John Holtum
John Holtum
Nacido el 29 de octubre de 1845 en la ciudad danesa de Haderslev, John Holtum llevó una vida relativamente sin incidentes hasta finalmente alistarse como un mariner
o a los 15 años. Su trabajo en la cubierta y en los astilleros esculpió el físico muscular que sería conocido. Con el tiempo, Holtum encontró su camino a California y después de una serie de trabajos de trabajo manuales temporales pesados encontró trabajo en San Francisco como un hombre fuerte profesional. Allí, él aprendió y practicó las hazañas básicas que la mayoría de los hombres fuertes.
No fue hasta que Holtum volvió a Europa en 1870, que se aferró a la idea de coger una bala de cañón.
John Holtum, era un hombre fuerte de Dinamarca que actuó en multitud de ciudades de todo el mundo mediante el perfeccionamiento de la captura bala de cañón. Con Holtum en un lado del escenario y un cañón por el otro, un asistente le disparará una bola de cincuenta libras que Holtum atrapado con las manos enguantadas y el pecho. La hazaña requiere inmensa fuerza, nervios de acero y reflejos rápidos como rayos. Algunos escépticos cuestionaron la legitimidad de su acto, pero se convencieron después Holtum los trajo al escenario para una demostración. Holtum apareció en la Europa Libre y fue un gran éxito en los EE.UU. también. Dato curioso: el primer intento de Holtum para atrapar la pelota, dio lugar a que perdiera tres dedos. Holtum ofreció 3000 francos a cualquiera que quisiera realizar una hazaña similar, pero nadie se lo cargó en su desafío.
Los expertos que Holtum le pidió le dijeron que no podía hacerse y sus primeros intentos parecían apoyar esas afirmaciones y sus experimentos casi le quitaron la vida. Después de dos años de entrenamiento y contra todas las probabilidades Holrum perfeccionó la hazaña, y desde entonces su fortuna y reputación se hicieron.
Fue una hazaña que requirió una inmensa fuerza, nervios acerados y reflejos rápidos. Fue una proeza que nunca dejó de aturdir a los testigos. Un asistente cargaría la bala de cañón en un cañón de regulación en un lado del escenario y después de una explosión ensordecedora la pelota volaría directamente hacia Holtum. Usando sólo un par de guantes resistentes y una almohadilla en el pecho para una protección mínima, Holtum trataría de atrapar el proyectil con sus manos. Tan pronto como Holtum capturó la bala de cañón, la lanzaría rápidamente al suelo. Había aprendido desde el principio que la pelota quemaría su carne si no fuera liberada inmediatamente.
¿Había trucos involucrados? Quizás. Tal vez la carga de la pólvora era mucho menor de lo que habría sido utilizado en la batalla. Tal vez el balón era más ligero de lo que se decía o tal vez era completamente hueco. Tales reclamos fueron hechos por el público, sin embargo Holtum ofreció 3000 francos a cualquier persona que podría realizar una hazaña similar y nadie 
asumió nunca el desafío. El truco era desafiante a la muerte y sólo Holtum se atrevió a enfrentar al Grim Reaper.
El hombre fuerte nacido en Dinamarca continuó atrayendo multitudes dondequiera que él realizó y su fama siguió creciendo. Su encanto, su físico y sus modos de desafiar a la muerte hicieron que Holtum fuera algo de sexo-símbolo. En París, un grupo de fans solicitó la prohibición de su actuación. Temían que sus Adonis se encontraran con una muerte temprana – o peor – que su cuerpo hermoso sería mutilado.
Con el tiempo, Holtum decidió retirarse de las travesuras del hombre fuerte. Se casó con una hermosa amazona y se estableció en Inglaterra donde vivió en consuelo considerable hasta que murió pacíficamente de causas naturales en 1919.
Chandra
El Observatorio Chandra de rayos-X o CXC por su acrónimo en inglés,1 es un satélite artificial lanzado por la NASA el 23 de julio de 1999. Fue llamado así en honor del físico indio Subrahmanyan Chandrasekhar, uno de los fundadores de la astrofísica, quien determinó la masa límite a la que las enanas blancas se convierten en una estrella de neutrones. Además, Chandra significa “luna” en sánscrito.
El Observatorio Chandra es el tercero de los Grandes Observatorios de la NASA. El primero fue el Telescopio Espacial Hubble, el segundo fue el Observatorio de Rayos Gamma Compton, lanzado en 1991 y ya desintegrado, y el último fue el Telescopio Espacial Spitzer. Antes del lanzamiento el Observatorio Chandra era conocido como AXAF por las siglas en inglés de Advanced X-ray Astronomical Facility.
Como la atmósfera terrestre absorbe la mayoría de los rayos X, los telescopios convencionales no pueden detectarlos y para su estudio se hace necesario un telescopio espacial.
En 1976 Riccardo Giacconi y Harvey Tananbaum propusieron a la NASA la idea del Observatorio Chandra, empezando los trabajos preliminares en el Marshall Space Flight Center. Mientras tanto, en 1978, la NASA lanzó el primer telescopio espacial de rayos X, el Einstein (HEAO-2).
A pesar de ello el trabajo en el proyecto Chandra continuó adelante durante las décadas de 1980 y 1990, pero en 1992 se rediseñó la nave para reducir costes. Se eliminaron cuatro de los veinte espejos de los que iba a disponer el observatorio, y se le calculó una órbita elíptica con la que alcanzaría la tercera parte de la distancia a la luna. Esto eliminó la posibilidad de reparaciones desde el transbordador espacial, en caso de averías, pues en su posición más lejana (apogeo) está situado a 135.000 km de la Tierra, 200 veces más alto que el Hubble; y en la posición más cercana (perigeo) queda a 14.000 km sobre el nivel del mar.
Fue lanzado por el transbordador Columbia (STS-93) siendo la carga más pesada que había puesto nunca en órbita la lanzadera hasta el momento.
Chandra puede observar el cielo en rayos X con una resolución angular de 0,5 segundos de arco, mil veces más que el primer telescopio orbital de rayos X.
El Observatorio de rayos X Chandra lleva los siguientes instrumentos:
- Advanced CCD Imaging Spectrometer (ACIS)
- High Resolution Camera (HRC)
- High Energy Transmission Grating Spectrometer (HETGS)
- Low Energy Transmission Grating Spectrometer (LETGS)
Entre otros objetos ha servido para el estudio de RCW 86, resto de la supernova SN 185.
Su espejo primario tiene 1,22 metros de diámetro. Al comienzo se proyectó con 20 espejos que, al final se quedaron en 4.
Su periodo orbital es de 64 horas 12 minutos.
En los 10 años que lleva operativo, el Chandra-X ha tenido una importante influencia en la astrofísica del siglo XXI.
Con su incomparable posibilidad de captar imágenes de muy alta resolución ha facilitado enormemente la investigación de los fenómenos espaciales, desde el estudio de los cometas hasta la solución de planteamientos cosmológicos.
Los nuevos descubrimientos astronómicos se van produciendo a un ritmo creciente, gracias a las imágenes de centenares de objetos celestes observados.
Se ha conseguido comprobar la geometría del espacio-tiempo alrededor de los agujeros negros, la existencia de materia oscura y la confirmación de la existencia de energía oscura.
Los Rayos X tienen longitudes de onda extremadamente cortas (entre 0,1 y 10 nanómetros), solamente son más cortas las longitudes de los mortíferos rayos gamma (0,01 nanómetro). Las longitudes de ondas visibles se distribuyen ent
re 380 y 780 nanómetros.
