Características de la Tierra

La Tierra es el tercer planeta del Sistema Solar. Esta situación orbital y sus características de masa la convierten en un planeta privilegiado, con una temperatura media de unos 15º C, agua en forma líquida y una atmósfera densa con oxígeno, condiciones imprescindibles para el desarrollo de la vida. Hace unos 4.600 millones de años la corteza de la Tierra comenzó a consolidarse y las erupciones de los volcanes empezaron a formar la atmósfera, el vapor de agua y los océanos. El progresivo enfriamiento del agua y de la atmósfera permitió el nacimiento de la vida, iniciada en el mar en forma de bacterias y algas, de las que derivamos todos los seres vivos que habitamos hoy nuestro planeta tras un largo proceso de evolución biólogica.

La superficie lunar

La Luna es un mundo lleno de montañas, cráteres y otras formaciones. Los cráteres lunares se formaron por el impacto de meteoritos. En general tienen forma de anillo, una base y un pico central. Su tamaño varía desde pocos centímetros hasta 260 kilómetros. Se conocen picos centrales de hasta 4000 metros y anillos del mismo tamaño. Los "mares" de la Luna son zonas llanas de color oscuro. Se deben a la salida de lava basáltica durante el periodo de formación de la luna. Las montañas pueden estar aisladas o formando grandes cadenas. También hay grietas, con profundidades de hasta 400 metros y varios kilómetros de longitud.

 

 Cómo se formó el suelo de la Luna

 Los científicos han estudiado la edad de las rocas lunares provenientes de regiones con cráteres y han podido determinar cuándo se formaron los cráteres. Al estudiar las zonas de color claro de la Luna conocidas como mesetas, los científicos encontraron que, desde hace aproximadamente 4.600 a 3.800 millones años, restos de rocas cayeron sobre la superficie de la joven Luna y formaron cráteres muy rapidamente. Esta lluvia de rocas cesó y desde entonces se han formado muy pocos cráteres. Algunas muestras de rocas extraídas de estos grandes cráteres, llamados cuencas, establecen que aproximadamente hace 3.800 a 3.100 millones de años, varios objetos gigantescos, similares a los asteroides, chocaron contra la Luna, justo cuando cesaba la lluvia rocosa.

 Poco tiempo después, abundante lava llenó las cuencas y dió origen a los obscuros mares. Esto explica por qué hay tan pocos cráteres en los mares y, en cambio, tantos en las mesetas. En estas no hubo flujos de lava que borraran los cráteres originales, cuando la superficie de la Luna estaba siendo bombardeada por restos planetarios durante la formación del Sistema Solar. La parte más lejana de la Luna tiene solo un "mare", por esto que los científicos creen que esta área representa cómo era la Luna hace 4.000 millones de años.

Composicion de la Luna

Una hermosa noche pide la presencia de una estrella más grande para adornar el cielo. Al lado de estrellas, la Luna se destaca por su tamaño y brillo.

 Ante tanta belleza, surge la pregunta: ¿De qué se compone la Luna? Varias suposiciones ya surgieron sobre ese asunto, como por ejemplo, que la Luna es producto de la condensación de una porción grandiosa de gases que fueron capturados por la fuerza gravitacional de la Tierra. Cuando se trata de la composición de la Luna, ésta ya se ha comprobado mediante muestras del espacio en los años 60. El análisis de las muestras reveló la presencia de basalto (componente de las rocas), lo que evidencia que se trata de una roca volcánica como las encontradas aquí en nuestro planeta. El basalto surgió en la Tierra a partir de la erupción de volcares que lanzaron rocas derretidas para el aire y el mar. El basalto, a su vez, se compone de los elementos hierro, aluminio, magnesio y silicio, siendo el último encontrado en mayores cantidades. Al igual que la Tierra, la Luna se subdivide en tres partes: corteza, manto y núcleo, aunque con sólo una diferencia – en la Luna, en virtud de una mayor refrigeración, la corteza es bastante dura.

Orbiatas asteroides

1 – Objetivos de la actividad El objetivo principal de la actividad es mejorar las variables de las órbitas de los Asteroides (especialmente los tipo NEAs) a partir de medidas astrométricas con imágenes tomadas en telescopios nocturnos de GLORIA (users.gloria-project.eu). Partiendo de las alertas obtenidas en los nodos de seguimiento de NEOs es posible obtener una lista de los asteroides tipo NEAs más idóneos para realizar el seguimiento. Con la actividad los alumnos aprenderán a: – Aplicar una metodología para el cálculo de un parámetro astrofísico (coordenadas celestes de asteroides) a partir de un observable (imágenes digitales) como técnica de aplicaciones pedagógicas, documentales e investigadoras. – Calcular la astrometría del asteroide, especialmente los NEAs, a partir las imágenes obtenidas con un Telescopio. – Preparar y planificar la operativa de la observación: efemérides del asteroide, utilización de herramientas informáticas para su análisis. – Trabajar cooperativamente en equipo, valorando las aportaciones individuales y manifestando actitudes democráticas.

 2 – Instrumentación La práctica o actividad se realizará a partir de imágenes digitales obtenidas mediante el TAD nocturno (Telescopio Abierto de Divulgación, http://www.ot-tad.com) o cualquiera de los telescopios nocturnos de GLORIA (http://users.gloria-project.eu). También será necesario un ordenador con conexión a Internet, así como software de cartografía celeste, y el programa astrometrica para la reducción y cálculo de la astrometría.

 3 – Asteroides

 Los NEOs (del acrónimo en inglés NEO, Near Earth Object) son cuerpos de Sistema Solar (cometas y asteroides) cuyo perihelio (máximo acercamiento al Sol) es menor que 1,3 UA (Unidad Astronómica o distancia media Tierra-Sol aprox. 150 Millones de km), lo cual puede hacerles aproximarse a las cercanías de la Tierra con riesgo de impacto con nuestro planeta. Los NEOs se clasifican en diferentes tipos: – Meteoroides. Son objetos cercanos a la Tierra con un diámetro menor a 50 metros. – Cometas. Llamados NEC (por las siglas de su nombre en inglés, Near Eath Comets), incluyen sólo los cometas de periodo orbital corto, inferior a 200 años. – Asteroides. Conocidos como NEA (por las siglas de su nombre en inglés, Near Earth Asteroid), constituyen la gran mayoría de los NEO y se clasifican en tres grupos, según las características de sus órbitas. Grupo Atenas. Tienen un radio orbital medio inferior al terrestre (1 UA), con un afelio (máxima separación del Sol) mayor que el perihelio terrestre (0,983 UA), lo cual hace que generalmente estén dentro de la órbita terrestre. Grupo Apolo. Su radio orbital medio es mayor que el terrestre (1 UA), con un perihelio menor que el afelio terrestre (1,017 UA). Grupo Amor. Tienen un radio orbital medio que está entre las órbitas de la Tierra y Marte y cuyo perihelio está entre 1,017 y 1,3 UA, es decir, ligeramente fuera de la órbita terrestre. Este tipo de asteroides suelen cruzar la órbita de Marte, pero no cruzan la de la Tierra. Los NEC y NEA cuya distancia mínima de intersección de su órbita con la terrestre es de 0,05 UA o menor, se denominan respectivamente cometas potencialmente peligrosos o PHC, (por las siglas de su nombre en inglés, Potentially Hazardous Comets) y asteroides potencialmente peligrosos o PHA (por las siglas de su nombre en inglés, Potentially Hazardous Asteroids). Globalmente conocidos como PHO (de su acrónimo en inglés Potentially Hazardous Objects), estos cuerpos entrañan un relativo riesgo de impacto con la Tierra. Actualmente se conocen alrededor de 1.489 (Figura 1). t1Figura
1. Imagen de radar del PHA 4179 Toutatis en su aproximación del año 1996, obtenida desde el Observatorio Goldstone, EEUU.

