Calidad de Cielo, Espectro Electromagnetico y Ventana Atmosferica

LA CALIDAD DEL CIELO ES IMPORTANTE

Las condiciones del cielo pueden tener gran incidencia al observar los astros y pueden ser un problema grave cuando se planifican investigacio­nes astronómicas. En primer lugar, el tiempo atmosférico puede determinar que muchas noches de observación deban suspenderse porque el cielo permanece nublado varios días al año. Otro factor de gran incidencia es la presencia de agentes contaminantes en el aire, como pequeñas partículas de polvo o una gran difusión de luz artificial.

Se denominanagentes contaminantesa aquellas sustancias o forma de energía que se encuentran en el aire en niveles de concentración más ele­vados que en situaciones normales. Básicamente, en las observaciones as­tronómicas influye la contaminación producida por losaerosoles,elpolvo atmosféricoy lacontaminación lumínica.

Los aerosoles son partículas muy pequeñas en estado líquido o sólido que pueden permanecer semanas en suspensión y expandirse rápidamente por la atmósfera: gotas de agua (humedad), ácidos, hollín, etc. Las partículas de polvo tienen un tamaño mayor al de los aerosoles y están constituidas por materia en estado sólido suspendidas en el aire: ceniza volcánica, polvo del suelo, polen, etc.

Se denomina contaminación lumínica al brillo o resplandor de luz en el cielo nocturno producido por la difusión de luz artificial en el aire. Como consecuencia de ello, en las ciudades o centros muy poblados se observa una claridad difusa en el cielo nocturno que permite ver solo las estrellas más brillantes, porque se pierde el fondo oscuro sobre el que contrastan los astros menos brillantes.

Con el fin de evitar los perjuicios de los distintos agentes contaminantes y obtener mejores resultados en las observaciones astronómicas, éstas deben planificarse en el campo, lejos de la luz de las zonas urbanas y de ser posible, a gran altura sobre el nivel del mar. Por ello, los grandes observato­rios que se construyen en la superficie terrestre se encuentran en regiones del planeta que son muy secas, con una alta probabilidad de contar con casi la totalidad de las noches del año con cielo despejado y en la cima de las montañas para evitar la capa de polvo atmosférico que se sitúa muy cerca de la superficie terrestre.

Estas razones han determinado que, en los últimos años, la NASA y la Agencia Espacial Europea (ESA) instalaran sus mayores observatorios astronómicos en las montañas del desierto de Atacama, en Chile. Y de­terminaron, además, que la NASA, instalara varios observatorios espa­ciales.

La visión de un cielo nocturno estrellado es posible porque nuestra at­mósfera es transparente a la luz visible. Existen cuerpos en el Universo que emiten otras radiaciones, como ultravioleta, infrarrojo, rayosX;que tam­bién llegan hasta la Tierra, pero no alcanzan la superficie terrestre porque son absorbidas o reflejadas por la atmósfera.

Mapa de contaminación lumínica mundial

Se denominaventana atmosféricaa la propiedad de la atmósfera te­rrestre de ser transparente a determinadas radiaciones que llegan desde el espacio exterior, a la vez que impide el paso de otras radiaciones hasta la superficie.

ESPECTRO ELECTROMAGNETICO

La luz visible es una pequeña porción delespectro electromagnético.De­nominamos espectro electromagnético al conjunto de radiaciones que se origina principalmente en las estrellas y que viaja en el vacío a una veloci­dad aproximada de 300.000 km/s.

Además de la luz visible, el espectro electromagnético se compone por otras radiaciones que se denominaninfrarrojosyondas de radio.Las ondas de radio son las radiaciones de mayor longitud de onda conocida y se pue­den dividir en microondas y ondas de radio propiamente dichas. Las ondas de radio pueden tener decenas de metros de longitud de onda.

Las radiaciones que tienen menor longitud de onda que el violeta se denominanultravioleta, rayos equisyrayos gamma.Éstos últimos repre­sentan la radiación de menor longitud de onda de todo el espectro elec­tromagnético.

