Aficiones-Temas
En estas páginas se muestran, aquellas aficiones y curiosidades (que a lo largo de mi vida) he encontrado interesantes. Ahora que tengo tiempo las quiero compartir.
Evidentemente habrá errores y omisiones, involuntarias, que espero corregir y actualizar con vuestra ayuda, por lo que será bienvenido cualquier comentario al efecto.
En ningún caso se ha pretendido ser exhaustivo.
Toda la información se ha sacado de libros, revistas y de la red, y principalmente se han utilizado los datos al efecto de Wikipedia.
Gracias por vuestra atención.
COBE
COBE – Cosmic Background Explorer
Organización: NASA
Centros: Goddard Space Flight Center
Tipo de misión: Cosmología
Satélite en órbita: terrestre
Lanzamiento: 18 de noviembre de 1989
(Originalmente para lanzamiento en el transbordador en 1988)
Duración misión: ~4 años
Masa: 2.270 kg
NSSDC ID: 1989-089A
Web: http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/cobe/
Órbita
Semieje mayor: 900,2 km
Excentricidad: 0,0006 – 0,0012
Inclinación: 99,3°
Periodo orbital: 103 minutos
Instrumentos
DIRBE: bolómetro infrarrojo
FIRAS: bolómetro infrarrojo
DMR: radiómetro
El Explorador del Fondo Cósmico COBE (Cosmic Background Explorer), conocido también como Explorer 66, fue el primer satélite construido especialmente para estudios de cosmología. Su objetivo fue investigar la radiación de fondo de microondas (o CMB por sus siglas en inglés Cosmic Microwave Background) y obtener medidas de la misma que ayudaran a ampliar nuestra comprensión del cosmos. Su misión, planificada para un período de alrededor de 4 años, comenzó el 18 de noviembre de 1989.
Los resultados obtenidos por sus instrumentos, confirman en gran parte los postulados de la Teoría del Big Bang. De acuerdo con el Comité del Premio Nobel, “el proyecto COBE se puede considerar como el punto de partida para la cosmología como una ciencia de precisión”.1 Dos de los principales investigadores del COBE, George F. Smoot y John C. Mather, recibieron el Premio Nobel de Física en 2006. El satélite WMAP de la NASA es el sucesor actual de la misión COBE.
Historia
En 1974, la NASA lanzó un Anuncio de Oportunidad para misiones astronómicas que utilizaría un explorador espacial de tamaño pequeño o medio. Además de las 121 propuestas recibidas, tres tratan con el estudio de la radiación de fondo cosmológica. Aunque últimamente estas propuestas perdieron ante el Infrared Astronomical Satellite (IRAS), la fuerza de las tres propuestas enviadas mandó un claro mensaje a la NASA de que era una cuestión para considerar. En 1976, la NASA había seleccionado a miembros de cada una de los tres equipos ponentes de 1974 para realizar una propuesta conjunta para un satélite conceptual. Un año después, este equipo apareció con la propuesta de un satélite polar orbitante que podría ser lanzado por un cohete Delta o el Shuttle, llamado COBE. Contendría los siguientes instrumentos:2
- Radiómetro Diferencial de Microondas (DMR) – un instrumento de microondas que mapearía variaciones (o anisotropías) en la radiación de fondo de microondas (Investigador Principal: George F. Smoot)
- Espectrofotómetro Absoluto del Infrarrojo Lejano (FIRAS) – un espectrofotómetro utilizado para medir el espectro de la radiación de fondo de microondas (Investigador Principal: John C. Mather)
- Experimento Difuso para el Fondo de Infrarrojos (DIRBE) – un detector de infrarrojo de múltiple longitud de onda utilizado para mapear emisiones de polvo (Investigador Principal: Mike Hauser)
La NASA aceptó la propuesta proporcionada de que los costes pueden mantenerse por debajo de los 30 millones de dólares, excluyendo los análisis de lanzamiento y datos. Debido a que el coste sobrepasaba el programa debido al IRAS, el trabajo de construcción del satélite en el Centro de Vuelo Espacial Goddard (GSFC) no empezó hasta 1981. Para ahorrar costes, el COBE utilizó detectores de infrarrojo similares y un termo de helio líquido como los utilizados en el IRAS.
El COBE fue originalmente planeado para ser lanzado en un Transbordador espacial en 1988, pero la explosión del Challenger retrasó este plan cuando los transbordadores fueron retirados del servicio. La NASA mantuvo a los ingenieros del COBE para que no se fueran a otras agencias espaciales para lanzar el COBE, pero finalmente, un COBE rediseñado fue puesto en órbita el 18 de noviembre de 1989 a bordo de un cohete Delta. Un equipo de científicos estadounidenses anunció el 23 de abril de 1992, que habían encontrado las semillas primigenias (anisotropías del CMB) en datos del COBE. El anuncio fue realizado al mundo entero como un descubrimiento científico fundamental y fue portada del New York Times.
El Premio Nobel de Física de 2006 fue conjuntamente para John C. Mather, del Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA, Greenbelt, MD, USA, y George F. Smoot, Universidad de California, Berkeley, CA, USA “por su descubrimiento de la forma de cuerpo negro y las anisotropías del fondo cósmico de microondas.”
La nave espacial
El COBE fue un satélite de tipo Explorador, con tecnología prestada enormemente del IRAS, pero con algunas características únicas.
La necesidad de controlar y medir todas las fuentes de errores sistemáticos requirió un riguroso e integrado diseño. El COBE tendría que operar durante un mínimo de 6 meses y la restricción de la cantidad de interferencias de radio desde el suelo, el COBE y otros satélites así como la interferencia radiactiva desde la Tierra, el Sol y la Luna.3 Los instrumentos requerían estabilidad de temperatura y para mantener la ganancia y un alto nivel de limpieza para reducir la entrada de luz desviada y la emisión térmica de partículas.
La necesidad de controlar el error sistemático en la medida de las anisotropías del CMB y las diferentes ángulos de elongación son necesarias para modelizar la rotación del satélite de 0.8 rpm.3 Los ejes de rotación también son inclinados hacia atrás desde el vector de velocidad orbital como una precaución contra posibles depósitos de gases residuales atmosféricos en la óptica así como contra el brillo infrarrojo del que resultarían los impactos de partículas rápidas neutras en su superficie.
Para cumplir las demandas de la rotación lenta y la altitud de los tres ejes controla un sofisticado par de ruedas de momento para el viraje angular que fueron empleadas con sus ejes orientados a lo largo de sus ejes de rotación.3 Estas ruedas fueron utilizadas para tener un momento angular opuesto al de la nave entera para crear una sistema en red de momento angular cero.
La órbita se comprobaría para ser determinada basándose en los objetivos específicos de la misión espacial. Las consideraciones primordiales fueron necesarias para cubrir todo el cielo, la necesidad de eliminar radiación desviada desde los instrumentos y la necesidad de mantener la estabilidad térmica de los bidones y los instrumentos.3 Una órbita circular síncrona con el Sol satisfacía todos estos requisitos. Una órbita a 900 km de altitud con una inclinación de 99° fue elegida al adaptarse dentro de las capacidades de un transbordador (con una propulsión auxiliar en el COBE) o un Cohete Delta. Esta altitud fue un buen compromiso entre la radiación de la Tierra y la carga de partículas en los cinturones de radiación la Tierra a altas alturas. Un nodo ascendente a las 6 p.m. fue elegido para permitir al COBE seguir la frontera entre la luz del Sol y la oscuridad de la Tierra durante el año.
La órbita combinada con el eje de rotación hizo posible mantener la Tierra y el Sol continuamente por debajo del plano de la coraza, permitiendo un completo barrido del cielo cada seis meses.
