Especial: Cómo hacer un aerogenerador (molino de viento o turbina eolica)

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Siguiendo la línea de inventos de energías renovables, hoy os traigo otro especial, esta vez para hacer un aerogenerador. Como el anterior especial para hacer un panel solar, este también es del mismo autor, y nosotros nos hemos encargado de traducirlo. Por cierto, si te ves poco capacitado o has entrado aquí buscando un aerogenerador para uso doméstico, te recomiendo que entres en eBay y mires ya que hay muy buenos precios.Las características principales de esta turbina eólica pueden variar según el tipo de motor o generador que le instalemos, pero normalmente será de unos 12v de tensión eficiente. Disfrutad de este invento haciéndolo tanto como yo traduciéndolo para vosotros:Después de muchas búsquedas de información por todo Internet, me dí cuenta que todos los diseños tenían cinco cosas en común:

Un generador.

Palas. Sistema de orientación hacia el viento (Timón). Una torre para elevar la turbina hacia dónde esté el viento. Baterías y un sistema de control eléctrico.

Organizando un poco el tema, conseguí reducir el proyecto a tan sólo cinco sistemas, que atacando poco a poco y uno por uno, no resulta del todo complicado. Decidí comenzar con el generador. Observando los proyectos de otras personas por Internet, me dí cuenta que había gente que decidió hacerse su propio generador, otros que usaban la energía residente de motores de imán permanente, y otros, simplemente se buscaban un generador. Así que decidí ponerme a buscar.El generadorMucha gente usaban los motores de las unidades de cinta de ordenadores antiguos. Los mejores para esto, son losAmetek de 99 voltios en continua que funcionan muy bien como generadores. Por desgracia, son muy difíciles de encontrar, aunque siempre puedes probar con otros modelos parecidos de Ametek (Puedes mirar por eBay a ver si encuentras alguno).

Existen muchas otras marcas y modelos de motores de imán permanente que no sean los Ametek, pero puede que no trabajen igual de bien, ten en cuenta que los motores de imán permanente no fueron diseñados para ser generadores. Los motores normales, cuando se usan como generadores, tienen que ser impulsados mucho más rápido que su velocidad nominal de funcionamiento para alcanzar una producción parecida a la de su funcionamiento normal. Con estos datos, podemos sacar una conclusión, lo que estamos buscando, es un motor que de mucha tensión con pocas revoluciones. Alejarse de motores con muchas revoluciones y poca tensión, porque no servirá para nada. Lo que buscamos, más o menos, es un motor que nos dé unos 12v de tensión útil con unas revoluciones muy bajas (325 rpm aprox.). Cuando lo tengáis, para hacer la prueba, conectarlo a una bombilla de 12 v y darle un fuerte giro al motor con la mano, si de verdad nos funciona, la bombilla deberá encenderse como normalmente.

He conseguido unos motores Ametek que funcionan a 30v en eBay por sólo 26$. Hoy día se están abaratando debido a que mucha gente los compra para hacerse sus propios molinos de viento.Las palasMe puse a investigar un poco más para las palas. Vi que mucha gente talla sus propias palas en madera, pero eso es demasiado complicado, teniendo en cuenta que otras personas hacían sus palas con tubos de PVC con el mismo resultado. Aquí os dejo una web en la que podéis encontrar como hacer vuestras propias palas de PVC aerodinámicas.

Seguí más o menos la guía cambiando unas cuantas cosas. Usé una tubería ABS negra que venían ya precortadas. Usé la tubería de 6 pulgadas de diámetro en vez de 4 y 24 pulgadas de largo en vez de 19 5/8. La diferencia está en que pesará un poco más, pero las revoluciones serán mayores también a recoger más viento, y ganaremos un poco de energía.

Empecé marcando y cortando el tubo longitudinalmente en cuatro piezas iguales, corté una y la usé como guía para el resto, limando los bordes y pesándolas si es necesario para evitar descompensar el aparato. Finalmente, terminé con 4 palas, tres para usarlas y una de repuesto. Para mejorar la aerodinámica se pueden limar los bordes como cuchillas para que “corte” el viento y obtenga una menor resistencia.

El siguiente paso era unir las palas al motor, para lo que usé unos pernos. Por mi taller apareció una rueda dentada que encajaba a la perfección en el eje del motor, pero no tenía ni los agujeros necesarios, ni el diámetro para hacer la unión perfecta con las palas, así que le añadí un disco de aluminio de 5 pulgadas de diámetro y ¼ pulgada de grosor que valía perfectamente para la unión de las palas. La solución fácil de esto fue unir ambas piezas y dejarlas fijas completamente.

Esta es la perforación y grabación de las piezas.

Las piezas armadas, incluyendo las palas.

La otra parte del ensamble completo.

En uno de mis viajes a la ferretería, encontré esta tapa que viene perfecta para la punta de las aspas, evitando así la resistencia del aparato al viento y repartiendo más aire aún hacia las palas.

Actualización: Más adelante, en un día de muchísimo viento, se me partieron las aspas del aerogenerador, y opté por hacerle este cambio, perdía en longitud, pero ganaba en resistencia. Para no prescindir de ninguna, debéis hacerlo así desde el principio.La estructura

Lo siguiente era el montaje del esqueleto de la turbina, para hacerlo sencillo, opté por colocar el motor en un trozo de madera de 2×4 pulgadas agarrado con unas abrazaderas ajustables. También, para proteger un poco el motor, lo puse dentro de un tubo de PVC que tenía su diámetro justo. Le coloqué una veleta para direccionar el esqueleto hacia el viento, la mía estaba hecha de aluminio rígido y tenía las dimensiones que están en la imagen, aunque eso no es algo que deba preocuparos.

Esta es otra vista del esqueleto de la turbina de viento.

El siguiente paso fue pensar en algún tipo de mecanismo que permitiera girar libremente a la turbina según la dirección en la que viniera el viento. Después de mucho pensar, me di cuenta que con una barra de metal de 1 pulgada de diámetro y 10 de largo introducida en un tubo de acero de 1 pulgada y 1/4 de diámetro, funcionaba a la perfección. Usaría por ambos lados los tubos de acero de 1 pulgada, y de cuerpo o torre, usaría el de 1 pulgada y 1/4. Para elegir la posición del tubo de acero, miré el esqueleto y calculé el centro de gravedad, tan simple como ver el sitio de la madera (la de 33 pulgadas) dónde se queda en equilibrio. Los cables del generador, pasarán por un agujero por el centro del tubo de sujeción.

Para la base de la torre, corté una base de 2 pies de diámetro de madera contrachapada. Le hice un montaje en forma de U con tuberías de 1 pulgada que es dónde iría el otro extremo del tubo o torre de 1 pulgada y ¼ de diámetro. Como la parte superior, es libre de girar para dónde quiera también, así se le da más movilidad por si en un momento dado se atasca la de arriba. También la U es movible en forma de bisagra para facilitar la subida y bajada de la turbina de viento. Entre la U y el tubo de 1 pulgada, añadí una T con un agujero para poder sacar por ahí el cable. Eso se muestra

en una foto de abajo. También incluiré unos agujeros en la madera contrachapada para poner unos anclajes para el suelo.

Esta foto muestra la cabeza y la base juntos. Ahora te puedes hacer a la idea de como irá quedando, imagínate una tubería de 10 pies entre los extremos.

Después pinté todas las piezas de madera con una pintura protectora blanca. En esta foto se ve también un añadido en la cola, es un pedazo de plomo para contrapesar.

Aquí está todo el conjunto de la cabeza.

El regulador de cargaActualización: Hemos publicado una nueva versión mejorada del regulador de carga, tiene un mejor funcionamiento y el precio es bastante más ajustado.Después de tener listo toda la parte de mecánica, decidí ponerme con la electrónica. El sistema estaría compuesto por un sistema de una o varias baterías para almacenar la energía acumulada por el aerogenerador, un diodo de bloqueo para evitar el desperdicio de energía desde las baterías, una carga secundaria para tirar la energía que sobre cuando las baterías estén totalmente cargadas y un controlador de carga para manejarlo todo.Decidí buscar por Google un poco de información de controladores de carga de aerogeneradores. Me resultó agradable encontrar sin problemas esquemas bastante sencillos, como este, que fue el que yo usé.Como en esa web explica muy bien la creación de dicho circuito, yo sólo tocaré aspectos generales del mismo.

El principio básico del funcionamiento del controlador es controlar si la batería está cargada para enviar corriente desde la turbina hacia

ellas o desviarla hacia una carga para no dañar las baterías. En el link está todo muy bien explicado.

Esta es una foto del controlador construido, está todo en un tablón de madera contrachapada para poder hacer pruebas y arreglar errores. Más tarde lo ensamblaré todo en una caja.

Se puede ver perfectamente la placa de circuito impreso dónde encontramos la electrónica compleja. Un soporte plateado con dos interruptores que permiten alternar entre las baterías y la carga.

El disipador negro de abajo a la izquierda tiene dos diodos de bloqueo de 40A. Uso sólo uno de momento, pero podría usar el otro para otro aerogenerador o para añadir un panel solar, quién sabe. La doble hilera de rectángulos color dorado de la parte superior es la carga, compuesto por resistencias de alta potencia, a intervalos de 2ohm. Sirve para volcar la energía cuando las baterías están cargadas o para hacer pruebas con la turbina. El exceso de potencia de la turbina puede ser aprovechado para un calentador o incluir una segunda batería. Debajo a la izquierda de las resistencias, nos encontramos un fusible, el principal, junto con un relé cuadrado de color gris de 40A, está sacado de un coche. Es el encargado de enviar la energía o a las baterías o a la carga. Por

todo el lado derecho, se pueden ver, en color negro, todas las conexiones en un bloque de terminales.Operando, la turbina de viento, está conectada al controlador de carga. Después pasa del controlador a la batería. Todas las cargas son tomadas de las baterías. Si el voltaje de la batería baja de 11,9v, el controlador cambia la turbina hacia las baterías. Si el voltaje de la batería se eleva a 14v, el controlador cambia la turbina hacia la carga. Si te fijas, verás potenciometros para ajustar los voltajes de ambos estados. Elegí 11,9 v para cuando está descargada y 14 v para cuando está cargada debido al asesoramiento encontrado en diferentes sitios web sobre la carga óptima de baterías de plomo-ácido. Cuando el voltaje de la batería está entre 11,9 v y 14 v, el sistema se puede cambiar manualmente a cualquiera de los dos estados. Normalmente, el sistema es automático. Cuando se está utilizando la carga, el LED verde se enciende, cuando se está cargando la batería, es el amarillo el que se enciende. Esto permite tener un mínimo de información del sistema, también uso el polímetro tanto para medir el voltaje de la batería como el de la salida de la turbina. Más adelante añadiré unos medidores de tensión y lo meteré todo en una caja un poco más decente.Utilicé una fuente de alimentación de voltaje variable para realizar las pruebas de los diferentes estados de la batería (el de 11,9v y el de 14v) y así poder ajustar los potenciómetros a mi gusto.

Actualización: Al final cambié el voltaje de derivación a la carga de 14 a 14,8 v, parece que va mejor para la carga de este tipo de baterías.Actualización: Descubrí que existe un orden para conectar las cosas al controlador y no dañar nada. Una vez conecté la turbina y el panel solar antes que las baterías, y debido a las oscilaciones de tensión, el relé y los voltajes empezaron a hacer cosas raras debido a que no estaba la batería para estabilizar, también se puede dañar el circuito. Lo que se debe hacer siempre es conectar primero las baterías y luego el aerogenerador o el panel solar. Para desconectar es igual, primero se desconectan los sistemas (panel y turbina) y luego las baterías. 

Pincha en la imagen para verla más grande.

Actualización: Por último, os dejo aquí un esquema de mi controlador de carga. Hay pequeñas variaciones según el esquema de la web de antes. Sustituí algunas piezas que tenía a mano para no tener que comprarlas. Tu puedes hacer lo mismo, con los conocimientos suficientes, yo por ejemplo, los amplificadores MOSFET, no los he colocado iguales, al igual que las resistencias.El montaje finalHasta ahora ya tenemos todas las partes del proyecto completos, solo queda unirlos.

