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domingo, 12 de junio de 2022

MOSQUITOS Y COLORES
















MOSQUITOS Y COLORES 

Un estudio de la Universidad de Washington demuestra que los Mosquitos reaccionan y se sienten atraídos hacia unos colores y sin embargo, hacia otros no. 

Los colores que más atraen a los mosquitos son: NEGRO, ROJO, TURQUESA y NARANJA, así que debes evitar vestir con esos colores en verano. 

Por el contrario, no se sienten atraídos por el BLANCO, el VERDE, el AZUL, ni el MORADO. 

Parece ser que tiene que ver con que sienten atraídos hacia el dióxido de carbono Co2. 

Ahora sólo falta que hagan y estudio y que demuestren que los mosquitos ingieren el Co2. 

Mira que si fueran ellos los que solucionasen los problemas de la capa de ozono de la atmósfera...

Vamos que al final habrá que dedicarse a la cría de mosquitos, para salvar el planeta Tierra de la acción destructiva del ser humano.

MOSQUITOS Y COLORES 

miércoles, 10 de marzo de 2021

CROMOSOMAS HUMANOS





















CROMOSOMAS HUMANOS
En biología, se denomina cromosoma (del griego χρώμα, -τος chroma, color y σώμα, -τος soma, cuerpo o elemento) a cada uno de los pequeños cuerpos en forma de bastoncillos en que se organiza la cromatina del núcleo celular durante las divisiones celulares (mitosis y meiosis).
 

  En las células eucariotas y en las arqueobacterias (a diferencia que en las células procariotas), el ADN siempre se encontrará en forma de cromatina, es decir asociado fuertemente a unas proteínas denominadas histonas. Este material se encuentra en el núcleo de las células eucariotas y se visualiza como una maraña de hilos delgados. Cuando el núcleo celular comienza el proceso de división (cariocinesis), esa maraña de hilos inicia un fenómeno de condensación progresivo que finaliza en la formación de entidades discretas e independientes: los cromosomas. Por lo tanto, cromatina y cromosoma son dos aspectos morfológicamente distintos de una misma entidad celular. 

 CROMOSOMA EUCARIÓTICO DUPLICADO Y CONDENSADO 
(En metafase mitótica).
























PARTES DEL CROMOSOMA
- (1) Cromátida, cada una de las partes idénticas de un cromosoma luego de la duplicación del ADN.
- (2) Centrómero, el lugar del cromosoma en el cual ambas cromátidas se tocan.
- (3) Brazo corto.
- (4) Brazo largo. 

Cuando se examinan con detalle durante la mitosis, se observa que los cromosomas presentan una forma y un tamaño característicos. Cada cromosoma tiene una región condensada, o constreñida, llamada centrómero, que confiere la apariencia general de cada cromosoma y que permite clasificarlos según la posición del centrómero a lo largo del cromosoma. 

Otra observación que se puede realizar es que el número de cromosomas de los individuos de la misma especie es constante. Esta cantidad de cromosomas se denomina número diploide y se simboliza como 2n.

Cuando se examina la longitud de tales cromosomas y la situación del centrómero surge el segundo rasgo general: para cada cromosoma con una longitud y una posición del centrómero determinada existe otro cromosoma con rasgos idénticos, o sea, casi todos los cromosomas se encuentran formando parejas. Los miembros de cada par se denominan cromosomas homólogos. 

CARIOGRAMA DE UNA NIÑA ANTES DE NACER 
(RESULTADO DE UNA AMNIOCENTIS)

















En la foto se presentan todos los cromosomas mitóticos de una niña, ordenados por parejas de homólogos y por su longitud, lo que se denomina cariotipo. Puede observarse que en ese cariotipo hay 46 cromosomas (o sea, 2n=46) que es el número cromosómico de la especie humana.

Se puede advertir, también, que cada cromosoma tiene una estructura doble, con dos cromátidas hermanas que yacen paralelas entre sí y unidas por un único centrómero. 

Durante la mitosis las cromátidas hermanas, que son idénticas, se separan una de otra hacia dos nuevas células. Las parejas de cromosomas homólogos que se observan en la imagen tienen, además, una semejanza genética fundamental: presentan los mismos genes situados en los mismos lugares a lo largo del cromosoma (tales lugares se denominan locus o loci en plural). Esto indica que cada miembro del par de homólogos lleva información genética para las mismas características del organismo.

En organismos con reproducción sexual, uno de los miembros del par de cromosomas homólogos proviene de la madre (a través del óvulo) y el otro del padre (a través del espermatozoide). Por ello, y como consecuencia de la herencia biparental, cada organismo diploide tiene dos copias de cada uno de los genes, cada una ubicada en uno de los cromosomas homólogos.

Una excepción importante en el concepto de parejas de cromosomas homólogos es que en muchas especies los miembros de una pareja, los cromosomas que determinan el sexo o cromosomas sexuales, no tienen usualmente el mismo tamaño, igual situación del centrómero, la misma proporción entre los brazos o, incluso, los mismos loci.

El cromosoma Y (que determina el sexo masculino en humanos) es de menor tamaño y carece de la mayoría de los loci que se encuentran en el cromosoma X.

AMPLIAR INFORMACIÓN AQUÍ:


CROMOSOMAS HUMANOS

viernes, 8 de enero de 2021

GANÍMEDES: "EL HIJO DE JÚPITER"
























GANÍMEDES

Ganímedes (del griego Γανυμήδης ) es el satélite más grande de Júpiter, así como también el más grande del Sistema Solar. De hecho es mayor que el planeta Mercurio aunque sólo tiene la mitad de su masa. También tiene un campo magnético propio, por lo que se cree que su núcleo puede contener metales. Fue descubierto por Galileo Galilei en 1610. Galileo le dio el nombre de Júpiter III por ser el tercer satélite a partir del planeta que podía observarse con su telescopio. Al igual que los demás satélites galileanos su nombre actual fue propuesto por Simon Marius poco después de su descubrimiento. El nombre de Ganímedes proviene del escanciador mitológico de los dioses griegos. Este nombre sólo fue popularizado a partir de la mitad del siglo XX.

CARACTERÍSTICAS FÍSICAS

COMPARACIÓN ENTRE: LA TIERRA, GANÍMEDES Y LA LUNA

















SUPERFICIE

Ganímedes está compuesto de silicatos y hielo, con una corteza de hielo que flota encima de un fangoso manto que puede contener una capa de agua líquida. Las indicaciones preliminares de la nave orbital Galileo sugieren que Ganímedes tiene una estructura diferenciada en tres capas: un pequeño núcleo de hierro fundido o de hierro y azufre en el centro, rodeado por un manto de sílice rocoso con una corteza helada en lo más exterior. Este centro metálico hace pensar en un mayor grado de calentamiento de Ganímedes de lo que se había propuesto previamente. De hecho, Ganímedes puede ser similar a Ío con una capa exterior adicional de hielo.

La superficie de Ganímedes es una mezcla aproximadamente igual de dos tipos de terreno: uno muy viejo, muy craterizado y las regiones oscuras y algo más jóvenes (aunque todavía viejas) marcadas con una serie extensa de ranuras y anillos de origen claramente tectónica.

La corteza de Ganímedes parece estar dividida en placas tectónicas, como la Tierra. Las placas tectónicas puede moverse independientemente y actuar a lo largo de zonas de la fractura que producen las cordilleras. También se han observado flujos de lava (ya solidificada). En este aspecto, Ganímedes puede ser más similar a la Tierra que cualquiera de los planetas Venus o Marte (aunque no hay ninguna evidencia de actividad tectónica reciente). Se observan terrenos con ranuras y anillos similares a los que se ven en los satélites Encélado, Miranda y Ariel. Las regiones oscuras son similares a la superficie de Calisto.

