1. Nuestra galaxia, la Vía Láctea
La Vía Láctea es la proyección, sobre la esfera celeste, de uno de los brazos espirales de la galaxia de la cual
nosotros formamos parte, que toma, por extensión, el mismo nombre. Es una agrupación de unos 100.000 millones de
estrellas en forma de espiral o girándula, cuyas dimensiones se estiman en torno a los 100.000 años-luz y cuyo disco
central tiene un tamaño de 16.000 años-luz.
La Vía Láctea, también llamada Camino de Santiago, puede observarse a simple vista como una banda de luz
que recorre el firmamento nocturno, que Demócrito ya atribuyó a un conjunto de estrellas innumerables tan cercanas
entre sí que resultan indistinguibles. En 1610 Galileo, usando por primera vez el telescopio, confirmó la observación de
Demócrito. Hacia 1773 Herschel, contando las estrellas que observaba en el firmamento, construyó una imagen de la Via
Láctea como un disco estelar dentro del cual la Tierra se encuentra inmersa, pero no pudo calcular su tamaño. En 1912
la astrónoma H. Leavitt descubrió la relación entre el periodo y la luminosidad de las estrellas llamadas variables
cefeidas, lo que le permitió medir las distancias de los cúmulos globulares.
Varios años después Shapley demostró que los cúmulos están distribuidos con estructura más o menos esférica
alrededor del centro del disco, en lo que denominó el halo galáctico. También mostró que éste no está centrado en el Sol,
sino en un punto distante del disco en la dirección de la constelación de Sagitario, donde situó correctamente el centro de
la galaxia.
Esta estructura quedó confirmada cuando se observó desde el observatorio de Monte Wilson en California que el objeto
espiral llamado Andrómeda estaba constituido por estrellas individuales y no era una mera nebulosa de gas como hasta
entonces se creía. Hacia 1930 Trumpler descubrió el efecto de oscurecimiento galáctico producido por el polvo
interestelar, con lo que se logró corregir tanto el tamaño de la Galaxia como la distancia a la que se encuentra el Sol a los
valores hoy en día aceptados. De acuerdo con estos datos, el sistema Solar se encuentra a una distancia entre 8.000 y
10.000 parsecs de distancia del centro galáctico, aproximadamente a dos tercios de distancia.
Todas las estrellas que componen la Vía láctea están rotando alrededor del núcleo, que se cree que puede
contar en su interior con un agujero negro. Las observaciones astronómicas referidas a galaxias distantes muestran que
la velocidad de rotación del Sol alrededor de la galaxia es de unos 250 km/s, empleando aproximadamente 250 millones
de años en realizar una revolución completa. Las estrellas próximas al Sol realizan una órbita relativamente parecida,
pero las más cercanas al centro de la galaxia giran más rápido, hecho que se conoce como rotación diferencial.
La edad de la Vía Láctea se estima en unos 13 mil millones de años, dato que se desprende del estudio de los
cúmulos globulares y que concuerda con el resultado obtenido por los geólogos en su estudio de la desintegración
radiactiva de ciertos minerales terrestres.
La observación del mapa estelar ha permitido reconstruir los brazos espirales de la Galaxia, zonas en las cuales
es abundante el número de cúmulos estelares o zonas de formación estelar. Éstos se nombran por las constelaciones
que en ellos se encuentran. El brazo más cercano al centro galáctico es llamado de Centauro o de Norma-Centauro. El
siguiente brazo hacia el exterior es el de Sagitario. El brazo de Orion es nuestro brazo local, también llamado del Cisne, y
el brazo contiguo hacia el exterior se conoce como el de Perseo.

2. Planetas en otros sistemas solares
Saber si estamos o no solos en el universo ha sido uno de los objetivos de muchos filósofos y científicos a lo largo de la
historia. Hasta hace poco, los únicos planetas conocidos formaban parte del Sistema Solar. El descubrimiento de
planetas extrasolares es un acontecimiento bastante reciente. Aunque la búsqueda sistemática comenzó en 1988, el
primer planeta extrasolar o exoplaneta fue detectado en 1995.
Pero observar planetas directamente no es fácil. La existencia de planetas extrasolares se ha deducido en
primera instancia a partir de pruebas indirectas. No obstante, existen varios proyectos futuros que permitirán observar
estos planetas en el visible o en el infrarrojo. A partir de ahí se podrían obtener algunos datos que permitan deducir si
dichos planetas alojan vida o no.
Hasta hace poco tiempo los científicos no han dispuesto de técnicas e instrumentos capaces de detectar planetas
extrasolares, es decir, sistemas planetarios en torno a otras estrellas. Pero la existencia de nuestro sistema planetario ha
fomentado la búsqueda. Así, uno de los primeros pasos hacia el descubrimiento de planetas más allá de nuestro Sistema
Solar se produjo en 1983, cuando se descubrió un disco en torno a la estrella Beta Pictoris. Pero durante mucho tiempo
ésta ha sido la única prueba disponible.
La llegada del telescopio espacial Hubble permitió realizar observaciones detalladas de regiones de formación de
estrellas, como la existente en la constelación de Orión. Así se detectaron discos protoplanetarios en torno a estrellas
jóvenes en formación, y se comprobó que una gran parte de las estrellas que se estaban formando tenían discos que
podrían dar lugar a planetas en el futuro.
Al principio de la década de 1990, se anunció el descubrimiento de planetas girando alrededor de púlsares. Los
púlsares son estrellas muy compactas y que giran muy rápidamente, emitiendo radiación electromagnética que, si el eje
de rotación está orientado convenientemente, puede detectarse desde la Tierra. Más tarde se vio que existían errores en
el análisis de los datos y que dichos planetas no existían. Luego, no obstante se ha confirmado la existencia de planetas
girando en torno a púlsares.
Finalmente, en 1995, se anunció el descubrimiento del primer planeta extrasolar girando en torno a una estrella
de tipo solar, 51 Pegasi. A partir de ese momento, los anuncios de nuevos planetas extrasolares se han ido sucediendo
sin pausa hasta llegar a la actualidad. Ahora ya se conocen varias decenas de planetas extrasolares, y el número de
planetas conocidos crece cada año.
Dada la dificultad que presentan las observaciones directas, los primeros intentos de búsqueda de planetas que han
dado resultado se han basado en observaciones indirectas. Los métodos utilizados se basan en las perturbaciones
gravitatorias causadas por los planetas sobre las estrellas y en el tránsito del planeta por delante de la luz de la estrella.
La mayor parte de los planetas orbitan su estrella a una distancia bastante menor que la distancia Tierra-Sol.
Además, la masa observada es del orden de la masa de Júpiter. Esto es, en parte, consecuencia de los métodos de
detección empleados. Los planetas de masa mayor y que giran más cerca de la estrella tienen más posibilidades de ser
detectados por las técnicas empleadas.No obstante, el refinamiento de dichas técnicas y la utilización de otras nuevas
debe permitir en un futuro cercano detectar también planetas de tipo terrestre, es decir, planetas con una masa
equivalente a la de nuestro planeta. En el futuro, gracias a nuevos telescopios situados en tierra y a nuevos observatorios
espaciales, seremos capaces de recoger luz procedente directamente de los planetas para obtener imágenes. A partir de
ahí, con la ayuda de la espectroscopía, podremos conocer cuáles son los componentes principales de las atmósferas o
las superficies de los planetas.

3. El polvo cósmico
Según las teorías astronómicas actuales, las galaxias fueron en origen grandes conglomerados de gas y polvo cósmico
que giraban lentamente, fragmentándose en vórtices turbulentos y condensándose en estrellas. En algunas regiones
donde la formación de estrellas fue muy activa, casi todo el polvo y el gas fue a parar a una estrella u otra. Poco o nada
fue lo que quedó en el espacio intermedio. Esto es cierto para los cúmulos globulares, las galaxias elípticas y el núcleo
central de las galaxias espirales.
Dicho proceso fue mucho menos eficaz en las afueras de las galaxias espirales. Las estrellas se formaron en
números mucho menores y sobró mucho polvo y mucho gas. Nosotros, los habitantes de la Tierra, nos encontramos en
los brazos espirales de nuestra galaxia y vemos las manchas oscuras que proyectan las nubes de polvo contra el
resplandor de la Vía Láctea. El centro de nuestra propia galaxia queda completamente oscurecido por tales nubes.
El material de que está formado el universo consiste en su mayor parte en hidrógeno y helio. Los átomos de helio
no tienen ninguna tendencia a juntarse unos con otros. Los de hidrógeno sí, pero sólo en parejas, formando moléculas de
hidrógeno (H2). Quiere decirse que la mayor parte del material que flota entre las estrellas consiste en pequeños átomos
de helio o en pequeños átomos y moléculas de hidrógeno. Todo ello constituye el gas interestelar, que forma la mayor
parte de la materia entre las estrellas.
El polvo interestelar (o polvo cósmico) que se halla presente en cantidades mucho más pequeñas, se compone
de partículas diminutas, pero mucho más grandes que átomos o moléculas, y por tanto deben contener átomos que no
son ni de hidrógeno ni de helio.
El tipo de átomo más común en el universo, después del hidrógeno y del helio, es el oxígeno. El oxígeno puede
combinarse con hidrógeno para formar grupos oxhidrilo (OH) y moléculas de agua (H2O), que tienen una marcada
tendencia a unirse a otros grupos y moléculas del mismo tipo que encuentren en el camino, de forma que poco a poco se
van constituyendo pequeñísimas partículas compuestas por millones y millones de tales moléculas. Los grupos oxhidrilo
y las moléculas de agua pueden lforman parte del polvo cósmico. En 1965 se detectó por primera vez grupos oxhidrilo en
el espacio y se comenzó a estudiar su distribución. Desde entonces se ha informado también de la existencia de
moléculas más complejas, que contienen átomos de carbono así como de hidrógeno y oxígeno.
Tiene que contener también agrupaciones atómicas formadas por átomos aún menos comunes que los de hidrógeno,
oxígeno y carbono. En el espacio interestelar se han detectado átomos de calcio, sodio, potasio y hierro, observando la
luz que esos átomos absorben.
Dentro de nuestro sistema solar hay un material parecido, aportado quizás por los cometas. Es posible que fuera
de los límites visibles del sistema solar exista una capa con gran número de cometas, y que algunos de ellos se
precipiten hacia el Sol (acaso por los efectos gravitatorios de las estrellas cercanas). Los cometas son conglomerados
sueltos de diminutos fragmentos sólidos de metal y roca, unidos por una mezcla de hielo, metano y amoníaco
congelados y otros materiales parecidos. Cada vez que un cometa se aproxima al Sol, se evapora parte de su materia,
liberando diminutas partículas sólidas que se esparcen por el espacio en forma de larga cola. En última instancia el
cometa se desintegra por completo.
A lo largo de la historia del sistema solar se han desintegrado innumerables cometas y han llenado de polvo el
espacio interior del sistema. La Tierra recoge cada día miles de millones de estas partículas de polvo. Los científicos
espaciales se interesan por ellas por diversas razones; una de ellas es que los micrometeoroides de mayor tamaño
podrían suponer un peligro para los futuros astronautas y colonizadores de la Luna.