Las últimas dos partes importantes pertenecientes al COBE fueron los bidones y la coraza Sol-Tierra. Los bidones tenían 650 litros de helio superfluido criostático diseñados para mantener los instrumentos FIRAS y DIRBE fríos durante la duración de la misión. Estaba basado en el mismo diseño que utilizado en el IRAS y pudo ventilar helio a lo largo del eje de rotación cerca de las matrices de comunicación. La coraza cónica Sol-Tierra protegía los instrumentos de la luz solar directa y la radiación terrestre así como las radio-interferencias desde la Tierra y la antena de transmisión del COBE. Sus mantas de aislamiento multicapas proporcionaron aislamiento térmico para los bidones.3
Hallazgos científicos
EL “famoso” mapa de las anisotropías del CMB formado de los datos tomados por la nave COBE, bautizado por algunos cómo El rostro de Dios.
La misión científica fue conducida por los tres instrumentos detallados previamente: DIRBE, FIRAS y el DMR. Los instrumentos se solapaban en longitud de onda, proporcionando consistencia a la hora de comprobar las medidas en las regiones de solape espectral y asistencia en discriminar señales de nuestra galaxia, sistema solar y el CMB.3
Los instrumentos del COBE satisfarían cada uno de sus objetivos así como la realización de observaciones que tendrían implicaciones fuera del objetivo inicial del COBE.
Curva de cuerpo negro del CMB
Datos del COBE mostraron una coincidencia perfecta entre la curva de cuerpo negro predicha por la Teoría del Big Bang y la observada en el fondo de microondas.
Durante la larga gestación del COBE, se produjeron dos resultados astronómicos significativos. En primer lugar, en 1981, dos equipos de astrónomos, uno liderado por David Wilkinson de Princeton y el otro por Francesco Melchiorri de la Universidad de Florencia, anunciaron simultáneamente haber detectado la distribución en forma de cuadripolo del CMB utilizando instrumentos basados en globos sonda. Este hallazgo habría sido la detección de la distribución de cuerpo negro del CMB que debía medir el instrumento FIRAS del COBE. Sin embargo, otros experimentos intentaron duplicar sus resultados y no pudieron hacerlo.2
En segundo lugar, en 1987 un equipo japonés–estadounidense conducido por Andrew Lange y Paul Richardson de la UC Berkeley y del Toshio Matsumoto de la Universidad de Nagoya University hizo el anuncio de que el CMB no era un cuerpo negro real.
En un experimento con cohete sonda, detectaron un exceso de brillo a longitudes de onda de 0.5 y 0.7 mm. Estos resultados hacían dudar de la validez de la Teoría del Big Bang en general y ayudaron a sostener la Teoría del Estado Estacionario.2
Con estos desarrollos que sirven de telón de fondo a la misión COBE, los científicos esperaban con impaciencia los resultados del FIRAS. Estos resultados fueron sorprendentes puesto que demostraron un ajuste perfecto del CMB y la curva teórica de un cuerpo negro a una temperatura de 2.7 K, y mostrando así como erróneos los resultados de Berkeley-Nagoya.
Las medidas del FIRAS se realizaron midiendo la diferencia espectral entre una zona de cielo de 7° contra un cuerpo negro interno. El interferómetro del FIRAS cubría entre 2 y 95 cm-1 en dos bandas separadas a 20 cm-1. Hay dos longitudes de barrido (corta y larga) y dos velocidades de barrido (rápida y lenta) para un total de cuatro modos diferentes de barrido. Los datos fueron recolectados durante un periodo de más de diez meses.4
Anisotropía intrínseca del CMB
El DMR podía tardar cuatro años en mapear la anisotropía de la radiación de fondo ya que era el único instrumento no dependiente del suministro de los bidones de helio para mantenerse frío. Esta operación podía crear mapas completos del CMB substrayendo emisiones galácticas y dipolos en varias frecuencias. Las fluctuaciones del fondo cósmico de microondas son extremadamente débiles, sólo una parte entre 100.000 comparada con la temperatura media de 2.73 kelvin del campo de radiación. La radiación de fondo de microondas es un residuo del Big Bang y las fluctuaciones son la impronta del contraste de la densidad en el Universo primigenio. Las ondas de densidad se cree que han producido la formación de estructuras tal como se observan en el Universo hoy en día: cúmulos de galaxias y vastas regiones desprovistas de galaxias (NASA).
Detección de galaxias tempranas
El DIRBE también detectó 10 nuevas galaxias que emitían en el infrarrojo lejano en la región no inspeccionada por el IRAS así como nueve otros candidatos en el débil infrarrojo lejano que pueden ser galaxias espiral.
Las galaxias que fueron detectadas en 140 y 240 µm también podían proporcionar información sobre el polvo muy frío (VCD). A estas longitudes de onda, la masa y la temperatura del VCD puede ser obtenida.
Cuando estos datos fueron reunidos para 60 y 100 µm con el IRAS, se encontró que la luminosidad del infrarrojo lejano aparece del polvo frío (~17-22 K) asociado con las nubes cirrosas difusas, 15-30% del polvo frío (~19 K) asociado con el gas molecular y menos del 10% del polvo cálido (~29 K) en las regiones de baja densidad.5
Otras contribuciones del COBE
Además de los hallazgos del DIRBE sobre galaxias, también realizó otras dos contribuciones significativas a la ciencia.5
El DIRBE pudo conducir estudios sobre polvo interestelar y determinar que su origen provenía de asteroides o partículas de cometas. Los datos del DIRBE recolectados en 12, 25, 50 y 100 µm pudieron concluir que los granos de origen asteroidal poblaron las bandas IPD y la nube lisa de polvo interestalar.6
La segunda contribución que el DIRBE hizo fue un modelo del borde del disco galáctico visto desde nuestra posición. De acuerdo al modelo, si nuestro Sol está a 8.6 kpc del centro galáctico, entonces el sol está a 15.6 pc por encima del plano medio del disco, que tiene una escala radial y vertical de 2.64 y 0.333 kpc, respectivamente y combado de forma consistente con la capa HI. Tampoco hay ningún indicio de un disco fino.7
Para crear este modelo, el polvo interestelar tiene que ser substraído de los datos del DIRBE. Se encontró que esta nube, como vista desde la Tierra es Luz zodiacal, no estaba centrada en el Sol, como se pensaba previamente, sino en un lugar del espacio a unos cuantos millones de kilómetros. Esto es debido a la influencia gravitacional de Saturno y Júpiter.2
Implicaciones cosmológicas
Además de los resultados científicos detallados en la última sección, hay numerosas preguntas cosmológicas sin respuesta en los resultados del COBE. Una medida directa de la luz de fondo extragaláctica también puede proporcionar importantes restricciones en la historia cosmológica integrada de la formación de las estrellas, la producción de metal y polvo y la conversión de la luz estelar en emisiones infrarrojas del polvo.8
Observando los resultados del DIRBE y del FIRAS desde 140 a 5000 µm podemos detectar que la intensidad del fondo de luz es de ~16 nW/(m²·sr). Esto es consistente con la energía liberada durante la nucleosíntesis y constituye entre el 20%-50% de la energía total liberada en la formación de Helio y metales a lo largo de la historia del Universo. Atribuida sólo a fuentes nucleares, esta intensidad implica que más del 5-15% de la densidad de masa bariónica implicada en los análisis de la nucleosíntesis del Big Bang ha sido procesada en las estrellas para formar Helio y elementos más pesados.8
También hubo implicaciones significativas sobre la formación de estrellas. Las observaciones del COBE proporcionan importantes restricciones sobre la tasa de formación de estrellas y nos ayuda a calcular el espectro del fondo de luz para varias formaciones de estrellas. La observación realizada por el COBE necesita que la tasa de formación de estrellas con corrimientos al rojo de z ˜ 1.5 sea mayor que la inferida a partir de observaciones con óptica ultravioleta por un factor de 2. Este exceso de energía estelar tiene que ser generado principalmente por estrellas masivas en galaxias cubiertas de polvo no detectadas todavía o regiones de formación de estrellas extremadamente polvorientas en galaxias observadas.8 La historia de la formación de estrellas exacta no puede ser resuelta sin ambigüedad por el COBE y se tendrá que resolver en observaciones posteriores futuras.
