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Recordemos la Misión Cassini-Huygens

Autor por Emilio Silvera    ~    Archivo Clasificado en Descubrir y aprender    ~    Comentarios Comments (0)

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La misión Cassini servirá (ha servido) para responder a preguntas fundamentales sobre la evolución de los planetas a través de un amplio estudio de Saturno, su famoso sistema de anillos, su magnetosfera, del satélite Titán y otras lunas heladas.

Ahora, después de una gran travesía y unos magníficos resultados de obtención de datos, ha llegado a su final, podríamos decir que glorioso, después de habernos hecho más sabios sobre cosas que no conocíamos.

El sistema de Saturno representa un laboratorio sin igual en donde los científicos pueden buscar respuestas a muchas de las preguntas fundamentales sobre la física, química y evolución de los planetas, así como las condiciones en las que tuvo lugar el nacimiento de la vida.

Diseño de la misión Cassini-Huygens-Crédito: ESA

                                Diseño de la misión Cassini-Huygens-Crédito: ESA

Saturno puede contener una buena parte de la nube de gases primordiales no atrapados por el Sol. Con 31 lunas conocidas y un sistema de anillos que apenas podría caber entre la Tierra y la Luna, Saturno puede considerarse el equivalente a un sistema solar en miniatura. Se piensa que su mayor satélite natural, Titán, puede poseer compuestos orgánicos, los cuales podrían ser importantes para la química que dio lugar a la vida en la Tierra. Aunque es muy fría para poder albergar la vida, Titán puede ser un congelador que nos muestre cómo la Tierra podría haber sido en el pasado.

Cassini será el primer orbitador en torno a Saturno y llevará a cabo un extenso tour de cuatro años de este mundo anillado. Seis meses después de su llegada al planeta, Cassini eyectará su sonda Huygens, la cual descenderá a través de la espesa atmósfera de Titán. Este vehículo podría impactar en lo que parece ser un océano líquido de metano.


Lanzamiento

El viaje de Cassini hacia Saturno comenzó el 15 de octubre de 1997, cuando un cohete Titán IVB/Centaur la lanzó desde la Estación de la Fuerza Aerea de Cabo Cañaveral (Florida). La etapa superior del lanzador aceleró la sonda fuera de la órbita terrestre hacia Venus, para llevar a cabo la primera de las cuatro asistencias gravitacionales diseñadas para impulsar el vehículo hacia Saturno. En un encuentro de este tipo, la sonda vuela cerca del planeta para ser acelerado por su gravedad, creando un “efecto honda” que hace incrementar la velocidad de la nave.

Sobrevuelos a Venus, la Tierra y Júpiter

La masa de la sonda Cassini es tan grande que no fue posible emplear un vehículo de lanzamiento que la dirigiese directamente a Saturno. Para alcanzar este planeta fueron necesarias cuatro asistencias gravitacionales; de esta forma, Cassini empleó una trayectoria interplanetaria que la llevaría a Venus en dos ocasiones, posteriormente hacia la Tierra y después hacia Júpiter. Después de sobrevolar Venus en dos ocasiones a una altitud de 284 Km, el 26 de abril de 1998 y a 600 Km, el 24 de junio de 1999, el vehículo se aproximó a la Tierra, acercándose a 1171 Km de su superficie el 18 de agosto de 1999. Gracias a estas tres asistencias gravitacionales, Cassini adquirió el momento suficiente para dirigirse al Sistema Solar externo. La cuarta y última asistencia se llevaría a cabo en Júpiter, el 30 de diciembre de 2000, sobrevolándolo a una distancia de 9.723.890 Km, e impulsándose hacia Saturno.


Fase de crucero

Cassini llevó a cabo un plan de vuelo de baja actividad durante el cual sólo se realizaron las actividades de navegación e ingeniería imprescindibles, como maniobras de chequeo o corrección de trayectoria. Los instrumentos científicos fueron desconectados permanentemente, salvo en el transcurso de unas pocas actividades de mantenimiento. Éstas incluían sólo un chequeo de todo su instrumental científico cuando la sonda se hallaba cerca de la Tierra, así como la calibración del magnetómetro. Las comprobaciones sobre el estado de la sonda Huygens se llevaron a cabo cada seis meses, mientras que las observaciones científicas se realizaron cuando el vehículo se aproximó a Venus, la Tierra y Júpiter.

El sobrevuelo de Júpiter significó una buena oportunidad para las sondas Cassini y Galileo de cara a estudiar varios aspectos de este planeta y su medio circundante desde octubre de 2000 hasta marzo de 2001, es decir, antes, durante y después de la máxima aproximación a Júpiter, el 30 de diciembre de 2000. Las observaciones científicas contaron con la ventaja de disponer de dos sondas espaciales en las cercanías del planeta al mismo tiempo. Algunos de los objetivos llevados a cabo conjuntamente por la Cassini y la Galileo incluyeron el estudio de la magnetosfera y los efectos del viento solar en ésta, así como la obtención de datos sobre las auroras en Júpiter.

Durante este sobrevuelo, la mayor parte de los instrumentos del orbitador Cassini fueron conectados, calibrados y trabajaron recogiendo información. Este estudio conjunto sirvió como buena práctica para comprobar el funcionamiento del instrumental de la sonda tres años antes de su llegada a Saturno.

Llegada a Saturno

Después de un viaje de casi siete años y más de 3500 millones de kilómetros recorridos, la sonda Cassini llegará a Saturno el día 1 de julio de 2004.

La fase más crítica de la misión –además del lanzamiento– es la inserción orbital del vehículo en torno al planeta. Cuando el vehículo alcance el planeta, la sonda pondrá en marcha su motor principal durante 96 minutos a las 04:36 T.U., con la finalidad de reducir su velocidad y permitir que la gravedad de Saturno la capture como un satélite del planeta. Atravesando el hueco entre los anillos F y G, Cassini se aproximará al planeta para iniciar así la primera de sus 76 órbitas que completará durante su misión principal de cuatro años.

Los responsables de la misión se han basado en la información sobre la densidad y localización del material entre los anillos para diseñar la trayectoria más apropiada y segura para la Cassini. La sonda se dispondrá orientada de tal forma que emplee su antena de alta ganancia como escudo para proporcionar la máxima protección contra cualquier pequeña partícula presente en esa región concreta de los anillos.

Esta geometría de llegada proporciona además una oportunidad única para observar los anillos de Saturno y el propio planeta y constituye el máximo acercamiento que la sonda realizará durante su misión.


La misión de la sonda Huygens

Resultado de imagen de La sonda Huygens

El pasado 14 de enero de 2013 se cumplieron ocho años del aterrizaje de la sonda de exploración Huygens sobre Titán, el mayor de los satélites de Saturno. Se trataba del primer aterrizaje de un cuerpo en el Sistema Solar exterior y ahora, gracias a los datos enviados por la sonda, hemos podido recrear cómo fueron estos momentos.

Teniendo en cuenta la posición del Sol, la dirección del viento, la dinámica del aterrizaje y el comportamiento del paracaídas de descenso en la Agencia Espacial Europea (ESA) han conseguido reproducir fidedignamente cómo fue el aterrizaje de Huygens en Titán.

La sonda Huygens viajó junto a la Cassini hacia Saturno. Anclada a ésta y alimentada eléctricamente por un cable umbilical, Huygens ha permanecido durante el viaje de siete años en modo inactivo, sólo puesta en marcha cada seis meses para realizar chequeos de tres horas de duración de su instrumental y de sus sistemas ingenieriles.

 Unos 20 días antes de alcanzar la atmósfera alta de Titán, Huygens será eyectada por Cassini. Esto ocurrirá el 24 de diciembre de 2004. Tras cortar su cable umbilical y abrir sus anclajes, Huygens se separará de su nave madre y volará en solitario hacia Titán, con una trayectoria balística, girando a 7 revoluciones por minuto para estabilizarse. Varios temporizadores automáticos conectarán los sistemas de la sonda espacial antes de que ésta alcance la atmósfera superior de Titán.

Dos días después de la eyección de la sonda, Cassini realizará una maniobra de desviación, de manera que ésta pueda seguir a la Huygens cuando penetre en la atmósfera de Titán. Esta maniobra servirá también para establecer la geometría requerida entre el orbitador con Huygens, así como las comunicaciones de radio durante el descenso.

Huygens porta dos transmisores de microondas en la banda S y dos antenas, las cuales enviarán simultáneamente la información recogida hacia el orbitador Cassini. Una de ellas emitirá con un retraso de seis segundos respecto a la otra, para evitar cualquier pérdida de información si tuviesen lugar problemas con las comunicaciones.

El descenso de Huygens tendrá lugar el 15 de enero de 2005. La sonda entrará en la atmósfera de Titán a una velocidad de 20.000 Km/h. Este vehículo ha sido diseñado tanto para soportar el extremo frío del espacio (temperaturas de –200°C) como el intenso calor que se encontrará durante su entrada atmosférica (más de 12000°C).

Los paracaídas que transporta Huygens frenarán más la sonda, de tal modo que ésta pueda llevar a cabo un amplio programa de observaciones científicas al tiempo que desciende hacia la superficie de Titán. Cuando la velocidad de la sonda haya descendido hasta los 1400 Km/h, se desprenderá su cubierta mediante un paracaídas piloto. Acto seguido se desplegará otro paracaídas de 8.3 metros de diámetro que frenará aún más el vehículo, permitiendo la eyección del decelerador y del escudo térmico.

Durante la primera parte del descenso, el trabajo de los instrumentos situados a bordo de la sonda Huygens será dirigido por un sistema temporizador, pero en los últimos 10 a 20 Km, será un altímetro radar quien medirá la altura a la que se encuentra el vehículo y controlará el instrumental científico.

Durante el descenso, el instrumento de estructura atmosférica de Huygens medirá las propiedades físicas de la atmósfera. El cromatógrafo de gases y el espectrómetro de masas determinarán la composición química de la atmósfera en función de la altitud. El colector de aerosoles y el pirolizador capturarán partículas de aerosol –las finas partículas líquidas o sólidas suspendidas en la atmósfera–, las calentará y enviará el vapor resultante al espectrómetro y el cromatógrafo para su análisis.

El sistema de imagen de descenso y el radiómetro espectral trabajarán en la toma de imágenes de formaciones nubosas y de la superficie de Titán, determinando además la visibilidad en la atmósfera de este mundo. Según se vaya aproximando a la superficie, el instrumento encenderá un sistema de iluminación brillante que para medir la reflectividad superficial. Paralelamente a ello, la señal emitida por la sonda Huygens será recogida por el experimento Doppler de la Cassini, con lo cual se podrán determinar los vientos, ráfagas y turbulencias de la atmósfera. Cuando la sonda sea empujada por el viento, la frecuencia de su señal de radio variará ligeramente –en lo que se conoce como efecto Doppler, similar a la variación de la frecuencia del silbido de un tren que percibimos cuando éste pasa por delante de nosotros. Estos cambios en la frecuencia se emplearán para deducir la velocidad del viento que ha experimentado la sonda.

Los sistemas de ciencia superficial de la Huygens harán impacto contra la superficie de Titán a unos 25 Km/h. La duda más importante al respecto es si el aterrizaje tendrá lugar en una superficie sólida o líquida. Si tuviese lugar en un líquido, los instrumentos de la sonda espacial medirían sus propiedades mientras ésta flota durante pocos minutos.

Si el aterrizaje fuese sobre etano líquido, no sería posible retornar datos durante mucho tiempo, debido a la baja temperatura de dicha sustancia (cerca de –180°C), que impediría el funcionamiento de las baterías de la sonda. Además, si el etano entra en el compartimento con el instrumental científicos de la sonda, la radio tendría problemas para emitir su señal y posiblemente no funcionaría.

Asumiendo que la Huygens continúe enviando datos a la sonda Cassini desde la superficie de Titán, sólo sería capaz de hacerlo durante un máximo de 30 minutos, pues este es el tiempo para el cual se considera que la batería del vehículo dejaría de funcionar y además el orbitador Cassini desaparecería pronto sobre el horizonte visible desde Huygens.


El tour orbital

Tras la llegada y la inserción orbital, Cassini comenzará un viaje de al menos 76 órbitas por el sistema de Saturno, las cuales incluyen 52 encuentros cercanos con siete de los 31 satélites de este planeta. Las órbitas de Cassini en torno a Saturno serán ajustadas mediante asistencias gravitacionales con la luna Titán. Los sobrevuelos cercanos a este cuerpo permitirán una cartografía detallada con el sistema de radar de alta resolución, el cual es capaz de ver el terreno a través de la cobertera opaca de neblina de esta luna para producir mapas topográficos precisos de su superficie.

El tamaño de estas órbitas y su orientación relativa a Saturno y el Sol, así como su inclinación con respecto al ecuador de Saturno están definidos por varios requisitos científicos, que incluyen: la obtención de imágenes de radar de la superficie de Titán, los sobrevuelos de determinadas lunas de Saturno, las ocultaciones por los anillos del planeta y el cruce del plano de los anillos por la Cassini.