4. Las novas y supernovas
Antes de la era de la astronomía, a una estrella que aparecía súbitamente donde antes no se había visto nada, se le
llamaba nova, o "estrella nueva". Éste es un nombre inapropiado, ya que estas estrellas existían mucho antes de que se
pudieran ver a simple vista. Los astrónomos consideran que quizá existan una docena de novas en la Vía Láctea, la
galaxia de la Tierra, cada año, pero dos o tres de ellas están demasiado lejos para poder verlas o las oscurece la materia
interestelar.
En efecto, a las novas se las observa con más facilidad en otras galaxias cercanas que en la nuestra. Se les llama novas
de acuerdo con el año de su aparición y la constelación en la que surgen. De forma característica, una nova incrementa
en varios miles de veces su brillo original en cuestión de días o de horas. Después entra en un periodo de transición,
durante el cual palidece, y cobra brillo de nuevo; a partir de ahí palidece poco a poco hasta llegar a su nivel original de
brillo.
Las novas son estrellas en un periodo tardío de evolución. Se puede considerar que son un tipo de estrellas
variables. En apariencia se comportan así porque sus capas exteriores han formado un exceso de helio mediante
reacciones nucleares y se expande con demasiada velocidad como para ser contenida. La estrella despide de forma
explosiva una pequeña fracción de su masa como una capa de gas y entonces se normaliza. La estrella restante es
típicamente una enana blanca y por lo general se cree que es el miembro más pequeño de un sistema binario, sujeto a
una continua disminución de materia de la estrella más grande. Quizá este fenómeno suceda siempre con las novas
enanas, que surgen una y otra vez a intervalos regulares de unos cientos de días.
Las novas en general muestran una relación entre su máximo brillo y el tiempo que tardan en palidecer en una
cierta cantidad de magnitudes. Mediante mediciones de las novas más cercanas de las que conocemos la distancia y el
brillo, los astrónomos pueden utilizar las novas de otras galaxias como indicadores de la distancia de esas galaxias.
La explosión de una supernova es mucho más espectacular y destructiva que la de una nova y mucho más rara.
Estos fenómenos son poco frecuentes en nuestra galaxia, y a pesar de su aumento de brillo en un factor de miles de
millones, sólo unas pocas se pueden observar a simple vista. Hasta 1987 sólo se habían identificado realmente tres a lo
largo de la historia, la más conocida de las cuales es la que surgió en 1054 d. C. y cuyos restos se conocen como la
nebulosa del Cangrejo.
Las supernovas, al igual que las novas, se ven con más frecuencia en otras galaxias. Así pues, la supernova más
reciente, que apareció en el hemisferio sur el 24 de febrero de 1987, surgió en una galaxia satélite, la Gran Nube de
Magallanes. Esta supernova, que exhibe algunos rasgos insólitos, es hoy objeto de un intenso estudio astronómico.
Los mecanismos que producen las supernovas se conocen menos que los de las novas, sobre todo en el caso de las
estrellas que tienen más o menos la misma masa que el Sol, las estrellas medias. Sin embargo, las estrellas que tienen
mucha más masa explotan a veces en las últimas etapas de su rápida evolución como resultado de un colapso
gravitacional, cuando la presión creada por los procesos nucleares dentro de la estrella ya no puede soportar el peso de
las capas exteriores. A esto se le denomina supernova de Tipo II.
Una supernova de Tipo I se origina de modo similar a una nova. Es un miembro de un sistema binario que recibe
el flujo de combustible puro al capturar material de su compañero.
De la explosión de una supernova quedan pocos restos, salvo la capa de gases que se expande. Un ejemplo famoso es
la nebulosa del Cangrejo; en su centro hay un púlsar, o estrella de neutrones que gira a gran velocidad. Las supernovas
son contribuyentes significativos al material interestelar que forma nuevas estrellas.

5. Nebulosas en nuestra Galaxia
Una nebulosa es una nube de gas o polvo en el espacio. Las nebulosas pueden ser oscuras o, si se iluminan por
estrellas cercanas o estrellas inmersas en ellas, pueden ser brillantes. Generalmente son lugares donde se produce la
formación de estrellas y discos planetarios, por lo que se suelen encontrar en su seno estrellas muy jóvenes.
Existe gran variedad de nebulosas acompañando a las estrellas en todas las etapas de su evolución. La gran mayoría
corresponden a nubes gaseosas de hidrógeno y helio que experimentan un proceso de contracción gravitatoria hacia un
estado de protoestrella. Así, las llamadas nebulosas capullo cuentan en su interior cuentan con una estrella recién
formada. La nebulosa no es, en este caso, sino los restos de gas que no ha colapsado. El gas en cuestión, que puede,
mediante colisiones atómicas, formar moléculas y pequeñas partículas sólidas de mayor o menor complejidad, se
calienta por la radiación emitida por la nueva estrella lo suficiente como para enmascarar su presencia, y lo que se
observa es una imagen parecida a la de un capullo de oruga.
Otro tipo de nebulosas, llamados glóbulos de Bok, son nubes de gas muy condensado, en vías de formar una
protoestrella. Se revelan, cuando están situadas sobre un fondo claro, como por ejemplo la Galaxia, como un
oscurecimiento del fondo, por ejemplo la nebulosa llamada Saco de carbón, junto a la constelación Cruz del Sur, y la
nebulosa llamada de Cabeza de caballo.
Los llamados objetos de Herbig-Haro son nebulosas pequeñas, variables, que aparecen y desaparecen en un periodo de
pocos años, que parecen consistir en grumos de materia gaseosa eyectados en los polos de una estrella en formación,
principalmente en la fase de capullo. Su luminosidad se produce por colisión con la nube circundante de gas, pues
producen una característica onda de choque debido a la gran velocidad con que se expulsan.
Otro tipo de nebulosas, con una composición química rica en elementos químicos pesados (helio, carbono y nitrógeno
principalmente) son restos de materia estelar expulsada por las estrellas gigantes y supergigantes a gran velocidad (1000
Km/s) en un tipo de estrellas llamadas de Wolf-Rayet. semejantes a éstas se producen también en las últimas etapas
estelares, tras la formación de novas y supernovas.
A las nebulosas planetarias se les llama así porque muchas de ellas se parecen a los planetas cuando son observadas a
través de un telescopio, aunque de hecho son capas de material de las que se desprendió una estrella evolucionada de
masa media durante su última etapa de evolución de gigante roja antes de convertirse en enana blanca. La nebulosa del
Anillo, en la constelación de Lira, es una planetaria típica que tiene un periodo de rotación de 132.900 años y una masa
de unas 14 veces la masa del Sol.
En la Vía Láctea se han descubierto varios miles de nebulosas planetarias. Más espectaculares, pero menores en
número, son los fragmentos de explosiones de supernovas, y quizás la más famosa de éstas sea la nebulosa del
Cangrejo. Las nebulosas de este tipo son radiofuentes intensas, como consecuencia de las explosiones que las formaron
y los probables restos de púlsares en que se convirtieron las estrellas originarias.