El 30 de junio de 2001, la NASA lanzó una misión de seguimiento del COBE conducida por Charles L. Bennett. El WMAP ha clarificado y expandido los logros del COBE.
El observatorio COBE
El COBE (Cosmic Background Explorer) empezó su misión espacial el 18 de noviembre de 1989 y fue el primer satélite construido especialmente para estudios de precisión que pudieran confirmar los postulados de la teoría del Big Bang.
Su objetivo ha sido investigar la radiación cósmica del universo y ampliar nuestra comprensión del cosmos. Los resultados obtenidos por sus instrumentos, mostraron una coincidencia perfecta entre la curva de cuerpo negro predicha por la teoría del Big Bang y la observada en el fondo de microondas.
Dos de los investigadores del COBE, George Smoot y John Mather, recibieron el Premio Nobel de Física en 2006. Según el Comité del Premio Nobel, “el proyecto COBE se puede considerar como el punto de partida para la cosmología como una ciencia de precisión”.
Dos elementos adicionales, pero muy importantes del COBE son los bidones con helio líquido y la coraza de protección Sol-Tierra.
Los bidones están provistos de aislamiento multicapa y contienen 650 litros de helio superfluido criostático diseñados para mantener a temperatura adecuada los instrumentos de medición. Permiten ventilar helio a lo largo del eje de rotación cerca de las matrices de comunicación. La coraza cónica Sol-Tierra protege los instrumentos de la luz solar directa y de la radiación terrestre así como de la radio-interferencia desde la Tierra y la antena de transmisión del COBE.
El COBE también detectó 10 nuevas galaxias que emitían en el infrarrojo lejano, así como nueve otros candidatos en el débil infrarrojo lejano que pueden ser galaxias espirales.
Además algunos de los datos obtenidos pudieron conducir a estudios acerca del polvo interestelar y determinar que provenía de asteroides o partículas de cometas.
Otra importante contribución del COBE ha sido un modelo del borde del disco galáctico visto desde nuestra posición
Además, hay numerosas preguntas cosmológicas sin respuesta en los resultados del COBE:
Una medida directa de la luz de fondo extragaláctica puede proporcionar importantes restricciones en la historia cosmológica integrada de la formación de las estrellas, la producción de metal y polvo y la conversión de la luz estelar en emisiones infrarrojas del polvo.
También hay implicaciones significativas sobre la formación de estrellas. Las observaciones del COBE proporcionan importantes restricciones sobre la tasa de formación de estrellas.
Los dispositivos científicos que alberga el COBE son:
– El Radiómetro Diferencial de Microondas (DMR), un instrumento que mapea las variaciones (o anisotropías) en la radiación de fondo de microondas.
– El Espectrofotómetro Absoluto del Infrarrojo Lejano (FIRAS), utilizado para medir el espectro de la radiación de fondo de microondas.
– El Experimento Difuso para el Fondo de Infrarrojos (DIRBE), un detector de infrarrojo de múltiple longitud de onda utilizado para mapear emisiones de polvo cósmico.
Nebulosa Andrómeda
Vía Láctea
El COBE fue lan
zado a una órbita circular alrededor de la Tierra ubicada a 900 km de altitud y con una inclinación de 99º que satisfacía todos los requisitos establecidos durante el estudio del proyecto. Esta altitud fue calculada para evitar la radiación de la Tierra y la carga de partículas en los cinturones de radiación de la Tierra a altas alturas.
La órbita combinada con el eje de rotación hizo posible mantener la Tierra y el Sol continuamente por debajo del plano de la coraza, permitiendo un completo barrido del cielo cada seis meses.
Los magníficos resultados proporcionados por el COBE han quedado sustancialmente superados con las informaciones enviadas por el telescopio espacial Planck, de nueva generación. Es interesante comprobar las calidades de imágenes en los tres telescopios: COBE, WMAP y Planck, como se ve a continuación.
Noticia del 21 de marzo de 2013. El telescopio espacial Planck de la Agencia Espacial Europea ha elaborado el mapa más detallado hasta la fecha del fondo cósmico de microondas, la radiación fosilizada del Big Bang. Este nuevo mapa ha sido presentado esta mañana, y presenta características que desafían los cimientos de los modelos cosmológicos actuales. Esta primera imagen está basada en los datos recogidos durante los primeros 15 meses y medio de observaciones de Planck, y es su primer mapa a cielo 
completo de la luz más antigua del Universo, grabada en el firmamento cuando éste apenas tenía 380.000 años.
Imagen publicada en la web de Observatorio, el 25 de marzo de 2013
Abajo puede ver cómo fue la imagen similar que envió el telescopio espacial COBE en febrero de 1998
Imagen publicada en la web de Observatorio, el 7 de febrero de 1998
Entre medio de estas dos hazañas de estos telescopios, están las imágenes similares enviadas por el telescopio espacial WMAP, en el año 2001.
Imagen publicada en la web Observatorio el 11 de julio de 2004
Mirando la primera de estas tres imágenes, la enviada por el telescopio espacial Plank, se observa cómo han mejorado notablemente las que teníamos del WMAP (julio 2004) y anteriormente del famoso COBE (noviembre de 1989). Las diferencias de calidad en estas sucesivas imágenes son similares, en cierta forma, a las que podríamos observar en las fotografías familiares obtenidas con cámara compradas en 1989, 2001 y 2009. No digamos ya las fotografías familiares de hace 50 años.
Hay una web que deja explorar nuestra la Vía Láctea y el Universo lejano en un intervalo de longitudes de onda desde los rayos-X hasta las larguísimas ondas de radio. Se puede cambiar de longitud de onda utilizando la barra en la parte superior derecha de la pantalla y explorar el espacio utilizando el ratón. Es una página simplemente maravillosa.
Nemrut Dag
Subcategoría: Complejo funerario.
Nemrut o Nemrud (en turco Nemrut Dağ o Nemrut Dağı, en armenio Նեմրութ լեռ) es una montaña de 2.150 m de altitud del sureste de Turquía, conocida por las estatuas pertenecientes a una tumba del siglo I a. C. que se encuentra en la cima.
La montaña se encuentra a 40 km al norte de Kahta, cerca de Adıyaman. En el año 62 a. C., el rey Antíoco I Theos de Comagene mandó construir un túmulo funerario en la cima de la montaña flanqueado por enormes estatuas (8-9 metros de altura) de sí mismo, dos leones, dos águilas y diferentes dioses armenios, griegos y persas, como Hércules, Zeus-Oromasdes (asociado al dios persa Ahura Mazda), Tique y Apolo–Mitra. Estas estatuas se encontraban sentadas y con los nombres de cada dios inscritos en ellas. Ahora, las cabezas de las estatuas están esparcidas por el suelo; los daños en las cabezas (especialmente las narices) sugieren que se produjeron de forma deliberada por parte de iconoclastas. También se conservan losas de piedra con figuras en bajorrelieve que se piensa formaron parte de un gran friso. En ellas aparecen los antepasados de Antíoco, que incluyen macedonios y persas.
También se pueden encontrar las mismas estatuas y antepasados en el túmulo, que cuenta con unas dimensiones de 49 metros de altura y 152 metros de diámetro. Las estatuas presentan cierto parecido a los rasgos faciales griegos, además de vestimentas y peinados persas. El terraplén de la parte oeste cuenta con una gran losa con un león la cual es conocida como “El horóscopo del rey” y donde se muestra la conjunción de los planetas Júpiter, Mercurio y Marte que tuvo lugar el 7 de julio del año 62 a. C sobre la constelación de Leo (horóscopo del rey). Sobre el pecho del león aparece también la Luna, objeto celeste que formó parte de aquel espectáculo nocturno y encima la estrella alfa de la constelación, la cual representaría Antíoco I. Algunos expertos especulan que esta fue la posible fecha del inicio de la construcción del monumento, otros que representa el día que fue investido rey por los romanos. La zona oriental se encuentra muy bien conservada. Se compone de varias capas de roca y se aprecian evidencias de un camino amurallado entre las pendientes este y oeste, desde un sendero al pie del monte Nemrut. Entre los posibles usos de este emplazamiento, se incluyen las ceremonias religiosas, debido a la naturaleza astronómica y religiosa del monumento.