Este gráfico muestra el diseño general del tour orbital de la Cassini en torno a Saturno. Se trata de un conjunto de órbitas que la sonda recorrerá en unos 4 años y que incluyen, entre otros acercamientos, unos 40 sobrevuelos a Titán dentro de las 69 órbitas que Cassini recorrerá en torno a Saturno. Como referencia se muestran las órbitas de las lunas Titán y Japeto.

Cassini realizará al menos seis sobrevuelos cercanos de las lunas heladas de mayor interés del sistema de Saturno: Japeto, Encélado, Dione y Rhea. Las tomas obtenidas por las cámaras de alta resolución del vehículo durante estos sobrevuelos mostrarán detalles superficiales de pocos metros. Además, se llevarán a cabo otros 24 sobrevuelos lejanos de los satélites helados de Saturno (sin incluir a Titan), a distancias superiores a los 100.000 Km. La variación del ángulo de inclinación de las órbitas de la Cassini pemitirá realizar estudios tanto de las regiones polares como de la zona ecuatorial del planeta.

Titán será el objeto más investigado por Cassini. La sonda llevará a cabo 45 sobrevuelos a esta luna, a una distancia máxima de 950 Km sobre su superficie. Titán es la única luna de Saturno suficientemente grande para emplear su gravedad y modificar significativamente la órbita de la sonda. La navegación precisa y la elección de la trayectoria adecuada para los sobrevuelos de Titán serán los factores empleados para definir el tour orbital, del mismo modo que la misión Galileo realizó sus encuentros con los satélites galileanos de Júpiter para llevar a cabo su tour por el sistema joviano.


Fin de la misión principal

Pequeños mundos muy cercanos a nosotros y que nos podrían dar buenas sorpresas

La misión principal de la sonda Cassini finaliza el 30 de junio de 2008, cuatro años después de su llegada a Saturno y 33 días después de su último sobrevuelo a Titán, el cual tiene lugar el 28 de mayo de 2008. Este sobrevuelo está diseñado para posicionar a la sonda de cara a un nuevo acercamiento a dicho satélite el 31 de julio de 2008, ofreciendo la oportunidad de proceder con más sobrevuelos durante la misión extendida, si es que los recursos disponibles la permiten. No hay ningún factor en la misión principal que impida una misión extendida.


Operaciones durante la misión

Las comunicaciones con la sonda Cassini se realizarán empleando las grandes antenas de la Red de Estaciones para el Seguimiento en el Espacio Profundo. La sonda transmitirá y recibirá señal mediante su antena parabólica, empleando la banda X de microondas. La antena de alta ganancia será empleada además para los experimentos de radio y radar y también para recibir señales desde la Huygens.

Debido a que los instrumentos científicos de la Cassini se encuentran fijos y la sonda debe ser girada para apuntar éstos hacia sus objetivos, el vehículo será reorientado frecuentemente, par lo cual hará uso de unos mecanismos llamados “ruedas de reacción” o de los propios motores pequeños situados a bordo. Consecuentemente, la mayor parte de las observaciones científicas se llevarán a cabo sin el empleo de comunicaciones en tiempo real hacia la Tierra. Los datos serán almacenados en dos sistemas grabadores de estado sólido, cada uno de 2 gigabits de capacidad.

Cada uno de los instrumentos de la sonda Cassini funciona gracias a un microprocesador capaz de controlar el instrumento en cuestión y de almacenar o borrar los datos tomados. Los controladores en tierra trabajarán con la sonda mediante la combinación de algunas órdenes para administrar el nivel de recursos del sistema, así como con otras que serán ejecutadas directamente por los microprocesadores de cada instrumento científico individual. El calendario de actividad puede variar en diferentes ocasiones, de tal modo que los datos serán transmitidos a la Tierra o almacenados en los sistemas de grabación de estado sólido para su posterior envío. Los periodos de tiempo en los que la antena de la sonda apuntará hacia la Tierra durante el tour orbital han sido cuidadosamente definidos y diseñados por los responsables de la misión.

La Tierra y Titán, no parece que sean muy diferentes. Simplemente ocurre que, están situados en distintos tiempos de su evolución. La Tierra, ya pasó por la fase que hoy está presente en Titán.

Los controladores de la misión, equipos de ingenieros y de científicos monitorizarán la telemetría de la sonda y buscarán señales de cualquier anomalía en tiempo real. El equipo de operaciones de los sistemas de vuelo obtendrá los datos ingeniriles necesarios para determinar la salud, seguridad y funcionamiento de la sonda, procesando la telemetría para determinar y predecir la trayectoria del vehículo. La información será recibida habitualmente por la Red de Estaciones para el Seguimiento en el Espacio Profundo, realizándose el seguimiento diariamente, salvo en los casos en los que se emitan por radio aquellos datos tomados por el instrumental científico.

Objetivos científicos de la misión

Cassini tiene la misión de estudiar el planeta Saturno, así como entorno físico, sus anillos y lunas, haciendo especial énfasis en Titán. La sonda transporta un instrumental científico que ha sido elegido cuidadosamente por los científicos, de manera que éste pueda ser de utilidad para responder a las preguntas científicas más importante del sistema de Saturno. Los datos que éstos retornen serán analizados por un equipo de cerca de 260 investigadores de Europa y los EEUU.

A continuación se muestra una lista más específica de los objetivos científicos de la misión Cassini y Huygens:

Saturno

- Determinar el conjunto de temperaturas, las propiedades de las nubes y la composición de la atmósfera de Saturno.
- Medir el los vientos globales del planeta, incluyendo ondas y remolinos; llevar a cabo observaciones de las formas de las nubes y estudiar cómo crecen, evolucionan y se disipan.
- Determinar la estructura interna y rotación de la atmósfera profunda.
- Estudiar las variaciones diarias y la relación entre la ionosfera y el campo magnético del planeta.
- Determinar la composición, flujo de calor y medio de radiaciones presentes durante la formación y evolución de Saturno.
- Investigar las fuentes y la naturaleza de las tormentas eléctricas en Saturno.

Titán

Determinar la cantidad relativa de compuestos atmosféricos diferentes, los escenarios más aproximados para la formación y evolución de Titán y de su atmósfera.
- Observar la distribución de vertical y horizontal de los gases traza; buscar moléculas orgánicas complejas; investigar las fuentes de energía que producen la química atmosférica; determinar los efectos de la luz solar en las sustancias químicas de la estratosfera; estudiar la fomación y evolución de aerosoles (partículas suspendidas en la atmósfera).
- Medir los vientos y las temperaturas globales; investigar la física de las nubes, la circulación general y los efectos estacionales en la atmósfera de Titán; buscar evidencias de tormentas eléctricas.
- Determinar el estado físico, topografía y composición de la superficie de Titán, así como caracterizar su estructura interna.

- Investigar la atmósfera superior de Titán, su ionización y su papel como fuente de material neutral e ionizado para la magnetosfera de Saturno.

Magnetosfera

- Determinar la configuración del campo magnético de Saturno, el cual es prácticamente simétrico con el eje rotacional del planeta. Estudiar también su relación con la modulación de la radiación kilométrica de Saturno, una emisión de radio que se cree que está ligada al modo en el que los electrones del viento solar interactúan con el campo magnético en los polos del planeta.
- Determinar la composición, fuentes y concentraciones de electrones y protones en la magnetosfera.
- Caracterizar la estructura de la magnetosfera y su interacción con el viento solar, las lunas de Saturno y los anillos.
- Estudiar cómo Titán interactúa con el viento solar y con los gases ionizados de la magnetosfera de Saturno.

Los anillos

- Estudiar la configuración de los anillos y los procesos dinámicos responsables de la estructura de los mismos.
- Cartografiar la composición y la distribución del material de los anillos.
- Investigar la relación entre los anillos y las lunas de Saturno, incluyendo aquellas que se encuentran dentro el sistema de anillos del planeta.
- Determinar la distribución de polvo y meteoroides en la vecindad de los anillos.
- Estudiar las interacciones entre los anillos y la magnetosfera de Saturno, su ionosfera y su atmósfera.

Lunas heladas

- Determinar las características generales y la historia geológica de los satélites de Saturno.
- Definir los diferentes procesos físicos que han creado estas superficies, cortezas y materiales subterráneos de las lunas.
- Investigar la composición y distribución de los materiales superficiales, particularmente aquellos de aspecto oscuro, ricos en materia orgánica y los hielos condensados con bajos puntos de fusión.

- Determinar la composición global de las lunas, así como su estructura interna.
- Investigar las interacciones entre los satélites y la magnetosfera de Saturno, el sistema de anillos, así como las posibles inyecciones de gas en la magnetosfera.

Acontecimientos más importantes de los cuatro años de misión principal de la sonda Cassini:

- 74 órbitas en torno a Saturno.
- 45 sobrevuelos cercanos a Titán.
- 8 sobrevuelos cercanos a otros satélites de Saturno (3 a Encélado y uno a Febe, Hiperión, Dione, Rhea y Japeto)
- 30 sobrevuelos adicionales a varios satélites, a distancias inferiores a 100.000 Km.
- Un gran número de oportunidades para observar ocultaciones de Saturno y de su sistema de anillos.
- Una trayectoria de transferencia en Titán de 180°.
- Una secuencia de alta inclinación.


Fases de la misión principal de la sonda Cassini

1.- Inserción orbital y eyección de la sonda de descenso (1 de julio 2004 a 15 de febrero de 2005).

Esta es la primera parte del viaje de la Cassini en torno a Saturno, que comprende tres órbitas en torno al planeta. Los acontecimientos más destacados de esta fase son la inserción orbital y la eyección de la sonda de descenso hacia Titán (enero de 2005). Estos eventos determinarán el éxito de la misión Cassini-Huygens y sus resultados servirán para planificar con detalle el futuro de la exploración de Saturno y Titán.

Vista en planta y en perfil de la trayectoria de la Cassini entre el momento de inserción orbital y el despliegue de Huygens.

2.- Secuencia de ocultación (15 de febrero a 9 de julio de 2005).

Comprende el intervalo de tiempo entre las órbitas 3 y 14 de Cassini en torno al planeta Saturno.

Los anillos de Saturno oscilan en un periodo de tiempo de 15 años, ciclo durante el cual es posible estudiarlos desde la Tierra cuando éstos se hallan inclinados o “abiertos”. Según transcurre el tiempo dentro de este periodo, el sistema de anillos se va disponiendo de tal modo que en determinados momentos se muestran de perfil -”cerrados”- para los observadores terrestres. Cuando la Cassini comience a realizar su recorrido en torno al planeta Saturno, verá los anillos inclinados o “abiertos”, configuración que permitirá a la sonda observar como la Tierra o el Sol son ocultados por los mismos. Estos fenómenos, las ocultaciónes, ofrecen información muy útil que permite a los científicos obtener datos acerca de la estructura y evolución del sistema de anillos.

Vista en planta y en perfil de la secuencia de rotación en pétalos para el estudio de la magnetocola.

3.- Rotación en forma de pétalos y estudio de la magnetocola (7 de septiembre de 2005 a 22 de julio de 2006)

Consistirá en ir rotando la órbita de la sonda espacial con respecto a los observadores situados en Tierra. Este intervalo de tiempo abarcará las órbitas 14 a 26 y permitirá a los científicos obtener información muy valiosa sobre la magnetosfera de Saturno, especialmente sobre la magnetocola, región del campo magnético de Saturno situada opuesta a la dirección del Sol.

Vista en planta y en perfil de la secuencia de rotación en pétalos para el estudio de la magnetocola.

4.- Transferencia de 180° hacia Titán (22 de julio de 2006 a 30 de junio de 2007)

Los responsables de la misión harán maniobrar la sonda espacial de tal modo que la orientación del vehículo se modifique en unos 180° con respecto al Sol. Para realizar este proceso se necesitarán efectuar 22 órbitas en torno a Saturno (órbitas 26 a 47), realizando sobrevuelos a Titán. Esta transferencia permitirá a los científicos realizar estudios del planeta Saturno desde diferentes perspectivas.

Vista en planta y en perfil de la transferencia de 180° empleando Titán.

5.- Estudio de los satélites helados (30 de junio a 31 de agosto de 2007).

Inmediatamente después de haber realizado la secuencia de transferencia de 180° empleando a Titán, la sonda Cassini realizará sobrevuelos muy cercanos a varios de los satélites helados de Saturno (Encélado, Hiperión, Dione, Rhea y Japeto) para estudiar sus características con detalle. Este periodo de tiempo abarcará las órbitas 47 a 49.

Vista en planta y en perfil de las sobrevuelos a los satélites helados.

6.- Secuencia de alta inclinación (31 de agosto de 2007 a 1 de julio de 2008).

El estudio de Saturno desde una perspectiva de un ángulo de alta inclinación es de gran interés científico. La observación de las regiones polares ofrece una buena oportunidad para estudiar los anillos del planeta y su magnetosfera. La secuencia de alta inclinación también permitirá llevar a cabo ocultaciones solares, estelares y en radio -vistas desde la Tierra- de Saturno, su sistema de anillos y Titán, estudios que permitirán a los investigadores comprender la naturaleza de los estos cuerpos y su entorno.

