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La astronáutica es la teoría y práctica de la navegación más allá de la atmósfera terrestre por parte de objetos artificiales, ya sean tripulados o no. Se fundamenta en el estudio de las trayectorias, navegación, exploración y supervivencia humana en el espacio exterior. Abarca el diseño y construcción de los vehículos espaciales y los lanzadores que habrán de ponerlos en órbita, o llevarlos hasta otros planetas, satélites naturales, asteroides, cometas u otros lugares del cosmos.

Se trata de una rama amplia y de gran complejidad, debido a las condiciones difíciles bajo las que deben funcionar los aparatos que se diseñen. En la astronáutica colaboran diversas especialidades científicas y tecnológicas, como la astronomía, matemáticas, física, cohetería, robótica, electrónica, computación, bioingeniería, medicina o ciencia de materiales. La astronáutica, en combinación con la astronomía y la astrofísica, ha originado e impulsado nuevas disciplinas científicas como la astrodinámica, la astrogeofísica o la astroquímica.¹​

Historia

La primera mención de un vuelo de tipo astronáutico está consignado en el mito griego de Ícaro, cuyo padre Dédalo le fabricó unas alas de plumas unidas por cera para escapar de Creta. Ícaro tuvo la temeridad de volar en dirección al Sol, pagando con su vida la extrema curiosidad, al derretirse la cera que unía sus alas. Cyrano de Bergerac en su Historia cómica de un viaje a la Luna (1650) describe por primera vez el uso de un sistema compuesto de cohetes de pólvora capaz de elevar una nave en dirección a la Luna. La Astronáutica recibió un nuevo impulso con la obra de Julio Verne De la Tierra a la Luna (1866) en que el autor describe, con poco rigor científico, un viaje a la Luna mediante un sistema balístico. La obra de Verne estimuló el interés por la Astronáutica y dio origen al prolífico género literario de la ciencia ficción, la cual tiene en los viajes astronáuticos una inagotable fuente de inspiración.

A finales del siglo xix, una serie de ingenieros y científicos en distintas partes del mundo centraron sus esfuerzos en diseñar ingenios propulsivos, estableciendo las bases teóricas y prácticas de la astronáutica actual. Entre ellos destacan el ingeniero peruano Pedro Paulet (1874-1945), el científico ruso Konstantín Tsiolkovski (1857-1935), el ingeniero norteamericano Robert Goddard (1882-1945) y el físico rumano Hermann Oberth (1894-1989).

En el año 1927 se fundó en la ciudad polaca de Breslavia la Sociedad Astronáutica, que fue frecuentada por Hermann Oberth y Werner von Braun, entre otros. Un salto significativo en el desarrollo de la Astronáutica fue la fabricación y utilización para fines militares, por obra de los nazis, de los cohetes V2, que serían el modelo tecnológico que usarían los rusos y los estadounidenses para sus propios ingenios espaciales en la década siguiente, después de la Segunda Guerra Mundial.²​Durante la década de 1950, Estados Unidos y la Unión Soviética compitieron por poner en órbita el primer satélite artificial. El 4 de octubre de 1957, los soviéticos lanzaron el Sputnik 1, hito que marca el comienzo de la astronáutica práctica.³​ La carrera espacial desencadenada entre las dos superpotencias propugnó otros hitos relevantes como la llegada del ser humano al espacio, lograda por el cosmonauta soviético Yuri Gagarin en 1961, o la llegada del ser humano a la Luna, conseguida por los astronautas estadounidenses de la misión Apolo 11 Neil Armstrong y Buzz Aldrin, en 1969.⁴​