Sobre el lomo del león se encuentran tres estrellas, Faetón de Zeus, Pyroeis de Heracles y Stilbon de Apolo, o lo que es lo mismo, los actuales Júpiter, Marte y Mercurio. Además, también se observa la Luna en cuarto creciente dentro del cuerpo del animal representado.
A las antiguas hipótesis del horóscopo, se suman otras más actuales y probablemente acertadas, que dicen que la imagen del león puede ser una conjunción de planetas sobre el cielo de Mesopotamia en el año 49 a. e. c., a los que también habría que sumar a Venus. Por ello, fueron representados junto a la Luna creciente y la estrella de Régulo, que fue considerada como el avatar del rey Antíoco I.
La disposición de las estatuas se conoce con el término hierotesion. Se han descubierto emplazamientos similares en Arsameia, Nymphaios, con el hierotesion del padre de Antíoco, Mitrídates I de Comagene.
Karl Sester, ingeniero alemán, excavó este lugar en 1881. Las excavaciones posteriores aún no han logrado encontrar la tumba de Antíoco. Sin embargo, todavía se cree que se trata del lugar de sepultura del rey. En 1987, la Unesco catalogó el monte Nemrut como Patrimonio de la Humanidad.1 En general, los turistas visitan Nemrut de junio a agosto. La cercana ciudad de Adıyaman es un lugar habitual para viajar en coche o autobús al emplazamiento, siendo también posible acceder en helicóptero. Actualmente, las estatuas no se encuentran en su posición original, a pesar de que no sería difícil hacerlo.
El monte Nemrut forma parte de una zona geográfica conocida como Altiplano Armenio.2 3
En el año 62 a.C., el rey Antíoco ordenó decapitar la montaña, cercenar su cumbre y crear una inmensa terraza para forjar su santuario y túmulo funerario. Allá en lo alto, cerca de los dioses y tan alejado del mundo terrenal como le era posible. Sus delirios de grandeza y/o su genialidad política le hicieron auto proclamarse un dios entre los vivos, creando un nuevo culto religioso e impulsándole a erigir estos gigantes de piedra que simbolizaban a él mismo entre los propios dioses.
Justo en el centro del complejo se emplazaría a posteriori su propia tumba, que habría de ser recubierta por piedras del tamaño de un puño, millones de rocas que conforman a día de hoy un túmulo de forma cónica con 50 metros de altura y 150 de diámetro, coronando la montaña y ocultando supuestamente el mausoleo en su interior. A simple vista, desde lejos, podría parecer la cima de una montaña más, hasta que al acercarte compruebas su forma demasiado perfecta, diseñada y levantada por la mano del hombre. De muchos hombres.
Los “Tronos de los Dioses”, como el propio rey Antíoco los denominó, estarían basados en unos cimientos que jamás serían derribados, según también sus propias palabras. Las estatuas se repartían en dos terrazas diferenciadas, una al lado este y otra al oeste del propio túmulo funerario. En ambas localizaciones se hallaban los dioses Apolo, Heracles, Tyche, y Zeus, entremezclados con la figura del propio rey, que se asimilaba en dimensiones y grandiosidad a los propios dioses. Originariamente, sentadas en sus tronos, alcanzaban los ocho o nueve metros de altura; pero ahora, muchos terremotos después, la naturaleza terminó por arrojar las cabezas de los dioses al suelo. Allí esparcidas son observadas más fácilmente, de tú a tú, aunque sin perder por un instante la magnificencia y el poder sobrecogedor, casi intimidatorio, de aquellas cabezas de piedra de entre dos y tres metros de altura.
ASTRO-C
Organización: JAXA
Fecha de lanzamiento: 5 de febrero de 1987
Reingreso: 1 de noviembre de 1991
Equipo:
Large Area Proportional Counter (LAC 1,7 – 37 keV)
All-Sky Monitor (ASM 1-20 keV)
Gamma-ray Burst Detector (GBD 1,5-500 keV)
Inclinación: 31 Grados
ASTRO-C, rebautizado como Ginga (galaxia en japonés) tras su lanzamiento fue el tercer satélite lanzado para estudiar el cielo en rayos X desde Japón. Fue lanzado el 5 de febrero de 1987 desde el Kagoshima Space Center a una órbita con unos 510 km de perigeo y 670 km de apogeo, con una inclinación de 31º y un periodo de unos 96 minutos. El satélite operó hasta el 1 de noviembre de 1991, fecha en la que se incineró en la atmósfera. El programa de observación estaba abierto a científicos de Japón, Estados Unidos, Reino Unido y algunos países europeos. Los instrumentos que llevaba a bordo este satélite eran los siguientes:
- Large Area Proportional Counter (LAC 1,7-37 keV, desarrollado en colaboración con el Reino Unido) 1,5 a 37 keV Ef. = área de 4000 cm2, FOV = 0.8 ° x 1.7
- All-Sky Monitor (ASM 1-20 keV) Ef. = área de 70 cm 2, FOV = 1 ° x 180 °
- Gamma-ray Burst Detector (GBD 1,5-500 keV, desarrollado en colaboración con los Estados Unidos) Ef. = área de 60 cm2 (SC) y 63 cm 2 (PC), FOV = All-cielo
Logros destacados:
- Descubrimiento de transitorios candidatos Negro Hole y estudio de su evolución espectral.
- El descubrimiento de los transitorios débiles en la cresta galáctica.
- La detección de las características del ciclotrón en 3 púlsares de rayos X: 4U1538-522, V0332 + 53, y la X Reunión del CPA-4.
- La evidencia de emisión y absorción característica Fe en Seyfert sondeo reprocesamiento por la materia fría.
- Descubrimiento de un intenso 6-7 keV hierro línea de emisión de la región del centro galáctico.
Archivo: datos de curvas de luz, Spectra y materias primas del experimento de ALC.
Misión Visión general:
El tercer satélite japonés astronomía de rayos X, Ginga, fue lanzado en un cohete Mu-3SII-3 desde el Centro Espacial de Kagoshima, el 5 de Feburary 19
87. La carga útil consistió en tres instrumentos: una gran área proporcional Contador (ALC 1,5 a 37 keV), desarrollado en colaboración con el Reino Unido, un monitor de todo el cielo (ASM 1-20 keV), y un estallido de rayos gamma del detector (GBD 1,5 a 500 keV), desarrollado en colaboración con los EE.UU. El satélite fue colocado en una órbita con el perigeo 510 km y apogeo de 670 km y una inclinación de 31 °. Su periodo orbital era ~ 96 minutos. Ginga fue de aproximadamente 1000 x 1000 x 1550 mm de tamaño. Pesaba alrededor de 420 kg. La configuración Ginga se muestra en la siguiente figura. La nave espacial era de tres ejes estabilizado por un volante de inercia y un sistema de referencia inercial de cuatro giroscopio, calibrado por dos sensores estelares CCD. Las maniobras de naves espaciales que señala se llevaron a cabo con torquers magnéticos de tres ejes.
