CreveX

Parte 6/8Acá los links a los cinco primeros:http://www.taringa.net/posts/ciencia-educacion/12562614/_Curso-Astronomia_-1_-Los-movimientos-de-la-Tierra.htmlhttp://www.taringa.net/posts/ciencia-educacion/12575755/_Curso-Astronomia_-2_-Sistema-Solar.htmlhttp://www.taringa.net/posts/ciencia-educacion/12692085/_Curso-Astronomia_-3_-Estrellas-y-constelaciones.htmlhttp://www.taringa.net/posts/ciencia-educacion/12697703/_Curso-Astronomia_-4_-Cumulos_-nebulosas-y-galaxias_.htmlhttp://www.taringa.net/posts/ciencia-educacion/12697797/_Curso-Astronomia_-5_-Instrumentos-_pticos-Astronomicos.html6.1 La proyección sobre el cieloLa proyección sobre el cielo de las estrellas más brillantes forman unas figuras -un tanto aleatorias- llamadas Constelaciones y cuyas formas representan lo que su nombre indica (personajes míticos, animales, objetos e instrumentos de medida, etc.). Ocupan un área con fronteras imaginarias, incluyendo en su espacio galaxias y nebulosas, cúmulos de estrellas, hasta el paso de Planetas durante un período de tiempo por ellas.El espacio que ocupan las Constelaciones, ha variado mucho desde la Antigüedad y los nuevos mapas estelares dan cuenta del hecho. En la actualidad, el número de Constelaciones acotadas y vistas en los dos Hemisferios (norte y sur) es 88, reconocidas por la I.A.U. (Unión Astronómica Internacional), organización mundial que regula y sentencia sobre los conocimientos de la Astronomía.Hasta este momento, con sólo alzar la mirada nos quedamos hechizados de la grandeza e inmensidad del Cosmos. Pero al mismo tiempo, queremos saber que figuras forman las estrellas, como se llaman, cuando observarlas favorablemente desde nuestro puesto de observación, cuantas estrellas y objetos celestes contienen y que relación hay entre ellos tanto física como de posición. A que distancias están de la Tierra, cual es su brillo y su tamaño, como se mide, etc. Infinidad de preguntas que iremos dando respuesta práctica a todas ellas.Bueno, se comienza por conocer el nombre de las figuras y las estrellas que lo forman, los nombres de las más importantes y otros objetos celestes que hay en su área. Para ello nos tenemos que dotar de un instrumento sencillo de posición llamado Planisferio. Es relativamente fácil de encontrar en librerías y comercios de venta de instrumentos astronómicos.Su tamaño varía desde los 20 cm hasta los 35 cm aproximadamente, siendo este último muy práctico por su facilidad de manejo. Consta de dos planos circulares que giran pivotados por un remache en su centro, indicando las posiciones de las Constelaciones cada día durante todos los meses del año. Lleva impresos los puntos celestes Norte, Sur, Este y Oeste, y el dibujo de las Constelaciones y otros objetos contenidos en ellas, sobre un fondo dividido en grados desde el Ecuador celeste hasta el Polo Norte celeste en dos coordenadas llamadas ecuatoriales (A.R.= Ascensión Recta y D. = Declinación). Estas coordenadas sitúan a las estrellas y objetos, puntualmente como referencia sobre la Esfera Celeste.Este instrumento es parte del aprendizaje y muy importante para localizar a simple vista las estrellas en cualquier momento y hora de la noche. Cuando nos iniciamos en la observación, se puede decir que el Planisferio ha sido y es, la herramienta que han utilizado todos los astrónomos profesionales y que usamos los aficionados. Acompañan al Planisferio instrucciones de cómo usarlo.Para todos los que se inician en el conocimiento del firmamento es necesario compartir las dudas, y la metodología de cómo recorrer las zonas durante la observación con otros aficionados, por ello recomiendo que contactéis con las asociaciones astronómicas de vuestra localidad o provincia que os orientarán de cómo dar los primeros pasos con seguridad y así integrarse en el progresivo conocimiento de la Astronomía.6.2 Senderos para encontrar las estrellas principalesUna vez que el novato o debutante sabe distinguir los planetas de las estrellas, el siguiente paso es la localización e identificación de estrellas así como de las constelaciones. No es preciso que vaya reconociendo todas las constelaciones de una vez, sino poco a poco. Para abrirse camino entre las estrellas y constelaciones, hay que elegir como punto de partida cualquier constelación conocida, y gradualmente se irá avanzando de una constelación a otra y de estrella a estrella.La Osa Mayor, para los habitantes del hemisferio norte, es indudablemente el mejor lugar para empezar, debido a su fácil localización y porque se encuentra situada encima de nuestro horizonte del lugar de observación. Las dos estrellas de la Osa Mayor, Merak y Dubhe, que prolongada, en dirección septentrional o norte, unas cinco veces, la distancia Merak-Dubhe, nos señala la Polar y son los guías más fiables a tener en cuenta a la hora de empezar.En dirección opuesta señala hacia la constelación de Leo, a una distancia de 35º, con su visible asterismo en forma de "hoz".Si desde Merak y Dubhe se dirige hacia la Polar y luego se tuerce en ángulo recto hacia la derecha, encontramos a Capella, estrella de 1ª magnitud situada en la constelación de Auriga (Cochero). Desde Capella si dirige hacia la constelación de Gémini y llegar hasta Proción en Can Menor.Desde la estrella Alioth, de la Osa Mayor, se avanza de nuevo hacia Polaris y siguiendo en línea recta en una distancia igual, pero en sentido opuesto encontremos una figura en forma de W cuando está baja en el horizonte y M cuando está alta, que es Casiopea, formada por cinco estrellas, la bisectriz de cualquiera de los dos ángulos que forma la constelación pasa por la Polar. A lo largo de una línea curva, están las llamadas "cuatro C" (Camelopardalis, Cassiopeia, Cepheus y Cygnus) por orden alfabético. Deneb (constelación del Cisne), Vega (constelación de la Lyra) y Altair (constelación del Águila) forman un triángulo isósceles, denominado Triángulo de verano. 6.3 Observar a partir de PolarisDe nuevo estamos en Polaris, si trazamos una línea hasta b Cas y prolongándolo por el sur hasta Alpheratz (a de Andrómeda) y el borde oriental del Gran Carro de Pegaso. Al sur del rectángulo de Pegaso se encuentra un asterismo, un pequeño círculo, es un delicado anillo de estrellas que señala la cabeza del pez occidental de la constelación de Piscis. Al este de Andrómeda está la constelación de Perseo, hacia el sudeste se encuentran sucesivamente: el Triángulo, Aries y la cabeza de Cetus (la Ballena). Desde g de Andrómeda podemos llegar hasta la vecina constelación de Perseo.Volvemos de nuevo a Polaris, si prolongamos una línea pasando por las Guardas o Defensas, que son el brillante par de estrellas situadas en el extremo del cuenco de la Osa Menor, hacia el sur nos indicará otro delicado círculo de estrellas que es la conocida constelación de Corona Boreal.Observar que el cuerpo del Dragón parece retener a la Osa Menor, marcándose bien su cabeza por el asterismo llamado Rombo. Al sur de la cabeza del Dragón está la constelación de Hércules.Desde las Guardas de la Osa Menor trazamos una línea que pase por h de Draco (Dragón) prolongándola unas ocho veces nos encontraremos con la constelación de Hércules. Desde b de Hércules pasando por a de Serpent Caput podemos dirigirnos hacia la constelación de Libra.Desde d de Ofiuco hacia el oeste nos encontramos a la constelación de la Cabeza de la Serpiente (Serpens Caput).Sagitario, está situado al sur de Águila. Inmediatamente al sur de Ofiuco está Scorpio, con su brillante estrella roja Antares y el agudo aguijón debajo del pie derecho de este gigante. Al oeste de Scorpio está Libra, a la cual designaban los antiguos con el nombre de Garras del Escorpión.Volviendo a la Osa Mayor, siguiendo la curva de la vara del Gran Carro en dirección opuesta a lo largo de unos 30º (la amplitud de tres puños, pulgar incluido) llegaremos hasta la estrella Arcturus (Arturo), Arcturus es la estrella más brillante de la constelación de Boyero, y continuando esta línea otros 30º tropezamos con Spica, perteneciente a la constelación de Virgo. Denébola (b de Leo), Spica y Arturo forman un triángulo isósceles.6.4 El cinturón de OriónOtro asterismo que atrae la atención del observador cuando contempla el firmamento invernal es una agrupación de tres estrellas en línea recta. Estas estrellas constituyen el cinturón de Orión.Unos 10º al norte del cinturón de Orión tenemos a la estrella rojiza brillante Betelgeuse, y casi 10º al sur del mismo cinturón se percibe la estrella azulada Rigel. Si se sigue a la línea marcada por el cinturón de Orión hacia el este (o hacia la izquierda cuando el observador está orientado hacia el sur) se hallará la estrella blanco azulada Sirius, la más brillante del firmamento.Hacia el oeste del cinturón de Orión hallaremos a la brillante estrella roja Aldebarán de la constelación de Taurus, y un poco más hacia el oeste llegaremos hasta el cúmulo abierto M45 o las Pléyades.Procyon, Sirius (Sirio) y Betelgeuse forman un triángulo, pero el denominado Hexágono de invierno lo forman las siguientes estrellas: Procyon, Pólux, Castor, Capella, Aldebarán, Rigel y Sirio. 6.5 El catálogo MessierUn gran cazador de cometas fue el astrónomo francés del siglo XVIII Charles Messier, quien, en 1784, realizó un catálogo de objetos difusos para evitar confundirlos con los cometas. Messier descubrió 21 cometas, posteriormente ingresó en la Academia Real de Ciencias de París y se convirtió en el astrónomo más célebre de Francia. Luis XV le concedió el título de "el hurón de los cometas". Pero con la llegada de la Revolución su vida no fue gloriosa, la Academia cerró y se quedó sin trabajo ni sueldo y en 1793 huyó de París. En 1802 recibió la visita de Herschel. Murió en 1817, a los 87 años.Inicialmente este catálogo de 103 objetos celestes contenía 32 galaxias, 28 cúmulos globulares, 27 cúmulos abiertos, 5 nebulosas de emisión, 1 nebulosa de reflexión, 4 nebulosas planetarias y 1 objeto que es el resto de una supernova (M1 ó Nebulosa del Cangrejo). Posteriormente se añadieron otros objetos celestes, desde M 104 hasta M110 por otros autores después de la muerte de Charles Messier.Siendo el primer catálogo de objetos no estelares, naturalmente el de Messier es una selección de aquellos que son más fácilmente observables.Una vez al año, por el 21 de marzo, son visibles 109 de los 110 objetos del catálogo Messier en una misma noche; el ausente es el cúmulo globular M30 en la constelación de Capricornio; es el único sumergido por la luz del Sol.Los números de Messier vienen precedido por M, en honor a su descubridor.6.6 Otros catálogos y atlasEntre los catálogos no estelares destaca el "New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars" (NGC), realizado por J.L.E. Dreyer y que data desde 1888 y se completó en 1895 y 1908 por el Index Catalogue (I.C.) y el Second Index Catalogue. Las tres publicaciones cuentan con 7.840, 1.529 y 5.386 objetos no estelares respectivamente.Web Society Deep-Sky Observer's Handbook es un catálogo publicado en cinco volúmenes:- Volumen 1: Estrellas dobles.- Volumen 2: Nebulosas planetarias y gaseosas.- Volumen 3: Cúmulos globulares y abiertos.- Volumen 4: Galaxias.- Volumen 5: Cúmulos de galaxias.Cada uno comprende una descripción del objeto concerniente, con unas recomendaciones para la observación, es un catálogo tan rico que acompaña dibujos realizados en observaciones telescópicas.Entre los albúmenes fotográficos destacan:1.- The Cambridge Deep-Sky Album, con 126 fotografías a color realizadas por Jack Newton.2.- Altas of Deep-Sky Splendor que muestran más de 400 cúmulos, nebulosas y galaxias realizadas por el astrónomo aficionado Hans Vehrenberg.3.- The Hubble Atlas of galaxies que reune 208 fotografías de galaxias tomadas por el Hubble con los telescopios de 1,5 y 2,5 m de Mont Wilson. 6.7 Los atlas gráficosEntre los diferentes atlas gráficos encontramos los siguientes:1.- Altas fotométrique des Constellations, de Antoine Brun. Consta de 55 cartas, cubre el cielo desde la declinación +90º hasta -30º, con una escala de 6'/mm, este atlas tiene una magnitud estelar de 7,5 mientras que para cúmulos, nebulosas y galaxias llega hasta la 12.Se realizó en coordenadas 1900.0 y la difundió la Association Française des Observateurs d'Etoiles Variables (A.F.O.E.V.).2.- Altas de la American Association of Variable Star Observers (A.A.V.S.O.). Dibujado con coordenadas 1950.0 cubre la totalidad del cielo hasta la magnitud 9,5 con 178 cartas, la escala es de 4'/mm.3.- Sky Atlas 2000.0, de Wil Tirion. Primer atlas en 26 cartas en una escala aproximada de 8'/mm. La magnitud estelar es de 8, con un total de 43.000 estrellas y 2.500 objetos celestes. Este atlas es el mejor de todos, que está mucho más detallado, y que se ha convertido en el mapa de carreteras del cielo más utilizado entre los astrónomos aficionados.4.- Atlas Uranometría 2000.0, de WilTirion, Barry N. Rappaport y George Lovi, publicado en dos tomos (hemisferio norte y sur respectivamente) con 259 cartas cada uno, contiene más de 30.000 estrellas hasta la magnitud 9'5 y 10.000 objetos no estelares; la escala es 1º = 18 mm.5.- Atlas Boréalis (+90º/+30º), Eclipticalis (+30º/-30º), Australis (-30º/-90º), diseñado por Antonin Becvar, cubren la totalidad del cielo con 80 cartas hasta la magnitud estelar 9. Los objetos no estelares son coloreados según sus colores reales. En coordenadas 1950.0 con una escala de 3'/mm, estos atlas interesan a los astrónomos interesados en estrellas y asteroides.6.- Atlas Falkauer, de Hans Vehrenberg. Cubre todo el cielo, hemisferio norte con 303 cartas y el sur con 161. Las cartas son cuadradas, de 18x18 cm, y una escala de 4'/mm. Magnitud límite 13, sus coordenadas están referidas para el equinoccio 1950.7.