jueves, 28 de noviembre de 2013

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Capas de Europa



Principales cohetes espaciales

  • (entre parentesis está el año del 1° lanzamiento)
  • (!popular)

(U.S.A)  estadounidenses
  • Atlas 3A (2000)
  • Delta 3914
  • Delta 3920 PAM
  • Saturn I (1961)
  • Saturn I-B (1966)
  • Saturn V (1967) !
  • Scout B (1960)
  • Titán 2
  • Titán 4
  • Titán 34 D (1981)
  • Titán 3-C
  • Titán 3-Centaur
  • Navette (1981)

(ex URSS actual Rusia) rusos 
  • Cosmos   3M (1994)
  • Energya (1987)
  • Rokot (1944)
  • Lance-Cosmos  C1 (1964)
  • L-Proton D1-E (1968)
  • L-Soyuz A2-e (1961)
  • L-Soyuz (1963)
  • Lance Spútnik (1957)
  • L-Vostok (1959)
  • RUS (1997-1999)
  • SL 11 (1966)
  • Tsyklon-3 (SL 14) (1977)
  • Zenit 2 (1985)                                                                      


miércoles, 27 de noviembre de 2013

Vida en el Sist. Solar

Si tenemos en cuenta la gran diversidad biológica(tan solo la que conocemos en la Tierra es abrumadora) existen muchísimos lugares de nuestro sist. estelar que tienen posibilidades de albergar vida, entre ellos la Tierra(donde sabemos que hay vida),Venus(alli las posibilidades son muy remotas, pero existen),Marte,y muchas de las lunas de los "gigantes"(como Europa,Titán,Ganimedes,Encedalo,etcetera.).



Vida en Venus

La posibilidad de la existencia de formas de vida en Venus se convirtió a partir de la década de 1950 en algo aparentemente imposible. Hechos como el que el planeta Venus esté situado mucho más próximo al Sol que la Tierra, elevando las temperaturas de la superficie del planeta hasta casi los 500grados Celsius (773 K), el hecho de que la presión atmosférica sea 90 veces la de la Tierra, así como el impacto extremo del efecto invernadero, hacen de la vida tal como nosotros la conocemos, un fenómeno improbable, y sólo en las capas altas de la atmósfera, distantes de la superficie, se dan condiciones lejanamente aceptables para el sostenimiento de organismos.

Las visiones históricas

Con respecto a la posibilidad de vida en Venus se ha especulado mucho menos que en lo referente a la hipótesis de vida en Marte. En1870, el astrónomo británico Richard Proctor afirmó la posibilidad de existencia de vida en Venus,5 las áreas próximas al ecuador según él serían en exceso calientes, pero asumió que podrían existir formas de vida próximas a los polos. El químico sueco Svante Arrhenius (Premio Nobel de Química en 1903) describió Venus en 1918, como un planeta verde y húmedo, en el cual la vida sería similar a la del Período Carbonífero terrestre. Fue así como en la ciencia ficción, nació el término venusiano para describir una hipotética forma de vida extraterrestre, cuyo origen sería el planeta Venus.
Sin embargo a partir de finales de los años 50 del siglo XX fueron apareciendo cada vez más evidencias claras sobre el dominio en Venus de un clima extremo, con un impacto del efecto invernadero que asegura una temperatura alrededor de 500 °C en la superficie. En la atmósfera las nubes contienen ácido sulfúrico y la presión atmosférica al nivel de la superficie es de 90 bares, casi 100 veces superior a la de la Tierra y similar a la existente a más de 1.000 metros de profundidad en los océanos terrestres. En tales circunstancias y ante las cada vez más hostiles características de la climatología venusiana, las posibilidades de vida fueron excluidas totalmente de Venus.

Especulaciones recientes

Las investigaciones sobre la atmósfera venusiana han encontrado que ésta se encuentra suficientemente fuera de un equilibrio químico natural como para requerir de investigación adicional. En el análisis de datos de las misiones VeneraPioneer Venus y Magallanes, se ha encontrado sulfuro de hidrógeno (H2S) y dióxido de azufre (SO2) juntos en la atmósfera superior, así como sulfuro de carbonilo (OCS). Los primeros dos son gases que reaccionan entre sí, implicando que algo debe estar presente para producirlos. Además, el sulfuro de carbonilo es significativo por ser excepcionalmente difícil de producir con medios inorgánicos. En la Tierra, este compuesto sería considerado un "indicador inequívoco de vida". Además, es un hecho a menudo pasado por alto que una de las primeras sondasVenera detectó grandes cantidades de cloro apenas debajo de la cubierta venusiana de nubes.6
Se ha propuesto que los microbios, en caso de existir, podrían emplear la luz ultravioleta emitida por el sol como fuente de energía, lo que podría ser una explicación para los trazos oscuros observados en las fotografías de UV tomadas del planeta.7 Las partículas grandes, no-esféricas de las nubes también se han detectado en las cubiertas de las nubes. Su composición sigue siendo desconocida.
A pesar de la unanimidad referente a la hostilidad del clima actual venusiano para el surgimiento o el mantenimiento de la vida, en años recientes dos hipótesis han sugerido opciones referentes a la existencia de vida en Venus.