El tiempo requerido para mover el eje Z era lento y longitudes de observación de menos de un día no fuera práctica. Manoevers que gira alrededor del eje Z se hicieron más rápido, pero esto requiere una alineación adecuada de las fuentes realizadas con torquers de tres ejes. La precisión de la puntería era mejor que seis minutos de arco, mientras que la reconstrucción actitud tenía una precisión de aproximadamente un minuto de arco. Los paneles solares tenían que tendrá lugar dentro de los 45 grados de la dirección del sol con el fin de satisfacer las limitaciones de potencia. Esta restricción limita la porción del cielo observable por el ALC en un momento dado del año, dentro de una banda de +/- 45 grados de ancho a lo largo de un círculo máximo perpendicular al vector de sol. Los datos se transmiten a tres velocidades diferentes bits: 16384 bps (alta tasa), 2048 bps (velocidad media) y 512 bps (baja tasa). Un registrador de datos de burbuja, la memoria de a bordo con una capacidad de 41,9 Mbits podría almacenar datos durante 42,7 minutos a la alta velocidad de datos, 5,68 horas, al tipo medio, y 22.73 horas en la baja velocidad de datos. La fecha almacenada se reproducirá durante un contacto a tierra en cualquiera de 65.536 bps o 131.072 bps.
El satélite operado hasta noviembre de 1991. El programa de observación Ginga fue abierta a científicos de Japón, el Reino Unido, EE.UU., y una serie de países europeos. Durante la vida de la misión Ginga observó cerca de 350 objetivos, incluyendo todas las clases de fuentes de rayos-X.
Instrumentación
La gran área proporcional Contador (ALC) fue el principal instrumento científico a bordo de Ginga. Fue diseñado y construido bajo una colaboración entre Japón y Reino Unido (ISAS, U. Tokio, Nagoya U., U. Leicester, Rutherford Appleton Lab). Consistía en ocho contadores proporcionales multicelulares para un área total efectiva de 4000 cm2.
El campo de visión de la LAC fue de 0,8 x 1,7 grados anchura total a la mitad del máximo (FWHM), con el lado más largo paralelo al eje Z, y se definió por colimadores de nido de abeja hechos de láminas de acero inoxidable delgados. Los contadores se llenaron con una mezcla de gas de 70 por ciento de argón, 25 por ciento de xenón, y 5 por ciento de dióxido de carbono a una presión total de 2 atmósferas a 20 grados Celsius. El rango de energía eficaz durante el cual la eficiencia de detección fue más de 10 por ciento fue de aproximadamente 1,5 a 30 keV. La resolución de la energía era mejor que el 20 por ciento FWHM en el 5,9 keV. Los eventos de rayos X fueron aceptadas de altura de impulsos analizada en un máximo de 48 canales de altura de pulso. Había cuatro modos de observación, que se e
numeran en la tabla siguiente. El tiempo de resolución era dependiente del modo. El tiempo de resolución más alta disponible fue de 0,98 milisegundos, que se logra a expensas de la información espectral. El límite de detección para el ALC fue de aproximadamente 0,1 milliCrab, o 2 x 10 -12 erg / cm2 sec en el rango de 2-10 keV.
El Monitor de All-Sky (ASM) constaba de 2 contadores proporcionales de gases idénticos, y fue sensible a 1-20 keV. Cada contador estaba equipada con un colimador que tenía 3 campos de vista diferentes (1 ° x 45 ° FWHM). El objetivo de la ASM era crear una encuesta en todo el cielo cada 1-2 días para buscar eventos transitorios (para alertar al ALC) y para recoger un registro a largo plazo de las fuentes de rayos-X.
El propósito del detector Explosiones de Rayos Gamma (GBD) fue detectar explosiones de rayos gamma en el rango de energía keV 1-500 con una resolución temporal de 31,3 ms y una resolución de alta energía. Se compone de dos sensores: un contador proporcional (PC) y un espectrómetro de centelleo (SC). El GBD también podría funcionar como un monitor de cinturón de radiación de fondos elevados de partículas que podrían dañar a los otros 2 experimentos.
Hipparcos
Hipparcos (The High Precision Parallax Collecting Satellite) fue un satélite astrométrico lanzado por la Agencia Espacial Europea (ESA) y dedicado a medir el paralaje y los movimientos propios de más de 2,5 millones de estrellas a menos de 150 pc de la Tierra. Los resultados se publicaron en forma de un catálogo estelar conocido como Catálogo Tycho.
El proyecto Hipparcos fue propuesto en 1980. Fue lanzado por un cohete Ariane 4 el 18 de agosto de 1989. La misión se dio por concluida el 17 de agosto de 1993.
Hipparcos de la ESA establecido claramente las posiciones de más de cien mil estrellas, doscientas veces más precisión que nunca. Se puso en marcha en 1989 en un cohete Ariane-4 y completó su misión de cuatro años más tarde en 1993. Los datos de Hipparcos ayudaron a predecir el impacto del cometa Shoemaker-Levy 9 con Júpiter en 1994 y demostró que el Universo era más grande y más joven de lo esperado. El trabajo de Hipparcos será refinada y ampliada por la misión Gaia de la ESA.
Por Víctor R. Ruiz· Publicado el 19 de Diciembre 1999
El satélite Hipparcos capturó el 17 abr 1991 uno de los tránsitos por el disco de la estrella HD 209548, cuatro años antes de que Michel Mayor y Didier Queloz dieran a conocer el primer planeta que no pertenecía a nuestro Sistema Solar.
El Hipparcos, un satélite de la Agencia Espacial Europea (ESA) dedicado a registrar minuciosamente el brillo y movimiento propio de varios millones de estrellas, fue lanzado en 1989. Se apagó en 1993 y hasta 1997 no fueron reducidos y publicados los datos recopilados por la misión. En ese entonces se dedujo que el Universo era un 30% más grande de lo q
ue se pensaba, ya que se calibró la distancia que nos separa de las estrellas ceféidas (que sirven de faros de calibración intergalácticos).
Y seis años después de que el Hipparcos dejara de funcionar, aún atesora valiosa información en sus bases de datos. Un equipo de astrónomos estadounidenses había logrado capturar la atenuación de brillo de una estrella cercana al Sistema Solar, debido al tránsito de un planeta por el disco estelar. Sin embargo, no se había podido completar la secuencia completa del tránsito en los dos intentos que realizó el equipo descubridor, así que pidieron ayuda a la comunidad científica internacional.
Noel Robichon y Frederic Arenou, del Observatorio de Paris-Meudon (Francia) reexaminaron entonces las mediciones obtenidas por el Hipparcos de la estrella HD 209548. El dúo de astrónomos se encontró con 89 observaciones de la estrella, en las que el brillo había disminuido en cinco de los registros.
«Para ser honestos, nunca hubiéramos encontrado el planeta en los datos de no haber sabido donde y cuando mirar por ellos», comentó Robichon. «Sin embargo, el saber ahora que podemos usar las observaciones de este satélite para precisar detecciones de planetas alienígenas es muy excitante».
La estrella HD 209548, también llamada HIP 108859 en el Catálogo Hiparcos, es de tipo solar y se encuentra a 153 años luz del Sistema Solar. El planeta descubierto parece tener el doble del diámetro de Júpiter, pero sólo la mitad de su masa.
Pruebas del satélite Hipparcos.
EXOSAT
Exosat fue un satélite de la Agencia Espacial Europea lanzado el 26 de mayo de 1983 y que estuvo operativo hasta abril de 1986. Durante ese período se realizaron 1780 observaciones en la banda de rayos X de la mayoría de clases de objetos astronómicos, que incluían núcleos galácticos activos, coronas estelares, estrellas variables cataclísmicas, enanas blancas, binarias de rayos X agrupaciones galácticas y restos de supernovas.
El equipamiento que llevaba a bordo eran tres instrumentos que producían espectros, imágenes y curvas de luz en diferentes bandas de energía.
EXOSAT es un telescopio espacial de la Agencia Espacial Europea en la observación de los rayos X de baja y media potencia. Fue puesto en órbita 26 de mayo 1983 por un vehículo de lanzamiento Delta lanzado desde la base de lanzamiento de Vandenberg. El satélite, que representa la segunda generación de telescopios de rayos X, hizo 1.780 observaciones de varios tipos de fuentes de rayos-X: galaxia activa, corona estelar, enana blanca grupo X binaria de galaxias y remanente de supernova. La descomposición natural de la órbita resultó el reingreso de EXOSAT 06 de mayo 1986.
