Tarea 3 (PARTE 2)
Tarea 3 (PARTE 2)
Tarea 3 (PARTE 1)
Óptica
Clasificación de las lentes
a) Lentes onvergentes o positivos
b) Lentes divergentes o negativos
Formación de imágenes a través de las lentes
Las lentes con superficies de radios de curvatura pequeños tienen distancias focales cortas. Una lente con dos superficies convexas siempre refractará los rayos paralelos al eje óptico de forma que converjan en un foco situado en el lado de la lente opuesto al objeto. Una superficie de lente cóncava desvía los rayos incidentes paralelos al eje de forma divergente; a no ser que la segunda superficie sea convexa y tenga una curvatura mayor que la primera, los rayos divergen al salir de la lente, y parecen provenir de un punto situado en el mismo lado de la lente que el objeto. Estas lentes sólo forman imágenes virtuales, reducidas y no invertidas.
Si la distancia del objeto es mayor que la distancia focal, una lente convergente forma una imagen real e invertida. Si el objeto está lo bastante alejado, la imagen será más pequeña que el objeto. En ese caso, el observador estará utilizando la lente como una lupa o microscopio simple. El ángulo que forma en el ojo esta imagen virtual aumentada (es decir, su dimensión angular aparente) es mayor que el ángulo que formaría el objeto si se encontrara a la distancia normal de visión. La relación de estos dos ángulos es la potencia de aumento de la lente. Una lente con una distancia focal más corta crearía una imagen virtual que formaría un ángulo mayor, por lo que su potencia de aumento sería mayor. La potencia de aumento de un sistema óptico indica cuánto parece acercar el objeto al ojo, y es diferente del aumento lateral de una cámara o telescopio, por ejemplo, donde la relación entre las dimensiones reales de la imagen real y las del objeto aumenta según aumenta la distancia focal. La cantidad de luz que puede admitir una lente aumenta con su diámetro. Como la superficie que ocupa una imagen es proporcional al cuadrado de la distancia focal de la lente, la intensidad luminosa de la superficie de la imagen es directamente proporcional al diámetro de la lente e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia focal. Por ejemplo, la imagen producida por una lente de 3 cm de diámetro y una distancia focal de 20 cm sería cuatro veces menos luminosa que la formada por una lente del mismo diámetro con una distancia focal de 10 cm. La relación entre la distancia focal y el diámetro efectivo de una lente es su relación focal, llamada también número f. Su inversa se conoce como abertura relativa. Dos lentes con la misma abertura relativa tienen la misma luminosidad, independientemente de sus diámetros y distancias focales.
Fabricación de Lentes
La mayoría de las lentes están hechas de variedades especiales de vidrio de alta calidad, conocidas como vidrios ópticos, libres de tensiones internas, burbujas y otras imperfecciones. El proceso de fabricación de una lente a partir de un bloque de vidrio óptico implica varias operaciones. El primer paso consiste en cerrar una lente en bruto a partir del bloque de vidrio. Para ello se presiona el vidrio contra una delgada placa metálica circular que se hace girar. El borde de la placa se carga con polvo de diamante. Después, se le da una primera forma a la pieza en bruto prepulimentándola sobre una placa plana de hierro colado cubierta con una mezcla de granos abrasivos y agua. Para formar la superficie redondeada de la lente se la talla con herramientas cóncavas o convexas cargadas con abrasivos. La superficie de una lente convexa se forma mediante una herramienta cóncava y viceversa. Generalmente se emplean dos o más herramientas en este proceso de tallado, utilizando grados de abrasivo cada vez más finos. El último proceso de acabado de la superficie de la lente es el pulido, que se realiza mediante una herramienta de hierro cubierta de brea y bañada con mordiente rojo y agua. Tras el pulido, la lente se ’remata’ rectificando el borde hasta que el centro físico coincida con su centro óptico (el centro óptico es un punto tal que cualquier rayo luminoso que pasa por él no sufre desviación). Durante este proceso se coloca la lente en el bastidor de un torno, de forma que su centro óptico se encuentre en el eje de giro, y se rectifican los bordes con una tira de latón cargada con abrasivo.