Chandra está diseñado para observar rayos X provenientes de regiones del universo altamente energéticas, tal como los restos de la explosión de una estrella. Las dos imágenes de los restos de una supernova en la Nebulosa del Cangrejo y su pulsar asociado, mostradas abajo, ilustran cómo una alta resolución puede revelar nuevos e importantes rasgos en los fenómenos espaciales conocidos.
La imagen de la izquierda proviene del Captador de Imágenes de Alta Resolución (High Resolution Imager) instalado en el satélite Rontgen (Rontgensatellite), cuyo acrónimo es Rosat, el observatorio con la mejor capacidad de obtención de imágenes antes del Chandra. La imagen de la derecha, tomada por el instrumento Advanced CCD Imaging Spectrometer (ACIS), montado en el Chandra, tiene aproximadamente cincuenta veces mejor resolución que la imagen de la derecha. En la imagen tomada por el Chandra, nuevos detalles (anillos y chorros en la región que circunda al pulsar) proveen valiosa información para entender cómo este pulsar transmite energía a la nebulosa.
Nebolusa del Cangrejo – Chandra – Crédito: NASA/CXC/SAO
El Observatorio posee tres partes principales: (1) el telescopio de rayos-X, cuyos espejos enfocan los rayos-X desde los cuerpos estelares; (2) los instrumentos científicos, que registran los rayos-X en forma de imágenes que pueden ser analizadas posteriormente; y (3) la nave espacial, que provee el medio de soporte propicio para que el telescopio y los instrumentos puedan funcionar.
La inusual órbita del Chandra fue alcanzada, después del despliegue del satélite, gracias a un sistema de propulsión que posicionó al observatorio en una órbita a
lta alrededor de la Tierra. Esta órbita, que posee la forma de una elipse, hace que el satélite recorra una distancia equivalente a un tercio del camino a la Luna antes de aproximarse nuevamente a la Tierra. La menor distancia que el Chandra toma con respecto a la Tierra es de 16.000 kilómetros (9.942 millas). El tiempo necesario para completar esta órbita es de 64 horas y 18 minutos.
El 85% de la órbita del satélite queda situada más allá de los cinturones de partículas cargadas (los cinturones de Van Allen) que rodean a la Tierra. Entonces, sesiones de observación tan extensas como 55 horas son posibles; haciendo que el porcentaje útil de trabajo del Chandra sea mucho mayor que el obtenible en una órbita baja de unos pocos de cientos de kilómetros, como las usadas por la mayoría de los satélites.
Las organizaciones con mayor participación en el proyecto Chandra son las siguientes:
Coordinación y Gerenciamiento General del Programa:
Centro Espacial Marshall, dependiente de la NASA
Contratista Principal:
TRW (ahora NGST)- Construcción e Integración de Naves Espaciales
Subcontratistas Principales:
Raytheon Optical Systems – Maquinado y Pulido de Espejos
Optical Coating Laboratories, Inc. – Recubrimiento y Limpieza de Espejos
Eastman Kodak Corporation – Ensamblado de Espejos
Ball Aerospace and Technology Corp. – Módulo de Instrumentos Científicos
Instrumentos Científicos:
Advanced CCD Imaging Spectrometer (ACIS) – Instituto Tecnológico de Massachusetts (MIT) y Universidad Estatal de Penn
High Resolution Camera (HRC) – Observatorio Astrofísico Smithsonian (SAO)
High Energy Transmission Grating – MIT
Low Energy Transmission Grating – Instituto Holandés de Investigación Espacial y el Instituto Max Planck de Alemania.
Científicos del Telescopio:
Dr. Leon VanSpeybroeck, SAO
Equipo de Soporte de la Misión:
SAO
Centro de rayos-X Chandra:
SAO (con personal del MIT y NGST)
Soporte Científico
Centro de Control de Operaciones
El Centro de Rayos-X Chandra está localizado en Cambridge, Massachusetts, en el Observatorio Astrofísico Smithsonian y su personal está integrado por gente del SAO, el MIT y NGST. El Dr. Harvey Tananbau
m es el director del Centro. El equipo de Soporte Científico (Science Support) es responsable del planeamiento de la misión y las operaciones científicas. El Centro de Control de Operaciones dirige el vuelo del satélite, ejecuta el plan de trabajo del observatorio, y recibe los datos científicos desde el observatorio.
Imagen de un pulsar desde el Chandra
Chandra comenzó una exploración de las turbulentas y calientes regiones del espacio con imágenes 25 veces más nítidas que las anteriores imágenes de rayos-X. El ejemplo de más abajo ilustra cómo Chandra permite a los astrónomos estudiar 
el proceso por el cual chorros de materia son ejectados desde agujeros negros supermasivos en las densas regiones centrales de las galaxias.
La increíble sensibilidad del Chandra puede hacer posible estudios más detallados de agujeros negros, supernovas y materia oscura, e incrementar nuestro entendimiento del origen, evolución, y destino del universo.
Cúmulo galáctico 3C438 fotografiado por el Chandra-X
El Observatorio de Rayos X Chandra (anteriormente conocido como AXAF) fue construido con objeto de hacer una búsqueda de alta resolución de la incidencia de rayos X, para realizar observaciones astrofísicas en el rango de energía desde 0,09 hasta 10,0 keV. Los objetivos científicos principales de la misión fueron determinar la naturaleza de los objetos celestes desde las estrellas normales a los cuásares, para comprender la naturaleza de los procesos físicos que tienen lugar en ellos y entre los objetos astronómicos, y estudiar en general, la historia y evolución del universo. Las observaciones se harán mediante los rayos X procedentes de regiones de alta energía, tales como los restos de supernovas, pulsares de rayos X, agujeros negros, estrellas de neutrones, y cúmulos galácticos calientes.
AMS-01
Alpha Magnetic Spectrometer
3 de junio de 1998: el transbordador Discovery espacio de carga visto desde el MIR (STS-91 fue el último vuelo del programa de traslado / MIR). AMS-01 es la pequeña caja cuadrada en la parte trasera. [Imágenes de la NASA / Roscosmos]
El AMS-01 volaría finalmente en 1998 durante la STS-91 Discovery, la última misión de un transbordador a la estación espacial rusa Mir.
A detail view of the AMS-01 module (center) mounted in the shuttle payload bay for the STS-91 mission.
Un prototipo del AMS designado AMS-01, una versión simplificada del detector, fue construido por el consorcio internacional bajo dirección de Ting y volado al espacio a bordo the Space Shuttle Discovery on STS-91 en junio de 1998. Al no detectar ninguna antihelium el AMS-01 estableció un límite máximo de 1.1 × 10−6 para el antihelium relación de flujo de helio [15] y demostró que el concepto de detector trabajó en el espacio. Esta misión de la lanzadera fue el último vuelo de transbordador a la Mir Space Station.
Detalle del AMS-01 (NASA).
En 1999, luego del vuelo exitoso del prototipo AMS-01, el costo total del programa AMS fue estimado en 33 millones de dólares, con el AMS-02 siendo enviado hacia la ISS en 2003.11 Sin embargo, debido al accidente del transbordador espacial Columbia en 2003, y luego de un cierto número de problemas técnicos con la construcción del AMS-02, la estimación del costo del programa escaló hasta los 1.500 millones de dólares.12
El elevado costo del proyecto fue duramente criticado durante el período en el cual el vuelo para llevarlo al espacio había sido cancelado.5
El experimento AMS-01 fue construido alrededor de un imán cilíndrico permanente construido con 6.000 pequeños bloques de NdFeB. Ha sido el primer espectrómetro magnético grande jamás operado en el espacio.