 4- Metodología 4.1.- Astrometría La astrometría es la rama de la astronomía cuya finalidad consiste en determinar la posición de un astro en el cielo. La astrometría aplicada a la observación de cometas y asteroides permite conocer la posición exacta de estos en un momento determinado a partir de sus parámetros orbitales. Actualmente el Minor Planet Center (organismo dependiente de la IAU, Unión Astronómica Internacional) es el centro encargado de recoger la astrometría que envían los observatorios astronómicos reconocidos (observatorios con código MPC) para poder determinar o actualizar las órbitas de los distintos objetos menores que orbitan en el sistema solar, ya sean cometas o asteroides. El MPC exige medidas astrométricas con una precisión por debajo del segundo de arco de error.

 4.2.- Preparación Observaciones 1) Selección. Se prestará especial atención a determinados tipos de asteroides, especialmente NEAs. Partiendo de las alertas obtenidas en el nodo Europeo de seguimiento de NEOs (the Spaceguard Central Node, o el de Estados Unidos (http://www.minorplanetcenter.org/iau/NEO/ToConfirm.html) los estudiantes podrán obtener una lista de los asteroides-NEAs más idóneos para realizar el seguimiento. A la hora de planificar la captura de un asteroide se debe tener en cuenta el movimiento aparente del mismo sobre el fondo de estrellas (especialmente si se trata de un NEA, de rápido movimiento aparente). Si no es posible seguir al asteroide (telescopio solo permite movimiento sidéreo), estamos limitados en el tiempo de exposición y/o de tomas del asteroide que podamos realizar. 2) Posición. Una vez seleccionado el asteroide, es necesario conocer su posición. El Minor Planet Center, en su sección de efemérides, ofrece la astrometría de los cuerpos menores identificados hasta la actualidad (http://www.minorplanetcenter.net/iau/MPEph/MPEph.html).

 3) Verificación. Es imprescindible asegurarse de que hemos sido capaces de capturar el asteroide a medir (magnitud límite alcanzada), y de que somos capaces de advertir su movimiento respecto a las estrellas de fondo, para lo cual se necesitarán varias tomas consecutivas (al menos dos). Necesitaremos que la toma de la zona del cielo que contenga el asteroide a medir cuente con el mayor número de estrellas posible, ya que la astrometría del asteroide se calcula a partir de las estrellas de referencia que aparecen en el campo del asteroide captado. Además debemos saber en qué momento exacto se realizó la toma (este dato ya se encuentra contenido en la cabecera del archivo de imagen FITS). Repitiendo este proceso al cabo de un período de tiempo (de horas o días según el asteroide), iremos obteniendo las posiciones de dicho astro en el cielo, que servirán para poder calcular la órbita del mismo. 4.3.- Astrometría de Asteroides Para la búsqueda y localización del asteroide se debe disponer de un software tipo planetario como el freeware Cartes du Ciel (www.ap-i.net/skychart/start) u otros comerciales (The Sky, Starry Night, Guide). Es necesario confirmar la localización del asteroide mediante imágenes sucesivas (como se ha indicado anteriormente) para detectar su movimiento entre las estrellas. Además del programa de cartas celestes que se utilice, se necesita disponer de un software para efectuar la astrometría. Uno de los mejores y que permite enviar informes con el estándar MPC es Astrometrica (http://www.astrometrica.at). También es necesario el uso de algún Catálogo estelar, preferentemente el UCAC2 o el USNO A2. Si no se dispone de esos catálogos, pero se cuenta con conexión a Internet, el programa Astrometrica descarga automáticamente la sección del catálogo USNO B1 que se necesite. El objetivo es que la precisión en las mediciones sea

Los asteroides

1- Introducción históricaEl día primero de enero de 1801, el Astrónomo siciliano Giuseppe Piazzi, observando en Palermo un grupito de estrellas de la constelación de Toro, notó que una de las que había registrado en ese momento, al día siguiente había retrogradado 4 minutos de arco.

Al principio supuso, al igual que W. Herschel en 1781 con Urano, que era un cometa. Posteriormente, al analizar las distintas posición y calcular la órbita, tarea que fue realizada por un joven matemático desconocido todavía, llamado Gauss, con unas pocas posiciones, en un arco de 9 grados, y un periodo de 41 días, estaba claro que la orbita era casi circular, con una escasa inclinación, a una distancia de aproximadamente 2,77 UA. Esta órbita era mas parecida a la de un planeta que la de un cometa, y la colocaba entre las orbitas de Marte y Júpiter, en un lugar muy cercano a la predicción de la famosa Ley de Bode-Titius. Se lo denominó Ceres, en honor a la divinidad protectora de Sicilia. Posteriormente, en 1802, Olbers descubrió el segundo asteroide, llamado Pallas.

 A partir de ese momento, comenzaron a descubrirse mas y mas, hasta que en la actualidad son varias decenas de miles. (hasta principios de 2004, 80 mil descubiertos, 11 mil con nombre). Ahora la búsqueda en el hemisferio norte la realizan sistemas automáticos, como el Lincoln Near Earth Asteroid Research (LINEAR), el Near Earth Asteroid Tracking (NEAT), o el Lowell Observatory Near Earth Objetc Search (LONEOS), entre los más conocidos. Como no pueden patrullar hasta aquí, todavía esperanzas de descubrir algún cometa o asteroide desde nuestro hemisferio.

2 – Definición de Asteroide y OrígenesCuando se formó el Sistema Solar, quedaron dos zonas bien definidas; la central, que sería el futuro Sol, y un anillo girando a su alrededor, formado por rocas de variados tamaños, denominados planetesimales, que formarían a los planetas. El proceso de formación planetaria se produjo por acreción, esto es, choques 'gentiles' entre planetesimales, no lo suficientemente violentos para destruirlos, sino que por el contrario, se fundían en un astro mayor. Este proceso dio como resultado a los planetas.