Cuando llegué a mi finca, lo primero que hice fue empezar con el refuerzo de la torre, coloqué la cabeza de la turbina en la tubería de 10 pies de largo y 1 pulgada ¼ de diámetro y la base en el final del mismo. A partir de aquí fue todo muy rápido. Utilicé cuerdas de nylon para sujetar el palo de 10 pies al suelo con estacas de madera y unos tensores en los extremos. Gracias a la bisagra de la base, pude bajar y subir la torre fácilmente. Cuando esté todo andando, las cuerdas de nylon y las estacas de madera se sustituyen por cables de acero y estacas de metal.

En esta foto se muestra de cerca la forma en la que amarré las cuerdas a la tubería de metal. Sencillo a la vez que eficaz.

Esta otra foto muestra la base de la torre, apoyada en el suelo, y con la salida del cable de la turbina por la sección en forma de T. El cable utilizado es un cable normal de instalaciones eléctricas, simplemente cortar y conectar la turbina con el controlador.

Engrasé todo el tubo de la parte inferior de la cabeza y se deslizo solo hasta el tope final.

Solo queda esperar a que sople el viento y empiece a producir.

La turbina funcionando a las mil maravillas, incluso con viento flojo.

Aquí todo el tinglado de controlador, batería y la electrónica de los cableados. Se puede ver también un inversor de 120v conectado a la batería y a un polímetro para realizar el seguimiento de la tensión de la batería y de la salida de la turbina. Mi afeitadora eléctrica y el cargador de la batería están conectados al inversor funcionando a 120v. Más tarde lancé también un cable a mi campamento.

En esta foto, toda la electrónica.

El polímetro muestra una producción de 13,32v, la carga la proporciona la afeitadora y las baterías a través del inversor.

Aquí el polímetro muestra una producción de 13,49v. La tensión de la turbina sube un poco a la vez que la fuerza del viento, es debido a tener una carga. Cuando gira muy rápidamente y la tensión de la batería es excedida, el diodo se encarga del bloqueo. Cuando se supera el límite, de repente le entra la carga (resistencias) a la turbina. Una de las precauciones a tener en cuenta es tener cuidado con los cambios en la dirección del viento cuando se está trabajando con los cables, ya que podrías partirlos.

Me dí cuenta que toda la configuración del controlador era demasiado peligroso. Ordené un poco los cables y puse toda la electrónica encima de un pedazo de madera en la parte superior de una caja de plástico. Después coloqué un cable largo desde el inversor hasta mi campamento, así era más seguro.

Otra vista más de la configuración.

Aquí mi portátil funcionando gracias a la turbina.

¿Cuanto costó todo?, aquí tenéis una tabla.¿El qué? ¿De dónde? ¿Cuanto?Motor / generador. eBay.

$26,00 = 18,27€

Varios de tubería. Ferretería.

$41,49 = 29,16€

Tubería para las palas. Ferretería.

$12,84 = 9,02€

Varios equipos. Ferretería.$8,00 = 5,6€

Conductos. Ferretería.$19,95 = 14,02€

Madera y aluminio. Montón de chatarra $0,00Cable de alimentación Ya lo tenía. $0,00Cuerda y tensores. Ferretería.

$18,47 = 12,98€

Regulador de carga

Tienda ComoHacer.eu 14,95€

Batería. eBay. $0,00Inversor eBay. $0,00Pintura Ya lo tenía. $0,00Total 104€No está mal. Teniendo en cuenta que las turbinas profesionales comparables a esta valen entre 750 y 1000$.Actualizaciones para el aerogeneradorModificaciones y mejoras que me gustaría hacerle en el futuro:

Montar los componentes electrónicos en una caja estanca. Añadir medidores para la tensión de la batería y la de la turbina. Añadir un tacómetro para saber lo rápido que está girando. Añadir más baterías. Añadir otra turbina de viento u otro panel solar para producir más

energía. Obtener un inversor de mayor voltaje. Sistema de frenado de emergencia para cuando haya vientos

fuertes. Base de hormigón para la torre. Una torre más alta con cables y estacas de acero.

Terminé la reconstrucción del controlador. Ahora está en un recinto semiestanco y le he añadido un medidor de tensión. Consta con entradas para varias fuentes y diferentes salidas de cargas externas.

Estas son las entradas del controlador, dos entradas para paneles solares y una para el molino de viento. Esta configuración puede variar a cada gusto.

Esta foto muestra las salidas del controlador. Hay conexiones para las baterías, para la carga y para 3 salidas de 12v.

Este es el interior del controlador, básicamente transferí todo lo que había en el tablero de madera hacia aquí. He añadido un medidor de voltaje y un fusible por cada salida.

Pulsa para ver la imagen más grande.

Este es el esquema del nuevo controlador, es casi igual que el antiguo a excepción de los dos cambios que dije anteriormente.

Pulsa en la imagen para verla más grande.

Este diagrama de bloque da una visión general de lo que es el montaje.

¿Muy difícil?, siempre puedes mirar en eBay a ver si ves algún aerogenerador para uso doméstico por buen precio.Un gran tutorial que no podéis pasar de largo, si os ha gustado, compartidlo, así podremos seguir con tantos y tantos proyectos que tenemos en mente. Disfrutadlo!!!Enlaces de interés:

Preguntas frecuentes acerca del molino de viento (FAQ´s); Link. También te puede interesar; Como hacer un panel solar. Tutorial completo PDF en español creado por Como Hacer; Link. Tutorial del aerogenerador original en inglés; Link.

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PublicadoPor Alberto NavarroEl 27 julio 2009

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Espectáculo en el cielo, la luna y venus

Un fenómeno astronómico se pudo apreciar anoche cuando la Luna ocultó por algo más de una hora a Venus, el planeta más visible desde la Tierra, y pudo ser visto por miles de personas en gran parte de nuestro país.

En el Planetario, ubicado entre las avenidas Sarmiento y Figueroa Alcorta, pudo verse a simple vista una “ocultación” de Venus por la Luna y la posterior “reaparición” del famoso y brillantísimo “lucero”.

El mismo se apagó y encendió lentamente en el cielo a medida que se movía el satélite natural, algo que coincidió con el anochecer y el cual duró desde las 18.50 hasta las 19.53.

Esta especie de eclipse pudo verse en casi toda la Argentina, salvo en la región norte. En el Planetario de Palermo se dispuso una pantalla gigante y telescopios para observar este espectáculo en el cielo.

Este fenómeno fue el mayor espectáculo astronómico que se podrá observar durante este 2013 en la Argentina, por lo que hubo una masiva convocatoria y una vez en los jardines del emblemático edificio se llevó a cabo una actividad especial, pública y gratuita.

Venus se apagó apenas comenzado el fenómeno y un poco más de una hora después reapareció por el borde iluminado de la Luna.

A diferencia de los eclipses de Sol, que necesitan ser observados con cierto cuidado para proteger la vista, estos fenómenos pueden ser seguidos sin riesgo alguno.

En Jujuy, Salta, Formosa, Chaco, Misiones, centro y norte de Catamarca, centro y norte de Santiago del Estero, y norte de Corrientes, se vio cómo la Luna pasaba “rozando” al planeta en el cielo, informaron los especialistas.

Publicado por agustina turri en 18:44 No hay comentarios:

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LUNES, 9 DE SEPTIEMBRE DE 2013Satélites artificiales y naves espaciales.Los satélites artificiales terrestres son diseñados para observar la Tierra desde una órbita. Son similares a los satélites espías pero diseñados específicamente para aplicaciones no militares como control del MEDIO AMBIENTE, METEOROLOGÍA, CARTOGRAFÍA, ETC.Los satélites de observación de la tierra, se dividen, según su órbita, en satélites de órbita baja (LEO) y satélites de órbita geoestacionaria (GEO).Los LEOs varían en un rango de típicamente, 200 a 1200 km sobre la superficie terrestre, lo que significa que poseen períodos comprendidos entre 90 minutos y 5 horas y por lo tanto son excelentes candidatos para

realizar exploraciones exhaustivas de la superficie terrestre(detección de incendios, determinación de la biomasa, estudio de la capa de ozono, etc.). Ej.: TRMM.Los GEOs tienen una órbita fija a 35875 km de distancia, en órbita ecuatorial (lo que significa que quedan en dirección sur para los habitantes del hemisferio norte, en dirección norte para los habitantes del hemisferio sur y justo encima de los habitantes del ecuador). Además, por las características de la órbita geoestacionaria, siempre permanecen fijos en el mismo punto. Son excelentes para estudios de meteorología (Meteosat).Los instrumentos de observación dependen del objeto del estudio; variando desde observación en el espectro visible, las microondas, etc.La mayoría de satélites se limitan a instrumentos pasivos, esto es, a recoger la radiación ya presente, principalmente en el espectro visible. Dichos satélites van equipados con lentes similares a las de un telescopio terrestre, una cámara CCD, etc.Caso especial: el SAROtro caso especial: el LIDAR-Una sonda espacial es un dispositivo que se envía al espacio con el fin de estudiar cuerpos de nuestro sistema solar, tales como planetas, satélites, asteroides o cometas,Las sondas espaciales se suelen denominar también satélites artificiales, si bien, estrictamente hablando, una sonda se diferencia de un satélite en que no establece una órbita alrededor de un objeto (ya sea la Tierra o el Sol), sino que se lanza hacia un objeto concreto, o bien termina con una ruta de escape hacia el exterior del sistema solar.Todas las sondas se montan sobre una estructura de el soporte a la que se deben incorporar al menos estos tres sistemas:Sistema energético: habitualmente baterías y paneles solares para proveer de electricidad a los sistemas, aunque también pueden incorporar fuentes radiactivas de energía.Instrumental de observación, tales como cámaras fotográficas, o analizadores de espectro.Equipos de comunicación, consistente en diversos tipos de antenas para transmitir la información recolectada de vuelta a la tierra.

Además, las sondas pueden incorporar: motores para efectuar maniobras, tanques de combustible, protecciones térmicas para evitar el congelamiento de la sonda, o transportar las sondas menores independientes. A veces incluso han portado contenedores de información sobre nuestro planeta si eventualmente fuesen recogidas por una civilización alienígena.El peso total de las sondas suele ser de varios cientos de kilos, aunque no es frecuente que superen la tonelada, debido a la limitación actual de nuestros cohetes para sacar de la órbita terrestre mayores pesos. No obstante, en 1997 se lanzó la sonda Cassini-Huygens con un peso total de 5.600 kg, incluyendo unos 3.100 kg de combustible. Las dimensiones típicas de las sondas oscilan entre 2 y 5 metros, aunque una vez en el espacio suelen desplegar antenas o paneles fotovoltaicos de mayores

dimensiones.

