AQUI LES VOY A MOSTRAR ALGUNOS DE LOS SONIDOS QUE EN TEORIA
CONOCEMOS DEL ESPACIO
Descripción:
Sonido de unas prominencias solares en Marzo del 2010 captación del sonido por AIA instrument multiband y obsevado por el telescopio S.D.O. Solar Dynamics Observatory.
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Descripción:
Sonidos de ondas de radio de la Tierra captado por satelites artificiales (sonido emulado electronicamente con computador)
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Descripción:
Júpiter es el quinto planeta del Sistema Solar. Forma parte de los denominados planetas exteriores o gaseosos. Recibe su nombre del dios romano Júpiter (Zeus en la mitología griega).
Se trata del planeta que ofrece un mayor brillo a lo largo del año dependiendo de su fase. Es, además, después del Sol, el mayor cuerpo celeste del Sistema Solar, con una masa casi dos veces y media la de los demás planetas juntos (con una masa 318 veces mayor que la de la Tierra y 3 veces mayor que la de Saturno).
Júpiter es un cuerpo masivo gaseoso, formado principalmente por hidrógeno y helio, carente de una superficie interior definida. Entre los detalles atmosféricos destacan la Gran mancha roja, un enorme anticiclón situado en las latitudes tropicales del hemisferio sur, la estructura de nubes en bandas brillantes y zonas oscuras, y la dinámica atmosférica global determinada por intensos vientos zonales alternantes en latitud y con velocidades de hasta 140 m/s (504 km/h).
Características generalesJúpiter es el planeta con mayor masa del Sistema Solar: equivale a unas 2,48 veces la suma de las masas de todos los demás planetas juntos. A pesar de ello, no es el planeta más masivo que se conoce: más de un centenar de planetas extrasolares han sido descubiertos con masas similares o superiores a la de Júpiter. Júpiter también posee la velocidad de rotación más rápida de los planetas del Sistema Solar: sobre su eje gira en poco menos de 10 horas. Esta velocidad de rotación se deduce a partir de las medidas del campo magnético del planeta. La atmósfera se encuentra dividida en regiones con fuertes vientos zonales con periodos de rotación que van desde las 9h 50m 30s, en la zona ecuatorial, a las 9h 55m 40s en el resto del planeta.
El planeta es conocido por una enorme formación meteorológica, la Gran Mancha Roja, fácilmente visible por astrónomos aficionados dado su gran tamaño, superior al de la Tierra. Su atmósfera está permanentemente cubierta de nubes que permiten trazar la dinámica atmosférica y muestran un alto grado de turbulencia.
Tomando como referencia la distancia al Sol, Júpiter es el quinto planeta del Sistema Solar. Su órbita se sitúa aproximadamente a 5 UA, unos 750 millones de km del Sol.
[editar] MasaLa masa de Júpiter es tal, que su baricentro con el Sol se sitúa en realidad por encima de su superficie (1,068 de radio solar, desde el centro del Sol). A pesar de ser mucho más grande que la Tierra (con un diámetro once veces mayor) es considerablemente menos denso. El volumen de Júpiter es equivalente al de 1.317 Tierras, pero su masa es sólo 318 veces mayor. La unidad de masa de Júpiter (Mj) se utiliza para medir masas de otros planetas gaseosos, sobre todo planetas extrasolares y enanas marrones.
Si bien Júpiter necesitaría tener 75 veces su masa para provocar las reacciones de fusión de hidrógeno necesarias y convertirse en una estrella, la enana roja más pequeña que se conoce tiene sólo un 30 por ciento más de radio que Júpiter (aunque tiene mucha más masa). Júpiter irradia más calor del que recibe de la escasa luz solar que recibe a esa distancia. La diferencia de calor desencadenada es generada por la inestabilidad Kelvin-Helmholtz mediante contracción adiabática (encogimiento). La consecuencia de este proceso es la contracción del planeta unos dos centímetros al año. Después de su formación, Júpiter era mucho más caliente y tenía un diámetro casi el doble del actual.
Si fuese cuatro veces mayor, el interior podría llegar a comprimirse mucho más a causa de fuerzas gravitacionales mayores, lo que podría dar lugar a una disminución de su volumen, independientemente de que su masa aumentase. Como resultado, se especula que Júpiter podría alcanzar uno de los diámetros más amplios que un planeta de estas características y evolución puede lograr. El proceso de reducción del volumen con aumento de masa podría continuar hasta que se alcanzara una combustión estelar, como en las enanas marrones con una masa 50 veces la de Júpiter. Esto ha llevado a algunos astrónomos a calificarlo como “estrella fracasada”, aunque no queda claro si los procesos involucrados en la formación de planetas como Júpiter se asemejan a los procesos de creación de sistemas estelares múltiples.
AtmósferaArtículo principal: Atmósfera de Júpiter
Júpiter visto por la sonda espacial Voyager 1La atmósfera de Júpiter no presenta una frontera clara con el interior líquido del planeta; la transición se va produciendo de una manera gradual. Se compone en su mayoría de Hidrógeno (87%) y Helio (13%), además de contener Metano, Vapor de agua, Amoníaco, y Sulfuro de hidrógeno, todas estas con < 0,1% de la composición de la atmósfera total.