Existencia de vida en las capas de nubes altas

Efecto invernadero en Venus.
En 2002, dos científicos, Dirk Schulze-Makuch y Louis Irwin, sugirieron en la Conferencia Europea de Astrobiología en Graz que las nubes en la atmósfera de Venus contienen los componentes químicos que pueden iniciar formas de actividad biológica.8 A partir de varios de los datos recogidos por misiones de exploración a Venus, uno de los cuales es la presencia de H2SO4 y de SO2; se encontraron pues 2 gases que reaccionan uno con el otro de forma reactiva destruyéndose mutuamente. Es imposible que estos 2 gases se puedan encontrar de forma natural juntos, a menos que haya algo que los produzca. También se observó que la atmósfera apenas contiene CO, a pesar de la intensidad de la impactante radiación lumínica solar y de la violencia del efecto invernadero. Así que algo debe haber allí para que ese CO se convierta en CO2.
Una posibilidad es que en las nubes existan formas de vida microbianas (arqueobacterias de estructuras extremófilas) con un metabolismo completamente distinto a todo lo que conozcamos en la Tierra, basadas en el CO y SO2.9 10 ¿Cómo podría haber llegado a existir esta forma de vida? Una conjetura que vendría a permitir el desarrollo de esta especulación es que en el pasado, en épocas muy anteriores, la temperatura en Venus era mucho más benigna y fresca. A partir de los modelos de evolución estelar se puede calcular con relativa precisión la variación del brillo solar a largo plazo, por lo cual se sabe que, en los primeros momentos de la existencia de la Tierra, el Sol emitía el 70% de la energía actual y la temperatura de equilibrio en la Tierra era de -41 °C. El sol se habría ido convirtiendo, como sucede, en un cuerpo cada vez más caliente, pero en este pasado hipotético la luz del Sol era por lo tanto mucho menos violenta. Siendo así, se presenta como factible, teniendo en cuenta lo que conocemos actualmente sobre la química atmosférica y la geología de Venus, la presencia durante un largo período de grandes océanos, en los cuales la vida podría haber surgido.11 12 Cuando la progresivamente creciente actividad del Sol comenzó a hacer llegar más calor a la atmósfera venusiana, desprotegida de campo magnético, el impacto del invernadero habría sido muy violento, pero quizá lo suficientemente lento como para permitir adaptarse a las proto-formas de vida originales a los nuevos entornos que la rápida transformación del planeta estaban haciendo aparecer y por ejemplo en las nubes, donde las temperaturas todavía ahora son moderadas, podrían ser un nicho biológico a tener en cuenta, donde sería posible que tales hipotéticas formas de vida hubieran sobrevivido.
Tabla de temperaturas y presiones atmosféricas a distintas altitudes en la atmósfera de Venus
Venusatmosphere2.GIF
Altura
(km)
Temperatura
(°C)
Presión
atmosférica
(x Tierra)
046292.10
542466.65
1038547.39
1534833.04
2030622.52
2526414.93
302229.851
351805.917
401433.501
451101.979
50751.066
55270.5314
60-100.2357
65-300.09765
70-430.03690
80-760.004760
90-1040.0003736
100-1120.00002660
Otro problema es que en Venus no existe nada similar a una capa de ozono, que pare el peligroso torrente de rayos ultravioleta provenientes del Sol. Para protegerse contra esto, la posible vida en Venus también debería haberse adaptado. Schulze-Makuch e Irwin han examinado la posibilidad de una "cubierta química natural", basada en el sulfuro.
Claramente esta teoría sigue siendo hoy por hoy completamente especulativa. Las misiones futuras a Venus es posible que ofrezcan respuestas sobre hasta qué punto son posibles estas ideas.

Otras posibilidades

Durante el tercer encuentro del Venus Analysis and Exploration Group (VEXAG, vinculado a la NASA), en enero de 2007, se planteó que el océano primigenio de Venus pudo existir durante un periodo superior a los 2.000 millones de años, más de la mitad de la historia del planeta, planteándose la cuestión de un posible desarrollo de formas de vida.
Eso, unido al hallazgo de un campo magnético residual durante la misión Pioneer Venus y la hipótesis de que la magnitud del mismo tuvo que ser similar al de la Tierra lleva a conjeturar, como afirma el biólogo español Alberto G. Fairén, que durante ese pasado remoto:
La atmósfera quedaría formada por un 20% del vapor de agua total, por CO2 (aunque este gas se disolvió en parte), y por N2. Las temperaturas medias estarían cercanas a los 350K, lo que provocaría constantes precipitaciones. En suma, el Venus primigenio pudo ser el planeta tropical que Edgar Rice Burroughs imaginó para las aventuras de su héroe Carson. La lluvia arrastraría el CO2 atmosférico, formándose importantes sedimentos carbonatados, que retendrían el dióxido de carbono. Como consecuencia de la intensa evaporación, la cubierta nubosa sería importante, lo que incrementaría considerablemente el albedo del planeta, reduciendo la radiación solar incidente. En esta situación, la trampa fría (la altitud de condensanción del vapor de agua) se situaría a unos 100 km; una vez allí, se precipitaría de nuevo en forma de lluvia. El campo magnético impediría la fotodisociación masiva del vapor de agua no condensado, así como la posterior pérdida de hidrógeno arrastrado por el viento solar. Éste es el modelo climático llamado de invernadero sostenido, con extensos océanos calientes, lluvias constantes y una elevadísima humedad relativa, y pudo mantenerse durante cerca de mil millones de años, hasta que el incremento de la luminosidad solar dio al traste con el paraíso. Si se confirmase, tendría una consecuencia importante: la vida habría tenido la oportunidad de comenzar en Venus hace más de 4.000 millones de años.
Por su parte, Leonid Ksanfomality, uno de los responsables del programa Venera, afirmó que consideraba posible que algunas de las formas fotografiadas por la sonda Venera 13 sobre la superficie de Venus fuesen formas de vida, si bien esto ha sido rechazado por otros científicos.
En cualquier caso, los hallazgos de las próximas misiones a Venus serán de crucial importancia para determinar la validez o no de todas estas teorías y descartar o confirmar la posibilidad de vida, tanto pasada como presente, en el planeta.