Muchos cráteres de impacto se ve en ambos tipos de terreno. La densidad de craterización indica una edad de 3 a 3,5 mil millones de años, similar a los de la Luna. También hay cráteres relativamente jóvenes que tienen rayos de eyección. Al contrario de en la Luna, sin embargo, los cráteres de Ganímedes son bastante llanos, faltando las montañas del anillo y las depresiones centrales común a los cráteres en la Luna y Mercurio. Esto es probablemente debido a la naturaleza relativamente débil de la helada corteza de Ganímedes que puede fluir durante mucho tiempo geológico y por eso desaparecen.

El rasgo más grande en Ganímedes es una llanura oscura llamada Galileo Regio, así como una serie de anillos concéntricos que son remanentes de un cráter de impacto antiguo aunque se encuentra muy borrado por la actividad geológica subsecuente.

El Telescopio Espacial Hubble ha encontrado evidencias de oxígeno en una tenue atmósfera en Ganímedes, muy similar al encontrado en Europa. El oxígeno se produce cuando la radiación que baña el hielo superficial de Ganímedes lo descompone en hidrógeno y oxígeno y el primero se pierde en el espacio por su baja masa atómica.

Los primeros sobrevuelos de Ganímedes de la nave Galileo descubrieron que el satélite tiene su propia magnetosfera. Probablemente se genera de un modo similar a la magnetósfera de la Tierra: es decir, resulta del movimiento de material conductivo en su interior. Se cree que pueda existir una capa de agua líquida con una alta concentración de sal.

INTERIOR


















- El núcleo interior esta compuesto de hierro.

- El núcleo exterior esta compuesto de silicato.

- El manto esta compuesto de Hielo.

GANÍMEDES EN LA FICCIÓN

Debido al interés que suscita Ganímedes como la luna más grande del sistema solar, ha sido elegida como un lugar significativo para el argumento de diversas obras de autores de ficción, notablemente de ciencia ficción. Ejemplos significativos son Navidad en Ganímedes (1940), relato corto de Isaac Asimov; El granjero de las estrellas (1950), de Robert A. Heinlein; The snows of Ganymede (1954), novela de Poul Anderson; Yo visité Ganímedes (1972) y Mi preparación para Ganímedes (1975), de José Rosciano; o Buddy Holly está vivo y sano en Ganímedes (1992), de Bradley Denton. Además, Ganímedes es mencionado puntualmente en multitud de obras más, tanto en libros, como en cine y televisión.

GANÍMEDES 
"EL HIJO DE JÚPITER"

lunes, 21 de septiembre de 2020

EL ORIGEN DE LA LUNA


EL ORIGEN DE LA LUNA 

TEORÍA DEL GRAN IMPACTO 

La teoría del gran impacto (en inglés Giant impact hypothesis, Big Whack o Big Splash) es la teoría científica más aceptada para explicar la formación de la Luna, que postula que se originó como resultado de una colisión entre la joven Tierra y un protoplaneta del tamaño de Marte, que recibe el nombre de Tea (o Theia)1​ u ocasionalmente Orpheus u Orfeo. El nombre de Theia proviene de la mitología griega, ya que Theia o Tea era la titánide madre de la diosa lunar Selene. La hipótesis se planteó por primera vez en una conferencia sobre satélites en 1974 y luego fue publicada en la revista científica Icarus por William K. Hartmann y Donald R. Davis en 1975. 

 Tea 

Una de las hipótesis plantea que Tea se formó en un punto de Lagrange respecto a la Tierra, es decir, aproximadamente en la misma órbita pero 60º por delante (L4) o por detrás (L5).2​ Conforme a lo sugerido en 1772 por el matemático Joseph-Louis de Lagrange, existen cinco puntos en la órbita terrestre en donde los efectos de la gravedad del planeta se anulan en relación con los del Sol. Dos de los puntos de Lagrange (L4 y L5), situados a 150 millones de kilómetros de la Tierra, son considerados estables y por tanto son zonas con potencial para permitir la acreción planetaria en competición con la Tierra. Fue en el punto L4 donde se piensa que Tea comenzó a formarse en el eón Hadeico. Cuando el protoplaneta Tea creció hasta un tamaño comparable al de Marte, unos 20 o 30 millones de años después de su formación, se volvió demasiado masivo para permanecer de forma estable en una órbita troyana. La fuerza gravitacional impulsaba a Tea fuera del punto de Lagrange que ocupaba, al mismo tiempo que la fuerza de Coriolis empujaba al protoplaneta de vuelta al mismo. Como consecuencia de ello, su distancia angular a la Tierra comenzó a fluctuar, hasta que Tea tuvo masa suficiente para escapar de L4. 

Formación de la Luna 

Mientras Tea se encontraba atrapada en la órbita cíclica, la Tierra tuvo tiempo para diferenciar su estructura en el núcleo y manto que actualmente presenta. Tea también podría haber desarrollado alguna estratificación durante su estadio en L4. Cuando Tea creció lo suficiente para escapar del punto de Lagrange, entró en una órbita caótica y la colisión de ambos planetas se hizo inevitable, dado que ambos planetas ocupaban la misma órbita. Se piensa que el impacto pudo haber acontecido unos cientos de años después del escape definitivo. 

Se ha calculado que esto ocurrió hace 4 533 millones de años; se cree que Tea impactó la Tierra con un ángulo oblicuo a una velocidad de 40 000 km/h, destruyendo Tea y expulsando la mayor parte del manto de Tea y una fracción significativa del manto terrestre hacia el espacio, mientras que el núcleo de Tea se hundió dentro del núcleo terrestre. Ciertos modelos muestran que la colisión entre ambos cuerpos fue rasante y que Tea quedó en una órbita baja, estando unida con la Tierra por un puente de materia; posteriormente se alejó hasta varios diámetros terrestres para volver a chocar con la Tierra y acabar destruido por completo. 

Las condiciones existentes en el entorno terrestre tras el impacto fueron muy extremas, con el planeta fundido en su totalidad y rodeado por una atmósfera de roca vaporizada a 4000 °C que se extendía hasta una distancia de ocho radios terrestres. Estimaciones actuales basadas en simulaciones por ordenador de dicho suceso sugieren que el 2% de la masa original de Tea acabó formando un disco de escombros, la mitad del cual se fusionó para formar la Luna entre uno y cien años después del impacto. 

Independientemente de la rotación e inclinación que tuviera la Tierra antes del impacto, después de éste, el día habría tenido una duración aproximada de cinco horas y el ecuador terrestre se habría desplazado más cerca del plano de la órbita lunar. Es posible, de acuerdo con diversas simulaciones, que se hubieran formado dos satélites a una distancia de 20 000 kilómetros de la Tierra. Sin embargo, la luna interna acabaría colisionando de nuevo con nuestro planeta o chocando con la otra 1 000 años después de su formación. 

Esta última hipótesis explicaría la diferencia existente entre la cara visible de la Luna y su cara oculta, proponiendo que la segunda luna habría tenido un diámetro aproximado de 1 200 kilómetros —más grande que el planeta enano Ceres— y que se hallaría en uno de los puntos de Lagrange de la órbita lunar de entonces, en el cual permanecería durante millones de años hasta que su órbita se desestabilizó para acabar colisionando con la mayor de las lunas en lo que hoy es la cara oculta. Dicha colisión se habría producido a una velocidad relativamente baja (2-3 km/s), de modo que el objeto impactante no habría formado un cráter sino que, tras el impacto, su destrucción habría cubierto con materiales rocosos el hemisferio alcanzado. 