- Atlas Stellarum, de Hans Vehrenberg. Las cartas son de 33x33 cm con una escala de 2'/mm. El hemisferio norte cuenta con 315 cartas y el sur con 171. Magnitud límite estelar 14,5.Otros catálogos y atlas son los siguientes:8.- Norton's Star Atlas (Sky Publishing Corporation, EEUU) es de utilidad intermedia pero es un gran libro clásico de la literatura anglosajona.9.- Burham's Celestial Hankbook. Esta obra no consta de cartas pero describe los principales objetos que interesan a los astrónomos aficionados como estrellas brillantes, estrellas dobles, estrellas variables, NGC, etc...) de una constelación a otra. El "Burham" es un impresionante libro de referencia con 2.000 páginas, en tres volúmenes.6.8 Uso de un planisferioUno de los principales problemas de los observadores noveles del cielo nocturno es el aprender la posición de las estrellas que se pueden observar en la bóveda celeste.Un planisferio es la representación de la esfera celeste en una superficie plana. Su origen es muy antiguo. Su uso de basa en la falsa creencia de que aparentemente la Tierra está en el centro del Universo, y es la bóveda celeste el que gira alrededor nuestro.El cielo nocturno sobre nuestras cabezas tiene la forma de una enorme cúpula, sobre la cual, segundo a segundo y de este a oeste, parece que se van moviendo las estrellas. El objetivo final del planisferio será el de indicarnos, a todas las horas del día y todos los días del año, qué objetos celestes son lo que se podrían ver en el cielo y cuáles están ocultos ante nuestra vista.El planisferio en sí es la lámina inferior, y contiene dibujadas en su superficie todas las estrellas visibles a lo largo del año. El límite del círculo suele coincidir con el ecuador celeste pero es más habitual con estrellas situadas algunos grados más hacia el sur.El planisferio se centra en la estrella Polar.Partes del planisferio.-I) Una externa, donde se halla toda una serie de círculos concéntricos que nos facilitan la información necesaria. Esta se divide, de fuera hacia el interior, en:En la parte más externa están marcadas las constelaciones zodiacales, en sentido contrario a las agujas del reloj.Un círculo interior a éste último divide el cielo del planisferio en 360º (el campo perteneciente a cada signo zodiacal es de 30º). Dibujados en el sentido de las agujas del reloj.El siguiente círculo está dividido en 24 horas, dibujados en el sentido de las agujas del reloj.Los dos siguientes círculos se corresponden, el primero, con los meses del año mientras que el segundo a los días de cada mes, también en el sentido de las agujas del reloj. Los meses están separados entre sí en franjas de 30º y están colocados de la forma que el 21 de marzo coincida con el Punto Aries.II) Una parte central (dentro del círculo de los días) donde figuran las estrellas.Los paralelos nos indican la declinación de las estrellas (el ecuador celeste está marcado en 0º), y los meridianos nos indican la ascensión recta de los cuerpos celestes. El Planisferio se basa en el sistema ecuatorial.La lámina superior sirve para determinar qué estrellas se pueden ver en un momento dado desde la latitud geográfica del observador. Una parte de la lámina es opaca, mientras que las estrellas visibles la vemos dentro de un marco con forma de elipse, si se hace girar la lámina superior sobre la inferior, se puede fijar el día del año del mes correspondiente, además de la hora para observar que estrellas veremos en ese instante. En los bordes de la lámina superior se indican las horas del día (en sentido contrario a las agujas del reloj); dichas horas se han de corresponder con el tiempo universal. Para nosotros, los habitantes de la Península, debemos sumar 1 hora en invierno y 2 horas en veranos para conocer la hora civil (reloj de pulsera). En la misma lámina están señalizadas los puntos cardinales, el Sur coincide con las 12 horas. Podemos observar una línea recta que va desde el Norte al Sur, es la meridiana del lugar, y en el centro de dicha línea vemos una cruz, es el cenit (el punto del cielo que está situado por encima de la cabeza de un observador).El Sol, la Luna, los planetas, asteroides y los cometas no se indican en los planisferios ya que sus movimientos, independientes, no se corresponden con el movimiento común de las estrellas.6.9 Cómo utilizar las cartas celestesPara localizar los cuerpos celestes en el cielo es indispensable disponer de buenas cartas celestes. Las posiciones señaladas para cúmulos estelares y globulares, nebulosas y galaxias en relación a las estrellas de las constelaciones son fáciles de localizar, una vez que nos resulten familiares.Pero localizar astros del Sistema Solar (planetas, asteroides, cometas, etc.) es un problema diferente, ya que dichos objetos están más cercanos a nosotros y se desplazan continuamente con respecto al fondo estelar.Un elemento muy importante en el equipo astronómico es un buen atlas estelar. Un astrónomo aficionado no s verticales del mapa representan la ascensión recta (a), es decir, la distancia en horas, minutos y segundos de tiempo, contadas hacia el este a partir del Punto Aries o Vernal (g). Las líneas horizontales representan a la declinación (d), es la distancia en grados por encima o por debajo del ecuador celeste.En las cartas estelares se suele indicar su escala en grados ó minutos por milímetros. Actualmente las coordenadas de los catálogos, atlas, mapas y cartas de estrellas están indicadas para el equinoccio 2000.0.Cuando se sale a observar al campo ó en sesiones hay que proveerse de cartas y mapas haciendo uso de una linterna roja para poder consultar las mismas.Una vez que el aficionado conoce las constelaciones, las estrellas más importante, sabe localizar los planetas y ciertos objetos celestes puede adquirir programas informáticos que nos muestran el firmamento visible para una determinada fecha, hora incluida. En el mercado hay software bastante buenos, indicaré algunos de ellos:1.- The Earth Centered Universe (ECU) V3.0A2.- The Sky3.- Deep Space4.- Dance of the Planets versión 2.715.- SkyMap Pro versión 66.- Guide Project Pluto 7De todos ellos, Dance of the Planets y SkyMap Pro son muy buenos para mi gusto personal.Si el astrónomo aficionado, después de muchos años de aprendizaje, llega a estudiar fotometría o astrometría, entonces necesitará disponer de cartas estelares más precisas que le sirvan de referencia, están disponibles en CDs tales como USNO, ATC, AC 2000, Tycho-2, etc... son catálogos de referencias con una ingente cantidad de estrellas, por ejemplo "The Tycho-2 Catalogue" contiene 2'5 millones de estrellas, "The AC 2000" contiene las posiciones de 4.621.836 estrellas, etc...6.10 Cómo preparar una observaciónLa observación de los astros requiere aprendizaje. Mirar a través de un telescopio no significa saber detectar la información proporcionada por el instrumento. La mayoría de las imágenes visuales de los astros son débiles, pequeñas, poco contrastadas, hasta el punto que llegan a decepcionar al debutante. También fomentan esta decepción las extraordinarias imágenes fotográficas de las revistas astronómicas, frutos de la ampliación de la imagen a través de una ampliadora y no a través de un telescopio.El principiante deberá dedicar mucho tiempo con los astros brillantes, como estrellas, constelaciones y planetas, porque le será fácil de localizarlos así como porque ofrecen menores dificultades. La Luna es un astro para el aprendizaje y los momentos más idóneos son los días más cercanos a los cuartos (en Luna Llena los accidentes orográficos no presentan contraste debido a la iluminación lunar). El debutante deberá dejar las galaxias y nebulosas para más adelante.Requisitos para la observación.- Para avanzar en la observación astronómica hay que hacerlo de la manera más cómoda, no lo olvidemos. El aficionado a la astronomía debe situarse ante su telescopio estando perfectamente equipado y dispuesto a pasar un buen rato tranquilo. La astronomía observacional es una actividad paciente y relajante, aquí no valen las prisas ni se improvisa.Para observar con un instrumento astronómico como es el telescopio no ha de faltar una silla o un pequeño taburete regulable, ya que en ciertas direcciones una observación prolongada puede resultar cansada, se ha de permanecer lo más cómodamente posible evitando las posturas incómodas, e ir bien abrigado, ya que la inmovilidad durante bastante rato acentúa la sensación de frío. El termo siempre será bien recibido.Conviene tener papeles para efectuar anotaciones, lápiz para dibujar, goma, bolígrafo y una linterna que se pueda sostener por sí sola. La linterna ha de proporcionar una luz mínima para no deslumbrarnos, su luminosidad ha de ser verde o roja, tanto para anotar, dibujar, consultar los atlas o cartas estelares, así como para leer los círculos graduados del telescopio. El motivo de la luz roja es que si nuestros ojos están ya adaptados a la oscuridad y si de repente hay una luz amarilla fuerte y la miramos, la misma ciega temporalmente los ojos y los insensibiliza a los objetos celestes de luz débil como las nebulosas y galaxias, requiriendo otra previa adaptación a la oscuridad, nunca de inmediato, cuya duración puede variar entre diez y veinte minutos, hasta que las pupilas de nuestros ojos se han abierto al máximo y son de nuevo sensibles a la luz de las estrellas y demás objetos celestes. 6.11 Más consejosTampoco el ojo es capaz de distinguir de inmediato formas de poco contraste, aunque sean luminosas, por ejemplo, las nubes de Júpiter, asequibles con cualquier telescopio mediano nunca son percibidas inmediatamente después de poner el ojo en el ocular. El debutante que observa por primera vez Júpiter, no verá por ejemplo, las nubes con claridad, debe transcurrir mucho tiempo antes de que progresivamente vaya advirtiendo detalles cada vez más tenues. Un excelente método para acelerar este proceso consiste en dibujar todo cuanto se vaya viendo en la imagen, con paciencia y empleando todo el tiempo necesario para apurar las posibilidades de percepción que nos ofrecen nuestros ojos. Así es como se va educando al ojo ante las formas poco contrastadas. Ve más y mejor los detalles el ojo del astrónomo con muchos años de observación y dedicación a base de dibujos que otro que nunca ha educado sus ojos de esta manera.Otros materiales.- Entre el material que rodea a un telescopio deben figurar cartas celestes, mapas y la documentación precisa para el programa establecido con anterioridad.El observador debe procurar no tener que ir a buscar objetos olvidados porque afectaría a la adaptación de sus ojos a la oscuridad.El peor emplazamiento para observar los astros es una ventana abierta, debido a la turbulencia que provoca el intercambio de aire entre el interior y el exterior. Tampoco son ideales los balcones, terrazas, paredes cercanas, tejado propio o del vecindario, fachadas, por la turbulencia que origina el calentamiento del suelo durante el día. El lugar ideal es aquel provisto de hierba de un jardín, ya que la hierba no provoca calentamiento ni turbulencia.La contaminación lumínica de las ciudades con su contaminación industrial y el resplandor urbano impiden la visión de la bóveda estrellada. En plena ciudad, donde pocas veces se ven más de 200 estrellas al mismo tiempo, se descubre un firmamento simplificado en el que sólo los astros más brillantes pueden observarse. Pese a todo, incluso en una gran ciudad se pueden observar algunos objetos celestes, pero el cielo profundo (nebulosas, galaxias) resulta inaccesible. Hay que alejarse mucho de la ciudad, unos 30 kilómetros, en busca de un lugar libre de luces parásitas para que la bóveda estrellada vuelva a ofrecernos sus tesoros y belleza, por ejemplo en el campo o en un lugar montañoso. Se descubrirá a simple vista infinidad de estrellas poco brillantes que eran invisibles en la ciudad.Al observar objetos débiles y difusos como los cometas, nebulosas y galaxias cerca del límite de detección del telescopio, puede ocurrir que ya estén dentro del campo del ocular y sin embargo no lo veamos. Hay un truco para estos casos, es imprimir suaves movimientos de vaivén al telescopio mediante cualquiera de los dos mandos lentos acoplados a la montura ecuatorial, con lo cual la imagen oscilará y el objeto débil se percibirá mejor.Se puede hacer el mismo truco con una estrella débil de baja luminosidad. Igualmente sirve en Heliofísica, en la observación de los pequeños poros de manchas y fáculas del Sol. Si se observa por proyección y la pantalla de cartulina está sujeta al telescopio, un ligero movimiento en la pantalla de cartulina permitirá detectar los minúsculos detalles que pasarían desapercibidos con la pantalla de cartulina fija y no imprimiéramos suaves golpes al tubo del telescopio.El más modesto de los anteojos (refractores) astronómicos de aficionados permite contemplar la superficie del astro del día y estudiar sus estructuras tales como las manchas solares. ¡Pero atención! La observación directa del Sol presenta unos peligros, alteraciones definitivas en la retina por quemadura, de las cuales conviene ser perfectamente consciente; antes de observar con cualquier instrumento óptico tomar las precauciones elementales para evitar todo riesgo ocular. La primera de las precauciones es no poner el ojo en el ocular sin asegurarse de que se ha puesto unos filtros especiales. Desconfiar de los filtros solares que se suministran con la mayor parte de los instrumentos, y se venden en los comercios. Algunos filtros dejan pasar una parte de los rayos infrarrojos, rayos que el ojo no ve, pero que puede provocar quemaduras en la retina.Para localizar el Sol con el telescopio, incluso la Luna (no se debe mirar ni por el ocular ni por el buscador debido a su poder calorífico, como ya sabemos) existe un método muy simple. Se