Estos estudios abarcan el periodo de tiempo comprendido entre la órbita 49 y el final de la misión principal (órbita 74). La decisión con respecto a proseguir con una misión extendida se realizará en base al estado de la sonda espacial, el combustible disponible en la misma y otros factores.

Vista en planta y en perfil de la secuencia de alta inclinación de la Cassini.

Lo cierto es que, hemos aprendido bien a solucionar nuestras carencias espaciales y, estos ingenios que enviamos a regiones lejanas del Sistema Solar, nos cuentan lo que ven e investigan lo que queremos saber.

Está claro que estas misiones nos ofrecen conocimientos que no teníamos y, después de este misión, tanto Titán como Saturno, tienen  algunos misterios menos que antes de llegar allí y enviarnos la información que ahora tenemos. Por aquel entonces decía al finalizar:

¡Pronto a Marte!

Pero, lo de Marte, aunque tenemos allí a Curiosity, casi recien llegada, es otra misión muy diferente y, tenemos la ilusión de poner nuestros pies en aquel planeta que, no ofrece, precisamente, las mejores condiciones para ello. Todo eso hace que la soñada Base en Marter, tenga que esperar y, creo que, la Curiosity, aunque nos enviará valiosos datos…dejará para la expedición humana el descubrimiento de la presencia de vida que hay en ese planeta pero, no precisamente en su superficie.

emilio silvera

Es sorprendente, como funciona la Naturaleza

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               En cualquier galaxia pueden existir más de cien mil millones de estrellas

El Universo (al menos el nuestro), nos ofrece algo más, mucho más que grandes espacios vacíos, oscuros y fríos. En él podemos ver muchos lugares luminosos llenos de estrellas, de mundos y… muy probablemente de vida. Sin embargo, tenemos la sospecha de que, aparte del nuestro, otros universos podrían rondar por ahí y conformar un todo de múltiples Universos de caracterísiticas diversas y no en todos, serían posible la formación de estrellas y como consecuencia la Vida.

Cuando me sumerjo en los misterios y maravillas que encierra el Universo, no puedo dejar de sorprenderme por sus complejas y bellas formaciones, la inmensidad, la diversidad, las fuerzas que están presentes, los objetos que lo pueblan, la sorprendente presencia de formas de vida y su variedad, y, sobre todo, que esa materia animada pudiera llegar hasta la consciencia, emitir ideas y pensamientos.

                ¿Qué “escalera” habrá que subir para llegar a ese otro universo?

Como nunca nadie pudo estar en otro Universo, tenemos que imaginarlos y basados en la realidad del nuestro, hacemos conjeturas y comparaciones con otros que podrìan ser. ¿Quién puede asegurar que nuestro Universo es único? Realmente nadie puede afirmar tal cosa e incluso, estando limitados a un mundo de cuatro dimendiones espacio-temporales, no contamos con las condiciones físico-tecnológicas necesarias para poder captar (si es que lo hay), ese otro universo paralelo o simbiótico que presentimos junto al nuestro y que sospechamos que está situado mucho m´sas allá de nuestro alcance. Sin embnargo, podríamos conjeturar que, ambos universos, se necesitan mutuamente, el uno sin el otro no podría existir y, de esa manera, estaríamos en un universo dual dentro de la paradoja de no poder conocernos mutuamente, al menos de momento, al carecer de los conocimientos necesarios para construir esa tecnología futurista que nos llevaría a esos otros horizontes.

                                                ¿Quién sabe lo que en otros mundos podremos encontrar?

¡Oh mundo de muchos mundos!

¡Oh vida de vidas!

¿Cuál es tu centro?

¿Dónde estamos nosotros?

¿Habrá algo más de lo que vemos?

¿Debemos prestar atención a las voces que oímos en nuestras mentes?

¿Cómo pudimos llegar a saber de lo muy pequeño y de lo muy grande?

Pensemos por ejemplo que un átomo tiene aproximadamente 10-8 centímetros de diámetros. En los sólidos y líquidos ordinarios los átomos están muy juntos, casi en contacto mutuo. La densidad de los sólidos y líquidos ordinarios depende por tanto del tamaño exacto de los átomos, del grado de empaquetamiento y del peso de los distintos átomos.

De los sólidos ordinarios, el menos denso es el hidrógeno solidificado, con una densidad de 0’076 gramos por cm3. El más denso es un metal raro, el osmio, con una densidad de 22’48 gramos/cm3.

Si los átomos fuesen bolas macizas e incompresibles, el osmio sería el material más denso posible, y un centímetro cúbico de materia jamás podría pesar ni un kilogramo, y mucho menos toneladas.

Pero los átomos no son macizos. El físico neozelandés experimentador por excelencia, Ernest Ruthertord, demostró en 1.909 que los átomos eran en su mayor parte espacio vacío. La corteza exterior de los átomos contiene sólo electrones ligerísimos, mientras que el 99’9% de la masa del átomo está concentrada en una estructura diminuta situada en el centro: el núcleo atómico.

El núcleo atómico tiene un diámetro de unos 10-15 cm (aproximadamente 1/100.000 del propio átomo). Si los átomos de una esfera de materia se pudieran estrujar hasta el punto de desplazar todos los electrones y dejar a los núcleos atómicos en contacto mutuo, el diámetro de la esfera disminuiría hasta un nivel de 1/100.000 de su tamaño original.

De manera análoga, si se pudiera comprimir la Tierra hasta dejarla reducida a un balón de núcleos atómicos, toda su materia quedaría reducida a una esfera de unos 130 metros de diámetro. En esas mismas condiciones, el Sol mediría 13’7 km de diámetro en lugar de los 1.392.530 km que realmente mide. Y si pudiéramos convertir toda la materia conocida del universo en núcleos atómicos en contacto, obtendríamos una esfera de sólo algunos cientos de miles de km de diámetro, que cabría cómodamente dentro del cinturón de asteroides del Sistema Solar.

Si la estrella tiene la masa del Sol “muere” para convertirse en una nebulosa planetaria y en una enana blanca. Si la estrella que agota su combustible nuclear de fusión es más masiva en varias masas solares, el resultado es el de una Estrella de Neutrones, y, si es súpermasiva, será un agujero negro su destino final.

El calor y la presión que reinan en el centro de las estrellas rompen la estructura atómica y permiten que los núcleos atómicos empiecen a empaquetarse unos junto a otros. Las densidades en el centro del Sol son mucho más altas que la del osmio, pero como los núcleos atómicos se mueven de un lado a otros sin impedimento alguno, el material sigue siendo un gas.  Hay estrellas que se componen casi por entero de tales átomos destrozados.  La compañera de la estrella Sirio es una “enana blanca” no mayor que el planeta Urano, y sin embargo tiene una masa parecida a la del Sol.

Los núcleos atómicos se componen de protones y neutrones. Ya hemos dicho antes que todos los protones tienen carga eléctrica positiva y se repelen entre sí, de modo que en un lugar dado no se pueden reunir más de un centenar de ellos. Los neutrones, por el contrario, no tienen carga eléctrica y en condiciones adecuadas pueden estar juntos y empaquetados un enorme número de ellos para formar una “estrella de neutrones”. Los púlsares, según se cree, son estrellas de neutrones en rápida rotación.

https://josemauronunes.files.wordpress.com/2009/11/201203.jpg

Estas estrellas se forman cuando las estrellas de 2 – 3 masas solares, agotado el combustible nuclear, no pueden continuar fusionando el hidrógeno en helio, el helio en carbono, el carbono en oxígeno, etc, y explotan en supernovas. Las capas exteriores se volatilizan y son expulsados al espacio; el resto de la estrella (su mayor parte), al quedar a merced de la fuerza gravitatoria, es literalmente aplastada bajo su propio peso hasta tal punto que los electrones se funden con los protones y se forman neutrones que se comprimen de manera increíble hasta que se degeneran y emiten una fuerza que contrarresta la gravedad, quedándose estabilizada como estrella de neutrones.

Si el Sol se convirtiera en una estrella de neutrones, toda su masa quedaría concentrada en una pelota cuyo diámetro sería de 1/100.000 del actual, y su volumen (1/100.000)3, o lo que es lo mismo 1/1.000.000.000.000.000 (una milmillonésima) del actual. Su densidad sería, por tanto, 1.000.000.000.000.000 (mil billones) de veces superior a la que tiene ahora.

                               Nuestro Sol es la estrella más estudiada en nuestro mundo

La densidad global del Sol hoy día es de 1’4 gramos/cm3. Una estrella de neutrones a partir del Sol tendría una densidad que se reflejaría mediante 1.400.000.000.000.000 gramos por cm3. Es decir, un centímetro cúbico de una estrella de neutrones puede llegar a pesar 1.400.000.000 (mil cuatrocientos millones de toneladas). ¡Qué barbaridad! Sin embargo, en el contexto del Universo eso no supone nada si pensamos en su inmensidad. Si eso es así (que lo es), ¿qué somos nosotros comparados con toda esa grandeza? Bueno, si dejamos aparte el tamaño, creo que somos la parte del universo que piensa, o, al menos, una de las partes que puede hacerlo.

            Ahí se producen las transiciones de fase que transmutan la materia sencilla en la compleja

Objetos como estos pueblan el universo, e incluso más sorprendentes todavía, como es el caso de los agujeros negros explicado en páginas anteriores de este mismo trabajo. Cuando hablamos de las cosas del universo estamos hablando de cosas muy grandes. Cualquiera se podría preguntar, por ejemplo: ¿hasta cuándo podrá mantener el Sol la vida en la Tierra? Está claro que podrá hacerlo mientras radie energía y nos envie luz y calor que la haga posible tal como la conocemos.

Como ya explicamos antes, la radiación del Sol proviene de la fusión del hidrógeno en helio. Para producir la radiación vertida por el sol se necesita una cantidad ingente de fusión: cada segundo tienen que fusionarse 4.654.600.000 toneladas de hidrógeno en 4.650.000.000 toneladas de helio  (las 4.600 toneladas restantes se convierten en energía de radiación y las pierde el Sol para siempre. La ínfima porción de esta energía que incide sobre la Tierra basta para mantener toda la vida en nuestro planeta).

Nadie diría que con este consumo tan alto de hidrógeno por segundo, el Sol pudiera durar mucho tiempo, pero es que ese cálculo no tiene encuenta el enorme tamaño del Sol. Su masa totaliza 2.200.000.000.000.000. 000.000.000.000 (más de dos mil cuatrillones) de toneladas. Un 53% de esta masa es hidrógeno, lo cual significa que el Sol contiene en la actualidad una cantidad de 1.166.000.000.000.000.000.0000.0000.000 toneladas.

Para completar datos diré que el resto de la masa del Sol es casi todo helio. Menos del 0’1 por 100 de su masa está constituido por átomos más complicados que el helio. El helio es más compacto que el hidrógeno. En condiciones idénticas, un número dado de átomos de helio tiene una masa cuatro veces mayor el mismo número de átomos de hidrógeno. O dicho de otra manera: una masa dada de helio ocupa menos espacio que la misma masa de hidrógeno. En función del volumen – el espacio ocupado -, el Sol es hidrógeno en un 80 por ciento.

Si suponemos que el Sol fue en origen todo hidrógeno, que siempre ha convertido hidrógeno en helio al ritmo dicho de 4.654.600  toneladas  por segundo y que lo seguirá haciendo hasta el final, se calcula que ha estado radiando desde hace unos 4.000 millones de años y que seguirá haciéndolo durante otros cinco mil millones de años más.

Pero las cosas no son tan simples. El Sol es una estrella de segunda generación, constituida a partir de gas y polvo cósmico desperdigado por estrellas que se habían quemado y explotado miles de millones de años atrás.  Así pues, la materia prima del Sol contenía ya mucho helio desde el principio, lo que nos lleva a pensar que el final puede estar algo más cercano.

Por otra parte, el Sol no continuará radiando exactamente al mismo ritmo que ahora. El hidrógeno y el helio no están perfectamente entremezclados. El helio está concentrado en el núcleo central y la reacción de fusión se produce en la superficie del núcleo.

A medida que el Sol siga radiando, irá adquiriendo una masa cada vez mayor ese núcleo de helio y la temperatura en el centro aumentará. En última instancia, la temperatura sube lo suficiente como para transformar los átomos de helio en átomos más complicados. Hasta entonces el Sol radiará más o menos como ahora, pero una vez que comience la fusión del helio, empezará a expandirse y a convertirse poco a poco en una gigante roja. El calor se hará insoportable en la Tierra, los océanos se evaporarán y el planeta dejará de albergar vida en la forma que la conocemos.

La esfera del Sol, antes de explotar para convertirse en una enana blanca, aumentará engullendo a Mercurio y a Venus y quedará cerca del planeta Tierra, que para entonces será un planeta yermo.

Los astrónomos estiman que el Sol entrará en esta nueva fase en unos 5 ó 6 mil millones de años. Así que el tiempo que nos queda por delante es como para no alarmarse todavía. Sin embargo, el no pensar en ello… no parece conveniente.