Caracterización de las Lentes
Las características ópticas de las lentes sencillas (únicas) o compuestas (sistemas de lentes que contienen dos o más elementos individuales) vienen determinadas por dos factores: la distancia focal de la lente y la relación entre la distancia focal y el diámetro de la lente. La distancia focal de una lente es la distancia del centro de la lente a la imagen que forma de un objeto situado a distancia infinita. La distancia focal se mide de dos formas: en unidades de longitud normales, como por ejemplo 20 cm o 1 m, o en unidades llamadas dioptrías, que corresponden al inverso de la distancia focal medida en metros. Por ejemplo, una lente de 1 dioptría tiene una distancia focal de 1 m, y una de 2 dioptrías tiene una distancia focal de 0,5 m. La relación entre la distancia focal y el diámetro de una lente determina su capacidad para recoger luz, o "luminosidad". Esta relación se conoce como número f, y su inversa es la abertura relativa.
Historia
Las primeras lentes, que ya conocían los griegos y romanos, eran esferas de vidrio llenas de agua. Estas lentes rellenas de agua se empleaban para encender fuego. En la antigüedad clásica no se conocían las auténticas lentes de vidrio; posiblemente se fabricaron por primera vez en Europa a finales del siglo XIII. Los procesos empleados en la fabricación de lentes no han cambiado demasiado desde la edad media, salvo el empleo de brea para el pulido, que introdujo Isaac Newton. El reciente desarrollo de los plásticos y de procesos especiales para moldearlos ha supuesto un uso cada vez mayor de estos materiales en la fabricación de lentes. Las lentes de plástico son más baratas, más ligeras y menos frágiles que las de vidrio.
Tipos de Lentes
Clasificación de las Lentes Convergentes y Divergentes
Las lentes convergentes tienen el espesor de su parte media mayor que el de su parte marginal.
I. Biconvexa o convergente.
II. Plano convexa.
III. Menisco convergente.
Las lentes divergentes son más delgadas en el centro que en los bordes.
IV. Bicóncava.
V. Plano cóncava.
VI. Menisco divergente.
Elementos de una Lente
a) Centro Óptico, donde todo rayo que pasa por él, no sufre desviación.
b) Eje Principal, es la recta que pasa por los centros de curvatura.
c) Foco Principal, punto en donde pasan los rayos que son paralelos.
d) Eje Secundario, es la recta que pasa por el centro óptico.
e) Radios de Curvatura(R1,R2):Son los radios de las esferas que originan la lente.
f) Centros de Curvatura(C1,C2):Son los centros de las esferas que originan la lente. F) LENTECITOS
Rayos notables en las lentes convergentes
1º. Rayo paralelo al eje principal se refracta y pasa por el foco.
2º. El rayo que pasa por el foco principal se refracta y sigue paralelo al eje principal.
3º. Todo rayo que pase por el centro óptico no sufre desviación.
Formación de Imágenes en las Lentes
Para estudiar la formación de imágenes por lentes, es necesario mencionar algunas de las características que permiten describir de forma sencilla la marcha de los rayos.
- Plano óptico. Es el plano central de la lente.
- Centro óptico O. Es el centro geométrico de la lente. Tiene la propiedad de que todo rayo que pasa por él no sufre desviación alguna.
- Eje principal. Es la recta que pasa por el centro óptico y es perpendicular al plano óptico.
- Focos principales F y F’ (foco objeto y foco imagen, respectivamente). Son un par de puntos, correspondientes uno a cada superficie, en donde se cruzan los rayos (o sus prolongaciones) que inciden sobre la lente paralelamente al eje principal.
- Distancia focal f. Es la distancia entre el centro óptico O y el foco F.