trata de apuntar el tubo al Sol vigilando la sombra que proyecta en el suelo, cuando la sombra deja de ser alargada la imagen ya está en el ocular. Tener cuidado con el buscador y taparlo con seguridad para no producir quemaduras en el cuello, ojo, cara, etc.Puede ocurrir que la fuerte luminosidad de un astro nos impida ver otros cuerpos más débiles que se hallen próximos a él. Es el caso de las estrellas que son ocultadas por la Luna, de los satélites de Júpiter o de algunas estrellas dobles, siendo la estrella principal muy luminosa e impidiéndonos la visión telescópica de su débil compañera. En estos casos, se advierten dichos cuerpos si desplazamos por ejemplo la Luna fuera del campo del ocular, manteniendo su borde tangente al campo e ir paseando el campo del ocular por todo el contorno lunar.Es recomendable que se utilicen oculares de muy poca potencia (bajos aumentos) para buscar los astros y cambiarlos cuando dichos astros ya estén en centro del campo del telescopio. Los observadores miopes pueden observar a través del ocular prescindiendo de sus gafas, pero corrigiendo previamente el enfoque del ocular. Los observadores astigmáticos deberán observar siempre con sus gafas.También es recomendable que el observador observe los astros en el ocular con los dos ojos abiertos para evitar la fatiga ocular e ir alternando ambos ojos en la observación.No todas las noches son adecuadas para la observación del firmamento. Conviene echar un vistazo al calendario antes de preparar una observación. Los peores enemigos para el observador es la luz lunar y el viento.Hay que descartar los días que preceden y siguen a la Luna llena ya que ocultan las estrellas poco luminosas e impide la identificación de las constelaciones. Las noches más favorables son aquellas que preceden y siguen a la Luna nueva. Para las observaciones planetarias este calendario no tiene tanta importancia ya que la luz lunar no afecta para nada la observación. Cuando los discos planetarios aparecen con notable claridad, revelando detalles, se dice que hay "buena visibilidad"; ocurre cuando las capas altas de la atmósfera están en calma, pero cuando hay turbulencia, la mala visibilidad los discos planetarios "bullen", y a veces se ven bien.6.12 Cómo preparar la observación - Ordenar y planificarOrdenar y planificar las observaciones con los medios disponibles, rinde los frutos esperados, salvo excepciones. En la actualidad se realizan muchas observaciones del Cielo, pero si exceptuamos las contemplativas, del resto se obtienen porcentajes elevados de calidad observacional.Muchas veces durante nuestra vida, los aficionados a la Astronomía nos asomamos a ella de dos formas. Una, saltando de astro en astro, de constelación en constelación, vagando sin rumbo y disfrutando de la belleza que nos brinda el Firmamento. Otra, cuando buscamos en la observación, objetivos concretos a estudiar. Por ejemplo, el estudio y evolución del sistema planetario, el estudio de las curvas de luz de las estrellas variables, la medición de los sistemas dobles estelares, las observaciones diarias en la evolución de las manchas solares, la fotografía y la observación lunar, el reconocimiento de los cúmulos estelares, etc.La realización de estos trabajos no se pueden improvisar, si queremos resultados. Muchas observaciones fracasan por no planificarlas. Esto no quiere decir que, cuando se realizan observaciones serias y planificadas, el aficionado no disfruta. Todo lo contrario, el aficionado siente que realiza algo importante, puesto que, verifica datos ya realizados y los confirma, otras aporta nuevos parámetros que sirven de apoyo como referencia a los observatorios profesionales.Sin profundizar en los detalles, expongo la dinámica que se utiliza en las observaciones. No busco implantar unas reglas patrones, porque cada aficionado avanzado basado en su propia instrumentación, utiliza las propias como resultado de la experiencia. Pero si repasaremos unas reglas generales elásticas, que ayuden a superar dificultades y cometer los mínimos errores.De aquí se deduce una regla básica en toda observación. El estudio de cualquier objeto celeste, nos obliga a reunir previamente toda la información que esté a nuestro alcance, sobre él. Es decir, su situación en el Firmamento en la hora y día de su observación, características físicas, su hora exacta del paso por nuestro meridiano local, instrumento con el que se puede observar y verificación del funcionamiento correcto del mismo.La situación del astro en el Firmamento, hace referencia a las coordenadas ecuatoriales en las que se encuentra, dando su posición exacta en la esfera celeste. Estas aparecen con dos reseñas: A.R (ascensión recta) y D (declinación). A.R viene expresada en horas, minutos y segundos y D se expresa en grados, minutos y segundos.Utilizando el Planisferio Celeste del que hemos hablado en anteriores capítulos, podemos buscar el astro con estos dos datos: primero, posicionando el mes el día y la hora en que se observa. Segundo, buscando en los paralelos al ecuador celeste la A.R (horas, minutos, etc.) y en los meridianos la D (grados, minutos, etc.). 6.13 Preparación de la observación - Características físicasLas características físicas del objeto a observar, son aquellas que nos hablan de su magnitud, tipo de astro, su tamaño aparente en el firmamento y otros datos específicos. Estos datos vienen publicados en las Efemérides de infinidad de Observatorios profesionales que se publican anualmente, también aparecen en revistas especializadas de Astronomía y en las publicaciones de las Asociaciones astronómicas. En muchas de las WWW de Astronomía y Astrofísica instaladas en la Red, suministran información sobre cualquier objeto celeste.El paso por el meridiano local. Allí donde se sitúe el observador, existe, aunque no esté dibujado en ningún mapa celeste, un meridiano, que partiendo del Polo Norte o del Polo Sur, pasa, por encima de nuestras cabezas y corta el horizonte. A esta línea imaginaria se le llama meridiano local del observador.Los astros salen por el Este y según avanzan, ascienden, alcanzando su máxima altura al cortar ésta línea imaginaria y comienzan a descender, hasta ocultarse por el Oeste. De modo que, en su máxima altura sobre el horizonte es cuando las condiciones de observación son las mejores, por dos aspectos fundamentales: uno por comodidad en la visualización y dos porque hay más posibilidades de estabilidad térmica de las capas atmosféricas, que posibilitarán observar los objetos con bajas turbulencias y por tanto, mejor estabilidad en las imágenes.Es conveniente comenzar las observaciones antes de que culminen su paso los objetos por el meridiano local, para así aprovechar las mejores horas de la noche y evitar perseguir al objeto cuando comienza a descender hacia su puesta.El cuaderno de campo. Esta herramienta es imprescindible, además de todos los informes que hacen referencia de los objetos a observar. No se tiene mucha costumbre en la mayoría de aficionados de anotar en un cuaderno de campo todo lo que se ve y las incidencias de una jornada de observación, aunque cada vez se tiene más en cuenta.Si observamos detalles planetarios, características lunares, distribución de las estrellas comprendidas en los cúmulos estelares, dibujo de las manchas solares y anotación del nº de Wolf, etc., nos exige la estricta anotación y dibujo de los datos observados. De hecho, las Asociaciones astronómicas, disponen de Reportes (hojas gráficas específicas para la anotación del estudio planetario, heliofísico y de Cielo profundo), en las cuales el observador data y verifica los resultados de las observaciones realizadas. De esta forma el aficionado dispone de una base de datos que le permite el seguimiento y estadística evolutiva particular.6.14 La instrumentaciónLa totalidad de los aficionados tenemos muy claro que objetos estelares y planetarios, no deben observarse y registrar con un solo y único instrumento. El tamaño aparente y la magnitud del objeto, determinan el instrumento óptico adecuado para su observación. El aparato óptico que mayor campo abarca en el firmamento es, el prismático, y en el registro observacional es la cámara fotográfica con sus distintos objetivos fotográficos.Los prismáticos de 7 x 50, 10 x 50 y 11 x 80, son idóneos para obtener detalles lunares, sobre todo en cuartos (creciente y menguante), así como los cometas brillantes y cúmulos estelares abiertos del tipo de las Pleyades, Hiades y cúmulos de la Vía Láctea. El método de anotación y dibujo afianza al aficionado en:Asegurarse de lo que está visualizando.Retener en la memoria las estructuras estelares y lunares.Disponer de un archivo de consulta.Se debe utilizar siempre una luz roja a la hora de anotar y leer información durante el transcurso de la observación para evitar que nuestros ojos pierdan sensibilidad y perder tiempo hasta nueva adaptación visual si se utiliza luz blanca.El registro fotográfico sin seguimiento. Mucho se ha escrito sobre este tema. Trataré de no repetirlo pero si tocar pequeñas nociones para abrir el camino a los iniciados.Lo mismo que los prismáticos, la cámara fotográfica debe estar bien apoyada y sujeta al trípode. La mínima variación de altura, deslizamiento lateral y pequeñas vibraciones, echará por tierra las tomas realizadas.Las cámaras fotográficas llamadas reflex, son las más adecuadas para el registro fotográfico en la Astronomía, puesto que el campo observado se realiza a través del propio objetivo que en definitiva es lo que la cámara va a registrar. También permiten utilizar un cable disparador, evitando con ello vibraciones transmitidas al accionar el botón de disparo. Las del tipo manual y semiautomáticas disponen de una gama de tiempos de exposición, selector de las distintas sensibilidades de películas y control variado de diafragma permitiendo al operador seleccionar las tomas y un mecanismo importante, como es la posición de disparo llamada B, que permite realizar exposiciones de tiempo, tanto como se desee.Estas cámaras están dotadas en su base de un agujero roscado ( ¼" Whitworth) universal, que coincide su rosca con el tornillo incorporado en el cabezal del trípode. Debemos asegurar la fijación perfecta del acoplamiento trípode-cámara.Las películas fotográficas de uso corriente para este tipo de registros son las de media y alta sensibilidad,(400 a 3200 Iso), tanto si se utilizan en blanco y negro como para papel color o diapositivas. Los objetivos más usados van desde el de 50 mm(el que se adquiere al comprar la cámara), hasta el 200 mm de focal.Teniendo en cuenta que realizamos fotografía sin contrarrestar la rotación de la Tierra (sin seguimiento motorizado y tampoco manual), existe un límite de tiempo de exposición, que varía en función del objetivo utilizado y de la altura sobre el horizonte en que se encuentra la región o el objeto a fotografiar.Con un objetivo de 50 mm. y para registrar desde el Zenit (el punto encima de nuestra cabeza), hasta la región del Polo Norte Celeste (estrella Polar), el tiempo de exposición esta comprendido entre los 27 y 20 segundos. Si queremos registrar la zona comprendida desde el Zenit hasta el horizonte, el tiempo de exposición es menor de 20 segundos. Utilizando un objetivo de 200 mm., obliga a reducir el tiempo de exposición entre 6 y 4 segundos.Hay muchos aficionados que usan la apertura total de los objetivos, es decir el diafragma de la cámara totalmente abierto. Este sistema permite recoger más luz de las estrellas, pero también, entra en registro los defectos residuales de las ópticas de los objetivos más corrientes. En los extremos del campo que recogen los objetivos, no son planos y el cromatismo aparece con más intensidad. Las estrellas dejan rastros, no siendo puntuales, se producen reflejos internos en los objetivos y los colores no son reales.A mi entender no se debe fotografiar el Cielo con apertura total, sino cerrar varios pasos el diafragma de la cámara, para evitar los errores antes mencionados. Mayores tiempos de exposición que los arriba indicados suponen la aparición en el registro fotográfico de trazas estelares, las estrellas no se registran como puntos sino como rayitas contínuas.La fotografía astronómica es una sesión de observación y como tal hay que anotarla. Se registra el día y la hora en T.U (tiempo universal). Se debe anotar el lugar desde donde se realiza y sus coordenadas geográficas (latitud y longitud). Hay que registrar en el parte de observación fotográfico el objetivo utilizado, tiempo de exposición, diafragma utilizado, marca y tipo de película (Iso) utilizada. Conviene anotar la altitud del lugar de observación y las incidencias atmosféricas.Todos estos datos ayudan a seleccionar las mejores imágenes y son básicos para determinar la posición de los objetos registrados. Lo mismo ocurre con el tipo de película utilizada, puesto que, conoceremos la respuesta que da en las condiciones en que se han realizado las tomas. Se han perdido grandes trabajos de fotografía, por no disponer de los datos específicos, por no haber sido registrados.Se puede profundizar en estas técnicas de registro fotográfico, hasta tal punto que, daría pie, a componer un libro. En las librerías especializadas, hay muchos textos sobre el tratado de la Astrofotografía, repetir lo que en ellos se dice sobrepasaría el respeto de los autores. Además entiendo que, el aficionado se hace con la experiencia y rodaje. De enorme utilidad es la consulta en las Asociaciones de Astronomía a los socios más experimentados en este campo. Mi deseo con esta 3ª entrega es que sirva de base, despierte vuestra pericia y habilidad y os evite cometer los mínimos errores al comienzo del placer que supone registrar aquello que estamos observando.Como veis, los prismáticos, el aparato óptico quizás más barato y al alcance de los aficionados, tiene su campo de aplicación, y seguirá siendo la herramienta de "pecho", como yo la llamo, para disfrutar con las maravillas del Firmamento. La cámara fotográfica es el "apoyo y guarda" de nuestros ojos. Anotar lo que se fotografía, donde, como y cuando, plasmará ese viaje por las estrellas, sin salir del planeta madre, la Tierra.Continúa en:

Las partes previas:http://www.taringa.net/posts/ciencia-educacion/12562614/_Curso-Astronomia_-1_-Los-movimientos-de-la-Tierra.htmlhttp://www.taringa.net/posts/ciencia-educacion/12575755/_Curso-Astronomia_-2_-Sistema-Solar.htmlhttp://www.taringa.net/posts/ciencia-educacion/12692085/_Curso-Astronomia_-3_-Estrellas-y-constelaciones.htmlhttp://www.taringa.net/posts/ciencia-educacion/12697703/_Curso-Astronomia_-4_-Cumulos_-nebulosas-y-galaxias_.htmlhttp://www.taringa.net/posts/ciencia-educacion/12697797/_Curso-Astronomia_-5_-Instrumentos-_pticos-Astronomicos.htmlhttp://www.taringa.net/posts/ciencia-educacion/12702407/_Curso-Astronomia_-6_-Orientacion_-observacion-y-consejos.htmlParte 7/8Astrofotografía básicaLa astrofotografía básica es aquella que no requiere el empleo de sofisticados instrumentos como un telescopio, una montura ecuatorial, motor seguimiento, etc.Material necesarioCámara réflex: Estas cámaras permiten cambiar los objetivos y están preparadas para el uso de un disparador de cable, nosotros hemos de dar el tiempo de exposición que creamos preciso, no nos conviene la cámara fotográfica automática. Necesitaremos disponer de la opción "B" (de pose), para hacer fotografías manualmente. Objetivos: La mayoría de las cámaras réflex van dotadas de un objetivo de 50 mm, o 55 mm, siendo las más idóneas para hacer la mayoría de las fotografías que no precisan telescopio. Si se dispone de otros objetivos nuestras posibilidades aumentan. Si se desea fotografiar las constelaciones o las conjunciones planetarias, la Vía Láctea, las nebulosas extensas o los campos de galaxias se seleccionará un campo relativamente amplio como el suministrado por un objetivo de 35 a 85 mm de distancia focal (para un formato de 24x36). Un gran angular nos permitirá tomar más campo del cielo aunque deforma la imagen. Si nos interesa una región del cielo más precisa, un cúmulo estelar nos será más útil un teleobjetivo de 1 00 a 300 mm. Un teleobjetivo reducirá el campo y será interesante hacer fotos por ejemplo de las Pléyades que el telescopio separaría demasiado. Para cualquier objetivo, hay que enfocar al infinito con el diafragma totalmente abierto, siempre que no haya demasiada luz ambiental (por ejemplo Luna llena o luz parásita) que en este caso conviene cerrar un poco el diafragma y hacer algunas pruebas. En cualquier caso, hay que elegir un objetivo lo más abierto posible y no diafragmarlo, para recoger la máxima cantidad posible de luz. Trípode: Es imprescindible para dar estabilidad a la cámara fotográfica, es necesario para obtener fotos que requieran largos tiempos de exposición. Disparador de cable: Nos permite disparar la cámara sin apretar el botón, favoreciendo la ausencia de vibraciones y reduciendo el peligro de que la fotografía quede movida. La mejor opción para iniciarse en astrofotografía son las cámaras réflex mecánicas de paso universal 24x36.Películas: Color: Las películas en color perciben mejor que el ojo la diferencia de coloración entre las estrellas; las fotografías de constelaciones en color son muy hermosas. Los resultados demuestran que las diapositivas en color dan mejores resultados que el papel. Además se puede pasar de diapositiva que nos interesa a papel, sin perder calidad, mientras que de papel a diapositiva conlleva complicaciones. Si queremos fotografías las puestas y salidas del Sol, o de la Luna, es suficiente usar una película de 100 ASA. Si lo que nos interesa es fotografiar constelaciones, planetas el tiempo de exposición ha de ser mucho más largo y se deberá usar una película mucho más sensible, como una película de 1000 ASA. Blanco y negro: Las películas en blanco y negro nos permitirá trabajar más fácilmente desde una ciudad ya que no afecta la contaminación y luminosidad ambiental. Además hay dos ventajas, una es su precio, y la otra es que uno mismo puede revelar el material, consiguiendo unas copias con más o menos contraste. Conviene utilizar una película con más sensibilidad que 100 ASA. En el mercado podemos encontrar películas con sensibilidades que van desde 400 ASA, 800 ASA, hasta 3200 ASA, suficiente para nuestras necesidades. Si llevamos a revelar las fotografías al laboratorio hay que decirle que se trata de fotografías astronómicas para que no nos digan que no hemos fotografiado nada.Ocultación manualProcedimiento denominado "ocultación manual" evitándonos que las fotografías queden movidas debidas a las vibraciones del espejo de la cámara fotográfica. Un truco es la ocultación manual, es un procedimiento fundamental para el éxito de una foto. Sólo con dicho sistema se pueden evitar las vibraciones causadas por el levantamiento del espejo de la cámara. Se recorta un disco o rectángulo de cartón cuyo diámetro sea un 20 % mayor que el diámetro de la abertura instrumento, y se colocará un mango de 20 cm. de largo, de modo que se parezca a una raqueta. A dicho disco o rectángulo se le pintará de negro mate para evitar las reflexiones parásitas. Con el cuerpo fotográfico acoplado al trípode, o en el telescopio, se sostiene la raqueta a varios centímetros del objetivo, se dispara en pose B con un disparador de cable y se espera unos 10 segundos antes de apartar la raqueta. Tras la exposición se vuelve a colocar delante de la entrada del objetivo sin tocarlo y se cierra el obturador con el disparador. Tabla de los tiempos de exposiciónEl tiempo de exposición dependerá del objetivo de la cámara, de la sensibilidad de la película, de la magnitud límite que se desee alcanzar, del estado del cielo, etc... Cuando realicemos una fotografía, siempre hay que proceder de la misma manera. A continuación se da una tabla orientativa de los tiempos de exposición para un objetivo de 50 mm. según la sensibilidad de la película y el cuerpo celeste que nos interesa.Campo fotografiadoLa siguiente tabla nos da el campo fotografiado sobre un formato 24x36 en función de la focal del objetivo utilizado:Plancheta ecuatorialPara luchar contra la rotación del cielo, es decir, para fotografiar el cielo hace falta una montara ecuatorial, pero los astrónomos aficionados que no dispongan de ella pueden construirse por sí mismo una plancheta ecuatorial, es un sistema sencillo con el que paralizar el cielo durante unos minutos. tiempo más que suficiente para obtener bellas fotografías de cometas brillantes, de la Vía Láctea, de extensos campos estelares, etc...Plancheta ecuatorial denominada "batiente de puertas".En estas dos fotografías se muestran, a la izquierda, una plancheta ecuatorial "batiente de puertas", mientras que el de la derecha es una plancheta accionada con un reloj despertador que hace la función de motor. Aquí no se va a explicar su construcción, sino que lo comentaremos de paso, para ello hay algunos libros donde explican cómo construirlo.Si hemos construido una plancheta ecuatorial, nuestras posibilidades de realizar fotografías astronómicas son mayores que en astrofotografía básica, ya que disponemos de un sistema ecuatorial que contrarresta la rotación terrestre. La tabla siguiente da las focales y los tiempos de exposición según el objeto celeste fotografiado:Fotografía de Taurus y las Pléyades, realizada con una plancheta ecuatorial, 5 minutos de exposición y T-Max 400 ASA, por el autor.7.2 Astrofotografía avanzadaPor astrofotografía avanzada entendemos aquella que requiere el empleo de sofisticados instrumentos de observación, un motor de seguimiento, un preciso guiado, diversos materiales como adaptadores para poder acoplar la cámara fotográfica al portaocular del telescopio, etc...Cualquier tipo de telescopio que reúna unas mínimas características puede usarse para la fotografía astronómico. Los telescopios más usados por los astrónomos aficionados son los refractores y los reflectores. Si nuestro telescopio es un refractor, una abertura de 60-70 mm de abertura será suficiente para la astrofotografía, mientras que si es un reflector, nos bastará una abertura de 125 mm. Pero cuanto mayores sean las aberturas mayor número de objetos podemos abordar.Se admite que los refractores son los más idóneos para las fotografías lunares y planetarias y que los reflectores son más adecuados para la fotografía de cielo profundo.Material imprescindiblePara hacer fotografías con telescopio necesitaremos casi los mismos materiales que en astrofotografía básica, estos son: Cámara réflex: Estas cámaras se pueden acoplar a los telescopios con mucha facilidad. Disparador de cable: ya explicado en astrofotografía básica. Objetivos: Para acoplar la cámara al telescopio quitaremos el objetivo de la cámara fotográfica y está función la hará el propio telescopio. Se acopla el cuerpo de cámara al telescopio a través de un adaptador especial . Estos acopladores se comercializan en las ópticas especializadas y dependen de la característica del telescopio y de la cámara fotografía utilizada. Motor de seguimiento: Si se trabaja con muchos aumentos, aunque el tiempo de exposición no sea excesivo, es recomendable acoplar al telescopio un motor de seguimiento que corrija el movimiento de rotación terrestre. Oculares: Se puede realizar fotografías telescópicas sin oculares y con oculares, si se realizan con oculares la imagen aumenta, pero atención cuanto más aumentos tengamos, más disminuirá la luminosidad y el contraste de la imagen, aumentando las oscilaciones y el peligro de que la imagen nos quede movida. Si ponemos mucho aumento, la imagen es tan sensible que hasta el viento la pueda hacer mover. Aquí también se puede utilizar la raqueta o un simple cartón pintado de negro mate, para evitar la más mínima vibración de la cámara cuando se dispara el obturador al hacer la fotografía, que nos servirá para tapar la abertura del telescopio sin tocarlo, justo antes de accionar el disparador de cable, retirando el cartón seguidamente. Damos el tiempo de exposición que creamos conveniente y para acabar volveremos a tapar con el cartón la abertura del instrumento, y soltamos el disparador.Acoplar la cámara al telescopioFoco primarioUn telescopio, al igual que una cámara fotográfica, básicamente es un sistema para formar una imagen de un objeto; la diferencia entre ambos es que, la imagen formada por un telescopio lo origina un ocular ampliándola, mientras que la cámara fotográfica forma su imagen en el negativo a través de su objetivo. El mejor método para tomar fotografías astronómicas es a través de un telescopio con la ayuda de la cámara fotográfica, el cuerpo de la cámara (normalmente una réflex), sin el objetivo, se coloca en lugar del ocular a través de un adaptador, disponible en el comercio.Con todos los telescopios es posible el foco primario, aunque algunos son más satisfactorios que otros. Si se coloca el cuerpo de la cámara en lugar del ocular y se enfoca la imagen en el negativo o en la película, se debe mover retrocediendo el tubo de enfoque del telescopio hacia atrás, más allá del plano de la imagen original, y no todos los telescopios darán el recorrido necesario. Con los refractores y con los Cassegrain no hay problema, y con los Schmidt-Cassegrain y Maksutov-Cassegrain el recorrido es bastante amplio, unos 40 cm. para el Celestron 8.El problema se incrementa con el newtoniano, ya que sólo proporciona un centímetro o dos para recorrer hacia atrás, lo justo para ajustar las diferencias entre los oculares. Puede incrementarse el mismo moviendo el espejo principal de la montura unos 5 cm hacia adelante de su posición original en el tubo. Cuando eso se haya hecho, es necesario introducir un tubo más prolongado cuando se vaya a usar los oculares para obtener la nueva posición del plano de la imagen. Sin embargo, es mucho mejor no modificar el telescopio y usar otra de las configuraciones ópticas que no requieren el mencionado recorrido extrafocal como el afocal o la proyección positiva.Modalidad de telescopio sin ocular y cámara sin objetivo o a "foco primario".El método afocalEl método fotográfico denominado foco primario tiene un gran inconveniente: requiere un notable recorrido extrafocal, más de lo que muchos telescopios pueden proporcionar. El método afocal carece de ese inconveniente y tiene como punto a su favor en el hecho de que la cámara y el telescopio pueden mantenerse con unos trípodes por separado, previniendo de cualquier vibración del obturador de la cámara al telescopio.Si se dispone de una cámara fotográfica lo primero que se le ocurre al principiante es fotografiar tras el ocular situando el objetivo de la cámara en vez del ojo. Sin embargo, es muy difícil alinear la cámara fotográfica con un trípode justo en el eje del telescopio. El enfoque es impreciso y es imposible realizar una exposición de más de medio segundo debido al movimiento diurno. No se recomienda este procedimiento.Proyección positiva Los fabricantes de telescopios suministran un conjunto acoplador de cámara, mediante el cual se puede utilizar este sistema, dentro del acoplador se puede colocar una lente, en este caso un ocular para aumentar las imágenes. Es el sistema más empleado para efectuar tomas lunares y planetarias. Aquí conviene hacer uso de un disparador de cable.Proyección negativaOtra configuración común es colocar una lente negativa (cóncava) en la trayectoria de la luz que proviene del telescopio; su efecto es ampliar la longitud focal resultante, luego es un dispositivo inapreciable para la fotografía