Espero que al lector de este trabajo, encargado por la Asociación Cultural “Amigos de la Física 137, e/hc”, les esté entreteniendo y sobre todo interesando los temas que aquí hemos tratado, siempre con las miras puestas en difundir el conocimiento científico de temas de la naturaleza como la astronomía y la física. Tratamos de elegir temas de interés y aquellos que han llamado la atención del público en general, explicándolos y respondiendo a preguntas que seguramente les gustaría conocer, tales como: ¿por qué la Luna muestra siempre la misma cara hacia la Tierra?

La atracción gravitatoria de la Luna sobre la Tierra hace subir el nivel de los océanos a ambos lados de nuestro planeta y crea así dos abultamientos. A medida que la Tierra gira de oeste a este, estos dos bultos – de los cuales uno mira hacia la Luna y el otro en dirección contraria – se desplazan de este a oeste alrededor de la Tierra.

Al efectuar este desplazamiento, los dos bultos rozan contra el fondo de los mares poco profundos, como el de Bering o el de Irlanda. Tal rozamiento convierte energía de rotación en calor, y este consumo de la energía de rotación terrestre hace que el movimiento de rotación de la Tierra alrededor de su eje vaya disminuyendo poco a poco. Las mareas actúan como freno sobre la rotación de la Tierra, y como consecuencia de ello, los días terrestres se van alargando un segundo cada mil años.

Resultado de imagen de Las mareas y la Gravedad atractiva de la Luna

Pero no es sólo el agua del océano lo que sube de nivel en respuesta a la gravedad lunar. La corteza sólida de la Tierra también acusa el efecto, aunque en medida menos notable. El resultado son dos pequeños abultamientos rocosos que van girando alrededor de la Tierra, el uno mirando hacia la Luna y el otro en la cara opuesta de nuestro planeta. Durante ese desplazamiento, el rozamiento de una capa rocosa contra otra va minando también la energía de rotación terrestre. (Los bultos, claro está, no se mueven físicamente alrededor del planeta, sino que a medida que el planeta gira, remiten en un lugar y se forman en otro, según qué porciones de la superficie pasen por debajo de la Luna y sean atraídas por su fuerza de gravedad).

La Luna no tiene mares ni mareas en el sentido corriente. Sin embargo, la corteza sólida de la luna acusa la fuerte atracción gravitacional de la Tierra, y no hay que olvidar que ésta es 80 veces más grande que la Luna. El abultamiento provocado en la superficie lunar es mucho mayor que el de la superficie terrestre. Por tanto, si la Luna rotase en un periodo de 24 horas, estaría sometida a un rozamiento muchísimo mayor que la Tierra. Además, como nuestro satélite tiene una masa mucho menor que la Tierra, su energía total de rotación sería, ya de entrada, para periodos de rotación iguales, mucho menor.

                                               Luna roja sobre el Templo de Poseidon

Así pues, la Luna, con una reserva inicial de energía muy pequeña, socavada rápidamente por los grandes bultos provocados por la Tierra, tuvo que sufrir una disminución relativamente rápida de su periodo de rotación.  Hace seguramente muchos millones de años debió de decelerarse hasta el punto de que el día lunar se igualó con el mes lunar. De ahí en adelante, la Luna siempre mostraría la misma cara hacia el planeta Tierra.

                Siempre nos muestra la misma cara

Esto, a su vez, congela los abultamientos en una aposición fija. Unos de ellos miran hacia la Tierra desde el centro mismo de la cara lunar que nosotros vemos, mientras que el otro está apuntando en dirección contraria desde el centro mismo de la cara lunar que no podemos ver. Puesto que las dos caras no cambian de posición a medida que la Luna gira alrededor de la Tierra, los bultos no experimentan ningún nuevo cambio ni tampoco se produce rozamiento alguno que altere el periodo de rotación del satélite. La luna continuará mostrándonos la misma cara indefinidamente; lo cual, como veis, no es ninguna coincidencia, sino la consecuencia inevitable de la gravitación y del rozamiento. La Luna es un caso relativamente simple. En ciertas condiciones, el rozamiento debido a las mareas puede dar lugar a condiciones de estabilidad más complicadas.

Resultado de imagen de El planeta Mercurio y su rotación

Durante unos ochenta años, por ejemplo, se pensó que Mercurio (el planeta más cercan al Sol y el más afectado por la fuerza gravitatoria solar) ofrecía siempre la misma cara al Sol, por el mismo motivo que la Luna ofrece siempre la misma cara a la Tierra. Pero se ha comprobado que, en el caso de este planeta, los efectos del rozamiento producen un periodo estable de rotación de 58 días, que es justamente dos tercios de los 88 días que constituyen el período de revolución de Mercurio alrededor del Sol.

Hay tantas cosas que aprender que el corto tiempo que se nos permite estar aquí es totalmente insuficiente para conocer todo lo que nos gustaría. ¿Hay algo más penoso que la ignorancia? ¿Hay algo más excitante que el descubrir y saber?

emilio silvera

Es sorprendente, como funciona la Naturaleza

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               En cualquier galaxia pueden existir más de cien mil millones de estrellas

El Universo (al menos el nuestro), nos ofrece algo más, mucho más que grandes espacios vacíos, oscuros y fríos. En él podemos ver muchos lugares luminosos llenos de estrellas, de mundos y… muy probablemente de vida. Sin embargo, tenemos la sospecha de que, aparte del nuestro, otros universos podrían rondar por ahí y conformar un todo de múltiples Universos de caracterísiticas diversas y no en todos, serían posible la formación de estrellas y como consecuencia de la Vida.

Cuando me sumerjo en los misterios y maravillas que encierra el Universo, no puedo dejar de sorprenderme por sus complejas y bellas formaciones, la inmensidad, la diversidad, las fuerzas que están presentes, los objetos que lo pueblan, la sorprendente presencia de formas de vida y su variedad, y, sobre todo, que esa materia animada pudiera llegar hasta la consciencia, emitir ideas y pensamientos.

                ¿Qué “escalera” habrá que subir para llegar a ese otro universo?

Como nunca nadie pudo estar en otro Universo, tenemos que imaginarlos y basados en la realidad del nuestro, hacemos conjeturas y comparaciones con otros que podrìan ser. ¿Quién puede asegurar que nuestro Universo es único? Realmente nadie puede afirmar tal cosa e incluso, estando limitados a un mundo de cuatro dimendiones espacio-temporales, no contamos con las condiciones físico-tecnológicas necesarias para poder captar (si es que lo hay), ese otro universo paralelo o simbiótico que presentimos junto al nuestro y que sospechamos que está situado mucho m´sas allá de nuestro alcance. Sin embnargo, podríamos conjeturar que, ambos universos, se necesitan mutuamente, el uno sin el otro no podría existir y, de esa manera, estaríamos en un universo dual dentro de la paradoja de no poder conocernos mutuamente, al menos de momento, al carecer de los conocimientos necesarios para construir esa tecnología futurista que nos llevaría a esos otros horizontes.

                                                ¿Quién sabe lo que en otros mundos podremos encontrar?

¡Oh mundo de muchos mundos!

¡Oh vida de vidas!

¿Cuál es tu centro?

¿Dónde estamos nosotros?

¿Habrá algo más de lo que vemos?

¿Debemos prestar atención a las voces que oímos en nuestras mentes?

¿Cómo pudimos llegar a saber de lo muy pequeño y de lo muy grande?

Pensemos por ejemplo que un átomo tiene aproximadamente 10-8 centímetros de diámetros. En los sólidos y líquidos ordinarios los átomos están muy juntos, casi en contacto mutuo. La densidad de los sólidos y líquidos ordinarios depende por tanto del tamaño exacto de los átomos, del grado de empaquetamiento y del peso de los distintos átomos.

De los sólidos ordinarios, el menos denso es el hidrógeno solidificado, con una densidad de 0’076 gramos por cm3. El más denso es un metal raro, el osmio, con una densidad de 22’48 gramos/cm3.

Si los átomos fuesen bolas macizas e incompresibles, el osmio sería el material más denso posible, y un centímetro cúbico de materia jamás podría pesar ni un kilogramo, y mucho menos toneladas.

Pero los átomos no son macizos. El físico neozelandés experimentador por excelencia, Ernest Ruthertord, demostró en 1.909 que los átomos eran en su mayor parte espacio vacío. La corteza exterior de los átomos contiene sólo electrones ligerísimos, mientras que el 99’9% de la masa del átomo está concentrada en una estructura diminuta situada en el centro: el núcleo atómico.

El núcleo atómico tiene un diámetro de unos 10-15 cm (aproximadamente 1/100.000 del propio átomo). Si los átomos de una esfera de materia se pudieran estrujar hasta el punto de desplazar todos los electrones y dejar a los núcleos atómicos en contacto mutuo, el diámetro de la esfera disminuiría hasta un nivel de 1/100.000 de su tamaño original.

De manera análoga, si se pudiera comprimir la Tierra hasta dejarla reducida a un balón de núcleos atómicos, toda su materia quedaría reducida a una esfera de unos 130 metros de diámetro. En esas mismas condiciones, el Sol mediría 13’7 km de diámetro en lugar de los 1.392.530 km que realmente mide. Y si pudiéramos convertir toda la materia conocida del universo en núcleos atómicos en contacto, obtendríamos una esfera de sólo algunos cientos de miles de km de diámetro, que cabría cómodamente dentro del cinturón de asteroides del Sistema Solar.

Si la estrella tiene la masa del Sol “muere” para convertirse en una nebulosa planetaria y en una enana blanca. Si la estrella que agota su combustible nuclear de fusión es más masiva en varias masas solares, el resultado es el de una Estrella de Neutrones, y, si es súpermasiva, será un agujero negro su destino final.

El calor y la presión que reinan en el centro de las estrellas rompen la estructura atómica y permiten que los núcleos atómicos empiecen a empaquetarse unos junto a otros. Las densidades en el centro del Sol son mucho más altas que la del osmio, pero como los núcleos atómicos se mueven de un lado a otros sin impedimento alguno, el material sigue siendo un gas.  Hay estrellas que se componen casi por entero de tales átomos destrozados.  La compañera de la estrella Sirio es una “enana blanca” no mayor que el planeta Urano, y sin embargo tiene una masa parecida a la del Sol.

Los núcleos atómicos se componen de protones y neutrones. Ya hemos dicho antes que todos los protones tienen carga eléctrica positiva y se repelen entre sí, de modo que en un lugar dado no se pueden reunir más de un centenar de ellos. Los neutrones, por el contrario, no tienen carga eléctrica y en condiciones adecuadas pueden estar juntos y empaquetados un enorme número de ellos para formar una “estrella de neutrones”. Los púlsares, según se cree, son estrellas de neutrones en rápida rotación.

https://josemauronunes.files.wordpress.com/2009/11/201203.jpg

Estas estrellas se forman cuando las estrellas de 2 – 3 masas solares, agotado el combustible nuclear, no pueden continuar fusionando el hidrógeno en helio, el helio en carbono, el carbono en oxígeno, etc, y explotan en supernovas. Las capas exteriores se volatilizan y son expulsados al espacio; el resto de la estrella (su mayor parte), al quedar a merced de la fuerza gravitatoria, es literalmente aplastada bajo su propio peso hasta tal punto que los electrones se funden con los protones y se forman neutrones que se comprimen de manera increíble hasta que se degeneran y emiten una fuerza que contrarresta la gravedad, quedándose estabilizada como estrella de neutrones.

Si el Sol se convirtiera en una estrella de neutrones, toda su masa quedaría concentrada en una pelota cuyo diámetro sería de 1/100.000 del actual, y su volumen (1/100.000)3, o lo que es lo mismo 1/1.000.000.000.000.000 (una milmillonésima) del actual. Su densidad sería, por tanto, 1.000.000.000.000.000 (mil billones) de veces superior a la que tiene ahora.

                               Nuestro Sol es la estrella más estudiada en nuestro mundo

La densidad global del Sol hoy día es de 1’4 gramos/cm3. Una estrella de neutrones a partir del Sol tendría una densidad que se reflejaría mediante 1.400.000.000.000.000 gramos por cm3. Es decir, un centímetro cúbico de una estrella de neutrones puede llegar a pesar 1.400.000.000 (mil cuatrocientos millones de toneladas). ¡Qué barbaridad! Sin embargo, en el contexto del Universo eso no supone nada si pensamos en su inmensidad. Si eso es así (que lo es), ¿qué somos nosotros comparados con toda esa grandeza? Bueno, si dejamos aparte el tamaño, creo que somos la parte del universo que piensa, o, al menos, una de las partes que puede hacerlo.

            Ahí se producen las transiciones de fase que transmutan la materia sencilla en la compleja

Objetos como estos pueblan el universo, e incluso más sorprendentes todavía, como es el caso de los agujeros negros explicado en páginas anteriores de este mismo trabajo. Cuando hablamos de las cosas del universo estamos hablando de cosas muy grandes. Cualquiera se podría preguntar, por ejemplo: ¿hasta cuándo podrá mantener el Sol la vida en la Tierra? Está claro que podrá hacerlo mientras radie energía y nos envie luz y calor que la haga posible tal como la conocemos.