Contexto
El satélite de la NASA HEAO-2 lanzado en 1978 es el primer telescopio espacial de rayos X capaz de localizar las fuentes de rayos X múltiples con una óptica Wolter tipo. La falta de presupuesto y a pesar de las exhortaciones de científicos estadounidenses que llevaron a cabo una cosecha de descubrimientos a través de los datos recogidos por HEAO-2 hasta el año 1981, la NASA optó por no desarrollar un sucesor. Se trata de la Agencia Espacial Europea que se desarrolla de rayos X telescopio espacial EXOSAT segunda generación. Este es el primer satélite científico totalmente diseñado por la Agencia Espacial Europea y su primer satélite estabilizado de 3 ejes. Se puso en marcha 26 de mayo 1983 por un cohete estadounidense Delta Thor y se colocó en una órbita terrestre alta muy excéntrica 191 000 km x 350 kilometros con un período de 90 horas.
Objetivos
Los objetivos de EXOSAT son:
- ubicación de las fuentes de rayos X con una precisión de 10 segundos de arco para la fuente que tiene una energía de 0,04 keV y 2 keV y minutos de arco a las fuentes de 1,5 a 50 keV
- mapeo de las fuentes de rayos X blandos usando telescopios extendidas
- espectroscopia de banda ancha de las fuentes de energías entre 0,04 y 80 keV con todos los instrumentos
- espectroscopía de energía dispersiva de fuentes puntuales utilizando telescopios rejillas
- medición de la variabilidad temporal de las fuentes de rayos X de la actualización a la MS
- detección de nuevas fuentes de rayos X
Especificaciones técnicas
EXOSAT un eje 3 estabilizó satélite 510 kg incluyendo 120 kg para los instrumentos científicos. Que paralelepípedo tiene un tope por un panel solar vertical de 1,85 metros de altura. La órbita se ajusta pequeña propulsores 14.7 Newtons consumen hidracina. El panel solar tiene 1 grado de libertad y proporciona 260 Watts. El satélite se desplaza en su órbita con el fin de estar permanentemente en contacto con el centro de control en tierra. De las 90 horas de una órbita, 76 horas están dedicadas a las observaciones científicas, el resto de las medidas de tiempo son perturbados por el paso de los cinturones de Van Allen. Los datos se transmiten en la banda S con una tasa máxima de 8 kilobits por segundo.
Carga útil
EXOSAT tiene tres instrumentos: dos suave de rayos X telescopios LE, ME usando un detector de rayos X y una cuenta proporcional GSPC Gas
De rayos X blandos telescopios
Este instrumento consta de dos telescopios de formación de imágenes de rayos X de pastoreo suave incidencia Wolter 1 equipada con el mismo tipo de detectores de plano focal: PSD y CMA. La lente se compone de dos cáscaras con un recubrimiento de oro y una longitud focal de 1,1 metros y un diámetro externo de 30 cm.
Medios de instrumentos de rayos X
El instrumento para rayos X significa ME está constituido por contadores proporcionales 8 de gas que tiene un área de superficie geométrica de 1.600 cm3 y un arco de campo FWMH 45 minutos. El instrumento proporciona el espectro de los rayos X cuya energía es entre 1 y 50 keV.
El espectrómetro de centelleo de gas GSPC
GSPC espectrómetro de centelleo de gas se caracteriza por un deltaE / E 4,5% a 6 keV.
Resultados
El satélite lleva EXOSAT 1.780 observaciones de varios tipos de fuentes de rayos-X: galaxia activa, corona estelar, enana blanca grupo X binaria de galaxias y remanente de supernova. Los hallazgos más significativos son:
- Descubrimiento observando las oscilaciones GX5-1 estrella cuasi-periódicas
que son cambios muy rápidos en la intensidad de la luz, en el campo de rayos X observado en los estallidos de rayos. Bajo los supuestos en vigor en 2013 estas oscilaciones vienen del disco de acreción en órbita alrededor del agujero negro en un micro quasar.
- Descubrimiento de una binaria X de baja masa situada en el cúmulo globular
NGC 6624 tiene un periodo de rotación alrededor de su agujero negro de once minutos.
- Doppler detectar variaciones en la línea de hierro lo que demuestra que la emisión es térmica y de un arroyo cercano.
- Observación de rayos X EXO pulsar 2030 + 375 muestra una variación en el período de pulso resultó en un cambio en el brillo multiplicado por 100. Estas observaciones han proporcionado nueva información sobre la dinámica del disco de acreción y la radiación emitida por las estrellas de neutrones con un disco de acreción.
- Descubrimiento de que las variaciones en una escala de tiempo corto es una característica común de los núcleos de las galaxias activas y estas variaciones no presentan periodicidad característica
Círculos Machrie Moor Stone
Subcategoría: Círculos de piedras.
Círculos 
Machrie Moor Stone es el nombre colectivo para los seis círculos de piedra visibles en Machrie Moor cerca del asentamiento de Machrie en la isla de Arran en Escocia .
Descripción
Seis círculos de piedra son visibles en el páramo inmediatamente al este del abandonado Moss Farm. [1] Algunos círculos están formados por rocas de granito, mientras que otros se construyen de pilares de piedra arenisca roja de alto. [1] El páramo está cubierto con otros restos prehistóricos, incluyendo menhires, túmulos funerarios y cistas. [1] Varios círculos de chozas también pueden ser vistos como anillos bajos de piedra cubiertas de césped. [1]
Mapa de los Círculos Machrie Moor Stone
Los seis círculos de piedra se
sitúan por debajo de un nivel superior destacado en el horizonte hacia el noreste, donde Machrie Glen divide en dos valles escarpados. [2] En el solsticio de verano la muesca está atravesado por el sol al amanecer, y esto puede explicar por qué el círculos fueron localizados en este lugar. [2]
Los círculos de piedra se registraron en 1861 por James Bryce, y numerados del 1 al 5. [3] Otros cinco monumentos de la zona estaban contados 6 a 10, y cuando posteriormente un círculo de piedra más fue descubierto casi completamente sumergido en la turba en 1978, fue contado Machrie Moor 11. [3] Alrededor de 1 kilómetro oeste se encuentra los restos del círculo de piedra de musgo del camino de campo, [4] (Machrie Moor 10). [5]
Machrie Moor 1
Machrie círculo de piedra 1
Machrie Moor 1 ( referencia de la rejilla NR91203239 ) es una elipse con ejes de 12,7 metros y 14,6 metros. [6] Se forma a partir de seis bloques de granito y cinco losas de piedra arenisca, dispuestas de forma alterna. [6] Cuatro de los bloques de granito han caído. [6]
Machrie Moor 2
Machrie círculo de piedra 2
Machrie Moor 2 ( referencia de la rejilla NR91143241 ) es el llamativo visualmente más de los círculos en Machrie Moor. [1] Este círculo tiene un diámetro de 13,7 metros, y en un principio puede haber consistido en siete u ocho losas de piedra arenisca de altura, tres de los cuales sobreviven intactas, mientras que los tocones de otros pueden ser vistos.[7] las alturas de los tres huesos intactos van desde 3,7 metros a 4,9 metros.[7] Dentro del círculo son dos piedras grandes, aparentemente cortadas de un pilar caído, uno de los cuales tiene ahora un agujero central como si para la conversión a una piedra de molino [7] las excavaciones en 1861 revelaron una cista en el centro del círculo.[7] se encontró un recipiente de comida en este cista central.[1] un segundo, vacío, corta cista fue encontrado entre el centro y la piedra en posición vertical noreste.[7]
Machrie Moor 3
Machrie círculo de piedra 3