lunar y planetaria.Hay dos tipos de lentes comúnmente utilizados en proyección negativa son: la lente Barlow, diseñada para uso visual con los telescopios, y el teleconvertidor (dobladores o triplicadores) destinado para ser usado con la cámara y su correspondiente objetivo. Una lente de Barlow es una lente divergente que se sitúa en el trayecto de los rayos luminosos poco antes del foco del telescopio. Las Barlow de buena calidad no están formadas de una sola lente, sino por dos acopladas, lo que permite atenuar la aberración cromática. El teleconvertidor da buenas imágenes con un amplio y plano campo, y a menudo cumple mejor con telescopios que con el teleobjetivo.Reductor El reductor es todo lo contrario a la proyección negativa: la lente insertada en el cono de luz convergente es una lente positiva (convergente) y sirve para hacer la imagen más pequeña en vez de ampliarla. Aquí lo racional es que reduce la relación focal y por tanto hay que reducir el tiempo de exposición necesario para los débiles objetos de cielo profundo). Se observa que F2 es positiva, pero S1 y M todavía son negativas. Se aplican las mismas fórmula que en una proyección negativa.La lente reductora (también denominada telecompresor) generalmente es un acromático sencillo -con frecuencia se usan los objetivos de binoculares- montado con su parte más plana hacia el film. También son muy probables las aberracionesEs una buena idea recordar que el tamaño de las imágenes reducidas pueden también obtenerse con el método afocal y con la proyección positiva.Películas usadas en astrofotografíaUna película fotográfica es una superficie sensible a la luz. Está construida por un soporte sobre el que se ha aplicado una fina capa de una emulsión de cristales de plata en gelatina, dichos cristales se llaman fotosensibles, ya que la luz modifica su estructura interna.Un tratamiento químico como el revelado hace posible distinguir los cristales que han recibido luz de aquellos que no han sido expuestos a ella: después del revelado, el cristal, constituido por bromuro, cloruro o yoduro de plata, se transforma, si ha sido iluminado, en plata metálica negra. En las zonas en que la película recibe mucha más luz, todos los cristales se habrán ennegrecido, en las zonas no iluminadas, sin embargo, pocos cristales están ennegrecidos.La sensibilidad de la película es el concepto que permite conocer la iluminación que necesita. La escala que más se emplea para caracterizar la sensibilidad de las películas es la escala ASA : una película de 200 ASA es doblemente sensible que una película de 100 ASA. Se dice que las películas sensibles son "rápidas", ya que para un mismo objeto fotografiado, se precisa de tiempos de exposición más cortos; por el contrario, a las películas poco sensibles se les llama "lentas".Las películas se clasifican en tres grandes grupos: Películas ortocromáticas: sitúan su respuesta en el azul y son extensivos al verde. Películas pancromáticas: sitúan su respuesta a lo largo de todo el espectro visible siendo extensivos al rojo. Películas infrarrojas: sitúan su respuesta en la banda infrarroja del espectro en los 650 nm hasta los 1.200 nm. Hay unas películas denominadas espectroscópicas que son emulsiones de blanco y negro que han sido especialmente fabricadas para la detección de débiles fuentes luminosas como son las estrellas, nebulosas, galaxias, etc. Dentro de las existentes, hay algunas que llevan la letra "a", viene de "astronómica", y significa que estas emulsiones aminoran o presentan una pequeña desviación a la ley de reciprocidad, y son muy apropiadas para exposiones largas. Las de la serie 103a de Kodak son las más asequibles al aficionado, comercializándose en el formato 24x36. Entre ellas destaca: 103a E: el pico de sensibilidad se sitúa en la banda roja del espectro, terminando su respuesta hacia los 670 nm. Es la película ideal para el registro de nebulosas brillantes de emisión. 103a F: su sensibilidad se sitúa a lo largo de toda la banda visible del espectro. Su empleo se extiende para todos los objetos de "cielo profundo". 103a O: es una película ortocromática, situándose su máxima sensibilidad entre los 300 y 500 nm. Es adecuada para captar nebulosas de reflexión y para todos los objetos que emitan en la banda azul del espectro. Fallo de Reciprocidad o efecto SchwarzchildImaginemos que la fotografía de un objeto exige un tiempo de exposición de 1/100 de segundo: la fotografía de un objeto 10 veces menos luminoso precisará un tiempo de exposición 10 veces más largo, es decir, 1/10 de segundo. Es lo que se llama la ley de reciprocidad: el producto h = E x t es constante.Esta ley se verifica para los tiempos de exposición que sobrepasan a un segundo. Para la mayoría de las películas más usadas cuanto más largo sea el tiempo de exposición más se separará de la ley de reciprocidad.Hay dos soluciones para luchar contra este inconveniente:1) las películas corregidas contra el efecto Schwarzchild: son las películas Kodak que no se separan de la ley de reciprocidad para exposiciones inferiores a una hora; son las películas caracterizadas en los catálogos por la letra "a": IIa0, 103aF...las películas 103a tienen la misma sensibilidad que una película de 80 ASA, para tiempos de exposición cortos; pero decrece poco a pesar de las exposiciones largas; así una exposición de 7 minutos de una película 103a, tiene el mismo resultado que 20 minutos sobre un 400 ASA normal.2) la hipersensibilización: consiste en someter una película no corregida inicialmente, antes de su exposición, a un tratamiento químico.La forma más apropiada de calcular el efecto del fallo de reciprocidad por la clásica fórmula de Schwarzchild es :Velocidad actual = velocidad valorada x t (p-1)donde t es el tiempo de exposición en segundos y p, conocido como el exponente de Schwarszchild, es un número que varía con las películas, de 0.65 a 0.75 para las películas típicas 400 ISO, de 0.8 a 0.9 para las pelíulas como Technical Pan 2415 y la serie T-Max, y de 0.95 a 1.0 para las películas que muestran un pequeña desviación en el fallo de reciprocidad (tales como las películas hipersensibilizadas por forming gas).Filtros de colorExiste una amplia gama de filtros, según el tipo de observación que se va a realizar. Se trata de filtros comúnmente usadas en fotografías, son filtros de cristal o gelatina coloreadas. Dependiendo de la marca se puede encontrar en una variedad de formas, dimensiones y respuestas espectrales. Es recomendable evitar las de gelatina ya que se erosionan fácilmente. Las casas más conocidas son Kodak y Shott. Estos filtros se colocan entre el ocular y el ojo, o bien enroscados sobre el ocular en los Celestron.Cada observador lunar o planetario debe disponer un juego de filtros ya que son imprescindibles para la visibilidad de ciertos detalles atmosféricos y superficiales de los planetas, así como la apreciación de sus matices.La luz es el elemento fundamental de la fotografía y al estar compuesta por varios colores hace que la respuesta de una película sea diferente en función del tipo de longitud de onda que lo impresione. Hay que contar con unos filtros para seleccionar las distintas longitudes de onda y obtener la respuesta deseada.Entre las características generales de un filtro cabe destacar: Transmitancia espectral (T): es la cantidad de luz que transmite un filtro, la T varía en función de la longitud de onda incidente entre 350 y 750 nm (nm = nanómetro = 10 9 m) para el espectro visible, y es expresada en tantos por ciento (%); por ejemplo, una transmitancia del 95% (0,95) nos indica que el filtro absorbe un 5% y permite el paso del 95% de la radiación. Absorción: es la propiedad que tiene un filtro de eliminar ciertos colores. Ciertos filtros reducen los efectos de la contaminación lumínica que produce las grandes ciudades conocidos como "filtros LPR y bloquean el paso de las longitudes de onda verdes y amarillas, aquellas que emiten los alumbrados y las farolas de la calle pero que transmiten los colores verdes-azulados y rojos de las nebulosas. Aunque estos filtros también mejoran la observación de los cúmulos de estrellas y de las galaxias, su principal función es realzar las nebulosas de emisión con una mayor claridad. Espero les guste y les sirva al menos como curiosidad (como a mi xD) o como guía práctica si alguno anda empezando en esto, saludos!

Tiene ya casi un mes la noticia pero no la había leído y me resultó interesante que ya esté casi listo, acá les dejo para los despistados como yo que les interese. Cerrada la última junta de acero del Wendelstein 7-X Referencia: Max-Planck-Institut für Plasmaphysik, 4 de junio 2013 El núcleo del dispositivo de fusión ya ha completado la difícil fase de instalación con éxito. La última fisura abierta de la cubierta exterior de acero del dispositivo de fusión Wendelstein 7-X se cerró la semana pasada. El núcleo del dispositivo de la investigación está listo en su esqueleto básico y en 2014 podrá entrar en funcionamiento en el Greifswald, perteneciente al Instituto Max Planck de Física del Plasma (IPP). El objetivo de investigar la fusión es la derivación de la energía de la fusión de los núcleos atómicos, tal como sucede en el Sol. La ignición de la fusión, el combustible de plasma de hidrógeno de la futura planta de energía deberá estar confinado en campos magnéticos y calentados a temperaturas superiores a 100 millones de grados. El Wendelstein 7-X, una vez terminado será el dispositivo de fusión más grande del mundo del tipo stellarator, se pretende investigar la idoneidad de esta configuración en una central eléctrica. Con 70 grandes bobinas magnéticas superconductoras en funcionamiento continuo para producir una cámara magnética, aislada térmicamente, de alta estabilidad para confinar el plasma. El dispositivo en forma de anillo se instala en cinco módulos estructuralmente casi idénticos: Cada una de las cinco secciones del recipiente de plasma, a lo largo de los cuales se encadenan 14 bobinas magnéticas, que está rodeado por una envoltura externa de acero, con un peso total de 120 toneladas. Ensamblado como las rebanadas de un pastel en la base de la máquina, los cinco módulos forman un anillo de acero de los que sobresalen numerosos puertos de conexión. Esto está enlazado con las aberturas de la cámara de plasma en una parte de la bobina con el recipiente exterior. Más tarde, aquí se colocarán los instrumentos de medición, bombas e instalaciones de calefacción. El último puerto 254 fue soldado entre medio de la cámara de plasma y el recipiente exterior, con precisión milimétrica, el 28 de mayo de 2013. La instalación se ha ultimado en unos dos años. Fue precedida por una fase de prueba igualmente larga, "una sesión de entrenamiento enorme" para la instalación con el Dr. Lutz Wegener a la cabeza, en la que se desarrollaron métodos para la colocación y la conexión exacta de los diversos puertos configurados de forma extraña a recipiente de plasma. Uno de los muchos desafíos fue que el acero inoxidable se reduce inevitablemente cuando se suelda la fisura, y esto distorsiona la posición de los componentes. Esto también pasó con la soldadura de los cinco módulos del dispositivo: Los cálculos y pruebas durante la planificación de la instalación predijeron hasta ocho milímetros de desviación por la soldadura de la fisura, siendo intolerable para los puertos e instrumentos de medición conectados posteriormente, ya que estarían mirando al lugar equivocado en el plasma. La solución: El módulo a soldar, supervisado exactamente por mediciones láser, fue desplazado sobre cojinetes que se deslizaban alrededor de ocho milímetros de distancia de su firme componente opuesto adjunto. Entonces, para evitar que nada cambie, varios soldadores comenzaron juntos a cerrar las dos brechas con la soldadura, tanto de la cámara de plasma como del recipiente exterior. En las juntas de varias capas, con una longitud total de 40 metros, los especialistas de la empresa MAN Diesel Turbo tardaron varias semanas, durante las cuales el pesado módulo, en consonancia con la contracción, regresó lentamente a su posición inicial en un pasos de décimas de milímetro. "Es una auténtica obra de arte poder guiar en la dirección correcta un componente tan grande y pesado durante la soldadura", afirma Karsten Liesenberg, responsable de la idea de instalación del recipiente: "Si los seguimientos con láser mostraron que el módulo no estaba siendo desplazado de forma paralela, el equipo de soldadura tuvo que desplazarse hacia el lado opuesto de la junta de manera que el componente se colocara de nuevo en la ruta correcta". Este trabajo de precisión debió repetirse en las otras cuatro juntas modulares. El anillo, mientras tanto, está cerrado y los cinco módulos en su lugar, con la precisión requerida de dos milímetros. Hasta que la instalación de Wendelstein 7-X se complete en 2014, todavía hay una cuantas tareas por realizar, como la vinculación de los imanes a la energía y a los suministros de helio, y hacer el interior del recipiente de plasma. Este vendrá acompañado con la provisión de unos sistemas para calentar el plasma, instalaciones de suministro de energía eléctrica y de refrigeración, el control de la máquina y, finalmente, con los numerosos instrumentos de medición para el diagnóstico del comportamiento del plasma. - See more at: http://bitnavegante.blogspot.com.es/2013/06/cerrada-la-ultima-junta-de-wendelstein7-x.html#sthash.A57bpsL8.dpuf

