Perdigões
Perdigões
“Woodhenge”: descubren el “Stonehenge de madera”
Se encuentra en el complejo prehistórico de Perdigões, en Portugal.
04/08/2020
Excavaciones arqueológicas en el complejo Perdigões, en el distrito portugués de Évora, identificaron “una estructura única en la Prehistoria de la Península Ibérica”, anunció este martes la empresa Era -Arqueologia.
En declaraciones a la agencia Lusa, el arqueólogo a cargo, António Valera, dijo que se trataba de “una construcción monumental de madera, de la cual perduran los cimientos, con un plano circular y más de 20 metros de diámetro”.
Según Valera, esta construcción “estaría compuesta por varios círculos concéntricos de empalizadas y alineaciones de postes grandes o troncos de madera, que ya han sido expuestos en aproximadamente un tercio de su planta”.
Es “una construcción de carácter ceremonial”, un tipo de estructura solo conocida en Europa Central y las Islas Británicas, según el arqueólogo responsable, con las designaciones de ‘Woodhenge’, (versiones de madera de Stonehenge), o ‘Timber Circles” (círculos de madera).
“Este es el primero en ser identificado en la Península Ibérica, fechado entre 2800-2600 AC, es decir, antes de la construcción en piedra de Stonehenge en Inglaterra, que se estima creado alrededor del 2500 AC. “, subrayó el arqueólogo.
La estructura ahora identificada se encuentra en el centro del gran complejo de recintos de zanjas en Perdigões y “se articula con la visibilidad del paisaje megalítico que se extiende entre el sitio y la elevación de Monsaraz, ubicada al este, en el horizonte”.
Estructura orientada al verano
“Un posible acceso al interior de esta estructura está orientado hacia el solsticio de verano, reforzando su carácter cosmológico”, dijo Valera, subrayando que “esta situación también se conoce en otros ‘bosques’ y ‘círculos de madera’ europeos, donde las alineaciones astronómicas de las entradas son frecuentes, lo que subraya la estrecha relación entre estas arquitecturas y las visiones neolíticas del mundo”.
El experto enfatizó que “este descubrimiento
refuerza la ya importante importancia científica del complejo Perdigões en el contexto internacional de los estudios neolíticos europeos, al tiempo que aumenta su relevancia patrimonial”, que ya fue reconocida en 2019 con la clasificación de Monumento Nacional.
El sitio arqueológico de Perdigões corresponde a “un gran complejo de áreas circulares y concéntricas definidas por zanjas, que cubren un área de aproximadamente 16 hectáreas y tienen un diámetro máximo de aproximadamente 450 metros”, según detalla Era.
Este sitio ha sido excavado durante 23 años por la compañía, trabajo que ha contado con colaboraciones de varias instituciones e investigadores nacionales y extranjeros.
Fotografia aérea de la estructura identificada. facebook.com/eraarqueologia
El sitio tiene una cronología de aproximadamente 1400 años, desde el final del Neolítico Medio (alrededor de 3400 aC) y el comienzo de la Edad de Bronce (alrededor de 2000 aC) y “se ve esencialmente como un gran centro de agregación de comunidades humanas, donde se desarrollarían prácticas ceremoniales, se generarían relaciones de identidad, culturales y políticas entre diferentes grupos”.
Su implantación en el paisaje “es representativo de su carácter cosmogónico”, al estar ubicado “en un anfiteatro natural, abierto al valle de Ribeira del Vale do Álamo, donde se encuentra una de las mayores concentraciones de monumentos del megalitismo alentejano. Las entradas a la mayoría exteriores, y otros en espacios más interiores, están orientados a los solsticios o equinoccios, funcionando el horizonte hacia el cual se gira como un auténtico calendario anual de amanecer”.
La esquina superior izquierda es la que se ha excavado hasta el momento; el resto es una proyección del lugar (Foto: Facebook/Era Arqueologia)
Ya hay quien ha trazado paralelismos con el famoso monumento megalítico de Stonehenge, en Inglaterra. Por eso, aunque los arqueólogos prefieren referirse a esta zona como la de los “Círculos de Madera”, hay quien ya la llama ‘Woodhenge’, un juego de palabras que hace referencia a la madera encontrada en la zona en vez de la piedra del conjunto megalítico británico.
Peo lo cierto es que, con sus propias características, el diseño es similar en ambos casos y en Portugal se han encontrado varios postes de madera que rodean un área. Los arqueólogos solo han excavado una tercera parte del lugar, aproximadamente, pero con los restos encontrados han sido capaces de crear una proyección para poder entender su diseño y su tamaño. Creen que el círculo tendría, en total, unos 20 metros de diámetro.
Un lugar especial
António Valera, arqueólogo de la empresa Era Arqueologia que se está encargando de las excavaciones en el sitio, ha explicado a Live Science que “lo interpretamos como un lugar ceremonial y preferimos referirnos a él como círculos de madera”. Creen que una de las zonas de la excavación que se abre al exterior podría estar alineada con el solsticio de verano, el día más largo del año.
Los datos que han recogido los arqueólogos les lleva a pensar que se trata de un complejo ceremonial que habría sido construido entre el 2800 y el 2600 a.C., es decir, hace más de 4.500 años. Un tiempo que coincidiría con el momento en el que se levantó el monumento de Stonehenge en Inglaterra.
El complejo arqueológico de Perdig
ões cubre unas 16 hectáreas de terreno entre las que han hallado cementerios y piedras erguidas como las de Stonehenge. Se cree que los antiguos moradores del lugar habrían utilizado la zona para ceremonias y entierros durante 1.500 años, aunque de momento solo han podido encontrar restos de animales y fragmentos de cerámica, pero no humanos.
Círculos de madera datados de la época neolítica descubiertos en el sitio arqueológico de Perdigões, en Portugal. ERA Arqueología/Facebook
“Esta estructura de piedra coincide con el final de la ocupación de Perdigões, pero, por ahora, no sabemos para qué fue realizada”, reconoce António Valera. “Podría funcionar, por ejemplo, como remate del complejo, pero aún es demasiado prematuro para apostar en una sola hipótesis. Tenemos que exponer toda la construcción de piedra, estudiarla, documentarla y solo entonces decidir qué hacer para llegar a la siguiente estructura que está por debajo, que sería de madera”.
“En principio, la estructura que está por debajo, y que se llama ‘woodhenge’ en inglés, es más monumental y más interesante, pero eso no significa que se vaya a sacrificar la de piedra por completo. Solo podemos hacer un levantamiento parcial para conocer mejor la anterior. Tendrá que verse posteriormente”, agrega.
Plano general de Perdigões con numeración de zanjas.
Los arqueólogos saben que hay más líneas de postes de madera dentro del círculo, pero solo entenderán mejor su planta cuando hayan expuesto una buena parte de la estructura. Por ahora, sobre todo, tienen dudas: “Queremos saber cómo funcionaba, qué tipo de ceremonias tuvieron lugar allí, cómo se articuló con las tumbas que existen en Perdigões del mismo período, qué madera se utilizó para crear estas líneas de postes dispuestas en un círculo… En Alemania es común encontrar árboles muy rectos, pero no aquí. Sabemos que ya había pinos, pero los árboles más comunes eran los alcornoques y las encinas… ”.
El arqueólogo también enfatiza que este descubrimiento verá reforzada la ya elevada importancia científica del complejo de recintos de Perdigões en el contexto internacional de los estudios neolíticos europeos, aumentando también su relevancia patrimonial.
El sitio arqueológico de Perdigões, en las afueras de Reguengos de Monsaraz, corresponde a “un gran complejo de áreas circulares y concéntricas definidas por zanjas, que cubren un área de aproximadamente 16 hectáreas y tienen un diámetro máximo de aproximadamente 450 metros”, según la información de Era-Arqueología. Este sitio ha sido excavado durante 23 años por la compañía y ha reunido colaboraciones de varias instituciones e investigadores nacionales y extranjeros.
Lo que se ha descubierto hasta ahora nos dice que este enclave estuvo ocupado durante 1400 años, aproximadamente desde el final del Neolítico medio (3400 a.C.) y el comienzo de la Edad del Bronce (2000 a. C.) y “es visto esencialmente como un gran centro de reunión de la comunidad humana, donde se desarrollarían prácticas ceremoniales y se generarían relaciones de identidad, culturales y políticas entre diferentes grupos”.