Los planetesimales que finalmente quedaron sin participar de este proceso, son los asteroides que ahora conocemos. De todas maneras, no hay todavía no hay una definición exacta de los que es un asteroide, fundamentalmente porque se piensa que algunos satélites son asteroides capturados, como los pequeños satélites de Marte, y muchas de las lunas externas de Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno.

Adicionalmente, algunos cometas al morir (o sea, al dejar de tener material volátil que sea expulsado del núcleo) empiezan a comportarse como asteroide. Esto significa que lo que antes vimos como un cometa, ahora puede verse como asteroide, como es el caso de 1979VA, que tiene una orbita y posición coincidente con el cometa perdido Wilson-Harrington (1949 III).

En el medio, con aspecto puntual, el ahora asteroide 1979VA (4015 Wilson-Harrington). Igualmente puede decirse que son 'rocas' de unos miles kilómetros para abajo. Su composición es o rocosa, metálica, una mezcla de ambas en los pertenecientes al Sistema Solar interno, y de hielo los externos, mas parecidos a cometas que a asteroides. Los mas grandes son esféricos, ya que su gravedad es lo suficientemente grande como para haber logrado reducir las irregularidades. Los pequeños son totalmente irregulares.

        

Clasificacion de los asteroides

La clasificación de los asteroides

Albedo es un término utilizado en astronomía para indicar la capacidad de un cuerpo celeste para reflejar la luz. En función de esta capacidad, al cuerpo se le asigna un coeficiente que varía entre 0 y 1. Así, a un cuerpo blanco perfectamente reflector le corresponde un albedo de 1, mientras que a un cuerpo negro, que absorbe toda la luz incidente, se le atribuye un albedo de 0.

 Siguiendo esta clasificación, la mayor parte de los asteroides puede subdividirse en tres categorías principales:
 Asteroides carbonáceos (o de tipo C). Asteroides silíceos (o de tipo S). Asteroides metálicos (o de tipo M). Los asteroides de tipo C constituyen la mayor parte (cerca del 75%) de los conocidos. Están sobre todo localizados en las regiones más externas del cinturón de asteroides. De las distintas familias de asteroides, éstos son los menos luminosos, ya que su albedo está comprendido entre 0,03 y 0,09. Su composición química es razonablemente similar a la del Sistema Solar y carecen de hidrógeno, helio y otros elementos volátiles.

 Los asteroides de tipo S constituyen la mayor parte de los asteroides restantes (cerca del 17%), pueblan la región más externa del cinturón y son relativamente más brillantes que los de tipo C, con un albedo que varia entre 0,10 y 0,22. Químicamente están formados por minerales ferrosos mezclados con silicatos de magnesio.

Cometas gemelos

Cometas gemelos pasarán cerca de la Tierra

Hace 246 años que no se aproxima tanto un cometa a nuestro planeta

Dos cometas con órbitas similares se están acercando a nuestro planeta y uno de estos pasará a una distancia, que su paso será el más cercano que realiza un cometa en 246 años.

 Uno de estos es el cometa conocido como 252P/LINEAR 12, el cual estará acercándose a la Tierra el 21 de marzo de 2016. Este pasará a una distancia de 3,290,000 millas (5.3 millones de km), lo que equivale a 14 veces la distancia Tierra-Luna.

 Este cometa viene acompañado. El 22 de enero de 2016 (hace un mes), el Observatorio Pan-STARRS de Hawai detectó un objeto que había sido designado como el asteroide 2016 BA14. Observaciones posteriores mostraron que el objeto tiene cola, lo cual sugiere se trata de un cometa y no un asteroide.

 Algunos sugieren que el otro objeto previamente conocido, es decir el cometa 252P, pudo haberse dividido en dos partes pero esto aún no está confirmado. Sin embargo, resulta curioso que ambos cometas tienen órbitas muy parecidas y ambos pasarán cerca de la Tierra casi simultáneamente, con solo un día de diferencia.

 Aunque una gran cantidad de asteroides han sido detectados pasando cerca de la Tierra, lo que no ocurre con frecuencia es el paso cercano de cometas, los cuales usualmente pasan a grandes distancias, explicó la Sociedad de Astronomía del Caribe (SAC).

 En marzo, el cometa P/2016 BA14 (Pan-STARRS) pasará a una distancia que lo ubicará en la tercera posición en cuanto a la cercanía a nuestro planeta, de todos los pasos cercanos que han realizado cometas hasta el presente.

 El "P/2016 BA14" pasará a una distancia segura el 22 de marzo (un día después que el 252P) cuando se acerque a una distancia de 2,199,933 millas (3.5 millones de km) de la Tierra. Aunque esta distancia equivale a 9 veces la distancia Tierra-Luna, se trata de un paso cercano por parte de un cometa. No, no existe riesgo alguno, aclaró la entidad educativa.

 Espectacular avistamiento en 1770

 La SAC destacó que el cometa que más cerca de la Tierra ha pasado en la historia registrada, fue el D/1770 L1 (Lexell). Indicó que el cometa Lexell pasó en julio de 1770 a 5.9 veces la distancia Tierra-Luna. Esto se traduce a 1,410,100 millas (2.3 millones de km), una distancia tan cercana, que la "coma" o atmósfera cometaria de Lexell lució con un tamaño de 4 veces el diámetro aparente de la Luna, según documentó el astrónomo Charles Messier.

 Según la Unión Astronómica Internacional, el segundo lugar en cuanto a cercanía lo tuvo el cometa 55P/1366 U1 (Temple-Tuttle). Este pasó a 8.9 veces la distancia Tierra-Luna en Octubre de 1366.

 Mientras que en mayo de 1983, el cometa C/1983 H1 (IRAS-Araki-Alcock) pasó a una distancia de 12.2 veces ladistancia Tierra-Luna. Hasta el presente, el cometa IRAS ocupaba la tercera posición (en cuanto a distancia) de pasos más cercanos de un cometa, pero el paso cercano del cometa P/2016 que ocurre en marzo, ocasionará que el "nuevo" cometa recién descubierto ocupe la tercera posición del paso más cercano.

 La SAC destacó que debido a que el cometa IRAS pasó en el 1983 a 12.2 veces la distancia Tierra-Luna, el P/2016 BA14 se convertirá en marzo en el cometa en pasar más cerca de la Tierra en los últimos 246 años, es decir desde el año 1770.

 La entidad educativa aclaró que el cometa P/2016 BA14 (Pan-STARRS) no será visible a simple vista. Explicó que los cometas, que son objetos algo similares a los asteroides pero con una cobertura de hielo, lucen brillantes cuando pasan algo cerca del Sol y reaccionan al calor solar. Aunque el "P/2016 BA14" pasará relativamente cerca de la Tierra, su enorme distancia del Sol ocasionará que luzca tenue.