La Fuerza de Casimir es una interacción misteriosa entre los objetos que proviene directamente de las propiedades cuánticas de lo que llamamos "vacío". Dentro de la física clásica, el vacío es la simple ausencia de toda materia y energía, mientras que en la teoría cuántica es una masa hirviente de partículas cuánticas o virtuales que constantemente aparecen y desaparecen de nuestro universo observable. Estas fluctuaciones le dan al vacío una energía que se puede aprovechar, aunque sea de manera indirecta. El equipo de Ivan Kravchenko, del Laboratorio Nacional estadounidense de Oak Ridge (ORNL) en Tennessee, ha demostrado por vez primera la viabilidad del concepto de un chip compacto de silicio que aprovecha la energía de la Fuerza de Casimir. Esta fuerza, cuyos efectos sólo son significativos a escala minúscula, hace que, por ejemplo, dos hipotéticas superficies de metal separadas por una distancia ínfima, se atraigan espontáneamente, por causas no atribuibles a la atracción gravitacional entre ambos objetos. Esas partículas virtuales que aparecen y desaparecen de nuestro universo observable empujan los objetos desde el exterior hacia el interior, y también desde el interior hacia el exterior. Sin embargo, sólo las partículas virtuales de las longitudes de onda más cortas pueden encajar en el espacio entre los objetos, de manera que, a raíz de los efectos causados por las partículas virtuales, la presión total hacia el exterior es ligeramente menor que la presión total hacia el interior. En otras palabras, las fluctuaciones se hacen mayores cerca de superficies, y un átomo neutro aislado y cercano las experimentará como una sutil atracción, como una minúscula perturbación que, sin embargo, a escala también minúscula, puede constituir una fuente importante de fricción. El resultado, en el ejemplo expuesto, es que los objetos son forzados a entrar en contacto físico. Esta enigmática fuerza, descubierta en 1948 y medida por vez primera hace más de una década, es tan débil que sólo la miniaturización progresiva de la tecnología registrada en los últimos años ha hecho que los ingenieros sean conscientes del alcance de la Fuerza de Casimir, capaz de hacer que piezas diminutas móviles en micromáquinas se peguen entre sí, provocando problemas de funcionamiento. La Fuerza de Casimir es una atracción misteriosa entre objetos muy cercanos que proviene directamente de las propiedades cuánticas de lo que llamamos "vacío". (Imagen: Recreación artística de Jorge Munnshe en NCYT de Amazings) Desde entonces, el Efecto Casimir ha sido visto a menudo más como un obstáculo que como una fuente de oportunidades, y bastantes investigaciones pioneras sobre formas de lidiar con él han estado orientadas a esquivar su fuerza, como por ejemplo en éstas sobre las que los redactores de NCYT de Amazings escribimos dos artículos, publicados el 8 de septiembre de 2008 (http://www.amazings.com/ciencia/noticias/080908a.html) y el 23 de junio de 2010 (http://www.amazings.com/ciencia/noticias/230610c.html). El estudio presentado ahora por el equipo de Kravchenko constituye pues un interesante cambio de rumbo. En la nueva investigación han trabajado además científicos del Instituto Tecnológico de Massachusetts (MIT) en la ciudad estadounidense de Cambridge, la Universidad de Harvard también en Cambridge, la de Florida en Gainesville, y la Universidad de Ciencia y Tecnología de Hong Kong en China. Links de interés y desarrollo: http://www.amazings.com/ciencia/noticias/080908a.html http://www.amazings.com/ciencia/noticias/230610c.html

Las escalas cósmicas por Vicent J. Martínez Cuando miramos el cielo nocturno y los astros que pueblan la bóveda celeste, nos preguntamos a menudo a qué distancia se encuentran. Entender las escalas cósmicas no resulta fácil, ya que los tamaños de las estrellas y las galaxias, así como las distancias que nos separan de ellas son tan enormes que nuestra experiencia cotidiana no es de gran ayuda para hacernos una idea de la inmensidad del universo. Empecemos, pues, con nuestro planeta. Dar una vuelta completa a la Tierra en coche (a 120 km por hora, la velocidad máxima permitida en las autopistas, y sin parar) requeriría 14 días: ¡un viaje agotador! ¿Y en avión? A la velocidad de crucero de un Jumbo (910 km por hora) serían necesarios casi 2 días de vuelo continuo para completar el perímetro terrestre alrededor del ecuador. Si el Jumbo pudiera llegar al Sol emplearía 19 años para cubrir los 150 millones de kilómetros que nos separan del astro rey. Decididamente, para seguir hablando de distancias necesitamos algo que sea mucho más veloz. Los astrónomos usamos la luz porque se traslada a la inconcebible velocidad de 300.000 km por segundo. Nada puede ir más rápido. Por tanto, en un segundo, la luz daría siete vueltas y media a la Tierra, y necesitaría 8 minutos para recorrer la distancia que nos separa del Sol. Si la luz ha de viajar desde el Sol hasta Neptuno necesitará algo más de 4 horas. Una analogía nos puede ayudar a situar la Tierra entre los planetas del Sistema Solar, tomando la distancia entre el Sol y Neptuno como la que separa las porterías en un campo de fútbol de 100 metros de largo, la Tierra estaría a 3,3 metros de la portería del Sol, dentro del área pequeña, y Júpiter, a 17,3 metros, se situaría en el borde del área de penalti. A esa misma escala, el diámetro de Júpiter sería de apenas tres milímetros, de unas décimas de milímetro el de la Tierra y el del Sol rondaría los tres centímetros. Esto nos da una idea, además, de lo vacío que está el espacio. El Sol es sólo una de los centenares de miles de millones de estrellas que hay en nuestra galaxia. ¿A qué distancia está la estrella más cercana? Proxima Centauri, que es así como se llama, se encuentra a 4,2 años luz. Eso indica que la luz, a 300.000 km por segundo, tarda 4,2 años en recorrer los cerca de 40 billones (o sea, millones de millones) de kilómetros que nos separan de esta estrella. Siguiendo con la analogía anterior en la que un campo de fútbol corresponde a la distancia entre el Sol y Neptuno, necesitaríamos casi 9.000 campos, uno detrás de otro (la distancia, en línea recta, entre Barcelona y Santiago de Compostela), para llegar a nuestra vecina estelar más próxima, sabiendo que en el primero de ellos estarían todos los planetas del Sistema Solar. Aunque los viajes por nuestra Galaxia son bastante comunes en historias de ficción como Star Wars, la realidad es bien distinta. Basta con considerar que la separación de promedio entre las estrellas de la Vía Láctea es aproximadamente 10 millones de veces el diámetro de una estrella típica y, por tanto, los viajes interestelares son hoy por hoy impracticables. La extensión de la galaxia es de 100.000 años luz. Para visualizarla, necesitamos cambiar de analogía. Si ahora nuestro campo de fútbol correspondiera a toda la Vía Láctea, una estrella gigante tendría, a esa escala, el diámetro del virus del resfriado –ultramicroscópico– y la distancia entre el Sol y Proxima Centauri sería del tamaño de una hormiga Parece que las galaxias prefieren estar en grupo: la atracción gravitatoria les imprime ese carácter «social». Nuestra galaxia, por ejemplo, forma parte del llamado Grupo Local, que consiste en una treintena de galaxias, de las cuales Andrómeda, la Vía Láctea y la galaxia del Triángulo son las mayores y tienen un majestuoso diseño espiral, y el resto son galaxias enanas que orbitan –como satélites– en torno a las más grandes. La galaxia de Andrómeda se encuentra a 2,5 millones de años luz de distancia y es el objeto celeste más lejano que podemos ver desde la Tierra a simple vista, sin ayuda de instrumentos ópticos. En nuestro modelo, sería como otro campo de fútbol situado a 2,5 km de distancia (aproximadamente la separación entre dos estadios en una misma ciudad, por ejemplo el estadio del Valencia y el del Levante); es decir, podríamos visualizar el Grupo Local de galaxias como una ciudad de unos pocos kilómetros de extensión con 3 estadios principales y una treintena de miniestadios o canchas de tenis. Montaje en el que se muestran las tres galaxias principales del Grupo Local (la Vía Láctea, Andrómeda y la galaxia del Triángulo) ubicadas sobre una vista aérea de la ciudad de Valencia. A esta escala, cada kilómetro representa un millón de años luz. Existen grupos más densos de galaxias, los cúmulos, que pueden albergar varios miles de galaxias, como el de Virgo que está a 65 millones de años luz. La luz que hoy captan nuestros telescopios procedente de las galaxias de ese cúmulo inició su viaje cuando por la superficie de la Tierra caminaba el Tyrannosaurus rex; así pues, la imagen que vemos de esas galaxias no corresponde a su aspecto actual, sino al que tenían hace 65 millones de años. Si en alguna de ellas sucediera hoy algo astronómicamente observable –como la explosión de una estrella en supernova– habría que esperar otros 65 millones de años para observarlo en la Tierra. La astronomía hace, pues, arqueología cósmica, ya que, como la velocidad de la luz es finita, no se observan los objetos como son hoy, sino como eran cuando la luz partió de ellos: mirar lejos es mirar hacia el pasado remoto del universo. Gracias a este hecho se puede entender la evolución del cosmos, desde el universo primitivo hasta nuestros días. «Aunque los viajes por nuestra galaxia son bastante comunes en historias de ficción, los viajes interestelares son hoy por hoy impracticables» 118-62 Cortesia de NOAO/AURA/NSF El cúmulo de Virgo, a 65 millones de años luz, ocupa una amplia región del cielo. En este mosaico de 2o x 1,5o se muestra la parte central del cúmulo, dominada por la galaxia gigante elíptica M87 (la más brillante en el panel izquierdo de la imagen), rodeada por un enjambre de pequeñas galaxias. A la derecha (oeste) se aprecian varias galaxias espirales y lenticulares formando la llamada cadena de Markarian. Con los telescopios situados en tierra y en el espacio se ha podido realizar una auténtica cartografía tridimensional que revela la existencia de estructuras de tamaño aún superior al de los cúmulos de galaxias: los supercúmulos, que forman un tejido cósmico con filamentos y paredes que encierran grandes vacíos en los que prácticamente no se detecta materia luminosa. Observamos galaxias a miles de millones de años luz; la radiación que captamos hoy de las más remotas partió mucho antes de que se formara el Sistema Solar. Pero como la edad del universo es finita, la parte del universo que podemos observar es sólo una fracción (seguramente muy pequeña) del total. Hoy se estima que el universo tiene unos 14.000 millones de años de edad, por lo que el radio de nuestro universo observable expresado en términos de la distancia que ha recorrido la luz en ese tiempo sería de 14.000 millones de años luz (en realidad la distancia actual a los puntos que habrían emitido esa luz sería aún mayor debido a la expansión del universo). Volviendo a nuestra última analogía –en la que la Vía Láctea está representada por un campo de fútbol– el radio de todo el universo observable resultaría, a esa escala, ligeramente superior al diámetro de la Tierra. Pero, ¿dónde está la última frontera? Deberíamos preguntar a los cosmólogos y no creerles si nos dicen, como los exploradores en el pasado: ¡más allá hay dragones! Vicent J. Martínez. Obervatori Astronòmic de la Universitat de València. © Mètode 62, Verano 2009.

Explicación: Cada panel muestra un día. Con 360 paneles, el cielo de casi un año entero es grabado por una cámara de video en el techo del museo de exploración de San Francisco, California. La cámara grabó una imagen cada 10 segundos desde el amanecer hasta el anochecer desde mediados del 2009 hasta mediados del 2010. Abajo a la derecha está el tiempo local de la filmación. Los videos están ordenados cronológicamente, desde el 28 de julio arriba a la izquierda hasta el 1 de junio abajo a la derecha. La diferencia en la luz de los diferentes videos tiene que ver con la diferente duración de los días y las noches en las diferentes partes del año y se puede ir viendo como varía durante el año. Click en el link para ver video, ya que al no ser de youtube no hay link directo acá en taringa. Espero les guste. http://vimeo.com/32095756

Ciencia Una isla emerge tras el terremoto de Pakistán Día 25/09/2013 - 17.25h Situada a unos 200 metros de la costa del extremo sudoeste del país, tiene 214 metros de longitud y 16 de altura La isla de 214 metros de longitud aparecida tras el terremoto de Pakistán Una isla de unos 214 metros de longitud y 16 de altura ha emergido a unos 200 metros de la costa del extremo sudoeste de Pakistán tras el terremoto que el martes sacudió esa región del país. Según Tufail Baloch, vicedirector administrativo de Gwadar -la ciudad más cercana-, la isla fue visitada este miércoles por un centenar de personas en una primera misión de exploración, a la espera de la llegada de un equipo de expertos de Islamabad. Una isla emerge tras el terremoto de Pakistán EFE "La hemos recorrido y parece estable", precisó Baloch, que formó parte de esa primera misión de exploración y que indicó que el equipo de expertos que se espera que llegue de la capital será el encargado de tomar muestras de roca y lodo para sacar conclusiones. El funcionario explicó que los lugareños dicen que una isla semejante emergió tras un terremoto registrado en la región en 1935. "Aquella isla desapareció diez años después de repente y de manera misteriosa, por lo que ahora puede pasar igual", apuntó. El último recuento de víctimas por el terremoto que el martes sacudió el suroeste paquistaní ascendía este miércoles a más de 250 muertos y casi 400 heridos pero las autoridades advirtieron que el número de fallecidos y afectados puede aumentar conforme avancen las labores de rescate. Ese recuento provisional de víctimas han convertido, no obstante, ya al seísmo, de 7,7 grados en la escala Richter, en uno de los más mortíferos de la década en Pakistán, un país donde se registran con frecuencia movimientos telúricos, con frecuencia devastadores.