Como ya explicamos antes, la radiación del Sol proviene de la fusión del hidrógeno en helio. Para producir la radiación vertida por el sol se necesita una cantidad ingente de fusión: cada segundo tienen que fusionarse 4.654.600.000 toneladas de hidrógeno en 4.650.000.000 toneladas de helio  (las 4.600 toneladas restantes se convierten en energía de radiación y las pierde el Sol para siempre. La ínfima porción de esta energía que incide sobre la Tierra basta para mantener toda la vida en nuestro planeta).

Nadie diría que con este consumo tan alto de hidrógeno por segundo, el Sol pudiera durar mucho tiempo, pero es que ese cálculo no tiene encuenta el enorme tamaño del Sol. Su masa totaliza 2.200.000.000.000.000. 000.000.000.000 (más de dos mil cuatrillones) de toneladas. Un 53% de esta masa es hidrógeno, lo cual significa que el Sol contiene en la actualidad una cantidad de 1.166.000.000.000.000.000.0000.0000.000 toneladas.

Para completar datos diré que el resto de la masa del Sol es casi todo helio. Menos del 0’1 por 100 de su masa está constituido por átomos más complicados que el helio. El helio es más compacto que el hidrógeno. En condiciones idénticas, un número dado de átomos de helio tiene una masa cuatro veces mayor el mismo número de átomos de hidrógeno. O dicho de otra manera: una masa dada de helio ocupa menos espacio que la misma masa de hidrógeno. En función del volumen – el espacio ocupado -, el Sol es hidrógeno en un 80 por ciento.

Si suponemos que el Sol fue en origen todo hidrógeno, que siempre ha convertido hidrógeno en helio al ritmo dicho de 4.654.000  toneladas  por segundo y que lo seguirá haciendo hasta el final, se calcula que ha estado radiando desde hace unos 4.000 millones de años y que seguirá haciéndolo durante otros cinco mil millones de años más.

Pero las cosas no son tan simples. El Sol es una estrella de segunda generación, constituida a partir de gas y polvo cósmico desperdigado por estrellas que se habían quemado y explotado miles de millones de años atrás.  Así pues, la materia prima del Sol contenía ya mucho helio desde el principio, lo que nos lleva a pensar que el final puede estar algo más cercano.

Por otra parte, el Sol no continuará radiando exactamente al mismo ritmo que ahora. El hidrógeno y el helio no están perfectamente entremezclados. El helio está concentrado en el núcleo central y la reacción de fusión se produce en la superficie del núcleo.

A medida que el Sol siga radiando, irá adquiriendo una masa cada vez mayor ese núcleo de helio y la temperatura en el centro aumentará. En última instancia, la temperatura sube lo suficiente como para transformar los átomos de helio en átomos más complicados. Hasta entonces el Sol radiará más o menos como ahora, pero una vez que comience la fusión del helio, empezará a expandirse y a convertirse poco a poco en una gigante roja. El calor se hará insoportable en la Tierra, los océanos se evaporarán y el planeta dejará de albergar vida en la forma que la conocemos.

La esfera del Sol, antes de explotar para convertirse en una enana blanca, aumentará engullendo a Mercurio y a Venus y quedará cerca del planeta Tierra, que para entonces será un planeta yermo.

Los astrónomos estiman que el Sol entrará en esta nueva fase en unos 5 ó 6 mil millones de años. Así que el tiempo que nos queda por delante es como para no alarmarse todavía. Sin embargo, el no pensar en ello… no parece conveniente.

Espero que al lector de este trabajo, encargado por la Asociación Cultural “Amigos de la Física 137, e/hc”, les esté entreteniendo y sobre todo interesando los temas que aquí hemos tratado, siempre con las miras puestas en difundir el conocimiento científico de temas de la naturaleza como la astronomía y la física. Tratamos de elegir temas de interés y aquellos que han llamado la atención del público en general, explicándolos y respondiendo a preguntas que seguramente les gustaría conocer, tales como: ¿por qué la Luna muestra siempre la misma cara hacia la Tierra?

La atracción gravitatoria de la Luna sobre la Tierra hace subir el nivel de los océanos a ambos lados de nuestro planeta y crea así dos abultamientos. A medida que la Tierra gira de oeste a este, estos dos bultos – de los cuales uno mira hacia la Luna y el otro en dirección contraria – se desplazan de este a oeste alrededor de la Tierra.

Al efectuar este desplazamiento, los dos bultos rozan contra el fondo de los mares poco profundos, como el de Bering o el de Irlanda. Tal rozamiento convierte energía de rotación en calor, y este consumo de la energía de rotación terrestre hace que el movimiento de rotación de la Tierra alrededor de su eje vaya disminuyendo poco a poco. Las mareas actúan como freno sobre la rotación de la Tierra, y como consecuencia de ello, los días terrestres se van alargando un segundo cada mil años.

Pero no es sólo el agua del océano lo que sube de nivel en respuesta a la gravedad lunar. La corteza sólida de la Tierra también acusa el efecto, aunque en medida menos notable. El resultado son dos pequeños abultamientos rocosos que van girando alrededor de la Tierra, el uno mirando hacia la Luna y el otro en la cara opuesta de nuestro planeta. Durante ese desplazamiento, el rozamiento de una capa rocosa contra otra va minando también la energía de rotación terrestre. (Los bultos, claro está, no se mueven físicamente alrededor del planeta, sino que a medida que el planeta gira, remiten en un lugar y se forman en otro, según qué porciones de la superficie pasen por debajo de la Luna y sean atraídas por su fuerza de gravedad).

La Luna no tiene mares ni mareas en el sentido corriente. Sin embargo, la corteza sólida de la luna acusa la fuerte atracción gravitacional de la Tierra, y no hay que olvidar que ésta es 80 veces más grande que la Luna. El abultamiento provocado en la superficie lunar es mucho mayor que el de la superficie terrestre. Por tanto, si la Luna rotase en un periodo de 24 horas, estaría sometida a un rozamiento muchísimo mayor que la Tierra. Además, como nuestro satélite tiene una masa mucho menor que la Tierra, su energía total de rotación sería, ya de entrada, para periodos de rotación iguales, mucho menor.

                                               Luna roja sobre el Templo de Poseidon

Así pues, la Luna, con una reserva inicial de energía muy pequeña, socavada rápidamente por los grandes bultos provocados por la Tierra, tuvo que sufrir una disminución relativamente rápida de su periodo de rotación.  Hace seguramente muchos millones de años debió de decelerarse hasta el punto de que el día lunar se igualó con el mes lunar. De ahí en adelante, la Luna siempre mostraría la misma cara hacia el planeta Tierra.

                Siempre nos muestra la misma cara

Esto, a su vez, congela los abultamientos en una aposición fija. Unos de ellos miran hacia la Tierra desde el centro mismo de la cara lunar que nosotros vemos, mientras que el otro está apuntando en dirección contraria desde el centro mismo de la cara lunar que no podemos ver. Puesto que las dos caras no cambian de posición a medida que la Luna gira alrededor de la Tierra, los bultos no experimentan ningún nuevo cambio ni tampoco se produce rozamiento alguno que altere el periodo de rotación del satélite. La luna continuará mostrándonos la misma cara indefinidamente; lo cual, como veis, no es ninguna coincidencia, sino la consecuencia inevitable de la gravitación y del rozamiento. La Luna es un caso relativamente simple. En ciertas condiciones, el rozamiento debido a las mareas puede dar lugar a condiciones de estabilidad más complicadas.

Durante unos ochenta años, por ejemplo, se pensó que Mercurio (el planeta más cercan al Sol y el más afectado por la fuerza gravitatoria solar) ofrecía siempre la misma cara al Sol, por el mismo motivo que la Luna ofrece siempre la misma cara a la Tierra. Pero se ha comprobado que, en el caso de este planeta, los efectos del rozamiento producen un periodo estable de rotación de 58 días, que es justamente dos tercios de los 88 días que constituyen el período de revolución de Mercurio alrededor del Sol.

Hay tantas cosas que aprender que el corto tiempo que se nos permite estar aquí es totalmente insuficiente para conocer todo lo que nos gustaría. ¿Hay algo más penoso que la ignorancia? ¿Hay algo más excitante que el descubrir y saber?

emilio silvera

Son más las preguntas que las respuestas

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L

                                                            Lo que pasará mañana… ¿Quién lo puede saber?

File:OrionCC.jpg

 

 

 

 

 

 

Hace mucho tiempo ya que la Humanidad sueña con la conquista del espacio y, para ello, lo primero que tenía que hacer era conocer lo que el Espacio es. Desde la lejanía se miraban las estrellas lejanas y eran muchas las preguntas que no se podían contestar. Más tarde, llegaron Galileo y otros antes y después de él, que con su ingenio pudieron desvelar muchos de aquellos misterios. Los grandes telescopios nos llevaron hacia el cielo profundo en las lejanas regiones del Universo y, entre otras muchas cosas, pudimos que más de cien moléculas diferentes “vivian” en las densas nubes de gas y polvo del medio interestelar. Muchas de ellas, para nuestro asombro, eran vitales para la formación y el surgir de la vida tal como la conocemos.

                                                       Arriba la Nebulosa Cabeza de Caballo en Orión

De estas moléculas, ochenta y tres contienen carbono, entre las que se encuentran el ácido cianhídrico HCN, el amoníaco NH3 y el formaldehído H2CO. Moléculas precursoras que generalmente conducen a los aminoácidos. Para verificar que la síntesis de aminoácidos en las del medio interestelar es posible, una mezcla de hielo de agua, amoníaco, metanol, monóxido y dióxido de carbono ha sido irradiada en el Laboratorio de Astrofísica de Leyde en Holanda, en condiciones que imitan a las del medio interestelar (vacío impulsado de 10-7 mbar, y temperatura de -261°C).

A todo esto, ahora podemos contemplar nuestro propio planeta visto el espacio y, la belleza de la imagen nos lleva a pensar que, en realidad, es la uténtica joya del Sistema . Ninguno de los planetas o lunas, conforman un conjunto similar de belleza física en la que se juntan una serie de parámetros espaciales que la hacen singular. De hecho, tan singular es que, la vida consciente está ahí presente. A veces, como nuestra imaginación es inquieta, y pensamos -es inevitable- en la existencia de otros mundos habitados, nos podemos preguntar:

Pero, ¿es fácil localizar planetas como la Tierra?

Por sorprendente que pueda parecer, especialmente después de ver las imágenes de la Tierra tomadas el espacio, en las cuales ésta aparece como una brillante bola azul y blanca sobre un fondo oscuro, la luz visible no ofrece las mejores perspectivas para detectar directamente otros planetas similares a la Tierra. Esto es así por dos razones:

En primer lugar, la luz visible que se recibe desde un planeta como la Tierra es en esencia el reflejo de la luz procedente de su estrella progenitora, por lo que no sólo es relativamente débil, sino que resulta muy difícil de captar a distancias astronómicas  sobre el fondo iluminado por el resplandor de dicha estrella.

A pesar de todo, hemos conseguido encontrar…¿otras Tierras? que como Gliese 581 g, nos podrían dar alguna sorpresa. Pero sigamos…

En segundo lugar, del de la Tierra alcanzan en realidad su brillo máximo en la parte de rayos infrarrojos del espectro electromagnético, por el modo en que la energía absorbida procedente del Sol vuelve a irradiarse en la zona de infrarrojos de dicho espectro, con longitudes de onda más largas que las de la luz visible.

En una longitud de onda de unas pocas micras, la Tierra es el planeta más brillante del Sistema solar y destacaría como un objeto impactante si se utilaza cualquier telescopio de infrarrojos suficientemente sensible situado en nuestra proximidad estelar. El problema es que, dado que la radiación de infrarrojos es absorbida por los propios gases de la atmósfera terrestre, como el dióxido de carbono y el vapor de agua, que son lo que nos interesa , el telescopio que se utilice para buscar otros planetas como la Tierra tendrá que ser colocado en las profundidades del espacio, lejos de cualquier fuente potencial de contaminación. También tendrá que ser muy sensible, lo que significa muy grande. De ahí que estemos hablando de un proyecto internacional muy caro que tardará décadas en llevarse a buen puerto haciéndolo una realidad, y, mientras tanto, en la exploración espacial nos encontramos con extraños objetos y figuras como los de la imagen siguiente:

Resultado de imagen de Anillos gigantes espaciales

Anillos gigantes espaciales:  Los anillos parecen de joyas pero son de agujeros negros. Esta imagen conjunta de Arp 147, una pareja de galaxias interactuando localizada a unos 430 millones de años luz de la Tierra mostrada en rayos X desde el observatorio Chandra de la NASA (en rosa), y los ópticos del Telescopio Espacial Hubble (rojo, verde, azul). Lo ha producido el Instituto de Ciencias del Telescopio Espacial en Baltimore. Arp 147 contiene remanente de una galaxia espiral (derecha) que chocó con la galaxia elíptica (izquierda).

