con la misión Mars Exploration Rover. Las comunicaciones cesaron con el Spirit en 2010, pero el Opportunity todavía continúa con su misión. A su vez, con la misión Pathfinder, el rover Sojourner llegó a Marte en julio de 1997, con una misión que finalizó en marzo de 1998.

Para finalizar, aquí os dejo un vídeo con fotos del primer año de misión del Mars Science Laboratory.

Sé que no he hablado de los instrumentos que posee el Curiosity. Haya calma. Al igual que hice con la sonda Juno, tengo pensado hacer dentro de poco otra imagen interactiva sobre el Curiosity. 

Hasta entonces, eso es todo. ¡Espero que os haya gustado y nos vemos en el siguiente post!

La imagen sabatina LXXXVIII: La sonda JUNO

Muy buenas a todos. Hoy como todos los sábados, volvemos con la imagen sabatina.

En esta ocasión tenemos una imagen interactiva sobre la sonda Juno, que pasado el 4 de julio alcanzó la órbita de Júpiter, el planeta joviano. Desliza el ratón sobre las etiquetas (en la versión de móvil, toca las etiquetas) para ver los diferentes apartados con diversos datos sobre la misión Juno y sus instrumentos.

Eso es todo por hoy. ¡Espero que os haya gustado y nos vemos en el siguiente post!


(Si tienes problemas para visualizarla, aquí tienes el enlace original)

La imagen sabatina LXXXI

Muy buenas a todos. Como todos los sábados, os traemos una nueva imagen sabatina. En el post que nos ocupa hoy, hablaremos sobre astronomía y sobre satélites, especialmente sobre los satélites de Saturno.

En la imagen que se nos ofrece arriba, podemos ver a la Tierra y a Saturno, sacando a pasear a sus satélites. A la Tierra se la ve muy cómoda paseando a su tranquila Luna, sin embargo, Saturno parece estar estresado sacando todos sus satélites. Exactamente, se ha confirmado que Saturno posee 62 satélites, aunque seguramente haya muchos más.

Antes del comienzo de la exploración espacial, ya se conocían algunos satélites de Saturno. Estos eran Mimas, Encélado,Tetis, Dione, Rea, Titán, Hiperion, Jápeto y Febe. En 2004 se descubrieron 12 satélites nuevos. La misión Cassini-Huygens confirmó la existencia de dichos satélites y además, descubrió nuevos satélites.

Sonda Huygens y Saturno

El satélite más grande de Saturno es Titán, el cual posee un diámetro de 5150 km, siendo más grande que Mercurio (su diámetro es de 4879 km). También es el segundo satélite más grande de Sistema Solar, por detrás de Ganímedes, satélite de Júpiter. Titán también se caracteriza por poseer una atmósfera densa, formada por nitrógeno e hidrocarburos, lo que lo hace ser el único satélite del Sistema Solar con una atmósfera importante. También es el único objeto espacial en el que se han hallado evidencias de la presencia de líquidos estables, aparte de la Tierra.

También podemos destacar el satélite Encélado, que posee géiseres que emiten agua procedente de reservas de agua líquida localizadas a escasa profundidad. El diámetro de Encélado es de 500 km aproximadamente. 

En estos dos satélites se plantea la existencia de posibles formas de vida.

Podemos clasificar los satélites de Saturno en:

• Titán, que queda aparte debido a sus características (tamaño, atmósfera…).
• Satélites medianos helados. Son de tamaño mediano (por ejemplo, Dione posee un diámetro de 1118 km), sus superficies están heladas y poseen numerosos cráteres. Fueron descubiertos mediante observaciones telescópicas. Entran Mimas, Encélado, Tetis, Dione, Rea, Hiperión y Jápeto.
• Satélites de anillo. Son pequeños satélites que orbitan dentro de los anillos de Saturno, creando pequeñas regiones, denominadas divisiones, dentro de los anillos en las que parece no haber material. Entran Pan, que hace la división de Encke, y Dafne, que hace la división de Keeler.
  