Su implantación en el paisaje es, según Era-Arqueología, “representativo de su carácter cosmogónico”, estando ubicado “en un anfiteatro natural, abierto al valle de la Ribeira del Vale do Álamo, donde se encuentra una de las mayores concentraciones de monumentos megalíticos del Alentejo. Las entradas a los recintos más exteriores, y otras a los recintos más interiores, están orientadas hacia los solsticios o los equinoccios, mirando hacia el horizonte como un auténtico calendario anual de la salida del sol”.
Planta de los recintos de fosos de Perdigões de acuerdo con la magnetometría realizada.
En la próxima campaña de excavación, en el verano de 2021, Era-Arqueología espera continuar con los trabajos comenzando por excavar otra estructura, hecha de piedra, que fue construida sobre la estructura de madera 500 o 600 años después, explica el arqueólogo al diario PUBLICO.
Ariel 5
Tipo de misión: Astronomía
ID COSPAR: 1974-077A
SatCat №: 7471
Fabricante: Goddard Space Flight Center
Masa de lanzamiento: 130,5 kg (288 lb)
Fecha de lanzamiento: 15 de octubre de 1974, 07:47:00 UTC
Cohete: Scout B-1
Sitio de lanzamiento: San Marcos
Fin de la misión: 14 de de marzo de 1980
Parámetros orbitales
Excentricidad: 0.00325
Perigeo: 512 km (318 millas)
Apogeo: 557 km (346 millas)
Inclinación: 2.9 grados
Período: 95.3 minutos
Instrumentos:
Modulación de rotación del colimador (RMC)
De 2 a 10 KeV Instrumento Sky Survey (SSI)
De alta resolución de la fuente de Spectra
Bragg Crystal Espectrómetro (BCS)
De alta energía cósmica X-Ray Spectra
All-Sky monitor
Vista de la plataforma Santa Rita, desde el barco. Es el día del lanzamiento.
Ariel 5 [1] era una unión británica y estadounidense[2], observatorio espacial dedicado a la observación 
del cielo en la banda de rayos X. Se puso en marcha el 15 de octubre 1974 de la plataforma de San Marcos en el Océano Índico y funcionó hasta 1980. Fue el penúltimo satélite que se lanzará como parte del programa de Ariel. Fue diseñado para ajustarse a un presupuesto de recursos de 2 kg, 1 bit por segundo, y 1 W.[3]
El monitor de todo el cielo (ASM) fue dos cámaras oscuras unidimensionales escaneando la mayor parte del cielo cada revolución de la nave espacial.[3] La resolución angular fue de 10 x 10°, con un área efectiva de 3 cm 2 (0,465 pulgadas cuadradas), y un paso de banda de 3-6 keV.
El SSI tenía una resolución angular de 0,75 x 10,6°, con un área efectiva de 290 cm2 (45 pulgadas cuadradas), y un paso de banda de 2 a 20 keV.[3]
La misión fue una colaboración británico-EE.UU. El Consejo de Investigación de Ciencias gestionado el proyecto para el Reino Unido y GSFC / NASA para el EE.UU. Ariel V se dedica a la vigilancia del cielo de rayos X con una carga completa. La misión terminó en la primavera de 1980.
Carga útil:
- Experimentos alineados con el eje de giro.
- Modulación de rotación del colimador (RMC) (0,3-30 keV).
- Espectrómetro de alta resolución contador proporcional.
- Polarímetro / espectrómetro.
- Telescopio de centelleo.
- All-Sky Monitor (ASM), una pequeña (~ 1 cm 2) cámara estenopeica (3-6 keV).
- Instrumento Sky Survey (SSI) compuesto de dos contadores proporcionales con 290 cm2 de área efectiva cada uno (1,5-20 keV).
Ciencia destacados:
- El seguimiento a largo plazo de numerosas fuentes de rayos-X.
- Descubrimiento de varios púlsares de rayos X a largo plazo (minutos).
- Descubrimiento de varios transitorios de rayos X brillantes probablemente contienen un Agujero Negro (por ejemplo A0620-00 = Nova Lu 1975).
- Estableciendo que las galaxias Seyfert I (AGN) son una clase de emisores de rayos X.
- Descubrimiento de emisión de línea de hierro en fuentes extragalácticas.
Ariel V llevó a muchos experimentos. Un conjunto de cuatro fueron co-alineado con el eje de spin-monitorización de un pequeño campo del cielo en rayos X. Otros dos experimentos, All-Sky Monitor (ASM) y el Instrumento Sky-encuesta (SSI), eran en cambio, como sugieren sus nombres, dedicada a la vigilancia de la región más amplia del cielo en rayos X.
La imagen muestra un técnico que trabaja en el Ariel V.
Instrumentación
El satélite Ariel V supervisa el cielo de rayos X con 6 instrumentos diferentes. Cuatro de los instrumentos fueron alineados con el eje de giro: una rotación de modulación del colimador (RMC), que opera en el rango de 0,3 a 20 keV de energía y capaz de determinar posiciones de la fuente de ~ 2 minutos de arco; un espectrómetro contador proporcional de alta resolución, con 128 canales analizador de altura de pulso sobre el rango de 2-30 keV; un polarímetro / espectrómetro, que opera en el rango de 2-8 keV y capaz de detectar la polarización del 3%
; y un telescopio de centelleo (ST), dedicado a los estudios temporales y espectrales de las fuentes de energías en hasta 40 keV.
Si bien estos 4 experimentos se dedicaron a un estudio detallado de una pequeña región del cielo dentro de ~ 10 grados del polo por satélite, los otros 2 experimentos cubren amplias regiones del cielo. Estos experimentos fueron 2 el Monitor All-Sky (ASM) y el Instrumento de observación del cielo (SSI). El ASM proporciona cobertura en el rango de 3-6 keV con un par de ~ 1 cm 2 cada cámara estenopeica. Se ve todo el cielo con la excepción de una banda de ~ 8 grados de amplio centrado en el polo sur de la nave espacial. Fue pensado como un sistema de detección temprana de los fenómenos transitorios, y como un monitor continuo de relativamente brillantes (> 0,2 cangrejo) fuentes galácticas. El SSI se componía de dos pares de contadores proporcionales (sistema de LE y del sistema HE) teniendo cada uno un área efectiva de 290 cm 2. Debido a una fuga tras el lanzamiento lento, un detector LE se apagó al principio de la misión, lo que reduce el área efectiva de dicho sistema a 145 cm2. Los detectores se encuentran en la región ecuatorial de la nave espacial y se escanean una banda ancha de 20 X 360 grados del cielo cada giro satélite. Los dos sistemas tenían un keV 1.2 a 5.8 (LE) y el rango de energía 2,4 a 19,8 keV (HE). Cada par de detectores tenía un campo de visión colimado a 0.75 X 10,6 grados (FWHM). Los objetivos científicos primaria SSI eran para realizar un estudio de alta sensibilidad del cielo y obtener ubicaciones, intensidades y los espectros de las fuentes interesantes.
SAS-2
Pequeño Satélite astronomía 2
Impresión artística de SAS-2
Tipo de misión: Ciencia de la Tierra
Operador: NASA
ID COSPAR: 1972-091A
SatCat №: 6282
Duración de la misión: 1 año
Masa de lanzamiento: 166,0 kilogramos (366,0 lb)
Fecha de lanzamiento: 15 de febrero de 1972, 22:13:46 UTC
Cohete: Scout D-1
Sitio de lanzamiento: San Marcos
Fin de la misión último contacto: 8 de junio de, 1973
Fecha de su final: 20 de noviembre de, 1976
Sistema de referencia: Geocéntrico
Régimen: bajo Tierra
Excentricidad: 0.01366
Perigeo: 443 kilómetros (275 millas)
Apogeo: 632 kilómetros (393 millas)
Inclinación: 1,9 grados
Período: 95,40 minutos
El pequeño satélite astronómico 2, también conocida también como SAS-2, SAS B o en el Explorador de 48 años, fue una de la NASA telescopio de rayos gamma . Se puso en marcha el 15 de noviembre 1972 en la órbita baja de la Tierra con un perigeo de 443 km y una apoapsis de 632 km. Se completó sus observaciones el 8 de junio de 1973. [1] [2]
SAS 2 era el segundo de la serie de la pequeña nave espacial diseñada para ampliar los estudios astronómicos en los rayos X, rayos gamma, ultravioleta, visible e infrarrojo regiones. El objetivo principal de la SAS-B fue medir la distribución espacial y la energía de galáctico primaria y la radiación gamma extragaláctica que energías entre 20 y 300 MeV. La instrumentación consistía principalmente de un detector de centelleo de guardia, una superior y una cámara inferior de chispa, y un telescopio partícula cargada.
