Sol y Ciencia ed.5

Sol y Ciencia La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica Número 5, 2014. Enero—Febrero—Marzo

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Índice NOTICIAS:

4 6 7 Físicos tratan de construir un pequeño “Sol” en el planeta Tierra (pag. 6) La estrella mas cercana al Sol se muestra en nuevas fotografías de Hubble (pag. 9)

Diferencias entre la radiación y radioactividad (Pag. 18)

Especial cometa ISON (Pag. 20)

Sol y Ciencia: La revista trimestral de meteorología espacial y heliofísica.

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El Sol, en su máximo de actividad pero “prudente” Físicos tratan de construir un “pequeño” Sol en la Tierra Europa lanza la misión Swarm para explorar el debilitado campo magnético de la Tierra.

La rotación del Sol conducida por flujos de plasma enormes La primera sonda espacial procedente de China llega a la luna IRIS proporciona imágenes sin precedentes del Sol ¿Y si la gran tormenta solar del 2012 nos hubiera golpeado de lleno?

Los cinturones de Van Allen, un gigantesco acelerador de partículas APRENDE CIENCIA:

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Luna y Venus, la selección La constelación de Orion ¿A que distancia se encuentra el Sol de la Tierra? ¿Qué energía recibe nuestro planeta Tierra del Sol? La diferencia entre radiación y radioactividad La historia del cometa C2012 S1 ISON Las mejores auroras boreales Consejos de prevención de OIPE GAIA, mil millones de estrellas Historia por los agujeros negros ¿Qué es Scientix?

Experimentos en familia

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El Sol, en su máximo de actividad pero 'prudente' El Sol está ahora en su máximo de actividad magnética, un período en el que se registran, aunque esta vez de manera más débil, una mayor cantidad de manchas solares que se aprecian como zonas más oscuras por su menor temperatura, llegando a medir una sola de estas manchas hasta 150.000 kilómetros.

hasta más de cien, decreciendo de nuevo, en unos once años.

El Sol presenta un ciclo de once años (promedio), a lo largo del cual su actividad magnética varía entre un mínimo y un máximo. El primero en observar las manchas solares con telescopio fue Galileo Galilei y se sabe que su número va desde prácticamente ninguna

Sólo hay dos grupos -dirigidos por Mausumi Dikpati y David Hathaway- "lo suficientemente valientes" para hacerlo y lo hacen exclusivamente basándose en datos estadísticos, según Socas-Navarro. En esta ocasión ninguno acertó, "ya que este ciclo está teniendo un máximo flojo -la mitad de activo que el anterior- y un mínimo en parte histórico, porque hacía cien años que no había tan poca actividad durante ese período", ha aseverado.

"Este máximo está siendo bastante débil", ha constatado Héctor Socas-Navarro, del Instituto de Astrofísica de Canarias, quien ha apuntado que las fluctuaciones del ciclo de actividad aún no se pueden predecir.

Y es que el Sol estuvo "aletargado" sobre todo entre 2008 y 2009, cuando el

80% de los días no se observaba ni una sola mancha. "Estamos centrando nuestros esfuerzos en conocer cómo es la física fundamental", ha manifestado SocasNavarro, quien ha agregado que el reto de la astrofísica es funcionar como la meteorología.

El Sol tiene 4.650 millones de años y las manchas solares y erupciones ocurren "desde que el Sol es Sol". Así lo ha indicado José Carlos del Toro, del Instituto de Astrofísica de Andalucía, quien ha coincidido con SocasNavarro en que el reto es predecir.

Las erupciones no son lo mismo que las manchas solares, pero tienen que ver. Estas son explosiones en la fotosfera del Sol que se manifiestan con un incremento del brillo, de la energía radiativa y de la expulsión violenta de partículas cargadas eléctricamente.

"Las manchas son el almacén que proporciona las provisiones energéticas para las erupciones", según Del Toro. Cuando hay una época de especial actividad mag-

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Noticias—SOL Y CIENCIA nética y se producen numerosa erupciones -a más manchas solares más erupciones-, las partículas expedidas a 1.000 o 2.000 kilómetros por segundo pueden eventualmente llegar a la Tierra (tormentas solares).

La Tierra posee un "escudo natural", el campo magnético o magnetosfera, para protegerse y desviar las partículas hacia los polos (esta desviación provoca las auroras boreales). Sin embargo, cuando estas partículas son altamente energéticas podrían vencer ese escudo natural y llegar a dañar las comunicacio-

nes, de las que la sociedad ahora es tremendamente dependiente (pueden llegar a impactar con satélites artificiales).

Las tormentas solares afectan más a latitudes altas España no está entre estos países- y la más potente se registró en 1859 -hay cuadernos de bitácora que hablan de auroras boreales en el Caribe-. Estas sólo se pueden predecir con dos o tres días de antelación, lo que tardan las partículas en viajar hasta la Tierra.

Del Toro y Socas-Navarro han coincidido en que alrededor de esto hay cierto "amarillismo": Se ha llegado a hablar de la tormenta solar del siglo, lo que es inviable porque no se pueden predecir. El Parlamento español, después de una iniciativa socialista, expresó en setiembre de 2012 la necesidad de crear un catálogo europeo educativo y preventivo y un protocolo de actuación ante hipotéticas situaciones de emergencia derivadas de fallos técnicos.

Fuentes socialistas han lamentado que el Gobierno no haya dado pasos en este sentido. Los investigadores han advertido de que lo que se necesita es una mayor inversión en investigación básica para ahondar en la predicción y hacer mejores equipos que aguanten estas tormentas.

Fuente: La Vanguardia

¡15.000 veces mas luminosa que nuestro Sol! La siguiente fotografía fue tomada recientemente por el telescopio espacial Hubble. En ella se aprecia una estrella central del a cual su brillo es de ¡¡15.000 veces mas que la de nuestro Sol!!

Esta estrella llamada como RS PUPPIS, es 200 veces mas grande y 10 veces mas masiva que nuestro Sol. Se ubica a una distancia aproximada de 6.500 años luz (con un margen de error de 1%).

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Físicos tratan de construir un pequeño “Sol” en la Tierra.

Investigadores de la Universidad de Sevilla pretenden reproducir en la Tierra la forma que tienen las estrellas de producir energía.

Los expertos trabajan en reactores experimentales de fusión nuclear con el objetivo de obtener una fuente de energía sostenible, limpia y virtualmente inagotable.

“Tratamos de construir un pequeño Sol en la Tierra”, afirma el responsable de esta investigación, Manuel García Muñoz. Para ello necesitan controlar perfectamente la fusión de isótopos de hidrógeno que se forman en el interior del reactor nuclear. Las estrellas producen energía fusionando los núcleos de los átomos que las componen y en este proceso alcanzan temperaturas de hasta 10 ó 20 millones de grados. Para conseguir la fusión en la Tierra, sin embargo, los reactores tienen que operar a temperaturas incluso más elevadas que las del Sol, 100 millones de grados.

“No hay material que aguante esas temperaturas por lo que hay que mantener el plasma confinado mediante campos magnéticos y alejado de las paredes del reactor, levitando en el vacío", explica García Muñoz.

Esto es así porque "cualquier contacto del plasma con la pared hace que esta se derrita ocasionando daños en la pared del reactor y rompiendo el vacío necesario para que se produzca la fusión”, añade.

Pérdida de iones energéticos Partiendo de esta premisa, el grupo de investigación estudia las pérdidas de iones energéticos que se producen en el plasma durante la fusión. Estas pérdidas se producen principalmente por la interacción de estas partículas con ondas que produce el plasma de forma autosuficiente. Para el estudio de estas pérdidas se han instalado diversos detectores en el reactor de fusión del Instituto Max-Planck para Física del Plasma de Munich (Alemania).

“La energía que se obtendría de un solo vaso de agua equivaldría a toda la energía que consumiría una persona en toda su vida”, afirma este investigador, pero el problema radica en controlar en todo momento el plasma que levita en el vacío dentro del reactor para que pérdidas de este no dañen las paredes del reactor y rompan el vacío. En

concreto, los expertos van a estudiar el comportamiento de las partículas que se encargan de calentar el plasma, ver el número exacto de estas partículas que se escapan y tratar de conseguir el control absoluto del mismo.

Aunque este tipo de fuente de energía limpia ya es totalmente factible desde el punto de vista científico, los expertos siguen trabajando con el objetivo de demostrar que la fusión de partículas de hidrógeno es viable también desde el punto de vista tecnológico y económico. “En un par de décadas la fusión podría ser una alternativa a los combustibles convencionales como el petróleo”, augura Manuel García.

Fuente: abc.es

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Europa lanza la misión Swarm para explorar el debilitado campo magnético de la Tierra.

La misión Swarm, formada por tres satélites, ha despegado con éxito desde el cosmódromo de Plesetsk (Rusia), con el objetivo de estudiar los procesos que ocurren en el interior de la Tierra, comprender mejor su campo magnético y por qué, según parece, éste se está debilitando.

El lanzamiento ha tenido lugar a las 14.02 horas (hora peninsular española) a bordo de un cohete Rockot y, si bien el despegue ha ido según lo previsto, hubo que esperar alrededor de una hora y media para oír los primeros aplausos en el Centro Europeo de Operaciones Espaciales de la Agencia Espacial Europea (ESA), en Darmstadt (Alemania).