6. El origen del sistema solar
En años recientes, los astrónomos han propuesto que la fuerza iniciadora en la formación del Sistema Solar debería ser
una explosión supernova. Cabe imaginar que una vasta nube de polvo y gas que ya existiría, relativamente incambiada,
durante miles de millones de años, habría avanzado hacia las vecindades de una estrella que acababa de explotar como
una supernova. La onda de choque de esta explosión, la vasta ráfaga de polvo y gas que se formaría a su paso a través
de la nube casi inactiva a la que he mencionado que comprimiría esta nube, intensificando así su campo gravitatorio e
iniciando la condensación que con lleva la formación de una estrella.
Si ésta era la forma en que se había creado el Sol, ¿qué ocurría con los planetas? ¿De dónde procedían? El
primer intento para conseguir una respuesta fue adelantado por Immanuel Kant en 1755 e, independientemente, por el
astrónomo francés y matemático Fierre Simón de Laplace, en 1796. La descripción de Laplace era más detallada.
De acuerdo con la descripción de Laplace, la enorme nube de materia en contracción se hallaba en fase rotatoria
al empezar el proceso. Al contraerse, se incrementó su velocidad de rotación, de la misma forma que un patinador gira
más rápido cuando recoge sus brazos. Esto es debido a la «conversión del momento angular». Puesto que dicho
momento es igual a la velocidad del movimiento por la distancia desde el centro de rotación, cuando disminuye tal
distancia se incrementa, en compensación, la velocidad del movimiento.
Según Laplace, al aumentar la velocidad de rotación de la nube, ésta empezó a proyectar un anillo de materia a
partir de su ecuador, en rápida rotación. Esto disminuyó en cierto grado el momento angular, de tal modo que se redujo
la velocidad de giro de la nube restante; pero al seguir contrayéndose, alcanzó de nuevo una velocidad que le permitía
proyectar otro anillo de materia. Así, el Sol fue dejando tras sí una serie de anillos (nubes de materia, en forma de
rosquillas), que se fueron condensando lentamente, para formar los planetas; con el tiempo, éstos expelieron, a su vez,
pequeños anillos, que dieron origen a sus satélites.
A causa de este punto de vista, de que el Sistema Solar comenzó como una nube o nebulosa, y dado que
Laplace apuntó a la nebulosa de Andrómeda (que entonces no se sabía que fuese una vasta galaxia de estrellas, sino
que se creía que era una nube de polvo y gas en rotación), esta sugerencia ha llegado a conocerse como hipótesis
nebular.
La «hipótesis nebular» de Laplace parecía ajustarse muy bien a las características principales del Sistema Solar,
e incluso a algunos de sus detalles. Por ejemplo, los anillos de Saturno podían ser los de un satélite que no se hubiera
condensado ya que, al unirse todos, podría haberse formado un satélite de respetable tamaño. De manera similar, los
asteroides que giraban, en cinturón alrededor del Sol, entre Marte y Júpiter, podrían ser condensaciones de partes de un
anillo que no se hubieran unido para formar un planeta. Y cuando Helmholtz y Kelvin elaboraron unas teorías que
atribuían la energía del Sol a su lenta contracción, las hipótesis parecieron acomodarse de nuevo perfectamente a la
descripción de Laplace.
La hipótesis nebular mantuvo su validez durante la mayor parte del siglo XIX. Pero antes de que éste finalizara
empezó a mostrar puntos débiles. En 1859, James Clerk Maxwell, al analizar de forma matemática los anillos de Saturno,
llegó a la conclusión de que un anillo de materia gaseosa lanzado por cualquier cuerpo podría condensarse sólo en una
acumulación de pequeñas partículas, que formarían tales anillos, pero que nunca podría formar un cuerpo sólido, porque
las fuerzas gravitatorias fragmentarían el anillo antes de que se materializara su condensación.
También surgió el problema del momento angular. Se trataba de que los planetas, que constituían sólo algo más
del 0,1% de la masa del Sistema Solar, contenían, sin embargo, el 98% de su momento angular! En otras palabras: el
Sol retenía únicamente una pequeña fracción del momento angular de la nube original.

7. ¿Podemos viajar al planeta marte?
La NASA tiene un misterio que resolver: ¿Podemos mandar personas a Marte, o no? Es una cuestión de radiación.
Conocemos la cantidad de radiación que hay ahí afuera, esperándonos entre la Tierra y Marte, pero no estamos seguros
del modo en que reaccionará el cuerpo humano frente a ella.
Los astronautas de la NASA han estado en el espacio, ocasionalmente, desde hace 45 años. Salvo durante un
par de rápidos viajes a la luna, nunca han permanecido lejos de la Tierra durante un largo período de tiempo. El espacio
profundo está repleto de protones originados por las llamaradas solares, rayos gamma que provienen de los agujeros
negros recién nacidos y rayos cósmicos procedentes de explosiones estelares. Un largo viaje hasta Marte, sin grandes
planetas en las cercanías que actúen como escudos reflectores de esa radiación, va a ser una nueva aventura.
La NASA mide el peligro de la radiación en unidades de riesgo cancerígeno. Un norteamericano saludable de 40
años, no fumador, tiene una probabilidad (enorme) del 20% de morir eventualmente a causa del cáncer. Eso si
permanece en la Tierra. Si viajase a Marte, el riesgo aumentaría. La pregunta es ¿cuánto?
Según un estudio del año 2001 sobre gente expuesta a grandes dosis de radiación - p. e. los supervivientes de la
bomba atómica de Hiroshima, e irónicamente, los pacientes de cáncer que se han sometido a radioterapia -, el riesgo
inherente a una misión tripulada a Marte que durase 1. 000 días, caería entre un 1% y un 19%. La respuesta más
probable es un 3,4%, pero el margen de error es muy amplio. Lo curioso es que es aún peor para las mujeres. Debido a
los pechos y ovarios, el riesgo en astronautas femeninas es prácticamente el doble que el de sus compañeros varones.
Los investigadores que realizaron el estudio asumieron que la nave a Marte se construiría principalmente de
aluminio, como la cápsula del Apolo. La "piel" de la nave espacial absorbería casi la mitad de la radiación que impactase
contra ella.
Si el porcentaje del riesgo adicional es de sólo un poquito más... estará bien. Podríamos construir una nave
espacial usando aluminio y de cabeza a Marte. El aluminio es el material favorito en la construcción de naves debido a su
ligereza y fortaleza, y a la larga experiencia que, desde hace décadas, tienen los ingenieros con su manejo en la industria
aeroespacial. Pero si fuese del 19% nuestro astronauta de 40 y pico años se enfrentaría a un riesgo de fallecer por
cáncer del 20% más el 19%, es decir, el 39% tras su retorno a la Tierra. Eso no es aceptable. El margen de error es
amplio, por una buena razón. La radiación de espacio es una mezcla única de rayos gamma, protones altamente
energéticos y rayos cósmicos. Las ráfagas de explosiones atómicas y los tratamientos contra el cáncer, que es en lo que
se basan muchos estudios, no son un sustituto fiable para la radiación "real".
La mayor amenaza para los astronautas en ruta a Marte es la de los rayos cósmicos galácticos. Estos rayos, se
componen de partículas aceleradas a casi la velocidad de la luz, provenientes de las explosiones de supernovas lejanas.
Los más peligrosos son los núcleos ionizados pesadamente. Una oleada de estos rayos atravesaría la coraza de la nave
y la piel de los humanos como diminutas balas de cañón, rompiendo las hebras de las moléculas de ADN, dañando los
genes y matando a las células.
Los astronautas se han visto expuestos muy raramente a una dosis completa de estos rayos del espacio profundo.
Consideremos la Estación Espacial Internacional (ISS): que orbita a sólo 400 Km. sobre la superficie de la Tierra. El
cuerpo de nuestro planeta, pareciendo grande, solamente intercepta un tercio de los rayos cósmicos antes de que
alcancen a la ISS. Otro tercio es desviado por la magnetosfera terrestre. Los astronautas de la lanzadera espacial se
benefician de reducciones similares.
Los astronautas del proyecto Apolo que viajaron a la luna absorbieron dosis mayores - cerca de 3 veces la de la ISS -
pero solo por unos pocos días durante su travesía de la Tierra a la luna. En su camino a la luna, las tripulaciones del
Apolo informaron haber visto destellos de rayos cósmicos en sus retinas, y ahora, muchos años más tarde, algunos de
ellos han desarrollado cataratas. Por otro lado no parecen haber sufrido demasiado. Pero los astronautas que viajen a
Marte estarán "ahí afuera" durante un año o más. No podemos estimar aún, con fiabilidad, lo que los rayos cósmicos nos
harán cuando nos veamos expuestos a ellos durante tanto tiempo.
Averiguarlo es la misión del nuevo Laboratorio de Radiación Espacial de la NASA (NSRL), con sede en las instalaciones
del Laboratorio Nacional Brookhaven, localizado en Nueva York, dependiente del Departamento de Energía de los EE.
UU y que fue inaugurado en Octubre del 2003. En el NSRL hay aceleradores de partículas que pueden simular los rayos

8. cósmicos. Los investigadores exponen células y tejidos de mamífero a haces de partículas, y luego inspeccionan los
daños. El objetivo es reducir la incertidumbre en las estimaciones de riesgo a sólo un pequeño porcentaje para el año
2015.
Una vez que conozcamos el riesgo, la NASA puede decidir que clase de nave espacial ha de construirse. Es posible que
los materiales de construcción ordinarios, como el aluminio, no sean lo bastante buenos. ¿Qué tal fabricar una nave de
plástico?
Los plásticos son ricos en hidrógeno, un elemento que hace un gran trabajo como absorbente de rayos cósmicos. Por
ejemplo, el polietileno, el mismo material con el que se hacen las bolsas de basura, absorbe un 20% más de rayos
cósmicos que el aluminio. Cierta forma de polietileno reforzado, desarrollado por el Centro de Vuelo Espacial Marshall, es
10 veces más fuerte que el aluminio, y también más ligero. Este podría convertirse en el material elegido para la
construcción de la nave espacial, si podemos fabricarlo lo suficientemente barato.
Si el plástico no fuese lo bastante bueno, entonces podría requerirse la presencia de hidrógeno puro. Litro a litro, el
hidrógeno líquido bloquea los rayos cósmicos 2, 5 veces mejor que el aluminio. Algunos diseños avanzados de nave
espacial necesitan grandes tanques de hidrógeno líquido como combustible, de modo que podríamos proteger a la
tripulación de la radiación envolviendo los habitáculos con los tanques.
¿Podemos ir a Marte? Puede que si, pero antes, debemos resolver la cuestión del nivel de radiación que puede soportar
nuestro cuerpo, y qué clase de nave espacial necesitamos construir.