Bandas y Zonas:El aficionado inglés A. S. Williams hizo el primer estudio sistemático sobre la atmósfera de Júpiter en 1896. La atmósfera de Júpiter está dividida en cinturones oscuros llamados Bandas y regiones claras llamadas Zonas, todos ellos alineados en la dirección de los paralelos. Las bandas y zonas delimitan un sistema de corrientes de viento alternantes en dirección con la latitud y en general de gran intensidad; por ejemplo, los vientos en el ecuador soplan a velocidades en torno a 100 m/s (360 km/h). En la Banda Ecuatorial Norte, los vientos pueden llegar a soplar a 140 m/s (500 km/h). La rápida rotación del planeta (9h 55' 30) hace que las fuerzas de Coriolis sean muy intensas siendo determinantes en la dinámica atmosférica del planeta.
La Gran Mancha Roja:
El científico inglés Robert Hooke observó en 1664 una gran formación meteorológica que podría ser la Gran Mancha Roja (conocida en inglés por las siglas GRS). Sin embargo no parecen existir informes posteriores de la observación de tal fenómeno hasta el siglo XX. En todo caso, varía mucho tanto de color como de intensidad. Las imágenes obtenidas por el Observatorio Yerkes a finales del siglo XIX muestran una mancha roja alargada, ocupando el mismo rango de latitudes pero con el doble de extensión longitudinal. A veces, es de un color rojo fuerte, y realmente muy notable, y en otras ocasiones palidece hasta hacerse insignificante. Históricamente, en un principio se pensó que la gran mancha roja era la cima de una montaña gigantesca o una meseta que salía por encima de las nubes. Esta idea fue sin embargo desechada en el siglo XIX al constatarse espectroscópicamente la composición de hidrógeno y helio de la atmósfera y determinarse que se trataba de un planeta fluido. El tamaño actual de la mancha roja es aproximadamente unas dos veces y media el de la Tierra. Meteorológicamente la Gran Mancha Roja es un enorme anticiclón muy estable en el tiempo. Los vientos en la periferia del vórtice tienen una intensidad cercana a los 400 km/h.
En marzo de 2006 se anunció que se había formado una segunda mancha roja, aproximadamente de la mitad del tamaño de la Gran Mancha Roja. La segunda mancha roja se formó a partir de la fusión de tres grandes óvalos blancos presentes en Júpiter desde los años 1940, denominados BC, DE y FA, y fusionados en uno solo entre los años 1998 y 2000, dando lugar a un único óvalo blanco denominado Óvalo blanco BA, cuyo color evolucionó hacia los mismos tonos que la mancha roja a comienzos del 2006. La coloración rojiza de ambas manchas puede producirse cuando los gases de la atmósfera interior del planeta se elevan en la atmósfera y sufren la interacción de la radiación solar. Las mediciones en el infrarrojo sugieren que ambas manchas se elevan por encima de las nubes principales. El paso, por tanto, de Óvalo Blanco a mancha roja podría ser un síntoma de que la tormenta está ganando fuerza. El 8 de abril de 2006, la Cámara de Seguimiento Avanzada del Hubble tomó nuevas imágenes de la joven tormenta.
La porción superior de la atmósfera está constituida por capas nubosas que son el escenario de violentas tempestades. La espectacular Gran mancha roja es un inmenso huracán que castiga al planeta desde hace tres siglos. Su diámetro es dos veces el de la tierra.
Estructura de nubes :Las nubes superiores de Júpiter están formadas probablemente de cristales congelados de amoníaco. El color rojizo viene dado por algún tipo de agente colorante desconocido aunque se sugieren compuestos de azufre o fósforo. Por debajo de las nubes visibles Júpiter posee muy posiblemente nubes más densas de un compuesto químico llamado hidrosulfuro de amonio, NH4HS. A una presión en torno a 5-6 Pa existe posiblemente una capa aún más densa de nubes de agua. Una de las pruebas de la existencia de tales nubes la constituye la observación de descargas eléctricas compatibles con tormentas profundas a estos niveles de presión. Tales tormentas convectivas pueden en ocasiones extenderse desde los 5 Pa hasta los 300-500 hPa, unos 150 km en vertical.
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Descripción: Un púlsar es una estrella de neutrones que emite radiación periódica. Los púlsares poseen un intenso campo magnético que induce la emisión de estos pulsos de radiación electromagnética a intervalos regulares relacionados con el periodo de rotación del objeto.
Las estrellas de neutrones pueden girar sobre sí mismas hasta varios cientos de veces por segundo; un punto de su superficie puede estar moviéndose a velocidades de hasta 70.000 km/s. De hecho, las estrellas de neutrones que giran tan rápidamente se expanden en su ecuador debido a esta velocidad vertiginosa. Esto también implica que estas estrellas tengan un tamaño de unos pocos miles de metros, entre 10 y 20 kilómetros, ya que la fuerza centrífuga generada a esta velocidad es enorme y sólo el potente campo gravitatorio de una de estas estrellas (dada su enorme densidad) es capaz de evitar que se despedace.