SAS-2 fue lanzado desde la plataforma de San Marco de la costa de Kenia, África, en una órbita casi ecuatorial. La nave espacial en órbita estaba en la forma de un cilindro de aproximadamente 59 cm de diámetro y 135 cm de longitud. Cuatro paneles solares se utilizaron para recargar la batería de níquel-cadmio 6 amperios-hora y proporcionar energía al experimento de la nave espacial y el telescopio. La nave espacial se ha estabilizado en espín, y un sistema de control de torque commandable magnéticamente se usa para apuntar el eje de giro de la nave espacial a cualquier posición en el espacio dentro de aproximadamente 1 grado. El eje de experimentos pone el largo de este eje que permite al telescopio para mirar en cualquier región seleccionada del cielo con su más o menos la aceptación de apertura de 30 grados. La velocidad de giro nominal fue 1/12 rpm. Los datos se tomaron a 1000 bit/s, y podrían grabarse en un grabador de cinta de a bordo y se transmiten simultáneamente en tiempo real. Los datos registrados se transmiten una vez por órbita. Esto requiere aproximadamente 5 minutos.
El experimento telescopio se enciende inicialmente el 20 nov 1972, y en un 27 Nov 1972, la nave espacial entró en pleno funcionamiento. La fuente de alimentación de baja tensión para el experimento fracasó el jun 8 1973. No se obtuvieron datos científicos útiles después de esa fecha. Con la excepción de un sensor de estrella ligeramente degradado, la sección de control de la nave espacial a cabo de una manera excelente.
SAS-2 detectado por primera vez Geminga, un púlsar cree que es el remanente de una supernova que explotó hace 300.000 años.[3]
La cámara de chispas de rayos gamma-2 SAS
Misión Visión general
SAS-2 (también referido como SAS-B y el Explorador 48) fue lanzado el 19 de noviembre de 1972. Para minimizar el flujo de fondo de los rayos cósmicos, SAS-2 se colocó en una órbita ecuatorial de la Tierra bajo que tiene una inclinación orbital de 2 grados. Su apogeo y el perigeo eran 610 kilómetros y 440 km, respectivamente, con un período orbital de unos 95 minutos. Durante los ~ 6 meses de la misión, 27 observaciones en punta (normalmente una semana de duración) se hicieron, lo que resulta en aproximadamente el 55 por ciento del cielo siendo observado, incluyendo la mayor parte del plano galáctico.
En 1973 8 de junio de un fallo del suministro eléctrico de baja tensión terminó la recogida de datos.
Instrumentación
El satélite SAS-2 lleva a un solo instrumento: un telescopio de rayos gamma que utiliza un cable de encendido de la cámara de 32 niveles. El telescopio cubre el rango de energía de 20 MeV – 1 GeV. El instrumento fue obra de Fichtel et. al. En la NASA-GSFC. Durante el corto tiempo de vida de la misión, hubo cierta disminución notable en la sensibilidad debido al deterioro de los gases de la cámara de chispas.
Un extenso programa de calibración se llevó a cabo en el telescopio de rayos gamma antes del lanzamiento de SAS-2. La Oficina Nacional de Estándares (NBS) del acelerador sincrotrón en Gaithersburg, Maryland se utilizó para estudiar el rendimiento del telescopio en el 20 – 114 MeV gama. El rendimiento entre 200 – 1000 MeV se estudió en el acelerador Deutsches Elektronen-Sincrotrón (DESY) en Hamburgo, Alemania Occidental.
Ciencia
En general se reconoce que SAS-2 proporciona la primera información detallada sobre el cielo de rayos gamma y demostró la promesa más importante de la astronomía de rayos gamma.
SAS-2 reveló que la radiación gamma plano galáctico fue fuertemente correlacionada con características estructurales galácticos, especialmente cuando los conocidos fuertes fuentes discretas de radiación gamma se restaron de la radiación total observada. Los SAS-2 resultados establecen claramente un componente de alta energía (> 35 MeV) a la radiación difusa celeste. la emisión de rayos gamma de alta energía también se observó a partir de fuentes discretas tales como el cangrejo y púlsares Vela.
- La primera mirada detallada en el cielo de rayos gamma.
- Establecido el componente de alta energía de la radiación difusa celeste.
- Correlacionado el fondo de rayos gamma con características estructurales galácticos.
Por Bajin
Subcategoría: Fortaleza.
Por-Bazhyn (por-Bajin, por-Bazhyng, Rusia: Пор-Бажын, Tuvan: Пор-Бажың) es el nombre de una estructura en ruinas en una isla del lago en las montañas del sur de Tuva (Federación de Rusia). El nombre Por-Bazhyn traduce del idioma Tuvan como “casa de barro”. Las excavaciones sugieren que fue construido como un Uigur palacio en el siglo 8 dC, convertida en un monasterio maniqueo poco después, abandonado después de una breve ocupación, y finalmente destruida por un terremoto y posterior incendio. Sus métodos de construcción muestran que Por-Bazhyn fue construida dentro de la espiga tradición arquitectónica china.
Por-Bazhyn ocupa una pequeña isla en el lago Tere-Khol, unos 2.300 metros sobre el nivel del mar en las montañas de Sengelen el sur de Siberia. La ubicación es de 8 kilómetros (5,0 millas) al oeste de la localidad de Kungurtuk en el suroeste de la República de Tuva (Federación de Rusia), cerca de la frontera de Rusia con Mongolia.
Las paredes del sitio encierran un área rectangular de 215 por 162 metros (705 pies x 531 pies), al este orientada – oeste y que cubre casi toda la isla. El interior está ocupado por dos grandes patios, un complejo edificio central, y una cadena de pequeñas estancias a lo largo de las paredes del norte, oeste y sur. Los muros cortina occidental y oriental están relativamente bien conservados. La puerta principal, con torres de la puerta y rampas que conducen a ellas, se encuentra en el centro de la pared oriental. Las paredes (exteriores) de cortina han sobrevivido hasta una altura máxima de 10 metros (33 pies), el máximo actual de altura de las paredes interiores es de 1-1,5 metros (3.3-4.9 pies). [1]
Por-Bazhyn ha sido conocido desde el siglo 18, y fue explorado en 1891 por primera vez. En 1957-1963, el arqueólogo ruso SI Vajnstejn excavado en varias áreas del sitio.[2] el trabajo de campo a gran escala se llevó a cabo en 2007-2008 por la Fundación Fortaleza Por-Bajin, con académicos y científicos de la Academia Rusa de Ciencias, el Museo del Estado Oriental, y la Universidad Estatal de Moscú.[3]
Desde finales del siglo 19, Por-Bazhyn se ha relacionado con los uigures debido a su ubicación, la fecha de hallazgos de ella, y la similitud de su lay-out para el complejo del palacio de Karabalgasun, la capital del Kanato Uigur. Vajnstejn identificó Por-Bazhyn como el “palacio.. en el pozo ‘construida, según la inscripción rúnica en la piedra Selengá, por Khagan Moyanchur (también conocido como Bayanchur Khan, 747-759 dC), después de su victoria sobre las tribus locales en AD 750.[4] Moyanchur implicó la Uigur Khaganate en las luchas internas por el poder en china, y se casó con una princesa china.[5] Otras identificaciones del sitio incluyen una fortaleza fronteriza, un monasterio, un sitio ritual y un observatorio astronómico; Estos se encuentran en la literatura más antigua publicada antes de la conclusión del trabajo de campo moderna en 2008.
Los resultados del trabajo de campo 2007-2008
Los geofísicos descubrieron que la isla es esencialmente un tapón de permafrost en un lago poco profundo. Esta isla parece haber aumentado desde el lago varios siglos antes de que la fortaleza fue construida en ella. La arcilla para las paredes de la fortaleza puede haber sido tomado del lecho del lago alrededor de la isla.[6] El trabajo de campo geomorfológico también reveló restos de al menos dos terremotos. El primero de ellos parece que ya ha sucedido durante la construcción de la fortaleza en el siglo octavo. A finales de la Edad Media, otro catastrófico terremoto dio lugar a incendios y al colapso de las paredes del recinto sur y el este y el bastión de la esquina noroeste.[7]
La pared exterior del recinto se construyó utilizando la técnica china hangtu (capas de tierra apisonada en un marco de madera) y fue originalmente 11 metros (36 pies) de alto.[8] La excavación del bastión norte en la pared oriental reveló rastros de una plataforma de combate de madera que recorre la parte superior de la pared de cortina y bastiones. Se encontró que la puerta principal que tiene tres puertas de enlace de la construcción con madera pesada, en gran parte quemada. Se abrió en dos patios sucesivos que estaban conectados por una pequeña puerta. El patio exterior estaba desprovisto de todas las estructuras.