- Lentes convergentes. Para proceder a la construcción de imágenes debidas a lentes convergentes, se deben tener presente las siguientes reglas:
Cuando un rayo incide sobre la lente paralelamente al eje, el rayo emergente pasa por el foco imagen F’. Inversamente, cuando un rayo incidente pasa por el foco objeto F, el rayo emergente discurre paralelamente al eje. Finalmente, cualquier rayo que se dirija a la lente pasando por el centro óptico se refracta sin sufrir ninguna desviación.
Lente convergente
Cuando se aplican estas reglas sencillas para determinar la imagen de un objeto por una lente convergente, se obtienen los siguientes resultados:
- Si el objeto está situado respecto del plano óptico a una, la imagen es real, invertida y de menor tamaño.
- Si el objeto está situado a una distancia del plano óptico igual a 2f, la imagen es real, invertida y de igual tamaño.
- Si el objeto está situado a una distancia del plano óptico comprendida entre 2f y f, la imagen es real, invertida y de mayor tamaño.
- Si el objeto está situado a una distancia del plano óptico inferior a f, la imagen es virtual, directa y de mayor tamaño.
Lentes divergentes.
La construcción de imágenes formadas por lentes divergentes se lleva a cabo de forma semejante, teniendo en cuenta que cuando un rayo incide sobre la lente paralelamente al eje, es la prolongación del rayo emergente la que pasa por el foco objeto F. Asimismo, cuando un rayo incidente se dirige hacia el foco imagen F’ de modo que su prolongación pase por él, el rayo emergente discurre paralelamente al eje. Finalmente y al igual que sucede en las lentes convergentes, cualquier rayo que se dirija a la lente pasando por el centro óptico se refracta sin sufrir desviación.
Aunque para lentes divergentes se tiene siempre que la imagen resultante es virtual, directa y de menor tamaño, la aplicación de estas reglas permite obtener fácilmente la imagen de un objeto situado a cualquier distancia de la lente.
Construcción gráfica de imágenes en las lentes convergentes
¤ Imágenes reales, son aquellas capaces de ser recibidas sobre una pantalla ubicada en tal forma de que entre ella y el objeto quede la lente.
¤ Imagen virtual, está dada por la prolongación de los rayos refractados, no se puede recibir la imagen en una pantalla.
1º. El objeto está a una distancia doble de la distancia focal. La imagen obtenida es: real, invertida, de igual tamaño, y también a distancia doble de la focal.
2º. El objeto está a distancia mayor que el doble de la distancia focal. Resulta una imagen: real invertida, menor, formada a distancia menor que el objeto.
3º. El objeto está entre el foco y el doble de la distancia focal. La imagen obtenida es: real invertida, mayor, y se forma a mayor distancia que el doble de la focal.
4º. El objeto está entre el foco y el centro óptico. Se obtiene una imagen: virtual, mayor, derecha, formada del lado donde se coloca el objeto.
5º. El objeto está en el foco principal, no se obtiene ninguna imagen.
Lentes convergentes
En las lentes convergentes las imágenes pueden ser reales o virtuales. Fórmula:
Lentes divergentes
En las lentes divergentes las imágenes siempre resultan virtuales, de igual sentido y situados entre la lente y el objeto.
Lentes divergentes. Fórmula:
Potencia de una Lente. Dioptrías.
se utilizan lentes en la cámara fotográfica, el microscopio, el telescopio y otros instrumentos ópticos. Otros sistemas pueden emplearse eficazmente como Las lentes de contacto o las lentes de las gafas o anteojos corrigen defectos visualesntes en otras lentregiones del espectro electromagnético, como ocurre con las lentes magnéticas usadas en los microscopios electrónicos. (En lo relativo al diseño y uso de las lentes es.Estos lentes an permitido mejoras y un muy buen resultado y acostumbramiento en el uso.
FUENTE: "http://es.wikibooks.org/wiki/F%C3%ADsica/%C3%93ptica/Lentes"
Acustica
ACÚSTICA
La acústica es una rama de la física interdisciplinaria que estudia el sonido, infrasonido y ultrasonido, es decir ondas mecánicas que se propagan a través de la materia (tanto sólida como líquida o gaseosa) (no se propagan en el vacío) por medio de modelos físicos y matemáticos.