 Astrónomos esperan captar el histórico acercamiento con la ayuda de un famoso telescopio en órbita. "Esperamos captarlo durante seis órbitas del Telescopio Espacial Hubble", informó el astrónomo Michael Kelly, de la Universidad de Maryland.

 Si las condiciones del tiempo lo permiten, es probable pueda ser captado desde Puerto Rico a través de telescopios de 12" o más de diámetro, y la cercanía del cometa permitirá apreciar fácilmente su movimiento frente a las estrellas, señaló la SAC.

Los 5 cometas más grandes de la historia

Los cometas son cuerpos celestes pertenecientes al sistema solar, que están formados por gases helados, rocas y polvo, y habitualmente pueden alcanzar el tamaño de una pequeña ciudad. Estos describen órbitas elípticas que eventualmente los acercan al sol, lo que produce que despidan gases y polvo convirtiéndose en una enorme y brillante bola, más grande que muchos de los planetas en el sistema solar. El polvo y los gases en el cometa forman una cola que se extiende hasta millones de kilómetros del sol.

 A fines del año pasado fue descubierto el cometa llamado ISON que ha generado muchas expectativas, debido a que se pudo calcular su posición con bastante certeza y se espera que brinde un gran espectáculo cuando entre los meses de octubre y noviembre de este año alcance su posición más cercana al sol, fenómeno que se estima será visible desde la Tierra a plena luz del día. Ahora, aprovechamos este reciente descubrimiento para traerles una lista con los 5 cometas más grandes de la historia, centrándonos en los más recientes. Los 5 cometas más grandes y brillantes


Cometa McNaught, 2007 Descubierto en el año 2006 por el astrónomo Robert McNaught en un observatorio australiano, este cometa alcanzó su punto más cercano al sol en 12 de enero de 2007, ubicándose a 25.6 millones de kilómetros de la estrella de nuestro Sistema Solar.

 El cometa alcanzó su punto más brillante el día 14 de enero a la hora 12 (Hora UTC) y los mejores puntos para observarlo se dieron en el hemisferio sur.


Cometa West, 1976 El Cometa West, fue visible en el cielo matutino del hemisferio norte a principios del mes de marzo de 1976. Había sido descubierto en 1975 por el astrónomo danés Richard West. Su trayectoria lo llevó a pasar a 29.5 millones de kilómetros del sol el 25 de febrero y, diecisiete horas después, pudo ser observado a simple vista.

 Durante los días siguientes el cometa mostró un núcleo brillante y una larga y estructurada cola. Lamentablemente, debido a que un par de años antes el cometa Kohoutek fue anunciado como el cometa del siglo y terminó decepcionando, los grandes medios de comunicación dejaron pasar el cometa West sin prestarle demasiada atención, por lo que su brillante desempeño pasó desapercibido para la mayoría de la gente.


Cometa Ikeya-Seki, 1965 Este fue el cometa más grande y brillante del siglo XX. Fue descubierto sólo un mes antes de su perihelio (momento en el que alcanza su punto más cercano al sol) y, al igual que otros grandes cometas, el recorrido de su órbita lo llevó muy cerca de nuestra estrella, pasando a tan solo 1.2 millones de kilómetros de su centro.
 
Si el cielo estaba despejado, el cometa se podía ver a un par de grados del sol simplemente bloqueando la luz solar con las manos. En Japón, donde fue descubierto el cometa, algunos de los que lo observaron consideraron que era 10 veces más brillante que la luna llena. El núcleo del cometa fue observado mientras se separaba en dos o tres pedazos.


Cometa Skjellerup-Maristany, 1927 El gran cometa Skjellerup-Maristann, descubierto en diciembre de 1927, fue bastante desafortunado ya que llegó en las peores condiciones posibles de observación. El recorrido de su órbita era tal que el cometa no podía ser observado en el cielo oscuro, ni en el hemisferio norte ni el hemisferio sur.

 De todas maneras, el cometa alcanzó una gran magnitud en su perihelio, pasando a 26.9 millones de kilómetros del sol y fue visible durante el día a unos 5 grados del mismo. Si bien se extinguió rápidamente, se alcanzó a observar una impresionante y larga cola.

 Gran Cometa de Enero de 1910 Este cometa fue observado por primera vez por los trabajadores de una mina en Sudáfrica, el 13 de enero de 1910. Dos días después, tres hombres en una estación de tren vieron también el objeto durante 20 minutos y pensaron que era el cometa Halley.

 Recién el 17 de enero, el director del observatorio de Transvaal (que había recibido una llamada de un editor de un periódico sudafricano) pudo observar el brillante objeto sobre el horizonte, antes de la salida del sol.

Más tarde ese día, el director del observatorio miró al cometa como una enorme bola, color blanco nieve y más brillante que Venus, y ahí fue que envió un comunicado alertando al mundo de este gran cometa. Fue visible a la luz del día por un par de días más y luego se alejó del sol, convirtiéndose en un espectacular objeto en el cielo del atardecer por todo el mes de enero en el hemisferio norte. Mucha de la gente que lo vio pensó que había visto el cometa Halley (que aparece cada 76 años en promedio y en 1910 fue visible alrededor de 3 meses después del gran cometa de enero). Sin dudas, el fenómeno de los cometas es uno de los más fascinantes del sistema solar y, si tenemos suerte, este año quizás podamos ver el cometa del siglo.

Detección de las ondas gravitacionales

Los rumores eran ciertos. Después de décadas de trabajo, la comunidad científica celebra por fin la esperadísima detección de las ondas gravitacionales que Albert Einstein predijo hace un siglo en su Teoría de la Relatividad General. Era la única parte que no había sido detectada de forma directa. Pero el Observatorio gravitacional de interferometría láser LIGO (que comprende dos observatorios en EEUU en Livingston y Hanford) no es la única gran infraestructura científica construida para seguir el rastro a las ondas gravitacionales. Hay otros proyectos muy ambiciosos en marcha, tanto observatorios terrestres como espaciales, para detectar este fenómeno, que los científicos definen como ondulaciones del espacio-tiempo generadas por la fusión de agujeros negros, explosiones de supernovas y otros sucesos muy violentos que ocurren en el Universo. Así, las ondas detectadas el pasado 14 de septiembre, y cuyo anuncio se ha producido este jueves, se originaron en el choque de dos agujeros negros situados a más de mil millones de años luz de la Tierra. Entre esos grandes proyectos científicos en marcha están los observatorios terrestres VIRGO (en Italia) y KAGRA (en Japón), así como el futuro observatorio espacial eLISA, que la Agencia Espacial Europea planea mandar al espacio en los años 30. Pero ahora que su existencia ha sido demostrada directamente, ¿cuál es el siguiente objetivo? ¿qué se va a hacer en esos detectores? "La detección de las ondas gravitacionales va a suponer una revolución en la física. Pero nuestra idea no es parar ahí. Va a ser una nueva herramienta para la astronomía, la astrofísica, la cosmología e incluso la física fundamental porque nos va a permitir estudiar objetos, como agujeros negros, de una forma diferente a la que se consigue con otros métodos que usan diferentes tipos de luz", explica en conversación telefónica Carlos Sopuerta, investigador principal del Instituto de Ciencias del Espacio (CSIC-IEEC) en la misión LISA Pathfinder de la Agencia Espacial Europea (ESA). http://estaticos01.elmundo.es/assets/multimedia/imagenes/2016/02/12/14553071195112.jpg