La explosión produjo una enorme onda expansiva de formación estelar que se muestra como un gran anillo azul que contiene abundancia de estrellas masivas jóvenes que, en pocos millones de años, explotarán en supernovas dejando atrás estrellas de neutrones y agujeros negros que, con su enormes masas, tirarán del material de las estrellas compañeras ahí presentes.

La sola presencia de gases como el dióxido de carbono y el vapor de agua no es suficiente como un signo de vida, pero sí de la existencia de planetas del de la Tierra en el sentido de que tendrían una atmósfera como Venus y Marte, mientras que, en particular, la presencia de agua indicaría la probabilidad de que existiera un lugar adecuado para la vida.

Hasta hoy, se han identificado más de 500 planetas extrasolares gigantes. A principios de abril del 2007 se detectó por primera vez vapor de agua en la atmósfera de un exoplaneta (HD209458b). También en abril del 2007, el VLT (Telescopio Muy Grande) en Chile detectó un planeta con un tamaño 5 veces el de la Tierra próximo a la estrella enana Gliese 581 -el que antes os mostraba-, donde se garantiza una temperatura de 0 y 40º Centígrados, ¡lo que permite la presencia de agua!. ¡Sólo está a 20,5 años luz!.

Un pequeño de exoplanetas han sido descubiertos con la ayuda del método de los tránsitos, que consiste en detectar la sombra de un planeta cuando en su órbita pasa por delante de su estrella y provoca un minieclipse. Medimos entonces la débil y pasajera ocultación de la estrella provocada por el paso del planeta.

Archivo:The Earth seen from Apollo 17.jpg

                                                                La Tierra vista el Apolo 17

La búsqueda de vida en los planetas extrasolares hacerse sólo por el análisis espectral de sus manifestaciones, singularidades en la atmósfera y/o un mensaje electromagnético “inteligente” de una civilización avanzada extraterrena. La atmósfera terrestre alberga un 21 % de oxígeno mientras que las atmósferas de otros planetas del sistema presentan sólo rastros. El oxígeno en la atmósfera terrestre es una singularidad por dos motivos: Es superabundante con relación a la corteza terrestre y debería normalmente desaparecer por recombinación con los minerales. Su presencia permanente está ligada a la existencia de vida intensa en la superficie de la tierra y no dejaría de llamar la atención a cualquier extraterrestre que observara la Tierra en busca de vida.

La presencia de grandes cantidades de oxígeno atmosférico se revelaría por la raya característica del oxígeno a 760 nm con la ayuda de un espectrofotometro en espectro visible del planeta. Por razones prácticas, es más fácil buscar la firma del ozono O3, en el espectro infrarrojo a 9,6 μm. En la hipótesis, extremadamente seductora, de que el oxígeno atmosférico extraterreno sería puesto en evidencia, los escépticos no dejarían de hacer ver que el oxígeno puede ser producido por mecanismos químicos no biológicos. Sea lo que sea, la presencia simultánea de ozono (oxígeno, al fin y al cabo), de vapor de agua y de dióxido de carbono aparece hoy como una firma convincente de una vida planetaria que explota ampliamente la fotosíntesis. Dos proyectos actuales de estudio, se refieren a la búsqueda de exoplanetas de terrestre. El proyecto americano TPF (Terrestrial Planet Finder, -buscador de planetas terrestres) y el proyecto europeo Darwin / IRSI (Infrared Space Interferometer,-Interferómetro espacial infrarrojo).

Este último consiste en colocar una flota de seis telescopios espaciales que serán acoplados en el espacio para analizar las atmósferas planetarias por interferometría y buscar allí las singularidades debidas una actividad biológica.

En realidad, cuando se estudian de detenida y pormenorizada los mecanismos del Universo, podemos ver la profunda sencillez sobre la que este se asienta. Los objetos más complejos del Universo conocido son los seres vivos, como, por ejemplo, nosotros mismos. Sin embargo, el origen de todo que comenzó en las estrellas, sigue su curso en las Nebulosas donde ya están presentes los materiales de la vida.

File:Rosette nebula Lanoue.png

           Se muestran  las emisiones del azufre (rojo oscuro), el hidrógeno el (verde), y el oxígeno (azul).

La Nebulosa Rosetta es difusa con un 1º de longitud situada en Monoceros, en torno a un cúmulo de estrellas de magnitud 5, NGC 2244. La Nebulosa se llama así porque se asemeja a un rosetón. Las partes más brillantes de la Nebulosa tienen sus propios números NGC: 2237, 2238, 2239 y 2246. El cúmulo de estrellas asociado, consistente en estrellas de magnitud 6 y más débiles, se extiende sobre aproximadamente un 1/2º. La Nebulosa y el cúmulo se encuentran a 5 500 a.l. Todas las Nebulosas pertenecen a una Galaxia en la que se hayan todos los sistemas complejos.

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 Estos sistemas complejos están hechos de las materias primas más comunes que existen en Galaxias como la Vía Láctea o cualquier otra. En de aminoácidos estas materias primas se ensamblan de manera natural, dando lugar a sistemas autoorganizadores donde unas causas subyacentes muy sencillas pueden producir complejidad en la superficie, como en el caso del tigre y sus manchas. Finalmente, con el fin de detectar la presencia de esta complejidad máxima de unos sistemas universales no necesitamos ninguna prueba sofisticada para distinguir la materia viva de la materia “inerte”, si no únicamente las técnicas más sencillas (aunque asistidas por tecnologías altamente avanzadas) para identificar la presencia de uno de los compuestos más simples del universo: El oxígeno.

                                         Caos y Conplejidad que nos llevan directamente a la construcción de mundos y… ¿la vida? De estos grandes conglomerados de gases y polvo que contienen todos los elementos “fabricados en las estrellas durante miles de millones de años, se forman los mundos como la Tierra y, si caen el lugar adecuado (zona habitable) de su estrella… ¡La Vida estará servida!

Resultado de imagen de Caos y complejidad

El caos y la complejidad se combinan para hacer del universo un lugar muy ordenado que es justo el entorno adecuado para formas vivas como nosotros mismos. Como dijo Stuart Kauffman, “en el universo estamos en nuestra propia casa”. Sin embargo, no es que el universo se haya diseñado así para beneficiarnos a nosotros, simplemente es que (según creo), la vida en el Universo es inevitable y la materia evolucionada en su más alto grado nos lleva a ella.

Planteémonos una simple pregunta: Dadas las que imperaban en la Tierra hace cuatro mil millones de años, ¿qué probabilidades había de que surgiera la vida?

No basta con responder que “la vida era inevitable, puesto que nosotros estamos aquí “. Obviamente, la vida sí se inició: nuestra existencia lo demuestra. ¿tenía que iniciarse? En otras palabras, ¿era inevitable que emergiera la vida a partir de un combinado químico y radiado por la energía interestelar y después de millones de años?

El Origen de la Vida.

 

En los trabajos que venimos dejando aquí, nos va quedando claro que las dudas, son más grandes que las certezas. Siempre el futuro mira al pasado pero… ¡No acaba de entender lo de nuestra presencia aquí!

Nadie conoce una respuesta exacta a esta pregunta del origen de la vida, según todos los indicios y con los que hoy contamos, parece ser un accidente químico con una alta probabilidad de reproducirse en otros lugares del Universo que sean poseedores de las condiciones especiales o parecidas a las que están presentes en nuestro planeta.

Pero la vida, no consiste solo en ADN, genes y replicación. Es cierto que, en un sentido biológico estricto, la vida está simplemente ocupada en replicar genes. Pero el ADN es inútil por sí sólo. Debe construir una célula, con todas sus sustancias químicas especializadas, para llevar a cabo realmente el proceso de replicación. En las denominadas formas de vida superior debe construir un organismo completo para que tenga todos los requisitos exigidos para que pueda replicarse. la perspectiva de un genoma, un organismo es una manera indirecta de copiar ADN.

Es probable que, como ocurre aquí en la Tierra, las formas de vida más abundantes en el espacio exterior, sean las Bacterias y demás dominios del mundo microscópico de la vida, y, más difícil será encontrar seres inteligentes como nosotros…sin descartar su existencia. Simplemente se trata de hacer unas sencillas cuentas. La vida en la Tierra está presente hace unos 4.000 millones de años pero, nosotros, sólo tenemos una antigüedad de unos escasos tres millones de años. La Evolución es lenta y se ha necesitado mucho tiempo para que podamos estar aquí, de la misma manera, ocurrirá en esos mundos perdidos por el espacio y, si están en sus fases primeras, la posible vida existente en ellos…será bacteriana.

El mar Precámbrico. El mar en el que posiblemente vivieron hace 3.500 millones de años las primeras bacterias era un lugar desértico en el que durante muchos millones de años sólo proliferaron arqueas y bacterias. Algunas de ellas dejaron rastros fósiles en de estromatolitos, unas formaciones en las que las bacterias provocaban la concreción de carbonatos y a la vez quedaban englobadas en ellos. Para comparar esta recreación de un mar de la época.

                                                                      El código genético de una célula viva.

Sería muy laborioso y complejo explicar aquí de manera completa todos y cada uno de los pasos necesarios y códigos que deben estar presentes formar cualquier clase de vida. Sin embargo, es necesario dejar constancia aquí de que los elementos necesarios para el surgir de la vida sólo se pueden fabricar en el núcleo de las estrellas (ya se mencionó antes) y en las explosiones de supernovas que pueblan el universo para formar nebulosas que son los semilleros de nuevas estrellas y planetas y también de la vida.

El surgir de la vida en nuestro Universo puede ser menos especial de lo que nosotros pensamos, y, en cualquier lugar o región del Cosmos pueden estar presentes formas de vida en que para nosotros podría ser como las del infierno.

 

     ¿Qué seres podrían vivir en un planeta que estuviera tan cerca de una Gigante Roja?

Hace varias décadas, los biólogos quedaron sorprendidos al bacterias que vivían confortablemente a temperaturas de setenta grados Celsius. Estos microbios peculiares se encontraban en pilas de abonos orgánicos, silos e inclusos en sistemas domésticos de agua caliente y fueron bautizados como termófilos.

Resultados de la búsqueda

 El término termófilo se aplica a organismos vivos que pueden soportar temperaturas imposibles y vivir en lugares de aguas calientes y sulfurosas, en terrenos de alto índice de salinidad o de Ph no apto seres vivos, así como en lugares y situaciones que, se podrían, sin lugar a ninguna duda, comparar con otros existentes en el espacio exterior, planetas y lunas sin atmósfera o de atmósfera reducida o demasiado densas.

Resultó que esto era sólo el principio. A finales de los años setenta la nave sumergible Alvin, perteneciente al Woods Hole Océano Graphic Institute, fue utilizada para explorar el fondo del mar a lo largo de la Grieta de las Galápagos en el océano Pacífico. Este accidente geológico, a unos dos kilómetros y medio bajo la superficie, tiene interés para los geólogos como un ejemplo primordial de las chimeneas volcánicas submarinas conocidas como “húmeros negros “. Cerca de un humero negro, el agua del mar alcanzar temperaturas tan altas como trescientos cincuenta grados Celsius, muy por encima del punto de ebullición normal. Esto es posible debido a la inmensa presión que hay en dicha profundidad.

                                              Fumarola negra descubierta en el Caribe

Lugares este permitieron la proliferación de pequeños seres vivos que, al calor de sus emisiones de gases tóxicos (de los que se alimentaban) salieron adelante y se expandieron de una manera bastante prolífica. Se cree que en lugares como este pudieron surgir algunos especímes que evolucionaron otros niveles.

Una expedición dirigida por científicos del Centro Nacional de Oceanografía en Southampton (Reino Unido) ha descubierto las chimeneas volcánicas submarinas más profundas del mundo, conocidas como ‘fumarolas negras’, de unos 5,000 metros de profundidad en la depresión de Cayman, en el Caribe, revela un artículo publicado en Sciencie.com

Los investigadores utilizaron un vehículo controlado por control remoto de inmersión profunda y descubrieron delgadas espirales de minerales de cobre y hierro en el manto marino, erupciones de agua lo suficientemente calientes derretir el plomo y unos 800 metros más profundas que las observadas con anterioridad.

Para asombro de los científicos implicados en el proyecto Alvin la región en torno a los húmeros negros de las Galápagos y otros lugares de las profundidades marinas resultó estar rebosante de vida. Entre los moradores más exóticos de las profundidades había cangrejos y gusanos tubulares gigantes. También había bacterias termófilas ya familiares en la periferia de los húmeros negros. Lo más notable de todo, sin embargo, eran algunos microbios hasta entonces desconocidos que vivían muy cerca de las aguas abrasadoras a temperaturas de hasta ciento diez grados Celsius. Ningún científico había imaginado nunca seriamente que una de vida pudiera soportar calor tan extremo.

Las lombrices tubulares gigantes, o como les llama la wikipedia gusanos de tubo gigantes son unas bonitas lombrices que viven en los fondos del Océano Pacífico y cuyo científico es Riftia Pachyptila, suena bien.

Estos interesantes invertebrados suelen vivir a una profundidad de 5000 pies (1500 metros), lo cual es una barbaridad. Su tamaño puede llegar hasta cerca de 3 metros, por eso las llaman gigantes. Imaginen ir a pescar con una lombriz de este tamaño…

¿Que comen estos bichos?