La atmósfera es transparente a algunasradiaciones

La luz visible, una porción de las radiaciones infrarroja y la mayoría de las ondas de radio atraviesan la atmósfera hasta llegar a la superficie, sin ser reflejadas o absorbidas por ésta.

El vapor de agua y el dióxido de carbono presentes en la atmósfera, ab­sorben la mayor parte de la radiación infrarroja. La radiación ultravioleta es absorbida en la capa de ozono, mientras que los rayos gamma y los equis son absorbidos por las moléculas de nitrógeno y de oxígeno que constitu­yen nuestra atmósfera.

El estudio de la luz, o radiación electromagnética, emitida por los astros posibilita una mejor comprensión del Universo. Para realizar observaciones en las diferentes radiaciones del espectro electromagnético, la NASA instalóuna serie de observatorios espaciales que giran alrededor de la Tie­rra, por fuera de la atmósfera.

La ventana en la luz visible, también llamadaventana óptica,ha permiti­do que los astrónomos estudien los astros en luz visible desde la superficie de la Tierra. Por ello, se instalaron grandes telescopios ópticos sobre la superficie terrestre con el fin de captar la débil luz de astros muy le­janos.

La ventana en la región de las ondas de radio desarrollólaradio­astronomía.La construcción de grandes radiotelescopios permitió el estudio del Universo a través de las ondas de radio, radiación que no se percibe con el ojo humano ni con los telescopios ópticos.

Existe un rango muy estrecho de radiación infrarroja que no es absorbida en la atmósfera. Esta pe­queña ventana posibilitó el estudio del Universo con la construcción de telescopios infrarrojos en la superficie terrestre. Estos instrumentos suelen instalarse a gran altura y en regiones muy secas, para minimizar el espesor de la atmósfera que la radiación debe cruzar y evitar así, la absorción por parte del vapor de agua. Además, se han hecho importantes descubrimientos colocando detectores infrarrojos en cohetes, globos aerostáticos, aviones y satélites.

CIELO, COLOR, ASPECTO A SIMPLE VISTA, ESFERA CELESTE

CIELO, COLOR, ASPECTO A SIMPLE VISTA, ESFERA CELESTE

Forma

Cuando nos encontramos en un lugar descubierto de obst á culos, por ejemplo en el campo o en el mar, tenemos la impresi ó n de estar bajo una especie de techo gigantesco con forma de b ó veda. Todos los astros parecen estar unidos a ella. Nos sentimos en el centro de esa b ó veda celeste que nos recubre por todas partes y que se apoya sobre el horizonte. Esta ilusi ó n ó ptica, propia de todos los seres humanos, gener ó el concepto de cielo . Al mirar el cielo de noche, parece que miles de estrellas est á n distribuidas en una b ó veda aproximadamente esf é rica. La causa de que todos los astros parezcan estar a una misma distancia de la Tierra y de que los veamos mover por la superficie c ó ncava de la b ó veda celeste, es otra ilusi ó n ó ptica. El horizonte nos impide ver lo que est á debajo de é l. Si miramos al cielo por espacio de unas horas, veremos que algunas estrellas desaparecen bajo el horizonte mientras surgen otras. Este fen ó meno nos sugiere que las estrellas est á n dispuestas sobre una gran esfera; de la cual, en cual­ quier instante, s ó lo apreciaremos la mitad.