Y es que una de las fases más críticas de este lanzamiento ha sido el momento en el que los tres satélites se han separado del lanzador -dos en un primer lugar y el tercero minutos después-. Esto y las primeras señales de los satélites se han recibido aproximadamente una hora y media tras el despegue.

Órbitas en paralelo Swarm medirá las señales magnéticas emitidas por el núcleo, el manto, la corteza, los océanos, la ionosfera y la magnetosfera de la Tierra, y comenzará a enviar datos -diariamente- en unos tres meses.

Esta misión de la ESA está formada por tres satélites idénticos, dos de ellos orbitarán en paralelo, decayendo de forma natural desde una altitud inicial de 460 a 300 kilómetros a lo largo de cuatro años, y el tercero se mantendrá a una altitud de 530 kilómetros.

El campo magnético es como una "enorme burbuja que nos protege de la radiación cósmica y de las partículas cargadas que bombardean la Tierra a través del viento solar", ha señalado la ESA en un comunicado. Sin este escudo protector, la atmósfera no existiría como tal y la vida en el

planeta sería prácticamente imposible, según la ESA. No obstante, aún bajo esta protección, las tormentas solares y las partículas que éstas eyectan pueden eventualmente llegar a la Tierra y ocasionar, por ejemplo, interrupciones en las comunicaciones.

El campo magnético terrestre se encuentra en un estado de continua evolución y su intensidad varía constantemente. Últimamente, según la ESA, parece estar debilitándose de forma considerable (los expertos hablan de entre un 10 y un 15 % en los últimos 150 años).

Precisamente Swarm, con tecnología europea y canadiense, ayudará a comprender mejor cómo funciona el planeta.

Fuente: elmundo.es

"Estoy muy satisfecho y deseo larga vida a los niños de Swarm", ha señalado Jean-Jeacques Dordoain, director general de la ESA. Esta misión se controla desde el Centro Europeo de Operaciones Espaciales de la ESA (ESOC) en Darmstadt, a través de la estación de seguimiento de Kiruna (Suecia). Hoy en Alemania unas cien personas trabajan en este lanzamiento, ha concretado a los periodistas Ferri.

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La rotación del sol conducida por flujos de plasma enorme.

Plasma masivo y de larga duración, de un diámetro de 15 veces el planeta Tierra, transporta el calor desde las profundidades del Sol hacia la superficie, según un estudio realizado. El hallazgo es compatible con una explicación de hace años en la cual se consideró que el Sol gira más rápido desde el ecuador.

En el 30 por ciento más externo del sol, conocido como la zona convectiva, el plasma transporta el calor generado por la fusión nuclear en el núcleo del sol. Una vez en la superficie, gran parte de la energía del plasma irradia al espacio; el plasma más frio y más denso se vuelve a hundir, para recuperar calor y energía y volviendo a subir hacia la superficie creando bucles de circulación llamadas células de convección.

Algunas estructuras convectivas especialmente masivas, llamados

supergranulos, pueden durar hasta 24 horas y tienen diámetros mayores que los de la tierra.

En 1968, los científicos teorizaron que las células de convección eran aún más y más grandes, lo suficientemente grandes como para abarcar toda la zona convectiva. Desde entonces, los científicos han buscado tales células gigantes en las observaciones de los telescopios del sol.

En el nuevo estudio, un equipo dirigido por David Hathaway del centro de vuelo espacial Marshall de la NASA en Huntsville, Alabama, buscó estas células de convección escurridizas utilizando el vigilante del sol más sofisticado de la agencia, el Observatorio de dinámica Solar SDO. Los investigadores midieron los cambios en las longitudes de onda de la luz que irradia del plasma del sol mientras fluían acercándose o

alejándose de la Tierra, y se utilizan para calcular los cambios de velocidades del plasma sobre la superficie solar. Estas velocidades revelaron las posiciones de supergránulos.

Los científicos encontraron que muchos de estos flujos reapareció más o menos una vez cada 27 días, el tiempo que le toma a un punto en el ecuador solar a girar y por lo tanto volver a aparecer a la vista desde la Tierra. El hecho de que estos flujos podría durar varias rotaciones solares sugiere que son las células de convección gigantes de larga duración que los investigadores han estado buscando. El equipo también encontró que las células gigantes parecían transportar plasma de rotación rápida hacia el Ecuador y plasma de rotación lenta hacia los polos, confirmando otras predicciones.

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La estrella más cercana a nuestro sol se muestra en nueva imagen del telescopio espacial Hubble Hace un año se descubrió un planeta cerca de la estrella Alfa Centauri. Esta estrella es la primera más cercana a nuestro Sol, y se encuentra a tan solo 4 años luz. Puede parecer mucha distancia, pero en términos astronómicos es corta distancia.

Por ahora se puede saber que esta estrella dispone de un sistema planetario, y aunque ahora por ahora no podemos viajar hacia él, el telescopio espacial Hubble nos muestra con una alta calidad esta estrella tan cercana a nosotros.

Próxima es lo que se conoce como un 'flare star', lo que significa que los procesos de convección dentro del cuerpo de la estrella hacen que sea propensa al azar y sufra cambios en su brillo."

Se estima que esta estrella tiene una larga vida por delante, de unos aproximadamente 4 trillones de años mas de vida.

La primera sonda espacial procedente de China llega a la Luna El primer rover lunar de China alunizó el pasado 14 de diciembre, menos de dos semanas después de que despegó de la Tierra. El aterrizaje en la superficie lunar convierte a China en uno de los tres países — después de Estados Unidos y la antigua Unión Soviética— en llegar a la superficie lunar, y el primero en hacerlo en más de tres décadas.

En la próxima década, el país asiático espera abrir una estación espacial permanente en la órbita de la Tierra. China anunció la misión en noviembre y el lanzamiento tuvo lugar una década después de que China enviara a su primer astronauta al espacio.

La sonda Chang’e partió el 1 de diciembre en el cohete Long March 3B desde la provincia de Sichuan, en el suroeste de China. Al aterrizar, la aeronave tiene previsto liberar a Jade Rabbit (Conejo de Jade o Yutuen chino), un explorador lunar de seis ruedas equipado con cuatro cámaras y dos piernas mecánicas que puede obtener muestras de suelo, según describió un diseñador del vehículo a Xinhua a principios de noviembre.

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Iris proporciona imágenes sin precedentes del Sol Esto, a su vez, corresponde a cuánto material en la atmósfera solar está presente en las densidades, temperaturas y velocidades específicas. No todo el éxito de IRIS es debido a su alta resolución de visión, sino también por el desarrollo paralelo de modelos informáticos avanzados. Las imágenes combinadas y espectros han proporcionado nuevas imágenes de una región que siempre fue conocida por ser dinámica.

Estamos viendo imágenes ricas y sin precedentes de hechos violentos en los que los gases son acelerados a velocidades muy altas mientras se calienta La región situada entre la superficie del sol y su at- rápidamente a cientos de miles de grados. Estos timósfera se ha revelado como un lugar más violento pos de observaciones presentan desafíos importanque previamente se creía, según imágenes y datos tes a los modelos teóricos actuales. del nuevo observatorio solar de la NASA, IRIS. Una parte de la misión recolecta imágenes de dos Los observatorios solares miran el sol en capas. Captipos particulares de eventos en el sol que son inturando la luz emitida por átomos de diferentes teresantes para los científicos. Uno es conocido cotemperaturas, ellos pueden concentrarse en dife- mo las prominencias y protuberancias. rentes alturas sobre la superficie del sol y se extienden también a la atmósfera solar, la corona. El 27 El segundo tipo de evento se llama Espículas, que son fuentes gigantes de gas que se aleja hacia arriba de junio de 2013, IRIS, se lanzó, para estudiar cómo de la superficie del Sol a 150.000 km por hora. Las es la región de interfaz – una capa entre la superfiespículas pueden desempeñar un papel en la districie del Sol y la corona. bución de energía y calor hacia arriba en la atmósfeDurante sus seis primeros meses de misión, IRIS ha ra del sol, la corona. Datos de imagen y espectros emocionado a los científicos con imágenes detalla- de IRIS nos permiten ver en alta resolución, por pridas de la región de interfaz, encontrando más tur- mera vez, cómo evolucionan las espículas. bulencias y mostrando mayor complejidad de lo esperado.

La calidad de las imágenes y espectros que están recibiendo de IRIS son increíbles.

Por primera vez, IRIS está haciendo lo posible para estudiar los fenómenos repentinos en la región de interfaz con suficiente detalle para determinar su papel en el calentamiento de la atmósfera solar exterior. Las observaciones de la misión también abren una nueva ventana en la dinámica de la atmósfera baja del Sol que desempeña un papel fundamental en la aceleración del viento solar.

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¿Y si la gran tormenta solar de 2012 nos hubiera golpeado de lleno?