El patio interior llevó a cabo el complejo principal, que consistía en una estructura central de dos partes y dos galerías laterales. Los dos edificios de la estructura central, uno detrás del otro, de pie sobre plataformas cuadradas que había sido construido por capas de arcilla y se enfrentan con los ladrillos que fueron cubiertos con enlucido de cal. El edificio más grande se subdivide por paneles zarzo y barro en dos salas y una serie de salas más pequeñas. Las paredes y los paneles estaban cubiertas con enlucido de cal que fue pintado con diseños geométricos y rayas rojas horizontales; la presencia de dos capas de yeso de diferente calidad sugiere reparaciones. El tejado había sido apoyado por 36 columnas de madera que descansan sobre bases de piedra. El edificio parecía ser del poste y viga de construcción característica de la arquitectura china Tang; esto se indica por fragmentos de madera quemados de enclavamiento soportes de madera en el estilo chino llamado dougong.[9]
Una serie de pequeños patios cerrados corrió a lo largo del interior de las paredes de cortina norte, oeste y sur; estos patios estaban conectados entre sí mediante pequeñas puertas en sus paredes. Cada patio celebró un edificio de una o de dos cámaras de semejante disposición y método de construcción.
La dendrocronología y la datación por radiocarbono indican que la “fortaleza” fue construida entre los años 770 y 790.[10] Las excavadoras señalan que esto fue en el reinado de Uigur Khagan BOGU (AD 759-779), sucesor del Moyanchur, por lo tanto, Por-Bazhyn no puede haber sido el palacio mencionadas en la inscripción Selengá. Todavía puede haber sido un palacio porque el lay-out se asemeja a la de la Uigur palacio de Karabalgasun. La escasez de hallazgos, la virtual ausencia de una capa de ocupación, y la falta completa de todas las disposiciones para la calefacción argumentan en contra de una residencia ocupada de forma permanente, aunque los rastros de reparación y reconstrucción sugieren que el sitio había sido mantenido durante un cierto tiempo. No es imposible que Por-Bazhyn fuera un sitio ritual o una fortaleza militar, pero hay una falta de evidencia para apoyar estas interpretaciones.
Una presencia o influen
cia china en Por-Bazhyn se muestra a través de: (1) La disposición del complejo central de estilo Tang; (2) el uso de los métodos de construcción chinas, tales como la técnica de hangtu y techos Dou-gung; y (3) la presencia de materiales de construcción chinas, tales como ciertos tipos de tejas. Por-Bazhyn combina el trazado de la ciudad “ideal” de los chinos, con una planificación axial y un edificio central dominante, con la de la ‘monasterio budista ideal “, con viviendas a lo largo del perímetro interior de las paredes del recinto.
En conclusión, las excavadoras sugieren que se trataba de un palacio de verano construida por Khagan BOGU que, después de daños en el palacio por un terremoto y la conversión de la Khagan de maniqueísmo , se convirtió en un monasterio maniquea. Después de su muerte y la abolición del maniqueísmo, se abandonó el monasterio. El sitio de vacío fue destruido por uno o más terremotos y grandes incendios en el complejo central y en otros lugares en el sitio.
Por Bajin (o por-Bazhyn) ruinas, situado en una pequeña isla en medio de un lago remoto en Siberia, entre el Sayan y rangos de Altai, cerca de la frontera con Mongolia. Es una zona muy aislada, casi no se encuentran afectados por la civilización.
Es otro de los lugares, que se presta a ciertas inquisiciones misteriosas, por la escasez de datos.
EUVE
Extreme Ultraviolet Explorer (EUVE)
El satélite EUVE
Información general
Organización: NASA
Fecha de lanzamiento: 7 de junio de 1992
Reingreso: 30 de enero de 2002
Aplicación: Observatorio espacial
Dimensiones: 4,5 m de largo, 3 m de diámetro
Equipo: Tres telescopios ultravioleta de incidencia rasante
Espectrómetro
Tipo de órbita: Circular
Inclinación: 28,5 Grados
Extreme Ultraviolet Explorer (EUVE) fue un observatorio espacial estadounidense dedicado a la observación en la porción ultravioleta del espectro, de 70 a 760 angstrom. Fue lanzado el 7 de junio de 1992 desde Cabo Cañaveral a bordo de un cohete Delta, y reentró en la atmósfera el 30 de enero de 2002. Estaba controlado desde la Universidad de California en Berkeley.
Los objetivos de EUVE eran:
- producir un estudio de alta sensibilidad de todo el cielo en el rango entre 70 y 760 angstrom.
- realizar un estudio profundo de alta sensibilidad de una porción del cielo situado sobre la eclíptica.
- realizar un seguimiento espectroscópico de fuentes brillantes en el ultravioleta extremo.
- estudiar la evolución estelar y la población estelar local.
- estudiar el transporte de energía en las atmósferas estelares.
- estudiar la ionización y opacidad del medio interestelar.
El estudio global del cielo fue completado en enero de 1993.
EUVE, lanzado a una órbita de 528 km de altura y 28,5 grados de inclinación orbital, fue diseñado para poder ser asistido y reparado por el transbordador espacial.
El EUVE llevaba tres telescopios ultravioleta de incidencia rasante de 188 kg cada uno y un espectrómetro de 323 kg. Los telescopios realizaron mapas del cielo con una precisión de 0,1 grados de arco. El espectrómetro observaba en la dirección antisolar a lo largo de la eclíptica, realizando un estudio en dos bandas entre 80 y 500 angstroms.
- Wade, Mark (2008). «EUVE» (en inglés). Consultado el 21 de septiembre de 2008.
Enlaces externos
Desde antes de la invención del telescopio hasta la segunda mitad del siglo XX, prácticamente todo nuestro conocimiento de los astros se basó en el estudio de la luz visible. Fue en la década de los sesentas que la radioastronomía se estableció como una disciplina fundamental para el estudio de los astros. La observación del cosmos en ondas de radio dio lugar a descubrimientos que no podrían haberse hecho observando solamente la luz visible, resaltando la necesidad de observar todo tipo de radiación. En los setentas, ochentas y noventas el desarrollo de satélites astronómicos permitió abrir las ventanas del infrarrojo lejano, rayos X y rayos gamma, al mismo tiempo que los observatorios en la Tierra implementaron detectores que permiten estudiar el infrarrojo cercano, el milimétrico y el ultravioleta cercano. Hoy en día se emplea casi todo tipo de radiación electromagnética para el estudio del Universo. Persisten dificultades técnicas para abrir definitivamente algunas de estas ventanas, como por ejemplo algunos rangos de los rayos gamma. Una vez sobrepasadas estas dificultades, es posible que tengamos un panorama completo del Universo, excepto por la ventana del ultravioleta extremo, que posiblemente nunca podremos abrir.
Podemos diferenciar los distintos tipos de luz especificando su longitud de onda. Así, la luz roja tiene una longitud de onda de unos 700 nanómetros (un nanómetro es un millonésimo de milímetro), la luz amarilla unos 580 nanómetros y la luz azul unos 450 nanómetros. El ultravioleta abarca desde el límite de detección del ojo humano (por debajo del violeta en 390 nanómetros) hasta los rayos X (de longitudes de onda de tan solo unos 10 nanómetros), dividiéndose para propósitos de observación astronómica en tres intervalos: el ultravioleta cercano (entre 320 y 200 nanómetros), ultravioleta lejano (de 200 a 100 nanómetros) y el ultravioleta extremo (entre 100 y 10 nanómetros). La luz ultravioleta entre 390 y 320 nanómetros puede estudiarse desde la Tierra con telescopios convencionales y detectores optoelectrónicos (chips CCD) optimizados para este tipo de luz. Radiación con longitud de onda menor a 320 nanómetros es absorbida por la atmósfera, principalmente por la cada vez mas delgada y frágil capa de ozono, y el estudio de los astros en estas bandas requiere de telescopios espaciales. A pesar de contar con un espejo de solo 48 centímetros del diámetro, el satélite IUE (International Ultraviolet Explorer) fue uno de los telescopios espaciales mas exitosos, operando desde 1978 hasta 1996. En la actualidad, el ultravioleta lejano es accesible con el telescopio espacial Hubble.