Machrie Moor 3 (referencia de la rejilla NR91023244) al principio consistió en nueve piedras.[8] Sólo uno sigue en pie, 4.3 metros de altura, pero los muñones de los otros todavía están parcialmente visibles en la turba.[8] Los cálculos se forman una geométrica forma de huevo.[8] las excavaciones en 1861 descubrieron una pequeña cista en el centro que contiene una urna con algunos fragmentos de escamas de hueso y sílex quemados.[8] se encontró una segunda cista 1 metro al sur del centro; que contenía un entierro de cuclillas, también con algunas lascas de pedernal.[8]
Machrie Moor 4
Machrie círculo de piedra 4
Machrie Moor 4 (referencia de la rejilla NR91003235) consta de cuatro bloques de granito, a unos 0,9 metros de altura.[9] Las excavaciones en 1861 descubrieron una cista en el centro.[9] En ella había una inhumación acompañado de un recipiente de alimentos, un punzón de bronce, y tres lascas de pedernal.[9]
Machrie Moor 5
Machrie Stone Circle 5
Machrie Moor 5 (referencia de la rejilla NR90873234) llamado “Suidh Coire Fhionn” o “Asiento caldero de Fingal” consiste en dos anillos concéntricos de bloques de granito.[10] El círculo interior es 12,0 metros de diámetro y consta de ocho bloques de granito.[10] las excavaciones en 1861 descubrieron una cista vacío, en ruinas en el centro.[10] el círculo exterior es de aproximadamente 18,0 metros de diámetro y está formado por quince bloques de granito.[10] el círculo exterior se dice para formar un huevo forma geométrica.[10]
Machrie Moor 11
Machrie círculo de piedra 11
Machrie Moor 11 (referencia de la rejilla NR91213242) es un círculo de piedra baja con un diámetro de alrededor de 13 metros. [11] El más alto de las piedras es de unos 1,2 metros de altura en el lado occidental.[11] Las excavaciones en 1978-9 reveló 10 en posición vertical piedras, con un foso entre cada piedra que posiblemente representa un post hoyos.[11]
Otros restos prehistóricos
James Bryce enumeró otras cinco antigüedades al oeste de los círculos de piedra en 1861. Machrie Moor 6 (referencia de la rejilla NR90733237) son los restos de 
una posible mojón de cámara formado por dos losas de piedra en posición vertical tocar en ángulo recto. [12] Machrie Moor 7 (coordenadas de referencia NR90633253) es una piedra vertical de 1,6 metros de altura.[13] Machrie Moor 8 (referencia de la rejilla NR90573237) son los restos de un mojón de cámara probable que comprenden una extensión ovalada de piedras de aproximadamente 20 metros por 16 metros.[14] La más obvia característica es una piedra que se coloca alto 1,8 metros en el borde este del mojón rodeado de varias piedras más pequeñas que pueden haber sido parte de una cámara o de fachada.[14] Machrie Moor 9 (referencia de la rejilla NR905324) era una piedra en pie de los cuales no obvia queda rastro.[15] Machrie Moor 10 (referencia de la rejilla NR90053265) es el círculo de piedra de musgo del camino de campo.[16]
Astron
Astron
Fecha de lanzamiento: 23 de marzo de 1983
Aplicación: Observatorio espacial
Configuración: Cilíndrica
Equipo: Telescopio ultravioleta; Espectrómetro de rayos X.
Tipo de órbita: Elíptica
Inclinación: 35 grados
Apogeo: 175.948 km.
Astron es el nombre de un observatorio espacial Unión Soviética dedicado a la observación en rayos X y ultravioleta y lanzado el 23 de marzo de 1983 desde Baikonur por un cohete Proton.
Basado en la estructura de las naves Venera, portaba instrumentos tanto soviéticos como franceses. Usaba un telescopio ultravioleta de 80 cm de diámetro y un espectrómetro de rayos X.
Entre las observaciones más importantes de Astron se cuentan las de la supernova SN 1987A en marzo de 1987, y las del cometa Halley en diciembre de 1985.
Misión Visión general
La estación orbital soviética Astron fue diseñado principalmente para los UV y rayos X observaciones astrofísicas. Se inyecta en órbita el 23 de marzo de 1983. El satélite fue puesto en una órbita muy elíptica, con el apogeo ~ 200.000 kilometros y el perigeo ~ 2000 kilometros. La órbita de la nave mantuvo lejos de la Tierra de 3,5 de cada 4 días. Que estaba fuera de los cinturones de sombra y de radiación de la Tierra para el 90% de las veces. La nave espacial fue más de 6 m de largo, y su principal instrumento fue de 5 m de largo telescopio UV-soviética francesa. La estación función cesó en junio de 1989, mucho más allá de su vida útil esperada misión de un año.
Instrumentación
El segundo experimento grave a bordo de Astron era un espectrómetro de rayos X. El experimento, SKR-02M, consistía en un contador proporcional sensible a 2-25 keV los rayos X, con un área efectiva de 0,17 SQ-m. El campo de visión fue de 3 grados x 3 grados (FWHM). Los datos podrían ser telemetría en 10 canales de energía. El instrumento comenzó a tomar datos el 3 de abril de 1983.
Ciencia
Este experimento proporcionó datos sobre el estado de baja prolongada de su X-1 en 1983, y el 1984 en vez de la fuente. También observó fuentes de Orión, Tauro, y Leo. La investigación de la acreción de material procedente de las gigantes rojas a las estrellas de neutrones se dirige específicamente.
ASTRO-B (Tenma)
Organización: JAXA
Fecha de lanzamiento: 20 de febrero de 1983
Vehículo de lanzamiento: Mu
Sitio de lanzamiento: Base espacial de Kagoshima
Reingreso: 17 de diciembre de 1988
Aplicación: Observatorio espacial
Masa: 216 kg
ASTRO-B, bautizado como Tenma (en japonés Pegaso) tras alcanzar órbita, fue un observatorio espacial japonés de rayos X. Fue lanzado el 20 de febrero de 1983 mediante un cohete Mu desde el Centro Espacial de Uchinoura y reentró en la atmósfera el 17 de febrero de 1988.
Tenma se dedicó al estudio en rayos X de diferentes partes del cielo, tanto espectroscopicamente como obteniendo imágenes directas de diferentes astros y analizando las variaciones en la emisión de rayos X de dichos cuerpos. El Tenma era el segundo satélite astronómico de rayos X de Japón y rango de potencia que podrían ser observadas que oscila entre 0,1 keV y 60 keV. Su objetivo era obtener espectros de fuentes de rayos X con buena resolución, el estudio de las variaciones temporales de las fuentes de rayos X, la búsqueda a través de las nubes estallidos de rayos X y la observación de las fuentes de rayos X blandos con un telescopio reflector.[4]
El satélite se estabilizaba mediante giro, pudiendo girar a 0,546, 0,137 ó 0,068 revoluciones por minuto. Disponía de un telescopio reflector de rayos X, un contador proporcional de centelleo, un monitor de rayos X para fuentes transitorias, un detector de rayos gamma y un sensor estelar.
El Tenma llevaba cuatro instrumentos: [3] [1]
- emisión de gases de contadores proporcionales
- Telescopio transformada de Hadamard
- Monitor de rayos X para todo el cielo
- telescopio reflector de rayos X
El satélite podría rotar a velocidades de 0.546, 0.137 y 0.068 rpm con la ayuda de un volante de inercia. El eje de rotación podría ser ajustado por par magnético.
El Tenma descubrió el hierro línea de emisión en el disco galáctico, así como otros organismos como las galaxias de núcleo activo. También descubrió una línea de absorción 4 keV en el X1636-536 espectro explosión.[1]
Referencias
- Wade, Mark (2008). «Astro» (en inglés). Consultado el 6 de agosto de 2009.
- NASA (26 de junio de 2009). «Tenma» (en inglés). Consultado el 6 de agosto de 2009.
Líneas de Sajama
Subcategoría: Líneas.