Los subdetectores instalados en AMS-01 fueron: silicio del detector, para medir el signo de la carga y el impulso de las partículas cargadas del Tiempo de Vuelo, para medir la velocidad de las partículas cargadas y para proporcionar el gatillo del experimento Un sistema Anticounter, a las partículas que atraviesan el veto espectrómetro pero que cruzan las paredes de imán Un detector Cherenkov umbral, para separar una baja velocidad de las partículas de alta velocidad
Durante la misión de 10 días, el AMS-01 recoge cerca de 80 M de disparadores, que fueron analizados fuera de línea después del retorno a tierra. Los resultados del análisis de estos datos, donde publicados en una serie de artículos más citados, incluyendo un informe de Física:
- The Alpha Magnetic Spectrometer (AMS) on the International Space Station: Part I – results from the test flight on the space shuttle. By AMS Collaboration (J. Alcaraz et al.). Physics Reports 366: 331–405, 2002. 74pp.
- Search for anti-helium in cosmic rays. By AMS Collaboration (J. Alcaraz et al.). Feb 2000. 18pp. Phys.Lett.B 461:387-396, 1999.
- Helium in near Earth orbit. By AMS Collaboration (J. Alcaraz et al.). Nov 2000. 10pp. Phys.Lett.B 494:193-202, 2000. 9pp.
- Cosmic protons. By AMS Collaboration (J. Alcaraz et al.). 2000. 8pp. Phys.Lett.B 490:27-35, 2000.
- Leptons in near earth orbit. By AMS Collaboration (J. Alcaraz et al.). 2000. 13pp. Phys.Lett.B 484:10-22, 2000, Erratum-ibid.B495:440, 2000.
- Protons in near earth orbit. By AMS Collaboration (J. Alcaraz et al.). Feb 2000. 19pp. Phys.Lett.B 472:215-226, 2000.
- A Study of cosmic ray secondaries induced by the Mir space station using AMS-01. By AMS-01 Collaboration (M. Aguilar et al.). Jun 2004, 18pp. Nucl.Instrum.Meth.B234:321-332, 2005.
- Cosmic-ray positron fraction measurement from 1 to 30-GeV with AMS-01. By AMS-01 Collaboration (M. Aguilar et al.). Jun 2004, 18pp. Phys.Lett.B646:145-154, 2007.
El AMS-01 en la bodega del Discovery en 1998 (en la parte inferior) (NASA).
El detector AMS-01 se basa en un imán Ne-Fe-B permanente con una fuente de análisis de 0,15 m2 T que contiene 4 de los 6 capas del seguidor de silicio y los contadores de centelleo del sistema anticoincidence. Cada plano de seguimiento da una medida de 2 coordenadas (x, y) con una resolución de 30 (x) y 10 micras (y) y de deposición de energía, dando así el movimiento de la partícula y la carga
El gatillo está dada por el tiempo de si
stema de vuelo (TOF), que además mide la velocidad de las partículas de desplazamiento y su carga. En combinación con las mediciones de seguimiento, esto permite la determinación de la masa de la partícula.
El detector se completa con un contador Cherenkov umbral, por debajo del imán, para mejorar la separación entre los electrones y los protones hasta 3,5 GV.
Hafþór Júlíus Björnsson
Hafþór Júlíus Björnsson (n. en Reikiavik, 26 de noviembre de 1988) es un Atleta de fuerza profesional, actor y ex jugador de Baloncesto islandés. Es mejor conocido por interpretar a Ser Gregor Clegane “La Montaña” en la serie de la HBO, Juego de tronos1.
Hafþór nació en Reikiavik, Islandia. Comenzó su carrera como jugador de baloncesto, hasta que una lesión grave en la rodilla a los 20 años lo obligó a dejarlo. En 2011, Hafþór compitió para ser “El hombre más fuerte del mundo“, pero quedo en 6°lugar. En 2012, 2013 y 2015, Hafþór volvió a competir quedando en 3°lugar, y finalmente en 2014, quedó en 2°lugar perdiendo contra Žydrūnas Savickas. También participó en otras competiciones como: Arnold Strongman Classic, El hombre más fuerte de Europa, Strongest Man in Iceland, Gia
nts live, Strongman Champions League, El hombre más fuerte de Islandia, Iceland’s Strongest Viking, Westfjord’s Viking y OK Budar Strongman Championships, quedando muchas veces en 1°lugar.
El 1 de febrero de 2015, Hafþór rompió un récord de levantamiento de pesas vigente superando al vikingo más poderoso en la historia de Islandia, Ormur hinn sterki Stórólfsson, quién había hecho el mismo récord hace más de 1000 años sosteniendo sobre su espalda un mástil de un barco hasta que su columna vertebral se rompiera bajo el aplastante peso.
En 2013, Hafþór también fue elegido para el papel de Ser Gregor Clegane “La Montaña” en la serie de la HBO, Game of Thrones. Este fue el primer papel de Hafþór en la actuación, y el tercer actor para interpretarlo después de que Conan Stevens lo hiciera en la temporada 1, e Ian Whyte en la temporada 22.
Personal r
ecords
- Squat – 380 kg (795 lbs) raw[15]
- Bench press – 230 kg (510 lbs) raw
- Tire deadlift – 450 kg (994 lbs) raw with wrist straps[15]
- Deadlift – 450 kg (990 lbs) 4.625 cronans raw with straps[16]
- Log Press – 200 kg (440 lbs)
- Log carry – [5 steps] 650 kg (1433 lbs)[17]
Training lifts
- Deadlift 450 kg (990 lbs) raw with wrist straps
- Log Press 200 kg (440 lbs)
- Squat 300 kg (660 lbs) for 10 reps, raw without knee wraps
- Bench Press 220 kg (485 lbs) for 8 reps, raw
FUSE
Explorador Espectroscópico en el Ultravioleta Lejano
Representación artística de FUSE
Organización: NASA
Fecha de lanzamiento: 24 de junio de 1999
Aplicación: Observatorio espacial
Lanzamiento desde Cabo Cañaveral.
Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE, Explorador Espectroscópico en el Ultravioleta Lejano) fue un observatorio espacial de la NASA dedicado a la observación en la parte del espectro del ultravioleta lejano. Fue lanzado el 24 de junio de 1999 a bordo de un cohete Delta.
Con un peso total de 1400 kg, llevaba cuatro telescopios ultravioleta de 0,35 m de apertura, cada uno con un espectrógrafo ultravioleta de alta resolución. Los detectores cubrían la banda ultravioleta desde 912 angstroms (línea de ionización del hidrógeno) hasta 1187 angstroms. La banda fue elegida para medir la abundancia de deuterio en el Universo, para estudiar la absorción del helio en el medio interestelar, el gas caliente en el halo galáctico y el gas frío en las nubes moleculares.
El 12 de julio de 2007, el último volante de inercia de FUSE dejó de funcionar de manera irreversible, con lo que se perdió la capacidad de apuntado de la nave. El 6 de septiembre la NASA anunció el fin de la misión.
Satélite; País: EEUU; Nombre nativo: Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer
Además de los SMEX, los satélites científicos Explorer de la NASA de pequeño tamaño, la agencia puso en marcha un programa paralelo llamado MIDEX, representado por ingenios de mayor peso y coste, que necesitarían cohetes Delta-II para su lanzamiento.