Evidencias 

Evidencias indirectas de este escenario de impacto provienen de las rocas recogidas durante las misiones Apolo, que muestran que la abundancia de los isótopos de oxígeno (16O, 17O y 18O) es prácticamente igual a la que existe en la Tierra. ​La composición de la corteza lunar, rica en anortosita, así como la existencia de muestras ricas en KREEP, apoyan la idea de que en un pasado una gran parte de la Luna estuvo fundida, y un gigantesco impacto pudo aportar la energía suficiente para formar un océano de magma de estas características. Distintas evidencias muestran que si la Luna tiene un núcleo rico en hierro, éste ha de ser pequeño, menor de un 25% del radio lunar, a diferencia de la mayor parte de los cuerpos terrestres en donde el núcleo supone en torno al 50% del radio total. Las condiciones de un impacto dan lugar a una Luna formada mayoritariamente por los mantos de la Tierra y del cuerpo impactante —con el núcleo de este último agregándose a la Tierra— y satisfacen las restricciones del momento angular del sistema Tierra-Luna.

 Dificultades 

A pesar de ser la teoría dominante para explicar el origen de la Luna, existen varios interrogantes que no han sido resueltos. Entre estos se incluyen: Las relaciones entre los elementos volátiles en la Luna no son consistentes con la hipótesis del gran impacto. En concreto cabría esperar que la relación entre los elementos rubidio/cesio fuera mayor en la Luna que en la Tierra, ya que el cesio es más volátil que el rubidio, pero el resultado es justamente el contrario.​ 

No existe evidencia de que en la Tierra haya existido un océano de magma global (una consecuencia derivada de la hipótesis del gran impacto), y se han encontrado materiales en el manto terrestre que parecen no haber estado nunca en un océano de magma. El contenido del 13% de óxido de hierro (FeO) en la Luna (superior al 8% que tiene el manto terrestre) descarta que el material proto-lunar pueda provenir, excepto en una parte pequeña, del manto de la Tierra.​ Si la mayor parte del material proto-lunar proviene del cuerpo impactante, la Luna debería estar enriquecida en elementos siderófilos, cuando en realidad es deficiente en ellos.​ Ciertas simulaciones de la formación de la Luna requieren que la cantidad de momento angular del sistema Tierra-Luna sea aproximadamente el doble que en la actualidad. Sin embargo, estas simulaciones no tienen en cuenta la rotación de la Tierra antes del impacto, por lo que algunos investigadores consideran que esto no es evidencia suficiente para descartar la hipótesis del gran impacto.

EL ORIGEN DE LA LUNA

domingo, 3 de mayo de 2020

LA GALAXIA ANDRÓMEDA Y SU DESCUBRIDOR (AZOPHI)














LA GALAXIA ANDRÓMEDA

La galaxia de Andrómeda, también conocida como Galaxia Espiral M31, Messier 31 o NGC 224, es una galaxia espiral con un diámetro de doscientos veinte mil años luz (en lo que concierne a su halo galáctico) y de unos ciento cincuenta mil años luz entre los extremos de sus brazos. Es el objeto visible a simple vista más lejano de la Tierra (aunque algunos afirman poder ver a simple vista la galaxia del Triángulo, que está un poco más lejos). Está a 2,5 millones de años luz ​ en dirección a la constelación de Andrómeda. Es, junto con nuestra propia galaxia, la más grande y brillante de las galaxias del Grupo Local, que consiste en aproximadamente 30 pequeñas galaxias más tres grandes galaxias espirales: Andrómeda, la Vía Láctea y la galaxia del Triángulo.

La galaxia se está acercando a nosotros a unos 300 kilómetros por segundo, y algunos especulan que ambas colisionen en unos 5860 millones de años en el futuro fusionándose en una galaxia mayor, en el evento conocido como Lactómeda.

Estimaciones de su masa y luminosidad
La masa total de la galaxia de Andrómeda es difícil de calcular, encontrándose en la literatura valores que van desde alrededor de 4×1011 masas solares hasta 1,37×1012 masas solares; en un estudio reciente se ha calculado una masa total para esta galaxia de aproximadamente 1,3×1012 masas solares, distribuida como sigue: 1,2×1012 masas solares de materia oscura y 1,4×1011 masas solares en forma de materia bariónica, a su vez distribuidas en 1,3×1011 masas solares en forma de estrellas y 7,7×109 masas solares en forma de gas (hidrógeno y helio).

Algunos científicos creen que la Vía Láctea contiene mucha más materia oscura y podría ser más masiva que M31. Sin embargo, observaciones recientes del telescopio espacial Spitzer revelaron que la M31 contiene un billón de estrellas (1012), excediendo por mucho el número de estrellas en nuestra galaxia.

Además de esto, algunos autores postulan que es la segunda galaxia intrínsecamente más brillante en un radio de 10 megaparsecs alrededor de nuestra galaxia, solo superada por la galaxia del Sombrero (aunque quizás NGC 253 también la supere en brillo); sin embargo, al verse casi de canto, es difícil calcular su luminosidad total sin la extinción de su brillo causada por el polvo interestelar al verse así, de modo que se obtienen luminosidades distintas según el modelo empleado (por ejemplo, un estudio muy reciente sugiere una magnitud absoluta en el azul de –20,89, que con el índice de color corregido dado en él (0,6) da una magnitud absoluta de aproximadamente -21,5), aunque en general se está de acuerdo en que Andrómeda es más luminosa que la Vía Láctea.​

Historia observacional
La primera referencia existente a la galaxia de Andrómeda data del año 961, y fue hecha por el astrónomo persa Azophi, a la que en su Libro de las Estrellas Fijas describe como una «nube pequeña en la constelación de Andrómeda».

La primera observación telescópica corresponde a Simon Marius en 1612. En 1764, Charles Messier la incluye en su catálogo con el número 31, dándole erróneamente el crédito de su descubrimiento a Marius en vez de a Azophi. William Herschel observó en su región central un débil brillo rojizo, pensando que era la más cercana de las grandes nebulosas y que no podía estar a más de 2000 veces la distancia a Sirio.

En 1864, William Huggins observó su espectro, y observó que no se parecía al que cabría esperar en un objeto nebuloso y sí al de uno hecho de estrellas, por lo que M31 era un objeto formado por estrellas (sin embargo, siguió siendo considerada durante mucho tiempo como una nebulosa). En 1885 apareció una supernova (catalogada como S Andromedae, y hasta la fecha la única registrada en ella) en su región central. Apareció en agosto de dicho año con magnitud próxima a la 6.ª, ascendió hasta la 5, 4.ª hacia el 17 de dicho mes para ir perdiendo brillo paulatinamente; dejó de verse en febrero de 1886: todavía el 1 de febrero de ese año pudo medirla Asaph Hall con el gran refractor instalado en Washington, encontrándola con magnitud 16.ª. Se ha calculado que su magnitud absoluta fue de –18,2. Debido a que se consideraba este objeto como muy cercano, la supernova fue considerada en su tiempo como una nova.

Heber Curtis descubrió en 1917 una nova genuina en Andrómeda, y buscando en placas fotográficas anteriores encontró 11 más. Al parecer 10 magnitudes más débil que las novas registradas en la Vía Láctea, supuso que el objeto estaba a 500 000 años luz y que tanto ella como otros objetos similares, conocidos por entonces como "nebulosas espirales", no eran nebulosas sino galaxias independientes. Esto fue la causa de un famoso debate en 1920 entre este astrónomo y Harlow Shapley —que defendía que eran en realidad nebulosas cercanas—, y que llegó a su fin cuando en 1925 Edwin Hubble encontró estrellas cefeidas en fotografías de Andrómeda, dejando claro que tales objetos son en realidad galaxias similares a la nuestra, solo que a grandes distancias, de modo que la "nebulosa de Andrómeda" (denominación que aún se encuentra en textos antiguos) pasó a ser conocida definitivamente como la "galaxia de Andrómeda".

En 1943 Walter Baade fue el primero en discernir estrellas dentro de la región central de la galaxia de Andrómeda, y también demostró que había dos tipos de cefeidas, lo que significó duplicar su distancia hasta un valor ya muy cercano al aceptado actualmente.