  

  

  Anillos de Saturno y divisiones

  
  
  
  
• Satélites pastores. Son satélites que orbitan cerca de los anillos de Saturno, modelando su forma. Entran Prometeo y Pandora.
• Satélites troyanos. Orbitan a la misma distancia de Saturno, pero a 60º por delante o detrás de satélites mayores. Así, Telesto y Calisto son satélites troyanos de Tetis, y Helena y Pollux, los son de Dione.
• Satélite coorbitales. Son satélites que comparten la misma órbita, aunque no se chocan entre sí. Entran Jano y Epimeteo.
• Satélites irregulares. El grupo más numeroso. El más grande es Febe, con un diámetro de 220 km. El resto tienen diámetros de pocos kilómetros. Poseen órbitas alejadas de Saturno.
• Satélites interiores menores. Son satélites pequeños, con órbitas entre Mimas y Encélado. Entran satélites como Metone, Palene y Anthe.

Hay satélites de Saturno que no tienen nombre, por ejemplo,  S/2009 S 1, S/2007 S 2 o S/2004 S 13. La primera S indica que es un satélite, la primera cifra indica el año que se descubrió, la segunda letra indica el planeta, en este caso S de Saturno, y la segunda cifra indica el sentido ordinal en el que se descubrió ese año. Por lo tanto, el S/2009 S 1 fue el primer satélite de Saturno que se descubrió en 2009 y el S/2004 S 13 fue el decimotercer satélite de Saturno  que se descubrió en 2004.


Eso es todo por hoy. ¡Espero que os haya gustado y nos vemos en el siguiente post!

La imagen sabatina LXXV

Muy buenas a todos. Aquí estamos de nuevo con la imagen sabatina, tras un ligero aplazamiento. En esta ocasión, tenemos astronomía. Vamos a hablar del Sol y de grandes estrellas.

El Sol es una estrella tipo G2 de luminosidad V situada en nuestro Sistema Solar. Está compuesto por tres cuartas partes de hidrógeno y el resto está formado por helio y otros elementos más pesados, como oxígeno, carbón, hierro y neón.

Nuestra estrella se formó hace unos 4'6 millones de años. Su diámetro es de 1.392.000 km y se encuentra a 149.597.870.700 m (1 UA), distancia que la luz tarda en recorrer 8 minutos y 19 segundos. Posee una masa de 1,9891 × 10³⁰ kg, lo que supone el 99'86% de la masa total del Sistema Solar.

¿Qué quiere decir que el Sol sea una estrella tipo G2 de luminosidad V? Estos son sistemas de clasificación de estrellas. Veamos como funcionan:

Los principales sistemas empleados para clasificar estrellas son la clasificación espectral de Harvard, desarrollada por Edward Charles Pickering y Annie Jump Cannon entre 1890 y 1901, y la clasificación Morgan Keenan Kellman (también llamada clasificación MKK), diseñada por William W. Morgan, Philip Childs Keenan y Edith Kellman en 1943.

La clasificación espectral de Harvard clasifica las estrellas mediante letras: O, B, A, F, G, K, M;  habiendo categorías especiales: W, L, T, C, D. Las estrellas O son las más calientes (más de 33.000 K) dentro de esta clasificación y las M son las más frías (menos de 3700 K).

• O- Color azul. Temperaturas superiores a 3.000 K. Masa superior a 16 masas solares.
• B- Color blanco azulado. Temperaturas entre 10.000 y 30.000 K. Masa entre 2'1 y 16 masas solares.
• A- Color blanco. Temperaturas entre 7.500 y 10.000 K. Masa entre 1'4 y 2'1 masas solares.
• F- Color blanco amarillento. Temperaturas entre 6.000 y 7.500 K. Masa entre 1'04 y 1'4 masas solares.
• G- Color amarillo. Temperaturas entre 5.200 y 6000 K. Masa entre 0'8 y 1'04  masas solares.
• K- Color naranja. Temperaturas entre 3.700 y 5.200 K. Masa entre 0'45 y 0'8 masas solares.
• M- Color rojo. Temperaturas inferiores a los 3.700 K. Masa entre 0'08 y 0'45 masas solares  

Hay que tener en cuenta que dentro de cada categoría hay estrellas que pueden exceder la masa media. Por ejemplo, Betelgeuse es una supergigante roja M1-M2 de una masa de 18-19 masas solares.