En el ultravioleta extremo, la astronomía enfrenta un problema prácticamente insuperable, por encima de dificultades tecnológicas. El hidrógeno, el elemento mas abundante en el cosmos, absorbe con gran eficiencia la luz con longitud de onda menor a 91.2 nanómetros, convirtiendo al medio interestelar en una densa cortina. Otros elementos químicos contribuyen a absorber longitudes de onda mas cortas, hasta llegar a unos 8 o 6 nanómetros (rayos X), donde el medio interestelar vuelve a ser transparente. Esto desanimó por varias décadas casi todo esfuerzo por observar el cielo en el ultravioleta extremo. Una de las excepciones fueron las sondas Voyager 1 y 2, cuyos espectrómetros ultravioletas, diseñados para el estudio de los planetas mayores del sistema solar, apuntaron varias veces a objetos brillantes de nuestra galaxia, como estrellas jóvenes, enanas blancas y cúmulos globulares. Esta y otras misiones modestas han mostrado que el medio interestelar es muy inhomogéneo, y que existen algunos “huecos” por donde es posible “asomarse”. Así, se ha identificado una región, el “hoyo de Lockman”, con muy bajo contenido de gas en la línea de visión, donde es posible observar luz ultravioleta incluso afuera de la Vía Láctea. Estos hallazgos dieron nuevas esperanzas de poder estudiar el Universo en el ultravioleta extremo con satélites como el EUVE (Extreme UltraViolet Explorer). Lanzado en junio de 1992, el EUVE realizó un mapa completo del cielo, buscando huequitos por donde asomarse, y mostrando la factibilidad de observar algunos objetos de la Vía Láctea. A pesar de estos esfuerzos, sólo unos cuantos objetos extragalácticos han sido detectados y sólo hemos podido dar unos pocos vistazos a la difícil ventana del ultravioleta extremo, que guarda celosamente muchos secretos.
Extreme Ultraviolet Explorer fue un observatorio espacial estadounidense dedicado a la observación en la porción ultravioleta del espectro, de 70 a 760 angstrom. Fue lanzado el 7 de junio de 1992 desde Cabo Cañaveral a bordo de un cohete Delta, y reentró en la atmósfera el 30 de enero de 2002. Estaba controlado desde la Universidad de California en Berkeley. Los objetivos de EUVE eran: producir un estudio de alta sensibilidad de todo el cielo en el rango entre 70 y 760 angstrom. Realizar un estudio profundo de alta sensibilidad de una porción del cielo situado sobre la eclíptica. Realizar un seguimiento espectroscópico de fuentes brillantes en el ultravioleta extremo. estudiar la evolución estelar y la población estelar local. Estudiar el transporte de energía en las atmósferas estelares. Estudiar la ionización y opacidad del medio interestelar. El estudio global del cielo fue completado en enero de 1993. EUVE, lanzado a una órbita de 528 km de altura y 28,5 grados de inclinación orbital, fue diseñado para poder ser asistido y reparado por el transbordador espacial.
Asuka
Satélite avanzado de Cosmología y Astrofísica
ASCA / Asuka / ASTRO-D
Especie: observatorio espacial de rayos-X .
Organización: JAXA
Fecha de lanzamiento: 20 de febrero de, de 1993 [1] [2] [3]
Cohete portador: M-3S-2 [2] [4]
Lugar de lanzamiento: centro espacial de Kagoshima [2]
Duración de la misión: 9 años
Objetivo de la misión: La observación del cielo en rayos X [2]
Decaimiento: 02 de marzo 2001 [1]
Designación internacional: 1993-011A
Satélite Avanzado para Cosmología y Astrofísica, también conocido por su acrónimo ASCA, como ASTRO-D y el nombre de Asuka (que significa “pájaro de vuelo”)[2][4][5], fue un observatorio espacial japonés envió 20 de febrero de 1993 por un cohete M-3S-2 desde el Centro Espacial Uchinoura.[6]
ASCA fue la cuarta misión japonesa en el campo de la astronomía de rayos X y el segundo en el que los Estados Unidos ha trabajado con algunas de las cargas de la ciencia.[6] La órbita inicial del satélite tenía una inclinación de 31.1 grados, un apogeo fue de 622 km y una perigeo de 524,6 kilometros.[3] . El 14 de julio de 2000, después de una tormenta magnética que provocó una expansión repentina de las capas superiores de la atmósfera, el satélite perdió el control de su actitud debido a la mayor fricción con las capas superiores de la atmósfera. En consecuencia, los paneles solares se detuvieron señalando el sol, produciendo una descarga de las baterías. ASCA volvió a entrar en la atmósfera el 2 de marzo de 2001 a las 5:21 UT. [1] [2] [4] [6] [7]
La NASA recibió el 15% del tiempo de observación por sus contribuciones a la misión.[2]
El objetivo era hacer observaciones de ASCA espectroscópico de energía de rayos X en la banda de entre 1 y 12 keV, especialmente la línea K de hierro. Dedicado también para obtener imágenes de la estructura de las fuentes extendidas tales como cúmulos de galaxias y los restos de supernovas. 2]
Instrumentación
ASCA tenía cuatro telescopios con un área efectiva total idéntica de 1,300 cm 2-1 keV y 600 cm 2 a entre 6 y 7 keV. La NASA ha colaborado proporcionando cuatro espejos multicapa cónica incidencia gratificación y dos detectores de conjunto de datos proporcionada por el MIT. Japón aportó la IGSPC (centelleo de gas de imágenes contadores proporcionales), contadores proporcionales Twinkle, el barco, el vehículo de lanzamiento y las estaciones de tierra.
Tenía una órbita de entre 500 y 600 km de altura con un período de 95 minutos, pesaba 420 kg y tenía un diámetro de unos 120 cm. Contaba con los siguientes instrumentos a bordo:
- Cuatro telescopios idénticos montados en un banco óptico extensible para lograr una distancia focal de 3,5 metros. Este instrumento proporcionado por la NASA. Los telescopios son una versión reducida de BBXRT telescopio que se utilizó durante la misión Astro-1 del transbordador espacial. Cada óptica es Wolter tipo 1: el radio ocurre bajo incidencia rasante se refleja primero por un espejo parabólico y un espejo hiperbólico en la extensión de la primera. Cada XRT óptica 4 consiste en 120 capas que reflejan anidados uno en el otro. El campo de visión es de 24 minutos de arco a 1 keV y 16 minutos de arco en 7 keV.
- Dos cámaras CCD ubicadas en el plano focal del telescopio y por la NASA. Cada CCD utiliza 4 chips desarrollados por los MIT 420×422 píxeles y determina la energía de radiación con una precisión de 2% para un rayo con una energía de 5,9 keV. El campo de visión de cada CCD es 22×22 minutos de arco.
- Dos contadores de centelleo proporcionales situados en el plano focal de los telescopios para determinar la energía de la radiación con una precisión de 8% para un radio de 5,9 keV y que tiene un campo óptico de 50 minutos de arco de diámetro.
La instalación nos ASCA huéspedes Observador (GOF), ubicado en el Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA en Greenbelt, Maryland, fue parte de la entonces Oficina del general Investigador Programas (OGIP) (que ahora se llama la Oficina HEASARC) en la División de Ciencias Astrofísica (TEA) .
La principal responsabilidad de los EE.UU. ASCA GOF era permitir a los astrónomos de Estados Unidos para hacer el mejor uso de la misión ASCA, en estrecha colaboración con el equipo Japonés ASCA.
Resalte la ciencia:
- Líneas generales de Fe AGN, sondeando la fuerte gravedad cerca del motor central
- Más baja que la abundancia Fe solar en el coronas de estrellas activas
- Espectroscopia de binarias interactuantes
- No térmicos rayos-X de SN 1006, un sitio de aceleración de los rayos cósmicos
- Abundancias de elementos pesados en los cúmulos de galaxias, en consonancia con el tipo de origen II supernova
ASCA es la cuarta misión espacial astronomía X desarrollado por las ISAS agencia espacial japonesa. Fue precedido por tres misiones que permitieron a los científicos e ingenieros japoneses adquieren cada vez mayor experiencia en esta área. El primer satélite lanzado en 1979 Hakucho características similares a las del satélite estadounidense Uhuru. Tenma lanzado en 1983 es el primer X satélite para el uso de centelleo proporcional de gas. Lanzado en 1987 Ginga es la primera misión japonesa de este tipo para ir internacional con inversiones en el Reino Unido y los Estados Unidos. Dos de los tres instrumentos de ASCA son proporcionados por la NASA, que a su vez recibe una parte del tiempo de observación, el 15% parte de los proyectos de los Estados Unidos y el 25% en el marco de proyectos conjuntos con el ICEA.