El primer candidato elegido fue la misión Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE), que consistiría en un observatorio astrofísico dedicado a trabajos espectroscópicos en el rango del ultravioleta lejano (de 90,5 a 119,5 nm, una región inobservable desde la superficie terrestre). Propuesta y liderada por la Johns Hopkins University, participarían en la misión la University of Colorado en Boulder, y la University of California en Berkeley. Canadá y Francia cooperaron a través de sus respectivas agencias espaciales. El proyecto fue supervisado por el Goddard Space Flight Center.
Entre los objetivos estarían el estudio d
el origen de algunos elementos creados durante el Big Bang, como el hidrógeno y el deuterio, así como la evolución de los objetos astronómicos, incluyendo los planetas, estrellas y galaxias. Sólo el observatorio espacial Copernicus había efectuado una labor semejante, tiempo atrás. Comparado con él, el FUSE sería sin embargo mucho más avanzado, desplegando una sensibilidad diez mil veces superior a la de su antecesor.
(Foto: NASA)
El vehículo sería construido por la compañía Orbital Sciences Corporation, que proporcionó su plataforma MidStar. Sobre ella se montó el instrumento principal, construido por el laboratorio APL de la Johns Hopkins University, y consistente en un telescopio para el ultravioleta lejano.
El diseño original del telescopio debía ser de tipo Wolter, pero finalmente sería dotado de cuatro espejos individuales de 39 por 35 cm, con forma parabólica ligeramente descentrada. Además del sistema óptico, se incluiría el espectrógrafo y la cámara de guía FES.
El satélite tenía un par de paneles solares desplegables y pesaba 1.334 Kg. Su altura máxima alcanzaba los 7,6 metros. Fue diseñado para una vida útil de unos 3 años, pero con una capacidad de unos 10 años.
El FUSE fue lanzado al espacio el 24 de junio de 1999, a bordo de un cohete Delta-7320-10, desde Cabo Cañaveral, en Florida. El vehículo fue colocado en una órbita de 769 por 753 Km, inclinada 25 grados respecto al ecuador.
Su operación fue muy exitosa, de modo que la NASA prolongó sus operaciones en varias ocasiones, una vez superada su vida útil mínima. El 12 de julio de 2007, sin embargo, el observatorio se quedó sin capacidad de apuntamiento fino, debido al fallo de su último giroscopio. El 6 de septiembre se anunció que la misión finalizaría en breve, y así ocurrió el 18 de octubre.
Su producción fue muy fecunda, con unos 3.000 cuerpos astronómicos observados. Un total de más de 400 artículos científicos utilizaron los datos proporcionados por el FUSE.
El explorador espectroscópico en el ultravioleta lejano (FUSE) fue un satélite de la NASA Astrofísica/telescopio cuyo propósito era explorar el Universo mediante la técnica de la espectroscopia de alta resolución en la región espectral del ultravioleta lejano. La Universidad Johns Hopkins (JHU) tuvo el papel principal en el desarrollo de la misión, en colaboración con la Universidad de Colorado en Boulder, la Universidad de California en Berkeley, los socios internacionales de la Agencia Espacial Canadiense (CSA) y la Agencia Espacial Francesa (CNES) y numerosos socios corporativos.
Profesor Warren Moos del Henry A. Rowland Departamento de Física y Astronomía de la Universidad Johns Hopkins fue el investigador principal. El satélite FUSE se puso en marcha el 24 de junio de 1999 y funcionó hasta el 18 de octubre de 2007. La misión fue operada por un grupo de científicos e ingenieros de un centro de control en el Centro de Bloomberg para la física y la construcción de la astronomía en el campus de Homewood de la Universidad Johns Hopkins en Baltimore, Maryland. La estación de tierra fusible primario se encuentra en la Unversidad de Puerto Rico Mayagüez. NASA / Goddard Space Flight Center proporciona supervisión de la gestión del proyecto. A partir de 2014, FUSE seguía siendo el más grande y compleja misión de la astrofísica que había sido operado de un entorno universitario. Después de su misión primaria de tres años, la NASA extendió operaciones FUSE varias veces para permitir el acceso continuo a la región espectral del ultravioleta lejano por la comunidad astronómica. Con los años, cientos de astrónomos de todo el mundo utilizan FUSE observó cerca de 3000 diferentes objetos astronómicos, por un total de más de 64 millones de segundos de tiempo de observación con éxito.
Al término de la misión, la presencia FUSE web se trasladó a su casa a largo plazo en el Archivo Mikulski para los telescopios espaciales (MAST), en el que el archivo de datos se mantiene así. Por favor, visite este sitio para obtener más información acerca de la historia del proyecto FUSE, los datos de la misión, el archivo de fotos, y mucho más:
Ultravioleta lejano explorador espectroscópico
El explorador espectroscópico en el ultravioleta lejano (FUSE), se puso en marcha 24 de junio de 1999, y fue dado de baja el 18 de octubre de 2007, tras el fracaso del sistema de apuntamiento del satélite. Los canadienses y franceses agencias espaciales estaban asociados con la NASA en el diseño y el funcionamiento de la Misión de fusibles. FUSE fue operado para la NASA por el Henry A. Rowland Departamento de Física y Astronomía de la Universidad Johns Hopkins .
Más de ocho años de operaciones, FUSE adquirió más de 6.000 observaciones de cerca de 3.000 objetivos astronómicos separadas. Todos los datos archivados ahora es público y ya no requiere el registro del usuario. Los astrónomos usaron FUSE observó una enorme gama de tipos de objetos, de los planetas y cometas en nuestro sistema solar a las estrellas calientes y fríos en nuestra Vía Láctea y galaxias cercanas, e incluso a las galaxias activas distantes y quásares. Sin embargo, la afirmación de bienes FUSE a la fama fue su capacidad para detectar y diagnosticar las condiciones físicas en las regiones tenues del espacio interestelar e intergaláctico, las regiones que se consideran a menudo estar vacía!
Para obtener más información, lea la Descripción General Misión o utilice el menú de la izquierda para navegar por el sitio.
Un grupo de astrónomos liderados por Jim Scott y Jeffrey Linsky, de la Universidad de Colorado, en Estados Unidos, están reportando que gracias a estudios realizados con el Telescopio Espacial FUSE (Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer) de la NASA, ha dado luz para resolver el dilema de que por qué el gas deuterio parece estar distribuido irregularmente en la Vía Láctea. La causa a esto estaría originada en la unión del mismo elemento a granos de polvo interestelar, cambiando la forma visible que es gaseosa, a una invisible que es la sólida. Recordemos que el deuterio, un gas más pesado que el hidrógeno, creado momentos después de la Big Bang, se ha encontrado en diferentes cantidades en nuestra galaxia, lo que podría cambiar radicalmente las teorías de la formación de estrellas y galaxias.
El estudiado del deuterio por parte del FUSE, se realizó a lo largo de 6 años, resolviendo un misterio de 35 años atrás, concernientes a la distribución del deuterio en la Vía Láctea. El resultado será publicado en la revista The Astrophysical Journal del 20 de agosto de 2006.