Soho

El Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) es una sonda espacial lanzada el 2 de diciembre de 1995 para estudiar el sol, comenzando sus operaciones científicas en mayo de 1996. Es un proyecto conjunto entre la ESA y la NASA. Aunque originalmente se planeó como una misión de sólo dos años, SOHO continúa en funcionamiento tras más de diez años en el espacio. Además actualmente es la fuente principal de datos del sol en tiempo real tan necesarios para la predicción del tiempo espacial. Hoy por hoy es una de las dos sondas (junto con el Advanced Composition Explorer) que se encuentran en la vecindad del punto L1, uno de los Puntos de Lagrange.

Dicho punto se define como aquel en que la gravedad de la tierra contrarresta la del sol, por lo que una sonda en dicho lugar quedaría en equilibrio dinámico, por tanto la órbita será mucho más estable.

Dicha estabilidad se consigue exactamente en el punto L1, pero en realidad SOHO orbita alrededor del punto L1 cada once meses, para favorecer las comunicaciones.

 En condiciones normales la sonda transmite continuamente a 200 Kbps de fotografías y otras medidas solares a través de la Red del Espacio Profundo (Deep Space Network). Los datos de actividad solar del SOHO se usan para predecir las llamaradas solares, que tan perjudiciales pueden resultar para los satélites.

En 2003 la ESA comunicó el fallo de uno de los motores necesarios para reorientar la antena hacia la tierra para transmitir los datos, lo que causa entre dos y tres semanas de bloqueo de datos cada tres meses. De todos modos, los científicos de la ESA y de la Red de espacio profundo (DSN) usan la antena de baja ganancia junto con las antenas más grandes de las estaciones terrestres del DSN para evitar la pérdida de ningún dato, solamente una ligera reducción del flujo de datos una vez cada tres meses.

Observatorio espacial

Un observatorio espacial, también conocido como telescopio espacial, es un satélite artificial o sonda espacial que se utiliza para la observación de planetas, estrellas, galaxias y otros cuerpos celestes de forma similar a un telescopio en tierra. Se han lanzado una cantidad importante de telescopios espaciales a órbita desde que Cosmos 215, considerado el primer observatorio espacial,1 2 fuese lanzado el 18 de abril de 1968, proporcionando mayor información y conocimiento del cosmos.

 Existe varias razones para que la observación desde el espacio sea deseable, debido a que evita algunos problemas que tienen los observatorios en tierra. Los beneficios de los observatorios espaciales son:

 Un telescopio en el espacio no sufre la contaminación lumínica producida por las ciudades cercanas. Además, no está afectado por el titilar producido debido a las turbulencias térmicas del aire. La atmósfera terrestre añade una distorsión importante en las imágenes, conocida como aberración óptica. La capacidad de resolución de los telescopios en tierra se reduce de forma importante. Un telescopio espacial no observa a través de la atmósfera, por lo que su capacidad siempre rinde cerca del máximo teórico. Este problema para los telescopios en tierra se ha resuelto de forma parcial con el uso de óptica adaptativa, como en el Very Large Telescope, pero son complejos y no solucionan el problema completamente. La atmósfera, además, absorbe una porción importante del espectro electromagnético, por lo que algunos observaciones son prácticamente imposibles de realizar desde tierra. La Astronomía de rayos-X no se realiza desde la Tierra, sino desde telescopios espaciales como el Chandra o el XMM-Newton. Otras porciones del espectro electromagnético, como las ondas infrarrojas o las ultravioletas, también son filtradas por la atmósfera. Los telescopios espaciales, sin embargo, también sufren algunas desventajas que no tienen los observatorios terrestres:

 El coste elevado, principalmente en el lanzamiento. Los costes para utilizar un cohete de tamaño medio pueden alcanzar los 250 millones de dólares, y utilizar el transbordador espacial duplica ese precio. La imposibilidad de mantenimiento. Excepto el telescopio espacial Hubble, que ha recibido mantenimiento por parte de misiones del transbordador espacial, si un observatorio espacial no funciona no puede ser reemplazado. La vida útil corta. La mayoría de los telescopios espaciales deben ser refrigerados y cuando los líquidos de refrigeración se terminan no se puede llenar el depósito con líquido nuevo. Sin embargo, los telescopios espaciales no necesitan un mantenimiento periódico ya que no está afectado de las condiciones bajo atmósfera. Los observatorios espaciales se pueden dividir en dos clases generales: aquellos cuya misión es inspeccionar todo el cielo y los telescopios que sólo hacen observaciones de partes escogidas del firmamento. Muchos de los observatorios espaciales ya han completado sus misiones, mientras que otros están en funcionamiento. Los satélites y sondas espaciales para la observación astronómica han sido lanzados por la NASA, la ESA y la JAXA.

Asteroide Riesgo para la Tierra

El asteroide Apophis nos acecha y Rusia propone destruirlo con misiles nucleares

Según científicos, el 13 de abril de 2036 un asteroide pasará muy próximo a nuestro planeta. Tanto, que puede llegar a ser un peligro para la seguridad mundial.

El meteorito Apophis mantiene en alerta a los astrónomos y un grupo de científicos rusos ha decidido actuar y poner sobre la mesa la siguiente solución: bombardear el asteroide y hacerlo añicos cual Armageddon.

Apophis mide unos 50 metros de diámetro y todo indica que pasará demasiado cerca de la Tierra. Aún es pronto para saber si puede generarse algún cambio en su trayectoria, pero ¿qué pasaría si impactase contra nosotros?

El asteroide no nos mataría pero sí ocasionaría un gran daño, sobre todo en países asiáticos y las costas occidentales de América. Rusia y sus misiles Ante el posible riesgo al que nos enfrentamos, la Oficina de Diseños de Cohetes Kakeyev en Rusia propone modificar misiles balísticos para crear un sistema de respuesta rápida ante asteroides como este, y de ser necesario, poder enviarle unas cuantas ojivas nucleares y destruirlo.

Un misil balístico intercontinental puede dispararse en cuestión de minutos y desde diferentes plataformas (camiones, bases subterráneas o submarinos) lo que facilitaría el trabajo frente a hacerlo con un cohete espacial, que tarda es prepararse semanas o incluso meses.