Ya en 1940 Grote Reber detectó emisiones de radio procedentes de esta galaxia, y en 1950 se realizaron los primeros radiomapas de ella, descubriendo también los astrónomos ingleses Brown y Hazard que esta galaxia emitía ondas de radio en la banda de los 158,8 MHz, siendo la primera galaxia descubierta como objeto emisor de ondas de radio.


Galaxia de Andrómeda en el infrarrojo. Combinación de imágenes tomadas por el Telescopio Spitzer.
Robin Barnard, de la Open University, ha detectado 10 fuentes de rayos X en la galaxia de Andrómeda (publicados el 5 de abril de 2004), utilizando observaciones del observatorio orbital XMM-Newton de la Agencia Espacial Europea. Su hipótesis es que pueden ser posibles candidatos a agujeros negros o estrellas de neutrones, que calientan el gas entrante a millones de grados emitiendo rayos X. El espectro de las estrellas de neutrones es el mismo que el de los supuestos agujeros negros, pero se distinguen por sus masas —menores en el primer caso—.

Recientemente se ha hecho pública la que hasta la fecha es la imagen de más alta resolución de Andrómeda en ultravioleta, tomada por el Telescopio Swift, y que muestra más de 20 000 fuentes brillantes en esa longitud de onda en ella.

AMPLIAR INFO:
https://es.wikipedia.org/wiki/Galaxia_de_Andr%C3%B3meda

DESCUBRIDOR DE ANDRÓMEDA
Abd Al-Rahman Al Sufi (7 de diciembre de 903-25 de mayo de 986) fue un astrónomo de origen persa, conocido también como 'Abd ar-Rahman as-Sufi, o 'Abd al-Rahman Abu al-Husain. En Occidente se lo conoce abreviadamente como Azophi.

Trabajo y obras
Vivió en la corte del emir Adud al-Dawla en Isfahán, Persia, y trabajó traduciendo y expandiendo con comentarios obras de contenido astronómico procedentes de los Griegos, en especial el Almagesto de Ptolomeo. Hizo hincapié en corregir datos de algunas estrellas ya descritas por Ptolomeo y sobre todo revisó brillo y la magnitud. Fue uno de los primeros en averiguar y describir la agrupación de estrellas Magallanes, que solo es visible desde Yemen; no en la ciudad donde residió Isfahán y que no fue divisada por un europeo hasta que hizo el viaje Magallanes en el siglo XVI, así cómo la galaxia de Andrómeda, la cual describe cómo una pequeña nube.

Se le considera como uno de los mejores traductores al idioma árabe de las obras astronómicas procedentes del mundo helenístico y sobre todo de aquellas que procedeen de Alejandría, fue el primero que intentó relacionar el nombre de las estrellas y constelaciones en griego con la denominación en árabe, tarea muy importante ya que muchas estrellas carecían de traductores y a veces se confundían.

Midió la oblicuidad de la eclíptica con respecto al ecuador celeste y realizó cálculos para averiguar la duración del año trópico. Observó, describió y catalogó las características de las estrellas, identificando sus posiciones, su magnitud aparente, su brillo, color y fue asociando las estrellas a sus correspondientes constelaciones. Para cada constelación proporcionó dos dibujos uno con el punto de vista desde fuera de la esfera celeste y otro con el punto de vista desde dentro de la esfera celeste (tal y como se puede ver desde la tierra). Al Sufi escribió sobre la medición y uso del astrolabio, encontrando numerosos nuevos usos para este instrumento.

Al Sufi publicó su famoso "Libro de las estrellas fijas" en 964, describiendo mucho de su trabajo de observación astronómica en ambos formatos textual y con abundantes pinturas.

Eponimia
-El cráter lunar Azophi lleva este nombre en su memoria.

-El asteroide (12621) Alsufi también conmemora su nombre.​

8 CURIOSIDADES SOBRE ANDRÓMEDA


jueves, 23 de abril de 2020

EL ORIGEN DEL PLANETA TIERRA



















EL ORIGEN DEL PLANETA TIERRA
La historia de la Tierra se refiere al desarrollo del planeta Tierra desde su formación a partir de la nebulosa protosolar hace unos 4 540 millones de años (Ma) hasta el presente.​ Ese tiempo es aproximadamente un tercio del total transcurrido desde el Big Bang, el cual se estima que tuvo lugar hace 13 700 Ma.​ En ese lapso de tiempo se ha producido una inmensa cantidad de cambios geológicos además de la aparición de la vida y su posterior evolución.

Origen
Artículo principal: 
Formación y evolución del sistema solar
El origen de la Tierra es el mismo que el del sistema solar. Lo que terminaría siendo el sistema solar inicialmente existió como una extensa mezcla de nubes de gas, rocas y polvo en rotación. Estaba compuesta por hidrógeno y helio surgidos en el Big Bang, así como por elementos más pesados producidos por supernovas. Hace unos 4600 millones de años, una estrella cercana se transformó en supernova y su explosión envió una onda de choque hasta la nebulosa protosolar incrementando su momento angular. A medida que la nebulosa empezó a incrementar su rotación, gravedad e inercia, se aplanó conformando un disco protoplanetario (orientado perpendicularmente al eje de rotación). La mayor parte de la masa se acumuló en su centro y empezó a calentarse, pero debido a las pequeñas perturbaciones del momento angular y a las colisiones de los numerosos escombros generados, empezaron a formarse protoplanetas. Aumentó su velocidad de giro y gravedad, originándose una enorme energía cinética en el centro. La imposibilidad de transmitir esta energía a cualquier otro proceso hizo que el centro del disco aumentara su temperatura. Por último, comenzó la fusión nuclear, de hidrógeno a helio, y al final, después de su contracción, se transformó en una estrella T Tauri: el Sol. La gravedad producida por la condensación de la materia —que previamente había sido capturada por la gravedad del propio Sol— hizo que las partículas de polvo y el resto del disco protoplanetario empezaran a segmentarse en anillos. Los fragmentos más grandes colisionaron con otros, conformando otros de mayor tamaño que al final formarían los protoplanetas.​ Dentro de este grupo había uno situado aproximadamente a 150 millones de kilómetros del centro: la Tierra. El viento solar de la recién formada estrella arrastró la mayoría de las partículas que tenía el disco, condensándolas en cuerpos mayores.

La Luna
El origen de la Luna es incierto, aunque existen evidencias que apoyan la hipótesis del gran impacto. La Tierra pudo no haber sido el único planeta que se formase a 150 millones de kilómetros de distancia del Sol. Podría haber existido otro protoplaneta a la misma distancia del Sol, en el cuarto o quinto punto de Lagrange. Este planeta, llamado Theia, se estima que sería más pequeño que la actual Tierra, probablemente del mismo tamaño y masa que Marte. Iba oscilando tras la Tierra, hasta que finalmente chocó con esta hace 4533 Ma.​ La baja velocidad relativa y el choque oblicuo no fueron suficientes para destruir la Tierra, pero una parte de su corteza salió disparada al espacio. Los elementos más pesados de Theia se hundieron hacia el centro de la Tierra, mientras que el resto se mezcló y condensó con el de la Tierra. Esta órbita pudo ser la primera estable, pero el choque de ambos desestabilizó la Tierra y aumentó su masa. El impacto cambió el eje de giro de la Tierra, inclinándolo hasta los 23,5º; siendo el causante de las estaciones (el modelo ideal de los planetas tendría un eje de giro sin inclinación, paralelo al del Sol, y por tanto sin estaciones).

La parte que salió despedida al espacio (la Luna), bajo la influencia de su propia gravedad se hizo más esférica y fue capturada por la gravedad de la Tierra.