Características
ASCA es una observación espacial de la radiación de rayos X puede tanto tomar fotografías y realizar espectroscopia utilizando rendimiento óptico. Con un peso de 417 kg, mide 4,7 metros en el eje del telescopio y tiene una envergadura de 3,5 metros de paneles solares. Estos proporcionan una potencia eléctrica de 602 vatios. El eje 3 se estabilizó satélite y sus instrumentos se señaló con una precisión de 30 segundos de arco. Controlar la orientación se realiza mediante 4 ruedas de reacción que son dados de alta de su momento angular con tres acopladores magnéticos usando el campo magnético de la Tierra. La posición del satélite y el movimiento se determinan utilizando dos sensores de estrellas y una inercial, incluidos 4 giroscopios. Los cambios de giro están deliberadamente limitan a prevenir la incidencia de la luz solar en los paneles solares se desvíe en más de 30 ° respecto a la vertical. De hecho, el observatorio funcionando a muy baja velocidad en torno al eje que apunta hacia el Sol que tiene un momento de inercia en caso de fallo, que mantiene automáticamente los paneles solares iluminados. Los datos recogidos pueden ser transmitidos en tiempo real o almacenados en una grabadora con una capacidad de 134 megabits y se transmiten después a las estaciones terrestres. La velocidad de transmisión puede ser de entre 1 y 32,8 kilobits por segundo.
Guardar
Yohkoh
Organización: ISAS
Fecha de lanzamiento: 30 de agosto de 1991
Aplicación: Observatorio espacial (solar)
Equipo
Soft X-ray Telescope (SXT)
Hard X-ray Telescope (HXT)
Bragg Crystal Spectrometer (BCS)
Wide Band Spectrometer (WBS)
Yohkoh (ようこう rayo de sol en japonés), también conocido como SOLAR-A, fue una misión solar del Institute of Space and Astronautical Science (ISAS) de Japón en colaboración con los Estados Unidos y el Reino Unido. Fue lanzada a una órbita terrestre casi circular el 30 de agosto de 1991 por un cohete M-3S-5 desde el Centro Espacial de Kagoshima.
Llevaba cuatro instrumentos a bordo:
- Soft X-ray Telescope (SXT)
- Hard X-ray Telescope (HXT)
- Bragg Crystal Spectrometer (BCS)
- Wide Band Spectrometer (WBS)
Durante la década de 1990, fue el único telescopio de rayos X que monitorizaba la actividad solar, y que observó el ciclo entero de las manchas solares.
La misión terminó tras entrar en modo seguro durante un eclipse anular el 14 de diciembre de 2001, ya que la sonda perdió su orientación hacia el Sol. En ese momento la sonda no podía comunicar con los controladores de Tierra, luego no pudo ser reorientada. Los paneles solares dejaron de recibir radiación directa del Sol y las baterías se agotaron.
El 12 de septiembre de 2005 a las 6:16 JST, la sonda ardió en la atmósfera sobre el sur de Asia durante su reentrada.
Instrumentos cientificos
El equipo de la misión de YOHKOH incluye los cuatro dispositivos siguientes:
- Duro telescopio de rayos X (HXT) para imágenes de alta resolución de las erupciones solares en rayos X duros
- Soft telescopio de rayos X (SXT) para imágenes de alta resolución de las erupciones solares y la corona solar en rayos X blandos
- De banda ancha de rayos X, espectrómetro de rayos gamma (PEP) para la observación precisa del espectro de la radiación térmica y no térmica asociada con las erupciones solares
- Espectrómetro de cristal Bragg (BCS) para la observación precisa del plasma a alta temperatura que se genera en las erupciones solares
YOHKOH lleva estos cuatro instrumentos científicos, todos los cuales han funcionado bien y continuará a volver excelentes datos. Los dos centros de atención primaria son los telescopios de rayos X blandos y duros, y los dos instrumentos más pequeños para espectroscopia de más de una banda amplia de energía, incluyendo la espectroscopia de alta resolución de las líneas de emisión de rayos X blandos. El t
elescopio de rayos X blandos consta de un espejo pastoreo-incidencia con óptica Wolter-nariai, además de un CCD con 2,46 “píxeles. Se forma imágenes en energía fotónica 0,5-2 keV de plasmas con temperaturas en el rango de 2-20 millón K. el telescopio de rayos X duros forma imágenes en cuatro bandas de energía, 14-93 keV, con resolución de tiempo tan fina como 0,5 segundos y la resolución espacial tan pequeño como 5 segundos de arco. Este instrumento responde tanto al chorro de electrones no térmicos y de radiación térmica a partir de fuentes “súper-calientes” que se forman durante las erupciones. Los otros dos instrumentos son un conjunto de espectrómetros de cristal Bragg, con bandas espectrales que abarcan FeXXVI, FeXXV, CaXIX, y las líneas de resonancia SXV y una matriz espectrómetro de banda ancha de contadores de centelleo y contadores proporcionales. Este último se extiende rango espectral de YOHKOH en la región de rayos gamma.
Los siguientes avances en la tecnología contribuyen a darse cuenta de los cuatro instrumentos científicos anteriores.
Sistemas de bus del satélite
El satellitis tecnología de control de orientación de alta precisión se desarrolló para asegurar observaciones de imágenes de alta resolución de Yohkoh. Por otra parte, YOHKOH fue el primer satélite en Japón para incorporar cierto control del telescopio ordenador. Esta tecnología se ha utilizado en todos los satélites que siguieron YOHKOH, y el papel desempeñado por YOHKOH es grande debido a este avance.
Diseños novedosos de instrumentos científicos
Duro telescopio de rayos X de YOHKOH es un dispositivo de imagen de tipo síntesis de Fourier que emplea un colimador multi-elemento “Sudsre” (modulación), basado en una idea original. Se llevó a cabo mediante el uso de una rejilla precisa fabricado por fotograbado y un contador de centelleo de rayos X altamente estable. No hay otros medios de formación de imágenes de rayos X a energías cercanas al 100 keV, y esta tecnología para la extensión de la observación en la imagen para este rango de energía ha sido de gran prestigio.
Por otra parte, el telescopio de rayos X blandos utiliza un CCD de rayos X para el detector de plano focal de a bordo, lo que demuestra la viabilidad de dicho dispos
itivo.
Tecnología de la nave espacial
YOHKOH pesa 390 kg, con dimensiones físicas de 2 m (longitud) x 1 x 1 m. Su sistema de energía genera 560 W de potencia de pico, y almacena los datos en un registrador de datos de la burbuja 80 Mb, la transmisión de telemetría tanto a Kagoshima Centro Espacial de la NASA y de DSN para proporcionar una cobertura casi continua de la observación. YOHKOH tiene el control de altitud de 3 ejes con la estabilidad de segundos de arco, lo que permite tiempos de exposición largos con un telescopio de rayos X blandos.
Sol en rayos-x por Yohkoh. Fuente: Wikipedia
Tanto los telescopios de rayos X duros y blandos tienen que hace época rendimiento en términos de resolución espacial y temporal, bandas de energía cubiertos, etc., en comparación con los equipos de imagen anterior del mismo tipo. Ambos espectrómetros, que fueron instalados como equipo complementario, fueron diseñados y fabricados para hacer observaciones complementarias de un único objeto de observación, es decir, bengalas solor, y los datos de observación resultante ha hecho posible el análisis y estudio de las erupciones solares multifacética y cuantitativa. Este programa ha producido de este modo grandes resultados científicos.