La acústica considera el sonido como una vibración que se propaga generalmente en el aire a una velocidad de 343 m/s (aproximadamente 1 km cada 3 segundos), ó 1.235 km/h en condiciones normales de presión y temperatura (1 atm y 20 °C).
LAS RAMAS DE LA ACÚSTICA SON, ENTRE OTRAS:
- Aeroacústica: generación de sonido debido al movimiento turbulento del aire.
- Acústica (física): análisis de los fenómenos sonoros mediante modelos físicos y matemáticos.
- Acústica arquitectónica: estudio del control del sonido, tanto del aislamiento entre recintos habitables, como del acondicionamiento acústico de locales (salas de conciertos, teatros, etc.), amortiguándolo mediante materiales blandos, o reflejándolo con materiales duros.
- Psicoacústica: estudia la percepción del sonido en humanos, la capacidad para localizar espacialmente la fuente, la calidad observada de los métodos de compresión de audio, etcétera.
- Bioacústica: estudio de la audición animal (murciélagos, perros, delfines, etc.)
- Acústica Ambiental: estudio del sonido en exteriores, el ruido ambiental y sus efectos en las personas y la naturaleza, estudio de fuentes de ruido como el tránsito vehicular, ruido generado por trenes y aviones, establecimientos industriales, talleres, locales de ocio y el ruido producido por el vecindario.
- Acústica subacuática: relacionada sobre todo con la detección de objetos mediante el sonido sonar.
- Acústica musical: estudio de la producción de sonido en los instrumentos musicales, y de los sistemas de afinación de la escala.
- Electroacústica: estudia el tratamiento electrónico del sonido, incluyendo la captación (micrófonos y estudios de grabación), procesamiento (efectos, filtrado comprensión, etc.) amplificación, grabación, producción (altavoces), etc.
- Acústica fisiológica: estudio del funcionamiento del aparato auditivo, desde la oreja a la corteza cerebral.
- Acústica fonética: análisis de las características acústicas del habla y sus aplicaciones.
- Macroacústica: estudio de los sonidos extremadamente intensos, como el de las explosiones, turborreactores, entre otros.
Una clasificación tradicional de acústica 
Las ondas acústicas generan una pequeña variación de la presión atmosférica alrededor de la presión “normal”. A esta variación de presión se le denomina presión acústica. Estas variaciones de presión acústica son “captadas” por el oído humano e interpretadas por el cerebro como sensación auditiva
Un infrasonido es una onda acústica o sonora cuya frecuencia está por debajo del espectro audible del oído humano (aproximadamente 20 Hz).
El infrasonido es utilizado por animales grandes como el elefante para comunicarse en amplias distancias (sonidos de 100 dB SPL [Nivel de Presión de Sonido] a unos pocos kilómetros a la redonda) sin problema alguno.
Para detectar infrasonidos es necesario aparatos muy sofisticados. El sensor parece como una especie de pulpo con brazos extendidos apuntando en diferentes direcciones desde el centro con diferentes tubos. Un sensible barómetro constituye el corazón del detector, capaz de analizar pequeñas fluctuaciones del campo de presión.
Un ultrasonido es una onda acústica o sonora cuya frecuencia está por encima del espectro audible del oído humano (aproximadamente 20.000 Hz).
Algunos animales como los delfines y los murciélagos lo utilizan de forma parecida al radar en su orientación.
La acústica.