Color
El cielo puede presentar distintas coloraciones dependiendo de la hora del d í a o del estado del tiempo atmosf é rico. En un d í a sin nubes, el cielo es azul claro durante la ma ñ ana y la tarde. Al ocultarse el Sol, tonalidades rojizas y anaranjadas ti ñ en la zona del cielo pr ó xima a la puesta del Sol En la noche puede observarse azul oscuro o negro. Para ver el cielo de color negro debemos estar en un lugar distante de las luces de una ciudad y cuando no es visible la Luna. La interacci ó n entre la luz del Sol y los componentes de la atm ó sfera es la causa del color del cielo. Lo vemos azul por la combinaci ó n de dos efectos: dispersi ó n de luz: si un rayo de luz blanca se refracta en un prisma de vidrio, se desv í a en distintas direcciones (se dispersa) originando una franja de colores: violeta (luz de longitud de onda corta), azul, verde, amarillo, anaranjado y rojo (luz de larga longitud de onda). difusi ó n de luz: si las part í culas de la atm ó sfera tienen un tama ñ o igual o menor al de la longitud de onda de la luz incidente, é sta cede parte de su energ í a a los á tomos. Pero esa energ í a no queda almacenada en el aire, porque los á tomos emiten toda la energ í a en forma de luz y en cualquier direcci ó n. Las mol é culas de nitr ó geno y los á tomos de ox í geno de la atm ó sfera difunden luz azul en todas direcciones, que se dispersa por el aire al incidir sucesivamente en otras mol é culas. El color rojo que adquiere el cielo durante los crep ú sculos se debe a la presencia de los granos de polvo atmosf é rico. En las salidas o puestas del Sol, la luz blanca recorre un camino m á s largo dentro de la atm ó sfera y las part í culas de polvo que se encuentran cercanas a la superficie terminan absorbiendo la luz azul y verde y dispersando el rojo. La luz anaranjada y la roja siguen un camino casi rectil í neo hasta el observador, por eso el cielo presenta una coloraci ó n amarillenta o rojiza. Si la atm ó sfera no existiera, el cielo ser í a siempre negro con estrellas resplandeciendo en é l, tanto de d í a como de noche.
Lo que se ve de d í a
El astro m á s brillante del cielo es el Sol que se observa como un c í rculo incandescente. Su intenso brillo no deja ver a las estrellas. La Luna es otro c í rculo de luz que, en determinadas ocasiones, puede verse tanto de d í a como de noche. Tiene la particularidad de cambiar regularmente de forma: unas veces, es un c í rculo luminoso completo, otras, un semic í rculo o un delgado huso. Cuando brilla en el cielo nocturno se si guen viendo las estrellas pues su luz es m á s d é bil que la del Sol. Este hecho permite observar c ó mo cambia de posici ó n noche tras noche.
L o que se ve de noche
Adem á s de la Luna, en una noche oscura resplandecen cientos de pun tos con distintos brillos: son las estrellas. É stas parecen moverse en la b ó ve da celeste manteniendo sus distancias relativas, hecho que determin ó que desde la antig ü edad se las agrupara para formar las constelaciones. Tambi é n se pueden observar cinco puntos de luz, como si fueran estrellas, pero con otras caracter í sticas. Tienen la particularidad de moverse entre las estrellas fijas, cada uno con una trayectoria y velocidad propia. Por su propiedad de moverse (o deambular) entre las estrellas, los antiguos griegos los bautizaron como planethe (del griego, «vagabundo», «errante») Luego se denominaron Mercurio, Venus, Marte, J ú piter y Saturno. La V í a L á ctea se observa como una franja angosta y de brillo d é bil, que cruza todo el cielo. Eventualmente se puede observar alg ú n cometa, su aspecto es el de un punto brillante rodeado de un peque ñ o c í rculo nebuloso que puede presentar un aspecto alargado. El aspecto de un cometa suele ser poco importante, pero en ocasiones se hacen notables por su brillo y su forma tan particular. La observaci ó n del cielo durante varias horas de la noche nos permite contemplar algunas estrellas fugaces. Tienen el aspecto de un punto luminoso que corre r á pidamente y deja tras de s í una estela luminosa, para «apagarse» apenas alg ú n segundo despu é s de hacerse visible. La esfera celeste es una construcci ó n geom é trica Los astr ó nomos hacen uso de una esfera imaginaria en cuyo centro est á la Tierra con un observador cual­quiera. El radio es arbitrario y no muy grande, porque para las mediciones de la posici ó n de los astros, las distancias reales no juegan ning ú n papel destacado. Sobre su superficie interna se proyectan las im á genes de los astros. Esta esfera convencional, que es s ó lo una construcci ó n geom é trica imaginaria, se llama esfera celeste . La esfera celeste se representa de acuerdo al lugar donde se encuentra un observador. Por ello, para su representaci ó n es necesario conocer la latitud de ese lugar.
Puntos, rectas y planos que se trazan en una esfera celeste
El primer elemento que podemos trazar en dicha esfera es la vertical . Esta recta sigue, aproximadamente, la direcci ó n del hilo de una plomada y pasa por el observador El punto de intersecci ó n entre la vertical y la esfera celeste, se encuentra exactamente sobre la cabeza del observador y se denomina cenit El punto que se encuentra exactamente debajo del observador, en la intersecci ó n de la vertical con la esfera celeste, es el nadir.
El plano perpendicular a la vertical y que pasa por el centro de la Tierra, al interceptarse con la esfera celeste determina una circunferencia m á xima que se denomina horizonte astron ó mico . Este plano divide al cielo en dos partes iguales, la superior es el cielo visible para el observador mientras que la inferior es la b ó veda invisible.
Se denomina eje del mundo a la recta que es la prolongaci ó n del eje de rotaci ó n terrestre. La inclinaci ó n de esta recta depende de la posici ó n del observador sobre la superficie terrestre (latitud). El eje del mundo siempre se inclina el mismo á ngulo de la latitud del lugar de observaci ó n. Los puntos de intersecci ó n entre el eje del mundo y la esfera celeste, son los polos celestes. El polo celeste que se ubica en el cielo visible del observador, es el que corresponde al hemisferio donde é ste se encuentra. Por ejemplo, para el caso de San Carlos, el polo celeste sur se encuentra a 34 ° 40′ sobre el horizonte astron ó mico (aproximadamente). Los polos celestes se mantienen inm ó­ viles, a pesar de que la esfera celeste rota lentamente alrededor del eje del mundo.
El plano perpendicular al eje del mundo y que pasa por el centro de la Tierra, al intersecarse con la esfera celeste determina una circunferencia m á xima que se llama ecuador celeste . Este plano divide al cielo en dos semiesferas que reciben el nombre de hemisferios celestes sur y norte , res­ pectivamente. La inclinaci ó n del ecuador celeste con respecto al horizonte astron ó mico, para cualquier observador, se puede calcular encontrando la diferencia entre 90 ° y la latitud del lugar de observaci ó n.
Los puntos de intersecci ó n entre el ecuador celeste y el horizonte astro­n ó mico son los puntos cardinales Este y Oeste . El plano que contiene al observador, a su cenit y a los polos celestes, se intersecta con la esfera celeste determinando otro c í rculo m á ximo denominado meridiano local . Los puntos de intersecci ó n entre el meridiano local y el horizonte astro­n ó mico son los puntos cardinales Sur y Norte .
Las circunferencias menores de la esfera que son paralelas al ecuador celeste se denominan paralelos celestes .