Enanas marrones

Una enana marrón es un objeto de masa subestelar, incapaz, por tanto, de mantener reacciones nucleares continuas de fusión del hidrógeno en su núcleo. Sin embargo, apenas tiene diferenciación química según la profundidad, ya que ha sufrido en algún momento de su vida convección desde la superficie hasta su centro a causa de débiles reacciones de fusión de isótopos residuales. El límite superior de masas es relativamente bien conocido, estando comprendido entre las 75 y las 80 masas jovianas (M_J), según el grado de metalicidad. Por lo que respecta al límite inferior que las separaría de los gigantes gaseosos más masivos, éste sería el de unas 13 M_J, momento a partir del cual el objeto es capaz de fusionar todo su deuterio. A partir de 65 M_J, además de deuterio también queman tritio.
La quema del deuterio se produce en su juventud y es posible debido a su baja temperatura de fusión, unos 100.000 K. Dado que el deuterio es un combustible minoritario que desaparece rápidamente, dicha reacción no puede sostener el colapso. Las enanas marrones siguen brillando por un tiempo debido al calor residual de las reacciones y a la lenta contracción de la materia que las forma. Las enanas marrones continuarán contrayéndose y enfriándose hasta llegar al equilibrio. Se cree que las enanas marrones son estrellas «fallidas», ya que contienen los mismos materiales que una estrella como el Sol, pero con muy poca masa para brillar. Son muy parecidas a los planetas gaseosos; no son del todo planetas pero no son del todo estrellas.

Imagen



Lo interesante de las enanas marrones es que pueden formar sistemas habitables, ya que los "satélites" que orbiten este cuerpo pueden recibir suficiente luz y calor pero no en exceso.
Si una enana marrón órbita una estrella mayor, como júpiter(planeta) al Sol, se crearía un interesante sistema binario. 

Voyagers = Viajeros

 La historia de las Voyager, mensajeros de la humanidad

¿Qué misión espacial no tripulada es la más importante de todos los tiempos? Hay muchas candidatas, pero tanto por sus resultados científicos como por el impacto que causaron en toda una generación, me quedo con las sondas Voyager, los viajeros cósmicos por antonomasia. Las  Voyager nos descubrieron un Sistema Solar exterior fascinante, complejo y misterioso a partes iguales. Incluso hoy, acostumbrados como estamos a las espectaculares imágenes de sondas como la Cassini o Curiosity, las fotografías de las Voyager siguen siendo mágicas.
El 5 de septiembre de 1977, hace ahora más de 36 años, la Voyager 1 despegó desde Cabo Cañaveral a bordo de un cohete Titán 3E-Centaur. A pesar de su nombre, la Voyager 1 fue lanzada después que su hermana -lanzada el 20 de agosto de ese mismo año-, pero como debía seguir una trayectoria más rápida hasta Júpiter, la NASA consideró que era mejor reservar el numeral '1' para la primera nave que llegase al gigante joviano.



Dos naves gemelas

Aunque en teoría debían haber formado parte de la serie Mariner, las Voyager eran muy distintas a esta mítica familia de naves. Cada Voyager era básicamente una gran antena de alta ganancia de 3,66 metros de diámetro unida a un cuerpo decagonal con unas dimensiones de 1,88 metros de diámetro y 47 centímetros de alto donde se encontraba la mayor parte de los sistemas electrónicos, un tanque de hidrazina y el sistema de propulsión. La masa al lanzamiento era de 826 kg, incluyendo 115 kg correspondientes a los diez instrumentos científicos. Aunque no den esa impresión, lo cierto es que las Voyager eran bastante grandes para los estándares de la época.

Aspecto de las Voyager (NASA).

Diseño y partes de la nave (NASA).

Sobresaliendo del cuerpo principal, varios brazos y antenas desplegables daban a las sondas un aspecto de frágil insecto cósmico. El más importante era el brazo de la plataforma de instrumentos, donde se encontraban las cámaras. La plataforma móvil, de 107 kg, era capaz de orientarse en dos ejes y resultaba fundamental para permitir que las cámaras e instrumentos apuntasen constantemente a las lunas de los planetas gigantes mientras las sondas pasaban a toda velocidad a través de cada sistema planetario. Sin ella, nunca habríamos disfrutado de las espectaculares imágenes de la misión.