¿Plan Efectivo?

El director de este proyecto, Sabit Saitgarayev ha hablado con un medio de comunicación ruso oarea defender este plan. Una idea, que para otros muchos es descabellada y no libre de problemas. Destruir una roca de más de 50 metros de diámetro como Apophis podría resultar en la aparición de miles de fragmentos pequeños que igualmente caerían en la Tierra. De momento habrá que esperar para saber qué decisión se tomará finalmente, ya que no será hasta el 2029 cuando Apophis haga su primer acercamiento a la Tierra. De estimar que colisionará con el planeta, la comunidad de científicos estudiará alternativas y métodos de defensa.

Estructura y composicion del sol

Estructura y composición del Sol

 Desde la Tierra sólo vemos la capa exterior del Sol. Se llama fotosfera y tiene una temperatura de unos 6.000 ºC, con algunas zonas más frías (4.000 ºC) que llamamos manchas solares. El Sol es una estrella. Podemos imaginarlo como una bola que puede dividirse en capas concéntricas.
De dentro a fuera son:

 Estructura del Sol Núcleo: es la zona del Sol donde se produce la fusión nuclear debido a la alta temperatura, es decir, el generador de la energía del Sol.

 Zona Radiativa:: las partículas que transportan la energía (fotones) intentan escapar al exterior en un viaje que puede durar unos 100.000 años debido a que éstos fotones son absorbidos continuamente y reemitidos en otra dirección distinta a la que tenían.

 Zona Convectiva: en ésta zona se produce el fenómeno de la convección, es decir, columnas de gas caliente ascienden hasta la superficie, se enfrían y vuelven a descender.

 Fotosfera: es una capa delgada, de unos 300 Km, que es la parte del Sol que nosotros vemos, la superfície. Desde aquí se irradia luz y calor al espacio. La temperatura es de unos 5.000°C. En la fotosfera aparecen las manchas oscuras y las fáculas que son regiones brillantes alrededor de las manchas, con una temperatura superior a la normal de la fotosfera y que están relacionadas con los campos magnéticos del Sol.



 Cromosfera: sólo puede ser vista en la totalidad de un eclipse de Sol. Es de color rojizo, de densidad muy baja y de temperatura altísima, de medio millon de grados. Esta formada por gases enrarecidos y en ella existen fortísimos campos magnéticos.

 Capas exteriores del Sol Corona: capa de gran extensión, temperaturas altas y de bajísima densidad. Está formada por gases enrarecidos y gigantescos campos magnéticos que varían su forma de hora en hora. Ésta capa es impresionante vista durante la fase de totalidad de un eclipse de Sol.

 ¿De qué está hecho el Sol?

 El Sol está hecho con los mismos materiales que hay en la Tierra y en los demás planetas, ya que todo el Sistema Solar se formó a la vez en esta zona de la Vía Láctea que ocupamos. Sin embargo, estos materiales ni se distribuyen en las mismas proporciones, ni se comportan igual.

 Componentes químicos Símbolo % Hidrógeno H 92,1 Helio He 7,8 Oxígeno O 0,061 Carbono C 0,03 Nitrógeno N 0,0084 Neón Ne 0,0076 Hierro Fe 0,0037 Silicio Si 0,0031 Magnesio Mg 0,0024 Azufre S 0,0015 Otros 0,0015 Energía Solar:

¿cómo funciona el Sol? La energía solar se crea en el interior del Sol, donde la temperatura llega a los 15 millones de grados, con una presión altísima, que provoca reacciones nucleares. Se liberan protones (núcleos de hidrógeno), que se funden en grupos de cuatro para formar partículas alfa (núcleos de helio).

 Cada partícula alfa pesa menos que los cuatro protones juntos. La diferencia se expulsa hacia la superficie del Sol en forma de energía. Un gramo de materia solar libera tanta energía como la combustión de 2,5 millones de litros de gasolina.


Partes del Sol

La energía generada en el centro del Sol tarda un millón de años para alcanzar la superficie solar. Cada segundo se convierten 700 millones de toneladas de hidrógeno en cenizas de helio. En el proceso se liberan 5 millones de toneladas de energía pura; por lo cual, el Sol cada vez se vuelve más ligero.

 El Sol también absorbe materia. Es tan grande y tiene tal fueza que a menudo atrae a los asteroides y cometas que pasan cerca. Naturalmente, cuando caen al Sol, se desintegran y pasan a formar parte de la estrella.

Noticia sobre astronomia

Una nueva astronomía ha nacido hoy

El verdadero hito histórico del descubrimiento de LIGO es la apertura de una nueva ventana para estudiar el universo

 La celebración del centenario de la gran obra de Einstein parece no tener fin. Como colofón a la fiesta, la colaboración LIGO acaba de anunciar una detección directa de ondas gravitacionales. Es la última de las predicciones clásicas de la teoría general de la relatividad, que proporciona nuestra descripción más fundamental de la naturaleza del espacio y el tiempo. Hace cien años, Einstein interpretó el fenómeno de la gravitación, la más evidente de las fuerzas de la naturaleza, como el resultado de la deformación del tejido del espacio y el tiempo.

En esta visión, el espacio y el tiempo no son escenarios pasivos del movimiento de la materia, sino que se ven afectados por la cantidad y tipo de energía que contiene. En un sentido metafórico, podemos decir que el espacio tiene propiedades elásticas. Cuando hay mucha energía concentrada en una pequeña región, el espacio colapsa sin remedio en el interior de una región que desde fuera se ve como un agujero negro. Por el contrario, si el propio vacío tiene energía (la famosa “energía oscura”), el espacio responde dilatándose como un bizcocho, justamente lo que vemos en nuestro universo a las distancias más grandes que hemos podido medir.

Pero esta elasticidad dinámica del espacio sugiere que una fuente de energía que varía violentamente en el tiempo debería producir ondas de curvatura, perturbaciones que se propagarían comoolas en la superficie del agua: las ondas gravitacionales. ¿Cuál es el problema entonces? ¿Por qué no las hemos visto antes? La razón es la extrema debilidad de la fuerza gravitacional. Cada vez que damos un salto le ganamos la partida a todo el planeta Tierra, que tira de nosotros hacia abajo. Así que producir ondas gravitacionales requiere energías descomunales, y detectarlas precisa tecnología extraordinariamente fina.

Lo que LIGO afirma haber detectado es una colisión de dos agujeros negros con una masa de treinta soles cada uno, con un tamaño de poco más de un centenar de kilómetros, orbitando casi a la velocidad de la luz en una espiral de colisión espectacular que resulta en un agujero negro más grande. El chorro final de ondas gravitacionales tiene una energía equivalente a la masa de tres soles,concentrada en unos milisegundos, más kilovatios que todas las estrellas juntas. La deformación del espacio-tiempo nos llegó el 14 de septiembre después de un viaje de 1.300 millones de años, y la amplitud de la onda en la escala del detector LIGO es de una milésima del tamaño de un protón. Es sorprendente que la naturaleza produzca semejantes extremos, pero más aun lo es que la especie humana haya sido capaz de alcanzar este conocimiento mediante una empresa histórica de más de dos milenios de pensamiento racional.