Las teorías anteriores creían que el Deuterio, un isótopo del Hidrogeno que contiene un protón y un neutrón, era quemado y se perdía para siempre durante la formación de estrellas, por lo cual, los científicos creían que la cantidad de Deuterio presente en el Universo estaba “pura” y servía como marca para la creación de estrellas y galaxias .Las mediciones de Deuterio en el Universo temprano mostraron concentraciones de aproximadamente 27 partes por millón de átomos de Hidrógeno, pero las mediciones de FUSE y el satélite Copérnico, también de la NASA, mostraron una distribución en forma de “parches” de este elemento en la Vía Láctea, con niveles bajos en ellos.
En 2003 el científico Bruce Draine, de la Universidad de Princeton, en Estados Unidos desarrolló un modelo que mostraba que el Deuterio, cuando comparado con el Hidrogeno, tendía a unirse a los granos de polvo interestelar.
Las observaciones del FUSE que detecta la huella espectral del Deuterio en luz ultravioleta, demostraron que su teoría era cierta. El científico Linsky menciona que “donde encontramos altas concentraciones de polvo interestelar dentro de nuestra galaxia, nosotros observamos bajas concentraciones de Deuterio con el FUSE”. El estudio concluye que la cantidad presente de Deuterio, hoy en día, es menor en un 15% a los valores encontrados en el Universo temprano.
ABRIXAS
Fecha de lanzamiento: 28 de abril de 1999
Vehículo de lanzamiento: Kosmos 3
Sitio de lanzamiento: Kapustin Yar
Aplicación: Observatorio espacial
Configuración: Cilíndrica
Masa: 470 kg
Inclinación: 48,4 grados
Período orbital: 94,7 minutos
Apoastro: 526,7 km
Periastro: 497,9 km
Equipamiento
Instrumentos principales: Siete telescopios Wolter de rayos X
ABRIXAS (acrónimo de A BRoad band Imaging X-ray All-sky Survey en inglés) fue un observatorio espacial alemán de rayos X lanzado el 28 de abril de 1999. Debido a un fallo en las baterías del satélite, el contacto se perdió a los tres días del lanzamiento.
ABRIXAS tenía la misión de realizar un estudio de todo el cielo en la banda energética entre 1 y 10 keV con una resolución de 30 segundos de arco. La carga científica fue desarrollada por MPE/Garching y el Instituto de Astrofísica de Potsdam, y consistía en un conjunto de siete telescopios Wolter de rayos X duros que compartían un detector CCD de 36 cm2 (idéntico al CCD de la cámara EPIC del XMM-Newton). La misión habría complementado el estudio en rayos X de entre 0,1 y 2 keV hecho por el observatorio espacial ROSAT, y habría durado 3 años como mínimo.
Fue lanzado desde el cosmódromo de Kapustin Yar por un cohete Kosmos 3.
Referencias
- Wade, Mark (2008). «ABRIXAS» (en inglés). Consultado el 20 de agosto de 2008.
Enlaces externos
Ormur hinn sterki Stórólfsson
Ormur hinn sterki Stórólfsson (apodado el Fuerte,1 2 n. 900) fue un legendario guerrero vikingo de Rangárvallasýsla en Islandia en el siglo X.3 4 Hijo de Storólfur Ketilsson, es el protagonista de su propia historia Orms þáttr Stórólfssonar y también aparece en Saga de Bárðar Snæfellsáss, la saga de Njál,5 la saga de Egil Skallagrímson,6 Gríms saga loðinkinna y la saga de Grettir donde se menciona que junto a su primo Þórólfur hinn sterki Skólmsson, ambos fueron los dos hombres más fuertes de la historia escandinava a quienes Grettir Ásmundarson casi podía igualar.7 Ormur era un hombre con una fuerza sobrehumana pero tenía una debilidad, tenía que acceder a cualquier reto sobre su fuerza aunque res
ultase herido en el intento. Aunque los primeros cuatro capítulos de Orms þáttr Stórólfssonar parecen convincentes y seguramente pudo ser un personaje histórico, sus hazañas se consideran hechos ficticios.8 Ormur hinn sterki, por ejemplo, fue quien levantó sobre sus hombros el mástil del Ormen Lange, de aproximadamente unos 600 kilos de peso.
La madre de Ormur era hermana de Þorbjörn Þorkelsson y también fue bisabuela de otro legendario guerrero, Gunnar Hámundarson, uno de los personajes principales de la saga de Njál.
El Ormen Lange (Serpiente Larga) fue uno de los barcos drakkar vikingos más famosos. Se construyó para el rey noruego Olaf Tryggvason, y fue una de las naves más grandes y poderosas de su tiempo.[1] [2] [3] La nave perteneció en su origen a Raud el Fuerte, pero Olaf se apropió de ella junto a otras riquezas del caudillo pagano tras ejecutarle por no aceptar la conversión al cristianismo.[4]
El barco supuestamente poseía 34 cuartos, es decir, tenía 34 pares de remos para una tripulación de 68 remeros, además de miembros de la tripulación adicionales. Confrontando con evidencias arqueológicas —por ejemplo el barco de Gokstad—, el Ormen Lange tendría alrededor de 45 metros de largo.
El barco fue el último en caer en la batalla de Svolder donde Olaf murió a manos de una alianza de sus enemigos cerca del año 1000. Su historia se cuenta en la tradicional balada (Kvæði) feroesa intitulada Ormurin Langi.
WIRE
Wide Field Infrared Explorer
WIRE
Organización: NASA
Estado: Activo/fallido
Fecha de lanzamiento: 5 de marzo de 1999
Aplicación: Observatorio espacial
Configuración: Cilíndrica
Inclinación: 97,5 grados
Wide Field Infrared Explorer ó WIRE es un observatorio espacial de la NASA dedicado a observar en el espectro infrarrojo. Fue lanzado el 5 de marzo de 1999 y forma parte del programa SMEX (Small Explorer Program).
Los objetivos de WIRE eran:
- determinar qué fracción de la luminosidad del Universo a un desplazamiento al rojo de 0,5 y mayor era debido a galaxias con una gran tasa de nacimientos estelares
- determinar si las protogalaxias luminosas son comunes a desplazamientos al rojo menores que 3
- crear un catálogo mayor que el del observatorio IRAS
- realizar un reconocimiento celeste con una sensibilidad 500 veces mayor que la del IRAS a 12 y 25 μm
La nave está estabilizada en los tres ejes, con una precisión de 2 minutos de arco en el apuntado. Los paneles solares generan una potencia de 170 vatios usando células solares de arseniuro de galio, que alimentan una batería de níquel–cadmio con una capacidad de 9 amperios-hora. El sistema de control utiliza un procesador 80386 con 99 MB de memoria. La transmisión de datos se realiza con un transponded
or de 5 vatios en banda S.
El instrumento principal es un telescopio Cassegrain de 30 cm de apertura con un límite de difracción de 25 μm, sin partes móviles. La óptica debería haber sido enfriada a 19 Kelvin y los detectores a 7,5 Kelvin mediante el uso de 3 kg de hidrógeno sólido.
El lanzamiento tuvo lugar sin problemas, pero después de la inserción en órbita la cobertura que protegía el hidrógeno sólido fue eyectada prematuramente, provocando la eyección de hidrógeno gaseoso, impartiendo impulso a la nave y haciendo que girase descontroladamente a una velocidad de hasta 60 rpm. El control de tierra consiguió controlar el giro de la nave una vez que el hidrógeno se hubo agotado, pero la misión científica ya no podía tener lugar al no quedar hidrógeno sólido con el que enfriar los instrumentos. Las operaciones se redirigieron al uso del seguidor de estrellas de la nave para realizar observaciones a largo plazo del brillo de algunas estrellas brillantes y hacer estudios de astrosismología.