9. La teoria del Big Bang y el origen del Universo
El Big Bang, literalmente gran estallido, constituye el momento en que de la "nada" emerge toda la materia, es decir, el
origen del Universo. La materia, hasta ese momento, es un punto de densidad infinita, que en un momento dado
"explota" generando la expansión de la materia en todas las direcciones y creando lo que conocemos como nuestro
Universo.
Inmediatamente después del momento de la "explosión", cada partícula de materia comenzó a alejarse muy
rápidamente una de otra, de la misma manera que al inflar un globo éste va ocupando más espacio expandiendo su
superficie. Los físicos teóricos han logrado reconstruir esta cronología de los hechos a partir de un 1/100 de segundo
después del Big Bang. La materia lanzada en todas las direcciones por la explosión primordial está constituida
exclusivamente por partículas elementales: Electrones, Positrones, Mesones, Bariones, Neutrinos, Fotones y un largo
etcétera hasta más de 89 partículas conocidas hoy en día.
En 1948 el físico ruso nacionalizado estadounidense George Gamow modificó la teoría de Lemaître del núcleo
primordial. Gamow planteó que el Universo se creó en una explosión gigantesca y que los diversos elementos que hoy
se observan se produjeron durante los primeros minutos después de la Gran Explosión o Big Bang, cuando la
temperatura extremadamente alta y la densidad del Universo fusionaron partículas subatómicas en los elementos
químicos.
Cálculos más recientes indican que el hidrógeno y el helio habrían sido los productos primarios del Big Bang, y
los elementos más pesados se produjeron más tarde, dentro de las estrellas. Sin embargo, la teoría de Gamow
proporciona una base para la comprensión de los primeros estadios del Universo y su posterior evolución. A causa de su
elevadísima densidad, la materia existente en los primeros momentos del Universo se expandió con rapidez. Al
expandirse, el helio y el hidrógeno se enfriaron y se condensaron en estrellas y en galaxias. Esto explica la expansión del
Universo y la base física de la ley de Hubble.
Según se expandía el Universo, la radiación residual del Big Bang continuó enfriándose, hasta llegar a una
temperatura de unos 3 K (-270 °C). Estos vestigios de radiación de fondo de microondas fueron detectados por los
radioastrónomos en 1965, proporcionando así lo que la mayoría de los astrónomos consideran la confirmación de la
teoría del Big Bang.
Uno de los problemas sin resolver en el modelo del Universo en expansión es si el Universo es abierto o cerrado
(esto es, si se expandirá indefinidamente o se volverá a contraer).
Un intento de resolver este problema es determinar si la densidad media de la materia en el Universo es mayor
que el valor crítico en el modelo de Friedmann. La masa de una galaxia se puede medir observando el movimiento de
sus estrellas; multiplicando la masa de cada galaxia por el número de galaxias se ve que la densidad es sólo del 5 al
10% del valor crítico. La masa de un cúmulo de galaxias se puede determinar de forma análoga, midiendo el movimiento
de las galaxias que contiene. Al multiplicar esta masa por el número de cúmulos de galaxias se obtiene una densidad
mucho mayor, que se aproxima al límite crítico que indicaría que el Universo está cerrado.
La diferencia entre estos dos métodos sugiere la presencia de materia invisible, la llamada materia oscura, dentro
de cada cúmulo pero fuera de las galaxias visibles. Hasta que se comprenda el fenómeno de la masa oculta, este
método de determinar el destino del Universo será poco convincente.
Muchos de los trabajos habituales en cosmología teórica se centran en desarrollar una mejor comprensión de los
procesos que deben haber dado lugar al Big Bang. La teoría inflacionaria, formulada en la década de 1980, resuelve
dificultades importantes en el planteamiento original de Gamow al incorporar avances recientes en la física de las
partículas elementales.

10. Albert Einstein y la relatividad
Según las leyes del movimiento establecidas por primera vez con detalle por Isaac Newton hacia 1680-89, dos o más
movimientos se suman de acuerdo con las reglas de la aritmética elemental. Supongamos que un tren pasa a nuestro
lado a 20 kilómetros por hora y que un niño tira desde el tren una pelota a 20 kilómetros por hora en la dirección del
movimiento del tren. Para el niño, que se mueve junto con el tren, la pelota se mueve a 20 kilómetros por hora. Pero para
nosotros, el movimiento del tren y el de la pelota se suman, de modo que la pelota se moverá a la velocidad de 40
kilómetros por hora.
Como veis, no se puede hablar de la velocidad de la pelota a secas. Lo que cuenta es su velocidad con respecto a un
observador particular. Cualquier teoría del movimiento que intente explicar la manera en que las velocidades (y
fenómenos afines) parecen variar de un observador a otro sería una «teoría de la relatividad».
La teoría de la relatividad de Einstein nació del siguiente hecho: lo que funciona para pelotas tiradas desde un tren no
funciona para la luz. En principio podría hacerse que la luz se propagara, o bien a favor del movimiento terrestre, o bien
en contra de él. En el primer caso parecería viajar más rápido que en el segundo (de la misma manera que un avión viaja
más aprisa, en relación con el suelo, cuando lleva viento de cola que cuando lo lleva de cara). Sin embargo, medidas
muy cuidadosas demostraron que la velocidad de la luz nunca variaba, fuese cual fuese la naturaleza del movimiento de
la fuente que emitía la luz.
Einstein dijo entonces: supongamos que cuando se mide la velocidad de la luz en el vacío, siempre resulta el mismo
valor (unos 299.793 kilómetros por segundo), en cualesquiera circunstancias. ¿Cómo podemos disponer las leyes del
universo para explicar esto? Einstein encontró que para explicar la constancia de la velocidad de la luz había que aceptar
una serie de fenómenos inesperados.
Halló que los objetos tenían que acortarse en la dirección del movimiento, tanto más cuanto mayor fuese su
velocidad, hasta llegar finalmente a una longitud nula en el límite de la velocidad de la luz; que la masa de los objetos en
movimiento tenía que aumentar con la velocidad, hasta hacerse infinita en el límite de la velocidad de la luz; que el paso
del tiempo en un objeto en movimiento era cada vez más lento a medida que aumentaba la velocidad, hasta llegar a
pararse en dicho límite; que la masa era equivalente a una cierta cantidad de energía y viceversa.
Todo esto lo elaboró en 1905 en la forma de la «teoría especial de la relatividad», que se ocupaba de cuerpos
con velocidad constante. En 1915 extrajo consecuencias aún más sutiles para objetos con velocidad variable, incluyendo
una descripción del comportamiento de los efectos gravitatorios. Era la «teoría general de la relatividad».
Los cambios predichos por Einstein sólo son notables a grandes velocidades. Tales velocidades han sido observadas
entre las partículas subatómicas, viéndose que los cambios predichos por Einstein se daban realmente, y con gran
exactitud. Es más, sí la teoría de la relatividad de Einstein fuese incorrecta, los aceleradores de partículas no podrían
funcionar, las bombas atómicas no explotarían y habría ciertas observaciones astronómicas imposibles de hacer.
Pero a las velocidades corrientes, los cambios predichos son tan pequeños que pueden ignorarse. En estas
circunstancias rige la aritmética elemental de las leyes de Newton; y como estamos acostumbrados al funcionamiento de
estas leyes, nos parecen ya de «sentido común», mientras que la ley de Einstein se nos antoja «extraña».

11. Planetas del sistema solar
Esencialmente, un planeta se diferencia de una estrella en su cantidad de masa, mucho menor. A causa de este déficit,
los planetas no desarrollan procesos de fusión termonuclear y no pueden emitir luz propia; limitándose a reflejar la de la
estrella entorno a la cual giran. Históricamente se han distinguido nueve: Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno,
Urano, Neptuno y Plutón; sin embargo, existen otros cuerpos planetarios que por sus grandes dimensiones podrían ser
considerados también como planetas. Éste es el caso de Ceres que con un diámetro superior a los 1. 000 km es empero,
clasificado como un asteroide.
Todos los planetas recorren sus órbitas alrededor del Sol en sentido contrario al de las agujas del reloj, fenómeno que se
conoce como traslación directa. Los Planetas tienen órbitas prácticamente circulares, según las leyes de Kepler son
elipses o círculos achatados. La desviación de la forma circular está cuantificada por el valor de la excentricidad.
La distancia media Tierra-Sol se usa como unidad de longitud y se denomina Unidad Astronómica (UA). Las distancias
medias entre el Sol y los Planetas aumentan en progresión geométrica desde Mercurio hasta Plutón.
Cada Planeta realiza una revolución completa alrededor del Sol en un tiempo denominado Periodo Sideral. Este periodo
aumenta geométricamente con la distancia al Sol según la tercera ley de Kepler. Los períodos siderales van desde los 88
días de Mercurio hasta los 248 años de Plutón. Las velocidades orbitales de los planetas disminuyen con la distancia
(desde 45 km/s para Mercurio hasta 5 km/s para Neptuno), pero son todas del mismo sentido.
Los Planetas tienen un movimiento de rotación entorno a su propio eje y en el mismo sentido que el de su traslación
alrededor del Sol. Los períodos de rotación van desde los 243 días de Venus hasta las 10h que tarda Júpiter en dar una
vuelta sobre si mismo. Los ejes de rotación de los planetas muestran diversas inclinaciones respecto de la eclíptica. La
mayor parte del los Planetas poseen numerosos satélites, que generalmente orbitan en el plano ecuatorial del planeta y
en el mismo sentido de su rotación. Las órbitas de los diferentes satélites de un planeta siguen a su vez la ley de Titus-
Bode.
Los planetas ligeros o gigantes se localizan en la parte externa del Sistema Solar. Tienen densidades pequeñas, que
reflejan su pequeña cantidad de silicatos. Son planetas constituidos básicamente por hidrógeno y helio, reflejo de la
composición de la nebulosa solar primigenia. Tienen importantes actividades meteorológicas y procesos de tipo
gravitacional en los que el planeta se va compactando, con un pequeño núcleo y una gran masa de gas en convección
permanente. Otra característica común, es el poseer anillos formados por pequeñas partículas en órbitas más cercanas
que las de sus satélites. A este tipo pertenecen Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno.
Los grandes planetas, Júpiter y Saturno, poseen sistemas de satélites, que en cierto modo, son modelos en miniatura del
Sistema Solar. Aunque no disponen de fuentes termonucleares de energía, siguen liberando energía gravitatoria en
cantidad superior a la radiación solar que reciben.
Los planetas densos o terrestres, están situados en la parte interna del Sistema Solar, zona que comprende desde la
órbita de Mercurio hasta el cinturón de asteroides. Tienen densidades entre tres y cinco gramos por centímetro cúbico.
Se ha producido una selección muy alta de la materia, dando lugar a productos como uranio, torio, y potasio, con núcleos
inestables que acompañan fenómenos de fisión radiactiva. Estos elementos han desarrollado el suficiente calor como
para generar vulcanismo y procesos tectónicos importantes. Algunos son todavía activos y han borrado los rasgos de su
superficie original. Son ejemplos la Tierra, Io, y Venus.
No obstante, existen otros cuerpos planetarios que han sufrido una intensa craterización de su superficie (Luna, Marte,
Fobos, Demos, Venus, en parte, Mercurio e incluso los asteroides). La presencia de cráteres en las superficies
planetarias indica cómo ha variado la abundancia de objetos en el espacio interplanetario a lo largo de su evolución,
proporcionando una clave para comprender la historia de cada uno de los planetas interiores.