Sucedió en julio de 2012. Una eyección masiva de material solar que viajaba a más de 7 millones de millas por hora estuvo muy cerca de impactar contra la Tierra. Los científicos creen que si nos hubiera golpeado, probablemente habría provocado un desastre tecnológico de escala global. Satélites, redes eléctricas y de comunicación habrían resultado dañados, e incluso se habría puesto en peligro la salud de los astronautas y las tripulaciones de aviones. Así lo explica Daniel Baker, profesor de la Universidad de Colorado en Boulder, quien en su intervención en el encuentro de la Unión Americana de Geofísica que se celebra estos días en San Francisco ha pedido a sus colegas que abran los ojos de los políticos con respecto a los peligros del clima especial. A su juicio, la tormenta de 2012 es un buen ejemplo para saber ante lo que debemos estar preparados.

Baker cree que esta eyección de masa coronal (CME), fue probablemente más poderosa que el famoso «evento Carrington» de 1859, cuando el Sol golpeó la atmósfera de la Tierra dos veces lo suficientemente fuerte como para iluminar el cielo desde el Polo Norte hasta América Central, permitiendo que los ciudadanos de Nueva Inglaterra leyeran el periódico por la noche a la luz de las auroras. Las CMEs son parte de las tormentas solares y pueden enviar miles de millones de toneladas de partículas hacia el espacio. Estas tormentas «pelan» el campo magnético de la Tierra, como si se tratara de una cebolla, permitiendo que las partículas energéticas del viento solar golpeen la atmósfera sobre los polos.

Afortunadamente, la explosión solar de 2012 se produjo en el lado lejano del Sol justo una semana después de que esa misma área señalara hacia la Tierra. Pero la sonda de la NASA STEREO-A capturó el evento, incluyendo la intensidad del viento solar, el campo magnético interplanetario y una lluvia de partículas energéticas solares en el espacio.

«Mis colegas de clima espacial creen que hasta que no tengamos un evento que golpee de lleno la Tierra y cause el caos total, las autoridades no van a prestar atención», apunta Baker. «El mensaje que estamos tratando de transmitir es que hemos hecho mediciones directas de la eyección de 2012 y vimos todas las consecuencias, sin tener que pasar por un golpe directo en nuestro planeta».

El más rápido jamás visto Mientras que las típicas eyecciones de masa coronal del Sol tardan entre dos y tres días en llegar a la Tierra, el evento de 2012 viajó desde la superficie del Sol hasta nuestro planeta en tan sólo 18 horas. «Este evento fue más rápido que cualquier cosa que se ha visto en la era espacial moderna», afirma Baker. El evento no solo tenía el CME más poderoso jamás registrado, sino que habría provocado una de las tormentas geomagnéticas más fuertes y la mayor densidad de fluctuación de partículas jamás vista en un ciclo solar, que dura aproximadamente 11 años.

Lo que Baker pretende es que el evento de 2012 sea adoptado como una estimación de lo peor que podría ocurrirnos en caso de que el Sol nos golpeara de verdad, para modelar los efectos en los sistemas tecnológicos, como la red de energía eléctrica. «Lo comparo con los juegos de guerra; ya que tenemos la información sobre el evento, vamos a jugar con diferentes modelos y ver qué pasa», razona el experto. «Si hacemos esto, estaremos un importante paso más cerca de ofrecer a los políticos información concreta para saber que pasaría con diversas tecnologías terrestres y en órbita en lugar de esperar a ser golpeados de forma directa».

Incendios en telégrafos A pesar de que ocurrió hace unos 150 años, la tormenta Carrington fue memorable desde el punto de vista de belleza natural, así como por sus impactos tecnológicos.

El evento interrumpió las comunicaciones telegráficas -el Internet de la época victoriana- en todo el mundo, e incluso provocó incendios en oficinas de telégrafos que causaron varias muertes.

En marzo de 1.989, una tormenta geomagnética provocada por una CME de una tormenta solar colapsó el sistema de transporte de energía eléctrica de Quebec (Canadá), causando que 6 millones de personas se quedaran sin energía durante al menos nueve horas. Las auroras del evento se podían ver hasta en el sur de Texas y Florida.

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Fuente: ABC 11

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Los cinturones de Van Allen, un gigantesco acelerador de partículas Desde que en 1958 se descubrió que la Tierra está rodeada por dos gigantescas rosquillas de radiación, los científicos han tratado de desentrañar cómo funciona este peculiar lazo planetario y cómo nos afecta su existencia. Esto último no es trivial, dado que los llamados cinturones de Van Allen forman enjambres de partículas cargadas a enormes velocidades que pueden llegar a inutilizar la electrónica de los satélites, e incluso dañar los sistemas eléctricos en la Tierra en caso de tormentas espaciales intensas. En cuanto a lo primero, el conocimiento de estos cinturones ha avanzado firmemente gracias a la misión Van Allen, formada por dos satélites gemelos de la NASA que desde su lanzamiento en agosto de 2012 han ido revelando datos fundamentales sobre los cinturones de radiación. Un nuevo estudio publicado en la revista digital Nature Communications descubre uno de los grandes misterios de estos cinturones, cómo son capaces de acelerar las partículas a velocidades próximas a la de la luz gracias a un tipo de onda electromagnética que las empuja como lo haría

una ola a un surfista.

Los cinturones de Van Allen son dos gigantescas ruedas que abrazan nuestro planeta a distancias de entre 1.000 y 60.000 kilómetros y que están formadas por electrones y protones muy energéticos, procedentes sobre todo del viento solar y que quedan atrapados por el campo magnético de la Tierra. Las partículas circulan a velocidades vertiginosas, describiendo trayectorias en forma de C entre ambos polos magnéticos, y desplazándose también lateralmente de oeste a este como en una órbita que tarda solo unos pocos minutos en circundar la Tierra. Las partículas están sometidas a unas complejas condiciones físicas gobernadas por distintos tipos de ondas electromagnéticas cuyas frecuencias causan diferentes efectos.

“El enigma desde su descubrimiento ha sido cómo las partículas se aceleran hasta casi la velocidad de la luz”, plantea el autor principal y director del estudio, Ian Mann, de la Universidad de Alberta (Canadá).

“Esencialmente, el espacio cer-

cano a la Tierra está ocupado por un campo magnético básico que puede perturbarse con un viento solar modesto emitido por una estrella normal”, explica Mann.

“Cuando se compara con los objetos astrofísicos mucho más exóticos que existen en el universo, no parece que el sistema de la Tierra pueda acelerar partículas a velocidades tan increíbles.

Pero algo está pasando justo encima de nuestras cabezas que conforma un acelerador de escala planetaria muy eficiente, y los científicos han tratado de averiguarlo desde que se descubrieron los cinturones”.

Las sondas Van Allen de la NASA ofrecen a los científicos una oportunidad sin precedentes para entender el comportamiento de los cinturones de radiación.

Frente a los datos locales y restringidos que podría registrar un único aparato, disponer de dos satélites gemelos tomando mediciones simultáneas en distintas regiones del espacio próximo permite obtener una imagen global de los procesos que operan a escala planetaria. “Con las sondas Van Allen, me gusta pensar que estas partículas no tienen dónde esconderse, porque cada aparato gira y observa el cielo entero con sus detectores, así que obtenemos una visión de

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360 grados en términos de dirección, posición, energía y tiempo”, detalla el coautor del estudio Harlan Spence, de la Universidad de New Hampshire (EE. UU.).

Gracias a la resolución que aportan las sondas Van Allen, los investigadores encontraron que las partículas mostraban signos de haber sido aceleradas por un tipo de ondas llamadas de ultra baja frecuencia, o ULF. Estas ondas actúan empujando las partículas de forma sincronizada y en el momento preciso como se hace con las ruedas giratorias de los parques infantiles, lo mismo que consiguen los sincrotrones que se emplean para experimentos físicos en la Tierra. Así, mientras orbitan el planeta, las partículas “son aceleradas repetidamente por ondas que son coherentes a escala planetaria abar-

cando cientos de miles de kilómetros”, dice Mann. El investigador compara la situación a la de un surfista que caza una ola tras otra para aumentar su velocidad.

“Se pensaba que este proceso de aceleración podía estar presente, pero antes no éramos capaces de verlo con claridad”, señala.

“Ahora sabemos que simplemente no contábamos con la resolución necesaria para verlo”.

Los resultados de los investigadores ayudarán a perfeccionar los modelos matemáticos de los cinturones de Van Allen que los científicos emplean para construir simulaciones, pero además servirán para comprender mejor cómo se aceleran las partículas cósmicas en lugares remotos del universo. Por último, un conocimiento más detallado del funcionamiento de los cinturones ayudará a predecir cómo cambian

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de tamaño, de forma y de energía en respuesta a grandes tormentas solares como la llamada fulguración de Carrington, que en 1859 provocó graves daños en los sistemas de telégrafos y dejó ver auroras polares incluso en España. “Hay informes de testigos publicados en los periódicos que cuentan cómo los cables telegráficos ardieron”, apunta Mann. Hoy un suceso semejante inutilizaría los sistemas electrónicos de los que depende toda nuestra tecnología. “Todavía estamos tratando de entender cómo sería una gran tormenta espacial y el impacto que tendría en infraestructuras como satélites y redes eléctricas terrestres; el objetivo es mejorar la protección de estos sistemas contra las inclemencias del tiempo espacial”, concluye Mann.