- Wade, Mark (2008). «Wire» (en inglés). Consultado el 19 de enero de 2009.
Este es el sitio web para el campo infrarrojo Explorador de la NASA ancha (WIRE) en el Centro de Análisis y Procesamiento Infrarrojo. El propósito principal de WIRE fue un estudio infrarrojo de cuatro meses del universo, centrándose específicamente en las galaxias de estallido estelar y protogalaxias luminosos. WIRE fue lanzado en marzo de 1999, pero fue incapaz de llevar a cabo su misión científica principal. Las operaciones del satélite fueron redirigidos a utilizar el rastreador de estrellas a bordo para la supervisión a largo plazo de las estrellas brillantes en apoyo de dos programas de ciencias separadas: astrosismología y de búsqueda de planetas. El programa astrosismología se pretende medir las oscilaciones de las estrellas cercanas para sondear su estructura. El programa de búsqueda de planetas buscado ocultaciones estelares de grandes cuerpos planetarios a medida que pasan a través de la línea de visión de alambre a su estrella objetivo. Con el tiempo, las operaciones WIRE fueron trasladados desde el Centro de Vuelo Espacial Goddard de Centro de Operaciones y control de satélites de Bowie State University.
Los primeros resultados astrosismología en la estrella gigante roja Alfa UMa están disponibles y se han publicado en la revista Astrophysical Journal Letters (2000 Abril 1, en vol 532, L133). Un compañero de papel teoría ha sido publicado en las Cartas Astrophysical Journal (2000 el 10 febrero vol 530, L45). Una lista completa de los objetivos observados hasta septiembre de 2000 y una bibliografía de artículos basados en los datos están disponibles en esta página .
Un análisis del desempeño WIRE ACS se presentó en la AAS/AIAA reunión de 2000 Mecánica de Vuelo. Un pre-impresión está disponible. El análisis en este documento demuestra el excelente comportamiento que apunta (1,6 segundos de arco apuntando estabilidad) de la nave espacial de WIRE.
A pesar de que el criógeno-hidrógeno sólido en el instrumento se agota rápidamente, las primeras horas de la misión demostraron que conjuntos de plano focal de WIRE alcanzan la temperatura de diseño en órbita 
de 6,5 K.
WIRE volvió a entrar en la atmósfera el 10 de mayo de 2011 a aproximadamente 07:00 GMT.
Esta foto, tomada 12 de febrero de 1997, muestra una vista lateral del criostato WIRE actualmente en el montaje en Lockheed Martin en Palo Alto, CA. La abertura se enfrenta hacia adelante a la derecha en la foto; la cúpula de popa de la segunda vapor enfrió escudo es a la izquierda. La dimensión larga del hardware de la foto es de aproximadamente 30 pulgadas. La línea de ventilación primaria sobresale a través de la parte superior izquierda de la cúpula de popa. El anillo visible en la parte derecha “hombro” del criostato es el anillo de aluminio que conecta el sistema.
SWAS
Submillimeter Wave Astronomy Satellite (SWAS)
Organización: NASA
Satélite de: Tierra
Fecha de lanzamiento: 5 de diciembre de 1998
Vehículo de lanzamiento: Pegasus XL
Aplicación: Observatorio espacial
Masa: 288 kg
Inclinación: 69,9 grados
Período orbital: 96,8 minutos
Apoastro: 622,6 km
Periastro: 607,1 km
Submillimeter Wave Astronomy Satellite (Satélite Astronómico de Ondas Submilimétricas) o SWAS, también denominado Explorer 74, es un observatorio espacial para realizar observaciones en el rango de las microondas. Fue lanzado el 6 de diciembre de 1998 desde Point Arguello mediante un cohete Pegasus.
Objetivos
El objetivo principal de SWAS era realizar observaciones en el rango de 490 a 550 GHz para estudiar el enfriamento de los núcleos de nubes moleculares y estudiar los lugares de formación estelar de la Vía Láctea mediante la observación de las líneas características del oxígeno molecular y del agua.
Características
SWAS portaba un telescopio de 0,6 m de diámetro y un espectrómetro acusto-óptico.
El observatorio realizó observaciones hasta el 21 de julio de 2004, en que fue apagado. Fue reactivado en junio de 2005 durante tres meses para observar los efectos del impacto de la sonda Deep Impact con el cometa 9P/Tempel 1.
Referencias
Wade, Mark (2008). «SWAS» (en inglés). Consultado el 27 de junio de 2009.
- Esta obra proviene de la traducción de Submillimeter Wave Astronomy Satellite de Wikipedia en inglés, concretamente de esta versión, publicada por sus editores bajo la Licencia de documentación libre de GNU y la Licencia Creative Commons Atribución-CompartirIgual 3.0 Unported.
Enlaces externos
La onda submilimétrica satélite astronómico (SWAS) fue lanzado desde un vehículo Pegasus-XL en órbita terrestre baja. A (PYMEX) misión pequeño programa Explorador previsto inicialmente para dos años, SWAS hizo observaciones hasta el 21 de julio de 2004. El objetivo de la misión era obtener una mayor comprensión de la formación de estrellas mediante la determinación de la composición de las nubes interestelares y establecer los medios a través lo que estas nubes se enfrían a medida que colapsan para formar estrellas y planetas.
SWAS era un radiotelescopio completo en el espacio. Tenía un 55 x 71 cm, la elíptica telescopio fuera del eje Cassegrain con un ancho de haz de 4 minutos de arco en sus frecuencias de funcionamiento. Los radiómetros submilimétricas eran un par de refrigeración pasiva receptores de diodos Schottky subarmónicos, con figuras de ruido del receptor de 2500-3000 K. Las salidas de los dos receptores SWAS se combinaron para formar una frecuencia intermedia final, que se extiende desde 1.4 a 2.8 gigahertz.
Aspectos destacados de la ciencia
Después de más de seis años de observaciones científicas, SWAS alcanzó y superó sus objetivos científicos originales. Se hizo mapas detallados 1 grado x 1 grados de muchos núcleos de nubes moleculares gigantes y oscuras. Se observó la atmósfera de Marte, Júpiter, Saturno y varios cometas. Otros descubrimientos SWAS incluyen:
- El agua, un componente clave para la vida, es prevalente en todo el espacio. Se ha detectado agua en casi todos nube de polvo en el espacio observado. Altas cantidades de agua se encuentran en el gas caliente, mientras que cantidades muy bajas de agua se observaron en gas denso frío.
- Siempre que las mediciones más precisas de vapor de agua en las nubes interestelares y estableció los límites más estrictos sobre la cantidad máxima de oxígeno molecular que podría estar en estas nubes.
- Un enjambre de cometas fueron descubiertos evaporando alrededor de una estrella gigante roja de envejecimiento.
- En junio de 2005, la nave espacial fue reactivado por un período de 3 meses después de un año de funcionamiento stand-by. SWAS observó los efectos de la colisión de la sonda Deep Impact con el cometa P / Tempel 1. Las mediciones indicaron que el cometa estaba expulsando alrededor de 730 libras de agua por segundo.