La plataforma incorporaba dos cámaras, un espectrómetro ultravioleta (UVS), un espectrómetro infrarrojo (IRIS), un instrumento de plasma y un fotopolarímetro. Las cámaras de las Voyager, conocidas por el anodino nombre de Imaging Science Subsystem (ISS), fueron la carta de presentación de la misión para el gran público y las protagonistas indiscutibles de todos los instrumentos. Eso sí, eran muy diferente de las cámaras digitales actuales, basadas en el uso de CCDs. Se trataban en realidad de dos cámaras de televisión a base de tubos vidicon, una con un objetivo gran angular dotado de una focal de 200 mm (f/8.5), y otra con un teleobjetivo de 1500 mm (f/3). Cada cámara estaba equipada con ocho filtros y la masa total del instrumento era de 38,2 kg. Para los niveles actuales, la calidad de las imágenes sin procesar no era gran cosa: cada fotografía tenía 0,64 megapíxels (más concretamente, 800 líneas con 800 píxeles cada una). Dependiendo de la iluminación, las cámaras podían tardar entre 0,005 y 61 segundos en tomar una imagen.

Plataforma de instrumentos de las Voyager (NASA/JPL).

Por otro lado, el espectrómetro infrarrojo IRIS (Infrared Radiometer Interferometer and Spectrometer) estaba formado en realidad por tres instrumentos en uno. Su función principal era medir la temperatura y composición de los cuerpos celestes. Contaba con un campo de visión de 15' y estaba dotado de un telescopio Cassegrain de 50 cm de diámetro. El espectrómetro ultravioleta UVS (Ultra-Violet Spectrometer) trabajaba en el rango de longitudes de onda de 400-1600 angstroms y tenía una masa de 4,5 kg. El experimento de rayos cósmicos CRS (Cosmic Rays Subsystem) también estaba situado en el brazo de instrumentos, aunque no en la plataforma móvil, y era capaz de detectar partículas con energías de 0,15-500 MeV por nucleón. Al lado de este instrumento se hallaba el detector LECP (Low-Energy Charged Particle Detector) para captar de partículas cargadas de baja energía. El fotopolarímetro (PPS,Photopolarimeter Subsystem) fue el instrumento gafado de la misión. Debía estudiar las partículas y anillos de los planetas gigantes en longitudes de onda de 230-750 nm, pero sin embargo el PPS de la Voyager 1 dejó de funcionar antes del encuentro con Júpiter y el de la Voyager 2 experimentó multitud de problemas que impidieron su correcto funcionamiento, aunque transmitió datos útiles de varios cuerpos celestes durante el transcurso de la misión. Por su parte, el instrumento de plasma PLS (Plasma Investigation System) tenía una masa de 9,9 kg y consistía en dos detectores de partículas cargadas de baja energía.

También sobresalían de las sondas dos antenas de 10 metros que formaban un ángulo de 90º entre sí y que eran parte de los instrumentos de radioastronomía planetaria (PRA) y del estudio de las ondas de plasma (PWS) al mismo tiempo. Por último, cada sonda tenía un mástil desplegable de 13 metros y 2,3 kg en el que se situaban dos magnetómetros para campos magnéticos débiles, uno situado en el extremo del mástil y otro a seis metros de la nave. Otros dos magnetómetros para campos intensos (20 gauss) estaban situados en el cuerpo del vehículo. El instrumento PLS, las antenas PWS y los detectores de partículas, los instrumentos más 'aburridos' durante la fase de estudio de los planetas, se convertirían con el tiempo en los protagonistas de la misión para estudiar los límites de la heliosfera.

Prueba en tierra del despliegue del magnetómetro (NASA).

Otro brazo de 2,3 metros portaba los tres generadores de radioisótopos (RTGs) que proporcionarían energía eléctrica a la sonda en los lejanos confines del Sistema Solar, allá donde el Sol no es más que una estrella ligeramente más brillante que el resto. Cada RTG pesaba 39 kg y estaba situado en un contenedor de berilio de 40,6 x 50,8 cm, y podía generar 157 W de potencia eléctrica al lanzamiento gracias a la desintegración del plutonio-238. En total, los tres RTGs proporcionaban 7 kW de potencia calorífica, que se transformaban en 470 W eléctricos, una cifra que ya se había reducido a 400 W durante el sobrevuelo de Saturno y que en 1997 rondaba los 335 W. Cada año, la potencia eléctrica disponible disminuía unos 7 W por culpa de la desintegración del plutonio y la degradación de los termopares.

RTGs de las Voyager (NASA).