El efecto combinado de la enorme densidad de estas estrellas con su intensísimo campo magnético (generado por los protones y electrones de la superficie girando alrededor del centro a semejantes velocidades) causa que las partículas que se acercan a la estrella desde el exterior (como, por ejemplo, moléculas de gas o polvo interestelar), se aceleren a velocidades extremas y realicen espirales cerradísimas hacia los polos magnéticos de la estrella. Por ello, los polos magnéticos de una estrella de neutrones son lugares de actividad muy intensa: emiten chorros de radiación en el rango del radio, rayos X o rayos gamma, como si fueran cañones de radiación electromagnética muy intensa y muy colimada.
Por razones aún no muy bien entendidas, los polos magnéticos de muchas estrellas de neutrones no están sobre el eje de rotación. El resultado es que los "cañones de radiación" de los polos magnéticos no apuntan siempre en la misma dirección, sino que rotan con la estrella.
Es posible entonces que, mirando hacia un punto determinado del firmamento, recibamos un "chorro" de rayos X durante un instante. El chorro aparece cuando el polo magnético de la estrella mira hacia la Tierra, deja de apuntarnos una milésima de segundo después debido a la rotación, y aparece de nuevo cuando el mismo polo vuelve a apuntar hacia la Tierra. Lo que percibimos entonces desde ese punto del cielo son pulsos de radiación con un periodo muy exacto, que se repiten una y otra vez (lo que se conoce como "efecto faro") cuando el chorro se orienta hacia nuestro planeta. Por eso, este tipo de estrellas de neutrones "pulsantes" se denominan púlsares (del inglés pulsating star, "estrella pulsante", aunque esta denominación se aplica con más propiedad a otro grupo de estrellas variables). Si la estrella está orientada de manera adecuada, podemos detectarla y analizar su velocidad de rotación. El periodo de la pulsación de estos objetos lógicamente aumenta cuando disminuye su velocidad de rotación. A pesar de ello, algunos púlsares con periodos extremadamente constantes han sido utilizados para calibrar relojes de precisión.
La señal del primer púlsar detectado tenía un periodo de 1,33730113 s. Este tipo de señales únicamente se puede detectar con un radiotelescopio. De hecho, cuando en julio de 1967 Jocelyn Bell y Antony Hewish detectaron estas señales de radio de corta duración y extremadamente regulares, pensaron que podrían haber establecido contacto con una civilización extraterrestre, por lo que llamaron tentativamente a su fuente LGM (Little Green Men u Hombrecitos verdes). Tras una rápida búsqueda se descubrieron 3 nuevos púlsares que emitían en radio a diferentes frecuencias, por lo que pronto se concluyó que estos objetos debían ser producto de fenómenos naturales. Anthony Hewish recibió en 1974 el Premio Nobel de Física por este descubrimiento y por el desarrollo de su modelo teórico. Jocelyn Bell no recibió condecoración porque sólo era una estudiante de doctorado, aunque fuera ella quien advirtió la primera señal de radio.
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Descripción:
Señal Wow! es el nombre por el cual se conoce en círculos astronómicos a una captación de radio que constituiría el único mensaje recibido hasta la fecha que podría tener un origen extraterrestre y haber sido emitido por seres inteligentes.
El 15 de agosto de 1977 a las 23:16, el radiotelescopio Big Ear recibió una señal de radio de origen desconocido durante exactamente 72 segundos proveniente de la zona oeste de la constelación de Sagitario y alcanzando una intensidad 30 veces superior al ruido de fondo.
De acuerdo al protocolo utilizado, esta señal no fue grabada sino que fue registrada por la computadora del observatorio en una sección de papel continuo diseñada para tal efecto. Unos días después, el joven profesor de la Universidad Estatal de Ohio Jerry R. Ehman, que estaba trabajando como voluntario en el proyecto SETI revisando los registros de la computadora, descubrió la señal anómala más intensa que se hubiera detectado hasta entonces por un radiotelescopio. La señal fue conocida como Wow debido a la anotación que Jerry Ehman hizo en el papel continuo, denotando su sorpresa y emoción. La secuencia de dicha señal fue: 6EQUJ5.
En la actualidad aún se investiga si esta señal de radio proviene de una civilización extraterrestre inteligente o de algún satélite que se encontrara dentro del campo de observación del radiotelescopio.
Todos los intentos posteriores de obtener una señal de la misma dirección no han encontrado nada inusual.
La computadora del radio-observatorio, una IBM 1130 equipada con 1 MB de disco duro y 32 KB de memoria RAM, se encargaba de convertir los datos recibidos directamente por el radio-telescopio a una serie de caracteres alfanuméricos. El software, diseñado por Bob Dixon y Jerry Ehman era bastante sofisticado ya que hacía continuos chequeos del funcionamiento del equipo y era capaz de ejecutar varios algoritmos de búsqueda simultáneamente, incluidos unos algoritmos de búsqueda capaces de aislar señales pulsantes o continuas. Además sirvió para solucionar la falta de espacio en los registros de impresora y el ahorro de tinta ya que se estaban rastreando 50 canales en la frecuencia del hidrógeno neutro (1420 MHz). Cada fila representaba los resultados de los datos recogidos durante aproximadamente 12 segundos de búsqueda. Eran necesarios 10 segundos para obtener las intensidades de todos los canales, y aproximadamente 2 segundos para que la computadora procesara los datos recibidos. Las columnas representaban las intensidades para los 50 canales en rastreo, de 10kHz de ancho de banda cada uno, con el canal nº1 situado en el extremo izquierdo y el canal nº50 situado en el extremo derecho.