Dentro de cada categoría, las estrellas se dividen mediante números según la temperatura dentro de dicha categoría, siendo 0 las más cálidas y 9 las más frías. Así, una estrella F1 posee una temperatura superior a la de una F5.

Como categorías especiales, están:

• W- Entran dentro las denominadas estrellas de Wolf-Rayet. Estrellas muy masivas (20-30 masas solares) que alcanzan temperaturas que pueden llegar a superar los 50.000 K.
• L- Son las enanas marrones, estrellas con masa insuficiente para producir reacciones nucleares. Se calcula que poseen temperaturas situadas entre los 800 y 2.000 grados Celsius.
• T- Incluyen las estrellas T Tauri, muy jóvenes y de escasa masa, que apenas llegan a los 600 K.
• C- Estrellas de carbono. Hay tres subtipos: R, N y S. Son gigantes rojas en el final de sus vidas.
• D- Enanas blancas. La mayoría de las estrellas se convierte en una enana blanca al final de su vida

La clasificación MKK clasifica las estrellas por su luminosidad. Complementa a la clasificación espectral de Harvard. Emplea números romanos para clasificar las estrellas, siendo el 0 el más brillante y V, el menos brillante.

• 0- Hipergigantes
• Ia- Supergigantes muy luminosas
• Iab- Supergigantes de luminosidad media
• Ib- Supergigantes de brillo menor
• II- Gigantes luminosas
• III- Gigantes
• IV- Subgigantes
• V- Estrellas de la secuencia principal, como el Sol.

Aparte, existen dos categorías extra, las cuales clasifican estrellas aún menos brillantes:

• sd (subdwarfs, en inglés)- Subenanas
• D (dwarfs, en inglés)- Enanas blancas

La Unión Astronómica Internacional también describe otros 4 criterios para clasificar las estrellas:

• El centro de gravitación estelar. Así las estrellas pueden ser sistémicas si forman parte de un sistema estelar, que puede ser binario (dos estrellas) o múltiple, o solitarias
• En caso de que pertenezcan a un sistema estelar, también hay que analizar la posición dentro de este. Una estrella sistémica puede ser central (las otras estrellas orbitan alrededor de esta) o satélite, en caso contrario.
• La agrupación gravitacional. Las estrellas pueden ser cumulares si se agrupan con otras mediante la atracción gravitatoria formando cúmulos estelares o independientes
• Presencia de sistema planetario: Una estrella es planetaria si posee cuerpos celestes que la orbiten o única, si no los posee.

Eso es todo. ¡Espero que os haya gustado y nos vemos en el siguiente post!

La imagen sabatina LXII

Muy buenas a todos. Hoy volvemos de nuevo con la imagen sabatina. Volvemos con planetas, esta vez vamos a hablar sobre el tamaño de planetas y estrellas.

En la imagen de hoy, podemos comparar el tamaño de los planetas si estos fuesen frutas. Las diferencias de tamaño son indiscutibles: Mercurio es un grano de pimienta comparado con Júpiter, que es una sandía. El Sol es tan grande que ni siquiera entraría dentro de la imagen.

Comencemos con el tamaño de los planetas, vamos del más pequeño al más grande:

Mercurio es el planeta más pequeño del Sistema Solar, posee un diámetro de 4879'4 km. Para hacer una comparación, hay que tener en cuenta que el radio de la Tierra mide 6.371 km. Siguiendo a Mercurio va Marte. El planeta rojo tiene un diámetro de 6.794'4 km. Después de Marte va Venus, con sus 12.103'4 km de diámetro. Para acabar, tenemos la Tierra, con un diámetro de 12.756 km (en el ecuador). Hay que tener en cuenta que la Tierra, al no ser una esfera perfecta, no posee un diámetro exacto, de tal manera que el diámetro en los polos es de 12.730 km


Bien, ya hemos visto los planetas rocosos. Atravesemos el cinturón de asteroides, hablemos de los gigantes gaseosos.

Neptuno es el más pequeño de los gigantes gaseosos, con sus 49.572 km de diámetro. No está mal para ser un gigante gaseoso. La lista sigue con Urano, que posee un diámetro de 51.118 km. A Urano le sigue Saturno, con 120.536 km de diámetro. Finalmente, llega Júpiter con sus implacables 142.984 km de diámetro que lo coronan como el planeta más grande del Sistema Solar.