12. Los cometas en el cielo
Los antiguos, observando que los cometas aparecían y desaparecían de manera imprevisible, rodeados de una pálida
cabellera y seguidos por una cola extremadamente cambiable, no tuvieron dudas: eran algo que venía a trastornar el
orden celeste.
El hecho mismo de que los cometas no seguían el movimiento de los planetas, no hacía más que fortalecer esta creencia
que llevó a considerar los cometas como responsables de acontecimientos históricos generalmente graves. De este
modo, durante siglos se consideró que los cometas eran mensajeros de infortunios y la aparición de un cometa era causa
de grandes preocupaciones en los pueblos.
En el siglo I a. JC. el escritor Plinio atribuyó la causa de la sangrienta guerra entre Julio César y Pompeyo al paso de un
cometa. Lo mismo sucedió en muchas otras ocasiones; también en el año 1066, cuando el duque de Normandía
Guillermo el Conquistador desembarcó en Inglaterra y mató al Rey Harold ll proclamándose nuevo rey, fue visto otro
cometa. Hoy sabemos que se trataba del cometa Halley, el representante más ilustre de esta categoría de astros, que
regresa de manera periódica.
Dejando a un lado las supersticiones, la opinión científica sobre la naturaleza de los cometas, que nuestros antepasados
compartieron, era la que Aristóteles estableció alrededor del 350 a. JC. El gran filósofo griego formuló la teoría que tanto
los cometas como los meteoros no eran otra cosa que fenómenos atmosféricos causados por vapores en ebullición que
se desprendían de la Tierra y eran impulsados hacia la parte superior de la atmósfera.
La convicción de Aristóteles sobre los cometas sobrevivió durante siglos y el propio Galileo no logró resolver el enigma
de las trayectorias de los cometas, aunque Tycho Brahe ya había lobrado calcular casi con total precisión sus enormes
distancias de la Tierra.
Sólo en la segunda mitad del siglo XVII, gracias a los estudios de Newton y de Halley, se logró saber que los cometas
están bajo la influencia de la fuerza de atracción del Sol, pero que, al contrario de los planetas, siguen trayectorias
extremadamente alargadas.
Halley calculó que las apariciones de un cometa producidas en 1531, en 1607 y en 1682, debían atribuirse a un mismo
objeto celeste y predijo que el cometa volvería en 1758. Halley no vivió tanto como para poder ver con sus propios ojos
confirmarse la predicción. El cometa se presentó puntualmente a la cita y desde entonces se conoce con su nombre.
Pero llegamos a nuestros días. Hasta hace pocos años se pensaba que los cometas eran cuerpos celestes formados por
residuos cósmicos, muy similares a los meteoritos, que vagan sin meta por el sistema solar. Hoy nuestros conocimientos
sobre los cometas han experimentado una revolución.
El astrónomo americano Fred Whipple ha formulado una hipótesis que concuerda perfectamente con la mayor parte de
las observaciones astronómicas. Según Whipple, los cometas son como "bolas de nieve sucia", es decir que estarían
formados por un conglomerado de hielos (agua, amoníaco, dióxido de carbono) y por granos sólidos constituídos por
carbono y silicatos.
Los núcleos así compuestos, debido a su pequeño tamaño, livianos y compactos, son capaces de resistir la fuerza
gravitacional del Sol y de los planetas, pero ai mismo tiempo son bastante volátiles como para justificar ia enorme nube
de la cual se rodean por efecto del calor solar. Esta hipótesis explicaría también por qué los cometas no son visibles
cuando carecen de cabellera y de cola.

13. ¿Cuál será el fin de la tierra?
El primero en intentar hacer un estudio detallado de la historia pasada y previsiblemente futura de la Tierra sin recurrir a
la intervención divina fue el geólogo escocés James Hutton. En 1785 publicó el primer libro de geología moderna, en el
cual admitía que del estudio de la Tierra no veía signo alguno de un comienzo ni perspectivas de fin ninguno.
Desde entonces hemos avanzado algo. Hoy día estamos bastante seguros de que la Tierra adquirió su forma actual hace
unos 4.600 millones de años. Fue por entonces cuando, a partir del polvo y gas de la nebulosa originaria que formó el
sistema solar, nació nuestro mundo tal como lo conocemos hoy. Una vez formada, y dejada en paz como colección de
metales y rocas cubierta por una delgada película de agua y aire, la Tierra podría existir para siempre, al menos por lo
que sabemos hoy. Pero ¿la dejarán en paz? ¿Como y cuando será el fin del mundo?
El objeto más cercano, de tamaño suficiente y energía bastante para afectar seriamente a la Tierra es el Sol. Mientras el
Sol mantenga su actual nivel de actividad (como lleva haciendo durante miles de millones de años), la Tierra seguirá
esencialmente inmutable. Ahora bien, ¿puede el Sol mantener para siempre ese nivel? Y, caso de que no, ¿qué cambio
se producirá y cómo afectará esto a la Tierra?
Hasta los años treinta parecía evidente que el Sol, como cualquier otro cuerpo caliente, tenía que acabar enfriándose.
Vertía y vertía energía al espacio, por lo cual este inmenso torrente tendría que disminuir y reducirse poco a poco a un
simple chorrito. El Sol se haría naranja, luego rojo, iría apagándose cada vez más y finalmente se apagaría.
En estas condiciones, también la Tierra se iría enfriando lentamente. El agua se congelaría y las regiones polares serían
cada vez más extensas. En último término, ni siquiera las regiones ecuatoriales tendrían suficiente calor para mantener la
vida. El océano entero se congelaría en un bloque macizo de hielo e incluso el aire se licuaría primero y luego se
congelaría. Durante billones de años, esta Tierra gélida seguiría girando alrededor del difunto Sol.
Pero aun en esas condiciones, la Tierra, como planeta, seguiría existiendo.
Sin embargo, durante la década de los treinta, los científicos nucleares empezaron por primera vez a calcular las
reacciones nucleares que tienen lugar en el interior del Sol y otras estrellas. Y hallaron que aunque el Sol tiene que
acabar por enfriarse, habrá períodos de fuerte calentamiento antes de ese fin. Una vez consumida la mayor parte del
combustible básico, que es el hidrógeno, empezarán a desarrollarse otras reacciones nucleares, que calentarán el Sol y
harán que se expanda enormemente.
Aunque emitirá una cantidad mayor de calor, cada porción de su ahora vastísima superficie tocará a una fracción mucho
más pequeña de ese calor y será, por tanto, más fría. El Sol se convertirá en una gigante roja. En tales condiciones es
probable que la Tierra se convierta en un ascua y luego se vaporice. En ese momento, la Tierra, como cuerpo planetario
sólido, acabará sus días. Pero no os preocupéis demasiado. Echadle todavía unos ocho mil millones de años.

14. Eclipses de sol y Luna
Un eclipse solar consiste en el oscurecimiento total o parcial del Sol que se observa desde un planeta por el paso de un
satélite, como por ejemplo el paso de la Luna entre el Sol y la Tierra. Un eclipse de Sol sólo es visible en una estrecha
franja de la superficie de la Tierra. Cuando la Luna se interpone entre el Sol y la Tierra, proyecta sombra en una
determinada parte de la superficie terrestre, y un determinado punto de la Tierra puede estar inmerso en el cono de
sombra o en el cono de penumbra.
Aquellos que se encuentren en la zona en la cual se proyecta el cono de sombra verán el disco de la Luna superponerse
íntegramente al del Sol, y en este caso se tendrá un eclipse solar total. Quienes se encuentren en una zona interceptada
por el cono de penumbra, verán el disco de la Luna superponerse sólo en parte al del Sol, y se tiene un eclipse solar
parcial.
Se da también un tercer caso, cuando la Luna nueva se encuentra en el nodo a una distancia mayor con respecto a la
media, entonces su diámetro aparente es más pequeño con respecto al habitual y su disco no alcanza a cubrir
exactamente el del Sol. En estas circunstancias, sobre una cierta franja de la Tierra incide no el cono de sombra sino su
prolongación, y se tiene un eclipse solar anular, pues alrededor del disco lunar queda visible un anillo luminoso.
Según se produzca una de estas situaciones en los eclipses, se habla de zonas de totalidad, de parcialidad o de
anularidad, haciendo referencia con ello al tipo de eclipse que se puede observar desde cualquier punto de la superficie
terrestre. A causa del movimiento de la Luna alrededor de la Tierra y del movimiento de la Tierra alrededor de sí misma,
la sombra de la Luna sobre la superficie terrestre se mueve a unos 15 km/s. La fase de totalidad para un determinado
punto geográfico no supera por tanto los ocho minutos. Esta zona puede tener anchura y longitud máxima de 200 y
15.000 km respectivamente.
Un eclipse lunar consiste en el paso de un satélite planetario, como la Luna, por la sombra proyectada por el planeta, de
forma que la iluminación directa del satélite por parte del Sol se interrumpe. Tienen lugar únicamente cerca de la fase de
luna llena, y pueden ser observados desde amplias zonas de la superficie terrestre, particularmente de todo el hemisferio
que no es iluminado por el Sol, siempre que la Luna esté por encima del horizonte.
Normalmente la desaparición de la Luna no es total; su disco queda iluminado por la luz dispersada por la atmósfera
terrestre y adquiere un halo rojizo. La sombra total o umbra producida por la tierra queda rodeada por una región de
sombra parcial llamada penumbra. En las etapas iniciales y postreras del eclipse lunar, la Luna entra en penumbra.
Dependiendo de si la luna entra o no completamente en zona de umbra se pueden distinguir los eclipses totales de Luna,
cuando el satélite se sumerge completamente en umbra, los eclipses parciales de Luna, cuando penetra sólo en parte en
umbra y sólo una parte de la superficie lunar es visiblemente oscurecida, y los eclipses de penumbra, cuando la Luna
pasa sólo a través del cono de penumbra, difícilmente perceptibles a simple vista y únicamente evidentes mediante
adecuadas técnicas fotográficas.
La duración máxima de los eclipses totales de Luna es de 3, 5 horas. Se define la magnitud de un eclipse lunar como la
longitud del camino lunar a través de la umbra dividido por el diámetro aparente de la Luna.
El estudio de los eclipses de Luna, además de permitir medidas astronómicas como la verificación de los momentos de
contacto entre el disco de nuestro satélite natural y el cono de sombra, es útil para analizar de forma indirecta las
condiciones de la atmósfera terrestre, pues la densidad y coloración de los conos de umbra y penumbra están muy
influidos por la presencia de ozono y polvo en suspensión en los diversos estratos de la atmósfera.