Un vuelo espacial tripulado es una exploración espacial con una tripulación humana y posiblemente pasajeros, en contraste con sondas espaciales robóticas o misiones espaciales no tripuladas controladas remotamente.En ocasiones,pasajeros de otras especies han estado a bordo de una nave espacial, aunque no todas sobrevivieron el regreso a la tierra. Los perros, fueron los primeros grandes mamíferos lanzados desde la Tierra.Laboratorios espaciales:Como su nombre indica, un laboratorio espacial es una instalación ubicada en el espacio desde la que es posible realizar experimentos científicos en

unas condiciones (ausencia de gravedad) imposibles de reproducir en la Tierra. Obviamente un laboratorio espacial debe reunir dos requisitos, encontrarse fuera de nuestro planeta y ser capaz de albergar los instrumentos necesarios y, en su caso, también a los científicos responsables de su manejo.No obstante, no resulta fácil deslindar los límites de lo que es un laboratorio espacial y lo que no. En realidad muchos satélites artificiales y sondas espaciales disponen de equipos automáticos capaces de realizar una variada gama de experimentos, por lo que en sentido estricto deberían ser considerados como tales; aunque por lo general suele aplicarse el término de laboratorio espacial tan sólo a los vehículos tripulados.Sin embargo, ni siquiera ahora siguen estando completamente definidos éstos, ya que en muchos vuelos tripulados se ha realizado también algún tipo de experimentos. Por esta razón suele identificarse laboratorio espacial con estación espacial, dado que es en ellas donde las tripulaciones, únicas o relevadas periódicamente, disponían no sólo del instrumental, sino asimismo de períodos de tiempo suficientemente largos para desarrollar un programa de ensayos científico continuado.Todas las imágenes satelitales obtenidas por la NASA son publicadas por Observatorio de la Tierra de Nasa y estan disponibles para todo público.Un observatorio espacial, también conocido como telescopio espacial, es un satélite artificial o sonda espacial que se utiliza para la observación de planetas,estrellas, galaxias y otros cuerpos celestes de forma similar a un telescopio en tierra. Se han lanzado una cantidad importante de telescopios espaciales a órbita desde que Cosmos 215, considerado el primer observatorio espacial, fuese lanzado el 18 de abril de 1968, proporcionando mayor información y conocimiento del cosmos.Existe varias razones para que la observación desde el espacio sea deseable, debido a que evita algunos problemas que tienen los observatorios en tierra. Los beneficios de los observatorios espaciales son:Un telescopio en el espacio no sufre la contaminación lumínica producida por las ciudades cercanas. Además, no está afectado por el titilar producido debido a las turbulencias térmicas del aire.

La atmósfera terrestre añade una distorsión importante en las imágenes, conocida como aberración óptica. La capacidad de resolución de los telescopios en tierra se reduce de forma importante. Un telescopio espacial no observa a través de la atmósfera, por lo que su capacidad siempre rinde cerca del máximo teórico. Este problema para los telescopios en tierra se ha resuelto de forma parcial con el uso de óptica adaptativa, como en el Very Large Telescope, pero son complejos y no solucionan el problema completamente.La atmósfera, además, absorbe una porción importante del espectro electromagnético, por lo que algunos observaciones son prácticamente imposibles de realizar desde tierra. La Astronomía de rayos-X no se realiza desde la Tierra, sino desde telescopios espaciales como el Chandra o el XMM-Newton. Otras porciones del espectro electromagnético, como las ondas infrarrojas o las ultravioletas, también son filtradas por la atmósfera.Los telescopios espaciales, sin embargo, también sufren algunas desventajas que no tienen los observatorios terrestres:El coste elevado, principalmente en el lanzamiento. Los costes para utilizar un cohete de tamaño medio pueden alcanzar los 250 millones de dólares, y utilizar el transbordador espacial duplica ese precio.La imposibilidad de mantenimiento. Excepto el telescopio espacial Hubble, que ha recibido mantenimiento por parte de misiones del transbordador espacial, si un observatorio espacial no funciona no puede ser reemplazado.La vida útil corta. La mayoría de los telescopios espaciales deben ser refrigerados y cuando los líquidos de refrigeración se terminan no se puede llenar el depósito con líquido nuevo. Sin embargo, los telescopios espaciales no necesitan un mantenimiento periódico ya que no está afectado de las condiciones bajo atmósfera.Los observatorios espaciales se pueden dividir en dos clases generales: aquellos cuya misión es inspeccionar todo el cielo y los telescopios que sólo hacen observaciones de partes escogidas del firmamento. Muchos de los observatorios espaciales ya han completado sus misiones, mientras que otros están en funcionamiento. Los satélites y sondas espaciales para la observación astronómica han sido lanzados por la NASA, la ESA y la

JAXA.La serie Grandes Observatorios de la NASA son cuatro telescopios espaciales de gran potencia. Cada telescopio ha tenido un coste similar y han servido para ampliar los conocimientos en Astronomía. Las cuatros misiones han examinado una parte del espectro electromagnético a la que estaban diseñados.Telescopio espacial Hubble (en inglés, Hubble Space Telescope o HST) conocido previamente como Space Telescope (ST). Observa principalmente la zona del espectro visible y la zona del ultravioleta cercano. Fue lanzado al espacio el 24 de abril de 1990 y se trata de un proyecto conjunto entre la NASA y la ESA. Una misión de servicio del transbordador espacial de 1997 le dotó de capacidad de observar infrarrojo cercano.Las imágenes satelitales proveen volúmenes de información a un bajo costo. Los nuevos satélites comerciales ofrecen características como resolución (tamaño cuadrado representado por una pixela), precisión posicional (la variación entre la posición de un objeto en la imagen y su posición verdadera) y tiempo de entrega revolucionaria, aumentando la variedad de posibles aplicaciones. Dado el corto tiempo de entrega y sus precios bajos imágenes sateleitales pueden ser alternativas y/o complementos a fotografía aérea convencional.Aplicaciones de cada tipo de imagen:IKONOS – dado los detalles espaciales disponibles y la precisión posicional, estas imágenes sirven muy bien para mapeo base, aplicaciones GPS y visualización. Productos 1-P y 1-PSM son excelentes para planificación urbana, uso en sistemas GIS, infraestructura / transporte etc. 4-MS ofrece mucha utilidad en aplicaciones de agricultura, recursos forestales, recursos naturales y usos del suelo.IRS – 5-P y 5-PF ofrecen mayor cubrimiento y costos muy competitivos, y dada su alta resolución son excelentes para planificación urbana, mapeo/administración de infraestructura, etc. Los datos 180-MS, con su cubrimiento grande e información multi-espectral, sirven para estudios regionales/de nivel de continente, mapeo de recursos, procesos globales, etc.Landsat – Las datos 30-MS son excelentes para aplicaciones de usos /

cubrimiento del suelo (clutter or LU/LC) – imágenes multi-espectrales contienen mucha información y son ideales para investigaciones ambientales. Dado que Landsat TM incluye banda 7, para trabajos de clasificaciones geológicas es la selección lógica en vez de IRS-20MS o SPOT 4 XI. Las 7 bandas de Landsat son:Band 1 - blueBand 2 - greenBand 3 - redBand 4 - near-infraredBand 5 - shortwave infraredBand 6 - longwave infrared/thermalBand 7 - shortwave infraredRadarsat/ERS/JERS – ya que Synthetic Aperture Radar funciona bajo condiciones nubladas y/o oscuras, estes tipos de imágenes pueden ser usadas en lugares donde los resultados con sistemas ópticos no serían buenos. Son ideales para monitorear características geologicas, de costas y agua abierta. Donde no es posible crear DEMs bajo interferometría (usualmente con datos ERS) o conseguir un par de datos SPOT sin nubes, se puede crear DEMs con pares estereos de datos Radarsat.

Publicado por agustina turri en 6:02 No hay comentarios:

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Planetas gigantes

Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno constituyen el grupo de planetas gigantes o mayores. Este conjunto se identifica por la presencia de densidades muy bajas y grandes masas y dimensiones, dos características que los diferencian notablemente de los planetas terrestres. Otras de las distinciones globales que puede hacerse es que en los gigantes, la mayor parte de sus volúmenes están ocupados por sus atmosferas, mientras que los terrestres son de cuerpos sólidos, solo en ciertos casos rodeados por una tenue atmosfera con un espesor que corresponde a un pequeño porcentaje de su diámetro.

Júpiter

Este planeta es el más próximo a la Tierra entre los planetas gigantes y el que le sigue generalmente a Venus en términos de luminosidad aparente a un observador terrestre.

Su órbita es tan grande con respecto a la tierra que no muestra fases sensibles ni aun en su cuadratura, a pesar que en esta circunstancia presenta un ligero oscurecimiento; el cambio de brillo debido a sus fases es, por lo tanto, insignificante.

Júpiter es el planeta de mayor tamaño del Sistema Solar, el que posee mayor masa y el que rota sobre sí mismo con mayor rapidez.

Su aplastamiento es considerable, hasta el punto que la imagen telescópica de Júpiter es elíptica; este achatamiento está relacionado con la gran velocidad de rotación del planeta. Júpiter se desplaza alrededor del sol con una velocidad bastante uniforme.

La gran mancha roja de Júpiter.

Uno de los modelos más aceptados de la estructura de Júpiter es el que sugiere un núcleo de material rocoso, con dimensiones desconocidas y compuesto principalmente por hierros y silicatos, se estima que la temperatura nuclear debe ser cercana a los 30.000° C, mientras que la masa nuclear sería equivalente a diez veces la masa de la Tierra. Rodeando completamente a éste núcleo se hallaría una espesa capa de hidrógeno metálico líquido a 10.000°C de temperatura y a una presión de mil millones de hectopascales. Luego, extendiéndose hasta unos 70.000 km se encontraría hidrógeno molecular, el cual llegaría hasta el borde inferior de las nubes en la atmósfera.

Este modelo estructural permite explicar el fuerte campo magnético que se detecta en Júpiter. Los astrónomos han confeccionado el modelo descrito para Júpiter tomando en consideración datos como la masa, gravedad y radio, conjuntamente con la composición física-química, las ecuaciones de estado y también ciertos argumentos cósmicos.

Unos de los hechos singulares más espectaculares de las misiones espaciales lo constituyo el descubrimiento de un anillo de pequeñas partículas solidas que rodea a Júpiter por su ecuador, extendiéndose asta casi 53.000 km del límite de su atmosfera.

El anillo joviano parece tener una densidad casi mil millones de veces menor que la densidad del conocido anillo de Saturno, este hecho sugirió a los astrónomos que la presencia de anillos alrededor de los planetas gigantes podría ser algo natural. Los anillos de Júpiter, poseen bordes nítidos y satélites próximos, una características interesante es que en el limite exterior del anillos de Júpiter se mueve una de sus lunas.

El anillo de Júpiter fue detectado por primera vez por la nave Voyager

La emisión de Júpiter.

El análisis de las observaciones registradas por las sondas espaciales acerca de la estructura internas de planeta, sugiere que Júpiter consiste prácticamente de materia de la nebulosa primordial que originara el Sistema Solar, que no ha sufrido modificaciones

En la formación del sistema solar, es de suponer que la mayor cantidad de materia que no fue condensada en el sol pasó a formar parte de Júpiter. Si entonces Júpiter hubiese tenido al menos doce veces la masa que tiene en la actualidad, hubieran podido iniciarse reacciones termonucleares en su profundo interior, de modo similar a lo que sucede en las estrellas, desde el punto de vista, podemos decir que Júpiter puede considerarse una estrella frustrada.

El tamaño descomunal del planeta Júpiter resulta pequeño comparado con el del sol, a pesar de ello ambos astros podrían constituido un sistema estelar doble, puede considerarse que Júpiter presenta dimensiones semiestelares

Saturno.

Es de coloración amarillenta, no varía de aspectos de un mes a otro, aunque cada 15 años pierde y gana un 70% de su brillo, debido al cambio de fase de sus anillos. El plano ecuatorial de Saturno, sobre el cual se ubican los anillos, está inclinado con respecto al plano de órbita del planeta. Por eso vemos alternativamente el sistema de anillos por su cara norte y por su cara sur, entre estas situaciones extremas, en las cuales los anillos aparecen muy abiertos, podremos observarlos de canto: entonces desaparecen por completo, lo cual revela su espesor.

El ciclo se repite aproximadamente cada 29 años y medio, tiempo que precisa Saturno para dar una vuelta completa alrededor del sol.

Es el planeta de más baja densidad del sistema solar. Esta característica, junto con su gigantesco sistema de anillos, es lo que permite compararlo con Júpiter, además presenta una atmosfera pero no se conoce con exactitud cuál es su extensión.

También como Júpiter, presenta una duración del día muy corta y un gran número de satélites.

Es una bola gigante un poco achatada de gas comprimido bajo su propio peso.

Su estructura interna es el de un núcleo rocoso, envuelto en hidrogeno metálico y helio.

Urano

Urano fue el primer planeta descubierto; lo encontró accidentalmente el astrónomo W. Herschel, mientras exploraba el cielo con un telescopio.