Fuente: ABC

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Fotografías seleccionadas del perigeo de Venus junto con la Luna

Gerard Cugat Pérez

Parc de l’Espanya Industrial, Barcelona Alfredo Miguel López (Miembro de Aster)

Estartit, Gerona Ricard Mocholí 14

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La constelación de Orion Orión, (el Cazador), es una constelación prominente, quizás la más conocida del cielo. Sus estrellas brillantes y visibles desde ambos hemisferios hacen que esta constelación sea reconocida universalmente. El mejor momento para observar Orión es el 15 de diciembre, cuando la constelación se encuentra en oposición.

Según la mitología Orión el cazador se sacó los ojos en un arrebato de celos, y mientras vagaba ciego por el mundo pisó un escorpión que le picó con su aguijón, provocando su muerte. Los dioses elevaron a Orión y al escorpión a los cielos colocándolos en extremos opuestos de la bóveda celeste, de forma que cuando Escorpio sale por el horizonte, Orión se oculta huyendo del animal que causó su muerte.

A pesar de lo que pueda parecer las estrellas de la constelación de Orión están muy alejadas unas de otras. Desde poco más de 200 años luz la más cercana hasta más de 1300 años luz la más alejada.

Las estrellas más importantes que conforman la constelación de Orión son: Beta Orionis. Es una estrella doble formada por Rigel y Algebar. Rigel es una supergigante azul y la estrella más brillante de la constelación.

Está a 427 años luz de Alpha Orionis (Betelgeuse).Es una supergigante roja y la segunda estrella más brillante de la constelación. Está a 773 años luz de Gamma Orionis o Bellatrix. Es una estrella Gigante azul y se encuentra a 243 años luz.

Las tres estrellas del cinturón de Orión:Almitak, Alnilam y Mintaka (de izquierda a derecha).

Otros objetos importantes de Orión son: la nebulosa de Orión (M42), la nebulosa Cabeza de Caballo (IC434) y varios cúmulos abiertos.

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¿A que distancia se encuentra el Sol de la Tierra?

Es increíble pensar que para la mayoría de la historia humana, no hemos tenido casi ningún conocimiento sobre el sol. No sabíamos de lo que estaba hecho, cómo se formó, o la forma en que producía energía. No sabíamos lo grande que era, y no sabíamos lo lejos que estaba.

Orbitamos alrededor del Sol a una distancia de unos 150 millones de kilómetros. Este número es en realidad un promedio, ya que seguimos una trayectoria elíptica. En su punto más cercano, la Tierra dista del sol a 147 millones kilómetros, y en su punto más lejano, a 152 millones kilómetros.

Las distancias en el Sistema Solar y en el universo son tan grandes que los astrónomos utilizan una medida de distancia estándar para la medición. A esta medida se le llama Unidad Astronómica (UA) y supone que 1UA es la distancia media entre el Sol y la Tierra. En lugar de decir que Plutón esta a 5870 millones de kilómetros de distancia desde el Sol, los astrónomos dicen que esta 39 unidades astronómicas, o UA. Es sorprendente saber que la distancia del Sol a la Tierra se determinó hace cien años. Había demasiadas variables para aquél entonces. Si los astrónomos sabían lo grande que era, podrían averiguar lo lejos que estaba, o viceversa, pero ambos de estos números eran misterios.

Los antiguos astrónomos, especialmente los griegos, intentaron estimar la distancia al Sol de varias maneras diferentes: la medición de la longitud de las sombras en la Tierra, o la compara-

ción del tamaño de la Luna y su órbita al sol. Desafortunadamente, sus estimaciones estaban fuera por lo menos por un factor de 10.

La clave para averiguar la distancia al Sol proviene de la observación de Venus, ya que pasa directamente por delante del sol. Este evento extraño, es conocido como el tránsito de Venus, que ocurre tan solo dos veces cada 108 años. Las mejores oportunidades para tomar esta medida precisa se produjo durante los tránsitos de Venus de 1761 y 1769. Los astrónomos fueron enviados a lugares remotos del mundo para observar el preciso momento en que Venus comenzó a moverse por delante del Sol. Mediante la comparación de estas mediciones, los astrónomos podrían utilizar la geometría para calcular con exactitud a qué distancia del Sol se encontraba nuestro planeta. Sus cálculos iniciales ponían la distancia a 24.000 veces el radio de la Tierra.

No está mal teniendo en cuenta que realmente la medición moderna indica que es de 23.455 veces el radio de la Tierra.

Los astrónomos modernos pueden usar pulsos de radar y láser para calcular la distancia a los objetos del Sistema Solar. Por ejemplo, disparan un intenso haz de ondas de radio a un objeto distante, como Mercurio, y luego calculan cuánto tiempo tardan las ondas en rebotar en el planeta y regresar de nuevo a la Tierra.

Dado que la velocidad de la luz es bien sabida, el tiempo de viaje de regreso nos dice a qué distancia está el planeta.

La astronomía realmente ha ayudado a encontrar nuestro lugar en el Universo. Es bueno estar viviendo en una época en que muchos de estos grandes misterios se han resuelto.

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¿Qué energía recibe nuestro planeta Tierra del Sol? Cada segundo la Tierra recibe un total de 174PW (PetaWattios) de energía procedente del Sol. El 30% de ello se refleja al espacio, y el otro 70% es absorbido por la atmosfera, la superficie y los océanos.

Con solo un simple segundo de esta energía, sería la necesaria como para poder satisfacer toda la energía que se demanda durante un año completo en todo el planeta Tierra.

Teniendo en cuenta los ángulos de incidencia y la superficie terrestre expuesta al sol se calcula que, en promedio, cada metro cuadrado irradiado recibe alrededor de 1000 watts.

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La diferencia entre la radiación y la radioactividad Radiactividad y radiación a menudo se utilizan indistintamente, pero describen diferentes procesos (pero relacionados).

Pero antes de entrar en esta diferencia, tenemos que entender lo que son los átomos y algunos conceptos acerca de cómo se comportan.

Un átomo es la partícula más pequeña que puede ser descrito como una sustancia química.

En el centro de cada átomo hay un núcleo, que contiene un número de protones (partículas con carga positiva). El número de protones determina qué tipo de sustancia químicas tiene el átomo. Por ejemplo todos los núcleos de carbono contienen seis protones que es lo que los define como núcleos de carbono. Cinco protones serían un átomo de boro, siete protones sería un átomo de nitrógeno.

El núcleo también contiene un número de neutrones (partículas sin carga). Los átomos de un mismo producto químico pueden tener diferente número de neutrones. El 99% de los átomos de carbono tienen seis neutrones, cuando a ello se añade a los seis protones tenemos masa atómica de 12.

Algunos átomos de carbono tienen más o menos neutrones - siete neutrones hacen el carbono-13 y ocho para el carbono-14. Los núcleos de carbono12 y carbono-13 son estables, pero el carbono-14 es radiactivo y es la base de la datación por radiocarbono.

Los átomos de la misma química con diferente número de neutrones se denominan isótopos.

Alrededor de los núcleos giran unas partículas muy pequeñas cargadas negativamente llamadas electrones. Estos se mantienen en su lugar por su atracción hacia el núcleo de carga positiva. Un átomo contiene tantos electrones como protones.

La adición o la eliminación de un electrón de un átomo de una partícula, se le llama ion. Los iones pueden reaccionar de forma muy diferente a los átomos. Un átomo de cloro es muy reactivo; un ion de cloruro es parte de la sal de mesa.

La radiactividad es el término dado a la división (desintegración) o la reordenación del núcleo de un átomo. El desintegramiento ocurre naturalmente y espontáneamente a los núcleos inestables. Esta

inestabilidad es causada generalmente por un desequilibrio entre el número de protones y neutrones.

La desintegración radiactiva puede ocurrir de varias formas, siendo las más comunes:  Fisión

espontánea: también conocido como "la división del átomo". El núcleo se rompe en dos partes,  Liberación de neutrones: un neutrón se expulsa desde el núcleo del átomo,  Desintegración alfa: el núcleo libera una partícula alfa (un núcleo de helio-4) que consta de dos neutrones y dos protones,  Desintegración beta: el núcleo expulsa un electrón (o un positrón). Nota: esto no es lo mismo que un electrón sea removido de orbita alrededor del núcleo,  Desintegración gamma: los protones y los neutrones dentro del núcleo se reordenan en una forma más estable, y la energía se emite como un rayo gamma.

La liberación de neutrones, desintegración alfa y la desintegración beta están acompañados por la liberación de una partícula. Es la partícula (o el rayo gamma en desintegración gamma) que es la "radiación" asociada con la radiactividad.

Como hemos visto, la desintegración radiactiva es una propiedad de un núcleo en particular. En comparación, la radiación es una posible consecuencia

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Aprende ciencia—SOL Y CIENCIA de muchos procesos, no sólo la radiactividad.

La radioterapia es el término dado a una partícula o una onda que viaja y se pueden dividir en tres tipos principales:  Radiaciones

no ionizantes: esencialmente la zona de baja energía del espectro electromagnético. Esto incluye toda la luz que vemos, las ondas de radio (también conocidas como microondas) y de infrarrojos (radiación "calor"). Los ultra violeta caen en el extremo hacia la alta energía de esta categoría de baja energía,  Radiaciones ionizantes: la radiación que puede quitar un electrón de su órbita,  Neutrones: partículas libres de neutrones que pueden colisionar con otros átomos.