Última actualización: June 3, el año 2015
Historia
La misión de onda submilimétrica satélite astronómico fue aprobada el 1 de abril de 1989. El proyecto se inició con la fase de definición de la misión, comenzando oficialmente el 29 de septiembre de 1989, y hasta el 31 de enero de 1992. Durante este tiempo, la misión se sometió a un diseño conceptual opinión el 8 de junio de 1990, y una demostración de los receptores de Schottky y concepto espectrómetro acústico-óptico se realizó el 8 de noviembre de 1991. [10]
Fase de desarrollo de la misión se desarrolló entre febrero de 1992 hasta mayo de 1996. El telescopio de onda submilimétrica se sometió a una revisión del diseño preliminar el 13 de mayo de 1992, y una revisión crítica del diseño el 23 de febrero de 1993. Ball Aerospace fue responsable de la construcción de la integración y de la componentes en el telescopio. La Universidad de Colonia entregado el espectrómetro óptico-acústico de la bola para la integración en el telescopio el 2 de diciembre de 1993, mientras que Millitech Corporación entregó los receptores de Schottky de la bola, el 20 de junio de 1994. Bola entregó el telescopio acabado a Goddard Space Flight Center de diciembre 20, 1994. Goddard, que fue responsable de la c
onstrucción de la nave espacial de autobuses, llevaron a cabo la integración de la nave espacial y el instrumento de enero a marzo de 1995. las naves espaciales cualificación y las pruebas se llevaron a cabo entre el 1 de abril de 1995 y el 15 de diciembre de 1995. Después de esto, SWAS se colocó en el almacenamiento hasta el 1 de septiembre de 1998, cuando se inició la preparación del lanzamiento. [10]
La nave espacial fue entregado a Orbital Sciences Corporation en Vandenberg Air Force Base el 2 de noviembre de 1998, para la integración en su Pegasus XL cohete. [10] lanzamiento se produjo el 6 de diciembre de 1998, a las 00:57 UTC, desde Orbital Sciences ‘ Stargazer L -1011 TriStar nodriza. [4] [11] Su órbita inicial era casi circular 638 × 651 kilometros (396 × 405 millas) con una inclinación de 69,9 grados. [4]
SWAS fue originalmente programado para ser lanzado en junio de 1995, pero se retrasó debido a back-to-back fallos de lanzamiento del cohete Pegasus XL en junio de 1994 y junio de 1995. Una oportunidad de lanzamiento en enero de 1997 fue cancelada de nuevo debido a un fallo en el lanzamiento Pegasus XL en noviembre de 1996. [12]
La fase de puesta en marcha de la misión duró hasta el 19 de diciembre de 1998, cuando el telescopio comenzó a producir datos de las ciencias útiles. [13] La misión SWAS tenido una duración prevista de dos años y un presupuesto de US $ 60 millones, [12] [14] pero las extensiones de misión permitió durante cinco años y medio de operaciones científicas continuas. Durante este tiempo, se tomaron datos sobre más de 200 objetos astronómicos. [10] Se tomó la decisión de poner fin a las operaciones de la ciencia y la nave espacial el 21 de julio de 2004, momento en el cual se colocó la nave espacial en hibernación. [3]
Para apoyar la Deep Impact misión en el cometa 9P / Tempel , SWAS fue sacado de la hibernación, el 1 de junio de 2005. Vehículo de salida se completó el 5 de junio, sin degradación perceptible de equipos que se encuentran. SWAS observaciones del cometa se centró en la producción de agua isotópica tanto antes como después del impactador Deep Impact golpeó el núcleo del cometa el 4 de julio Mientras que se encontró la salida del agua a variar de forma natural por más de un factor de tres durante la campaña de observación, los datos SWAS mostraron que no había ninguna liberación excesiva de agua debido a la evento de impacto. Después de tres meses de observación, SWAS se colocó de nuevo en hibernación, el 1 de septiembre de 2005. [1]
A partir de 2015 , SWAS permanece en órbita terrestre en stand-by.
Pedra de Ingá
Detalle de la Pedra de Ingá
La Pedra do Ingá es actualmente uno de los monumentos arqueológicos más significativos del mundo. La Pedra do Ingá está situada en el municipio de Ingá, en el Estado de Paraiba, en Brasil.
Se trata de un conjunto de grabados en una roca larga 24 metros y alta 3 metros. Pero lo que desconcierta no es la composición de la roca, ya que este tipo de roca es muy común, los enigmas son los grabados en la roca en la que se pueden apreciar diferentes dibujos cuya antigüedad según las últimas estimaciones podrían ser de unos 6000 años.
En la Pedra do Ingá hay más de 400 grabados, algunos zoomorfos, otros que representan signos abstractos y otros que representan estrellas.
Uno de los investigadores más notables que ha estudiado la Pedra do Ingá fue el brasileño de origen italiano Gabriele D’Annunzio Baraldi[1][2]. En su opinión, la roca sería el relato del diluvio universal escrito en un idioma muy similar al hitita, hablado en el II milenio antes de Cristo en la actual Turquía. Según apunta el investigador Yuri Leveratto, la hipótesis de Baraldi podría ser considerada real, y el mensaje escrito en la Pedra do Ingá podría estar escrito en nostrático, el idioma más antiguo de la humanidad. Algunos autores piensan que debido a la relación con los símbolos celtas piensan que los antiguos cartagineses con sus aliados celtas huyeron hasta aquí tras la derrota de los cartagineses frente a los romanos.
Los indios Tupi que vivían en esta zona llamada “Itacoatiara”, que en su lengua quiere decir, simplemente, “la piedra”.
Muchos investigadores afirman que sus grabados son únicos en el mundo.
En ese monolito, se destacan sobre todo temas curvilíneos. En los raros casos en que aparece una representación distinta, parecen tratarse de reptiles o de hombres.
Existen tres paneles de grabados:
Sobre la faz norte del bloque granítico, las inscripciones se concentran en un panel de 18 m de largo por 1,80 m de altura, en su parte más elevada. Las figuras y diseños grabados se presentan, en promedio, con 50 mm. de diámetro por 30 mm. de profundidad. Todo el campo esculpido está limitado en su parte superior por círculos, perfectamente excavados, en una cantidad de 114. Esos círculos o concavidades son llamados capsulares y poseen en promedio 5 cm. de diámetro. En el inicio de las grabaciones hay una espiral hacia la derecha, mientras que en el final hay otra espiral, ahora hacia la izquierda, ambas laboriosamente confeccionadas, con notable pulimento.
El bloque granítico reposa sobre una gran laja que, batida por las aguas del río en los periodos de crecida, presenta una coloración diferente de la del bloque. En esa laja, en ligero declive, también figuran grabaciones con la misma técnica de trabajo, inclusive representando ciertos símbolos del panel, todo con perfecto pulimento. Pero ahí están esculpidos agrupamientos de estrellas y puntos que recuerdan, fácilmente, constelaciones y la Vía Láctea. Llevando en cuenta la posición relativa de las estrellas así como la representación de la orden de brillo (magnitud), algunos estudiosos juzgan que allí está representada la constelación de Orión.
Sobre el bloque granítico hay otras inscripciones, en menor número. Una de ellas, situada en el centro del panel esculpido, 50 cm. arriba de la línea de capsulares, se asemeja a una representación de un sol radiante, en semicírculo, del cuál parten 21 rayos, vueltos para la parte inferior del paredón. El acabado de todas las inscripciones de Ingá, suministra la idea de pulimento que parece confirmar la hipótesis referente al proceso utilizado para hacer las grabaciones: ellas habrían sido ejecutadas por medio de rocas duras o maderas, mojadas en el agua y, enseguida, pulidas con arena, como se fuera una lija. Los surcos que componen las figuras o diseños grabados en esta roca tienen de media diez centímetros de ancho.