Sospecho primero que se trataba de cierto tipo de cometa y así lo anunció. La naturaleza planetaria del objeto descubierto por Herschel recién se comprobó un año más tarde cuando Lewell concluyo que se trataba indudablemente de un planeta más alejado que Saturno que se movía en una órbita casi circular. Una vez calculada su órbita, se revisaron antiguas observaciones y se encontró que Urano había sido observado reiteradamente, confundiéndolo con una estrella débil y perdiéndose por equivocación su descubrimiento en reiteradas ocasiones.

A simple vista, Urano se presenta como una estrella de brillo débil. Es un astro muy achatado y de relativamente alta densidad para un planeta compuesto sólo de hidrogeno. Su órbita está poco inclinada respecto de la eclíptica pero su eje de rotación se halla casi sobre la misma.

Su sentido de rotación es retrógrado.

Su masa es inferior a la de Saturno o Júpiter, pero muy superior a cualquiera de los planetas terrestres, y se ha detectado una abundante presencia de metano; posee atmosfera en la que también se aprecian nubes en bandas paralelas al ecuador. Debido a su lejanía, es difícil estudiar en detalle este planeta, por lo que aun no hay datos suficientes para definir su estructura interna.

Se identificaron 9 anillos de entre 10 y 100 km de ancho; se determinó que tenían una masa de 5. 10 elevado a la 18 gramos y una densidad de

aproximadamente 3 g/ cm3. Se trataría de polvo concretico sin cubierta de hielo.

Neptuno

Con un pequeño telescopio, Neptuno solo se puede distinguir de las estrellas cercanas por su movimiento de noche a noche; con instrumentos algo más grandes se lo ve como un disco de coloración verde de poco mas de 2” de diámetro.

Presenta semejanzas con Urano, razón por la cual asocian a estos planetas como un conjunto singular dentro del Sistema Solar. Sus atmosferas también son similares.

Neptuno presenta también anillos, algunas características son las siguientes: El material de los anillos de Neptuno rota en la misma dirección que el planeta, las imágenes sugieren que las partículas de los anillos de Neptuno son más pequeñas que las del anillo de Urano. Los anillos son casi circulares y muy cercanos al ecuador de Neptuno.

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SÁBADO, 7 DE SEPTIEMBRE DE 2013Planetas terrestres.Los planetas terrestres están formados principalmente por silicatos (son el grupo de minerales de mayor abundancia, pues constituyen más del 95% de la corteza terrestre, además del grupo de más importancia geológica por ser petrogénicos, es decir, los minerales que forman las rocas. Todos los silicatos están compuestos por silicio y oxígeno. Estos elementos pueden estar acompañados de otros entre los que destacan aluminio, hierro, magnesio o calcio; forman parte de la mayoría de rocas, arenas y arcillas) y son los que se encuentran más cercanos al Sol: Mercurio, Venus, Tierra y Marte. También son conocidos como planetas telúricos o planetas rocosos.La estructura de los planetas terrestres es muy parecida en todos ellos: tienen un núcleo metálico y un manto de silicatos que los rodea. En su superficie tienen cráteres, montañas, valles y volcanes. Los cráteres son menos visibles en la Tierra debido a la acción de los agentes atmosféricos y de la vegetación.Mercurio y Venus no tienen satélites naturales que los acompañen. En cambio la Tierra tiene un satélite, la Luna, que es el quinto satélite más grande del Sistema Solar. Marte tiene dos satélites naturales, Deimos y Fobos, de los que se cree que son dos asteroides capturados y tienen una forma irregular.Hay muchos otros cuerpos en el Sistema Solar con características similares a las de los planetas terrestres, como los objetos transneptunianos, que tienen una superficie sólida, o el planeta enano Ceres del Cinturón de asteroides. Los objetos transneptunianos son mayoritariamente de hielo debido a su larga distancia del Sol. Algunos satélites grandes del Sistema

Solar también son parecidos a los planetas terrestres y con formaciones rocosas, pero no pueden considerarse como tal.Se cree probable de que hubo muchos más planetas terrestres durante la formación y la evolución del sistema solar pero se fusionaron o fueron destruidos por los principales planetas terrestres actuales.

MERCURIO

Características generalesElementos orbitales derivados-Período orbital sideral: 87d, 23h-Período orbital sinódico: 115,88 días.

-Velocidad orbital media: 47,8725 km/s.-Satélites: 0.

Características físicas-Masa: 3,302×1023 kg.-Densidad: 5,43 g/cm3-Área de superficie: 7,5 x 107 km2-Diámetro: 4.879,4 km-Gravedad: 3,7 m/s2.Características atmosféricas-Temperatura: día 623 K (350 °C) , noche 103 K (-170 °C), Mínima 90K (-183 °C), Media 440 K (166°C), Máxima 700 K (427 °C).-Composición: potasio 31,7 %, sodio 24,9%, oxígeno atómico 9,5%, argón 7%, helio 5,9%, oxígeno molecular 5,6%, nitrógeno 5,2%, dióxido de carbono 3,6%, agua 3,4%, hidrógeno 3,2%.

Cuerpo celeste-Anterior: sol.-Siguiente: venus.

VENUS

Características generalesElementos orbitales derivados-Período orbital sideral: 224,701 días.-Período orbital sinódico: 583,92 días.-Velocidad media orbital: 35,0214 km/s.-Satélites: 0.

Características físicas-Masa: 4,869 × 1024 kg.-Densidad: 5,24 g/cm³.-Área de superficie: 4,60 × 108 km².-Diámetro: 12.103,6 km.-Gravedad: 8,87 m/s².

Características atmosféricas-Temperatura: mínima 228 K (-45,15°C), media 737 K (463,85°C), máxima

773 K (499,85°C).-Composición: dióxido de carbono 96%, nitrógeno 3%, dióxido de azufre 0,015%, vapor de agua 0,002%, monóxido de carbono 0,0017%, argón 0,007%, helio 0,0012%, neón 0,007%, sulfuro de carbono- cloruro de hidrógeno- fluoruro de hidrógeno= trazas.

Cuerpos celestes-Anterior: mercurio.-Siguiente: tierra.

TIERRA

Características generalesEs nuestro planeta y el único habitado. Está en la ecosfera, un espacio que rodea al Sol y que tiene las condiciones necesarias para que exista vida.La Tierra es el mayor de los planetas rocosos. Eso hace que pueda retener una capa de gases, la atmósfera, que dispersa la luz y absorbe calor. De día evita que la Tierra se caliente demasiado y, de noche, que se enfríe.Siete de cada diez partes de la superficie terrestre están cubiertas de agua. Los mares y océanos también ayudan a regular la temperatura. El agua que se evapora forma nubes y cae en forma de lluvia o nieve, formando ríos y lagos. En los polos, que reciben poca energía solar, el agua se hiela y forma los casquetes polares. El del sur és más grande y concentra la mayor reserva de agua dulce.La Tierra no es una esfera perfecta, sino que tiene forma de pera. Cálculos basados en las perturbaciones de las órbitas de los satélites artificiales revelan que el ecuador se engrosa 21 km; el polo norte está dilatado 10 m y el polo sur está hundido unos 31 metros.

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

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

La Tierra está rodeada por un potente campo magnético, como si el planeta tuviera un enorme imán en su interior cuyo polo sur estuviera cerca del polo norte geográfico y viceversa. Por paralelismo con los polos geográficos, los polos magnéticos terrestres reciben el nombre de polo norte magnético y polo sur magnético, aunque su magnetismo real sea opuesto al que indican sus nombres.El polo norte magnético se sitúa hoy cerca de la costa oeste de la isla Bathurst en los Territorios del Noroeste en Canadá. El polo sur magnético está en el extremo del continente antártico en Tierra Adelia.Las posiciones de los polos magnéticos no son constantes y muestran notables cambios de año en año. Las variaciones en el campo magnético de la Tierra incluyen el cambio en la dirección del campo provocado por el desplazamiento de los polos. Esta es una variación periódica que se repite cada 960 años. También existe una variación anual más pequeña.

Estructura de la Tierra: La corteza del planeta Tierra está formada por placas que flotan sobre el manto, una capa de materiales calientes y pastosos que, a veces, salen por una grieta formando volcanes.La densidad y la presión aumentan hacia el centro de la Tierra. En el núcleo están los materiales más pesados, los metales. El calor los mantiene en estado líquido, con fuertes movimientos. El núcleo interno es sólido.Las fuerzas internas de la Tierra se notan en el exterior. Los movimientos rápidos originan terremotos. Los lentos forman plegamientos, como los que crearon las montañas.El rápido movimiento rotatorio y el núcleo metálico generan un campo magnético que, junto a la atmosfera, nos protege de las radiaciones nocivas del Sol y de las otras estrellas.

Capas de la Tierra:Desde el exterior hacia el interior podemos dividir la Tierra en cinco partes:Atmósfera: Es la cubierta gaseosa que rodea el cuerpo sólido del planeta. Tiene un grosor de más de 1.100 km, aunque la mitad de su masa se concentra en los 5,6 km más bajos.Hidrosfera: Se compone principalmente de océanos, pero en sentido estricto comprende todas las superficies acuáticas del mundo, como mares interiores, lagos, ríos y aguas subterráneas. La profundidad media de los océanos es de 3.794 m, más de cinco veces la altura media de los continentes.Litosfera: Compuesta sobre todo por la corteza terrestre, se extiende hasta los 100 km de profundidad. Las rocas de la litosfera tienen una

densidad media de 2,7 veces la del agua y se componen casi por completo de 11 elementos, que juntos forman el 99,5% de su masa. El más abundante es el oxígeno, seguido por el silicio, aluminio, hierro, calcio, sodio, potasio, magnesio, titanio, hidrógeno y fósforo. Además, aparecen otros 11 elementos en cantidades menores del 0,1: carbono, manganeso, azufre, bario, cloro, cromo, flúor, circonio, níquel, estroncio y vanadio. Los elementos están presentes en la litosfera casi por completo en forma de

compuestos más que en su estado libre.

La litosfera comprende dos capas, la corteza y el manto superior, que se dividen en unas doce placas tectónicas rígidas. El manto superior está separado de la corteza por una discontinuidad sísmica, la discontinuidad de Mohorovicic, y del manto inferior por una zona débil conocida como astenosfera. Las rocas plásticas y parcialmente fundidas de la astenosfera, de 100 km de grosor, permiten a los continentes trasladarse por la superficie terrestre y a los océanos abrirse y cerrarse.Manto: Se extiende desde la base de la corteza hasta una profundidad de unos 2.900 km. Excepto en la zona conocida como astenosfera, es sólido y su densidad, que aumenta con la profundidad, oscila de 3,3 a 6. El manto superior se compone de hierro y silicatos de magnesio como el olivino y el

inferior de una mezcla de óxidos de magnesio, hierro y silicio.Núcleo: Tiene una capa exterior de unos 2.225 km de grosor con una densidad relativa media de 10 Kg por metro cúbico. Esta capa es probablemente rígida, su superficie exterior tiene depresiones y picos. Por el contrario, el núcleo interior, cuyo radio es de unos 1.275 km, es sólido. Ambas capas del núcleo se componen de hierro con un pequeño porcentaje de níquel y de otros elementos. Las temperaturas del núcleo interior pueden llegar a los 6.650 °C y su densidad media es de 13. Su presión (medida en GigaPascal, GPa) es millones de veces la presión en la superficie.El núcleo interno irradia continuamente un calor intenso hacia afuera, a través de las diversas capas concéntricas que forman la porción sólida del planeta. La fuente de este calor es la energía liberada por la desintegración del uranio y otros elementos radiactivos. Las corrientes de convección dentro del manto trasladan la mayor parte de la energía térmica de la Tierra hasta la superficie.