La radiación no ionizante es perjudicial en su mayoría de manera obvia. La exposición a microondas u ondas de infrarrojos hace que ciertos materiales puedan calentarse. Por otra parte, la radiación ionizante puede ser menos evidente, pero, al cambiar un átomo en un ion más reactivo, puede crear un daño duradero.

Radiación ionizante se divide en dos formas principales:  De alta energía de radiación electromagnética: incluyendo rayos X y de rayos gamma.  Radiación de partículas: partículas alfa y beta.

Estas diferentes formas de radiación ionizante difieren en su capacidad de hacer daño y su capacidad para penetrar materiales.

Los rayos X y los rayos gamma están penetrando, las radiaciones ionizantes y son esencialmente la misma cosa. (La diferencia en la terminología suele

ser que los rayos gamma provienen de la desintegración nuclear, mientras que los rayos X provienen de orbitales electrónicos.)

Estas longitudes de onda de la radiación electromagnética contienen suficiente energía para empujar un electrón de su órbita alrededor del átomo - una vez más la formación de un ion. Son detenidos por materiales muy densos, como las cantidades de plomo o grandes de la tierra o de hormigón.

La radiación de partículas es potencialmente muy perjudicial, pero es relativamente fácil de bloquear.

Las partículas alfa, con dos neutrones y dos protones, son esencialmente iones de helio. Estos pueden despojar a los electrones de otro átomo con el fin de convertirse en átomos de helio. Las partículas beta son simplemente electrones libres que pueden ser capturados por los átomos al igual que cualquier otro electrón.

Por suerte, la protección de éstos es razonablemente fácil. Las partículas alfa son bloqueados por un trocito de papel, y las partículas beta con unos pocos milímetros de grosor de metal o una cantidad equivalente de plástico.

Los neutrones son más penetrantes y potencialmente más peligrosos. Causan daños por ser capturado por el núcleo de un átomo. Esto puede causar que el átomo se rompa en dos (fisión) o se sometan a un proceso de desintegración (conocido como transmutación).

En cualquier caso, el átomo original (por ejemplo un átomo de nitrógeno) se cambia para convertirse en un tipo diferente de átomo (en este caso, de carbono-14). El nuevo átomo tendrá diferentes propiedades químicas.

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Especial cometa ISON… el antes, el perihelio y su futuro...

Sin dudar, el cometa ISON ha sido un cometa del cual ha traído de cabeza a muchos científicos. Este cometa llamado en realidad C/2012 S1 ISON es la primera vez que visita el sistema solar interno y a nuestro sol y proviene de la gran nube de Oort. Esta nube alberga millones de millones de cometas congelados en el borde más lejano de nuestro sistema solar. Durante más de 10.000 años, el cometa ha hecho un recorrido desde el punto más externo del sistema solar hasta nuestro Sol.

Los cometas están formados principalmente de un núcleo de roca, con hielo y polvo, aunque realmente su composición se trata de agua, hielo seco, amoniaco, metano, hierro, magnesio, sodio y silicatos. A medida que el cometa se acerca al Sol y sobrepasa la línea de hielo anteriormente mencionada, se le puede llegar a observar dos colas externas. Esto sucede porque de la misma radiación del

Durante el año 2012, el cometa C2012 S1 ISON fue descubierto por dos astrónomos rusos, llamados Vitali Nevski y Artyom Novichonok y con el paso de los meses, cada vez teníamos más detalles y más imágenes. Durante los primeros meses del 2013, varias sondas obtuvieron varias imágenes del cometa y hasta ya se pudo hacer una idea de que tenia un núcleo de aproximadamente unos 5km.

A principios del mes de agosto del 2013, ISON traspaso lo que se llama como línea de hielo. La línea de hielo es una franja en el cual los cometas se activan, y empiezan a evaporar el agua de forma progresiva, ya que cada vez mas, van recibiendo mas radiación por parte del Sol. Esta línea de hielo se ubica entre unos 230 y 280 mil millones de km del Sol.

Partes principales de un cometa

Sol, el núcleo del cometa se calienta y los componentes externos como el hielo y otros, se subliman pasando directamente a estado gaseoso. Nos hemos referido a dos colas, una de ellas la mas visible se compone de la misma evaporación del hielo externo del núcleo, y la otra se compone principalmente de gas ionizado. Esta segunda cola es visible bastante mas cerca del Sol, bastante mas cercano de la línea de hielo.

A partir de 5-10 UA los cometas desarrollan una atmósfera que envuelve al núcleo, llamada coma o cabellera. Esta coma está formada por gas y polvo y es otra parte fundamental de estos tipos de objetos celestes.

Durante los meses de aproximación del cometa ISON, fueron muchas las especulaciones sobre el evento, pero casi todas únicamente lo que consiguieron era causar miedo y confusión. Lo que si que era cierto es que el pasado día 28 de noviembre se produciría su perihelio solar.

Cometa ISON, meses antes de su perihelio solar.

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Aprende ciencia—SOL Y CIENCIA El perihelio solar, es el punto en el cual un cierto objeto se encuentra mas cercano al Sol. En este caso el cometa ISON pasó a tan solo 1.860.000 km de la superficie solar.

Antes de todo ello, el pasado día 1 de octubre, ISON pasó muy cerca del planeta rojo Marte. Pasó a tan solo una distancia de 10.840.000 km y si el cometa hubiera sobrevivido, el pasado día 26 de diciembre habría estado en el punto mas cercano a nuestro planeta Tierra, a tan solo 64.000.000 km.

El perihelio y su futuro...

El cometa ISON tendría que haber tenido un gran brillo antes y después del perihelio solar, pero bastantes días antes del 28 de noviembre algo torció los planes del cometa. Días antes se llego a observar que podría una parte del núcleo haberse fragmentado debido a la alta temperatura y fragilidad que estaba obteniendo.

Fotografía del radiotelescopio IRAM de 30cm ubicado en el Pico de Veleta, Sierra Nevada (Granada)

Fotografía tomada al cometa ISON por Waldemar Skorupa

Miembros del radiotelescopio IRAM de 30 metros del IAA, detectaron días antes que la sublimación del núcleo había aumentado 15 veces casi de forma repentina. Eso era un indicativo de que algo estaba sucediendo en el núcleo del cometa. Podía ser dos cosas, o bien que el núcleo estuviera ya fragmentado o que bien estuviera muy débil.

Esto dio un vuelco grande en la historia del cometa ISON, ya que un viaje de millones de km y mi-

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les de años de duración para finalizar así, era un fracaso.

Aun así todavía quedaba esperanza… El cometa siguió su trayectoria y semanas antes ya se observaba en las cámaras de largo alcance del satélite STEREO BEHIND. Una semana antes del perihelio solar, se observó como una CME producida por el Sol y que pasó muy cerca del cometa, interactuó levemente con la cola de gas y polvo de ISON.

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Aprende ciencia—SOL Y CIENCIA El mismo día 28, las imágenes obtenidas por el satélite SOHO y con su coronografo LASCO, nos mostraba la belleza que tenemos en la imagen inferior.

El cometa ISON llegó a su perihelio con una intensidad grande. Cuando fueron las 18 horas 20 minutos UT, el ISON inició su entrada por la parte trasera del Sol, pero para aquél entonces el cometa no era visible en las cámaras del satélite SDO, lo cual era una mala señal, pero todavía había esperanzas y así fue. Pasadas un par de horas posteriores (y sin tener imagen de la salida de la parte trasera del Sol parte del satélite SDO), el coronografo Lasco del satélite SOHO mostró lo que parecía ser un trozo “vivo” todavía del cometa ISON. Con el paso de las horas se alejaba y cada vez se confirmaba mas de que tan solo una sola pequeña parte del núcleo del cometa había sobrevivido.

Fue así con el paso de los días posteriores al perihelio solar, que el resto del cometa ISON se iba apagando cada vez mas y mas, hasta prácticamente desaparecer en vez de ser bastante visible. Lo cual ahí se pudo llegar a decir que ISON había muerto para convertirse tan solo en restos de polvo y en un asteroide simple.

La diferencia entre un asteroide y un cometa, prácticamente es que los asteroides no subliman a medida que se acercan al Sol y no tienen una orbita tan eclíptica.

Para ser mas exactos, tal y como se había pronosticado, hacia mediados y finales de diciembre, ISON debería haber sido visible desde muchos puntos del planeta, cosa que no ha sido así. Muchos astrofótografos de muchos rincones del planeta han tra-

Timelapse del satélite SOHO, antes, durante y después del perihelio solar del cometa ISON.

22

Aprende ciencia—SOL Y CIENCIA tado de obtener imágenes del ISON después de su perihelio sin obtener ningún resultado.