Para detectar con precisión la intensidad de una posible señal, la computadora basaba las mediciones tomando como referencia la medición anterior. Esto se hacía debido a que el ruido de fondo no es constante respecto al tiempo y necesitaban tener en todo momento una referencia actualizada del mismo para poder diferenciar lo que es señal de lo que es el ruido. Este proceso se llevaba a cabo en 5 pasos:
-En un primer momento se dividía en 6 porciones la señal recibida en cada canal, de las cuales se separaban 1/6 del valor actual y 5/6 del valor anterior y eran separadas para eliminar el ruido de base.
-En el siguiente paso el resto era dividido por la desviación estándar (*) computada sobre 60 periodos (porciones de señal), 1/60 del valor actual más 59/60 del valor anterior. *Nótese que la desviación estándar es equivalente al ruido.
-El número calculado en el primer paso era dividido por el número calculado en el segundo. Esta operación daba el ratio de ruido de la señal.
-Después la parte entera de este ratio de ruido de la señal era tomada; y ...
-Por ultimo el número entero era impreso con las siguientes modificaciones. Si el valor era un 0 era representado mediante un espacio en blanco, los valores entre el 1 y el 9 eran imprimidos tal cual, y los enteros del 10 al 35 eran representados con las letras mayusculas que van de la A a la Z respectivamente. Si alguna señal tenía una intensidad de 36,0 o superior, el programa simplemente empezaba de nuevo desde 0. Asi, el valor 39 seria convertido a 4 (39-35).
La secuencia "6EQUJ5" en el segundo canal del registro de la computadora representaba los siguientes valores de ruido de la señal:
6 --> los valores entre 6,0 y 6,999... E --> los valores entre 14,0 y 14,999... Q --> los valores entre 26,0 y 26,999... U --> los valores entre 30,0 y 30,999... J --> los valores entre 19,0 y19,999... 5 --> los valores entre 5,0 y 5,999...
El intervalo más intenso recibido (la "U" significa que la señal era 30 veces más intensa que el ruido de fondo. Mucho de este ruido de fondo llega al receptor sin que se vea alterado, pero algunos ruidos pueden provenir de los arboles, de la hierba u otros objetos circundantes, y algo proviene del remanente del "Big Bang", explosión que se estima habría ocurrido hace 15.000 millones de años.
1420.4056 MHz - Hidrógeno neutro ¿Por qué en esta frecuencia? Pues porque es la del elemento más abundante en el Univeso. Hay millones de frecuencias posibles en todo el espectro radio-electrico, pero se piensa que cualquier civilización inteligente lo suficientemente avanzada como para estudiar el universo, debería conocer la radio-astronomía y por tanto hacer investigaciones radio-astronómicas. Si esto es así deberían conocer la frecuencia natural de emisión del hidrógeno neutro, que al ser el elemento más abundante del universo proporciona un canal óptimo para la emisión y recepción de señales.
Ya tenemos el canal, pero ¿en qué tipo de onda podemos esperar recibir un posible mensaje? Hay varios tipos de ondas que se diferencian por sus características a la hora de imprimirles un mensaje, como son la modulación de frecuencia (FM), la modulación de amplitud (AM), modulación de fase, modulación digital, banda lateral unica, etc... Pero de entre todas ellas destaca una en particular por su capacidad de concentrar gran cantidad de energía en el menor ancho de banda. Esta es la conocida como onda continua o CW (Continuous Wave) que por ser de una frecuencia fija y estable es la onda óptima para salvar las grandes distancias interestelares a la vez que es capaz de ser escuchada a niveles muy bajos de señal (el código Morse se emite en CW).
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fuente:ivoox
Descripción:
Sonidos de ondas de radio de la Tierra captado por satelites artificiales (sonido emulado electronicamente con computador)
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Descripción:
Júpiter es el quinto planeta del Sistema Solar. Forma parte de los denominados planetas exteriores o gaseosos. Recibe su nombre del dios romano Júpiter (Zeus en la mitología griega).
Se trata del planeta que ofrece un mayor brillo a lo largo del año dependiendo de su fase. Es, además, después del Sol, el mayor cuerpo celeste del Sistema Solar, con una masa casi dos veces y media la de los demás planetas juntos (con una masa 318 veces mayor que la de la Tierra y 3 veces mayor que la de Saturno).
Júpiter es un cuerpo masivo gaseoso, formado principalmente por hidrógeno y helio, carente de una superficie interior definida. Entre los detalles atmosféricos destacan la Gran mancha roja, un enorme anticiclón situado en las latitudes tropicales del hemisferio sur, la estructura de nubes en bandas brillantes y zonas oscuras, y la dinámica atmosférica global determinada por intensos vientos zonales alternantes en latitud y con velocidades de hasta 140 m/s (504 km/h).