Movimientos de la Tierra:

La órbita de la Tierra es elíptica: hay momentos en que se encuentra más cerca del Sol y otros en que está más lejos. Además, el eje de rotación del planeta está un poco inclinado respecto al plano de la órbita. Al cabo del año parece que el Sol sube y baja.El camino aparente del Sol se llama eclíptica, y pasa sobre el ecuador de la Tierra a principios de la primavera y del otoño. Estos puntos son los equinocios. En ellos el día y la noche duran igual. Los puntos de la eclíptica más alejados del ecuador se llaman solsticios, y señalan el principio del invierno y del verano.Cerca de los solsticios, los rayos solares caen más verticales sobre uno de los dos hemisferios y lo calientan más. Es el verano. Mientras, el otro hemisferio de la Tierra recibe los rayos más inclinados, han de atravesar

más trozo de atmosfera y se enfrían antes de llegar a tierra. Es el invierno.

Al igual que todo el Sistema Solar, la Tierra se mueve por el espacio a unos 20,1 km/s o 72,360 km/h hacia la constelación de Hércules. Sin embargo, la Vía Láctea como un todo, se mueve hacia la constelación de Leo a 600 km/s.Traslación: La Tierra y la Luna giran juntas en una órbita elíptica alrededor del Sol. La excentricidad de la órbita es pequeña, tanto que la órbita es prácticamente un círculo. La circunferencia aproximada de la órbita de la Tierra es de 938.900.000 km y nuestro planeta viaja a lo largo de ella a una velocidad de unos 106.000 km/h.Rotación: La Tierra gira sobre su eje una vez cada 23 horas, 56 minutos y 4,1 segundos. Por lo tanto, un punto del ecuador gira a poco más de 1.600 km/h y un punto de la Tierra a 45° de altitud N, gira a unos 1.073 km/h.Otros movimientos: Además de estos movimientos primarios, hay otros componentes en el movimiento total de la Tierra como la precesión de los equinoccios y la nutación, una variación periódica en la inclinación del eje de la Tierra provocada por la atracción gravitacional del Sol y de la Luna.MARTE

*

Características:Es el cuarto planeta del Sistema Solar. Conocido como el planeta rojo por sus tonos rosados, los romanos lo identificaban con la sangre y le pusieron el nombre de su dios de la guerra.El planeta Marte tiene una atmósfera muy fina, formada principalmente por dióxido de carbono, que se congela alternativamente en cada uno de los polos. Contiene sólo un 0,03% de agua, mil veces menos que la Tierra.Los estudios demuestran que Marte tuvo una atmósfera más compacta, con nubes y precipitaciones que formaban rios. Sobre la superficie se adivinan surcos, islas y costas. Las grandes diferencias de temperatura

provocan vientos fuertes. La erosión del suelo ayuda a formar tempestades de polvo y arena que degradan todavía más la superficie.Antes de la exploración espacial, se pensaba que podía haber vida en Marte. Las observaciones demuestran que no tiene, aunque podría haberla tenido en el pasado.En las condiciones actuales, Marte es estéril, no puede tener vida. Su suelo es seco y oxidante, y recibe del Sol demasiados rayos ultravioletas.Cuando se halla más cerca de la Tierra, a unos 55 millones de kilómetros, Marte es, después de Venus, el objeto más brillante en el cielo nocturno. Puede observarse más fácilmente cuando se forma la línea Sol-Tierra-Marte (cuando está en oposición) y se encuentra cerca de la Tierra, cosa que ocurre cada 15 años.El tono rojizo de su superficie se debe a la oxidación o corrosión. Las zonas oscuras están formadas por rocas similares al basalto terrestre, cuya superficie se ha erosionado y oxidado. Las regiones más brillantes parecen estar compuestas por material semejante, pero contienen partículas más finas, como el polvo.

A causa de la inclinación de su eje y la excentricidad de su órbita, los veranos son cortos y calurosos y los inviernos largos y fríos. Enormes casquetes brillantes, en apariencia formados por escarcha o hielo, señalan las regiones polares del planeta.Se ha seguido el ciclo estacional de Marte durante casi dos siglos. En el otoño marciano se forman nubes brillantes sobre el polo correspondiente.

Una fina capa de dióxido de carbono se deposita sobre el casquete polar durante el otoño y el invierno, al final del cual el casquete polar puede descender a latitudes de 45°. En primavera y al final de la larga noche polar, la parte estacional se va deshaciendo y muestra el casquete helado del invierno, que es permanente.Además de las nubes de dióxido de carbono helado, en el planeta hay otros tipos de nubes. Se observan neblinas y nubes de hielo a gran altitud. Estas últimas son el resultado del enfriamiento asociado con las masas de aire que se alzan por encima de obstáculos elevados. Durante los veranos del sur son especialmente notables extensas nubes amarillas compuestas de polvo levantado por los vientos.

Las lunas de MarteMarte tiene dos satélites, Fobos y Deimos. Son pequeños y giran rápido cerca del planeta. Esto dificultó su descubrimiento a través del telescopio.

Fobos: Fobos tiene poco más de 27 Km. por el lado más largo. Gira a 9.380 Km. del centro, es decir, a menos de 6.000 Km. de la superficie de Marte, cada 7 horas y media. Deimos es la mitad de Fobos y gira a 23.460 Km. del centro en poco más de 30 horas.La característica más sobresaliente de Fobos es el cráter Stickney, que mide 10 km de diámetro. Su superficie está plagada de surcos de poca profundidad, que tienen una anchura entre 100 y 200 metros, y una profundidad de 20 o 30 metros.Los pequeños fosos con bordes levantados, aliniados en formaciones paralelas, podrían ser puntos en que el gas escapó del hielo subterraneo a través de fisuras. Fobos pudo haberse manifestado entonces como un cometa.El enorme cráter de Fobos fue producido por un choque que estuvo a punto de destruirlo por completo. El periodo orbital de Fobos se está

reduciendo paulatinamente. Por eso, desciende hacia la superficie marciana 9 metros por siglo, lo que significa que terminará colisionando con el planeta Marte dentro de unos 40 millones de años.

Deimos: Deimos parece ser relativamente liso cuando se contempla a distancia. Sin embargo, en la realidad está salpicado de pequeños cráteres rellenos de materiales finos. Sus dimensiones son de 16x12x10 km. A diferencia de Fobos, Deimos no tiene ni un solo cráter mayor de 2,3 km de diámetro.El gran parecido entre Fobos y Deimos con un determinado tipo de asteroides hace pensar que Marte ha captado dos de ellos, y más si tenemos en cuenta que el cinturón principal de planetoides está un poco más allá de la órbita de Marte.Las perturbaciones generadas en Júpiter podrían haber empujado algunos cuerpos menores hacia las regiones interiores del Sistema Solar, favoreciendo así el proceso de atracción. Sin embargo, la forma de las órbitas de Fobos y Deimos son muy regulares y casi coincidentes con el plano ecuatorial de Marte, por lo que hacen improbable esta explicación.Otra hipótesis es que ambos satélites hayan nacido de la ruptura de un único satélite orbital alrededor de Marte, como testimonia su forma. Pero aún en el caso de que hubieran surgido de un solo objeto partido por un impacto, sus orígenes se remontan a miles de millones de años.

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VIERNES, 6 DE SEPTIEMBRE DE 2013Leyes de Kepler.Las leyes de Kepler fueron enunciadas por Johannes Kepler para describir matemáticamente el movimiento de los planetas en sus órbitas alrededor

del Sol. Aunque él no las describió así, en la actualidad se enuncian como sigue:Primera ley (1609): Todos los planetas se desplazan alrededor del Sol describiendo órbitas elípticas. El Sol se encuentra en uno de los focos de la elipse.Segunda ley (1609): el radio vector que une un planeta y el Sol barre áreas iguales en tiempos iguales.La ley de las áreas es equivalente a la constancia del momento angular, es decir, cuando el planeta está más alejado del Sol (afelio) su velocidad es menor que cuando está más cercano al Sol (perihelio). En el afelio y en el perihelio, el momento angular es el producto de la masa del planeta, su velocidad y su distancia al centro del Sol.

Tercera ley (1618): para cualquier planeta, el cuadrado de su período orbital es directamente proporcional al cubo de la longitud del semieje mayor de su órbita elíptica

.Donde, T es el periodo orbital (tiempo que tarda en dar una vuelta alrededor del Sol), (L) la distancia media del planeta con el Sol y K la constante de proporcionalidad.Estas leyes se aplican a otros cuerpos astronómicos que se encuentran en mutua influencia gravitatoria, como el sistema formado por la Tierra y la Luna.

Formulación de Newton de la tercera ley de KeplerAntes de que se produjeran las leyes de Kepler hubo otros científicos como Cópernico, Ptolomeo y Tycho Brahe que fue un gran astrónomo cuya principal contribución al avance de la ciencia estuvo en haber conseguido medidas muy precisas de las posiciones de los planetas y de las estrellas, uno de sus discípulos fue Kepler.Kepler permitió descubrir el movimiento de los planetas. Utilizó grandes conocimientos matemáticos para encontrar relaciones entre los datos de

las observaciones astronómicas obtenidas por Tycho Brahe y con ellos logró componer un modelo heliocéntrico del universo. Comenzó trabajando al modo tradicional, planteando trayectorias excéntricas y movimientos en epiciclos, pero encontró que esos datos los situaban fuera del esquema que había establecido Copérnico, lo que le llevó a pensar que no describían una órbita circular. Ensayó otras formas para las órbitas y encontró que los planetas describían órbitas elípticas que tenían al Sol en uno de sus focos. Analizando los datos de Brahe, Kepler descubrió también que la velocidad de los planetas no es constante, sino que el radio vector que los une con el Sol describe áreas iguales en tiempos iguales. En consecuencia, la velocidad de los planetas es mayor cuando están próximos al Sol (perihelio) que cuando se mueven por las zonas más alejadas (afelio). Esto da origen a las tres Leyes de Kepler sobre el movimiento planetario.Las leyes de Kepler representan una descripción cinemática del sistema solar.Primera Ley de Kepler: Todos los planetas se mueven alrededor del Sol siguiendo órbitas elípticas. El Sol está en uno de los focos de la elipse. (a y b con semejantes a la elipse)Segunda Ley de Kepler: Los planetas se mueven con velocidad areolar constante. Es decir, el vector posición r de cada planeta con respecto al Sol barre áreas iguales en tiempos iguales.Se puede demostrar que el momento angular es constante lo que nos lleva a las siguientes conclusiones:Las órbitas son planas y estables.Se recorren siempre en el mismo sentido.La fuerza que mueve los planetas es central.Tercera Ley de Kepler: se cumple que para todos los planetas, la razón entre el periodo de revolución al cuadrado y el radio orbital al cubo se mantiene constante. Esto es

:El estudio de Newton de las leyes de Kepler condujo a su formulación de la ley de la gravitación universal.La formulación matemática de Newton de la tercera ley de Kepler es:La fuerza gravitacional crea la aceleración centrípeta necesaria para el

movimiento circular:

Al reemplazar la velocidad v por (el tiempo de una órbita

completa) obtenemosDonde, T es el periodo orbital, r el semieje mayor de la órbita, M es la masa del cuerpo central y G una constante denominada Constante de gravitación universal cuyo valor marca la intensidad de la interacción gravitatoria y el sistema de unidades a utilizar para las otras variables de esta expresión.

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El origen del sistema solar

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Instrumentos de Astronomía: Telescopios

El más importante de los instrumentos astronómicos que utiliza el astrónomo es el telescopio. Tiene por finalidad formar una imagen del astro para observarla visualmente, o para dirigirla a algún otro instrumento auxiliar: espectrógrafos, fotómetros, detectores electrónicos, cámaras fotográficas, etc.El telescopio aumenta el diámetro angular de los cuerpos celestes, y por lo tanto mejora su resolución; se emplea también para determinar las posiciones de los astros sobre la esfera celeste. Galileo efectuó en 1609 la primera observación astronómica con un telescopio; así, descubrió cuatro de los satélites de Júpiter, las fases de Venus, el aspecto de Saturno, los cráteres de la Luna y la enorme cantidad de estrellas que pueblan el cielo. Hasta esa época, sin embargo, el más importante medio de observación de los astros había sido el ojo humano. Recién a mediados del siglo XIX se

introdujo la técnica de la fotografía en la Astronomía, y en los últimos 50 años, ya en el siglo XX, se introdujeron una gran variedad de detectores electrónicos para el estudio de la radiación electromagnética, tanto desde la superficie terrestre, como desde satélites o naves espaciales.Se denomina telescopio al instrumento óptico que permite ver objetos lejanos con mucho más detalle que a simple vista al captar radiación electromagnética, tal como la luz.