Coordenadas Google Earth:
18 17 12.89 S, 68 41 40.32 W
Los orígenes desconocidos de las increíbles líneas de Sajama de Bolivia
En el oeste de Bolivia, miles y miles de senderos perfectamente rectos están grabados en el suelo, creando una vista increíble. Estas líneas fueron talladas en el suelo durante un período de 3.000 años por los pueblos indígenas que viven cerca del volcán Sajama. No se sabe exactamente cuándo o por qué se construyeron, y es difícil imaginar cómo la construcción de algo de tal magnitud podría retrotraer la tecnología moderna.
Las líneas de Sajama cubren una superficie aproximada de 22.525 kilómetros cuadrados, o 8,700 millas cuadradas. Son líneas perfectamente rectas, formadas en una web o red. Cada línea individual es de 1-3 metros, o 3.10 metros de ancho. Las líneas más largas tienen 20 kilómetros, o 12 millas de longitud. La creación de estas líneas sin la ayuda de la tecnología moderna es una maravilla. Fueron grabadas en el suelo mediante el raspado de la vegetación a un lado, y el fregado de distintos materiales de la superficie oscura de que consta suelo, y roca oxidada, para revelar una luz del subsuelo.
La precisión de las líneas de Sajama es notable. Según los estudiosos de la Universidad de Pensilvania: Si bien muchas de estas líneas sagradas extienden hasta diez o veinte kilómetros (y tal vez más), todos ellos parecen mantener una rectitud notable a pesar de la topografía accidentada y obstáculos naturales. El número y la longitud de estas líneas son a menudo difícil de percibir desde el nivel del suelo, pero desde el aire o puntos de vista de montaña, son impresionantes.
Algunos creen que los indígenas utilizan las líneas como una herramienta de navegación durante las peregrinaciones sagradas.
Wak’as (santuarios), chullpas (torres funerarias) y aldeas se intercalan entre las líneas, creando un paisaje cultural.
La disposición radial llamativo de las líneas de Sajama ( Fuente )
Las líneas de Sajama se representaron por primera vez para en el año 1932 por el viajero Aimé Félix Tschiffely. Unos años más tarde, el antropólogo Alfred Métraux publicó el trabajo de campo etnográfico sobre el pueblo aymara y chipaya de la región de Carangas, con lo que las líneas y paisaje cultural a la atención de los estudiosos.
Los estudios en torno a las líneas de Sajama, también llamados “ceques” por los habitantes de la zona, se remontan a 1961 con trabajos de Teresa Gisbert, Jose Mesa, Toni Morrison, Gilles Riviere, Ignacio Ballesteros, el arqueólogo Marcos Michel y el guía de alta montaña Juan Pablo Ando (estos dos últimos, autores de un extenso diagnóstico sobre las posibilidades arqueológicas y turísticas en el Sajama).
Los científicos estadounidenses de la Universidad de Pensilvania nunca visitaron el Sajama durante la investigación. Todo el trabajo se realizó desde EEUU y mediante imágenes obtenidas por satélite.
El Parque Nacional de Sajama fue el escenario de las mediciones de los estudiantes estadounidenses.
Más recientemente, la Fundación Puntos de referencia ha trabajado para proteger las líneas de las amenazas de la erosión, el desarrollo sin control y el turismo de la zona, y otros peligros que provienen de la ausencia de un plan de gestión. Han estudiado las líneas y creado una base de datos para ayudar a protegerlos. Trabajando en estrecha colaboración con la Universidad de Pensilvania, la Fundación Puntos de referencia ha creado el “Proyecto Tierra Sajama”, la utilización de herramientas de análisis de medios digitales, tales como sistemas de información geográfica (SIG) para mapear, describir y analizar las líneas. El Sajama Proyecto Tierra alcanzó los objetivos de:
Creación de una base de datos informática de los mapas y la información pertinente acerca de las líneas, la vegetación local, y la topografía relevante
Analizar e interpretar los patrones y significados de diversas características de la tierra, tales como santuarios cima de la montaña y las estructuras religiosas para determinar posibles alineaciones a las líneas sagradas
Propuestas de desarrollo que proporcionan para la protección a largo plazo de las líneas y la apreciación del paisaje sagrado mejoradas
Por desgracia, la cartografía analítica del tamaño, la forma y la ubicación de las líneas de Sajama no responde a las muchas preguntas que permanecen, tales como que los creó, ¿cuál fue su propósito, y qué herramientas se utilizan? La respuesta a estas preguntas puede ayudarnos a entender otra pieza de la historia humana. Por ahora, vamos a tener que seguir para maravillarse con la gran área cubierta por las líneas, y la cantidad de esfuerzo que debe haber tomado para crearlos, sin entender completamente su propósito o función.
Según las primeras observaciones, estas líneas fueron realizadas utilizando el mismo método que el usado en las líneas de Nazca, donde el material os
curo de la superficie, tierra y piedras, ha sido removido y alejado para dejar a la luz la capa de tierra más clara.
Hasta el momento, los investigadores han contabilizado 436 rutas (se cree que la cantidad es mucho mayor) que van en diferentes direcciones.
Imagen destacada: El Sajama Lines, Bolivia (Fuente)
IRAS
El IRAS (Infrared Astronomical Satellite) fue un observatorio espacial que realizó un escaneo completo del cielo a longitudes de onda infrarrojas.
Fue lanzado el 25 de enero de 1983, como proyecto conjunto entre los Estados Unidos (NASA), los Países Bajos (NIVR) y el Reino Unido (SERC). La misión duró un total de diez meses hasta que fue quemado en la atmósfera el 21 de noviembre de 1983.
IRAS mapeó el 96% del cielo cuatro veces, a longitudes de onda de 12, 25, 60 y 100 micrómetros, con resoluciones de entre 0,5 y 2 minutos de arco. Encontró unas 500.000 fuentes de infrarrojos, muchas de las cuales siguen pendientes de identificación. Se cree que unas 75.000 de estas fuentes son galaxias en formación, mientras que muchas otras pueden ser estrellas con un disco de polvo a su alrededor, probablemente en las primeras etapas de formar un sistema planetario. Descubrió también un disco de polvo alrededor de Vega y obtuvo las primeras imágenes del núcleo de la Vía Láctea.
La duración de la misión IRAS, como la de la mayoría de los satélites de infrarrojos, estaba limitada por su sistema de enfriamiento, ya que para trabajar correctamente a estas longitudes de onda, el satélite debe estar refrigerado a temperaturas especialmente bajas. En el caso del IRAS, 720 litros de helio líquido mantenían al satélite a una temperatura de 1,6 K (aproximadamente -272 °C). El fluido mantenía el satélite frío mi
entras se evaporaba, una vez se evaporó completamente, la temperatura del satélite aumentó, haciendo inviables futuras observaciones.
Actualmente, el Telescopio Espacial Spitzer es el mejor telescopio infrarrojo, permitiendo a los astrónomos continuar con los descubrimientos realizados por el IRAS.
Además, el IRAS descubrió también tres asteroides incluyendo el (3200) Phaethon, así como el cometa periódico 126P/IRAS
La astronomía infrarroja es la detección y el estudio de la radiación infrarroja (energía térmica) emitida por todos los objetos del universo. Todo cuerpo que tiene una temperatura por encima del cero absoluto irradia ondas en la banda infrarroja.
La astronomía infrarroja es un excelente método para el estudio del universo, en una gama de longitudes de onda de 1 a 300 micrómetros (un micrómetro o micrón es la millonésima parte de un metro). El ojo humano detecta solamente 1% de las ondas de luz de 0,69 micrones y 0,01% de las ondas de 0,75 micrones; no puede ver longitudes de onda mayores de 0,75 micrones, excepto que la fuente de luz sea extremadamente brillante.
Resultado de todo ello, fueron localizados más de medio millón de fuentes de irradiación infrarroja, y entre todas ellas sin duda, destaca la que saltó a numerosos medios de comunicación de todo el mundo el 30 de diciembre de1.983.
Urano
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