Las sondas fueron diseñadas de tal forma que la potencia máxima consumida, con todos los sistemas y los diez instrumentos funcionando a la vez, fuese de unos 400 W. Los RTGs de las Voyager habían sido construidos a partir de los RTGs de las canceladas sondas TOPS y, por primera vez, el plutonio estaba almacenado en forma de pequeñas esferas sólidas y no como polvo metálico, evitando así la posibilidad de una fuga de material radiactivo en caso de un accidente durante el lanzamiento. Para evitar los nocivos efectos de la radiación proveniente de los RTGs sobre los instrumentos de la plataforma móvil, éstos estaban situados a 6,7 metros de distancia en la dirección opuesta. Además, entre los RTGs y los instrumentos se hallaba todo el cuerpo central de la nave.

Curiosamente, la mayor parte de ilustraciones de las Voyager no reflejan su verdadero color. Aunque la antena de alta ganancia era de un blanco inmaculado, lo cierto es que el cuerpo de la sonda era predominantemente negro azabache para permitir así un mejor control de la temperatura. Efectivamente, el vehículo estaba cubierto por láminas de kaptón, un material que, además de ser oscuro, conduce la electricidad y evita la acumulación de cargas electrostáticas en zonas aisladas de la nave. Bajo el kaptón se encontraban varias capas de mylar y tedlar, este último un material usado para proteger a los satélites de impactos de micrometeoros. Además, cuatro de los diez compartimentos con los equipos electrónicos estaban dotados de pequeñas 'persianas' para regular la temperatura del interior. También se emplearon calefactores de plutonio (RHUs) de 1 W de potencia para elevar la temperatura de los magnetómetros y sensores solares. Los RHUs complementaban a varios calefactores eléctricos convencionales en aquellas partes de la nave más inaccesibles.
A pesar de su bajo coste comparado con el programa Grand Tour, el proyecto Voyager fue uno de los más ambiciosos y arriesgados jamás lanzados por la NASA. Y es que las dificultades técnicas a los que se enfrentaron los encargados de la misión eran enormes.
Para empezar, las dos naves debían llevar a cabo todo tipo de operaciones de forma autónoma. La gran distancia a la que se encuentran los planetas exteriores impedía una comunicación fluida con las sondas. Para lograrlo, cada vehículo llevaba tres ordenadores redundantes dotados de una memoria de 4-8 kB. En condiciones normales, un ordenador -el FDS (Flight Data Subsystem)- sería el encargado de las comunicaciones con la Tierra. Otro gestionaría el flujo de datos de los instrumentos (CCS, Computer Command Subsystem) y un tercero controlaría en todo momento la posición de la nave y de la plataforma de instrumentos (el AACS, Attitude and Articulation Control Subsystem). Un tercio de la memoria de uno de los ordenadores podía ser reprogramada en vuelo, lo que resultaría esencial de cara a la misión extendida de la Voyager 2 en Urano y Neptuno. Las naves también disponían de un grabador de cinta magnética con una capacidad de almacenamiento de 67 MB, suficientes para guardar unas cien fotos a máxima resolución. El diseño de los ordenadores de las Voyager se basaba en el ambicioso sistema STAR (Self Testing and Repair) que debía haber controlado las sondas TOPS.
La sonda en configuración de lanzamiento (NASA).
La estabilidad de la nave era una de las mayores preocupaciones de los ingenieros. A diferencia de las Pioneer, que estaban estabilizadas mediante giro, las Voyager serían naves del tipo 'estabilizadas en tres ejes', es decir, que no podrían usar las ventajas de la conservación del momento angular. Este requisito era necesario para permitir que los instrumentos -especialmente las cámaras- pudiesen apuntar a sus objetivos de forma más o menos continua. El problema es que al mismo tiempo la nave debía mantener la antena principal constantemente apuntada hacia la Tierra, lo que significaba que la capacidad de orientación de la sonda debía tener una precisión de al menos un sexto de grado en todo momento, la anchura del haz de radio emitido por la sonda.
Para ello, las Voyager disponían de un conjunto de 16 impulsores de 0,89 newtons de empuje a base de hidrazina. Doce de estos impulsores servían para controlar la orientación de la nave y cuatro para maniobras de cambio de trayectoria. El tanque de hidrazina, de 71 centímetros de diámetro y fabricado en titanio, estaba situado en el centro del cuerpo decagonal del vehículo y contenía 104 kg de esta sustancia. El sistema de propulsión de las Voyager permitía un cambio de velocidad total, o Delta-V, de 0,19 km/s, muy poco para una misión tan ambiciosa. Sin embargo, el escaso empuje de los motores de las sondas no sería un inconveniente: la gravedad de los planetas gigantes se encargaría de la mayor parte del trabajo de 'propulsión'. La sonda se orientaba en el espacio gracias a un sensor solar y dos sensores estelares, que tenían como referencia a la estrella Canopus (la más brillante del cielo lejos de la eclíptica). El sensor solar sobresalía a través de un hueco en la antena de alta ganancia.
Otro desafío era la radiación. Las sondas Pioneer 10 y 11 habían descubierto en 1974 y 1975 que los niveles de radiación en las cercanías de Júpiter eran mucho más elevados de lo que se esperaba. Como resultado, fue necesario aumentar el 'blindaje' de la nave para evitar que los sistemas de la nave resultasen fritos por las partículas de alta energía. Por último, las comunicaciones constituirían una verdadera odisea. Las estaciones terrestres de la red DSN de la NASA (Goldstone, Madrid y Australia) deberían ser capaces de captar la débil señal de 23 W que emitían las naves a través de las dos antenas de alta y baja ganancia. ¡Captar una señal con la potencia de una bombilla a distancias superiores a los 4500 millones de kilómetros! Difícil, sí, pero no imposible.
Pruebas en tierra de la sonda (NASA).
Cada sonda disponía de cuatro transmisores redundantes capaces de enviar señales en banda-S (2,3 GHz) y en banda-X (8,4 GHz), así como dos receptores en banda-S para captar las órdenes procedentes de la Tierra. Los receptores eran redundantes, lo que de hecho salvó la misión de la Voyager 2 cuando su receptor primario falló en abril de 1978. Las Voyager transmitían datos a una velocidad de 115,2 kbps a la distancia de Júpiter, pero sólo a 14,4 kbps desde la órbita de Neptuno. El canal en banda S se usó hasta el encuentro con Neptuno en 1989 para mandar ordenes a las naves a 40 bps, pero ahora únicamente se usa la banda X.
Pero sin duda, el elemento más famoso de las Voyager serían los mensajes destinados a posibles alienígenas que encontrasen las sondas en el futuro, una iniciativa dirigida por el popular astrónomo Carl Sagan. A diferencia de la simple placa que llevaron las sondas Pioneer 10 y 11, las Voyager incluirían el disco 'Sonidos de la Tierra', también conocidos simplemente como Voyager Golden Record, un disco de cobre de 30 centímetros de diámetro bañado en oro -un elemento muy estable- con imágenes, canciones y sonidos de nuestro planeta. La cubierta del disco contiene las instrucciones para su uso y la descripción de la posición de la Tierra en la Galaxia con respecto a varios púlsares, así como un trozo de uranio-238 de gran pureza. Gracias a este trozo de uranio, los posibles alienígenas que capturen las sondas serán capaces de saber su edad con precisión.
El disco 'Sonidos de la Tierra' y su cubierta con las instrucciones para usarlo y su lugar de instalación (NASA/JPL).
La parte en audio contiene un saludo en 55 idiomas -incluyendo lenguas muertas como el acadio o el hitita-, 35 'sonidos de la Tierra' -latidos, besos, risas o cantos de ballena-, así como 90 minutos de música de todo tipo, desde Mozart hasta Chuck Berry. Las 115 imágenes se grabaron en formato analógico, por lo que el disco incluye las instrucciones para reconstruirlas. El disco se instaló en un lateral de la nave y no en su interior, como pedían algunos para protegerlo mejor de los micrometeoros. Los 'Sonidos de la Tierra' siguen siendo actualmente el mensaje físico más elaborado que la humanidad haya enviado para comunicarse con una posible civilización extraterrestre, aunque las probabilidades de que algún alienígena pueda detectar alguna de las pequeñas Voyager en medio del espacio interestelar es prácticamente nula.