TIPOS DE TELESCOPIOSREFLECTORUn telescopio reflector es un telescopio óptico que utiliza espejos en lugar de lentes para enfocar la luz y formar imágenes. Los telescopios reflectores o Newtonianos utilizan 2 espejos, uno en el extremo del tubo (espejo primario), que refleja la luz y la envía al espejo secundario y este la envía al ocular.

REFRACTORUn telescopio refractor es un sistema óptico centrado, que capta imágenes de objetos lejanos utilizando un sistema de lentes convergentes en los que la luz se refracta. La refracción de la luz en la lente del objetivo hace que los rayos paralelos, procedentes de un objeto muy alejado, converjan sobre un punto del plano focal. Esto permite mostrar los objetos lejanos mayores y más brillantes.

CASSEGRAINEl Cassegrain en un tipo de telescopio reflector que utiliza tres espejos. El principal es el que se encuentra en la parte posterior del cuerpo del mismo. Generalmente posee forma cóncava paraboloidal, ya que ese espejo debe concentrar toda la luz que recoge en un punto que se denomina foco. La distancia focal puede ser mucho mayor que el largo

total de un telescopio.El segundo espejo es convexo, se encuentra en la parte delantera del telescopio, tiene forma hiperbólica y se encarga de reflejar nuevamente la imagen hacia el espejo principal, que se refleja en otro espejo plano inclinado a 45 grados, enviando la luz hacia la parte superior del tubo, donde esta montado el objetivo.En otras versiones modificadas, el tercer espejo está detrás del espejo principal, en el cual hay practicado un orificio central por donde la luz pasa. El foco, en este caso, se encuentra en el exterior de la cámara formada por ambos espejos, en la parte posterior del cuerpo.

Los principales elementos ópticos que se utilizan en los telescopios son: lentes, espejos, prismas, redes de dispersión, etc. La función de una lente es enfocar (dirigir hacia un foco) la luz de un objeto distante; si éste se encuentra en el infinito, la distancia de la lente al foco se denomina distancia focal (F), y es la distancia entre la lente y la ubicación de la imagen del objeto. Las lentes positivas con aquellas que amplían la imagen; se las clasifica por su forma: doble convexa, plano convexa o menisco positiva; en estas lentes su parte medio es más ancha que los bordes. Las lentes negativas, por su parte, son aquellas en que es más delgado el centro que los bordes, y se clasifican en: doble convexa, plano convexa y menisco negativa; en estos casos la imágenes que forman son virtuales y más pequeñas que el objeto.

ABERRACIÓN ESFÉRICA Y ABERRACIÓN CROMÁTICAUna lente simple de caras esféricas no forma una imagen perfecta de un objeto, ya que necesariamente se producen varias aberraciones, de las cuales las principales son aberración esférica y aberración cromática. La aberración esférica resulta de la diferencia en la distancia focal de los rayos que atravesaron la lente cerca de su centro y los que pasaron próximos al borde: no todos los rayos tienen el mismo foco. La aberración cromática, por su parte, se produce por la diferencia de distancia focal para los rayos de distintos colores (de diferentes longitudes de onda).

Este defecto es consecuencia de que la luz resulta siempre afectada por el fenómeno de dispersión, consistente en el hecho de que las distintas radiaciones que conforman la luz blanca se desvían de manera diferente; la distancia focal aumenta con la longitud de onda (máximo para el rojo, mínimo para el violeta). Los rayos azules y violetas son más refrangibles que los amarillos y rojos, y se reúnen en un foco que está más próximo al objetivo, de modo que la imagen del astro formada por una lente afectada de esta aberración, sería más bien una mancha circular de la luz, de colores diferentes entre el cetro y los bordes.En un telescopio refractor, las imágenes no son perfectas debido justamente a los defectos que producen las lentes. La eliminación de estas aberraciones (especialmente la cromática) constituye la condición más importante que debe cumplir un telescopio. Esto se ha conseguido mediante el empleo de lentes acromáticos, que consisten en general de un sistema de varias lentes construidas con diferentes clases de vidrios, elegidos de manera tal que la aberración cromática resultante sea lo más pequeña posible. De acuerdo a si el telescopio se empleará para observaciones visuales y fotográficas, se construyen lentes acromáticas corregidas para un tipo u otro de observaciones. Mientras que para observaciones visuales se reúnen los rayos amarillos y rojos, para fotografías se emplean lentes corregidas para los rayos violeta y azul.

OBJETIVO Y OCULAREl telescopio astronómico consta de un objetivo que puede ser una lente o un espejo. Si se compone de lentes decimos que es un telescopio refractor, y si posee espejos es un telescopio reflector. Los telescopios de pequeñas dimensiones se pueden construir con cualquiera de las dos características. Pero en el caso de los telescopios de grandes dimensiones, es conveniente el sistema que cuenta con un espejo; en este caso es necesario pulir una sola cara del vidrio. Además no interesa demasiado la calidad óptica del espejo resultante, sino que importa que la variación de sus dimensiones (por dilatación o encogimiento), sean mínimas con relación a la variaciones de temperatura. Como un vidrio refleja un pequeño porcentaje de la luz recibida, es necesario recubrirlo con un material reflectante, el que puede ser plata; en general, se prefiere aplicarle una capa delgada de aluminio, ya que es más resistente que la plata. Con este procedimiento se consigue una reflexión del orden de 90% de la luz recibida. El objetivo de un telescopio reflector puede tener forma esférica o parabólica.En particular, técnicamente se prefiere la segunda ya que se evitan las aberraciones esférica y cromática presente en los objetos esféricos. Sin embargo, en la actualidad se están construyendo objetivos con otras formas a fin de disminuir su distancia focal y mejorar la calidad óptica. En el caso de los telescopios refractores, como no es posible corregir todas las aberraciones en un objetivo formado generalmente por dos lentes , se construyen objetivos con tres o cuatro lentes, con los cuales se llega a una

buena eliminación de los defectos, aunque no totalmente. Un telescopio forma la imagen de un objeto en el plano focal; para un telescopio refractor, esa imagen es posible observarla por medio de un ocular, es decir, una lente de pequeñas dimensiones. El ocular se construye con dos o más lentes, los que ofrecen un campo de visión mayor que una sola lente, y una definición mejor sobre la extensión total del campo visual. La imagen del objeto, formada por el objetivo, se sitúa fuera del ocular positivo, y entre las dos lentes del ocular negativo.6. A simple vista no podemos ver una imagen clara de un objeto que se encuentre a menos de 20 centímetros de nuestros ojos, pero si se emplea una lente de aumento de 25 mm de distancia focal, podemos ver la imagen a la distancia de 25 mm, lo que significa que su diámetro aparente aumentaría unas 10 veces. El aumento de un telescopio está dado por el cociente entre la distancia focal del objetivo (F) y la distancia focal del ocular (f), es decir:A = F/fPor ejemplo, si F = 9 m, y f = 10 cm, resulta que el telescopio tiene un aumento de A = 90; es decir, la imagen vista a través del ocular aparece aumentada 90 veces respecto de la imagen a simple vista.Un dato importante de los sistemas ópticos empleados en los telescopios es la razón focal rf; se trata de la relación que existe entre la distancia focal (F) y la abertura (diámetro del objetivo, a) del sistema óptico, es decir:rf = F/aSe la indica de la forma f/rf, donde rf es, precisamente, el resultado del cociente, es decir la razón focal. Para una misma distancia focal (F) se pueden tener varias razones focales modificando la abertura (a); esto se logra colocando diafragmas que disminuyan la abertura, ya que la distancia focal del sistema óptico no se puede variar. Cuanto menos es la razón focal mayor es el brillo de la imagen, y por consiguiente se dice que es un sistema óptico rápido; en cambio, si el número rf es grande se dice que es sistema óptico es lento.Los telescopios reflectores tienen razones focale menores que f/10, en cambio, los refractores suelen tener valores mayores. Por ejemplo, el

telescopio refractor del Observatorio Astronómico de La Plata, de F = 9m, y abertura a = 43cm, resulta ser una telescopio f/20.

PODER DE BRILLOEl poder de brillo, o brillo (B) de la imagen, es una medida de la cantidad de luz que está concentrada en la imagen; es el cociente entre el área del objetivo y el área del ojo humano. El poder de brillo aumenta en proporción con el área del objetivo, cuanto mayor sea el objetivo, mayor será la cantidad de luz que llega a su foco, y por consiguiente se podrán observar astros más débiles. En símbolos, se tiene la expresión: B = TT . D2 (objetivo) / TT . d2 (ojo humano)El brillo de la imagen resulta proporcional al cuadrado de la abertura del telescopio (su superficie), pero también inversamente proporcional al cuadrado de la distancia focal. Por consiguiente, el brillo de la imagen es inversamente proporcional a la razón focal; este número da una buena medida de la cantidad de luz que llega al foco del telescopio. Por ejemplo, un telescopio de razón focal f/4 es más luminoso que otro f/8, es decir, necesitará un tiempo de exposición menor para fotografiar los astros.PODER RESOLVENTEYa que la luz está formada por ondas de longitud finita, la imagen de un punto luminoso no es otro punto, aunque el instrumento sea ópticamente perfecto. La imagen que se forma en el foco del telescopio consiste en un pequeño disco central de difracción, de diámetro finito (disco de Airy), que tiene su máximo brillo en el centro; este disco contiene el 84% de la energía total recibida. El disco se debilita hasta hacerse oscuro en su contorno y aparece rodeado con un conjunto de anillos concéntricos luminosos, cada uno de los cuales es más débil que el anterior. El tamaño de este sistema de disco y anillos puede calcularse conociendo la longitud de onda de la luz y las dimensiones de la lente. De los expuesto resulta que el poder resolvente de un telescopio puede ser definido como la capacidad de un telescopio para separar objetos que subtienden ángulos muy pequeños con respecto al observador. Si se eliminan todas las aberraciones de un telescopio, existe un límite para separar objetos muy próximos; es el poder resolvente teórico de un telescopio. Se pueden resolver dos imágenes muy cercanas si el centro del disco de Airy de una de ellas cae en el primer mínimo de la otra imagen.