Es interesante saber que estudia varias ramas pero lo que mas me gusto saber es como se pueden comunicar algunos animales por medio del ultrasonido y como otros lo usan para guiarse y saber donde esta su presa como el murciélago y las personas lo están usando para saber como se encuentra el feto dentro del vientre de la mamá, también en instrumentos musicales y construcciones
En conclusión la acústica estudia el comportamiento del sonido
Imagenes del telescopio espacial Hubble
Telescopio espacial Hubble
 | |
| El telescopio espacial Hubble visto desde el Transbordador espacial Discovery durante la misión STS-82. | |
| Organización | NASA/ESA |
| Régimen de longitud de onda | Ultravioleta, visible e infrarrojo cercano |
| Altitud orbital | 600 km |
| Período orbital | 97 min |
| Fecha de lanzamiento | 24 de abril de 1990 |
| Fecha de desactivación | Prevista hacia 2012 |
| Masa | 11 000 kg |
| Páginas web | http://hubble.nasa.gov http://www.stsci.edu http://www.spacetelescope.org/ |
| Características | |
|---|---|
| Tipo de telescopio | Ritchey-Chretien reflector |
| Diámetro | 2,4 m |
| Área colectora | aprox. 4,3 m2 |
| Distancia focal efectiva | 57,6 m |
| Instrumentos actuales (mayo de 2009) | |
| NICMOS | Cámara y espectrómetro multi-objeto del infrarrojo cercano |
| ACS | Cámara avanzada para sondeos (parcialmente estropeada) |
| WFC3 | Cámara de gran angular 3 |
| STIS | Espectrógrafo de imágenes del telescopio espacial |
| COS | Espectrógrafo de orígenes cósmicos |
| FGS | Sensores de guiado fino |
El Telescopio espacial Hubble (HST por sus siglas en inglés) es un telescopio que orbita en el exterior de la atmósfera, en órbita circular alrededor de la Tierra a 593 km sobre el nivel del mar, con un período orbital entre 96 y 97 min. Denominado de esa forma en honor de Edwin Hubble, fue puesto en órbita el 24 de abril de 1990 en la misión STS-31 y como un proyecto conjunto de la NASA y de la ESA inaugurando el programa de Grandes Observatorios. El telescopio puede obtener imágenes con una resolución óptica de 2.0 megapixeles mayor de 0,1 segundos de arco. La ventaja de disponer de un telescopio más allá de la atmósfera radica, principalmente, en que de esta manera se pueden eliminar los efectos de la turbulencia atmosférica. Además, la atmósfera absorbe fuertemente la radiación del planeta tierra en ciertas longitudes de onda, especialmente en el infrarrojo, disminuyendo la calidad de las imágenes e imposibilitando la adquisición de espectros en ciertas bandas caracterizadas por la absorción de la atmósfera terrestre. Los telescopios terrestres se ven también afectados 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.
Una de las características del HST es la posibilidad de ser visitado por astronautas en las llamadas misiones de servicio (SM, por sus iniciales en inglés). Durante las misiones de servicio se pueden arreglar elementos estropeados, instalar nuevos instrumentos y elevar la órbita del telescopio. Hasta la fecha se han realizado 5 misiones de servicio (SM1, SM2, SM3A, SM3B y SM4). La última tuvo lugar en mayo de 2009 y en ella se produjo la mejora más drástica de la capacidad instrumental del HST, al instalarse dos nuevos instrumentos (WFC3 y COS), repararse otros dos (ACS y STIS) y mejorar otro más (FGS).
Contenido
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Descripción técnica
El telescopio tiene una masa en torno a 11 toneladas, de forma cilíndrica con una longitud de 13,2 m y un diámetro máximo de 4,2 m. El coste del HST ascendió (en 1990) a 2000 millones de dólares estadounidenses. Inicialmente un fallo en el pulido del espejo primario del telescopio fabricado por Perkin Elmer produjo imágenes ligeramente desenfocadas debido a aberraciones esféricas. Aunque este fallo fue considerado en su día como una importante negligencia por parte del proyecto, la primera misión de servicio al telescopio espacial pudo instalar un sistema de corrección óptica capaz de corregir el defecto del espejo primario (COSTAR, iniciales en inglés de Óptica correctora como reemplazo axial del telescopio espacial) alcanzándose las especificaciones de resolución inicialmente previstas.