Primeros continentes
La convección del manto, el proceso que maneja las placas tectónicas actualmente, es el resultado del flujo de calor desde el interior hasta la superficie de la Tierra. Implica la creación de placas tectónicas rígidas en medio de las dorsales oceánicas y su destrucción en el manto en las zonas de subducción. Durante el principio del Arcaico (cerca de 3,0 Ga) el manto estaba mucho más caliente que en la actualidad, probablemente cerca de 1600 °C, por lo tanto la convección en el manto era más rápida. Aunque ocurría un proceso similar a la tectónica de placas de hoy en día, éste también habría sido mucho más rápido. Es probable que durante el Hádico y el Arcaico, las zonas de subducción fueran más abundantes, y por lo tanto las placas tectónicas fueran más pequeñas.

La corteza inicial, formada cuando la superficie de la Tierra se solidificó por primera vez, desapareció totalmente debido a la combinación de una tectónica de placas muy activa durante el Hádico y los grandes impactos del bombardeo intenso tardío en el Arcaico, hace entre 4100 y 3800 millones de años. Se supone que aquella corteza primitiva estaba compuesta de basalto, como la corteza oceánica actual, porque se había producido muy poca diferenciación en la corteza. Las primeras masas grandes de corteza continental, producto de la diferenciación de elementos más ligeros durante la fusión parcial en la parte más baja de la corteza, aparecieron al final del Hádico, hace cerca de 4.0 Ga. Los restos que quedan de aquellos primeros continentes son los llamados escudos o cratones. Estos elementos litosféricos ligeros del Hádico tardío y de la corteza del Arcaico temprano constituyeron los núcleos alrededor de los cuales crecieron los actuales continentes.

Las rocas más antiguas de la Tierra se encuentran el cratón norteamericano de Canadá. Son tonalitas que datan de unos 4,0 Ga. Estas rocas muestran rastros de metamorfismo por alta temperatura, pero también granos sedimentarios que han sido redondeados por la erosión durante el transporte por agua, mostrando que ya existieron entonces ríos y mares. Los cratones consisten primariamente de dos tipos alternativos de terranos. Los primeros se llaman cinturones de rocas verdes, que consisten en rocas sedimentarias de bajo grado de metamorfismo. Estas "rocas verdes" son similares a los sedimentos que hoy en día encontramos en las fosas oceánicas, encima de las zonas de subducción. Por esta razón, las rocas verdes son algunas veces vistas como evidencia de subducción durante el Arcaico. El segundo tipo es un complejo de rocas magmáticas félsicas. Estas rocas son mayormente tonalitas, trondhjemitas o granodioritas, tipos de roca similar en composición al granito. Los complejos TTG son vistos como los relictos de la primera corteza continental, formada por la fusión parcial en basalto.

Vida
Los detalles del origen de la vida se desconocen, aunque se han establecido unos principios generales. Hay dos teorías sobre el origen de la vida. La primera defiende la hipótesis de la «panspermia», y sugiere que la materia orgánica pudo haber llegado a la Tierra desde el espacio,5​ mientras que otros argumentan que tuvo origen terrestre. En cambio, es similar el mecanismo por el cual la vida surgió.

La vida surgió en la Tierra quizás hace unos 4000 Ma, aunque el cálculo de cuándo comenzó es bastante especulativo. Generada por la energía química de la joven Tierra, surgió una molécula (o varias) que poseía la capacidad de hacer copias similares a sí misma: el «primer replicador». La naturaleza de esta molécula se desconoce. Esta ha sido reemplazada en funciones, a lo largo del tiempo, por el actual replicador: el ADN. Haciendo copias de sí mismo, el replicador funcionaba con exactitud, pero algunas copias contenían algún error. Si este cambio destruía la capacidad de hacer nuevas copias se extinguía. De otra manera, algunos cambios harían más rápida o mejor la réplica: esta variedad llegaría a ser numerosa y exitosa. A medida que aumentaba la materia viva, la "comida" iba agotándose, y las «cadenas» explotarían nuevos materiales, o quizás detenía el progreso de otras «cadenas» y recogía sus recursos, llegando a ser más numerosas.

Se han propuesto varios modelos para explicar cómo podría desarrollarse el replicador. Se han propuesto diferentes cadenas, incluidas algunas como las proteínas modernas, ácidos nucleicos, fosfolípidos, cristales, o incluso sistemas cuánticos. Actualmente no hay forma de determinar cuál de estos modelos pudo ser el originario de la vida en la Tierra. Una de las teorías más antiguas, en la cual se ha estado trabajando minuciosamente, puede servir como ejemplo para saber cómo podría haber ocurrido. La gran energía de los volcanes, rayos y la radiación ultravioleta podrían haber ayudado a desencadenar las reacciones químicas produciendo moléculas más complejas a partir de compuestos simples como el metano y el amoníaco. Entre estos compuestos orgánicos simples estarían los bloques con los que se construiría la vida. A medida que aumentaba esta "sopa orgánica", las diferentes moléculas reaccionaban unas con otras. A veces se obtenían moléculas más complejas. La presencia de ciertas moléculas podría aumentar la velocidad de reacción. Esto continuó durante bastante tiempo, con reacciones más o menos aleatorias, hasta que se creó una nueva molécula: el «replicador». Este tenía la extraña propiedad de promover reacciones químicas para conseguir una copia de sí mismo, con lo que comenzó realmente la evolución. Se han postulado otras teorías del replicador. En cualquier caso, el ADN ha reemplazado al replicador. Toda la vida conocida (excepto algunos virus y priones) usan el ADN como su replicador, de forma casi idéntica.

Células
En la actualidad se tiene que reproducir materia empaquetada dentro de la membrana celular. Es fácil comprender el origen de la membrana celular, así como el origen del replicador, debido a que las moléculas de fosfolípidos que construyen una membrana celular a menudo forman una bicapa espontáneamente cuando se colocan en agua (véase «Teoría de la burbuja»).​ No se sabe si este proceso precede o da como resultado el origen del replicador (o quizás fuera el replicador). La teoría que predomina más es que el replicador, quizás el ARN (hipótesis del ARN mundial), junto a este instrumento de reproducción y tal vez otras biomoléculas, ya habían evolucionado. Al principio las protocélulas simplemente podrían haber explotado cuando crecían demasiado; el contenido esparcido podría haber recolonizado otras "burbujas". Las proteínas que estabilizaban la membrana, o que ayudaban en la división de forma ordenada, podrían estimular la proliferación de estas cadenas celulares. ARN es probablemente un candidato para un primer replicador ya que puede almacenar información genética y catalizar reacciones. En algunos puntos el ADN prevaleció el papel de recopilador genético sobre el ARN, y las proteínas conocidas como enzimas adoptaron el papel de catalizar, dejando al ARN para transferir información y modular el proceso. Se tiende a creer que estas primigenias células pudieron evolucionar en grupos en las chimeneas volcánicas submarinas conocidas como "fumarolas negras";​ o incluso calientes, rocas marinas.​ No obstante, se cree que de todas estas múltiples células, o protocélulas, solo una sobrevivió. Las evidencias sugieren que el último antepasado universal vivió durante el principio del Eón Arcaico, hace alrededor de 3500 Ma o incluso antes.​ Esta célula "LUCA" es el antecesor común de todas las células y por tanto de toda la vida en la Tierra. Fue probablemente una procariota, la cual poseía una membrana celular y probablemente ribosomas, pero carente de un núcleo u orgánulos como mitocondrias o cloroplastos. Igual que todas las células modernas, utilizaba el ADN como código genético, el ARN para transferir información y sintetizar proteínas, y los enzimas para catalizar las reacciones. Algunos científicos opinan que en vez de ser un solo organismo el que dio lugar al último antepasado universal, había poblaciones de organismos intercambiándose genes en transferencia horizontal.​

Fotosíntesis y oxígeno

El aprovechamiento de la energía solar dio lugar a varios de los mayores cambios de la vida en la Tierra.
Probablemente las primeras células eran todas heterótrofas, utilizando todas las moléculas orgánicas (incluso las de otras células) como materia prima y como fuente de energía.​ A medida que el suministro de comida disminuía, algunas desarrollaron una nueva estrategia. En vez utilizar los cada vez menores grupos de moléculas orgánicas libres, estas moléculas adoptaron la luz solar como fuente de energía. Las estimaciones varían, pero hace unos 3000 Ma,​ algo similar a la actual fotosíntesis se había desarrollado. Esto hizo que la energía solar disponible no solo para los autótrofos sino que también para los heterótrofos que se nutrían de ellos. La fotosíntesis consume bastante CO2 y agua como materia prima y, con la energía de la luz solar, produce moléculas ricas en energía (los carbohidratos).