Esta es la más interesante. Las lombrices tubulares gigantes viven en auténticos hornos submarinos. Se situan justo en chimeneas submarinas por las que salen a temperaturas altísimas, gases y minerales de muy alta toxicidad para la mayoría de las especies. Digamos que viven encima de pequeños volcanes.

 

La comida favorita de estas lombrices es el azufre, no necesita oxígeno para nada. Se basta, en concreto, con el sulfuro de hidrógeno que sale de las chimeneas termales. Sale hirviendo así que las lombrices tienen que sorber con cuidado. Usan esas plumas rojas para captar el sulfuro. Las plumas, tienen ese color debido a la hemoglobina, esa sustancia que tambien nosotros tenemos en la sangre y nos ayuda a transportar el oxígeno. A ellas les ayuda a transportar azufre, lo cual nos mataría a nosotros enseguida.

El río Tinto es tan peculiar que sus aguas no son azules sino rojas y su ecosistema está tan muerto que la NASA lo ha estudiado para encontrar vida (en otros planetas). El río Tinto es tan singular que su contaminación no tiene parangón porque esas aguas tan rojas de ácidas que son fueron contaminadas por la propia naturaleza, con alguna ligera ayuda humana, eso sí, y se trata de una contaminación tan característica que está protegida como bien de interés cultural con categoría de sitio histórico. Contaminación protegida por ley. Con todo eso tenemos una paradoja explosiva: un río de aguas rojas contaminado por la Naturaleza y protegido legalmente precisamente por esa contaminación. Un paseo por sus riberas es similar a un paseo por el planeta Marte, un viaje a la desolación más desconcertante y el tren turístico que rememora los viajes mineros de finales del siglo XIX recorre algunos de los rincones menos accesibles para el paseante aprovechando locomotoras y vagones de la antigua compañía minera.

Igualmente se han encontrado formas de vida  en lugares de gélidas temperaturas y en las profundidades de la tierra. Así mismo, la NASA ha en un pueblo de Huelva (España) para estudiar aguas con un PH imposible para la vida y cargada de metales pesados que, sin embargo, estaba rebosante de vida. El proyecto de estos estudios se denomina P-TINTO, ya que, las aguas a las que nos referimos son precisamente las del Río Tinto, invadidas por los denominados extremófilos. Arrina podemos ver una imagen del rojo líquido donde viven, tan ricamente, algunas especies.

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Una recreación imaginaria de las de la Tierra primigenia al sergir la vida (Fuente: The Seven Sense)

Algunas de estas bacterias (Sulfolobus) obtienen la energía oxidando azufre, por lo que son bacterias quimiosintéticas. Extremófilos del termófilo producen algunos de los vistosos colores de la fuente termal Grand Prismatic Spring, en el Yellowstone National Park. ¿Por qué, viendo todo lo que vemos aquí mismo en nuestro planeta, nos podemos sorprender de que existan formas de vida en otros planetas?

Los extremófilos suelen ser procariotas como las bacterias, que son los seres con vida independiente más simples, pero también pueden ser eucariotas. De estos pequeños seres podríamos aprender muchísimas cosas que nos serían de gran valor para conocer, qué podríamos hacer en especiales circunstancias. La Naturaleza que tiene todas las respuestas nos la ofrece y, por nuestra , sólo podemos prestar atención.

Variedad increíble

Hay extremófilos para casi cualquier situación adversa del entorno: los acidófilosson aquellos que viven en entornos altamente ácidos, mientras que los alcalófilosson los que viven en lugares con un alto pH.

La anterior reseña viene a confirmarla enorme posibilidad de la existencia de vida en cualquier del universo que está regido por mecanismos iguales en cualquiera de sus regiones, por muchos años luz que nos separen de ellas. En comentarios anteriores dejamos claro que las Galaxias son lugares de autorregulación, y, podríamos considerarlos como organismos vivos que se regeneran así mismos de manera automática luchando contra la entropía del caos de donde vuelve a resurgir los materiales básicos para el nacimiento de nuevas estrellas y planetas donde surgirá alguna clase de vida.

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En el desierto de Chihuahua (el más extenso de América del Norte), La Selaginella lepidophylla es una planta que pertenece a la familia de las Selaginellaceae resiste a la sequía desecándose en un 95% para volverse a hidratar cuando las son propicias.

La idea de que la vida puede tener una historia se remonta a poco más de dos siglos. Anteriormente, se consideraba que las especies habían sido creadas de una vez para siempre. La vida no tenía más historia que el Universo. Sólo nosotros, los seres humanos, teníamos una historia. Todo lo demás, el Sol y las estrellas, continentes y océanos, plantas y animales, formaban la infraestructura inmutable creada para servir fondo y soporte de la aventura humana. Los fósiles fueron los primeros en sugerir que idea podía estar equivocada.

Durante cerca de tres mil millones de años, la vida habría sido visible sólo a través de sus efectos en el ambiente y, a veces , por la presencia de colonias, tales como los extremófilos que asociaban billones de individuos microscópicos en formaciones que podrían haber pasado por rocas si no fuera por su superficie pegajosa y por sus colores cambiantes.

El arbol de la vida formada por tres dominios: Bacteria : pertenecen las cianobacterias, bacterias aerobias,  Archae:  carecen de núcleo celular son PROCARIOTAS, y  Eukarya: tiene nucleo definido (EUCARIOTAS) a el pertenecen los hongos, plantas y animales.

Toda la panoplia de plantas, hongos y animales que en la actualidad cubre el globo terrestre con su esplendor no existía. Sólo había organismos unicelulares, que empezaron con casi toda seguridad con bacterias. Esa palabra, “bacteria”, para la mayoría de nosotros evoca espectros de peste, enfermedades, difteria y tuberculosis, además de todos los azotes del pasado hasta que llegó Pasteur. Sin embargo, las bacterias patógenas son sólo una pequeña minoría, el resto, colabora con nosotros en llevar la vida delante, y, de hecho, sin ellas, no podríamos vivir. Ellas, reciclan el mundo de las plantas y animales muertos y aseguran que se renueve el carbono, el nitrógeno y otros elementos bioquímicos.

Por todas estas razones, podemos esperar que, en mundos que creemos muertos y carentes de vida, ellas (las bacterias) estén allí. Están relacionadas con las primeras formas de vida, las bacterias han estado ahí hace cerca de 4.000 millones de años, y, durante gran parte de ese tiempo, no fueron acompañadas por ninguna otra forma de vida.

                                   ¡La Vida! Tendrá tántas maneras de expresarse…, que ni podemos imaginar

Pero, ¿No estamos hablando del Universo?  ¡Claro que sí! Hablamos del Universo y, ahora, de la más evolucionada que en él existe: Los seres pensantes y conscientes de SER, nosotros los humanos que, de momento, somos los únicos seres inteligentes conocidos del Inmenso Universo. Sin embargo, pensar que estamos solos, sería un terrible y lamentable error que, seguramente, nos traería consecuencias de difícil solución.

Tenemos que pensar seriamente en la posibilidad de la vida extraterrestre que, incluso en nuestra propia Galaxia, podría ser muy abundante. Es cierto que no será fácil -por el momento- encontrarla y mucho menos poder contactar con aquella que sea inteligente, no tenemos los medios para ello. Sin embargo, ese tantas veces imaginado , pòdría producirse por parte de “ellos” y, tal posibilidad, nos produce temor.

Necesitamos tiempo para poder avanzar en el conocimiento que nos lleve, a conseguir otras formas de “” hacia los mundos lejanos en los que, de seguro, encontraremos muchas de las cosas que imaginamos y que allí, serán realidad. Se necesitan nuevas formas de energías, nuevas maneras de entender la física, nuevas tecnologías más avanzadas que trasciendan hacia niveles más profundos y nos puedan llevar, realmente, al Espacio, visitar físicamente esos lugares tántas veces soñados y que, por lo que sabemos, están ahí, esperando nuestra visita.

Nuestra imaginación que es, casi tan grande como el Universo mismo,podrá lograr muchos de esos sueños que a través de los tiempos nuestras mentes crearon y que, a medida que nuestros conocimientos evolucionan, se acercan más y más a la posibilidad de hacerlos una realidad. En todo el Universo siempre es lo mismo, rigen las mismas leyes, las mismas fuerzas que tantas veces hemos explicado aquí, e, igualmente, en todas partes está presente la misma materia que lo conforma todo…¡ el más sencillo átomo de hidrógeno, hasta la Vida misma!

      ¡Quarks y Leptones! que forman los átomos y la materia que, junto a las fuerzas fundamentales conforman todo el universo. Todo es mucho más de lo que nuestras mentes puedan imaginar. Son muchas las preguntas que están pendientes de contestar y, aunque no dejamos de avanzar, lo cierto es que nos queda mucho que aprender y muchos secretos por desvelar. Lo que se dice saber, saber… ¡No sabemos! Son muchos los secretos de la Naturaleza que perduran y, mientras tanto nosotros no sepamos sobre algunos de ellos… Por ejemplo, ¿Qué es la luz? tendremos que seguir ese camino hace miles de emprendido en busca de las respuestas.

Al final todo consiste en

 

Nucleones
Núcleos
Átomos
Moléculas
Sustancias
Cuerpos
Planetas (Vida)
Estrellas
Galaxias
Cúmulos de galaxias

 

Claro que, también están los Pensamientos y los Sentimientos que, surgidos a partir de la materia evolucionada, al menos por el momento, no sabemos darle una expolicación y, como siempre, acudimos a la metafísica que, está mucho más allá de la filosofía.

¡Cómo somos!

emilio silvera

Es sorprendente, como funciona la Naturaleza

Autor por Emilio Silvera    ~    Archivo Clasificado en Descubrir y aprender    ~    Comentarios Comments (6)

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               En cualquier galaxia pueden existir más de cien mil millones de estrellas

El Universo (al menos el nuestro), nos ofrece algo más, mucho más que grandes espacios vacíos, oscuros y fríos. En él podemos ver muchos lugares luminosos llenos de estrellas, de mundos y… muy probablemente de vida. Sin embargo, tenemos la sospecha de que, aparte del nuestro, otros universos podrían rondar por ahí y conformar un todo de múltiples Universos de caracterísiticas diversas y no en todos, serían posible la formación de estrellas y como consecuencia de la Vida.

Cuando me sumerjo en los misterios y maravillas que encierra el Universo, no puedo dejar de sorprenderme por sus complejas y bellas formaciones, la inmensidad, la diversidad, las fuerzas que están presentes, los objetos que lo pueblan, la sorprendente presencia de formas de vida y su variedad, y, sobre todo, que esa materia animada pudiera llegar hasta la consciencia, emitir ideas y pensamientos.

                ¿Qué “escalera” habrá que subir para llegar a ese otro universo?

Como nunca nadie pudo estar en otro Universo, tenemos que imaginarlos y basados en la realidad del nuestro, hacemos conjeturas y comparaciones con otros que podrìan ser. ¿Quién puede asegurar que nuestro Universo es único? Realmente nadie puede afirmar tal cosa e incluso, estando limitados a un mundo de cuatro dimendiones espacio-temporales, no contamos con las condiciones físico-tecnológicas necesarias para poder captar (si es que lo hay), ese otro universo paralelo o simbiótico que presentimos junto al nuestro y que sospechamos que está situado mucho m´sas allá de nuestro alcance. Sin embnargo, podríamos conjeturar que, ambos universos, se necesitan mutuamente, el uno sin el otro no podría existir y, de esa manera, estaríamos en un universo dual dentro de la paradoja de no poder conocernos mutuamente, al menos de momento, al carecer de los conocimientos necesarios para construir esa tecnología futurista que nos llevaría a esos otros horizontes.

                                                ¿Quién sabe lo que en otros mundos podremos encontrar?

¡Oh mundo de muchos mundos!

¡Oh vida de vidas!

¿Cuál es tu centro?

¿Dónde estamos nosotros?

¿Habrá algo más de lo que vemos?

¿Debemos prestar atención a las voces que oímos en nuestras mentes?

¿Cómo pudimos llegar a saber de lo muy pequeño y de lo muy grande?

Pensemos por ejemplo que un átomo tiene aproximadamente 10-8 centímetros de diámetros. En los sólidos y líquidos ordinarios los átomos están muy juntos, casi en contacto mutuo. La densidad de los sólidos y líquidos ordinarios depende por tanto del tamaño exacto de los átomos, del grado de empaquetamiento y del peso de los distintos átomos.

De los sólidos ordinarios, el menos denso es el hidrógeno solidificado, con una densidad de 0’076 gramos por cm3. El más denso es un metal raro, el osmio, con una densidad de 22’48 gramos/cm3.

Si los átomos fuesen bolas macizas e incompresibles, el osmio sería el material más denso posible, y un centímetro cúbico de materia jamás podría pesar ni un kilogramo, y mucho menos toneladas.