El HST es un telescopio de tipo reflector y su espejo primario tiene un diámetro de 2,4 m. Para la exploración del cielo incorpora en la actualidad cuatro instrumentos con capacidad de obtener imágenes y espectros, un espectrógrafo y tres sensores de guiado fino que pueden actuar como interferómetros. Para la generación de electricidad se emplean dos paneles solares que alimentan las cámaras, los cuatro motores empleados para orientar y estabilizar el telescopio, los equipos de refrigeración de los instrumentos y la electrónica del telescopio. Así mismo, el HST dispone de baterías recargables a partir de los paneles solares que le permiten utilizar la electricidad almacenada cuando la Tierra eclipsa el Sol o cuando la orientación de los paneles solares no es la apropiada.
Las misiones de servicio
Ya desde su diseño, el HST se concibió como un telescopio espacial que podría ser visitado por el transbordador espacial. Las razones para esa capacidad son:
- Poder reparar elementos estropeados. El espacio es un entorno agresivo para un satélite debido al efecto sobre los elementos electrónicos de las partículas elementales cargadas que se desplazan a gran velocidad y a la posibilidad de impactos con micropartículas. Por ese motivo, estaba claro desde el principio que algunas partes del HST fallarían en un plazo no muy largo.
- Instalar nuevos instrumentos, ya sean instrumentos científicos u otras partes del telescopio. Dada la rápida evolución de la tecnología, los detectores u ordenadores (por poner dos ejemplos) disponibles durante la larga vida del telescopio son superiores a los que originalmente se instalaron antes de su lanzamiento. Las visitas del transbordador permite actualizar esos elementos y así mejorar la capacidad del HST.
- Mantener la órbita del telescopio. Debido al rozamiento con la atmósfera (muy tenue pero no inexistente a esa altura), el telescopio es frenado muy lentamente y, como consecuencia de la atracción gravitatoria terrestre, pierde altura. Cada vez que el HST es visitado, el transbordador espacial ha de empujarlo a una órbita ligeramente más alta.
La primera misión de servicio (SM1)
La primera misión de servicio se llevó a cabo con el transbordador Endeavour (STS-61) en diciembre de 1993 y tuvo una duración de diez días. El plan de la SM1 estuvo fuertemente condicionado por la aberración esférica detectada tres años antes en el espejo primario. Las dos reparaciones más importantes fueron la sustitución del Fotómetro de Alta Velocidad (HSP, por sus iniciales en inglés) por la óptica correctora COSTAR y la instalación de la Cámara Planetaria y de Gran Angular 2 (WFPC2) en el lugar de la cámara original (WFPC). El propósito de COSTAR era el conseguir el enfoque correcto de los otros tres instrumentos axiles originales del telescopio (la Cámara de Objetos Débiles o FOC, el Espectrógrafo de Objetos Débiles o FOS y el Espectrógrafo Goddard de Alta Resolución o GHRS). La WFPC2 ya incorporaba su propia corrección del efecto de la aberración esférica del espejo primario. Además, se instalaron dos nuevos paneles solares, cuatro giroscopios, dos unidades eléctricas de control, dos magnetómetros y un nuevo ordenador de a bordo. Por último, la órbita del HST fue elevada por primera vez desde su lanzamiento.
La SM1 estuvo rodeada de gran expectación. Por ejemplo, la revista New Scientist declaraba antes de su ejecución que constituía “la reparación más ambiciosa de la historia de la aeronáutica”. El éxito de la misión fue total hasta el punto que el jefe científico del proyecto, Edward J. Weiler, declaró que "el Hubble ha quedado reparado a un grado que nunca hubiéramos soñado”.
La segunda misión de servicio (SM2)
La segunda misión de servicio se llevó a cabo con el transbordador Discovery (STS-82) en febrero de 1997. En ella se reemplazaron dos instrumentos preexistentes (el GHRS y el FOS) por otros dos nuevos, el Espectrógrafo de Imágenes del Telescopio Espacial (STIS) y la Cámara y Espectrómetro Multi-Objeto del Infrarrojo Cercano (NICMOS), se sustituyó un sistema de almacenamiento de datos en cinta por uno de estado sólido, se reparó el aislamiento térmico y se elevó la órbita del telescopio. El sistema de refrigeración de NICMOS no funcionó de la manera especificada y eso hizo que su vida útil se redujera de 4,5 a 2 años.