Además, se producía oxígeno como desecho de la fotosíntesis. Al principio se combinaba con caliza, hierro, y otros minerales. Hay una prueba sólida de esto en las capas ricas de hierro oxidado en el estrato geológico correspondiente a este periodo. Los océanos habrían cambiado el color a verde mientras el oxígeno estaba reaccionando con los minerales. Cuando cesaron las reacciones, el oxígeno pudo finalmente llegar a la atmósfera. Aunque cada célula solo produce una pequeña cantidad de oxígeno, el metabolismo combinado de todas ellas, durante un vasto período, transformó la atmósfera terrestre al estado actual.

La actual es, entonces, la tercera atmósfera de la Tierra. La radiación ultravioleta excitó parte del oxígeno formando ozono, el cual se fue acumulando en una capa cerca de la zona superior de la atmósfera. La capa de ozono absorbía, y absorbe aún, una cantidad significativa de la radiación ultravioleta, que antes atravesaba sin impedimentos la atmósfera. Esto permitió a las células colonizar la superficie del océano y, en definitiva, la tierra.​ Sin la capa de ozono, la radiación ultravioleta bombardearía permanentemente la superficie terrestre, causando niveles insostenibles de mutación en las células expuestas.

Además de proporcionar una gran cantidad de energía disponible para la vida y bloquear la radiación ultravioleta, la fotosíntesis causó un tercer efecto, el más importante, y que tendría un impacto a escala planetaria: el oxígeno era tóxico para la mayor parte de la vida anterior a la fotosíntesis. Probablemente gran parte de la vida en la tierra murió al aumentar sus niveles, es la llamada «catástrofe del oxígeno».Las formas de vida que sobrevivieron, prosperaron, y algunas desarrollaron la capacidad de utilizar el oxígeno para mejorar su metabolismo y obtener más energía de la misma materia orgánica.

AMPLIAR INFO:
https://es.wikipedia.org/wiki/Historia_de_la_Tierra

EL ORIGEN DEL PLANETA TIERRA

martes, 9 de abril de 2019

¿QUÉ ES LA MINERÍA ESPACIAL?








¿QUÉ ES LA MINERÍA ESPACIAL?

La minería de asteroides se refiere a la posibilidad de explotar las materias primas de los asteroides y otros planetas menores, incluidos los objetos cercanos a la Tierra.​ Los minerales y los compuestos volátiles pueden ser extraídos de un asteroide o un cometa para proporcionar el espacio de construcción de materiales (por ejemplo, hierro, níquel, titanio), extraer el agua y el oxígeno para sostener la vida de los astronautas exploradores en el espacio, así como el hidrógeno y el oxígeno para su uso como combustible para cohetes. En la exploración del espacio, a estas actividades se les conoce como la utilización de recursos in-situ.

Propósito

Basándose en las reservas conocidas terrestres y el creciente consumo en los países en desarrollo, se especula que los elementos clave necesarios para la industria moderna, incluyendo antimonio, zinc, estaño, plata, plomo, indio, oro y cobre, podrían agotarse en la Tierra dentro de 50 a 60 años.​ En respuesta, se ha sugerido que el platino, cobalto y otros elementos valiosos de los asteroides puedan ser extraídos y enviados a la Tierra con fines de lucro, y el agua extraída de hielo podría ser usada para los propulsores de depósitos,​ de energía solar espacial, y los hábitats del espacio.​

De hecho, el oro, cobalto, hierro, manganeso, molibdeno, níquel, osmio, paladio, platino, renio, rodio, rutenio, y el tungsteno extraídos de la corteza terrestre, y que son esenciales para el progreso económico y tecnológico, vinieron originalmente de la lluvia de asteroides que golpeó la Tierra después de que la corteza se enfrió.​ Esto es así porque, mientras que los asteroides y la Tierra estaban congelados de los mismos materiales de partida, la enorme gravedad de la tierra sacó todos esos elementos pesados siderofílicos (amantes del hierro) en el núcleo del planeta durante su juventud fundida hace más de cuatro mil millones de años.​ Esto dejó a la corteza agotada de estos valiosos elementos​ hasta que los impactos de asteroides reinfudieron a la corteza empobrecida con metales.

En 2006, el Observatorio Keck, anunció que los asteroides troyanos (617) Patroclo,​ y posiblemente grandes números de otros asteroides troyanos de Júpiter, son como cometas extintos y se componen en gran parte por hielo de agua. Del mismo modo, los cometas de la familia de Júpiter y, posiblemente, los asteroides cercanos a la Tierra que son los cometas extintos, también podrían proporcionar agua de manera económica. El proceso de la utilización in-situ de los recursos, utilizando materiales nativos del espacio para el propulsor, tanques de almacenamiento, protección radiológica, y otros de gran masa componentes de la infraestructura del espacio, podría conducir a reducciones radicales en su costo.​

El hielo cumplirá una de dos condiciones necesarias para permitir "la expansión humana en el Sistema Solar" (el objetivo final para el vuelo espacial humano propuesto por la "Comisión Agustina" de 2009: Review of United States Human Space Flight Plans Committee, Comité de Revisión de los Planes de Vuelos Espaciales Humanos de los Estados Unidos): la sostenibilidad física y la sostenibilidad económica.

Desde el punto de vista astrobiológico, la exploración de los asteroides podría proporcionar datos científicos para la búsqueda de inteligencia extraterrestre (SETI). Algunos astrofísicos han sugerido que si civilizaciones inteligentes y más avanzadas llegaron a nuestro Sistema Solar, hay una cierta probabilidad de que estas civilizaciones se dirigieran hacia la minería de asteroides desde hace mucho tiempo. Si es así, las características de sus actividades mineras podrían ser detectables desde la Tierra.

Selección de asteroides

Un importante elemento para considerar en la selección de objetivos es la economía orbital, en particular el cambio de velocidad (Δv) y el tiempo de viaje hacia y desde el objetivo. Más del material nativo extraído debe ser utilizado como propergol en trayectorias de mayor Δv, retornando así como menor carga. Las trayectorias de Hohmann directas son más rápidas que las trayectorias de Hohmann asistidas por sobrevuelos planetarios y/o lunares, los cuales son más rápidos que los de la Red de Transporte Interplanetario, pero la última tiene menor Δv que la primera.

Los asteroides cercanos a la Tierra son considerados como candidatos para las primeras actividades mineras. Sus bajas localizaciones de Δv los vuelven disponibles para su uso en la extracción de materiales de construcción para las instalaciones con base en el espacio cercanas a la Tierra, reduciendo en gran forma el costo económico de transportar suministros en la órbita de la Tierra.

AMPLIAR INFO:
https://es.wikipedia.org/wiki/Miner%C3%ADa_de_asteroides

¿MINERÍA ESPACIAL EN LUXEMBURGO?

jueves, 29 de noviembre de 2018

D.E.P. JULIÁN G. CAMBRONERO: "IN MEMORIAM"

















D.E.P. 
JULIÁN GÓMEZ CAMBRONERO

Este post está dedicado a la memoria de D. Julián Gómez Cambronero, fallecido el pasado 12 de noviembre de 2018 en Beavercreek, en el estado de Ohio (U.S.A.) lugar donde residía hace más de 30 años, y donde ejercía su trabajo científico. Coincidimos en la Revista Siembra de Manzanares, en la cual Julián publicaba sus Artículos Científicos, y a mí me publicaban mis Crucigramas y otros Pasatiempos. Por casualidad, un día nos vimos en el Ayuntamiento de Manzanares, y ya estuvimos siempre en contacto.