Características generalesJúpiter es el planeta con mayor masa del Sistema Solar: equivale a unas 2,48 veces la suma de las masas de todos los demás planetas juntos. A pesar de ello, no es el planeta más masivo que se conoce: más de un centenar de planetas extrasolares han sido descubiertos con masas similares o superiores a la de Júpiter. Júpiter también posee la velocidad de rotación más rápida de los planetas del Sistema Solar: sobre su eje gira en poco menos de 10 horas. Esta velocidad de rotación se deduce a partir de las medidas del campo magnético del planeta. La atmósfera se encuentra dividida en regiones con fuertes vientos zonales con periodos de rotación que van desde las 9h 50m 30s, en la zona ecuatorial, a las 9h 55m 40s en el resto del planeta.
El planeta es conocido por una enorme formación meteorológica, la Gran Mancha Roja, fácilmente visible por astrónomos aficionados dado su gran tamaño, superior al de la Tierra. Su atmósfera está permanentemente cubierta de nubes que permiten trazar la dinámica atmosférica y muestran un alto grado de turbulencia.
Tomando como referencia la distancia al Sol, Júpiter es el quinto planeta del Sistema Solar. Su órbita se sitúa aproximadamente a 5 UA, unos 750 millones de km del Sol.
[editar] MasaLa masa de Júpiter es tal, que su baricentro con el Sol se sitúa en realidad por encima de su superficie (1,068 de radio solar, desde el centro del Sol). A pesar de ser mucho más grande que la Tierra (con un diámetro once veces mayor) es considerablemente menos denso. El volumen de Júpiter es equivalente al de 1.317 Tierras, pero su masa es sólo 318 veces mayor. La unidad de masa de Júpiter (Mj) se utiliza para medir masas de otros planetas gaseosos, sobre todo planetas extrasolares y enanas marrones.
Si bien Júpiter necesitaría tener 75 veces su masa para provocar las reacciones de fusión de hidrógeno necesarias y convertirse en una estrella, la enana roja más pequeña que se conoce tiene sólo un 30 por ciento más de radio que Júpiter (aunque tiene mucha más masa). Júpiter irradia más calor del que recibe de la escasa luz solar que recibe a esa distancia. La diferencia de calor desencadenada es generada por la inestabilidad Kelvin-Helmholtz mediante contracción adiabática (encogimiento). La consecuencia de este proceso es la contracción del planeta unos dos centímetros al año. Después de su formación, Júpiter era mucho más caliente y tenía un diámetro casi el doble del actual.
Si fuese cuatro veces mayor, el interior podría llegar a comprimirse mucho más a causa de fuerzas gravitacionales mayores, lo que podría dar lugar a una disminución de su volumen, independientemente de que su masa aumentase. Como resultado, se especula que Júpiter podría alcanzar uno de los diámetros más amplios que un planeta de estas características y evolución puede lograr. El proceso de reducción del volumen con aumento de masa podría continuar hasta que se alcanzara una combustión estelar, como en las enanas marrones con una masa 50 veces la de Júpiter. Esto ha llevado a algunos astrónomos a calificarlo como “estrella fracasada”, aunque no queda claro si los procesos involucrados en la formación de planetas como Júpiter se asemejan a los procesos de creación de sistemas estelares múltiples.
AtmósferaArtículo principal: Atmósfera de Júpiter
Júpiter visto por la sonda espacial Voyager 1La atmósfera de Júpiter no presenta una frontera clara con el interior líquido del planeta; la transición se va produciendo de una manera gradual. Se compone en su mayoría de Hidrógeno (87%) y Helio (13%), además de contener Metano, Vapor de agua, Amoníaco, y Sulfuro de hidrógeno, todas estas con < 0,1% de la composición de la atmósfera total.
Bandas y Zonas:El aficionado inglés A. S. Williams hizo el primer estudio sistemático sobre la atmósfera de Júpiter en 1896. La atmósfera de Júpiter está dividida en cinturones oscuros llamados Bandas y regiones claras llamadas Zonas, todos ellos alineados en la dirección de los paralelos. Las bandas y zonas delimitan un sistema de corrientes de viento alternantes en dirección con la latitud y en general de gran intensidad; por ejemplo, los vientos en el ecuador soplan a velocidades en torno a 100 m/s (360 km/h). En la Banda Ecuatorial Norte, los vientos pueden llegar a soplar a 140 m/s (500 km/h). La rápida rotación del planeta (9h 55' 30) hace que las fuerzas de Coriolis sean muy intensas siendo determinantes en la dinámica atmosférica del planeta.