Durante el perihelio se llego a crear mucha confusión ya que unas instituciones indicaban su muerte, y otros indicaban que estaba vivo. Y en realidad era cierto las dos cosas, ya que en realidad solo quedó vivo una pequeña parte del núcleo del cometa, insuficiente para seguir sublimándose a medida que se alejará del Sol. De haber sobrevivido el cometa habría pasado muy cerca de nuestro planeta el pasado día 2627 de diciembre (a unos pocos millones de km). Pero la suerte no a seguido a los astrónomos y su final llegó prácticamente días después del perihelio solar,

cuando prácticamente el resto del cometa ISON desaparecía de las cámaras del satélite STEREO.

ISON y su compañero Durante los meses anteriores al perihelio del ISON, surgieron por la red unas fotografías procedentes del satélite Hubble indicando que el cometa venia acompañado de unos objetos no identificados. En realidad después se pudo llegar a demostrar que fue tan solo un efecto causado por el movimiento del mismo satélite al obtener unas imágenes de varias horas de captura.

No obstante si que ISON tuvo un compañero, pero lo tuvo solo días antes de que se produjera su perihelio.

Se trataba de otro cometa llamado Encke. Encke no pasó tan cerca del Sol y por ello no era un cometa llamado Sungrazer (Sungrazer son aquellos cometas que pasan a mas cerca de 3.5 veces el radio del Sol).

Durante su aproximación al Sol, Encke era visible bastante cerca de ISON aunque en realidad estaban muy lejos uno del otro.

¿ISON el cometa del Siglo?

Se decía que ISON sería el cometa del Siglo, y realmente no decepciono, sus grandes imágenes quedarán para el recuerdo y sus datos servirán para investigar mucho mas a fondo. ISON no cumplió su camino, pero quizás tendremos otro cometa mejor...

Una de las mejores fotografías con mayor resolución del cometa ISON tomadas por D. Peach desde su equipo profesional

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Las mejores auroras boreales

JesĂşs M. Garcia

Darkrigel Islandia 24

Dwood Photography Kirkjufell (Islandia)

Enodha Lodge Frank Olsen Isla Bleik

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Técnicas Orientación Existen muchas formas y métodos que nos permiten encontrar el norte con mayor o menor precisión cuando carecemos de brújula. Los más eficaces son, probablemente, el reloj cuando es de día y las estrellas de noche y con el cielo despejado.

En las zonas templadas del hemisferio norte, si alineamos la aguja horaria (la pequeña) con el sol, en la bisectriz que forma esta con la cifra "12" del reloj se encuentra siempre el sur.

En las zonas templadas del hemisferio sur es la cifra 12 la que debe apuntar hacia el sol, y en la bisectriz que forma con la aguja horaria, se encuentra el norte.

Técnica para calcular las horas de luz restantes con la mano ¿Cómo calcular las horas de luz restantes con la mano? Seguramente para muchos este método será incensario digo, actualmente la gente es tan dependiente a la tecnología que uno nunca acaba de sorprenderse. Pero imagina una dramática situación donde estás perdido, lo primero que debes tener en cuenta es ¡Cuanto tiempo de luz te queda! y existe un sencillo modo para saberlo: Extiende tu brazo y ubica tu mano justo de forma paralela al horizonte (Tú debes ver la palma de tu mano). Después ubica tu dedo in26

Colaboradores de GAME—SOL Y CIENCIA cide justo debajo del sol y cuenta cuantos dedos son hasta llegar al horizonte (donde se oculta el sol). Cada dedo representa aproximadamente 15 minutos de luz solar. Pero ten en cuenta que cuando más cerca te encuentres de los polos, será imprecisa la lectura. Teniendo en cuenta este método podrás definir cuáles son tus prioridades. Recuerda que en la supervivencia como en cualquier expedición el descanso es algo primordial, si ves que se acerca la noche lo mejor es buscar un sitio seguro para pernoctar.

Por el sol La salida y la puesta del sol también son una referencia.

A todos nos han enseñado que el sol sale por el este y se pone por el oeste. Sin embargo sólo lo hace por el punto exacto en los equinoccios, o sea, alrededor del 21 de marzo y del 23 de septiembre y si nos encontramos en terreno llano. El resto del año y rodeados de cadenas montañosas, la referencia es sólo aproximada.

Con la sombra de un palo Clavamos en un terreno llano un palo que proyecte una sombra de unos 30 o 40 cm. y marcamos el extremo de la sombra. A continuación, con un cordón de un zapato, una rama u otro método improvisado, trazaremos una semicircunferencia usando como radio la longitud de la sombra. Ahora debemos esperar el movimiento del sol. La sombra se irá haciendo más pequeña a medida que nos acercamos a las 12:00 h. Momento en que alcanzará su menor tamaño para después volver a crecer. En el punto en el que la sombra vuelva a alcanzar la semicircunferencia pondremos una marca. Al unir las dos marcas trazaremos una línea oeste (primera marca) - este (segunda marca). En la perpendicular se encontraran el norte y el sur.

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GAIA, mil millones de estrellas Es muy posible que durante el último mes haya escuchado o leído en los medios de comunicación la palabra ‘Gaia’, y muy probablemente lo haya relacionado con la mitología griega o con movimientos ecologistas. Pero a partir de ahora deberá añadir un nuevo significado a esta palabra: misión espacial.

Gaia es un satélite de la Agencia Espacial Europea (ESA), cuyo principal objetivo es realizar el mayor y más preciso mapa tridimensional de nuestra Galaxia.

Esto será posible gracias a la observación de mil millones de estrellas con una precisión en su posición y movimiento jamás conseguidas hasta ahora. Por ejemplo, Gaia será capaz de determinar la posición de una estrella con un error de algunos microsegundos de arco: equivalente a distinguir desde la Tierra una moneda situada en la superficie de la Luna. Pero no solo esto, Gaia (ver Figura 1) también

obtendrá información de la temperatura, tamaño, y composición de las estrellas que observe. Con todos estos datos, la misión espacial Gaia será capaz de ayudarnos a comprender mejor la estructura, formación y evolución de nuestra Galaxia: la Vía Láctea. ¿Por qué es necesario construir un satélite como Gaia?

El ser humano siempre ha mostrado un interés especial por lo que se encuentra en la bóveda celeste. De este modo, el cielo nocturno representó para la práctica totalidad de las culturas antiguas una herramienta indispensable, sin la cual, era imposible calcular y pronosticar eventos culturales y festivos o patrones climáticos, necesarios para comenzar la siembra, la caza de animales e incluso para declarar la guerra.

La observación continuada del cielo aportó datos cada vez más y más precisos. La determinación

de eclipses empezó a ser posible, así como el descubrimiento de objetos errantes o planetas, o determinar la periodicidad de aquellas grandes estrellas con cola o cometas. Conocer el cielo implicaba a la vez conocer la situación del observador en la Tierra, lo cual resultó ser de gran utilidad para la navegación, la creación de mapas y el descubrimiento de nuevos mundos.

De este modo, desde los primeros sabios y astrónomos hasta la actualidad, hemos desarrollado catálogos estelares de una precisión única. Somos capaces de determinar la posición en la bóveda celeste de centenares de millones de estrellas, pero... ¿a qué distancia se encuentran? Observando con nuestros ojos o con telescopios, podemos determinar la posición de una estrella en el plano de la bóveda celeste, pero no somos capaces de calcular como de lejos se encuentra.

Nos falta conocer la distancia, nos falta la tercera dimensión.

Paralaje, hacia la tercera dimensión Uno de los mayores objetivos de los astrónomos es poder determinar la distancia a los objetos que estudia en el cielo, para así poder determinar las propiedades físicas de éstos. Medir distancias no es una tarea sencilla, sobretodo cuando no puedes desplazarte hasta la estrella. Varios métodos se utilizan en la actualidad, pero sólo uno de ellos es un método directo de determinación de distancias: la paralaje.

Figura 1: Representación artística del satélite espacial Gaia 30

Colaboradores de GAME—SOL Y CIENCIA En breves palabras, la paralaje se basa en el cambio aparente de posición de un objeto respecto a un fondo fijo, debido al cambio de posición del observador (ver Figura 2). El ejemplo clásico es el de los dos ojos en el ser humano.

En caso de que nunca haya experimentado este efecto siga las siguientes instrucciones: eleve el dedo índice y colóquelo delante de sus ojos. Cierre el ojo izquierdo y mantenga abierto solo el derecho. Ahora fíjese donde se situa su dedo índice con respecto

Figura 2: Esquema de la paralaje.

Panel izquierdo: dos observadores, en A y en B, observan el objeto O en posiciones distintas respecto al fondo. Panel derecho: ejemplo de la paralaje estelar utilizando la tanslación de la Tierra alrededor del Sol como cambio en la posición del osbervador. Autor de la Figura: Francisco Javier Blanco González.

al fondo de la habitación. Si a continuación cierra el ojo derecho y abre el izquierdo, le dará la impresión de que el dedo índice ha cambiado de posición con respecto el fondo de la habitación.

Lo que ha sucedido es que el ‘observador’ (su ojo) ha cambiado de posición. A partir del cambio aparente, y conociendo la

separación entre los dos ojos, se puede determinar la distancia que hay hasta, en este caso, el dedo índice.