15. El sol y la vida
Uno de los pocos puntos sobre el cual los científicos actuales están de acuerdo con los de la antiguedad es que el Sol es
la fuente de toda forma de vida sobre la Tierra. El continuo fluir de energía radiante que baña la superficie de nuestro
planeta, y que proviene de aquél auténtico infierno termonuclear que es el Sol, ha permitido a la vida desarrollarse y
prosperar.
Los estudios más precisos sobre el Sol han revelado que nuestro astro rey no posee zonas verdaderamente sólidas.
Aparece como una enorme bola de gas, en cuyo centro la presión gravitacional es tan alta como para hacer que el gas
se convierta en semisólido.
El Sol tiene una superficie amarilla luminosa, conocida como fotosfera, con una temperatura variable entre los 10.000O
ºC y los 4.400O ºC en la parte más externa. Son temperaturas extremadamente altas, pero casi sin valor en comparación
con las de su núcleo que, se estima, superaría los 15 millones de grados centígrados. Sobre la fotosfera existe una
cobertura de gas de color rosado que tiene temperaturas que oscilan entre los 4.400 y el millon de grados centígrados.
Es conocida como cromosfera.
La región del Sol más externa y extensa que se conoce es la corona, compuesta de vapores, filamentos y rayos de luz
blanca. El gas que la alimenta está a unos dos millones de grados centígrados y, precisamente a causa de estas
altísimas temperaturas, el gas ionizado de la corona (llamado plasma), es impulsado desde la superficie del Sol hacia el
espacio. Estas partículas de la corona solar constituyen el viento solar, que llega hasta la Tierra.
Las manchas solares, uno de los fenómenos más conocidos de nuestro astro, son probablemente vórtices de gas
provocados por complicadas corrientes gaseosas del Sol. Cuando la actividad solar es muy intensa, se observan las
llamadas protuberancias, lenguas luminosas que salen de la cromosfera, y las famosas erupciones.
Existen muchas relaciones entre los fenómenos solares y la vida sobre la Tierra. Una relación evidente es la que hay
entre actividad solar y crecimiento de las plantas. El espesor de los anillos de los árboles es mayor durante la época de
máxima actividad del Sol.
Uno de los fenómenos básicos en la evolución de los seres vivos sobre nuestro planeta es la fotosíntesis, proceso en
virtud del cual los organismos con clorofila, como las plantas verdes, las algas y algunas bacterias, capturan energía en
forma de luz y la transforman en energía química. Prácticamente toda la energía que consume la vida de la biosfera
terrestre procede de la fotosíntesis y, sin el Sol, esta sería imposible.
Incluso se especula que la historia de la humanidad puede estar influenciada por ella. En 1789, el año de la Revolución
Francesa, se tuvo el máximo de actividad solar. Tal vez fue sólo un caso, porque otros acontecimientos históricos
importantes se produjeron en períodos de baja actividad.
Las interrogantes aún existentes sobre nuestra estrella son muchas. La primera entre todas es la relativa a su vida: ¿por
cuanto tiempo continuará el Sol proporcionando a la Tierra la energía vital? El proceso vital del Sol es el mismo que
proporciona la energía para una bomba H y el propio Sol es comparable a la explosión controlada de millones y millones
de bombas de hidrógeno que estallan ininterrumpidamente. Sólo puede decirse una cosa: cuando este ciclo se
interrumpa y el Sol se apague, habrán transcurrido miles de millones de años.

16. El Telescopio espacial Hubble
El Telescopio espacial Hubble está situado en los bordes exteriores de la atmósfera, en órbita circular alrededor
alrededor de la Tierra a 593 kilómetros sobre el nivel del mar, que tarda en recorrer entre 96 y 97 minutos. Fue puesto en
órbita el 24 de abril de 1990 como un proyecto conjunto de la NASA y de la ESA. El telescopio puede obtener
resoluciones ópticas mayores de 0, segundo de arco. Tiene un peso en torno a 11.000 kilos, es de forma cilíndrica y tiene
una longitud de 13,2 m y un diámetro máximo de 4,2 metros.
El telescopio es reflector y dispone de dos espejos, teniendo el principal 2, 4 metros de diámetro. Para la
exploración del cielo incorpora varios espectrómetros y tres cámaras, una de campo estrecho para fotografiar zonas
pequeñas del espacio (de brillo débil por su lejanía), otra de campo ancho para obtener imágenes de planetas y una
tercera infrarroja. Mediante dos paneles solares genera electricidad que alimenta las cámaras, los cuatro motores
empleados para orientar y estabilizar el telescopio y el equipos de refrigeración de la cámara infrarroja y el espectrómetro
que trabajan a -180 ºC.
Desde su lanzamiento, el telescopio ha recibido varias visitas de los astronautas para corregir diversos errores de
funcionamiento e instalar equipo adicional. Debido al rozamiento con la atmósfera (muy tenue a esa altura), el telescopio
va perdiendo peso muy lentamente, ganando velocidad, de modo que cada vez que es visitado, el transbordador espacial
ha de empujarlo a una órbita ligeramente más alta.
La ventaja de disponer de un telescopio más allá de la atmósfera radica principalmente en que ésta absorbe
ciertas longitudes de onda de la radiación electromagnética que incide sobre la Tierra, especialmente en el infrarrojo lo
que oscurece las imágenes obtenidas, disminuyendo su calidad y limitando el alcance, o resolución, de los telescopios
terrestres. Además, éstos se ven afectados también por factores meteorológicos (presencia de nubes) y la contaminación
lumínica ocasionada por los grandes asentamientos urbanos, lo que reduce las posibilidades de ubicación de telescopios
terrestres.
Desde que fue puesto en órbita en 1990 para eludir la distorsión de la atmósfera - históricamente, el problema de
todos los telescopios terrestres -, el Hubble ha permitido a los científicos ver el Universo con una claridad jamás lograda.
Con sus observaciones, los astrónomos confirmaron la existencia de los agujeros negros, aclararon ideas sobre el
nacimiento del Universo en una gran explosión, el Big Bang, ocurrida hace unos 13.700 millones de años, y revelaron
nuevas galaxias y sistemas en los rincones más recónditos del cosmos. El Hubble también ayudó a los científicos a
establecer que el sistema solar es mucho más joven que el Universo.
En principio se pensó traer el telescopio de vuelta a la Tierra cada cinco años para darle mantenimiento, y que
además habría una misión de mantenimiento en el espacio en cada periodo. Posteriormente, viendo las complicaciones y
riesgos que involucraba hecer regresar el instrumento a la Tierra y volver a lanzarlo, se decidió que habría una misión de
mantenimiento en el espacio cada tres años, quedando la primera de ellas programada para diciembre de 1993. Cuando
al poco tiempo de haber sido lanzado, se descubrió que el Hubble padecía de una aberración óptica debida a un error de
construcción, los responsables empezaron a contar los días para esta primera misión de mantenimiento, con la
esperanza de que pudiera corregirse el error en la óptica.
A partir de que en esa primera misión de mantenimiento se instaló un sistema para corregir la óptica del telescopio,
sacrificando para ello un instrumento (el fotómetro rápido), el Hubble ha demostrado ser un instrumento sin igual, capaz
de realizar observaciones que repercuten continuamente en nuestras ideas acerca del Universo.
El Hubble ha proporcionado imágenes dramáticas de la colisión del cometa Shoemaker-Levy 9 con el planeta Júpiter en
1994, así como la evidencia de la existencia de planetas orbitando otras estrellas. Algunas de las observaciones que han
llevado al modelo actual del universo en expansión se obtuvieron con este telescopio. La teoría de que la mayoría de las
galaxias alojan un agujero negro en su núcleo ha sido parcialmente confirmada por numerosas observaciones.
En diciembre de 1995, el telescopio fotografió el campo profundo del Hubble, una región del tamaño de una treinta
millonésima parte del área del cielo que contiene varios miles de galaxias. Una imagen similar del hemisferio sur fue
tomada en 1998 apreciándose notables similitudes entre ambas, lo que ha reforzado el principio que postula que la
estructura del Universo es independiente de la dirección en la cual se mira.