Para ser justos, hay que decir que pocos físicos dudaban de la existencia de las ondas gravitacionales. En realidad, ya se habían “visto” de manera indirecta hace más de dos décadas, cuando Hulse y Taylor recibieron el premio Nobel de física en 1993, precisamente por el descubrimiento de estrellas de neutrones binarias, una de las cuales emite pulsos electromagnéticos, regulares como un faro interestelar. Esto les permitió calcular con mucha precisión la pérdida paulatina de energía, que concordaba perfectamente con la que correspondería a la emisión de ondas gravitacionales.

La atmosfera solar

La atmósfera solar


 Para facilitar su estudio, la atmósfera del Sol se dividió en capas fotósfera (zona ligada a su superficie), cromósfera )porción intermedia) y corona (la capa más externa).

 La cromósfera es una región relativamente transparente que, durante los eclipses totales de Sol, puede observarse a simple vista como un anillo rosado. Alcanza alturas del orden de los 15.000 km sobre la superficie. Su temperatura varía entre 4.500 ºC en la región cercana a la fotósfera hasta alrededor de 500.000 ºC en la parte superior, donde comienza la corona.

 La corona es un débil halo brillante, que corresponde a la parte más alta de la atmósfera solar, que se extiende millones de kilómetros en el espacio. Su luz es tenue (mucho más débil que la de la cromósfera, apenas alcanza a la mitad del brillo que tiene la Luna llena) y sin embargo su temperatura es muy alta, del orden de 1.000.000 º C, La extensión de la corona no tiene un límite preciso y se expande a través de todo el Sistema Solar, aunque el efecto que produce sobre el movimiento de los planetas es nulo. Tal como se la observa en los eclipses totales de Sol, la corona presenta diferencias en su estructura relacionadas estrechamente con el número de manchas solares: cuando el número es máximo la corona muestra una forma circular; en cambio, en el mínimo de manchas, tiende a ser un halo de apariencia alargada hacia la región de los polos.

 La energía irradiada por el Sol conduce partículas (atómicas y subatómicas)en todas las direcciones, y esas partículas es lo que se conoce como el viento solar: partículas que se mueven con velocidades entre 400 y 700 km/seg. Muchas de las partículas del viento solar son atrapadas por los planetas y, en el caso de la Tierra, se las observa en las auroras boreales.

 Otro fenómeno de la atmósfera solar son las fulguraciones (flares o destellos); se trata de repentinos aumentos de brillo, en zonas ubicadas en las cercanías de las manchas solares. Una fulguración se corresponde con nubes gaseosas que se elevan miles de kilómetros sobre la fotósfera, a una temperatura que puede llegar a los 10.000 ºC. La duración de las fulguraciones es desde algunos minutos hasta varias horas; cuanto mayor es el número de manchas, mayor es la actividad de las fulguraciones.

 Otros fenómenos espectaculares observados en el Sol son las prominencias, semejantes a grandes llamaradas que se prolongan hasta enormes alturas sobre la fotósfera. En algunos casos tienen un movimiento circular ascendente y descendente, como armando un gran remolino. Las prominencias se detectan muy bien sobre el borde del disco solar; en los eclipses totales de Sol se las logra ver a simple vista, brillando con un color rojizo contra el fondo blanco de la corona.

 NOTA: Cabe mencionar aquí que cuando se desee observar el Sol, es muy importante tener en cuenta algunos detalles, como por ejemplo, no observarlo nunca a simple vista sin una protección adecuada. No es conveniente utilizar anteojos oscuros ni los llamados "ahumados"; se debe emplear entonces una película fotográfica velada, absolutamente negra. El no tener en cuenta esta recomendación puede ocasionar lesiones oculares irreversibles o bien, directamente, la ceguera (tanto total como parcial). Si se observa a través de un telescopio no se debe mirar por el ocular. Lo más conveniente es observar el disco solar proyectado sobre un cartón blanco, o mejor todavía a través de filtros especiales; por medio de esos filtros se pueden llegar a observar las fulguraciones y eventualmente las prominencias.

El sol y su energia

EN BUSCA DE UNA FUENTE DE ENERGÍA EL SOL es un emisor continuo de energía, y de una cantidad de energía formidable. El origen de la energía del Sol ha sido y sigue siendo uno de los temas más apasionantes de la física solar. Mientras el hombre creyó que el Sol fue puesto ahí por una divinidad con el solo propósito de alumbrar y calentar la Tierra, su energía formaba parte de esa creación divina. Pero cuando el hombre fue construyendo la física y descubriendo que todos los procesos en el Universo parecían obedecer a un mismo conjunto de leyes, se empezó a preguntar por la fuente de energía del Sol en términos de esas leyes. ¿Era el Sol una masa incandescente en continua combustión? De lo que se sabía de él a fines del siglo pasado y de lo que se conocía de la combustión química esto no era posible. Si el Sol estuviera ardiendo se hubiera consumido en unos cuantos miles de años y, sin embargo, los fósiles terrestres indicaban que la vida en la Tierra se remontaba a millones de años, por lo que se requería de un Sol mucho más viejo. El físico inglés Lord Kelvin y el físico alemán Hermann von Helmholtz propusieron a finales del siglo pasado que el Sol obtenía su energía por contracción gravitacional: se calienta porque se está encogiendo lentamente. Suponiendo este proceso como fuente de la energía solar, se estimaba que el Sol había estado brillando tal vez por unos 40 millones de años, tiempo suficiente para tranquilizar a los paleontólogos de la época. Pero el alivio procurado por este nuevo proceso duró muy poco. Pronto se descubrieron vestigios de vida que databan de por lo menos varios cientos de millones de años. El Sol debería haber estado brillando entonces durante mucho más tiempo, pero ¿cómo era eso posible?, ¿de dónde provenía esa energía tan enorme capaz de durar tanto tiempo?, ¿qué otro proceso, más potente que la combustión o la contracción gravitacional, había estado haciendo arder a nuestra estrella por cientos o quizás miles de millones de años? La respuesta tuvo que esperar a la física del siglo XX.