Pero aún así, el Sol nos sorprende. Como dice la imagen, es tan grande que podría albergar más 1 millón de Tierras en su interior. Pero el Sol es simplemente lo que se denomina una enana amarilla, y hay estrellas que son mucho más grandes.

Decir cuáles son las estrellas más grandes no es tarea fácil. Para empezar no conocemos todas las estrellas que hay en el Universo, además de que este está en expansión. Además, hay que estimar el tamaño de dichas estrellas y las estimaciones no siempre son precisas, dependiendo de la distancia y otros factores. Al descubrirse nuevas estrellas y estimarse sus tamaños, se pueden descubrir estrellas más grandes que las conocidas hasta ahora, quedándose anticuadas nuestras listas anteriores. También puede pasar que con las tecnologías modernas se descubra que una estrella es más grande de lo que pensaba.

Algunas de las estrellas más grandes, en The Scale of The Universe 2

De esta forma, anteriormente se decía que VY Canis Majoris, situada en la constelación del Can Mayor, era la estrella más grande conocida, con un radio de entre 1.300 y 1.540 veces el radio del Sol. Sin embargo, se han descubierto estrellas que son más grandes. Se estima que las más grandes son Westerlund 1-26, situada en el cúmulo estelar Westerlund 1 con un radio de entre 1.530 y 2544 veces el radio del Sol y UY Scuti, situada en la constelación del Escudo, con un radio de entre 1516 y 1900 radios solares. El tamaño de estas dos estrellas todavía no ha podido ser determinado exactamente

Pero ojo, una estrella, por muy grande que sea, puede tener una masa inferior que otra estrella que es más pequeña. Las estrellas más masivas son R136a1, situada en la Nebulosa de la Tarántula, con una masa estimada de 265 masas solares (sin embargo su radio es de solo 35'4 radios solares, UY Scuti tendría entre 7 y 10 masas solares solamente), WR 102ka, conocida como la Estrella de la Nebulosa Peonía, que poseería una masa inicial aproximada de 150 masas solares, que habría perdido con el tiempo, y la Estrella Pistola, situada en la Vía Láctea, con una masa de 150 masas solares.

Eso es todo por hoy. ¡Espero que os haya gustado y nos vemos en el siguiente post!

La imagen sabatina LXI

Muy buenas a todos. Hace 9 días que empezó el año y lo celebramos con una nueva imagen sabatina. Vemos que la Tierra participa en una ''carrera espacial''.

En la imagen de hoy, podemos ver como la Tierra llega al final de su carrera espacial alrededor del Sol. Esta le pregunta al Sol cuánto ha tardado en llegar y la estrella responde diciendo que ha vuelto a tardar 365 días de nuevo, respuesta que hace alegrar a la Tierra, pues es más rápida que Marte.

¿Cuánto tarda Marte en dar una vuelta alrededor del Sol? Marte tarda 686 días y 7 horas en completar su traslación. Venus es más rápido, completa su traslación en 224 días y Mercurio, en solo 87 días. Júpiter tarda un poquito más, 11 años y 315 días. Obviamente, a mayor cercanía al Sol, menos tardará un planeta en dar una vuelta alrededor de este.

Nos hemos olvidado de otro detalle: Este año es bisiesto; como todos ya sabemos, en vez de haber 365 días tenemos 366 días. Los años bisiestos se hacen debido a que se estima que, en realidad, la Tierra tarda 365'25 días (365 días y 6 horas) en dar una vuelta al Sol, de tal manera que hay un desajuste de un día entre el calendario y el movimiento de traslación de la Tierra cada 4 años. Para solucionar este desajuste, cada 4 años se añade un día más. Simple.


Sin embargo, se comprobó que había otro error: La Tierra en realidad tarda 365 días, 5 horas y 49 minutos aproximadamente en completar su órbita alrededor del Sol. De tal manera que se produce un desajuste de 11 minutos, que también hay que corregir. Esto se soluciona de la siguiente manera: Los años seculares, aquellos que son múltiplos de cien (1000, 1500, 1600, 2000, 2300) no son bisiestos, pese a que sean múltiplos de cuatro. Solamente los años seculares que puedan ser divisibles entre 400 se consideran bisiestos. Por eso, el año 2000 fue bisiesto, pero el 2100 no lo será. De esta forma, evitamos el desfase de 11 minutos, pero sigue habiendo otro de unos 27 segundos. Este desfase de 27 segundos puede acumularse y producir otro desajuste de un día, pero harían falta unos 3200 años, queda lejos todavía...