Acá les dejo la respuesta bastante bien explicada, es un tema que si nunca te lo pusiste a pensar y te interesa te va a gustar. Si ya lo sabías, bueno, se puede refrescar o recomendar. Abrazo. LAS CAUSAS DE LAS ESTACIONES DEL AÑO Imagen arriba: Causas de las estaciones del año. Imagen: J. Ianiszewski. Las estaciones del año se producen por las causas siguientes: 1.- La inclinación de 23,44 grados del eje de rotación de la Tierra con respecto al eje del plano de su órbita. 2.- El eje de rotación de la Tierra apunta, con mínimas variaciones, a un lugar del cielo que llamamos polo celeste en cada uno de los hemisferios. 3.- El movimiento orbital, o de traslación, de la Tierra alrededor del Sol, que demora 365,2422 días. 4.- La Tierra orbita al Sol en su Zona Vital (o de Ricitos de Oro) a una distancia de alrededor de 150 millones de kilómetros. Con su perihelio a 147.098.070 y su afelio a 152.097.700 kilómetros. Como consecuencia de la combinación de estos factores, a medida que la Tierra se mueve alrededor del Sol, los rayos del Sol no llegan siempre en forma uniforme a la superficie de la Tierra, ya que esta le va presentando al Sol diversos puntos de su superficie a medida que progresa en su órbita durante el año. La combinación de los primeros tres puntos hace que entre el 21 y 22 de diciembre le muestra un punto del Trópico de Capricornio (23,44 grados sur) y se produce el Solsticio de Verano del hemisferio sur y entre el 21 y 22 de junio le muestra un punto del Trópico de Cáncer (23,44 grados norte) y se produce el Solsticio de Invierno del hemisferio sur. En las mismas fechas en el hemisferio norte se producen los solsticios inversos que en el Sur, de Invierno en diciembre y de Verano en junio. Tres meses después de los solsticios, la Tierra pasa por un equinoccio (igual a la noche en latín), momento en que la Tierra le muestra al Sol un punto de su ecuador. En ese momento el día tiene la misma duración que la noche. Afortunadamente la órbita de la Tierra se encuentra a una distancia donde la cantidad de radiación que se recibe del Sol, calienta la superficie del planeta sin evaporar su agua y es lo suficiente como para que no se congele. IMPORTANTE: La distancia variable entre el Sol y la Tierra no es una causa para las estaciones, ya que vemos que en una misma fecha se producirá una estación en un hemisferio de la Tierra y la inversa en el otro. Efectos de los Solsticios y Equinoccios en la Tierra: Debido a la forma como la Tierra orbita alrededor del Sol, desde la Tierra vemos como el Sol va cambiando su punto de salida, culminación en el cielo y puesta, durante el año, así como también la velocidad con que cambian estos puntos. Se desplaza rápido cerca de los equinoccios y lento muy cerca de los solsticios. Si el fenómeno es observado sin instrumentos precisos, da la sensación que el Sol no se mueve desde el 18 y el 24 de diciembre o junio. De allí el nombre de Sol-estático (Solsticio en latín). SOLSTICIO DE JUNIO: La Tierra muestra al Sol el Trópico de Cáncer, latitud 23,44° Norte. Es la noche más larga y el día más corto del año, en el hemisferio sur. La Eclíptica llega a su punto más bajo en el día y más alto durante la noche. (Ocurre entre el 20 y el 23 de Junio). SOLSTICIO DE DICIEMBRE: La Tierra muestra al Sol el Trópico de Capricornio, latitud 23,44° Sur. Es la noche más corta y el día más largo del año, en el hemisferio sur; la Eclíptica llega a su punto más bajo en la noche y más alto durante el día. (Ocurre entre el 20 y el 23 de Diciembre). EQUINOCCIOS DE MARZO Y SEPTIEMBRE: La Tierra muestra al Sol el Ecuador, latitud 0°. El día tiene la misma duración que la noche en ambos hemisferios; la Eclíptica tiene la misma altura en el día y en la noche. (Ocurre entre el 20 y el 23 del mes).

Buenas tardes taringueros les dejo esta recopilación de las imágenes que me parecieron más destacadas del mes pasado publicadas por la NASA traducida su explicación al español. Espero les guste, comenten y si quieren dejar unos puntillos no me enojo ya que todavía soy novatin.Saludos. M27: No es un cometapor Image Créditos &Copyright: Martin PughMientras que cazaba cometas en los cielos franceses del siglo XVIII, el astrónomo Charles Messier guardó diligentemente una lista de objetos que encontró no definirlos como cometas.Este era el número 27 de su ahora famosa lista de no cometas.De hecho, los astrónomos del siglo XXI lo identificarían como una nebulosa planetaria , pero tampoco es un planeta, aunque pueda aparecer redondo y planetario en un pequeño telescopio.Messier 27 (M27) es un excelente ejemplo de una nebulosa gaseosa de emisión creada por una estrella similar al Sol que se le agota el combustible nuclear de su núcleo.La nebulosa se forma mientras que las capas más externas de la estrella son expulsadas al espacio, con un visible resplandor generado por los átomos excitados por la intensa pero invisible luz ultravioleta de la estrella.Conocida popularmente como la Nebulosa Dumbbell , la bella simetría de la nube de gas interestelar tiene más de 2,5 años luz de diámetro y se encuentra a unos 1.200 años luz de distancia en la constelación de Vulpecula .Esta impresionante composición a color realza los detalles de la bien estudiada región central y del débil y pocas veces retratado halo exterior de la nebulosa.Se realizó con imagenes en banda estrella grabadas usando filtros sensibles a la emisión de átomos de oxígeno, que se muestran en tonos azulados y verdosos, y de hidrógeno, más rojizos.En la sombra de Saturnopor Image Créditos: Cassini Imaging Team, SSI, JPL, ESA,NASAA la sombra de Saturno aparecen maravillas inesperadas. La nave Cassini, que está en la órbita de Saturno, se adentró hace poco en la sombra de este gigante planetario durante unas 12 horas, y miró hacia atrás para ver un sol eclipsado. La Cassini contempló una vista única. Para empezar, vemos la cara nocturna de Saturno iluminada parcialmente por la luz que refleja su majestusoso sistema de anillos.Además, se ve la silueta oscura de los propios anillos sobre el planeta, y se observa que dispersan levemente la luz solar, gracias a que la imagen tiene los colores resaltados. Los anillos de Saturno se iluminan de tal forma que se han descubierto otros nuevos, aunque son difíciles de detectar en la imagen de arriba. Sin embargo, sí podemos ver con espectacular detalle el anillo más externo y el anillo E, creado por los surtidores de hielo de Encelado, descubiertos recientemente.En la lejanía podemos ver, a la izquierda sobre los anillos principales, un punto azul pálido casi inapreciable, la Tierra.Una vista detallada del lugar del Apollo 17 (para los escétpicos de la llegada a la luna)por Créditos: NASA /GSFC /Arizona State Univ. /LunarReconnaissance OrbiterEsta vista del lugar de aterrizaje del Apollo 17, en el valle de Taurus-Littrow, fue captada el mes pasado por la sonda Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO) y es la más nítida jamás realizada desde el espacio.La imagen en alta resolución se registró durante un rato en que la órbita de la LRO había modificado para crear un acercamiento de unos 22 kilómetros mientras sobrevolaba algunos de los lugares de aterrizaje del Apollo. Esta altura corresponde a sólo el doble de la altura de un vuelo de un avión comercial sobre el planeta Tierra.En la imagen indican el módulo de descenso Challenger del Apollo 17 (recuadro), el emplazamiento final del rover lunar (LRV), y el Apollo Lunar Surface Experiments Package (ALSEP) instalado para monitorizar el ambiente y el interior de la Luna. En el lugar del Apolo 17 también se distinguen fácilmente el rastro dual del rover lunar y las huellas dejadas por los astronautas Eugene Cernan y Harrison Schmitt , los últimos en pisar la superficie lunar.Campo profundo en las Pléyadespor Image Créditos & Copyright: Stanislav Volskiy¿Has visto alguna vez el cúmulo estelar de las Pléyades? Incluso si lo has hecho, probablemente nunca lo hayas visto así: todo polvoriento.Posiblemente el más famoso cúmulo de estrellas del cielo, las Pléyades se pueden ver sin prismáticos incluso desde las profundidades de una ciudad con contaminación luminosa.Con una exposición prolongada y desde una localización oscura, la nube de polvo que rodea al cúmulo estelar de las Pléyades resulta muy evidente.La exposición de arriba se realizó durante unas 30 horas y cubre un área de cielo varias veces el tamaño de una luna llena.También llamadas las Siete Hermanas o M45, las Pléyades son uno de los más brillantes y cercanos cúmulos abiertos.Una leyenda común con un toque moderno cuenta que una de las estrellas más brillantes se ha ido apagando desde que el cúmulo tuvo nombre, dejando sólo 6 estrellas visibles a simple vista.El número de estrellas visibles en las Pléyades, sin embargo, puede ser más o menos que siete, dependiendo de la oscuridad del cielo de alrededor y la claridado de la vista del observador.Arp 272por Créditos: Hubble Legacy Archive,ESA, NASA;Processing -Martin PughUniendo sus brazos espirales, dos grandes galaxias colisionan en este retrato cósmico construido con los datos del Hubble Legacy Archive .Grabadas en el Atlas del astrónomo Halton Arp de Galaxias Peculiares con la referencia Arp 272, a la pareja se le conoce también como NGC 6050 cerca del centro, y IC 1179 arriba a la derecha.Una tercera galaxia, que parece también un miembro del sistema interactivo, se puede observar arriba y a la izquierda de la gran espiral NGC 6050.Yacen a unos 450 millones de años luz en el Cúmulo de Galaxias de Hércules.A esa distancia estimada, la imagen cubre más de 150.000 años luz.Aunque este escenario parezca peculiar, las colisiones de galaxias y sus uniones parecen ser comunes, como vemos aquí a Arp 272 representando un estado de un proceso inevitable.De hecho, se sabe que la cercana y gran espiral Galaxia de Andrómeda se está aproximando a nuestra galaxia y Arp 272 puede ofrecernos pistas de cómo será la futura colisión entre Andrómeda y la Vía Láctea.Aurora de Septiembrepor Image Créditos &Copyright: Yuichi Takasaka /TWAN /www.blue-moon.caEl equinoccio de Septiembre es hoy a las 09:05 UT.Como el Sol cruza el ecuador celeste hacia el sur, la primavera empieza en el hemisferio sur y el otoño en el norte.Y con esta desconcertante conexión estacional, tanto la primavera como el otoño traen un incremento en las tormentas geomagnéticas.Las noches en el norte son ahora cada vez más largas, y el equinoccio hace comenzar una buena temporada para los observadores de auroras.Esta en concreto se grabó a principios de mes, en donde unas cortinas de resplandeciente luz verdosa se extienden por un espectacular cielo nocturno.En primer plano vemos el Hidden Lake Territorial Park cerca de Yellowknife, en Northwest Territories, Canada.El agua en calma refleja la aurora, con los rastros de algunas estrellas brillantes en el hipnotizante cielo.Por supuesto, estas auroras, que brillan a altitudes por encima de los 100 kilómetros, con también visibles desde el espacio.Vía Láctea en Mangaiapor Image Créditos &Copyright: Tunç Tezel(TWAN)De Sagitarius a Carina , la Vía Láctea brilla en el cielo nocturno en el exuberante paraíso de la isla de Mangaia .Este magnífico paisaje celeste, familiar para los habitantes del hemisferio sur, incluye el voluminoso centro de la galaxia, en la parte superior izquierda, y las brillantes estrellas Alfa y Beta Centauri, a la derecha en el centro.La volcánica Mangaia , de unos 10 kilómetros de ancho, es la más meridional de las Islas Cook. Los geólogos estiman que con 18 millones de años de edad es la isla más antigua del Océano Pacífico. Por supuesto, la Vía Láctea es un poco más antigua: las estrellas más viejas tienen más de 13.000 millones de años.Nota del editor: Esta imagen tiene la distinción de haber ganado el primer premio (categoría Tierra y Espacio) de la competición anual de fotografía astronómica del Observatorio Real de Greenwich.Fosas de hielo seco en Martepor Image Créditos: HiRISE,MRO,LPL (U. Arizona),NASAParte de Marte se está descongelando.Alrededor del Polo Sur de Marte, hacia finales de cada verano marciano, el calor causa que una sección de la gran capa de hielo de dióxido de carbono se evapore.Empiezan a aparecer fosas que se expanden donde el hielo seco de dióxido de carbono se sublima directamente a gas.Estas fosas de hielo parecen estar delineadas por oro, pero la composición precisa del polvo que brilla en las paredes de las fosas se desconoce por el momento.Las depresiones circulares en el centro de la imagen miden unos 60 metros de diámetro.La cámara HiRISE abordo del Mars Reconnaissance Orbiter que orbita actualmente Marte, capturaron la imagen de arriba a finales de Julio.En los próximos meses, mientas que Marte continue su viaje alrededor del Sol , prevalecerán las estaciones más frías, y la fina capa de aire se volverá lo suficientemente fría no sólo para parar la descongelación sino para congelar más capas de dióxido de carbono sólido.Noche nublada y luces del nortepor Image Créditos &Copyright: Fredrick broms(Northern LightsPhotography)El 26 de septiembre , una gran eyección de masa coronal solar abofeteó la magnetosfera del planeta Tierra y produjo una severa tormenta geomagnética así como la propagación extensa de auroras.Captada aquí cerca de la medianoche local desde la isla de Kvaløya, a las afueras de Tromsø (norte de Noruega), el intenso resplandor auroral se vio enmarcado por nubes de lluvia que se abrían. Teñidas de naranja, las nubes se perfilan mientras las cimas de las cortinas de las luces del norte , llenas de colores, se extienden a más de 100 kilómetros por encima del suelo.Aunque los rayos aurorales son paralelos, la perspectiva hace que parezcan irradiar desde un punto de fuga en el cenit.En la parte inferior de la escena brillan en esta noche septentrional nublada el cúmulo estelar de las Pléyades, mucho más distante, y el planeta Júpiter.Espero lo hayan disfrutado, comenten y punteen si lo merece.Hasta la próxima.