La Gran Mancha Roja:
El científico inglés Robert Hooke observó en 1664 una gran formación meteorológica que podría ser la Gran Mancha Roja (conocida en inglés por las siglas GRS). Sin embargo no parecen existir informes posteriores de la observación de tal fenómeno hasta el siglo XX. En todo caso, varía mucho tanto de color como de intensidad. Las imágenes obtenidas por el Observatorio Yerkes a finales del siglo XIX muestran una mancha roja alargada, ocupando el mismo rango de latitudes pero con el doble de extensión longitudinal. A veces, es de un color rojo fuerte, y realmente muy notable, y en otras ocasiones palidece hasta hacerse insignificante. Históricamente, en un principio se pensó que la gran mancha roja era la cima de una montaña gigantesca o una meseta que salía por encima de las nubes. Esta idea fue sin embargo desechada en el siglo XIX al constatarse espectroscópicamente la composición de hidrógeno y helio de la atmósfera y determinarse que se trataba de un planeta fluido. El tamaño actual de la mancha roja es aproximadamente unas dos veces y media el de la Tierra. Meteorológicamente la Gran Mancha Roja es un enorme anticiclón muy estable en el tiempo. Los vientos en la periferia del vórtice tienen una intensidad cercana a los 400 km/h.
En marzo de 2006 se anunció que se había formado una segunda mancha roja, aproximadamente de la mitad del tamaño de la Gran Mancha Roja. La segunda mancha roja se formó a partir de la fusión de tres grandes óvalos blancos presentes en Júpiter desde los años 1940, denominados BC, DE y FA, y fusionados en uno solo entre los años 1998 y 2000, dando lugar a un único óvalo blanco denominado Óvalo blanco BA, cuyo color evolucionó hacia los mismos tonos que la mancha roja a comienzos del 2006. La coloración rojiza de ambas manchas puede producirse cuando los gases de la atmósfera interior del planeta se elevan en la atmósfera y sufren la interacción de la radiación solar. Las mediciones en el infrarrojo sugieren que ambas manchas se elevan por encima de las nubes principales. El paso, por tanto, de Óvalo Blanco a mancha roja podría ser un síntoma de que la tormenta está ganando fuerza. El 8 de abril de 2006, la Cámara de Seguimiento Avanzada del Hubble tomó nuevas imágenes de la joven tormenta.
La porción superior de la atmósfera está constituida por capas nubosas que son el escenario de violentas tempestades. La espectacular Gran mancha roja es un inmenso huracán que castiga al planeta desde hace tres siglos. Su diámetro es dos veces el de la tierra.
Estructura de nubes :Las nubes superiores de Júpiter están formadas probablemente de cristales congelados de amoníaco. El color rojizo viene dado por algún tipo de agente colorante desconocido aunque se sugieren compuestos de azufre o fósforo. Por debajo de las nubes visibles Júpiter posee muy posiblemente nubes más densas de un compuesto químico llamado hidrosulfuro de amonio, NH4HS. A una presión en torno a 5-6 Pa existe posiblemente una capa aún más densa de nubes de agua. Una de las pruebas de la existencia de tales nubes la constituye la observación de descargas eléctricas compatibles con tormentas profundas a estos niveles de presión. Tales tormentas convectivas pueden en ocasiones extenderse desde los 5 Pa hasta los 300-500 hPa, unos 150 km en vertical.
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Descripción: Un púlsar es una estrella de neutrones que emite radiación periódica. Los púlsares poseen un intenso campo magnético que induce la emisión de estos pulsos de radiación electromagnética a intervalos regulares relacionados con el periodo de rotación del objeto.
Las estrellas de neutrones pueden girar sobre sí mismas hasta varios cientos de veces por segundo; un punto de su superficie puede estar moviéndose a velocidades de hasta 70.000 km/s. De hecho, las estrellas de neutrones que giran tan rápidamente se expanden en su ecuador debido a esta velocidad vertiginosa. Esto también implica que estas estrellas tengan un tamaño de unos pocos miles de metros, entre 10 y 20 kilómetros, ya que la fuerza centrífuga generada a esta velocidad es enorme y sólo el potente campo gravitatorio de una de estas estrellas (dada su enorme densidad) es capaz de evitar que se despedace.
El efecto combinado de la enorme densidad de estas estrellas con su intensísimo campo magnético (generado por los protones y electrones de la superficie girando alrededor del centro a semejantes velocidades) causa que las partículas que se acercan a la estrella desde el exterior (como, por ejemplo, moléculas de gas o polvo interestelar), se aceleren a velocidades extremas y realicen espirales cerradísimas hacia los polos magnéticos de la estrella. Por ello, los polos magnéticos de una estrella de neutrones son lugares de actividad muy intensa: emiten chorros de radiación en el rango del radio, rayos X o rayos gamma, como si fueran cañones de radiación electromagnética muy intensa y muy colimada.
Por razones aún no muy bien entendidas, los polos magnéticos de muchas estrellas de neutrones no están sobre el eje de rotación. El resultado es que los "cañones de radiación" de los polos magnéticos no apuntan siempre en la misma dirección, sino que rotan con la estrella.