Los astrobiólogos son claros al respecto: si encontramos un planeta en el que se den condiciones de habitabilidad similares a las de la Tierra, es probable que encontremos alguna forma de vida extraterrestre. Y, como explicaba Javier Gómez-Elvira, director del Centro de Astrobiología CSIC-INTA, en una entrevista con El Confidencial, “hay tantas galaxias, tantos sistemas solares y planetas que, estadísticamente, por pequeña que sea la posibilidad, se va a encontrar vida extraterrestre”. La pregunta no es por tanto si vamos a encontrar en algún momento vida extraterrestre, sino “cuándo” y sobre todo “dónde”. Aunque el estudio de los exoplanetas –aquellos que orbitan alrededor de estrellas distintas a nuestro sol– ha multiplicado las posibilidades de encontrar vida extraterrestre, sigue siendo muy difícil identificar ésta más allá de nuestro sistema solar. Pero, ¿podemos descartar que exista entre nuestros vecinos? Desde luego que no. De hecho, tanto la NASA como la Agencia Espacial Europea (ESA) tienen misiones en marcha cuyo principal objetivo es observar de cerca los cuerpos celestes de nuestro entorno más proclives a albergar vida. Son estos. 1. Titán Reflejo especular sobre la superficie de Titán, confirmando la presencia de líquido. (NASA) La mayor luna de Saturno es el único satélite conocido con una atmósfera importante y el único cuerpo celeste en el que se sabe a ciencia cierta que existe un cuerpo líquido estable en la superficie: las regiones polares están repletas de lagos de hidrocarburos. Hasta la fecha, se creía remota la posibilidad de encontrar formas de vida en estos lagos, pero un estudio reciente podría cambiar esta idea. Incluso en las más altas concentraciones de hidrocarburos puede encontrarse vida La pasada semana, un grupo de investigadores alemanes y estadounidenses publicó un estudio en Science en el que se confirmó la existencia de microbios en el lago de la Brea de la isla Trinidad: un extenso depósito superficial de asfalto, formado naturalmente, y muy similar a los que los científicos creen haber identificado en Titán. “Incluso en las más altas concentraciones de hidrocarburos, por ejemplo, en un derrame de petróleo o en un depósito de agua subterránea contaminada, se puede esperar encontrar una enérgica comunidad microbiana que vive gracias al consumo de los hidrocarburos”, explicaba a Live Science Dirk Schulze-Makuch, astrobiólogo de la Universidad Estatal de Washington y coautor del estudio. Y esto incluye a los lagos de Titán. 2. Marte Valles Marineris, el gigantesco sistema de cañones que recorre el ecuador de Marte. (NASA / JPL-Caltech) Durante mucho tiempo la palabra “marciano” fue sinónimo de “extraterrestre”, en parte por la creencia popular y errónea de que los cañones del Planeta Rojo eran canales construidos por los alienígenas, en parte porque los científicos creían, legítimamente, que nuestro planeta vecino cumplía con todas las papeletas para albergar o haber albergado vida. Los científicos están casi convencidos de que Marte cumplió con todas las condiciones para albergar vida hace miles de años Muchos científicos siguen pensando que el vehículo explorador de la misión Curiosity acabará encontrando indicios de vida, uno de sus objetivos principales, pero es algo que todavía no ha ocurrido. Por el momento, el rover, que ya lleva dos años investigando la superficie marciana, ha confirmado la existencia de hielo en los polos del planeta y agua en sus suelos. Y donde hay agua, puede haber vida. Los científicos están casi convencidos de que Marte cumplió con todas las condiciones para albergar vida hace miles de millones de años, cuando el planeta era mucho más húmedo y cálido de lo que es hoy. Quizás sí hubo vida en Marte y, sencillamente, hemos llegado tarde para verla. Quizás, el Curiosity está tardando en dar su gran exclusiva. 3. Europa (Kelvinsong/Wikicommons) Si el agua es la clave de la vida (al menos en la forma en que la conocemos) entonces esta luna de Jupiter cuenta con las mejores condiciones para albergarla. Se sabe que Europa cuenta con una capa externa de agua de unos 100 kilómetros de espesor, parte como hielo en la corteza, parte en forma de océano liquido debajo de éste. Estados Unidos planea invertir el año que viene 15 millones de dólares para desarrollar una misión a esta luna De nuevo, son los descubrimientos terrestres los que han llevado a los científicos a pensar que los océanos subterráneos de Europa pueden albergar vida, pues no son muy distintos a los que se encuentran debajo de nuestros polos. Y allí los científicos han logrado encontrar vida microbiana (como es el caso del lago Vostok, en la Antártida). Algunos estudios van aún más lejos: Europa tiene suficiente cantidad de agua líquida, y una concentración de oxígeno, que hace posible no sólo la existencia de microorganismos, sino de forma de vida más complejas. Europa está en el punto de mira de todas las agencias espaciales. Estados Unidos planea invertir el año que viene 15 millones de dólares para desarrollar una misión a esta luna y su exploración es uno de los principales objetivos de la misión JUICE, que va a lanzar la Agencia Espacial Europea para explorar esta luna y su vecina Gamínedes. 4. Encélado Imagen enviada por el Cassini del hemisferio sur de Encélado. (NASA) Como Europa, esta luna de Saturno cuenta con una enorme capa de hielo bajo la cual se extiende un gigantesco océano de agua líquida. Esta abundancia de agua, los complejos elementos químicos que se han encontrado en la misma y la existencia de atmósfera han llevado a un gran número de expertos a defender que Encélado es el cuerpo celeste donde es más fácil que se descubra vida extraterrestre. Su escaso tamaño –alrededor de unas 310 millas de diámetro, unos 500 kilómetros– y la erupción repetida de géiseres de agua, descubiertos por la sonda Cassini, haría que fuese mucho más sencillo encontrar formas de vidaen esta luna que en otros cuerpos del Sistema Solar: no habría que usar taladros –y ni tan siquiera aterrizar– para llegar a encontrar agua líquida y, quizás, vida

Condiciones para la existencia de vida extraterrestre

Los científicos creen que para que pueda surgir vida inteligente, al menos como la conocemos aquí en la Tierra, hay una serie de condiciones y requisitos que se deben cumplir. Hay muchos planetas que podrían cumplir estas condiciones, o al menos alguna de ellas, ya sea porque son muy similares a la Tierra, o porque muestran algún tipo de indicio que da lugar a sospechas. La primer condición es que sean planetas rocosos. O sea, que no sean gaseosos como Júpiter o Saturno. Una estructura rocosa como la Tierra es un requisito no difícil de encontrar, pero solo con esto no alcanza. La segunda condiciones que es que la distancia respecto a su estrella, sea similar a la que guarda la Tierra con el Sol. Esto es, fundamentalmente, por la temperatura promedio que necesita la vida como la conocemos. Teóricamente la vida se podría crear en cualquier planeta que pueda mantener agua en estado líquido. Ni tan cerca de la estrella, que su calor la evapore, ni tan lejos, que el frío la congele. La tercera condición es que el planeta debe tener un campo magnético propio lo suficientemente intenso para proteger el planeta de vientos estelares y partículas cósmicas.