Estación Espacial Internacional (ISS)

Historia de la ISS

Un proyecto ambicioso

La actual «Estación Espacial Internacional» (ISS de sus siglas en inglés) nació del programa espacial «Freedom» desarrollado por EEUU. En 1984, en su mensaje sobre el estado de la nación, el presidente Ronald Reagan estableció, oficialmente, la intención de desarrollar una estación orbital permanente, que después se conocería como Estación Espacial Freedom.

Se invitó a países como Canadá, Europa y Japón a unirse a este proyecto y los acuerdos llegaron con la Agencia Espacial Canadiense (CSA) y la Agencia Espacial Europea (ESA) en septiembre de 1988, y con el gobierno de Japón (GOJ) en marzo de 1989. Sin embargo, en respuesta a sucesivas restricciones presupuestarias y protestas sobre una estructura administrativa inmanejable, la administración de la presidencia y el administrador de la NASA Dan Goldin, pidieron un rediseño de la estación en un plazo comprendido entre primavera y verano de 1993.

La estación espacial Freedom, proyecto inicial de la NASA

Se desarrollaron tres alternativas para el programa espacial, de las cuales fue escogida la primera, bautizada por Clinton como Estación Alfa, una versión simplificada del proyecto Freedom. Esta opción se convirtió posteriormente, en la Estación Espacial Internacional (ISS), en la que recaen los esfuerzos que la NASA está dedicando actualmente.