Un telescopio debe ser montado sobre un soporte lo suficientemente rígido para evitar vibraciones y además para que se pueda rotar suavemente siguiendo el movimiento aparente de las estrellas. Unas de las monturas más útiles es la llamada montura ecuatorial. Su característica fundamental es que al eje principal (eje polar), que se mueve en el soporte colocado sobre un pilar, se lo inclina apuntando al polo celeste. El círculo graduado H unido a él es paralelo al ecuador celeste y se lo denomina generalmente círculo horario del telescopio. En la parte superior del eje polar , se halla el eje de declinación, uno de cuyos extremos se sujeta el tubo del telescopio y el otro lleva el círculo de declinación y el contrapeso (P). Para que un telescopio de montura ecuatorial siga apuntando al astro que está enfocando, no es necesario mover el eje de declinación sino solamente hacer girar el eje polar con un movimiento uniforme, lo cual se consigue con un mecanismo de relojería (a tiempo sidéreo).Conocido el tiempo sidéreo en el momento de la observación y las coordenadas ecuatoriales locales de un astro, un telescopio de montura ecuatorial permite ubicarlo rápidamente en la esfera celeste. De hecho, la declinación del astro se busca directamente en el círculo de declinación. Luego se hace girar el eje polar hasta leer su propio ángulo horario sobre el círculo horario, que resulta entonces la diferencia entre la ascensión recta del astro y el tiempo sidéreo de ese instante; una vez fijado el telescopio, el astro se encontrará siempre en el campo de visión.Los pequeños errores que puede tener la relojería, la refracción y otros fenómenos que afectan la posición del astro, son corregidos por el observador mediando el guiado, el cual se efectúa por medio de movimientos finos adicionales comandados eléctricamente, o bien por el programa de una computadora conectada al telescopio.La observación astronómica puede tener distintos fines, entre los que podemos citar los siguientes: examinar la superficie de un astro, determinar la posición que ocupa en la esfera celeste, fijar el instante en que un astro cruza un meridiano celeste, medir el brillo, analizar la luz que recibe de los astros, o tomar una fotografía del cielo.El empleo de telescopios refractores está muy limitado por su pequeño campo de visión y también por las grandes estructuras necesarias para

contener las largas distancias focales. Estos telescopios se emplean actualmente para la observación de estrellas binarias, y algunos anteojos de pasos o meridianos en la determinación de las posiciones de las estrellas. En los telescopios reflectores, las pequeñas diferencias de temperatura entre las distintas partes del espejo, deforman a éste lo suficiente para que su poder de definición sea mucho menor que el límite teórico. En este sentido, los telescopios refractores están mucho menos afectados por esta causa y tienen un campo más extenso de buena definición. La calidad del vidrio de un espejo de gran tamaño es muy importante; debe ser tal que las deformaciones por cambio de temperatura sean mínimas. En la práctica, los refractores se usan casi exclusivamente en las observaciones visuales y en las mediciones de las coordenadas de los astros, mientras que lo reflectores poseen grandes ventajas en los trabajos fotométricos y espectroscópicos. Por otra parte, debido a su gran luminosidad, un telescopio reflector es muy ventajoso para observar objetos débiles. FOTOMETRÍA FOTOGRÁFICALa fotometría astronómica es la disciplina encargada de la medición de la intensidad luminosa de los objetos celestes, de grandes campos estelares (apta para cúmulos estelares, galaxias, etc.); por ejemplo, para comparar y medir los diferentes brillos de las estrellas, se utilizan los brillos de astros ubicados en zonas medidas fotoeléctricamente. Se utilizan placas fotográficas cuya emulsión está definida (sensibilizada) para cierta zona del espectro electromagnético; la relación entre el ennegrecimiento de la placa y la intensidad de la luz incidente se determina individualmente para cada placa en forma empírica. Lo que se mide es el ennegrecimiento del disco estelar o bien el diámetro de la imagen obtenida; esta medida se convierte luego en magnitudes estelares. Lamentablemente, una placa fotográfica cubre un intervalo limitado de magnitudes; la luz de fondo del cielo nocturno impide, mediante esta técnica, reconocer las estrellas más débiles.

FOTOMETRÍA FOTOELÉCTRICA. POLARÍMETROSPermite definir escalas de intensidad luminosa, índices de color, curvas de

luz, variabilidad de estrellas individuales, etc. Los fotómetros fotoeléctricos utilizan una fotomultiplicadora como base de su funcionamiento, unidas a sensibles registradores electrónicos. Una fotomultiplicadora o bien una célula fotoeléctrica, consiste en un tubo de vacío que contiene un cátodo fotosensible, capaz de emitir electrones cuando inciden sobre él fotones de determinada energía. La corriente de electrones es amplificada, obteniéndose de esa manera una estimación directa de la cantidad de iluminación incidente en el cátodo.Con un fotómetro fotoeléctrico también se puede seleccionar la zona del espectro electromagnético que se quiere estudiar, desde el ultravioleta hasta el infrarrojo, ya sea por la calibración de la fotomultiplicadora o mediante el uso de filtros especiales. Mediante esta técnica, el observador puede estudiar cada estrella o nebulosa o galaxia individualmente y le es posible eliminar la señal de la luz de fondo de cielo.Los instrumentos usados para medir la polarización de la luz en la región óptica se denominan polarímetros. Estos aparatos utilizan un detector fotoeléctrico y en general pueden hacer mediciones de sólo una estrella por vez. La polarización se mide con un elemento óptico sensitivo a la polarización y rotante, colocado antes del detector. Se utilizan también determinados filtros de color especiales (no polarizados) para limitar la banda espectral a medir. ESPECTROSCOPÍAEsta técnica permite un análisis más detallado de la luz de los astros. Los espectrógrafos son instrumentos que obtienen y registran el espectro electromagnético de los astros; se construyen generalmente en base a un prisma de vidrio o bien una red de difracción. Para estudiar simultáneamente todas las estrellas de un cierto campo del cielo se emplea el prisma objetivo, esto es, un prisma colocado delante de un objetivo, de modo que cada imagen estelar aparece en el campo bajo la forma de un espectro

CÁMARA CCD (“CHARGE COUPLED DEVICE”)Actualmente, los fotómetros tradicionales han sido reemplazados por receptores que aprovechan ciertas propiedades de semiconductores. Se los denomina Cámaras CCD; esto es una superficie fotosensible con un dispositivo de transferencia de carga, que permite controlar el movimiento de los electrones por medio de campos eléctricos. De manera similar a la fotografía, puede acumular la señal recibida por largos períodos de tiempo. Estos sistemas permiten detectar de 6 a 8 fotones sobre un total de 10 que son recibidos, mucho más eficaz que el sistema fotográfico que sólo detecta alrededor de 5 cada 100.El sistema CCD consiste en un mosaico de pequeños elementos fotosensibles de silicio, denominados píxeles, cada uno de ellos con dimensiones del orden de 15 a 20 micrones; en particular, las cámaras CCD usadas en observaciones astronómicas son tan grandes como 1024 x 1024 elementos.El haz luminoso cae sobre el detector CCD, cuyas dimensiones típicas son de 1cm a 1,5cm de lado y que se coloca en un crióstato refrigerado a unos -100°C, lo que corresponde a la temperatura del hidrógeno líquido. Los fotones que inciden, arrancan los electrones de los átomos; esos electrones libres son luego depositados en los electrodos que se corresponden con cada pixel. Cada elemento píxel se divide en 3 regiones; la transferencia de carga se opera de una región a otra y cambia el voltaje de los electrodos. Las cargas son entonces enviadas horizontalmente, de píxel en píxel, a un sistema de lectura que está conectado a una computadora. La carga de cada píxel es amplificada y convertida en códigos digitales para su conservación en la unidad de memoria de una computadora.Es importante mencionar también que la cantidad de carga depositada por el CCD es directamente proporcional a la luz recibida, y por lo tanto las

mediciones astronómicas de brillo son más precisas que la que suministra la fotografía.La apariencia que presenta el espacio extraterrestre visto desde la superficie de la Tierra se denomina cielo. Al contemplar el cielo podemos distinguir por un lado el cielo diurno y por otro el cielo nocturno; de los dos el más llamativo es el nocturno, puesto que en el diurno, además del Sol, sólo aparece la Luna y circunstancialmente algún otro fenómeno astronómico como Venus y los meteoros. Las óptimas condiciones para la observación del cielo nocturno se consiguen en lugares elevados por encima de los 2000 metros de altura sobre el nivel del mar.Si la imagen estelar se observa en un telescopio con un determinado aumento, la imagen óptica de una estrella debería mostrar lo que se denomina la figura de difracción. Esta tiene un núcleo central muy brillante rodeada por anillos cada vez más débiles a medida que se alejan del centro de la figura. Pero, en general, lo que se observa en el telescopio no se corresponde con la figura de difracción; no se ven los anillos de difracción, o apenas se distinguen en condiciones excelentes. Además hay un movimiento irregular de la imagen; tanto la distorsión que sufre la imagen como su movimiento pueden variar considerablemente con el tiempo, y también con la altitud del lugar de observación; este fenómeno se denomina visión, y depende de la abertura del telescopio.En resumen, los fenómenos más notables cuando se observa una imagen estelar son: el movimiento de la imagen: fluctuaciones al azar de la dirección del rayo luminoso; el centelleo: fluctuaciones al azar de la intensidad de la luz estelar.En un telescopio pequeño veremos el movimiento de la imagen, mientras que en un telescopio grande esto se nota como una deformación con poco o ningún movimiento.Otros dos fenómenos de origen atmosférico son la refracción, es decir la deflexión de la luz al pasar por la atmósfera, y la extinción, o sea la disminución de la intensidad de la luz cuando atraviesa la atmósfera (se denomina también absorción).

DISPERSIÓNLas moléculas del aire de la atmósfera terrestre dispersan la luz de los astros; el índice de refracción del aire es mayor para la luz verde que para la luz roja, y más aún para la luz violeta. Cuanto más azul es la luz, tanto más dispersada resulta con respecto a la dirección del rayo luminoso. Por esta razón, el disco de un planeta o el del Sol, cuando están a baja altura, se observan bordeados por un estrecho campo rojizo por debajo y verdoso por encima. Este efecto puede verse incluso a simple vista en las puestas del Sol, cuando el horizonte está lejano y recortado, y el aire es perfectamente limpio; cuando se oculta exactamente el último borde del Sol, cambia su color del amarillo rojizo al verde.Por otra parte, la luz dispersada de una rayo solar puede llegar a nosotros sólo si es dispersada nuevamente por la moléculas de aire en otras partes del cielo; como la luz azul es más dispersada que la roja, la luz vuelta a dispersar en la dirección del observador es aún más azul que la dispersada originalmente. De esta manera se explica que el cielo lejos del Sol resulte progresivamente más azul que en sus cercanías. La luz no sólo es dispersada por las moléculas de aire, sino también por las partículas del espacio interestelar; las estrellas distantes, vistas a través de

sucesivas capas de polvo interestelar, aparecen en una observación astronómica mucho más enrojecidas que el Sol durante su ocaso.EL COLOR DEL CIELOEl color del cielo va a depender de la posición de observador; visto desde la superficie de la Tierra, el cielo se nos aparece de color azul. Esto es el resultado de la interacción de la luz solar con la atmósfera de la Tierra. Cuando la luz solar pasa a través de un prisma, ésta se descompone en los colores del arco iris. Se observa entonces, que el azul es el que más se refracta en la dirección de donde proviene el rayo. La atmósfera terrestre actúa como un prisma; las moléculas del aire refractan la radiación en forma repetida, y en consecuencia los rayos azules se distribuyen en todo el cielo, en lugar de provenir del Sol. Por esta razón el cielo toma el color azul.En el espacio, fuera de la Tierra, donde no hay atmósfera y existe el vacío, los rayos solares no se dispersan. Por lo tanto éstos siguen una línea recta, y como resultado de ello el cielo aparece negro para un observador en una nave espacial. Sin embargo, un observador en un nave espacial sobre Marte vería el cielo de color rojo, ya que la luz solar que llega a Marte es reflejada por una alta concentración de partícula de polvo que contienen una gran proporción de óxido de hierro de color rojo, que es el principal constituyente del suelo marciano. Si la atmósfera marciana no tuviera polvo, el cielo aparecería azul, pero mucho más oscuro que el de la Tierra, ya que la atmósfera marciana es mucho más tenue que la terrestre, y en consecuencia dispersaría mucho menos luz solar.CENTELLEOEn excelentes condiciones de observación lo primero que se distingue es el titilar de las estrellas o centelleo; el fenómenos consiste en un variación muy rápida del brillo de las estrellas: éste a veces aumenta, e instantes después disminuye. La causa fundamental del titilar de los cuerpos celestes es que la luz, al atravesar el medio gaseoso atmosférico, se concentra en ciertos lugares y se dispersa en otros. Si la luz de un astro fuera lo bastante intensa, una superficie blanca iluminada por ella se vería como el lecho de un charco de agua que se ondula, iluminado por la luz del día, veteado en partes luminosas y en otras oscuras, las que se mueven irregularmente en la superficie.