17. Radioastronomía: las ondas del espacio
La radioastronomía, importante rama de la astronomía, estudia los cuerpos celestes a través de sus emisiones en el
dominio de las ondas de radio.
A finales de los anos 1920, un joven ingeniero americano. Karl Jansky estaba trabajando en Holmdel (New Jersey) en la
investigación de las causas de perturbaciones de radio de origen atmosférico que intervienen con las transmisiones de
larga distancia. Jansky construyó una antena formada por una estructura metálica en forma de jaula y la suspendió sobre
las ruedas de un viejo Ford, de manera que un motor pudicra hacer girar la antena en diferentes direcciones. Después
comenzó un largo y paciente trabajo de recopilación de datos, que consistía en el registro de los diferentes tipos de
ruidos de radio captados en diferentes longitudes de onda, pero sobre todo en las ondas cortas y desde varias
direcciones del cielo.
Los resultados de este trabajo indicaron la existencia de tres tipos de interferencias: descargas breves procedentes de
temporales locales; descargas análogas correspondientes a temporales muy lejanos: silbidos persistentes procedentes
de una misteriosa fuente en movimiento regular a través del cielo.
Después de meses de intensa investigación Jansky llegó, en la primavera de 1932 a la conclusión de que la
fuente de aquel ruido estaba localizada en la constelación de Sagitario: en la dirección del núcleo de nuestra Galaxia.
La noticia causó gran conmoción entre el público y se hicieron múltiples conjeturas sobre el origen de aquellas
señales: sin embargo el propio Jansky, que no era un astrónomo, se dio cuenta que no había nada de misterioso en ellas
comprendió que muchos cuerpos celestes, además de irradiar energía, bajo forma de luz visible, lo hacen también bajo
forma de ondas de radio.
Nacía un nuevo instrumento de investigación astronómica. que ofrecía la posibilidad de estudiar los cuerpos
celestes no sólo a través del telescopio, sino también a través de las antenas de radio: aquellas que más tarde se
llamaron Radiotelescopio.
Tal vez los tiempos no estaban lo suficientemente maduros para que la nueva ciencia pudiera desarrollarse, pero
lo cierto es que la solicitud de Jansky para construir una nueva antena con forma de Paraboloide para profundizar en los
estudios no fue atendida.
Las investigaciones del joven ingeniero de la Bell Telephone fueron tomadas por otro americano, Grote Reber,
que puede definirse como el primer y auténtico radioastrónomo del mundo.
No obstante, sólo después de la segunda guerra mundial, gracias también a los desarrollos de las tecnologías del
Radar, la radioastronomía pudo despegar definitivamente llevando a los astrónomos al descubrimiento de un nuevo
Universo.
Los mecanismos físicos que están en la base de las emisiones de radio por parte de los objetos celestes, son diferentes
de aquellos que hacen brillar a los mismos objetos con luz visible. Mientras casi todas las ondas electromagnéticas
comprendidas en el espectro visible tienen un origen térmico (es decir son consecuencia de la elevada temperatura a la
que se encuentra la materia de objetos celestes como las estrellas), las ondas electromagnéticas comprendidas en el
espectro radio se deben, sobre todo, al movimiento de partículas elementales cargadas de energía; uno de los
mecanismos típicos de la emisión de radio-ondas celestes es, por ejemplo, la llamada radiación de Sincrotón: el
movimiento en espiral de los haces de electrones que se desplazan a la velocidad de la luz a través de los campos
magnéticos estelares o galácticos.
No todos los cuerpos celestes que son potentes emisoras de ondas visibles lo son también de ondas electromagnéticas.
Por ejemplo el Sol y las estrellas, que vemos fácilmente a simple vista, son debilísimas fuentes de radiación
electromagnética. Si nuestros ojos fueran sensibles a las ondas de radio en lugar de a la luz visible, el cielo cambiaría de
aspecto. El Sol se convertiría en una débil fuente, la Luna y los planetas serían casi invisibles, casi todas las estrellas
desaparecerían de la escena y el cielo estaría dominado por una franja intensa, la Vía Láctea (correspondiente al plano
ecuatorial de nuestra Galaxia). Aquí flujos de partículas componentes de los rayos cósmicos producen la radiación de
sincrotón.

18. Además de esta franja desmesurada que ocuparía la íntegra bóveda celeste, veríamos también fuentes aisladas
en el interior de nuestra Galaxia, correspondientes a Supernovas, Púlsar, Nebulosas. Podríamos incluso divisar objetos
muy lejanos que se encuentran más allá de nuestra Galaxia, como galaxias externas del tipo de Andrómeda, y también
los Quásar, es decir los misteriosos núcleos de galaxias que parecen encontrarse en los confines del Universo.
La radioastronomía ha incrementado notablemente los conocimientos del Universo a todos los niveles. En la
escala planetaria, por ejemplo, ciertos mecanismos de interacción entre campos magnéticos locales partículas se han
conocido gracias a las observaciones radio, como en el caso de Júpiter, que emite radiación de sincrotrón precisamente
en virtud del potente campo magnético que lo rodea.
Del Sol se podido estudiar algunos fenómenos como las manchas y las erupciones, que son sedes de emisiones
de radio. Incluso las lluvias anuales de meteoros se han convertido en un objeto de investigación radioastronómica,
gracias a que las trazas de las partículas que se queman en la atmósfera ionizan los átomos por lo tanto, pueden
captarse con técnicas de radio, incluso en pleno día.
En una escala más amplia se ha descubierto que nuestra Galaxia no sólo está compuesta de un conjunto de
estrellas, sino que también hay, entre ellas, grandes cantidades de hidrógeno frío e invisible a la observación con
instrumentos ópticos. La distribución de este gas, y el hecho de que él le confiere a nuestra Galaxia la característica
configuración de disco espiraliforme, son un resultado de la investigación del ciclo por medio de las ondas de radio. El
hidrógeno frío es visible en el dominio de las radio-ondas, porque tiene una emisión característica en la longitud de on da
de los 21 cm., que se debe a espontáneas inversiones de rotación de sus electrones como consecuencia de la absorción
de energía.
Uno de los logros de la radioastronomía consiste en la individualización de numerosas especies de Moléculas
interestelares. En una escala extragaláctica, la radioastronomía ha hecho importantes confirmaciones de la teoría
cosmológica del Universo en expansión después de un Big Bang inicial, gracias al descubrimiento de radiofuentes
lejanas que muestran un fuerte Desplazamiento hacia el rojo y gracias al descubrimiento de la Radiación de fondo.
También las radiofuentes están catalogadas con criterios análogos a los de los catálogos estelares. Originariamente se
solían indicar las fuentes que estaba dentro de una misma constelación con una letra de alfabeto a partir de la A,
respetando el orden de magnitud. Por ejemplo, la radiofuente más potente de la constelación de Tauro, la famosa
nebulosa del Cangrejo, fue denominada Taurus A. Sin embargo, el número de radiofuentes se ha incremento tanto en los
últimos años, que esta simple catalogación se ha de mostrado insuficiente.

19. Saturno y las sondas Voyager
Saturno, el sexto planeta del Sol, está en órbita a una distancia de 1.430 millones de kilometros y es el segundo en
tamaño de nuestro sistema solar. Muchos misterios relativos al señor de los anillos han sido desvelados gracias a las
sondas espaciales Voyager 1 y 2, que han convertido en obsoletos hasta algunos datos enviados en 1979 por la sonda
Pioneer 11.
Saturno, como su gigantesco vecino Júpiter, posee, con toda probabilidad, un núcleo rocoso e incandescente. Sin
embargo esto no significa que sea un planeta caliente: el corazón candente de Saturno está rodeado por una densa
cubierta de hidrógeno sólido, alrededor del cual hay una capa de gas líquido y hielo que provocan, en la nubosa
atmósfera que envuelve su superficie, temperaturas muy bajas.
En cuanto a su atmósfera, un mortífero combinado de hidrógeno, helio, amoníaco y metano, puede decirse que es
menos turbulenta que la de Júpiter, pero no por esto completamente tranquila. La notable velocidad de rotación de
Saturno alrededor de su eje (el día saturniano sólo dura diez horas y catorce minutos) hace que esté recorrida por
cinturones de gases multicolores, cuyo único valor es el de convertir al planeta en variopinto a los ojos de los
astrónomos.
No obstante, lo que más ha fascinado y llamado la atención de los estudiosos por más de trescientos años, son los
famosos anillos. A medida que eran descubiertos, los anillos han sido bautizados con las primeras letras del alfabeto por
lo que no indican, en la sucesión, su posición real con respecto al planeta. Su secuencia, partiendo del planeta y yendo
hacia afuera es, en efecto: D, C, B, A, F y E. La sonda Voyager 1, durante su cercano encuentro con Saturno, envió
espléndidas imágenes de los anillos, poniendo en evidencia que, en realidad, otros centenares de pequeños anillos
estaban comprendidos entre los viejos anillos A, B y C, invalidando así la teoria que consideraba a estos tres anillos
como un único disco de materia.
El Voyager 1 ha revelado, además, que el anillo F, descubierto en 1979 por el Pioneer 11, está a su vez fraccionado en
tres partes, recorridas por pequeños anillos, y ha confirmado la existencia del anillo D al que ha fotografiado durante su
paso a través de la sombra de Saturno. También el tenue anillo E, visible desde la Tierra cada quince años, cuando
Saturno está en una determinada posición con respecto a nuestro planeta, ha sido observado por el Voyager 1.
En lo que respecta a la composición de los anillos, con un ancho total de 65.000 km. y con un grosor de sólo algunos km.
, se piensa que están formados por bolas de nieve heladas o por rocas recubiertas de hielo, cuyas dimensiones varían
desde algunas micras a un metro de diámetro.
Pero los descubrimientos del Voyager 1 no terminaron aquí. También en lo relativo a los satélites de Saturno la sonda de
la NASA nos ha enviado excepcionales informaciones. Hasta el día de su encuentro con Saturno se sabía que el planeta
de los anillos tenía una decena de lunas, de las cuales la más próxima era Jano, la más distante Febo y la más
interesante, por las dimensiones y atmósfera, Titán.
En sólo doce horas de observación del Voyager, los satélites de Saturno se han convertido en 15. La sonda había
fotografiado, efectivamente 6 pequeñas lunas, algunas de las cuales eran observadas por primera vez. Dos de ellas, los
satélites número 10 y 11, están situados en la misma órbita a 91.000 km. de Saturno. En cambio, poco se sabe todavía
de los satélites número 12, 13, 14 y 15, excepción hecha de la trayectoria de sus órbitas.
Las sondas gemelas Voyager 1 y 2, fueron hechas en tiempo útil para aprovechar la "ventana de lanzamiento" de 1977.
En aquel año, gracias a la alineación de los planetas externos, fue posible aprovechar su fuerza de gravedad para enviar
sondas espaciales en misión a Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. El campo gravitatorio de un planeta habría impulsado
a la sonda hacia el planeta sucesivo, supliendo así la necesidad de una gran reserva de combustible, indispensable para
llevar a cabo un viaje tan largo.
Completamente automáticas, las sondas Voyager debían estar en contacto con tierra a través de monitores, pero
también debían ser notablemente autónomas y tener la capacidad de modificar por sí mismas si fuera necesario, su
propia ruta. Cada sonda funciona con 400 vatios de energía eléctrica proporcionada por generadores nucleares, mientras
la transmisión de los datos a través de los millones de km. que separan a los Voyager de la Tierra, está asegurada por un
transmisor de sólo 25 vatios, la potencia de una pequeña bombilla familiar.