El mismo efecto es aplicable a las estrellas. El cambio de posición del observador se consigue gracias al movimiento de la Tierra alrededor del Sol (ver Figura 2), mientras que el fondo lejano está formado por la posición de las galaxias (mucho más lejanas que las estrellas situadas en nuestra Galaxia). La dificultad estriba en que la distancia de las estrellas

es muy grande, y esto resulta en cambios aparentes extremadamente pequeños y muy difíciles de observar. No fue hasta el año 1838 que se pudo determinar por primera vez el efecto de la paralaje en una estrella, 61 Cygni. A partir de entonces el número de paralajes determinadas, y por tanto distancias estelares, fue aumentando rápidamente, gracias al desarrollo de la instrumentación utilizada.

Hipparcos, la primera misión espacial Hipparcos fue el primer satélite espacial lanzado con el objetivo de determinar la paralaje (y por

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ende, la distancia) de un elevado número de estrellas. Su nombre es un acrónimo de HIgh Precission PARallax COllecting Satellite, aunque hace un guiño al famoso matemático griego Hipparcos de Nicea, considerado el fundador de la trigonometría (disciplina matemática en la que se base la paralaje).

El satélite Hipparcos fue diseñado por la Agencia Espacial Europea y lanzado en 1989. Estuvo operativo hasta 1993, y permitió determinar con gran precisión la distancia de 118200 estrellas, localizadas a distancias de unos 500 parsec (ver Figura 3). De este modo se consiguió, por primera vez, construir un mapa tridimensional de gran precisión de nuestra vecindad galáctica.

Gaia, más allá del vecindario local El éxito de la misión espacial Hipparcos, resultó en el desarrollo de un nuevo satélite, esta vez capaz de mapear con gran precisión la distancia de estrellas localizadas mucho más lejos, y no solo en los alrededores del Sol. En 1998 se empezó a diseñar la misión espacial Gaia. Con estas dos misiones (Hipparcos y Gaia), Europa se convertía en claro referente y lider mundial en este campo de la astronomía.

El objetivo de Gaia será determinar la distancia de mil millones de estrellas localizadas hasta unos 10000 parcsec (ver Figura 3). Es decir, prácticamente hasta el centro de la Vía Láctea. El resultado será el más detallado mapa tridimensional de nuestra Galaxia. Esto solo será posible si se consigue determinar con gran 31

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Figura 3: La imágen de color negro/blanco muestra la Vía Láctea. La posición del Sol está indicada por la palabra inglesa ‘Sun’, hacia la izquierda del plano galáctico. El pequeño círculo rojo alrededor del Sol coincide más o menos con la región de la Galaxia que Hipparcos pudo mapear con precisión. El círculo más grande, marcado con el número “10 kpc” corresponde a la región de la Galaxia que Gaia podrá observar con gran detalle.

precisión (microsegundos de arco), la posición de las estrellas. Cabe destacar un hecho interesante, y es que cuando se alcanzan estos grados de detalle en las observaciones astronómicas, los efectos de la Relatividad General de Einstein juegan un papel importante. Por ejemplo, el gran poder resolutivo de Gaia deberá tener en cuenta que los rayos de luz de las estrellas se ven afectados por la presencia de campos gravitatorios. La comparación de las predicciones teóricas con las observaciones de Gaia representarán un exigente test a esta teoría.

También permitirá determinar si la conocida constante de la gravitación universal de Newton (G) es realmente constante con el tiempo. También se espera que Gaia descubra unos diez mil planetas extrasolares nuevos, así como cientos de miles de asteroides y cometas.

Pero Gaia no solo nos proporcionará un mapa de la Galaxia, también determinará las velocidades de las estrellas. De este modo se podrán determinar y estudiar grupos de estrellas que tienen un movimiento particular. Por ejemplo, aquellas estrellas que pertenecen a galaxias de menor tamaño, y que fueron fagocitadas por nuestra Galaxia. La combinación de la estructura tridimensional espacial, con

el conocimiento de las velocidades de las estrellas, permitirán estudiar el origen de nuestra Galaxia.

Una misión espacial de está envergadura no puede realizarse gracias al esfuerzo de una sola universidad o gobierno. Es por eso que la unión y financiación de todos los estados que conforman la Agencia Espacial Europea es necesaria. Muchos países han participado en la construcción de Gaia, y participarán en los siguientes estados de la misión, recolección de datos y análisis de éstos. Por ejemplo, el gran parasol que debe proteger al satélite de la radiación procedente del Sol ha sido construido en España por la empresa Sener. Otro ejemplo es el amplio grupo de astrónomos y técnicos que trabajan en la Universidad de Barcelona, y que son parte importante del coléctivo de Gaia encargado de procesar la gran cantidad de datos que Gaia observará y enviará a la Tierra de forma continuada. Y es que una vez Gaia haya acabado sus 5 años de misión, se habrán producido alrededor de 1 Petabye (1 millón de Gigabites) de datos, el equivalente a unos dos cientos mil DVDs.

El mayor mapa tridimensional de nuestra Galaxia será pronto posible. Gracias Gaia.

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Colaboradores de GAME—SOL Y CIENCIA Los números de la misión espacial Gaia:  Masa del satélite: 2030 kg  Diámetro del escudo protector solar: 11 metros  Distancia focal: 35 metros  Espejos primarios: 1.45 x 0.5 metros  Número de espejos: 10  Número de CCDs: 106  Número de píxeles por CCD: 4500 x 1966 píxeles  Número total de píxeles: 938 Megapíxeles  Tamaño del píxel: 10 x 20 micrometros  Tamaño angular del píxel: 59 x 177 milisegundos de arco  Consumo de potencia: 1720 W  Localización en el espacio: punto de Lagrange L2 (alineado con el sistema Sol-Tierra)  Fecha de lanzamiento: 19 de diciembre de 2013  Tiempo de vida: 5 años  Coste: 700 millones de euros Escrito por: Álvaro Sánchez-Monge (AstroAnoia)

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Historia por los agujeros negros En documentales de televisión y revistas científicas vemos y leemos hablar sobre los agujeros negros, en este artículo vamos a adentrarnos en ese mundo misterioso y a su vez maravilloso mundo de los agujeros negros y conocer sus muchas curiosidades.

En estos objetos, la gravedad se impone a todas las otras fuerzas naturales. Comprime la masa de mas de un millón, o mil millones de Soles, en un punto de una densidad casi infinita. El espacio y el tiempo quedan aniquilados y la estructura del universo se convierte en una "espuma" gobernada por unas leyes físicas que los científicos aún no comprenden del todo.

Esta influencia gravitacional llega mucho más allá del centro del agujero negro. Deforma el espacio en torno al agujero negro de una forma tan extrema, que nada puede escaparse de él: ni las ondas de luz o radio, ni cualquier tipo de naves espacial que pudiera viajar en él. De ahí el nombre de "agujero negro," creado por el físico John Archibald Wheeler en la década de 1960: como un agujero negro no emite energía ni materia, se ve completamente negro, como un agujero en el universo. Los más grandes de estos agujeros son enormes: pueden ocupar un volumen de espacio más grande que nuestro sistema solar.

Paradójicamente, un agujero negro puede brillar con más fuerza que casi cualquier otro objeto del universo, al rodearse de un disco de gas supercaliente. El gas robado de la superficie de una estrella en el caso de los agujeros negros pequeños, o de los restos de estrellas pulverizadas en el caso de los

grandes- gira a grandes velocidades antes de entrar en forma de espiral en el agujero negro. Unos potentes campos magnéticos pueden volver a echar el gas al espacio, a casi la velocidad de la luz, creando "chorros" que pueden extenderse a lo largo de miles de años luz.

¿Cómo se forma un agujero negro?

Pueden formarse durante el transcurso de la evolución estelar. Cuando el combustible nuclear se agota en el núcleo de una estrella (que sea como mínimo de 3 veces más grande que nuestros sol), la presión asociada con el calor que produce ya no es suficiente para impedir la contracción del núcleo debida a su propia gravedad. En esta fase de contracción adquieren importancia dos nuevos tipos de presión. A densidades mayores de un millón de veces la del agua, aparece una presión debida a la alta densidad de electrones, que detiene la contracción en una enana blanca. Esto sucede para núcleos con masa inferior a 1,4 masas solares. Si la masa del núcleo es mayor que esta cantidad, esa presión es incapaz de detener la contracción, que continúa hasta alcanzar una densidad de mil billones de veces la del agua. Entonces, otro nuevo tipo de presión debida a la alta densidad de neutrones detendría la contracción en una estrella de neutrones. Sin embargo, si la masa del núcleo sobrepasa las 2,7 masas solares, ninguno de estos dos tipos de presión es suficiente para evitar que se hunda hacia un agujero negro. Una vez que un cuerpo se ha contraído dentro de su radio de Schwartschild, teóricamente se hundirá o colapsará en una singularidad, esto es, en un objeto sin dimensiones, de densidad infinita.

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Aprende ciencia—SOL Y CIENCIA Tipos de agujeros negros: Existen tres tipos de agujeros negros. El Agujero Negro de masa estelar, los Microagujeros Negros (también llamados Agujeros negros Primordiales) y los agujeros negros Supermasivos.

Cuando una estrella tiene un tamaño en más de dos veces y media que nuestro sol, al final de su vida termina en un Agujero Negro de masa estelar.