Buenas gente, les dejo esta explicación en videos porque es muy buena, y abajo aprovecho para compartir estas divagaciones científicas acerca de las posibles utilidades de los mismos, la verdad muy interesante si les gusta el tema.link: http://www.youtube.com/watch?v=6k3U2rCOvVclink: http://www.youtube.com/watch?v=RkrsXfv6N9w&feature=relatedlink: http://www.youtube.com/watch?v=cVb8STA5-JE&feature=relatedlink: http://www.youtube.com/watch?v=HZmTS7cWAEo&feature=relatedlink: http://www.youtube.com/watch?v=kn-jeq8_p-Q&feature=relatedAplicaciones:ElectroquímicasUna importante aplicación de los nanotubos, dada su gran superficie y su baja resistividad, es la electroquímica, como el desarrollo de supercondensadores, dispositivos para el almacenamiento de hidrógeno y fabricación de celdas solares.SupercondensadoresUn supercondensador consiste, esencialmente, en dos electrodos de carbono separados por una membrana permeable de iones sumergidos en un electrolito. La función de un supercondensador se mide en términos de la potencia y de la densidad de energía almacenada. Los SWNTs tienen la mayor relación superficie/volumen de cualquier material de carbono, de forma que sus átomos son los que forman la superficie del electrodo. Actualmente, los supercondensadores son fabricados con carbón activado, que es extremadamente poroso y con una gran área superficial. En esta clase de carbón obtenido, los poros son irregulares en tamaño y forma, reduciendo, de esta manera, la eficiencia. En cambio, los CNTs alineados verticalmente en el supercondensador poseen formas muy regulares y un ancho del orden de varios diámetros atómicos a la vez que presentan una menor resistencia, lo que incrementa su densidad de energía.Los supercondensadores mejorados con nanotubos (tanto de pared simple o múltiple) combinan la larga durabilidad y alta potencia de los supercondensadores comerciales con la mayor densidad de almacenamiento propia de las baterías químicas. Por tanto, pueden ser utilizados en muchas aplicaciones de almacenamiento de energía.13Almacenamiento de hidrógenoLa gran superficie y estructura tubular de los CNTs hace que puedan ser útiles para el almacenamiento de hidrógeno. El hidrógeno se añade a los nanotubos por quimisorcion, puesto que los enlaces de los carbonos que forman el nanotubo ofrecen capacidad hasta su saturación incorporando hidrógenos. El análisis de espectroscopia de rayos X revela una disminución de la resonancia en los enlaces C-C, y un aumento de intensidad en los enlaces C-H.En el espectro de absorción se puede apreciar un pico correspondiente al carbono no hidrogenado, que aparece a mayor energía, y otro pico debido al carbono hidrogenado de menor energía. La proporción entre los dos picos indica la cantidad de hidrógeno absorbido, próximo al requerido para ser aceptado como un dispositivo de almacenamiento de hidrógeno en vehículos.Por ejemplo, en el Instituto de Ciencia de Materiales de Barcelona (ICMAB) se está trabajando acerca de ello. La idea consiste en depositar nanotubos en el interior de una cámara a presión. Se deja entrar el hidrógeno en dicha cámara y pasado un tiempo se deja salir de la misma. La cantidad de gas saliente es menor que la entrante. Por tanto, se cree que el hidrógeno queda incorporado al nanotubo.Trabajando sobre esta idea, se ha comprobado la capacidad de absorción del hidrógeno en diferentes estructuras de nanotubos. Así, un paquete de double-walled carbon nanotubes (DWNT) puede absorber hasta el doble de lo que hacen los SWNTs. A partir de la comparación de los planos de grafito de SWNTs, con extremada pureza, uniformidad y apenas trazas de impurezas, y de DWNTs, con un alto ordenamiento, pero con empaquetamiento más ligero, en un conjunto hexagonal, se ha encontrado que estos últimos presentan una mayor estabilidad para la absorción de H2. Esto se debe a que la matriz de nanotubos presenta poros a los que pueden unirse las moléculas de H2, y que dada la accesibilidad de éstos y el más profundo potencial molecular consecuencia del solapamiento de los potenciales moleculares por la doble pared, la absorción es mucho mayor, a pesar de tener un área un 40% menor que los SWNTs.Células solaresGracias a las singulares propiedades eléctricas de los nanotubos se cree que puedan resultar eficaces en la conversión de energía solar en eléctrica. El primer paso para construir una célula solar es ensamblar nanotubos de carbono sobre un sustrato que haría las veces de electrodo, formando una fina capa. Los nanotubos obtenidos comercialmente se solubilizan en una suspensión que se transfiere a una célula de electroforesis con dos electrodos ópticos transparentes paralelos (OTEs). Al aplicar un voltaje de corriente continua, los nanotubos en suspensión se mueven hacia el electrodo positivo. Manteniendo este voltaje durante un cierto tiempo, se consigue la deposición de una capa de SWNT sobre la superficie del electrodo. Se puede modificar la forma de la capa. Por ejemplo, si se prolonga el tiempo de la electroforesis se aumenta el grosor de la capa, o si se aplican campos superiores a 100 V/m, se obtiene un alineamiento de los nanotubos perpendicular a la superficie del electrodo.Se pueden utilizar dos procedimientos para el uso de los nanotubos en las células solares, bien excitar directamente los nanotubos semiconductores, o bien usarlos como conductos para mejorar el transporte de carga en los colectores de luz nanoensamblados.En el primer caso, se está investigando con los SWCNTs semiconductores, cuyas propiedades eléctricas han sido detalladas anteriormente. Estudios recientes han confirmado que los nanotubos poseen una estructura de bandas que permite la formación de pares electrón-hueco y su posterior separación por excitación de la luz. El siguiente paso es poder utilizar estos portadores para obtener una corriente, tal y como sucede en las aplicaciones fotovoltaicas de otros semiconductores. Utilizando la capa de nanotubos depositados sobre el OTE como un electrodo fotosensible se puede construir una célula fotoelectroquímica. Un electrolito se sitúa entre la capa de nanotubos de carbono del electrodo y una lámina de platino. La luz incidente excita los SWNTs y genera portadores de carga, después de lo cual se observa una generación de corriente. Ésta corriente es catódica, lo que indica que los huecos fotogenerados son acumulados en la superficie del OTE y transportados al electrodo colector por un circuito externo. La reacción redox presente permite recuperar las cargas de la superficie del electrodo de manera que se mantiene una fotocorriente constante. La observación de este tipo de corriente catódica supone que los SWNTs utilizados poseen propiedades de semiconductores tipo p.La eficiencia de la fotoconversión (IPCE) se mide como la eficiencia fotón-portador y se obtiene midiendo la fotocorriente a diferentes longitudes de onda. El máximo valor obtenido por este método es del 0,15% a 400 nm, cuando lo usual en las células solares es un valor, en torno al 80-90%.14 Estos resultados se pueden mejorar incorporando una lámina de óxido de estaño (SnO2) en el OTE que incrementa el área para recolectar portadores. También, mediante el uso de stacked-cup nanotubes (SCCNTs), que presentan huecos en su estructura, ofreciendo una larga porción de reactivos de borde en la superficie interna y externa, y que minimizan la interacción entre nanotubos al permanecer separados en la deposición sobre el electrodo.En un electrodo OTE/SnO2/SCCNT los electrones fotogenerados en los SCCNT son recogidos por los cristales de SnO2 generando una corriente anódica. Por tanto, presentan un comportamiento tipo n opuesto al de las capas de SWNT, con el que se consigue un IPCE de casi el 17%. Los dopantes introducidos durante la síntesis de los nanotubos, marcará sus propiedades tipo p o n.Otro procedimiento que está en desarrollo es la utilización de los nanotubos como anclajes para colectores de luz nanoensamblados (e. g. partículas semiconductoras) otorgando una vía para la captura de las cargas fotogeneradas y su transporte hasta la superficie del electrodo. Un ejemplo muy interesante es el material compuesto CdS-SWNT que es capaz de generar una fotocorriente a partir de luz visible con una gran eficacia. La capa de SWNTs se deposita en el OTE usando el método de electroforesis descrito anteriormente. El electrodo se sumerge en una solución conteniendo iones de cadmio (Cd) y azufre (S) para formar los cristales de sulfuro de cadmio (CdS). La corriente anódica que se observa confirma que los electrones viajan desde CdS hasta el electrodo colector a través de la red de SWNTs.Como puede comprobarse, y debido a la baja eficiencia, mostrada hasta ahora, la introducción de nanotubos en células solares está aún en fase experimental, en búsqueda de un mejor rendimiento.ElectrónicaDe entre las múltiples aplicaciones de los nanotubos de carbono, quizá las más interesantes se encuentren en el dominio de la electrónica, ya que éstos pueden desempeñar el mismo papel que el silicio en los dispositivos electrónicos pero a escala molecular, donde los semiconductores dejan de funcionar.Además, debido a que los avances en la industria electrónica se basan en la miniaturización de los dispositivos, que conlleva un aumento en el rendimiento de la velocidad de proceso y la densidad de los circuitos, será necesario utilizar nanotubos de carbono en su fabricación. Los nanotubos de carbono pueden ser utilizados para fabricar múltiples dispositivos entre los que destacan los transistores y las memorias informáticas.TransistoresEn el terreno de los transistores, se pueden introducir SWNTs semiconductores entre dos electrodos (fuente y drenador) en transistores de efecto de campo (FET), llamados CNTFET, para crear una “autopista” para la circulación de electrones. Esa corriente puede activarse, o desactivarse, aplicando un pequeño voltaje a la puerta, que hace que cambie la conductividad del nanotubo en un factor mayor de 106, comparable a los FET de silicio. Como resultado, los CNTFET conmutarían sin errar y consumiendo menos energía que un dispositivo de silicio. Además, las velocidades de conmutación pueden llegar a los terahertz, lo que supone conmutar 104 veces más rápido que en los procesadores actuales.MemoriasOtros dispositivos que podrían experimentar grandes avances con la introducción de nanotubos de carbono en su construcción es, sin duda, la memoria de acceso aleatorio (RAM). Teniendo en cuenta que las características de una memoria ideal de este tipo serían una gran capacidad de almacenamiento, un acceso a los datos rápido y aleatorio, un escaso consumo energético, un precio bajo por bit almacenado, una fácil integración en la tecnología de circuitos integrados y, a ser posible, la no volatilidad de los datos después de apagar el ordenador, se han intentado diseñar memorias en cuyo funcionamiento juegan un papel esencial los nanotubos de carbono.Una de las ideas, y puede que la más importante, ha sido llevada a cabo por el grupo de investigadores que dirige Charles M. Lieber de la Universidad Harvard. El diseño de esta memoria se basa en las propiedades elásticas de los nanotubos, que operarían como conmutadores electromecánicos. Estos podrían ser diseccionados individualmente.Otra alternativa para crear una memoria sería pensar en un dispositivo nanomecánico basado en un fullereno incorporado en un corto nanotubo de carbono que pudiese ser dirigido a dos posiciones estables, en los extremos del mismo, mediante la aplicación de un campo eléctrico, aunque todavía esta idea no se ha aplicado a ningún dispositivo.Existe otro tipo de memorias que combinan nanotubos metálicos y semiconductores separados por un dieléctrico de tipo ONO (SiO2/Si3N4/SiO2).Cabe destacar que los nanotubos de carbono se pueden utilizar para mejorar otros dispositivos como las interconexiones o los circuitos integrados.Otras aplicaciones industrialesAl agregar pequeñas cantidades de nanotubos a polímeros, cambian sus propiedades eléctricas y esto da lugar a las primeras aplicaciones industriales:Biomedicina: Investigadores de universidades italianas han hecho crecer células nerviosas en sustratos, cubiertos por redes de nanotubos de carbono, encontrado un aumento de la señal neuronal transferida entre células. Como los CNTs son similares en forma y tamaño a las células nerviosas pueden ayudar a reestructurar y reconectar neuronas dañadas.Automóviles: Mangueras antiestáticas de combustibleAutomóviles: Partes plásticas conductoras para pintado spray electrostáticoAeroespacio: Partes de avionesPackaging: Antiestático para electrónicosTintas conductorasMateriales extremadamente negros: La sustancia más oscura conocida, hasta la fecha, se ha creado a partir de nanotubos de carbono. El material se fabricó una matriz de nanotubos de carbono de baja densidad, dispuestos de forma vertical. El índice de reflexión del material es tres veces menor de lo que se había logrado hasta ahora. Este "bosque" de nanotubos de carbono es muy bueno a la hora de absorber la luz, pero muy malo para reflejarla. El grupo de investigadores estadounidenses, pertenecientes al Instituto Politécnico Rensselaer de Troy, Nueva York, que lo ha desarrollado aseguran que es lo más parecido que existe al cuerpo negro. Un cuerpo ideal que absorbe la luz de todas las longitudes de onda y desde todos los ángulos posibles. Se espera que el desarrollo de estos materiales tengan aplicaciones en los ámbitos de la electrónica, la invisibilidad en la zona del visible, y en el campo de la energía solar.Deportes: Debido a la alta resistencia mecánica de los nanotubos, se están empezando a utilizar para hacer más fuertes las raquetas de tenis, manillares de bicicletas, palos de golf, y flechas de ultima generación.Como adsorbentesLos nanotubos de carbono poseen una elevada área superficial, su estructura porosa y en capas es ideal para almacenar diversos elementos y sustancias químicas.En estudios recientes los nanotubos han sido adsorbentes de: nicotina y alquitrán del humo de los cigarrillos, tintas reactivas, compuestos orgánicos volátiles (n-pentano, n-hexano, n-heptano, n-octano, n-ciclohexano, benceno, tricloroetileno), microcistinas, iones metálicos divalentes y Trihalometanos del agua (CHCl3, CHBrCl2, CHBr2Cl y CHBr3).Remoción de metales pesados: Entre los adsorbentes de iones metálicos tóxicos (carbón activado, zeolitas, biomateriales, resinas, entre otros) los investigadores están interesándose por los CNTs debido a su alta capacidad de adsorción. Este proceso se ha estudiado con algunos iones divalentes como: Ni2+, Cu2+, Pb2+, Cd2+, Zn2+, Co2+.En los estudios, los nanotubos han mostrado gran potencial en la adsorción, sus futuras aplicaciones se proyectan en el cuidado del medio ambiente; en la remoción de iones tóxicos de las aguas residuales de procesos industriales.15Para mejorar la eficiencia de adsorción, los nanotubos se someten a una previa oxidación. La oxidación se ha hecho con soluciones de varios agentes químicos como: KMnO4, HNO3, NaOCl, HCl, H2SO4, O3 o H2O2; éstas aumentan el número de grupos funcionales que contienen oxígeno (C=O, COOH, OH) y elevan la carga negativa superficial. Los átomos de oxígeno incrementan la capacidad de intercambio iónico.Espero les resulte tan interesante como a mi, saludos!