Durante varios años me mandó información para que le publicase en BLOGOCIOLOGICO algunos post, los cuales, han tenido mucha aceptación entre los habitantes de nuestro querido pueblo manchego, como por ejemplo, su proyecto del Museo de La Ciencia de Manzanares. Ojalá ese proyecto soñado por él también se pueda hacer realidad en nuestro pueblo, al igual que cuando se consiguió el proyecto anterior del Paseo del Sistema Solar, diseñado a escala por nuestro querido Julián.

Julián Gomez-Cambronero fue Investigador y Catedrático de Bioquímica y Biología Molecular y Profesor Distinguido de Investigación Brage Golding, en Wright State University, Ohio (EEUU). Trabajó al frente de su equipo de investigación estudiando los mecanismos moleculares que conducen al crecimiento y la capacidad invasiva en los tejidos sanos por parte de las células del cáncer de mama.

Voy a dejar aquí los enlaces de los post enviados por Julián a BLOGOCIOLOGICO, por si queréis verlos de nuevo.

https://blogociologico.blogspot.com/2013/07/descubrimiento-contra-el-cancer-de-mama.html

https://blogociologico.blogspot.com/2015/06/gomez-cambronero-investigara-en-harvard.html

https://blogociologico.blogspot.com/2015/10/plutoncorazon-de-hielo.html

https://blogociologico.blogspot.com/2016/01/investigacion-biomedica.html

https://blogociologico.blogspot.com/2016/05/taste-of-spain-triunfa-en-el-usa-market.html

https://blogociologico.blogspot.com/2016/07/bulos-matematicos-inteligencia.html

https://blogociologico.blogspot.com/2016/09/pregon-fiestas-patronales-2016-jesus.html

https://blogociologico.blogspot.com/2017/06/premios-cadena-ser-2017.html

https://blogociologico.blogspot.com/2017/08/eclipse-total-de-sol.html

https://blogociologico.blogspot.com/2017/10/cancer-de-mama-bases-moleculares-y.html

https://blogociologico.blogspot.com/2017/10/museo-de-la-ciencia-en-manzanares.html


D.E.P.  JULIÁN GÓMEZ CAMBRONERO

martes, 11 de septiembre de 2018

LA BARRERA DEL SONIDO











¿QUÉ ES LA BARRERA DEL SONIDO?

En aerodinámica, la barrera del sonido fue considerada un límite físico que impedía que objetos de gran tamaño se desplazaran a velocidad supersónica. El término se empezó a utilizar durante la Segunda Guerra Mundial, cuando un cierto número de aviones empezaron a tener problemas de compresibilidad (así como otros problemas no relacionados) al volar a grandes velocidades, y cayó en desuso en los años 1950, cuando los aviones empezaron a romper esa barrera normalmente.

Se define como una "barrera omnipresente" que viaja en todas direcciones a la velocidad típica de 1234,8 km/h, la velocidad del sonido, y al ser vencida por un objeto, estalla formando una explosión sónica que puede ser muy molesta al oído humano. La velocidad del sonido va en función de la temperatura y del tipo de gas y disminuye a medida que baja la temperatura del medio de transmisión. Con el aire a una temperatura de 20 ºC, la velocidad del sonido es la mencionada anteriormente de 1234,8 km/h.

Cuando un avión se acerca a la velocidad del sonido, la forma en que el aire fluye alrededor de su superficie cambia y se convierte en un fluido compresible, dando lugar a una resistencia mayor.


Primeras teorías y experiencias

Inicialmente se pensaba que el aumento de la resistencia seguía un crecimiento exponencial, por lo que un avión no podría superarla aun aumentando de manera sustancial la potencia de los motores. De ahí el nombre de barrera del sonido.

Sin embargo, esta idea ya había sido descartada por los artilleros del siglo XIX. Desde Ernst Mach se sabía que, a partir de cierto punto, la resistencia ya no aumenta más sino que, de hecho, se reduce. De manera que para atravesar la barrera del sonido sería suficiente con disponer de mayor propulsión y mejor aerodinámica para vencer ese punto máximo de resistencia. Con la introducción de nuevas formas de ala que disminuyen la resistencia, y los motores de reacción para la propulsión, fue posible desde los años 1950 viajar más rápido que el sonido con relativa facilidad.

Charles Elwood Yeager fue el primer hombre en atravesar oficialmente la barrera del sonido, el 14 de octubre de 1947, volando con el avión experimental Bell X-1 a velocidad Mach 1 y a una altitud de 45 000 pies,​ aun cuando el piloto alemán Hans Guido Mutke reclame para sí este logro, al señalar haber sido supuestamente el primero en romper la barrera de sonido el 9 de abril de 1945 a bordo de un Messerschmitt Me 262. Pero esto no fue fácil, para lograr esta hazaña murieron 18 pilotos (oficialmente).


CHARLES ELWOOD YEAGER



El 14 de octubre de 2012, el austriaco Felix Baumgartner, se convirtió en el primer hombre en romper la barrera del sonido en caída libre y sin ayuda de maquinaria externa, desde una altura de 39 068 metros y alcanzando una velocidad máxima de 1342 km/h.

FÉLIX BAUMGARTNER

martes, 31 de octubre de 2017

MUSEO DE LA CIENCIA EN MANZANARES

















Creación de un proyecto único en su naturaleza en la Provincia:
El Museo de la Ciencia de Manzanares.





















Por Julián Gómez-Cambronero. Científico, Catedrático de Bioquímica y Biología Molecular y ‘Brage Golding Distinguished Professor of Research’ en Wright State University, Ohio, EE.UU;
Premio “Comunicación” Cadena SER 2017.


Tenemos ante nosotros una oportunidad extraordinaria de la creación de un proyecto único en su naturaleza en Ciudad Real que crearía empleo, realzaría la ciudad y educaría a su juventud ante los complejos retos científicos del siglo XXI: Propuesta de un “Museo de la Ciencia” en Manzanares.
MUSEO PIONERO EN LA PROVINCIA. Este Museo sería único en Ciudad Real. Cinco características únicas, entre la gran y variada oferta del M•100•cia•M (que se explica más adelante) son:

- Un modelo a escala del cuerpo humano,
- Un observatorio astronómico con telescopio,
- Laboratorio de biología, química y física,
- Modelos a escala de moléculas y células
- Un jardín cubierto con plantas tropicales.

Los elementos claves de la actividad del Museo serían:

• Participación de Empresas locales (Vitivinícolas), regionales y nacionales.

• Laboratorio de investigación para alumnos de ESO y de Bachillerato (por ejemplo la Flora y Fauna del Río colindante) con producción de trabajos para publicación en la revista del Museo u otros Journals científicos.

• Conferencias: nace con una clara dimensión académica, atraer expertos, científicos y técnicos de la región (UCLM) y nacionales.

• La propuesta del edificio (ver la infografía que he preparado) es una mezcla armoniosa ente el clásico de la fachada de ladrillo rojo y los nuevos elementos modernos de cristal y acero.

• El edificio de la Fábrica de Harinas es ideal y la localización idónea para el turismo, por estar a la entrada del pueblo, y por tener el Paseo del canal del Río que la presencia del Museo conllevaría el arreglo también de la zona del Calicanto y el caz del Azuer hasta allí. Pensemos en el efecto del Guggenheim en Bilbao, que se ha calificado como el “generador de la metamorfosis de una ciudad”.