Es posible entonces que, mirando hacia un punto determinado del firmamento, recibamos un "chorro" de rayos X durante un instante. El chorro aparece cuando el polo magnético de la estrella mira hacia la Tierra, deja de apuntarnos una milésima de segundo después debido a la rotación, y aparece de nuevo cuando el mismo polo vuelve a apuntar hacia la Tierra. Lo que percibimos entonces desde ese punto del cielo son pulsos de radiación con un periodo muy exacto, que se repiten una y otra vez (lo que se conoce como "efecto faro") cuando el chorro se orienta hacia nuestro planeta. Por eso, este tipo de estrellas de neutrones "pulsantes" se denominan púlsares (del inglés pulsating star, "estrella pulsante", aunque esta denominación se aplica con más propiedad a otro grupo de estrellas variables). Si la estrella está orientada de manera adecuada, podemos detectarla y analizar su velocidad de rotación. El periodo de la pulsación de estos objetos lógicamente aumenta cuando disminuye su velocidad de rotación. A pesar de ello, algunos púlsares con periodos extremadamente constantes han sido utilizados para calibrar relojes de precisión.
La señal del primer púlsar detectado tenía un periodo de 1,33730113 s. Este tipo de señales únicamente se puede detectar con un radiotelescopio. De hecho, cuando en julio de 1967 Jocelyn Bell y Antony Hewish detectaron estas señales de radio de corta duración y extremadamente regulares, pensaron que podrían haber establecido contacto con una civilización extraterrestre, por lo que llamaron tentativamente a su fuente LGM (Little Green Men u Hombrecitos verdes). Tras una rápida búsqueda se descubrieron 3 nuevos púlsares que emitían en radio a diferentes frecuencias, por lo que pronto se concluyó que estos objetos debían ser producto de fenómenos naturales. Anthony Hewish recibió en 1974 el Premio Nobel de Física por este descubrimiento y por el desarrollo de su modelo teórico. Jocelyn Bell no recibió condecoración porque sólo era una estudiante de doctorado, aunque fuera ella quien advirtió la primera señal de radio.
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Descripción:
URANO
Descubridor William Herschel
Fecha 13 de marzo de 1781
Elementos orbitales
Inclinación 0,76986°
Excentricidad 0,04716771
Período orbital sideral 84a 3d 15,66h
Período orbital sinódico 369,7 días
Velocidad orbital media 6,8352 km/s
Radio orbital medio 19,19126393UA
2,8709722·1012 m
Satélites 27 conocidos
Características físicas
Masa 8,686×1025 kg
Densidad 1,27 g/cm³
Área de superficie 8.130.000.000 km²
Diámetro 51.118 km
Gravedad 8,69 m/s²
Velocidad de escape 21,29 km/s
Periodo de rotación -17h 14m
(movimiento retrógrado)
Inclinación axial 97,86°
Albedo 0,51
Características atmosféricas
Presión 120 kPa
Temperatura
Mínima 59 K
Media 68 K
Máxima N/A K
Nubes 55 K
Composición
Hidrógeno 83%
Helio 15%
Metano 1,99%
Amoníaco 0,01%
Etano 0,00025%
Acetileno 0,00001%
Monóxido de carbono Trazas
Sulfuro de hidrógeno Trazas
URANO
Descubridor William Herschel
Fecha 13 de marzo de 1781
Elementos orbitales
Inclinación 0,76986°
Excentricidad 0,04716771
Período orbital sideral 84a 3d 15,66h
Período orbital sinódico 369,7 días
Velocidad orbital media 6,8352 km/s
Radio orbital medio 19,19126393UA
2,8709722·1012 m
Satélites 27 conocidos
Características físicas
Masa 8,686×1025 kg
Densidad 1,27 g/cm³
Área de superficie 8.130.000.000 km²
Diámetro 51.118 km
Gravedad 8,69 m/s²
Velocidad de escape 21,29 km/s
Periodo de rotación -17h 14m
(movimiento retrógrado)
Inclinación axial 97,86°
Albedo 0,51
Características atmosféricas
Presión 120 kPa
Temperatura
Mínima 59 K
Media 68 K
Máxima N/A K
Nubes 55 K
Composición
Hidrógeno 83%
Helio 15%
Metano 1,99%
Amoníaco 0,01%
Etano 0,00025%
Acetileno 0,00001%
Monóxido de carbono Trazas
Sulfuro de hidrógeno Trazas
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Descripción:
Señal Wow! es el nombre por el cual se conoce en círculos astronómicos a una captación de radio que constituiría el único mensaje recibido hasta la fecha que podría tener un origen extraterrestre y haber sido emitido por seres inteligentes.
El 15 de agosto de 1977 a las 23:16, el radiotelescopio Big Ear recibió una señal de radio de origen desconocido durante exactamente 72 segundos proveniente de la zona oeste de la constelación de Sagitario y alcanzando una intensidad 30 veces superior al ruido de fondo.
De acuerdo al protocolo utilizado, esta señal no fue grabada sino que fue registrada por la computadora del observatorio en una sección de papel continuo diseñada para tal efecto. Unos días después, el joven profesor de la Universidad Estatal de Ohio Jerry R. Ehman, que estaba trabajando como voluntario en el proyecto SETI revisando los registros de la computadora, descubrió la señal anómala más intensa que se hubiera detectado hasta entonces por un radiotelescopio. La señal fue conocida como Wow debido a la anotación que Jerry Ehman hizo en el papel continuo, denotando su sorpresa y emoción. La secuencia de dicha señal fue: 6EQUJ5.