Instalación del disco en la nave (revista LIFE).
Camino a las estrellas

La visita de las Voyager 2 al sistema de Neptuno cerró una fase histórica. La humanidad había concluido su primera exploración del Sistema Solar exterior, y todo en menos de una década. La gravedad de Neptuno desvió la trayectoria de la Voyager 2 hacia el sur de la eclíptica, en el sentido opuesto a su hermana. A partir de entonces, el objetivo de las dos sondas sería determinar dónde finaliza la heliosfera, es decir, encontrar el límite que separa el Sistema Solar del espacio interestelar, límite conocido como heliopausa. El azar quiso que las dos Voyager se dirijan hacia el frente más cercano de la heliopausa. De no haber sido así, las dos naves habrían agotado su fuente de energía mucho antes de alcanzar el límite de la heliosfera.

Estructura de la heliosfera (NASA).

El 14 de febrero de 1990, las cámaras de la Voyager 1 funcionaron por última vez para tomar 64 emotivas fotografía, un 'retrato de familia' de los planetas del Sistema Solar a seis mil millones de kilómetros de distancia, con excepción de Mercurio y Marte, demasiado débiles para ser captados a esa distancia. Este retrato de familia sería el legado de las cámaras de las Voyager después de haber obtenido más de 67000 imágenes. Las fotos, sin valor científico alguno, servirían de inspiración para la famosa obra 'Un punto azul pálido' de Carl Sagan. Para entonces, las dos Voyager estaban tan lejos que la Tierra no era más que un minúsculo y humilde punto azul en la inmensidad del espacio interplanetario. En palabras de Sagan:
Mira ese punto. Eso es aquí. Eso es casa. Eso es nosotros. En él se encuentra todo aquel que amas, todo aquel que conoces, todo aquel del que has oído hablar, cada ser humano que existió, vivió sus vidas. La suma de nuestra alegría y sufrimiento, miles de confiadas religiones, ideologías y doctrinas económicas, cada cazador y recolector, cada héroe y cobarde, cada creador y destructor de la civilización, cada rey y cada campesino, cada joven pareja enamorada, cada madre y padre, cada esperanzado niño, inventor y explorador, cada maestro de moral, cada político corrupto, cada “superestrella”, cada “líder supremo”, cada santo y pecador en la historia de nuestra especie vivió ahí – en una mota de polvo suspendida en un rayo de luz del sol. 