Las condiciones que se establecieron para el desarrollo de la Estación incluyeron:

• el empleo de la mayor parte posible de hardware y sistemas ya desarrollados para la estación Freedom (aproximadamente el 75% de sus diseños fueron incorporados para el programa de la ISS)

• el continuo compromiso de todas las compañías internacionales en el proyecto

• y un diseño que pudiera ser implementado dentro de estrictas restricciones presupuestarias

El 20 de noviembre de 1998 se lanza el
modulo ruso Zarya

En septiembre de 1993, se construyó un plan de desarrollo del programa (PIP) pensado para la nueva ISS. El PIP fue coordinado con el acuerdo de todas las partes comprometidas en aquel momento. Sobre este plan, la NASA alcanzó una resolución con el gobierno y el congreso de los EEUU, por el cual, la ISS sería desarrollada con un presupuesto de $2.1 billones por año, hasta un total de $17.4 billones. Por su parte, la NASA se comprometió a que el proyecto se desarrollaría con los $2.1 billones anuales, sin necesidad de presupuestos adicionales que pudieran surgir. A cambio, el programa no sufriría otros posibles rediseños. La administración y el congreso aceptaron.

Mientras tanto las negociaciones entre los gobiernos de EE.UU. y Rusia continuaron sobre el tema de la cooperación, una vez superado el final de la guerra fría. En el proceso de esta negociación se sugirió la participación por parte de Rusia en el programa de la estación espacial. El 6 de diciembre de 1993 se formuló una invitación oficial a Rusia para participar como un miembro más en el proyecto espacial y, poco más tarde, Rusia aceptó la invitación conjunta de Japón, Europa y Canadá.

Con el propósito de supervisar estos acuerdos, la agencia norteamericana formó una nueva oficina para este nuevo programa, situada en el Centro Espacial Johnson. Actualmente en el proyecto de la ISS trabajan 16 países: EEUU, Canadá, Rusia, Japón, Italia, Bélgica, Holanda, Dinamarca, Noruega, Francia, España, Alemania, Gran Bretaña, Suecia, Suiza y Brasil.

El 20 de noviembre de 1998, un cohete ruso Protón colocó en órbita el primer módulo de la futura ISS, el módulo ruso Zarya, diseñado para dotar a la Estación de la energía y propulsión iniciales. Poco después se le unió el Nodo 1 (Unity). Otros módulos vinieron después y la primera tripulación permanente llegó en el año 2000. El viaje continúa…

Ciencia

Un laboratorio en órbita

La ISS supone una gran plataforma de investigación para diversos estudios científicos y tecnológicos: productos de fabricación espacial, astronomía, detección terrestre a distancia, mecánica de materiales y fluidos, desarrollo de plantas y animales, biotecnología (crecimiento de cristales de proteínas y cultivos celulares), epitaxia de haz molecular (EHM), etc.

La mayoría de estos experimentos se cimientan en las condiciones de microgravedad del medio espacial real. La microgravedad del espacio se ha convertido en una herramienta importante para que los científicos puedan desarrollar materiales altamente sofisticados y procesos para el uso en estructuras y maquinaria electrónica avanzada, y otros productos que serán fundamentales en el siglo XXI.

Bajo la microgravedad, también llamada (inapropiadamente) gravedad cero, los materiales cristalizan de una forma distinta a como lo hacen en la Tierra bajo la fuerza de la gravedad. Este hecho hace que estos materiales, sintetizados en el espacio, puedan tener propiedades y comportamientos distintos a los conocidos hasta ahora. En estas condiciones, los científicos pueden abarcar un gran número de actividades, desde determinar las propiedades fundamentales que controlan cómo los materiales se forman y comportan, hasta sintetizar productos de alto valor para su uso posterior en la Tierra, en campos como la medicina, la biología o la química.

Algunos ejemplos de los tipos de experimentos que se llevan a cabo abordo de la ISS son:

• Estudios sobre la cristalización de proteínas: en el espacio los cristales de proteínas pueden crecer de forma más pura a como lo hacen en Tierra. Su análisis mejorará la comprensión de la naturaleza de las proteínas, enzimas y virus, ayudando al desarrollo de nuevas drogas. A bordo del Space Shuttle ya se han realizado experimentos similares pero siempre han estado limitados por la corta duración de sus vuelos.