Cronología

Primeros lanzamientos, por país

País	Fecha	Hito
Alemania	20 de junio de 1944	Cohete V2, realizando el primer vuelo suborbital de la Historia.
Unión Soviética	4 de octubre de 1957	Cohete R-7, con el lanzamiento del Sputnik 1.
Estados Unidos	31 de enero de 1958	Cohete Jupiter C, con el lanzamiento del Explorer 1.
Francia	26 de noviembre de 1965	Cohete Diamant, con el lanzamiento del Asterix A1.
España	19 de julio de 1969	Cohete INTA-255, en un vuelo suborbital.
Japón	11 de febrero de 1970	Cohete L-4S, con el lanzamiento del Ohsumi.
China	24 de abril de 1970	Cohete Larga Marcha 1, con el lanzamiento del DFH 1.
Reino Unido	28 de octubre de 1971	Cohete Black Arrow, con el lanzamiento del Prospero X-3.
India	18 de julio de 1980	Cohete SLV, con el lanzamiento del Rohini RS-1.
Brasil	02 de abril de 1993	Cohete VS-40, en un vuelo suborbital.
Ucrania	21 de abril de 1999	Cohete Dnepr-1, con el lanzamiento de UoSAT-12.
Argentina	6 de junio de 2007	Cohete Tronador I, en un vuelo suborbital de demostración.

Diseño de vehículos espaciales

Todo diseño de un ingenio espacial debe tomar en cuenta el medio en que se desplaza, ya sea la atmósfera o el vacío del espacio exterior; el fin para el que se diseña, bien sea transporte de carga o seres humanos, investigación científica, comunicaciones, militar; el sistema de propulsión ideado junto con los propelentes empleados; y las fuerzas gravitatorias que rigen las trayectorias orbitales.

Clasificación de los vehículos espaciales

En cuanto al segundo aspecto (utilidad) los ingenios espaciales suelen clasificarse en satélites artificiales, cuando orbitan la Tierra en función de alguna utilidad específica, como fue por ejemplo el satélite ruso Sputnik I, primer objeto orbital puesto por el hombre en el espacio, en astronaves, cuando están tripuladas por al menos una persona y disponen de propulsante propio que les permite maniobrar en el espacio y/o en la atmósfera, como por ejemplo los trasbordadores, o como fueron los módulos del programa norteamericano Apolo, sondas espaciales, cuando las naves están destinadas a la investigación en dirección al espacio profundo, sea en demanda de los cuerpos celestes del Sistema Solar o fuera de él, como por ejemplo las sondas del programa Viking, de la NASA, destinadas a explorar Marte, y las estaciones espaciales, complejos orbitales en torno a la Tierra que pueden albergar un número mayor de ocupantes y con medios de supervivencia que les permitan largas estadías, como por ejemplo la estación soviética Salyut 1.⁵​

Materiales de fabricación

El diseño debe contemplar una estructura capaz de resistir las aceleraciones, el impacto de los micrometeoritos y la acción de los vientos solares, fuerzas capaces de desestabilizar cualquiera de los sistemas de las naves, inclusive de provocar su inutilización parcial o destrucción total. Esta estructura está conformada por ciertos materiales dotados de propiedades que le permite enfrentar los rigores del despegue, la navegación y el reingreso. Mediante avanzados programas informáticos, los diseñadores suelen simular las condiciones y tensiones que deberán soportar los materiales y elementos que conformarán los diversos aparatos espaciales.

Los materiales cumplen con elevados estándares de resistencia al impacto de micrometeoritos, de gran capacidad refractaria del calor, capaces de resistir las enormes presiones y vibraciones que significa el despegue, la aceleración o el frenado, absorbentes al máximo posible de las mortales radiaciones espaciales, pero a la vez capaces de captar la energía lumínica mediante su aplicación en los paneles solares. Sin embargo, los materiales deben cumplir con la limitación que impone el uso de los combustibles químicos tradicionales, que exigen naves con la menor masa posible: a menor masa de la nave, menor gasto de combustible y mayores posibilidades de realizar viajes largos con retorno incluido (el caso de las astronaves); a mayor masa, mayores gastos y menores posibilidades de realizar lo anterior. Por ejemplo, la gran masa de los transbordadores de la NASA les impide realizar vuelos extraorbitales (p.ej. de exploración lunar) dado que sus reservas de combustible son limitadas. Por lo tanto, el ideal es que los materiales utilizados procuren el máximo de resistencia, solidez estructural y funcionalidad, pero con ahorro en todo lo posible de masa. El diseño de las naves que deben trabajar en ambientes muy hostiles, con condiciones extremas de calor, frío o presión, deben contar con una tecnología que las haga soportarlas. Por ejemplo, las sondas espaciales soviéticas de nombre Venera, que exploraron Venus a partir de 1961, contemplaban en su diseño materiales capaces de resistir temperaturas que derretían el plomo, pudiendo operar por algunas horas en la superficie venusiana.