Calendario de 2016, en el que se pueden ver las fases lunares

Antes del uso de calendarios solares (basados en la órbita de la Tierra alrededor del Sol), existían calendarios lunares. Estos se dividen en meses lunares, que duran aproximadamente 29'53 días y marcan períodos comprendidos entre dos ocasiones en las cuales la Luna se encontraba en la misma fase. Actualmente, se siguen empleando calendarios lunares, como el islámico y calendarios lunisolares, como el hebreo o el chino.

Pero desde la Tierra, no solo nos encontramos en un viaje alrededor del Sol. También estamos viajando por la Vía Láctea.

El Sistema Solar se localiza en el Brazo de Orión, en la Vía Láctea.

Se denomina año galáctico o año cósmico al tiempo que tarda el Sistema Solar en dar una vuelta alrededor del centro de nuestra galaxia, la Vía Láctea. Un año galáctico duraría entre 225 y 250 millones de años terrestres.

Conclusión, si te gusta organizar y celebrar fiestas de fin de año, puedes celebrar más de una al año. Tienes la excusa de que estas celebrando el año nuevo de Mercurio, el de Venus o el de Marte, si hace falta. Eso sí, no te recomiendo que comiences con los preparativos del año nuevo galáctico. Es un consejo...

Eso es todo por hoy. ¡Espero que os haya gustado y nos vemos en el siguiente post!

La imagen sabatina LI

Muy buenas a todos. Como todos los sábados, vuelve la imagen sabatina. Esta vez, tenemos un ''especial Halloween'' con esta curiosa foto del Sol, que parece formar la cara de una calabaza de Halloween.

Esta foto fue tomada por el Solar Dynamics Observatory de la NASA el 8 de octubre de 2014. Las zonas brillantes son zonas emisoras de mayores cantidades de energía y luz.

El Solar Dynamics Observatory o SDO es un telescopio espacial que orbita a 36.000 km de la Tierra cuyo objetivo es estudiar el Sol. Fue lanzado el 11 de febrero de 2010 en un cohete Atlas V desde Cabo Cañaveral. Este satélite está dotado de tres instrumentos:

• Extreme Ultraviolet Variablity Experiment (EVE): Se encarga de medir la radiación ultravioleta emitida por el Sol, con cadencia regular, precisión y exactitud. Este instrumento nos permite calcular la radiación ultravioleta que llega a la Tierra
• Helioseismic and Magnetic Imager (HMI): Estudia la variabilidad solar y la actividad electromagnética de la estrella. Investiga sobre el campo magnético del Sol e intenta determinar lo que ocurre en el interior de este.
• Atmospheric Imaging Assembly (AIA): Proporciona imágenes del disco solar en diferentes bandas de ultravioleta. Manda regularmente a la Tierra 8 imágenes del Sol cada 10 segundos, durante todo el año.

Pero en este día también ha ocurrido otro evento de interés: Un asteroide ha pasado cerca de la Tierra.

Este asteroide recibe el nombre de 2015 TB145, pero también ha sido nombrado como Gran Calabaza, por coincidir con la festividad de Halloween.

La Gran Calabaza ha pasado por su punto más cercano a la Tierra, a 480.000 km, a las 18:01 (hora peninsular española). Este asteroide tiene 400 m de diámetro (el tamaño de cuatro campos de fútbol), se desplaza a una velocidad de 35 km/s y fue descubierto el 10 de octubre por un telescopio en Hawai. Se realizaron diversos cálculos para precisar su órbita y se determinó que no había riesgo de colisión.

El último cuerpo celeste de proporciones similares a las de la Gran Calabaza y que se acercó a una distancia parecida a la de esta fue el asteroide 2004 XP14, que alcanzó su punto de mayor cercanía a la Tierra el 10 de diciembre de 2004. Ningún asteroide se volverá a acercar a una distancia menor que el punto de mayor cercanía de la Gran Calabaza hasta agosto de 2027, fechas por las que pasará el asteroide 1999 AN10, a unos 384.400 kilómetros de la Tierra.