Cristales de zeolitas crecidos en condiciones terrestres

Cristales de zeolitas crecidos en condiciones de microgravedad

Este juego de zeolitas ha sido estudiado en la ISS. Estos cristales son usados en muchos procesos de fabricación, incluyendo el refinado de petróleo.

Los científicos estudian si los cristales crecidos en el Espacio, bajo condiciones de microgravedad, mejoran las cualidades de los cristales crecidos en la Tierra.

Unas zeolitas con nuevas propiedades podrían mejorar y hacer más eficiente la producción de gasolina.

• La vida en baja gravedad: se estudiarán los efectos que puede provocar, sobre los humanos, un largo periodo de exposición a la baja gravedad del espacio (atrofia muscular, cambios en el funcionamiento del corazón, arterias y venas, y la perdida de masa ósea, entre otras). Para estas labores biomédicas se utilizará el Módulo Centrífugo. Este módulo utilizará una fuerza centrífuga que generará gravedad artificial en un rango desde cero hasta el doble que en Tierra. De esta manera se podrá simular la gravedad de la Tierra, para experimentos de comparación, o la de la Luna o Marte, para experimentos que proporcionen información útil para futuros viajes espaciales

• La naturaleza del espacio: algunos experimentos se realizarán en el exterior de los módulos de la ISS. Se estudiará el medio espacial, el vacío y los efectos que sobre los materiales producen las partículas espaciales.

• Los efectos de la polución del aire y del agua, el smog sobre ciudades, la deforestación y los incendios forestales, así como los vertidos de aceite son visibles desde el espacio y pueden capturarse imágenes que proporcionarán una perspectiva global imposible de conseguir desde tierra.

• Observación de la Tierra: las observaciones desde órbita ayudarán al estudio de los cambios en nuestro medio ambiente a largo plazo. Se estudiarán los efectos de la irrupción de volcanes, antiguos impactos de meteoritos, huracanes y tifones; además de los cambios en la Tierra producidos por la raza humana.

El huracán Iván fué fotografiado sobre el golfo de México en septiembre de 2004

Montañas y bloques de hielo se pueden apreciar en esta foto tomada sobre Chile y Argentina

Pasos visibles

La ISS se desplaza cada día sobre nuestros cielos a una altura de unos 400 kilometros. Su capacidad para reflejar la luz del sol hace posible que la podamos contemplar fácilmente. Su superficie mayormente acerada la convierte en el segundo objeto más brillante en la noche, después de la Luna y por delante de Venus. Para observarla de la mejor manera posible hay que seguir estos sencillos consejos:

• La ISS debe estar iluminada por el sol, es decir, fuera del cono de sombra de la Tierra.

• El sol debe estar a no menos de 10 grados bajo el horizonte o, en otras palabras, debe haberse puesto por lo menos 40 minutos antes o deben faltar más de 40 minutos para que salga.

• En su paso, la ISS debe elevarse más de 5 grados sobre el horizonte. A menos de 5 grados no es visible por la distorsión que genera la atmósfera.

A continuación te mostramos una serie de links proporcionados por www.heavens-above.com de la situación de la ISS en las principales ciudades de habla hispana.

Para interpretar estos datos conviene entender el siguiente sencillo glosario de términos relativos a la posición de un observador respecto a un cuerpo celeste:

• Magnitud: es una medida del brillo de un objeto en el cielo. Es una medida logarítmica, cuánto más bajo es su valor más brillante es el objeto.

• Altitud: es el ángulo de un cuerpo celesde medido hacia arriba desde el horizonte del observador. Un objeto en el horizonte tiene altitud 0º mientras que uno directamente sobre la cabeza del observador tiene 90º.

• Azimuth: es la dirección del objeto celeste medido según el sentido de las manecillas del reloj desde el norte del horizonte del observador. Un objeto en el norte tiene azimuth 0º, en el este 90º, en el sur 180º y en el oeste 270º.

A menudo se usan letras para representar ángulos de azimuth en el siguiente orden:

CAPTURADA. Pablo Mutti nos envía esta foto de la trayectoria de la ISS sobre Rio Gallegos, en Santa Cruz, Argentina

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