Los Agujeros negros Primordiales, son miniagujeros negros que se sospecha que viajan a velocidades extremas y su vida es muy corta evaporándose rápidamente, en teoría en los aceleradores de partículas que hay en la tierra se forman estos Microagujeros Negros. No se descarta en el futuro realizar experimentos de agujeros negros en la tierra para detectar estos agujeros negros primordiales.

Los agujeros negros Supermasivos, son los que existen en el centro de las galaxias y hacen girar a éstas.

Historia de los agujeros negros En 1994, el telescopio espacial Hubble proporcionó sólidas pruebas de que existe un agujero negro en el centro de la galaxia M87. La alta aceleración de gases en esta región indica que debe haber un objeto o un grupo de objetos de 2.500 a 3.500 millones de masas solares.

El físico inglés Stephen Hawking ha sugerido que muchos agujeros negros pueden haberse formado al comienzo del Universo.

Si esto es así, muchos de estos agujeros negros podrían estar demasiado lejos de otra materia para formar discos de acreción

detectables, e incluso podrían componer una fracción significativa de la masa total del Universo. En reacción al concepto de singularidad, Hawking ha sugerido que los agujeros negros no se colapsan de esa forma, sino que forman "agujeros de gusano" que comunican con otros universos diferentes al nuestro.

Un agujero negro de masa suficientemente pequeña puede capturar un miembro de un par electrón-positrón cerca del horizonte de sucesos, dejando escapar al otro. Esta partícula sustrae energía del agujero negro, provocando la evaporación de éste.

Cualquier agujero negro formado en los comienzos del Universo, con una masa menor de unos pocos miles de millones de toneladas ya se habría evaporado, pero los de mayor masa pueden permanecer.

En enero de 1997, un equipo de astrofísicos estadounidenses presentó nuevos datos sobre los agujeros negros. Sus investigaciones se extendieron a nueve sistemas binarios de estrellas, emisores de rayos X (binarias de rayos X). En cinco de los nueve casos, cuando el material de la estrella de menor masa golpea la

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superficie del otro objeto, éste emite una radiación brillante en su superficie; se trata de una estrella de neutrones. En las otras cuatro binarias, de las que se creía que contenían agujeros negros, la radiación emitida por el segundo objeto es mínima: la energía desaparecería a través del horizonte de sucesos. Estos datos constituyen el conjunto de pruebas más directo (aunque no definitivo) de la existencia de agujeros negros. El mismo equipo de investigadores informó también del descubrimiento de tres nuevos candidatos a agujeros negros localizados en los centros de las galaxias NGC 3379 (también conocida como M105), NGC 3377 y NGC 4486B. En junio de 2004, en una galaxia distante a 12.700 millones de años luz se descubrió un agujero negro supermasivo en el centro.

El objeto se denominó "Q0906+6930 y es 16 mil millones de veces más masivo que nuestro sol y tiene una masa del 3% de nuestra vía Láctea, realmente una cifra impresionante".

Técnicamente a este tipo de agujero super-masivo se lo denomina "Blazar..

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¿Qué pasaría si nos acercáramos a un agujero negro?

Todo dependería del tamaño y la masa del agujero negro, un agujero de “masa estelar”, con una masa varias veces la del Sol, ejerce un fuerte efecto de marea sobre cualquier objeto que se acerque a su horizonte de sucesos.

Es el mismo efecto que se produce en las mareas de la tierra, el empuje gravitacional en el lado del objeto que está más cerca del agujero es notablemente mayor que el del lado opuesto, así que la gravedad estira el objeto y los destruye. La marea es menor pronunciada para los objetos que se acercan a un agujero supermasivo.

Observado desde fuera parece que el tiempo pasa más despacio para el objeto que se acerca al horizonte y su luz “sé estira” a longitudes de onda cada vez más larga. ¿Se podría convertir nuestro Sol en un agujero negro?

No. Las estrellas como el Sol no son lo bastante masivas para convertirse en agujeros negros Lo que sucederá dentro de varios miles de años, es que el Sol expulsará sus capas externas y su núcleo forma-

rá una enana blanca, una bola densa de carbono y oxígeno que ya no produce energía nuclear, pero que brilla debido a su alta temperatura. La masa de una enana blanca típica es más o menos como la del Sol, pero su tamaño es solo el de la Tierra que es el 1 % del diámetro del actual Sol. ¿Hay algún agujero negro cercano a la Tierra?

Los agujeros negros más cercanos descubiertos hasta ahora están a varios miles de años luz. Están tan lejos que no tienen ningún efecto en la Tierra ni en su medio. Parece que hay un agujero negro supermasivo en el centro de la galaxia, la Vía Láctea a unos 27.000 años luz. Aunque tiene varios millones de veces la masa del Sol al estar tan lejos no afecta a nuestro sistema solar. ¿Cuál es el agujero negro más grande?

El agujero más grande conocido está en el núcleo M87, una galaxia elíptica gigante en la Constelación de Virgo, su masa parece ser unos tres mil millones de veces mayor que la del Sol, con un diámetro de la órbita de Platón, considerado el más lejano de nuestro sistema solar hasta 2006.

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Scientix: innovación en la enseñanza de las ciencias El proyecto Scientix nace en 2009 con la intención de reunir y difundir materiales educativos e informes de investigación de proyectos europeos relacionados con la educación en el área de las ciencias, así como facilitar formación en la enseñanza de las ciencias basada en la investigación, indagación, experimentación y divulgación de resultados. www.scientix.eu En el portal de Scientix puedes buscar recursos El fin de Scientix es facilitar la constante divulgación e intercambio de conocimientos técnicos y ejemplos prácticos en la enseñanza de las ciencias en la Unión Europea. Scientix está promovido por European Schoolnet (EUN), un consorcio del sector público financiado por 30 ministerios de Educación (ME) y apoyado por la Comisión Europea para la Investigación y la Innovación.

A fin de divulgar entre la comunidad de profesores de los diferentes países europeos las actividades de Scientix, se nombran en cada país un Embajador, dos Embajadores Adjuntos y un Punto de Contacto Nacional.

En España, el Punto de Contacto Nacional está representado por la Fundación Española para la Ciencia y la Tecnología (FECYT), y los cargos de Embajadores los ocupan:  Daniel Aguirre, Embajador, profesor de Jaén  Jordi Domènech, Embajador Adjunto, profesor de Barcelona  Miguel Ángel Queiruga, Embajador Adjunto, profesor de Burgos Referencias Scientix: http://www.scientix.eu/ European Schoolnet: http://www.eun.org/ Jordi, Miguel Ángel y Daniel, Embajadores Scientix. En el encuentro Scientix en Bruselas FECYT: http://www.fecyt.es/ Comisión Europea para la Investigación y la Innovación: http://ec.europa.eu/research Blog ‘Divulgación’: http://www.rinconsolidario.org/divulgacion Miguel Ángel Queiruga Dios Colegio Jesús-María Burgos Embajador Adjunto Scientix queiruga@inicia.es

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Experimentos científicos—SOL Y CIENCIA

Experimento en familia... LOS GLOBOS MANIÁTICOS ¿Qué es lo que queremos hacer?

Electrizar globos y ver su comportamiento

Materiales: Globos Cordeles Prenda de lana Bolsas de plástico

¿Cómo lo haremos?

En primer lugar electrizaremos dos globos (hinchados previamente y anudados a un hilo) por frotamiento mediante una prenda de lana. Cogeremos los globos por el hilo con cada mano y los dejaremos colgar en posición vertical. Acercaremos las dos manos y...

El resultado obtenido es…

Los globos evitarán tocarse, pese a que la disposición de los hilos propicie a ello.

Explicación: Al frotarlos con la lana hemos cargado negativamente a los globos de manera que entre ellos se produce una repulsión y eso les impide juntarse. La experiencia puede completarse si a uno de los globos lo electrizamos con un material plástico como el de una bolsa típica de supermercado. En este caso los globos experimentarán una fuerza atractiva ya que cada globo está cargado consigno opuesto. No es desacertado calificar a los globos de “maniáticos” ya que los resultados en e s t a s e x p e r i e n c i a s e l e c t r o s t á ti c a s s o n m u y v a r i a b l e s e n f u n c i ó n d e l a s circunstancias del ensayo, ya que la carga estática –de poca cuantía en la mayoría de estas experiencias- suele perderse fácilmente a través del aire, nuestro cuerpo o cualquier objeto con el que haga contacto y, además, su permanencia en el objeto cargado depende de la humedad ambiental, de las corrientes de aire, etc. Si se quiere, pueden sustituirse los globos por hojas transparentes de “acetato”-las utilizadas para preparar transparencias de proyección -, obteniéndose unos resultados menos espectaculares que con los globos, pero con más garantías de acierto.

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Últimos datos—SOL Y CIENCIA

Últimos 108 días de datos solares: Mostramos los últimos 108 días de datos recolectados por el satélite GOES 15, pertenecientes a: 1 fila: Rayos X (procedentes a las fulguraciones) 2 fila: Cantidad de manchas solares visibles por día 3 fila: Niveles de protones detectados por el satélite GOES15 4 fila: Nivel de rayos cósmicos detectados por el detector de Moscow 5 fila: Estado del campo magnético terrestre detectado por el magnetómetro del satélite GOES15

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