Pero los átomos no son macizos. El físico neozelandés experimentador por excelencia, Ernest Ruthertord, demostró en 1.909 que los átomos eran en su mayor parte espacio vacío. La corteza exterior de los átomos contiene sólo electrones ligerísimos, mientras que el 99’9% de la masa del átomo está concentrada en una estructura diminuta situada en el centro: el núcleo atómico.

El núcleo atómico tiene un diámetro de unos 10-15 cm (aproximadamente 1/100.000 del propio átomo). Si los átomos de una esfera de materia se pudieran estrujar hasta el punto de desplazar todos los electrones y dejar a los núcleos atómicos en contacto mutuo, el diámetro de la esfera disminuiría hasta un nivel de 1/100.000 de su tamaño original.

De manera análoga, si se pudiera comprimir la Tierra hasta dejarla reducida a un balón de núcleos atómicos, toda su materia quedaría reducida a una esfera de unos 130 metros de diámetro. En esas mismas condiciones, el Sol mediría 13’7 km de diámetro en lugar de los 1.392.530 km que realmente mide. Y si pudiéramos convertir toda la materia conocida del universo en núcleos atómicos en contacto, obtendríamos una esfera de sólo algunos cientos de miles de km de diámetro, que cabría cómodamente dentro del cinturón de asteroides del Sistema Solar.

Si la estrella tiene la masa del Sol “muere” para convertirse en una nebulosa planetaria y en una enana blanca. Si la estrella que agota su combustible nuclear de fusión es más masiva en varias masas solares, el resultado es el de una Estrella de Neutrones, y, si es súpermasiva, será un agujero negro su destino final.

El calor y la presión que reinan en el centro de las estrellas rompen la estructura atómica y permiten que los núcleos atómicos empiecen a empaquetarse unos junto a otros. Las densidades en el centro del Sol son mucho más altas que la del osmio, pero como los núcleos atómicos se mueven de un lado a otros sin impedimento alguno, el material sigue siendo un gas.  Hay estrellas que se componen casi por entero de tales átomos destrozados.  La compañera de la estrella Sirio es una “enana blanca” no mayor que el planeta Urano, y sin embargo tiene una masa parecida a la del Sol.

Los núcleos atómicos se componen de protones y neutrones. Ya hemos dicho antes que todos los protones tienen carga eléctrica positiva y se repelen entre sí, de modo que en un lugar dado no se pueden reunir más de un centenar de ellos. Los neutrones, por el contrario, no tienen carga eléctrica y en condiciones adecuadas pueden estar juntos y empaquetados un enorme número de ellos para formar una “estrella de neutrones”. Los púlsares, según se cree, son estrellas de neutrones en rápida rotación.

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Estas estrellas se forman cuando las estrellas de 2 – 3 masas solares, agotado el combustible nuclear, no pueden continuar fusionando el hidrógeno en helio, el helio en carbono, el carbono en oxígeno, etc, y explotan en supernovas. Las capas exteriores se volatilizan y son expulsados al espacio; el resto de la estrella (su mayor parte), al quedar a merced de la fuerza gravitatoria, es literalmente aplastada bajo su propio peso hasta tal punto que los electrones se funden con los protones y se forman neutrones que se comprimen de manera increíble hasta que se degeneran y emiten una fuerza que contrarresta la gravedad, quedándose estabilizada como estrella de neutrones.

Si el Sol se convirtiera en una estrella de neutrones, toda su masa quedaría concentrada en una pelota cuyo diámetro sería de 1/100.000 del actual, y su volumen (1/100.000)3, o lo que es lo mismo 1/1.000.000.000.000.000 (una milmillonésima) del actual. Su densidad sería, por tanto, 1.000.000.000.000.000 (mil billones) de veces superior a la que tiene ahora.

                               Nuestro Sol es la estrella más estudiada en nuestro mundo

La densidad global del Sol hoy día es de 1’4 gramos/cm3. Una estrella de neutrones a partir del Sol tendría una densidad que se reflejaría mediante 1.400.000.000.000.000 gramos por cm3. Es decir, un centímetro cúbico de una estrella de neutrones puede llegar a pesar 1.400.000.000 (mil cuatrocientos millones de toneladas). ¡Qué barbaridad! Sin embargo, en el contexto del Universo eso no supone nada si pensamos en su inmensidad. Si eso es así (que lo es), ¿qué somos nosotros comparados con toda esa grandeza? Bueno, si dejamos aparte el tamaño, creo que somos la parte del universo que piensa, o, al menos, una de las partes que puede hacerlo.

            Ahí se producen las transiciones de fase que transmutan la materia sencilla en la compleja

Objetos como estos pueblan el universo, e incluso más sorprendentes todavía, como es el caso de los agujeros negros explicado en páginas anteriores de este mismo trabajo. Cuando hablamos de las cosas del universo estamos hablando de cosas muy grandes. Cualquiera se podría preguntar, por ejemplo: ¿hasta cuándo podrá mantener el Sol la vida en la Tierra? Está claro que podrá hacerlo mientras radie energía y nos envie luz y calor que la haga posible tal como la conocemos.

Como ya explicamos antes, la radiación del Sol proviene de la fusión del hidrógeno en helio. Para producir la radiación vertida por el sol se necesita una cantidad ingente de fusión: cada segundo tienen que fusionarse 4.654.600.000 toneladas de hidrógeno en 4.650.000.000 toneladas de helio  (las 4.600 toneladas restantes se convierten en energía de radiación y las pierde el Sol para siempre. La ínfima porción de esta energía que incide sobre la Tierra basta para mantener toda la vida en nuestro planeta).

Nadie diría que con este consumo tan alto de hidrógeno por segundo, el Sol pudiera durar mucho tiempo, pero es que ese cálculo no tiene encuenta el enorme tamaño del Sol. Su masa totaliza 2.200.000.000.000.000. 000.000.000.000 (más de dos mil cuatrillones) de toneladas. Un 53% de esta masa es hidrógeno, lo cual significa que el Sol contiene en la actualidad una cantidad de 1.166.000.000.000.000.000.0000.0000.000 toneladas.

Para completar datos diré que el resto de la masa del Sol es casi todo helio. Menos del 0’1 por 100 de su masa está constituido por átomos más complicados que el helio. El helio es más compacto que el hidrógeno. En condiciones idénticas, un número dado de átomos de helio tiene una masa cuatro veces mayor el mismo número de átomos de hidrógeno. O dicho de otra manera: una masa dada de helio ocupa menos espacio que la misma masa de hidrógeno. En función del volumen – el espacio ocupado -, el Sol es hidrógeno en un 80 por ciento.

Si suponemos que el Sol fue en origen todo hidrógeno, que siempre ha convertido hidrógeno en helio al ritmo dicho de 4.654.000  toneladas  por segundo y que lo seguirá haciendo hasta el final, se calcula que ha estado radiando desde hace unos 4.000 millones de años y que seguirá haciéndolo durante otros cinco mil millones de años más.

Pero las cosas no son tan simples. El Sol es una estrella de segunda generación, constituida a partir de gas y polvo cósmico desperdigado por estrellas que se habían quemado y explotado miles de millones de años atrás.  Así pues, la materia prima del Sol contenía ya mucho helio desde el principio, lo que nos lleva a pensar que el final puede estar algo más cercano.

Por otra parte, el Sol no continuará radiando exactamente al mismo ritmo que ahora. El hidrógeno y el helio no están perfectamente entremezclados. El helio está concentrado en el núcleo central y la reacción de fusión se produce en la superficie del núcleo.

A medida que el Sol siga radiando, irá adquiriendo una masa cada vez mayor ese núcleo de helio y la temperatura en el centro aumentará. En última instancia, la temperatura sube lo suficiente como para transformar los átomos de helio en átomos más complicados. Hasta entonces el Sol radiará más o menos como ahora, pero una vez que comience la fusión del helio, empezará a expandirse y a convertirse poco a poco en una gigante roja. El calor se hará insoportable en la Tierra, los océanos se evaporarán y el planeta dejará de albergar vida en la forma que la conocemos.

La esfera del Sol, antes de explotar para convertirse en una enana blanca, aumentará engullendo a Mercurio y a Venus y quedará cerca del planeta Tierra, que para entonces será un planeta yermo.

Los astrónomos estiman que el Sol entrará en esta nueva fase en unos 5 ó 6 mil millones de años. Así que el tiempo que nos queda por delante es como para no alarmarse todavía. Sin embargo, el no pensar en ello… no parece conveniente.

Espero que al lector de este trabajo, encargado por la Asociación Cultural “Amigos de la Física 137, e/hc”, les esté entreteniendo y sobre todo interesando los temas que aquí hemos tratado, siempre con las miras puestas en difundir el conocimiento científico de temas de la naturaleza como la astronomía y la física. Tratamos de elegir temas de interés y aquellos que han llamado la atención del público en general, explicándolos y respondiendo a preguntas que seguramente les gustaría conocer, tales como: ¿por qué la Luna muestra siempre la misma cara hacia la Tierra?

La atracción gravitatoria de la Luna sobre la Tierra hace subir el nivel de los océanos a ambos lados de nuestro planeta y crea así dos abultamientos. A medida que la Tierra gira de oeste a este, estos dos bultos – de los cuales uno mira hacia la Luna y el otro en dirección contraria – se desplazan de este a oeste alrededor de la Tierra.

Al efectuar este desplazamiento, los dos bultos rozan contra el fondo de los mares poco profundos, como el de Bering o el de Irlanda. Tal rozamiento convierte energía de rotación en calor, y este consumo de la energía de rotación terrestre hace que el movimiento de rotación de la Tierra alrededor de su eje vaya disminuyendo poco a poco. Las mareas actúan como freno sobre la rotación de la Tierra, y como consecuencia de ello, los días terrestres se van alargando un segundo cada mil años.

Pero no es sólo el agua del océano lo que sube de nivel en respuesta a la gravedad lunar. La corteza sólida de la Tierra también acusa el efecto, aunque en medida menos notable. El resultado son dos pequeños abultamientos rocosos que van girando alrededor de la Tierra, el uno mirando hacia la Luna y el otro en la cara opuesta de nuestro planeta. Durante ese desplazamiento, el rozamiento de una capa rocosa contra otra va minando también la energía de rotación terrestre. (Los bultos, claro está, no se mueven físicamente alrededor del planeta, sino que a medida que el planeta gira, remiten en un lugar y se forman en otro, según qué porciones de la superficie pasen por debajo de la Luna y sean atraídas por su fuerza de gravedad).

La Luna no tiene mares ni mareas en el sentido corriente. Sin embargo, la corteza sólida de la luna acusa la fuerte atracción gravitacional de la Tierra, y no hay que olvidar que ésta es 80 veces más grande que la Luna. El abultamiento provocado en la superficie lunar es mucho mayor que el de la superficie terrestre. Por tanto, si la Luna rotase en un periodo de 24 horas, estaría sometida a un rozamiento muchísimo mayor que la Tierra. Además, como nuestro satélite tiene una masa mucho menor que la Tierra, su energía total de rotación sería, ya de entrada, para periodos de rotación iguales, mucho menor.

                                               Luna roja sobre el Templo de Poseidon

Así pues, la Luna, con una reserva inicial de energía muy pequeña, socavada rápidamente por los grandes bultos provocados por la Tierra, tuvo que sufrir una disminución relativamente rápida de su periodo de rotación.  Hace seguramente muchos millones de años debió de decelerarse hasta el punto de que el día lunar se igualó con el mes lunar. De ahí en adelante, la Luna siempre mostraría la misma cara hacia el planeta Tierra.

                Siempre nos muestra la misma cara

Esto, a su vez, congela los abultamientos en una aposición fija. Unos de ellos miran hacia la Tierra desde el centro mismo de la cara lunar que nosotros vemos, mientras que el otro está apuntando en dirección contraria desde el centro mismo de la cara lunar que no podemos ver. Puesto que las dos caras no cambian de posición a medida que la Luna gira alrededor de la Tierra, los bultos no experimentan ningún nuevo cambio ni tampoco se produce rozamiento alguno que altere el periodo de rotación del satélite. La luna continuará mostrándonos la misma cara indefinidamente; lo cual, como veis, no es ninguna coincidencia, sino la consecuencia inevitable de la gravitación y del rozamiento. La Luna es un caso relativamente simple. En ciertas condiciones, el rozamiento debido a las mareas puede dar lugar a condiciones de estabilidad más complicadas.

Durante unos ochenta años, por ejemplo, se pensó que Mercurio (el planeta más cercan al Sol y el más afectado por la fuerza gravitatoria solar) ofrecía siempre la misma cara al Sol, por el mismo motivo que la Luna ofrece siempre la misma cara a la Tierra. Pero se ha comprobado que, en el caso de este planeta, los efectos del rozamiento producen un periodo estable de rotación de 58 días, que es justamente dos tercios de los 88 días que constituyen el período de revolución de Mercurio alrededor del Sol.

Hay tantas cosas que aprender que el corto tiempo que se nos permite estar aquí es totalmente insuficiente para conocer todo lo que nos gustaría. ¿Hay algo más penoso que la ignorancia? ¿Hay algo más excitante que el descubrir y saber?

emilio silvera