20. Un dato anecdótico: el encuentro del Voyager 1 con Saturno comenzó el 22 de agosto de 1980 y se concluyó el 12 de
noviembre del mismo año, cuando la fuerza gravitatoria de Saturno modificó la trayectoria de la sonda impulsándola fuera
del plano elíptico. El Voyager 1, que también ha explorado los satélites internos de Saturno (Mimas, Encéladus, Tetis,
Dione, Rhea), mostrando que casi todos tienen una superficie similar a la de nuestra Luna, entró en una trayectoria hacia
fuera de nuestro sistema solar. En cambio, el Voyager 2, siguió su trayectoria para un encuentro con Urano.

21. Cohetes Rusos y Americanos
Los desarrollos tecnológicos, conjuntamente a consideraciones políticas interesadas, influyeron inmediatamente después
de la Segunda Guerra Mundial en la evolución de los cohetes. Los últimos meses de guerra, por otra parte, habían
demostrado el evidente potencial destructivo de los misiles.
Cuando las tropas soviéticas y americanas entraron en Berlín, todos los ingenieros misilísticos de Peenemunde
terminaron por ser raptados, en parte por los americanos y en parte por los rusos. En sus nuevas patrias los ingenieros
alemanes construirían más tarde una generación de nuevas armas que convertirían a los EEUU y a la URSS en
superpotencias.
Los soviéticos, temerosos de la potencia americana en los convencionales bombarderos de amplio radio de
acción, se dedicaron de inmediato a un programa que, a través del desarrollo de los cohetes a combustible líquido,
llevaría a la creación del primer misil balístico intercontinental. Bajo la guía de los ingenieros alemanes, los rusos
lanzaron su primer V2 en octubre de 1947 y más tarde, en 1949, lograron realizar un misil más avanzado que llamaron
T1.
Cinco años más tarde, en 1954, los rusos construirán ya vehículos de varias secciones, los primeros de una generación
de misiles de largo alcance, capaces de llevar sus cabezas atómicas a las bases enemigas a miles de quilómetros de
distancia.
También los expertos americanos utilizaron la V2 como punto de partida para desarrollar una nueva tecnología
militar. Baste recordar que entre 1946 y 1951 unos sesenta y seis V2 fueron lanzados de la base de White Sands en New
Mexico.
A diferencia de los rusos, los americanos, confiando en la potencia de sus bombarderos de gran autonomía, al
principio no construyeron grandes misiles y prefirieron concentrar sus esfuerzos en el diseño de pequeños cohetes
tácticos. Sin embargo, en 1947, también los americanos se dedicaron al estudio de misiles balísticos intercontinentales
para estar preparados, en caso necesario, a combatir a los soviéticos.
Surgieron tres proyectos diferentes. El primero fue llamado "Teetotaler" porque no se utiliza alcohol en el
carburante; el segundo fue bautizado "Old Fashioned" (viejo estilo) porque se basaba en la vieja V 2; el tercero se
denominó Manhattam porque el cohete transportaría una bomba atómica, la criatura del llamado proyecto Manhattan.
Aparecieron así una serie de cohetes. El primero, simple reelaboración de una V 2, fue llamado Bumper: se había
logrado acoplando la primera sección de una V 2 con la segunda sección de un misil Wac Corporal. El vehículo presentó
de inmediato muchos problemas y pronto fue abandonado.
Después del programa Bumper el ejército americano construyó el primer misil operativo. El grupo de trabajo
estaba dirigido por el ingeniero alemán Werner von Braun, que más tarde se convertiría en ciudadano americano. Los
estudios para el nuevo cohete se basaron en la vieja V 2 y el misil fue bautizado ~Redstone~. El primer lanzamiento se
realizó con éxito en 1953.
Pero los americanos advirtieron su error en el desarrollo de misiles militares. Para superarlo, nace el programa
Atlas. Comparado con el Redstone, el nuevo cohete era un gigante. Había comenzado así la era de los grandes cohetes
americanos que tendría un posterior e importante desarrollo a finales de 1955, cuando comenzaron los trabajos sobre
dos misiles de alcance intermedio: el Thor y el Júpiter.

22. El proyecto Mercury en órbita
EI 12 de abril de 1961 los soviéticos lanzaron el primer hombre al espacio. La respuesta americana se produce menos de
cuatro semanas más tarde con el primer vuelo del proyecto "Mercury", el programa iniciado con el fin de paliar la ventaja
adquirida por los soviéticos en el vuelo espacial humano.
El 5 de mayo de 1961 el comandante Alan B. Shepard, un oficial de la Marina, se convierte en el primer
astronauta americano propiamente dicho. Aunque Shepard no estuvo en órbita alrededor de la Tierra, alcanzó con su
cápsula la altura de 186 km., una cota más que suficiente para ganarse el "título" de astronauta que, según una
valoración de la NASA, corresponde a quien haya superado la altura de 80 km.
Con su "Mercury 3", rebautizada "Freedom 7" y colocada en la cima de un misil Redstone modificado para este
propósito, Shepard permaneció en vuelo 15 mintuos y 22 segundos antes de amerizar en el Atlántico: un tiempo
relativamente corto, pero suficiente para demostrar que el hombre podía controlar manualmente una astronave en
condiciones de ausencia de peso.
El vuelo suborbital de Shepard fue repetido el 21 de julio de 1961 por su colega Virgil Grissom, un mayor de la
aviación que con la cápsula "Liberty Bell 7" alcanzó la altura de 190 km.
Para llegar al primer vuelo orbital del proyecto Mercury fue preciso esperar hasta el año siguiente cuando, el 20 de
febrero de 1962, los EE.UU. pusieron su primer astronauta en órbita. La astronave era la "Mercury 6", colocada sobre un
misil Atlas, adecuadamente modificado.
El primer americano en volar en órbita fue el teniente coronel de los Marines, John Glenn. Glenn, con la cápsula
"Friendship 7", permaneció en órbita cuatro horas cincuenta y cinco minituos, completando 3 órbitas alrededor de la
Tierra antes de descender sin problemas y alcanzar el objetivo de la misión: poner a prueba las bondades de la cápsula
"Mercury", como astronave orbital.
Como había sucedido con Shepard, el vuelo orbital de Glenn es repetido el 24 de mayo de 1962 por su colega
Scott Carpenter, que con la cápsula "Aurora 7" realizó una misión prácticamente idéntica.
El 11 de agosto de 1962 los soviéticos volvieron al espacio con la "Vostok 3" pilotada por el mayor Andrian
Nikolaev, quien al día siguiente fue alcanzado en órbita por el coronel Pavel Popovic a bordo de la "Vostok 4". Las dos
astronaves pasaron a una distancia de 6 km. una de otra. El "rendez-vous" no fue posible porque las "Vostok" (como por
otra parte también las "Mercury") no tenía motores a cohete y el sistema de control necesario para la reunión orbital. Sin
embargo la empresa de los soviéticos tuvo pleno éxito: Nikolaev realizó 64 órbitas y Popovic 48, lo que, naturalmente,
impulsó a los americanos a proseguir con gran ímpetu el programa "Mercury".
El 3 de octubre de 1962, el comandante de la Marina, Walter M. Schirra fue puesto en órbita con la "Mercury-
Atlas 8". Su misión tenía la finalidad de demostrar que el hombre y la cápsula "Mercury" podía trabajar juntos por un
período más largo que el totalizado en las empresas precedentes. Schirra lo logró permaneciendo en el espacio 9 horas
y 13 minutos, y realizando 6 vueltas alrededor de la Tierra. Bien poco en comparación a las 64 órbitas de Nikolaev, una
diferencia en parte cubierta con la última misión del proyecto, la "Mercury 9" cuando, el 15 de mayo de 1963, el mayor
Gordon Cooper realizó 22 órbitas permaneciendo en el espacio treinta y cuatro horas y veinte minutos.
La batalla por la supremacía en el espacio apenas había comenzado y sólo seis años después, con el primer
descenso americano en la Luna, puede decirse que concluyó a favor de los EE.UU. Al menos, de momento...
http://www.astromia.com/astronomia/proyectomercury.htm