LA PROPUESTA. Tras el éxito del Paseo del Sistema Solar del Polígono (PDSS), pionero y único en su clase en CLM, que propuse en 2009 y se realizó en 2010, ahora lanzo una nueva propuesta para Manzanares: Propongo la creación del Museo de la Ciencia de Manzanares (en siglas: M•100•cia•M), cuya misión es educativa y de atraer a visitantes a Manzanares. Su objetivo es el de informar, educar, inspirar el respeto y admiración por la madre naturaleza y mostrar elementos interactivos sobre la ciencia básica (biología, geología, astronomía, química, física y matemáticas), sobre la tecnología cotidiana (ordenadores, smartphones) y la del futuro próximo (robótica, inteligencia artificial). El Museo es interactivo y su oferta, dinámica y cambiante. Va dirigido a estudiantes de Educación Infantil, Primaria, ESO y Bachillerato, así como a familias y público en general.

EL LOGO DEL MUSEO


















El logo distintivo del museo que sugiero se muestra en esta imagen. Un objetivo principal que se cumpliría con el M•100•cia•M es que, en lo que respecta a las primeras etapas escolares, el niño/a descubre las maravillas de la naturaleza desde edad temprana y así sembraremos la semilla para que ame y sienta curiosidad por la naturaleza y respete sus recursos. Incrementar el interés por la exploración del microcosmos y el macrocosmos. Un Museo de Ciencias complementa lo aprendido en los centros escolares.

LOCAL. El local que propongo para el M•100•cia•M ocuparía 3.000 m2 , en tres plantas, de acuerdo con los planos que he preparado; con un gran atrio de entrada de 9 metros de altura, con grandes ventanales para iluminación natural (un sitio ideal sería la Fábrica de Harinas). En la construcción primarían los espacios diáfanos, abiertos y consecutivos y de fácil acceso. Habría una gran sala inicial albergando el modelo del sistema respiratorio y circulatorio “inmersivo”; diferentes salas con elementos “interactivos” y “estáticos”, con vitrinas y paneles de exposición; un laboratorio común de biología, física y química para practicas, un aula para seminarios y fuera, el observatorio astronómico y el jardín tropical cubierto. También, una pequeña tienda para souvenirs; aseos; y aparcamiento para coches.

FINANCIACIÓN. Una obra de esta envergadura requiere que haya una co-participación pública (Ayuntamiento, La Junta y fondos de la UE) y privada (empresas y compañías técnicas, sociedades y asociaciones privadas y públicas). La idea de la ubicación en la Fábrica de Harinas sería una excelente utilización de este edificio icónico de Manzanares, que se haya en estado de deterioro y el Museo le daría vida. La financiación se complementaría con contribuciones privadas de stands con aplicaciones técnicas (empresas viti-vinícolas, AECCMedicina, y BQ-robótica; paneles solares, etc); precio de admisión y cuota anual de “los Amigos del Museo”, a quienes se les entregaría la revista del Museo. Donaciones privadas y de Sociedades y crear una Fundación del Museo con su patronos.

DIRECTOR Y EQUIPO ASESOR. El Museo de la Ciencia de Manzanares “M•100•cia•M”, tiene un Director, un Subdirector de mantenimiento y un Secretario que se reúnen periódicamente con un Equipo Asesor, formado por profesores de ciencias de escuelas e institutos, científicos, médicos, ingenieros, técnicos en imagen y sonido y otros expertos; además de publicista/relaciones públicas y representantes de entidades públicas y privadas que corran a cargo de la financiación. El Director y su Equipo, supervisa y propone las nuevas actividades (para las exhibiciones no permanentes), calendario, publicación de la revista semianual “M•100•cia•M” Avances” (con artículos científicos y de divulgación y actividades del Museo); marca las pautas para la selección y contrato del personal de plantilla del Museo y delibera sobre la adquisición de nuevos objetos.

El autor del presente Proyecto, se propone como “Director Fundador” e impulsor inicial del funcionamiento del Museo. Le respalda la experiencia como creador y diseñador del modelo a escala del Paseo del Sistema Solar en el parque del Polígono de Manzanares, su trabajo como científico y educativo en la universidad y haber organizado y dirigido aulas de trabajo y varias conferencias científicas internacionales en EEUU.

COMPONENTES. Un atrio de entrada muy amplio y alto (9 m.), en el que figure de forma prominente una escultura de la molécula de ADN, realizada por alguno de nuestros artistas locales. Suspendidos en el techo habría esferas representando motivos planetarios (basados en el Paseo del Sistema Solar, PDSS), también construidos por artistas locales. En el atrio estarían un mostrador con servicio de atención al visitante y las oficinas del Museo.

La parte interactiva (pre-adolescentes): demostraciones de la naturaleza y propagación de la luz, electricidad y magnetismo; transmisión del sonido; modelos de criaturas marinas bajo luz ultravioleta; el futuro de la computación, inteligencia artificial, de la robótica y de los nuevos avances tecnológicos (coches sin conductor); paneles solares funcionales.

La sección para los mas pequeños, acotada (160 m2 ), con juegos, siempre supervisados.

Modelo ‘para meterse dentro’. Un modelo gigante (de materiales plástico y madera lacada) de la nariz, corazón, pulmones y vasos sanguíneos mayores para andar y recorrer los sistemas respiratorio y cardiovascular.

Paneles de 2x1.5 m con pósters a todo color con temas monográficos explicativos, que incluyan pantalla de TV con documentales presentados en bucle continuo. Temas: biografías de científicos; Biología, Química, Física, Astronomía, Matemáticas, Medio Ambiente (Ciudad Real y sus ecosistemas); la conexión arte-ciencia (una oportunidad para la interfase entre luz, ciencia y arte, por artistas locales). También, paneles exhibiendo trabajos de estudiantes de escuelas e institutos sobre temas científicos, seleccionados anualmente.

Un aula de 200 m2 , para impartir charlas, invitados: profesores o estudiantes de carrera o investigadores, para presentaciones puntuales de temas de investigación (coordinación con la UCLM); podio, sillas para 80 asistentes, medios audiovisuales.


Un laboratorio de 150 m2 , de Biología, Química y Física, equipado, para prácticas de alumnos de la ESO y Bachillerato.

Una biblioteca de 180 m2 , con libros y software de Ciencia y Tecnología.

Salas de Vitrinas de madera y cristal, mostrando minerales y fósiles, catalogados; modelos de plástico del átomo, moléculas, la célula, biología (botánica y zoología), astronomía, geología, física y química, y medicina (prevención de cáncer y enfermedades cardiovasculares).

Observatorio astronómico en la azotea, dirigido en colaboración con profesores del IES Sotomayor. Consta de un telescopio de ocho pulgadas “Celestrón” y telescopio solar coronado; computarizados, en una base sólida y cúpula movible. También en la azotea: placas solares para alimentación eléctrica de las salas.

Jardín cubierto (planta baja) con plantas tropicales y mariposas en semi-libertad (techo de red doble) con montera de aluminio y cristal.

Otros: Oficinas del Museo; almacenes; pequeña tienda de souvenirs y máquinas de venta de snacks y bebidas. Servicios de aseo. Fuera, aparcamiento para coches.

EN DEFINITIVA, dada la importancia de la Ciencia y Tecnología en nuestros días y la necesidad de formación en la temprana edad escolar de los temas que afectan a nuestra sociedad, se hace imprescindible fomentar estas áreas del conocimiento humano. Un museo de la Ciencia interactivo y dinámico, complementaria la misión educativa de los centros de enseñanza de Manzanares. Sería también un foco de turismo que incrementaría la oferta existente de nuestra ciudad, realzaría la ciudad y nos ayudaría a comprender mejor los complejos retos científicos de nuestra sociedad actual y, muy importante, crearía empleo.

El autor quiere agradecer y dejar constancia del apoyo de la Revista Siembra de Manzanares y agradecer a su Director, D. Gerardo Álvarez Pueyo la idea de la ubicación del Museo en la Fábrica de Harinas.
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Para más información sobre la investigación del Dr. Julián G. Cambronero sobre inflamación y cáncer puede visitar la página de su laboratorio en
http://www.med.wright.edu/bmb/jgc