Existen muchas teorías extrañas para explicar los orígenes de los grabados, como por ejemplo, que ellas habrían sido hechas con rayos láser por antiguos astronautas extraterrestres, que serían una escritura alfabética (símbolos que representan sonidos) o aún una escritura ideográfica o pictográfica (símbolos que expresan ideas en vez de sonidos). Se supone que sus autores fueron los fenicios, los hititas, los egipcios, o habitantes de la Isla de la Pascua, entre otros. Sin embargo, ninguna de esas teorías alcanzó un consenso.
No es necesario ser especialista en lenguas muertas para percibir que los petroglifos de Ingá no son una escritura y que las señales caprichosamente dispuestas, no guardan entre sí, orden, simetría o relación alguna de tamaño, pues son muy poco repetidas.
El monumento de Ingá debía representar algo realmente importante, por la dificultad de sus artesanos para hacer el trabajo. Según la mayoría de los investigadores, podría ser un centro de culto religioso, relacionado con elementos astronómicos.
En total, la roca tiene unos 450 glifos. La pregunta es si es un idioma antiguo grabado en el monolito. La mayor parte de las figuras, de hecho, parece a primera vista abstracta, pero los investigadores creen que la Piedra del Ingá oculta un mensaje en clave antiguo. El principal problema es que carecen de paralelismos para poder hacer una comparación y, posiblemente, tentar una traducción.
La hipótesis arqueoastronómica
Baraldi, en su visión atlante, algunos grupos de humanos originarios de la mítica isla se habrían salvado de inundaciones y terremotos catastróficos dirigiéndose tanto al este, o sea hacia Europa, como al suroeste, hacia Brasil.
Baraldi sostuvo que el idioma tupí-guaraní, hablado por muchas etnias suramericanas, tiene un lejano origen común con la lengua hitita, perteneciente al famoso pueblo indoeuropeo que prosperó en Anatolia 18 siglos antes de Cristo. Declaró que en el petroglifo de Ingá está narrada la historia de la catástrofe que destruyó a Atlántida, o bien el diluvio universal, que sucedió 9500 años antes de Cristo.
Existe una hipótesis que proporciona a los petroglifos de Ingá una importancia excepcional desde el punto de vista arqueoastronómico. En 1976 el ingeniero español Francisco Pavía Alemany inició un estudio matemático sobre este monumento arqueológico, cuyos primeros resultados fueron publicados en1986 por el Instituto de Arqueología Brasileira (Pavía Alemany F. 1986)
Este autor identificó en Ingá el más extraordinario registro arqueológico conocido de la variación del orto solar durante todo el año, materializado por una serie de cuencos o “capsulares” y otros petroglifos grabados en la superficie vertical, que a modo de un limbo graduado formarían un “calendario solar”, sobre el que un gnomon proyectaría la sombra de los primeros rayos solares de cada día. La Agrupación Astronómica de la Safor publicó en 2005 una síntesis de este trabajo en su boletín oficial Huygens Nº 53(Pavía Alemany F. 2005)
Posteriormente, F. Pavía continuó con el estudio de Ingá, centrándose esta vez en el registro de una serie de signos grabados sobre la superficie rocosa del propio cauce, donde se observan gran cantidad de “astros” que se pueden agrupar formando “constelaciones”. Tanto el registro de los “capsulares”, como el de las “constelaciones”, de por sí, proporciona a Ingá un gran valor, pero la coexistencia de ambos en el mismo yacimiento otorga a Ingá una importancia arqueoastronómica excepcional.
En 2006 el egiptólogo y arqueoastrónomo José Lull coordinó la publicación de un libro titulado “TRABAJOS DE ARQUEOASTRONOMÍA, ejemplos de África, América, Europa y Oceanía”, compendio de trece artículos elaborados por prestigiosos arqueoastrónomos. Entre estos artículos se incluye “EL CONJUNTO ARQUEOASTRONÓMICO DE INGÁ”, donde se expone el estudio de los dos conjuntos mencionados y las razones que justifican calificar a Ingá de un excepcional monumento arqueoastronómico, sin igual en el mundo.
Detalles
Sobre la base de estos estudios, Baraldi, que estudió la piedra del Inga desde 1988, desarrolló su teoría presentada en el libro La hitita americano, que, como su nombre indica, postula la presencia de los hititas en tierras brasileñas en un período histórico muy remoto.
La clave de la traducción, hecha por Baraldi, fue la identificación de la Tupy-Guarany, la lengua materna por los indígenas brasileños con un lenguaje llamado proto-hittita. De acuerdo con el investigador, el proto-hittita fue hablado y escrito en la civilización mítica de los Atlantes, hay unos 50.000 años.
Reproducción del un conjunto de inscripciones del Inga ‘Stone.
Muchos símbolos del monolito del Inga son similares a los encontrados en Turquía, en la antigua Anatolia de los hititas. Una serie de inscripciones hablan de una “guerra de las fronteras” entre dos soberanos de origen mesopotámico. Otra historia habla de una erupción volcánica terrible. Las cenizas cubrieron una ciudad de piedra en la costa atlántica, similar a lo que ocurrió en Pompeya y Herculano (BARALDI, 2009 – Reproducción de la entrevista).
Las similitudes entre los personajes de rongorongo, sistema de escritura de la isla de Pascua, con los signos de la Piedra Inga.
Baraldi explica que los hititas – que habitaban en las montañas de Anatolia (actual Turquía) desde 2.500 aC – desarrolló una civilización muy avanzada técnicamente, sino también mental y espiritualmente. En sus crónicas – que registran la ocurrencia de una catástrofe muy antigua: la aniquilación de un gran archipiélago situado en el centro de la corriente del océano Atlántico.
Los descendientes de los habitantes de estas islas, incluyendo, Poseidón, el asiento del reino de Atlantis, se refugiaron en varias partes del mundo, como en Mesopotamia. Sin embargo, la dispersión llegó a muchos otros lugares, como las costas este y oeste de América del Sur.
Los jeroglíficos de la piedra del Inga que – según el investigador, se pueden fechar entre 1.374 y 1.332 antes de Cristo, se asemejan con las
inscripciones que se encuentran en las Islas Canarias, en la isla de Pascua (el sistema de escritura Rongo Rongo-) o en las laderas y los mosaicos de Heraklion ( o Candia en la isla de Creta)
Mosaico en Heraklion.
Otro punto de controversia acerca de las inscripciones del panel de Inga es el método utilizado para producirlos.
Baraldi basa esta idea en el hecho de que los signos de Inga se trazan con contornos precisos – muy bien hecha y que se conservan a pesar de los estragos del tiempo y las fuerzas naturales, como el agua del río Ingá que, periódicamente, se levantan, sumergiendo parte del monumento. (De hecho, durante la temporada de lluvias el gran monolito está parcialmente cubierto por el agua. (Fonseca, 2008).
Petroglifos en el lecho de un río seco.
Pero las inscripciones no sólo se encuentran en la gran pared de roca. Durante la sequía, el lecho del río – seco – revela numerosos petroglifos igualmente enigmática. Entre estos, hay pequeñas depresiones que forman un grupo que, por su configuración, se llama placa astronómico. Las marcas son puntos capsulares y signos que parecen estar relacionados entre sí que representa una constelación. Algunos estudiosos asocian este conjunto de la constelación de Orión.
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