Telescopio de rayos X blandos de la YOHKOH fue fabricado en cooperación entre Japón y los EE.UU.; el espectrómetro de Bragg se fabricó mediante la cooperación de Japón, los EE.UU. y el Reino Unido. El principio fundamental de esta cooperación internacional fue el diseño y fabricación conjunta distribuida. Con respecto a la operación de satélites, las responsabilidades se dividen entre Japón, los EE.UU. y el Reino Unido, para aprovechar las fortalezas de cada participante. análisis de los datos de observación también está llevando a cabo mediante la cooperación internacional. Después de un cierto período de tiempo después de la adquisición (en la actualidad un año), los datos se dan a conocer en su totalidad por lo que los científicos fuera del equipo también pueden hacer uso de los datos de YOHKOH. El alcance de dicha utilización se extiende claramente más allá del marco de Japón, los EE.UU. y el Reino Unido.
Para investigar actividades solares, observaciones simultáneas en diferentes longitudes de onda de observación son de crucial importancia. YOHKOH sigue produciendo observaciones de rayos X marca época, como se describió anteriormente, y ha jugado un papel importante en la construcción de una red de observación mundial, haciendo hincapié en la cooperación en las observaciones nacionales e internacionales basadas en el espacio y basado en tierra.
ELEMENTOS QUÍMICOS
Se dispone una tabla, con los elementos químicos, y unos pocos datos más relevantes, ya que al existir tantos, la inclusión de muchos sería casi interminable.
La densidad se indica en: gr/cm3, o kg/dcm3.
Las temperaturas están en grados centígrados: Co.
En los isótopos, se indica primero los estables, y luego los inestables.
Los últimos elementos de la tabla, no existen en la naturaleza, se obtienen de forma artificial, y su periodo de vida es muy pequeño, por lo que sus propiedades son muy difíciles de obtener, la gran mayoría se desconocen, y otras son apreciaciones, estas están marcadas con un *.
Todos los datos son a fecha de 2016.
|
Al Rajajil
Piedras de Al Rajajil
Site Name: Al Rajajil 
Country: Saudi Arabia Type: Standing Stones
Nearest Town: Sakaka Nearest Village: Al Jauf
Latitude: 29.970300N Longitude: 40.208600E
NOTA: La ubicación dada es para la ciudad de Sakaka, se necesita información más precisa.
Al-Rajajil, que se puede traducir como los hombres, es un lugar cercano al antiguo oasis de Sakaka en la provincia de Yauf, al noroeste de Arabia Saudí. Allí se encuentra el monumento megalítico que se conoce como el Stonehenge de Arabia Saudí. Son una serie de piedras erigidas por el hombre, que por ahora guardan tantas o más incógnitas que el británico.
Al Rajajil Standing Stones en Arabia Saudita. En el desierto del norte, Al-Rajajil es una llanura estéril con grupos de piedras de pie que se cree que tienen más de 5.000 años de antigüedad. Las piedras delgadas altas, de hasta 10 pies de alto, tienen inscripciones Thamudic y se alinean al amanecer ya la puesta del sol.
Son un poco de un misterio y junto con los fragmentos de la cerámica y las tallas rocosas cercanas hacen el área un imán para los arqueólogos.
“Las piedras erigidas se localizan en 040.13.199 longitud y 29.48.664 latitud, 5 kilómetros al sur del centro administrativo de Garah… El sitio está en la tierra alta que pasa por alto una gran área de bajo nivel al norte. Y el sitio actual tiene un área de aproximadamente 300 m × 500 m con una extensión en el oeste, donde hay una serie de grupos separados de piedra en el sitio principal.
Durante el Calcolítico o Cobre, Edad, aproximadamente 6.000 años atrás, la población de al-Jawf erigió laboriosamente 54 gr
upos de pilares de piedra cuadrados, algunos de los cuales midieron hasta 3 m (9’6 “) de altura llamados al- Rajajil (“los hombres”) hoy en día, algunas ya derribadas por el paso del tiempo, que a primera vista no parecen tener una disposición sistemática sino aleatoria. Sin embargo los investigadores han constatado que poseen un alineamiento con el amanecer y el atardecer, en lineas que van de Este a Oeste.
¿Eran puntos de referencia antiguos sofisticados para las rutas de comercio o algún tipo de un antiguo observatorio astronómico?
Situadas en una ladera solitaria, las piedras de Rajajil, a veces se conocen como los “hombres de pie”, o “piedras de pie”. Fueron erigidos por la gente antigua que vivió en esta región de la península hace más de 6.000 años.
Hay 54 grupos de pilares de piedra. Cada grupo contiene de dos a 19 pilares. Como grupo, hay más de 30 pilares alineados que pesan más de 5 toneladas cada uno.
Algunas de las piedras se elevan a más de 3 metros y medio de altura, mientras que otras no superan los 50 centímetros. Se cree que éstas más cortas serían los restos de las que habrían terminado por romperse, bien por efecto de la erosión o de la mano del hombre a lo largo de los años. Su espesor es de aproximadamente 75 centímetros de media, y en algunas aparecen textos grabados en lengua tamúdica que todavía no han podido ser descifrados. Las más grandes pesan unas 5 toneladas.
Es posible que estas inscripciones sean posteriores a la erección de los pilares, ya que inscripciones del mismo tipo, de los siglos IV a.C. al III d.C. han sido halladas a lo largo del desierto arábigo y la península del Sinaí. Se trata de un dialecto pre-islámico atribuido erroneamente al pueblo Thamud, con el cual no tiene ninguna relación.
Una vista aérea de estos cúmulos
de piedras erguidas de tres metros de altura revela que las piedras parecen estar dispersas al azar y, sin embargo, se han organizado en grupos de cuatro o más de una manera curvada y unidas en la base. Se asemeja a una alineación al amanecer y al atardecer.
Muchos de estos monumentos antiguos han caído y otros se inclinan en extraños ángulos aleatorios.
La leyenda local dice que las piedras de Rajajil representan una tribu perdida, un grupo de personas castigadas por Dios por su infidelidad. Los arqueólogos, por otro lado, sugieren que los pilares han sido colocados con el fin de medir el movimiento de los planetas y las estrellas.
En 1977, excavaciones arqueológicas en la base de un conjunto de pilares reveló una variedad de herramientas de piedra como puntas de flecha y alas, pero no los huesos de los animales de sacrificio, las ofrendas y bienes de sepult
ura.
Hay un gran número de sitios de ocupación humana en la provincia de Jouf que se remontan a las edades del Paleolítico inferior con inscripciones antiguas en Thamudic (antigua escritura árabe) y nabateos.
Al parecer, las piedras misteriosas de Rajajil no tenían ningún significado religioso. Lo que si es seguro es que se trata de los monumentos humanos más antiguos de la península Arábiga.
Un gran número de sitios antiguos con huellas de la ocupación humana en la región se remonta al período paleolítico inferior y se han descubierto muchas inscripciones antiguas en Nabateo y Thamudic (un antiguo dialecto árabe septentrional conocido de inscripciones preislámicas dispersas a través del desierto árabe Y el Sinaí).
El área donde están situadas las piedras representa el punto de conexión entre varias de las antiguas carreteras comerciales que conectan la Península Arábiga, Mesopotamia Egipto y Siria.
Las piedras de Rajaj
il son un misterio arqueológico; Nadie sabe por qué están allí.
Una de las teorías propuestas es que se trataba de un lugar de culto, con tumbas y enterramientos. Sin embargo ningún objeto de carácter religioso, ni restos humanos fueron encontrados en la zona durante las excavaciones realizadas hace unos 30 años. Ta
mbién se apunta a la posibilidad de que fueran marcas para señalar caminos o direcciones, e incluso, al igual que ocurre con Stonehenge, podrían desempeñar alguna función en la observación de fenómenos celestes.
Lo que si parece claro es que el lugar era un cruce de caminos entre la ruta que iba de Yemen a Mesopotamia y la que conectaba la península arábiga con Egipto, por lo que la teoría de que sean indicadores de direcciones no es tan descabellada.
Poco más se sabe acerca de este monumento megalítico, del que no se ha realizado un estudio en profundidad, por lo que las incógnitas de quien lo construyó y para qué siguen estando en el aire. Eso sí, es uno de los lugares turísticos más famosos de Arabia Saudí.
Las cuatro piedras de la esquina del antiguo Egipto y Arabia
Hay un intento “esotérico”, de relacionar las piedras de All Rajajil, con otras de Egipto, etc, de gran importancia como: la piedra Rosetta, Nabta Playa, etc., mediante ciertas triangulaciones, se adjuntan algunas imágenes, como curiosidad.