La tercera misión de servicio (SM3A)
La tercera misión de servicio se llevó a cabo con el transbordador Discovery (STS-103) en diciembre de 1999.
La cuarta misión de servicio (SM3B)
La cuarta misión de servicio se llevó a cabo con el transbordador Columbia (STS-109) en marzo de 2002.
La quinta misión de servicio (SM4)
La quinta misión de servicio se llevó a cabo con el transbordador Atlantis (STS-125) en mayo de 2009. Ésta fue la última misión de servicio y duró 11 días, participaron en ella 7 tripulantes con el objetivo de reparar y añadir nuevos instrumentos al telescopio.
La quinta misión de mantenimiento, prevista para 2006, se canceló inicialmente pero posteriormente se reinstauró. Con ella, está previsto que el Hubble alcanzará el final de su vida útil hasta mediados de la década de 2010. La fecha exacta del fin del Hubble es incierta, ya que depende de la vida de los giróscopos, baterías y el frenado atmosférico (corregible). La NASA prevé lanzar hacia el 2012 un telescopio de nueva generación (el James Webb) para observar en el infrarrojo cercano y medio. El Telescopio Espacial James Webb no es un sustituto del Hubble sino un complemento, ya que observa en un rango distinto del espectro electromagnético.
El 14 de junio de 2006 la cámara avanzada para sondeos (siglas en inglés, ACS), uno de los instrumentos considerados fundamentales en el telescopio, dejó de funcionar. La causa fue un excesivo voltaje en el circuito de alimentación principal que fue subsanada con la activación del sistema de respaldo. El 30 de junio la ACS volvió a funcionar correctamente. El 31 de octubre de 2006, el Administrador de NASA anunció la aprobación para una misión de mantenimiento. Esta misión de 11 días de duración tendrá lugar tentativamente en el otoño de 2008 y entraña la instalación de nuevas baterías, de la tercera cámara de gran angular (WFC3) y de un nuevo espectrógrafo (COS), así como la reparación de los giróscopos y posiblemente de STIS.
El 27 de enero de 2007, la ACS dejó de funcionar de nuevo debido a un cortocircuito en la misma. En principio, se pensó que el daño era irreversible para todos sus detectores. No obstante, más tarde se consiguió revivir uno de ellos (la SBC) y en la actualidad se está analizando si es posible reparar o no los otros dos (el WFC y el HRC) en la próxima misión de reparación. En la decisión final influirán los nuevos instrumentos que se instalarán en dicha misión (la WFC3 y el COS) y si es preferible reparar la ACS o STIS (existe un tiempo máximo que los astronautas pueden pasar fuera de la nave y la reparación de un instrumento lleva varias horas como mínimo). Mientras tanto, el Hubble utilizará los demás instrumentos que están disponibles para investigaciones. [1]
Datos recogidos sobre el origen del universo
El Hubble está logrando que los teóricos se replanteen algunas de sus ideas tocante a la edad del universo. De hecho, el entendimiento actual los ha situado ante una paradoja. Los datos más recientes que ha proporcionado el Hubble, según Wilford, escritor de asuntos científicos del periódico The New York Times, “indican de manera convincente que el universo puede ser mucho más joven de lo que calculaban los científicos. Tal vez no tenga más de ocho mil millones de años”, en vez de los cálculos anteriores, que le asignaban veinte mil millones. El problema radica en que “se da por seguro que algunas estrellas tienen unos dieciséis mil millones de años”. No es de extrañar que, como sigue diciendo, “el universo parezca querer engañar a los cosmólogos lanzándoles con efecto la pelota de los hechos y demostrando así las lamentables limitaciones de sus conocimientos”. Además agrega: “Los que se dedican al estudio del universo han de aceptar la probabilidad de que, por muy brillantes e ingeniosos que sean, no conseguirán responder muchas preguntas fundamentales”.