Retrato del Sistema Solar (NASA).

La Tierra como un simple punto azul pálido. ¿La encuentras? (NASA).

Definitivamente, si al ver esta imagen no sientes un escalofrío, es que no eres humano.

A medida que la potencia de los RTGs fue disminuyendo, las Voyager fueron apagando sus instrumentos uno a uno. Un poco como en aquella memorable escena de '2001', cuando Dave Bowman apaga poco a poco al díscolo HAL 9000. Moviéndose a una velocidad de 17,4 km/s -o lo que es lo mismo, 540 millones de kilómetros al año-, el 17 de febrero de 1998 la Voyager 1 adelantó a la Pioneer 10 y se convirtió en el objeto humano más lejano. Y muy probablemente lo será durante muchas décadas. Por su parte, la Voyager 2 se aleja del hogar a 16 km/s, recorriendo 470 millones de kilómetros al año, aunque todavía le queda algún tiempo para adelantar a la Pioneer 10. La sonda New Horizons, también destinada a abandonar el Sistema Solar, jamás adelantará a las Voyager, ya que su velocidad hiperbólica será inferior a los 15 km/s.

La Voyager 1 alcanzó la onda de choque de la heliopausa (bow shock) en 2003-2004 -la fecha exacta se discute aún-, cuando se encontraba a unos 14000 millones de kilómetros del Sol. La Voyager 2 hizo lo propio el 30 de agosto de 2007, unos 1600 millones de kilómetros más cerca del Sol que su compañera. Recientemente, observaciones de los rayos cósmicos captados por la Voyager 1 parecen indicar que al fin la sonda se está acercando a la heliopausa, aunque podría tratarse de una falsa alarma. En cualquier caso, la mayoría de modelos predicen que para 2020 las dos sondas deberán haber alcanzado el límite del Sistema Solar.

Ruta de escape del Sistema Solar de las Voyager y Pioneer 10 y 11 (NASA).

La potencia de los RTGs disminuye año tras año de forma inexorable. En algún momento alrededor de 2025 o 2030, casi medio siglo después de ser lanzadas desde la Tierra, las dos sondas se apagarán para siempre y nunca volveremos a escuchar su señal. Pero la aventura no habrá concluido. Una vez en el espacio interestelar, las Voyager seguirán alejándose del Sol durante toda la eternidad, suponiendo que no choquen con un pequeño asteroide en su camino. Dentro de 38000 años, la Voyager 1 pasará silenciosamente a 1,6 años luz de AC+79 3888, una estrella anónima en la constelación de Camelopardalis. Si alguna noche contemplas el cielo estrellado, acuérdate de mirar hacia la constelación de Ofiuco. Allí está la Voyager 1. Por su parte, la Voyager 2 se acercará a 'solamente' 1,7 años luz de la estrella Ross 248 dentro de 40000 años. Y si esperamos 296 000 años, veremos como pasa a 4,3 años luz de Sirio, la estrella más brillante del cielo.

¿Pero sabes que es lo más fascinante de estas naves? Que dentro de decenas de millones de años, cuando la humanidad haya desaparecido y no quede ningún rastro de nosotros, las Voyager seguirán ahí fuera con su mensaje -nuestro mensaje- al Universo. Un mensaje que se resume en un 'estuvimos aquí. Vivimos y exploramos el cosmos con curiosidad. No nos olvides'.
Viajeras interestelares
El 25 de agosto de 2012 la NASA confirmó que la voyager 1 llegó a la heliopausa convirtiendose en el primer objeto humano en el medio interestelar.

"Así que a partir de ahora recuerda esta fecha: 25 de agosto de 2012. Una fecha que deberá pasar a los anales de la historia como uno de los momentos más importantes de nuestra especie. ¿Dónde estabas cuándo la humanidad alcanzó el espacio interestelar?"
>"Hola y un saludo a todos."

 http://cosmoseluniverso.blogspot.com/2013/10/la-sonda-espacial-voyager-1-ha.html
http://www.jpl.nasa.gov/multimedia/voyager_record/index_voyager.html
http://voyager.jpl.nasa.gov/multimedia/JPLvoyagerModule/JPLvoyagerModule.html
http://danielmarin.blogspot.com.es/2013/09/la-voyager-1-ya-esta-oficialmente-el.html
http://voyager.jpl.nasa.gov/
http://voyager.jpl.nasa.gov/spacecraft/goldenrec.html
http://es.wikipedia.org/wiki/Voyager

Características de las posibles plantas E.T

  • ¿Cuál será el color de las plantas extraterrestres? La pregunta tiene su importancia científica porque el color de la superficie de un planeta puede revelar si allí hay vida; específicamente, si los organismos captan energía de la estrella principal por el proceso de fotosíntesis.
  • La fotosíntesis se adapta al espectro de la luz que llega a los organismos. Este espectro es el resultado del espectro de radiación de la estrella principal, combinado con los efectos de filtración de la atmósfera del planeta y, para criaturas acuáticas, del agua líquida.
  • La luz de cualquier color, desde el violeta profundo hasta el infrarrojo cercano, puede impulsar la fotosíntesis. Alrededor de estrellas más calientes y más azules que nuestro sol, las plantas tenderían a absorber el celeste y podrían parecer desde verdes a amarillas y hasta rojas. Alrededor de estrellas más frías como las enanas rojas, los planetas recibirían menos luz visible, de manera que las plantas podrían intentar absorber tanta como les sea posible, lo que las haría parecer negras.