Este fenómeno atmosférico es muy pronunciado en las proximidades del horizonte y muy débil en el cenit. Varía mucho de una noche a la otra, debido a que el aire generalmente estratificado presenta “olas” de diferente densidad arrastradas por el viento. Cuando se mira a simple viste una estrella y esa “ondulación” del aire afecta la observación, la estrella aparece a nuestros ojos alternativamente brillante y débil; es decir, que la estrella titila o centellea.Otra de las causas del centelleo es el fenómeno óptico de interferencia. Los haces de luz que provienen de una estrella, llegan al ojo por caminos algo diferentes y se encuentran en condiciones de interferencia. El resultado es la anulación temporal de los rayos de ciertas longitudes de onda y el refuerzo de otros; por esta causa la luz de las estrellas parecen variar tanto en brillo como en color. La onda plana que corresponde al haz luminoso que procede del astro tiene la forma de un frente que al penetrar en una zona turbulenta se deforma de tal manera que cambia de dirección y de intensidad.Resulta entonces una acumulación de luz en ciertas posiciones, y una disminución de la intensidad luminosa en otras; de esta manera se forman bandas oscuras y claras. Las burbujas de aire de distinta densidad son las responsables de este fenómeno; al atravesar burbujas de diferente densidad el haz luminoso cambia de dirección-, esas burbujas actúan como pequeñas lentes y producen imágenes difusas. Se puede ver claramente que el efecto del centelleo aumenta con la velocidad del viento, y es menor cuando las condiciones atmosféricas son más calmas. Cuando una estrella centellea intensamente, se la ve en el telescopio “bailando” a uno y otro lado. Cuando la perturbación es muy fuerte la imagen de la estrella de deshace en una mancha de luz mal definida que llega a alcanzar algunos segundos de arco de diámetro. Cuanto más aumento tiene el telescopio, más pronunciado es este último efecto.Los planetas, en cambio, no centellean porque no son puntos luminosos como las estrellas, sino que presentan un diámetro aparente sensible. Esta diferencia entre estrellas y planetas permite distinguir a estos últimos. Aunque cada punto del disco planetario centellea como una estrella, los diferentes puntos no marchan de acuerdo en su centelleo y la cantidad total de luz observada permanece prácticamente uniforme. Sin embargo,

en ciertas oportunidades, cuando los planetas están muy próximos al horizonte, la refracción irregular es lo suficientemente fuerte como para hacerlos danzar y cambiar de color, especialmente en el caso de Mercurio, cuyo disco es muy pequeño.

Publicado por agustina turri en 19:09 No hay comentarios:

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Ley de gravitación universal.

La ley de gravitación universal es una ley física clásica que describe la interacción gravitatoria entre distintos cuerpos con masa. Ésta fue presentada por Isaac Newton en su libro Philosophiae Naturalis Principia Mathematica, publicado en 1687, donde establece por primera vez una relación cuantitativa (deducida empíricamente de la observación) de la fuerza con que se atraen dos objetos con masa. Así, Newton dedujo que la fuerza con que se atraen dos cuerpos de diferente masa únicamente depende del valor de sus masas y del cuadrado de la distancia que los separa. También se observa que dicha fuerza actúa de tal forma que es como si toda la masa de cada uno de los cuerpos estuviese concentrada únicamente en su centro, es decir, es como si dichos objetos fuesen únicamente un punto, lo cual permite reducir enormemente la complejidad de las interacciones entre cuerpos complejos.Así, con todo esto resulta que la ley de la Gravitación Universal predice que la fuerza ejercida entre dos cuerpos de masas y separados una distancia es proporcional al producto de sus masas e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia, es decir:

(1)

Donde es el módulo de la fuerza ejercida entre ambos cuerpos, y su dirección se encuentra en el eje que une ambos cuerpos. es la constante de la Gravitación Universal.

Resolución de problemas

Publicado por agustina turri en 14:48 No hay comentarios:

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Instituciones Astronómicas de la Argentina.La CONAE

La CONAE es el único Organismo del Estado Nacional competente para entender, diseñar, ejecutar, controlar, gestionar y administrar proyectos, actividades y

emprendimientos en materia espacial en todo el ámbito de la República.Su misión, como agencia especializadas a proponer y ejecutar el Plan Espacial Nacional , considerado Política de Estado, con el objeto de utilizar y aprovechar la ciencia y la tecnología espacial con fines pacíficos.En 1994 se redactó el Plan Espacial "Argentina en el Espacio 1995-2006" en el que se enumeraron una variedad de acciones concurrentes a esos objetivos generales, estableciéndose que debe ser actualizado periódicamente, contando en cada oportunidad al menos con una década de horizonte para las actividades espaciales nacionales. En cada revisión del Plan se tienen en cuenta los avances de la tecnología espacial que tuvieron lugar durante el período anterior y la marcha de las demandas sociales en la materia.Actualmente se encuentra vigente el Plan Espacial Nacional 2004 - 2015.El Plan Espacial pone especial énfasis en el uso y los alcances del concepto de "Ciclo de Información Espacial", que reúne el conjunto de las etapas que comprenden el censado generación, transmisión, procesamiento, almacenamiento, distribución y uso de la información espacial.Dado el amplio número de Ciclos de Información posibles, se a requerido para su selección que, ademas de su relevancia socio económica generen actividades y proyectos que permitan:· Aplicar y desarrollar conceptos tecnológicos avanzados.· Optimizar recursos humanos y económicos.· Efectuar una genuina cooperación internacional de carácter asociativa.· Actuar como arquitecto espacial, privilegiando el manejo del conocimiento por sobre la ejecución.· Concebir todo el Plan Espacial como un proyecto de Inversión.Actividades

La actividad de la CONAE se desarrolla según el Plan Espacial Nacional, por el cual se programa a once años todas y cada una de las acciones que la Argentina realiza en al área espacial, la inversión requerida y los beneficios que aporta al país;su ejecución es considerada Política de Estado.CONAE ha establecido que su objetivo estratégico global es completar el conocimiento, los usos y las aplicaciones involucrados en todas las etapas que conforman el "Ciclo de Información Espacial" propendiendo de esta manera tanto a ampliar sus contenidos de información como a mejorar el manejo de las tecnologías requeridas en todos sus eslabones. El número de ciclos se va ampliando en función de los requerimientos de la sociedad en su conjunto. Se ha segmentado el universo de áreas de aplicación en los siguientes seis Ciclos de Información Especial.Ciclo 1: Información espacial para las actividades agropecuarias, pesqueras y forestalesCiclo 2 : Información espacial para clima, hidrología y oceanografía Ciclo 3 : Información espacial para la gestión de emergenciasCiclo 4: Información espacial para la vigilancia del medio ambiente y los recursos naturalesCiclo 5: Información espacial para la cartografía, la geología, la producción minera y la planificación territorialCiclo 6: Información espacial para la gestión de saludLa CONAE contempla asimismo la realización de Programas de Acciones Concretadas que corresponden a asociaciones estratégicas de CONAE con otros entes nacionales para encaminar determinadas aplicaciones particulares. Las mismas cubren actualmente:PAC 1: Para la formación y funcionamiento del Instituto de Altos Estudios Espaciales Mario Gulich. PAC 2: Con Provincias Espaciales. PAC 3: Para el apoyo a la Administración Pública Nacional y

el Ordenamiento Fiscal.PAC 4: Como Herramienta de política Exterior y para la conformación de una Entidad Espacial Regional.Para concretar los objetivos globales establecidos tanto en los Ciclos de Información Espacial como en los Programas de Acciones Concertadas, la CONAE ordena sus actividades en cinco Cursos de Acción:· Infraestructura Terrestre.· Misiones Satélites.· Sistemas de Información.· Acceso al Espacio.· Desarrollo Institucional y Tareas de Base.Tres satélites argentinos fueron puestos en órbita:El SAC-B , satélite científico para estudios de física solar y astrofísica, lanzado el 4 de noviembre de 1996.El SAC-A , modelo tecnológico de la Misión SAC-C, puesto en órbita el 3 de diciembre de 1998.El SAC-C , primer satélite argentino de observación de la Tierra y estudios científicos, puesto en órbita el 21 de noviembre de 2000. Forma parte de la Constelacón Matutina , junto con los satélites Landsat 7, EO1 y Terra, de la NASALas próximas misiones satelitales son:El SAOCOM , basado en la tecnología de radar para la observación de la Tierra, previsto para ser puesto en órbita en el 2005. Formará parte del SIASGE "Sistema Italo Argentino de Satélites para la Gestión de Emergencias".SAC-D, satélite óptico de observación de la Tierra y estudios de la atmósfera, en colaboración con NASA.SAC-E, satélite óptico de observación dedicado a estudios de agua, alimentación y ambiente, en colaboración con Brasil.SAC-F y SAC-G: Satélites de observación de la Tierra que llevarán cámaras ópticas, sensor pasivo en microondas y sistemas láser.Centro Espacial Teófilo TabaneraAlberga a la Estación Terrena Córdoba , donde se

comandan los satélites argentinos y se reciben las imágenes y datos que producen y se reciben imágenes de satélites internacionales: Landsat 5 y 7, Radarsat, Spot, la serie NOAA, EROS, Orbview 2, Terra y ERS, el Centro Control de Misión , responsable del control, planificación y elaboración de comandos de las misiones satelitales y la Facilidad de Integración y Ensayos para la integración de los satélites propios y los ensayos ambientales y de calificación.Es sede del Instituto de Altos Estudios Espaciales Mario Gulich , inaugurado en julio de 2001, con el respaldo académico de la Universidad Nacional de Córdoba y la participación de expertos de agencias de otros países asociados a la CONAE. El objetivo del Instituto es la generación de conocimientos de avanzada y el desarrollo de aplicaciones innovativas de la información espacial, así como la formación de recursos humanos de excelencia, enfocado al soporte y desarrollo de los Ciclos de Información Espacial.Asociación Argentina   Amigos de la   Astronomía.

La Asociación Argentina "Amigos de la Astronomía" es una entidad de bien público sin fines de lucro, fundada en el año 1929, cuyo objetivo es difundir y cultivar la Astronomía.Nuestra Institución nuclea a aficionados de esta Ciencia que desean desarrollar actividades relacionadas con ella, permitiéndoles compartir el placer de observar a través de telescopios y participar en trabajos de investigación,

enriqueciéndose con el conocimiento y la experiencia adquirida por medio de su relación con el Universo, utilizando los diversos instrumentos con que cuenta nuestro Observatorio.Las actividades de nuestra Asociación están orientadas a las personas que desean realizar cursos de los más diversos temas relacionados con la astronomía, desarrollar trabajos de investigación y también para aquellos que sólo desean realizar observaciones por razones de simple contemplación o que quieren aprender algo más sólo por curiosidad. Para satisfacer estas inquietudes, nuestra Institución posee:

• Observatorio Astronómico propio, equipado con varios telescopios de distinta características,además de un sinfín de accesorios de última tecnología. • Completa Biblioteca pública, especializada en Astronomía y ciencias conexas.• Amplia cartilla de Cursos.• Ciclo anual de Conferencias.• Visitas guiadas para público.• Visitas guiadas diurnas para escuelas.• Salidas observacionales y visitas a otros observatorios.• Atención gratuita de público durante diversos eventos astronómicos como el AIA 2009.• Talleres de óptica para la construcción de telescopios.• Talleres de mecánica para la ejecución de piezas necesarias para la construcción de telescopios.• Edición de una revista propia, la "Revista Astronómica".• Laboratorio de fotografía astronómica completamente equipado.• Y toda la infraestructura edilicia necesaria para el dictado de Cursos, Conferencias, Charlas, etc.

Muchos de estos beneficios pueden ser disfrutados sin necesidad de asociarse a nuestra Institución, pero para poder aprovecharlos todos se requiere ser socio (por ejemplo, para utilizar el taller de óptica para confeccionar su propio telescopio; para usar de telescopios desde el momento en que se asocia; para disponer de las instalaciones de la Asociación, instrumental y telescopios de acuerdo a las licencias de manejo que vaya obteniendo

e integrarse a las actividades de investigación de la Institución, etc). Afortunadamente, asociarse es muy sencillo y accesible.