Imágenes enviadas
No tardó en demostrarse que había valido la pena corregir el sistema óptico. En junio de 1994, la revista Time publicó que el Hubble había descubierto claros indicios en apoyo de la existencia de los agujeros negros. La NASA anunció que este había descubierto una “nube de gases en forma de disco que gira a la vertiginosa velocidad de 1,9 millones de kilómetros por hora”. Se halla a unos 50 millones de años luz, en el centro de la galaxia M87. Se dice que tiene una masa estimada de entre 2.000 y 3.000 millones de estrellas del tamaño del Sol, pero comprimidas en un espacio del tamaño del sistema solar. Los científicos calculan que el disco de gases tiene una temperatura de 10.000 grados Celsius. La única explicación que puede darse en la actualidad para este fenómeno es la existencia de una enorme fuerza gravitatoria ejercida por un mastodóntico agujero negro, en torno al cual da vueltas el disco.
El Hubble también envió imágenes extraordinarias del cometa Shoemaker-Levy 9 cuando este se dirigía en una trayectoria autodestructiva a Júpiter, donde se desintegró en julio de 1994. Las imágenes de las galaxias que envía el Hubble son de tal nitidez que un científico calificó así el trabajo: “Un ligero cambio en el espejo, un paso gigante en astronomía”. Según la revista Investigación y Ciencia, en la actualidad “la resolución del Hubble decuplica la del mejor instrumento instalado en tierra, y gracias a ello puede observar con claridad un volumen de espacio mil veces mayor [que otros telescopios]”.
Cifras
- En el momento de ser lanzado era del tamaño de un vagón cisterna o de un edificio de cuatro pisos, de 13 metros de longitud y 4 de diámetro, y un peso superior a las 12 toneladas.
- La cámara más sofisticada del telescopio espacial Hubble ha creado una imagen mosaico de un gran pedazo del cielo, que incluye al menos 10.000 galaxias.
- El Hubble se encuentra a 593 kilómetros sobre nivel del mar.
- Con el telescopio Espacial Hubble se han observado aproximadamente un millón de objetos. En comparación, el ojo humano tan sólo puede ver unas 6.000 estrellas a simple vista.
- Las observaciones del HST, incluyendo unas 500.000 fotografías, ocupan 1.420 discos ópticos de 6,66 GB (8,34 terabytes).
- El Hubble tiene un índice con la posición detallada de 15 millones de estrellas (catálogo H.G.S.C. o Hubble Guide Star Catalogue) que le permite apuntar con gran precisión a sus objetivos.
- El Hubble ha dado la vuelta a la Tierra cada 97 min, viajando casi 3.000 millones de km, una distancia superior a la que supondría hacer un viaje de ida a Neptuno.
- Astrónomos de más de 45 países han publicado los descubrimientos hechos con el Hubble en 4.800 artículos científicos.
- El Hubble da una vuelta a la Tierra cada 97 minutos a una velocidad de 28.000 kilómetros por hora.[2] Aun así es capaz de apuntar a un astro con enorme precisión (la desviación es inferior al grosor de un cabello humano visto a una distancia de un kilómetro y medio).
Galería de imágenes
 Nebulosa Keyhole. | ||
.jpg)
Articulo tomado de:http://es.wikipedia.org/wiki/Telescopio_espacial_Hubble
COMENTARIO:
Me parecio interesante las imagenes realizadas con el telescopio espacial Hubble, este telescopio reflector de 4.2 m. de diametro nos da otra percepcion del universo, las ventajas de este aparato es que se encuentra en el espacio y la atmosfera terrestre no interfiere con las imagenes que toma.
Es importante señalar que al principio el instrumento mostro un problema con sus espejos y este no daba las imagenes esperadas pero esto se corrigio, en este articulo hay un video y es interesante ver como se va acercando a su objetivo y se muestra lo magnifico que es nuestro universo.
Espero que les agrade el articulo.
Saludos.