En la imagen: Tierra Roja, Tierra Verde, Tierra Azul: las estrellas de tipo M (enanas rojas) son débiles, por consiguiente las plantas en un planeta similar a la Tierra que gire alrededor de esta estrella podrían necesitar ser negras para absorber toda la luz disponible (primer panel). Estrellas jóvenes de tipo M fríen las superficies planetarias con erupciones ultravioletas, de manera que los organismos deben ser acuáticos (segundo panel). Nuestro sol es del tipo G (tercer panel). Alrededor de estrellas de tipo F, las plantas podrían obtener demasiada luz y necesitarían reflejarla en su mayor parte (cuarto panel).

Chimeneas volcanicas submarinas

     Las Chimeneas Volcanicas SubMarinas
Aqui en la tierra, bajo el mar, podemos encontrar chimeneas submarinas.Estas fumarolas forman ecosistemas avanzados de vida bajo el mar, que se basan en el calor y los productos quimicos que las chimeneas expulsan.




 Funcionan cuando el agua de mar se filtra en el subsuelo, que se encuentra a altas temperaturas debido a la actividad volcánica de la zona. Durante el proceso de filtración, la composición química del agua varía: algunos compuestos químicos precipitan y se disuelven otros nuevos, debido al cambio de temperatura y de presión. Finalmente, el agua regresa al exterior, donde sufre un enfriamiento brusco al mezclarse con el agua de mar que rodea la fumarola. Al enfriarse, los compuestos químicos precipitan formando la chimenea.

 La vida en las fumarolas está atada a la energía y al calor que se desprende de las aguas hidrotermales. El ecosistema se mantiene gracias a la quimiosíntesis bacteriana, (único lugar donde la quimiosíntesis se considera entrada de energía nueva al sistema). Las bacterias aprovechan los compuestos inorgánicos que las fumarolas expulsan al medio para obtener energía y así transformarla en materia orgánica, disponible para el resto de los organismos. Estas bacterias son la base de todo un ecosistema de vida basado no en la fotosíntesis, como el resto de los organismos que conocíamos hasta ahora, sino en la quimiosíntesis, en la energía proveniente de las fumarolas. Muchos de ellos son organismos sésiles que recubren las chimeneas de las fumarolas, pero también podemos encontrar mejillones, cangrejos, e incluso peces. Toda una red trófica cuya base se encuentra en la energía de los sulfuros emitidos por las fumarolas.

La existencia de vida en estas fumarolas y sus alrededores aumentan las posibilidades de vida en "otros lugares del Universo" como por ejemplo Europa, la luna joviana.

Bajo el mar

http://astroseti.org/clima-y-geologia/cuanto-pueden-bajar-los-geologos

martes, 26 de noviembre de 2013

Grafeno

Grafeno, el material del futuro

 El grafeno es una sustancia formada por carbono puro, con átomos dispuestos en un patrón regular hexagonal similar al grafito, pero en una hoja de un átomo de espesor. Es muy ligero, una lámina de 1 metro cuadrado pesa tan sólo 0,77 miligramos.
El nombre proviene de intercambio –en el vocablo grafito– de sufijos: «ito» por «eno»: propio de los carbonos con enlaces dobles. En realidad, la estructura del grafito puede considerarse una pila de gran cantidad de láminas de grafeno superpuestas.3 Los enlaces entre las distintas capas de grafeno apiladas se deben a fuerzas de Van der Waals e interacciones de los orbitales π de los átomos de carbono.

Entre las propiedades destacadas de este material se incluyen:
  • Es muy flexible
  • Es transparente
  • Autoenfriamiento 
  • Conductividad térmica y eléctrica altas.
  • Elasticidad y dureza elevadas.
  • Muy alta dureza: 200 veces mayor que la del acero, casi igual a la del diamante.
  • Reacción química con otras sustancias para producir compuestos de diferentes propiedades. Esto lo dota de gran potencial de desarrollo.
  • Soporte de radiación ionizante.
  • Gran ligereza, como la fibra de carbono, pero más flexible.
  • Menor efecto Joule: se calienta menos al conducir los electrones.
  • Para una misma tarea que el silicio, menor consumo de electricidad.
  • Generación de electricidad al ser alcanzado por la luz.
  • Razón Superficie/Volumen muy alto, lo que le atorga un buen futuro en el mercado de los supercondensadores.
  • Se puede dopar introduciendo impurezas para cambiar su comportamiento primigenio de tal manera que se pueda hacer que no repela el agua o que incluso mejore todavía más la conductividad.
  • Cuando una lámina de grafeno recibe algún daño que quiebra su estructura produciendo un agujero consigue atraer átomos de carbono situados en las proximidades para así reparar los huecos (se autorepara).