A continuación se muestra una imagen de Google Earth en la que muestro cómo esas mismas cuatro piedras de esquina están representadas por piedras (megalitos) en Al Rajajeel:
Como se representa por las piedras permanentes (megalitos) en Al Rajajeel
A continuación se muestra una imagen de Google Earth en la que muestro cómo se hizo la triangulación real, con dos “lazos” presuntamente triangulados de la triangulación marcada por nosotros en los círculos azules.
La triangulación de las cuatro piedras angulares del antiguo Egipto y Arabia cita a Surveyors.com: “La técnica de levantamiento de tierra de triangulación usa series de triángulos conectados que se unen y se superponen entre sí, y desde los ángulos se pueden medir desde estaciones determinadas. La técnica más comúnmente utilizada de la encuesta de la tierra y es también muy eficiente como itminimizes el número de la medida que necesita ser hecha. “
Las distancias entre las cuatro piedras de la esquina en el suelo en Al Rajajeel son así simplemente fracciones de la distancia real entre las piedras de la esquina y los lados de la triangulación Al-Rajajil de cuatro esquinas. Se ejecutan una longitud promedio de alrededor de 0,08 millas entre las esquinas utilizando la regla de medición en Google Earth.
Compton
El Observatorio de Rayos Gamma Compton (en inglés: Compton Gamma Ray Observatory, CGRO) fue el segundo de los Grandes Observatorios de la NASA, después del Telescopio Espacial Hubble, siendo lanzado el 5 de abril de 1991 a bordo de la lanzadera espacial Atlantis misión STS-37. El nombre de este observatorio es un homenaje al físico estadounidense Arthur Holly Compton, ganador del premio Nobel por su trabajo en el campo de la física de los rayos gamma.
Fue la mayor carga destinada a la astrofísica que había volado en ese tiempo. Tras superar con creces el tiempo de vida que se le suponía (cuatro años) falló uno de sus giroscopios, por lo que la NASA se vio obligada a estrellarlo controladamente sobre el Océano Pacífico. El CGRO ardió en la atmósfera el 4 de junio de 2000.
El Observatorio estaba al cargo del Laboratorio de Jato-propulsión (JPL) de la NASA, situado en el estado de California, bautizado inicialmente como Gamma Ray Observatory (GRO). Compton medía 9,1 metros por 4,6 metros, pesaba cerca de 17 toneladas y fue la carga más pesada lanzada al espacio por la NASA.
Concepción artística de Comptom en funcionamiento.
La misión del CGRO era la de estudiar las radiaciones más energéticas del espectro electromagnético entre 20 keV y 30 GeV, para lo cual disponía de los siguientes instrumentos, ordenados de menor a mayor energía cubierta en el espectro:
- Burst And Transient Source Experiment (BATSE)
- Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE)
- Imaging Compton Telescope (COMPTEL)
- Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET)
De todos estos cuatro instrumentos, el mayor y el más sensible de todos era el telescopio de rayos gamma EGRET. Su gran tamaño era debido a necesidad de captar un correcto número de partículas de rayos gamma, que inciden sobre el detector. Como el número de fótons de rayos gamma es muy más pequeña que el número de fótons óptico, de ahí la necesidad que el detector fuera grande para registrar un número razonable de rayos gamma, en un determinado periodo de tiempo.
Compton detectó más de 2.600 explosiones de rayos gamma, indicando que este es un fenómeno que ocurre por todo el Universo. Compton descubrió centenares de fuentes desconocidas de rayos gamma, incluyendo 30 objetos celestes exóticos. Detectó emanaciones de rayos gamma de agujeros negros, de estrellas que explotan y de nuestro propio Sol.
Uno de los grandes éxitos del CGRO fue el descubrimiento de fuentes de rayos gamma en la tierra, relacionadas con nubes de tormenta.
Organización NASA
Estado Retirado
Fecha de lanzamiento 5 de abril de 1991
Reingreso 4 de junio de 2000
Vida útil 9 años
Aplicación Observatorio espacial
Tipo de órbita Circular
El viernes 24 de marzo oficiales de la NASA anunciaron la decisión de dar por terminada la misión del Observatorio Espacial Compton de rayos gamma (o CGRO por Compton Gamma-ray Observatory) y empezar preparativos para destruir la nave en una entrada controlada en la atmósfera terrestre. Esto ocurrirá no antes del primero de junio del presente, poco mas de nueve años después del lanzamiento del CGRO realizado en abril de 1991. El CGRO es, junto con el telescopio espacial Hubble y el observatorio de rayos X Chandra (originalmente llamado AXAF), uno de los grandes observatorios espaciales que la NASA planeó durante los años setentas y ochentas. El cuarto -y último- de estos observatorios es el satélite infrarrojo STIRF (Space Telescope InfraRed Facility), aún en construcción.
El observatorio espacial CGRO lleva a bordo cuatro telescopios de rayos gamma diseñados con propósitos específicos. El telescopio BATSE, diseñado para monitorear todo el cielo en forma continua, detectó más de 2500 estallidos de rayos gamma (“gamma-ray bursts”), de los cuales se habían detectado 300 anteriormente. Los datos de BATSE mo
straron que estos estallidos no se dan en nuestra galaxia -como se creía anteriormente- sino que se trata de objetos situados a enormes distancias, siendo los eventos mas violentos del Universo, explosiones que en un segundo liberan tanta energía como la que emite una estrella como el Sol a lo largo de miles de millones de años. El segundo de los instrumentos a bordo del CGRO, OSSE mostró que en el centro de nuestra galaxia se crea continuamente antimateria. Los datos del telescopio COMPTEL dieron lugar a mapas que muestran donde se producen en nuestra galaxia isótopos radioactivos de elementos como el aluminio o titanio. Por su carácter radioactivo, estas especies desaparecen en tiempos relativamente cortos, por lo que los mapas de COMPTEL nos dicen donde se han creado nuevos elementos en nuestra galaxia, ya sea en explosiones de supernova o en estrellas de alta masa. Finalmente, el telescopio EGRET observó todo el cielo en busca de fuentes de rayos gamma de alta energía, dejando como legado un catálogo con mas de doscienta setenta fuentes. EGRET descubrió que las galaxias activas son fuentes celestes de rayos, mostrando frecuentemente violentas ráfagas de emisión. Además confirmó que los pulsares, pequeñas estrellas en rápida rotación y con poderosos campos magnéticos, son fuentes de rayos gamma, mostrando que en algunas ocasiones esta se da sin emisión en radio (como en el caso del alguna vez enigmático objeto “Geminga”). Pero la mayor parte de las fuentes descubiertas por EGRET no han podido ser identificas, siendo su naturaleza un misterio que algunos astrónomos intentan descifrar en la actualidad.
Imagen obtenida por el instrumento EGRET
La decisión de dar por terminada la misión de CGRO se debió en buena medida a la falla de uno de sus tres giróscopos. Cuando fue puesto en órbita por el transbordador espacial, con sus 17 toneladas, el CGRO era el satélite astrofísico mas pesado. Este es uno de los factores que decidieron la suerte del CGRO. A pesar de que tres de los cuatro telescopios funcionan adecuadamente, los sistemas de propulsión del observatorio Compton no tienen suficiente combustible como para colocarlo en un órbita mas alta que la actual, a 500 kilómetros de altura. En esta órbita la débil, pero persistente, fricción que ejerce la atmósfera terminará por hacerlo entrar a la atmósfera. A diferencia de la mayor parte de los satélites, el Compton es demasiado pesado para quemarse por completo en la atmósfera y fragmentos del satélite alcanzaran el suelo. Los responsables de la NASA decidieron hacer que la entrada a la atmósfera se hiciera en forma controlada. Se dirigirá la nave hacia el pacífico Sur a unos cuatro mil kilómetros al Sureste de Hawaii. Mientras que la mayor parte del satélite se quemará, la mayor parte de los pedazos que lleguen al mar, cayendo dispersados en una zona de área un poco mayor a la del estado de Puebla, serán mas pequeños que un chicharo, excepto los de metales resistentes al calor -como el titanio- que podrían tener tamaños peligrosamente grandes. Por este motivo se decidió efectuar la maniobra de manera controlada y dirigida a una zona despoblada del Oceano Pacífico.
Así, en unos cuantos segundos las 17 toneladas del observatorio Compton se consumiran casi por completo, dando por terminada la década en que se abrió una de las últimas ventanas al Universo. No será antes del año 2005 cuando sea puesto en órbita GLAST, el próximo observatorio de rayos gamma.
Debe estar conectado para enviar un comentario.