En la actualidad aún se investiga si esta señal de radio proviene de una civilización extraterrestre inteligente o de algún satélite que se encontrara dentro del campo de observación del radiotelescopio.
Todos los intentos posteriores de obtener una señal de la misma dirección no han encontrado nada inusual.
La computadora del radio-observatorio, una IBM 1130 equipada con 1 MB de disco duro y 32 KB de memoria RAM, se encargaba de convertir los datos recibidos directamente por el radio-telescopio a una serie de caracteres alfanuméricos. El software, diseñado por Bob Dixon y Jerry Ehman era bastante sofisticado ya que hacía continuos chequeos del funcionamiento del equipo y era capaz de ejecutar varios algoritmos de búsqueda simultáneamente, incluidos unos algoritmos de búsqueda capaces de aislar señales pulsantes o continuas. Además sirvió para solucionar la falta de espacio en los registros de impresora y el ahorro de tinta ya que se estaban rastreando 50 canales en la frecuencia del hidrógeno neutro (1420 MHz). Cada fila representaba los resultados de los datos recogidos durante aproximadamente 12 segundos de búsqueda. Eran necesarios 10 segundos para obtener las intensidades de todos los canales, y aproximadamente 2 segundos para que la computadora procesara los datos recibidos. Las columnas representaban las intensidades para los 50 canales en rastreo, de 10kHz de ancho de banda cada uno, con el canal nº1 situado en el extremo izquierdo y el canal nº50 situado en el extremo derecho.
Para detectar con precisión la intensidad de una posible señal, la computadora basaba las mediciones tomando como referencia la medición anterior. Esto se hacía debido a que el ruido de fondo no es constante respecto al tiempo y necesitaban tener en todo momento una referencia actualizada del mismo para poder diferenciar lo que es señal de lo que es el ruido. Este proceso se llevaba a cabo en 5 pasos:
-En un primer momento se dividía en 6 porciones la señal recibida en cada canal, de las cuales se separaban 1/6 del valor actual y 5/6 del valor anterior y eran separadas para eliminar el ruido de base.
-En el siguiente paso el resto era dividido por la desviación estándar (*) computada sobre 60 periodos (porciones de señal), 1/60 del valor actual más 59/60 del valor anterior. *Nótese que la desviación estándar es equivalente al ruido.
-El número calculado en el primer paso era dividido por el número calculado en el segundo. Esta operación daba el ratio de ruido de la señal.
-Después la parte entera de este ratio de ruido de la señal era tomada; y ...
-Por ultimo el número entero era impreso con las siguientes modificaciones. Si el valor era un 0 era representado mediante un espacio en blanco, los valores entre el 1 y el 9 eran imprimidos tal cual, y los enteros del 10 al 35 eran representados con las letras mayusculas que van de la A a la Z respectivamente. Si alguna señal tenía una intensidad de 36,0 o superior, el programa simplemente empezaba de nuevo desde 0. Asi, el valor 39 seria convertido a 4 (39-35).
La secuencia "6EQUJ5" en el segundo canal del registro de la computadora representaba los siguientes valores de ruido de la señal:
6 --> los valores entre 6,0 y 6,999... E --> los valores entre 14,0 y 14,999... Q --> los valores entre 26,0 y 26,999... U --> los valores entre 30,0 y 30,999... J --> los valores entre 19,0 y19,999... 5 --> los valores entre 5,0 y 5,999...
El intervalo más intenso recibido (la "U" significa que la señal era 30 veces más intensa que el ruido de fondo. Mucho de este ruido de fondo llega al receptor sin que se vea alterado, pero algunos ruidos pueden provenir de los arboles, de la hierba u otros objetos circundantes, y algo proviene del remanente del "Big Bang", explosión que se estima habría ocurrido hace 15.000 millones de años.
1420.4056 MHz - Hidrógeno neutro ¿Por qué en esta frecuencia? Pues porque es la del elemento más abundante en el Univeso. Hay millones de frecuencias posibles en todo el espectro radio-electrico, pero se piensa que cualquier civilización inteligente lo suficientemente avanzada como para estudiar el universo, debería conocer la radio-astronomía y por tanto hacer investigaciones radio-astronómicas. Si esto es así deberían conocer la frecuencia natural de emisión del hidrógeno neutro, que al ser el elemento más abundante del universo proporciona un canal óptimo para la emisión y recepción de señales.
Ya tenemos el canal, pero ¿en qué tipo de onda podemos esperar recibir un posible mensaje? Hay varios tipos de ondas que se diferencian por sus características a la hora de imprimirles un mensaje, como son la modulación de frecuencia (FM), la modulación de amplitud (AM), modulación de fase, modulación digital, banda lateral unica, etc... Pero de entre todas ellas destaca una en particular por su capacidad de concentrar gran cantidad de energía en el menor ancho de banda. Esta es la conocida como onda continua o CW (Continuous Wave) que por ser de una frecuencia fija y estable es la onda óptima para salvar las grandes distancias interestelares a la vez que es capaz de ser escuchada a niveles muy bajos de señal (el código Morse se emite en CW).
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fuente:ivoox
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