Eso es todo por hoy. ¡Espero que os haya gustado y nos vemos en el siguiente post!

La imagen sabatina XLIX

Muy buenas a todos. Hoy volvemos con una nueva imagen sabatina, esta vez traemos una imagen interactiva.

En esta imagen interactiva podemos ver los diversos instrumentos que posee la sonda que viajó a Plutón: New Horizons. En ella podemos ver los diversos instrumentos y sus aplicaciones que componen la New Horizons, además de otros objetos que acompañan a la sonda en su travesía por el Sistema Solar: CDs, banderas estadounidenses e incluso las cenizas del descubridor de Plutón, Clyde Tombaugh.

¡Espero que os haya gustado esta imagen interactiva y nos vemos en el siguiente post!

La imagen sabatina XLII

Muy buenas a todos. En este sábado llega una nueva imagen que combina literatura con astronomía.

Hace no mucho tiempo la Unión Astronómica Internacional abrió un proceso para poner nombre a 20 sistemas planetarios extrasolares. Entre estros procesos está el de dar nombre al sistema planetario compuesto por la estrella μ Arae (también llamada μ Ara) y los planetas μ Arae b, μ Arae c, μ Arae d y μ Arae e.

Debido a esto, el Observatorio de Pamplona, apoyado por la Sociedad Española de Astronomía y el Instituto Cervantes, propuso dar nombres cervantinos a estos astros. De esta forma, la estrella μ Arae recibiría el nombre Cervantes, μ Arae b, Quijote, μ Arae c, Dulcinea, μ Arae d, Rocinante y μ Arae e recibiría el nombre Sancho. Obviamente, estos nombres son una propuesta entre otros nombres. Aún así, en caso de que Cervantes ganase la votación, no sería el primer escritor al que ponen su nombre o el de un personaje de su obra a un astro, pues los 27 satélites de Urano tienen nombres procedentes de obras de Shakespeare y Alexander Pope.

Principales satélites de Urano

μ Arae es la duodécima estrella más brillante de la constelación Ara (también llamada Altar), a la que pertenece. Es una estrella subgigante amarillo naranja similar a nuestro Sol. Está a 49'8 años luz .Se estima que es un 32% más grande que el Sol, más antigua y con 1'7 veces la luminosidad del Sol. Se piensa que es rica en metales, mucho más que nuestro Sol.

Se han descubierto 4 planetas que orbitan alrededor de μ Arae, sin embargo, ninguno ha sido observado directamente desde la Tierra, sino que han sido descubiertos mediante el método de detección de planetas extrasolares de velocidad radial, que se basa analizar los efectos que causan las fuerzas gravitatorias de los exoplanetas que orbitan alrededor de la estrella. Se piensa que 3 de estos planetas son gigantes gaseosos y el restante es un planeta rocoso o un gigante gaseoso de escasa masa.

• μ Arae b (Quijote) es un planeta con 1'5 veces la masa de Júpiter y con una órbita que dura 650 días aproximadamente. Fue descubierto en 2002.
• μ Arae d (Rocinante) es un gigante gaseoso con una masa equivalente a la mitad de la masa de Júpiter. Fue descubierto en 2002. Tarda 310.55 días en completar su órbita

• μ Arae c (Dulcinea) es el planeta de menor masa del sistema. Se estima que tiene una masa de 10 veces y media la de la Tiera. Orbita muy cerca de μ Arae, su órbita es de 9'5 días.Lo más probable es que sea un planeta rocoso, muy caliente, pues posiblemente alcance los 900 grados Kelvin y que tenga superficie volcánica. Se descubrió en 2004

• μ Arae e (Sancho) es un planeta con el doble de masa que Júpiter. Seguramente es un gigante gaseoso. Fue descubierto en 2006 y tarda  4205.8 días en completar su órbita.

Para más información, haz click aquí para entrar en la pagina web sobre la estrella cervantes

Si quieres votar para dar nombres cervantinos a este sistema, entra en la pagina web de la votación haciendo click aquí

Eso es todo por hoy. Espero que os haya gustado y nos vemos en el siguiente post!