Morfología de las naves espaciales

Las naves espaciales atraviesan el medio atmosférico tanto en el lanzamiento como en la reentrada, siempre que el astro en cuestión esté dotado de atmósfera. Para lograrlo, han adoptar una forma favorable a la aerodinámica de uno y otro evento. Los estabilizadores, superficies de mando, escudos térmicos y sistemas de frenado por paracaídas son utilizados para la orientación en un medio gaseoso y para preservar la integridad de la nave a altas velocidades.

Si las naves han de desplazarse solamente en el espacio exterior, su forma no tiene la obligación de adoptar elementos aerodinámicos, pues en ausencia de aire esos elementos son inútiles. Para reorientar y redirigir los aparatos, se emplean sistemas de control de reacción, motores cohete optimizados para el vacío y maniobras de asistencia gravitatoria, utilizando a los propios astros. Las estaciones espaciales constituyen un buen ejemplo de la variedad de formas en los ingenios espaciales, ya que prescinden totalmente de elementos aerodinámicos, pues su función no es navegar en la atmósfera, sino exclusivamente en el espacio.

Por otra parte, la utilidad que se le asigne a una nave espacial condicionará su morfología, su masa y su tamaño. Por ejemplo, la variación en las formas, masa y tamaños que tienen los satélites es enorme, abarcando desde la forma absolutamente esférica (como el satélite norteamericano Explorer IX, lanzado en febrero de 1961 y de solo 6 kg de masa) hasta formas cilíndricas, cónicas, estrelladas, etc. Más condicionada puede resultar la morfología de los diversos tipos de sondas, astronaves y estaciones espaciales, en que dominan ciertas estructuras características: paneles solares, antenas, cohetes, tanques de combustible, bodegas de carga y alas (como es el caso de los transbordadores), módulos de servicio (como es el caso de las astronaves de exploración lunar), secciones modulares de construcción (como es el caso de las actuales estaciones espaciales), etc.

En cuanto a los sistemas de propulsión y la gravedad a vencer, la nave destinada a operar a partir de un despegue directo de la superficie terrestre, deberá ser diseñada para soportar las fuertes tensiones que significa el funcionamiento de los cohetes por un determinado espacio de tiempo. Así mismo, deberá contar con el volumen suficiente de almacenamiento de combustible, dependiendo de la misión que emprenda. Una nave tripulada destinada a la exploración de un cuerpo celeste, tiene por lo general estructuras de almacenamiento de mayor tamaño que una no tripulada, pues tiene contemplado el regreso a la Tierra en el más breve lapso de tiempo, mientras que las no tripuladas cuentan con márgenes mayores de tiempo, suelen aprovechar con eficiencia los impulsos gravitatorios y son en su mayoría desechables. El diseño deberá tener en cuenta el tipo de carburante o propulsante; hasta hoy los carburantes usados son de tipo químico, y ocupan un cierto volumen.

La cantidad y la calidad del combustible inicial, así como el sistema de propulsión, estarán en función de la masa total de la nave. A mayor masa a elevar, mayor será el gasto de combustible a utilizar, por lo que el diseño de la nave deberá contemplar las medidas de volumen y los materiales de fabricación adecuados, para sostener una estructura capaz de soportar la fuerza necesaria que la llevará al espacio, o la hará navegar en él.

Sistemas operativos

Toda nave espacial, independientemente de la utilidad que tenga, está estructurada sobre la base de los siguientes sistemas operativos básicos: propulsión, navegación, energético de alimentación (almacenamiento, acumulación y distribución de la energía eléctrica) y comunicación. La propulsión suele lograrse mediante el empleo de los sistemas de cohetes; la navegación mediante el empleo de sofisticados sistemas computacionales, giroscópicos y direccionales y de alarma; la administración de la electricidad mediante baterías, paneles solares, transformadores, etc; la comunicación, mediante un sistema de radio y antenas especialmente orientadas.

Especial cuidado tiene el diseño de las naves tripuladas; fuera de todos los sistemas antedichos, las naves tripuladas, y en particular las destinadas al reingreso, cuentan con otra serie de sistemas adicionales: sistema de control de la temperatura y humedad interna, presión y provisión de aire, alimentos y líquidos, un volumen interior mínimo que permita el trabajo y el descanso de los astronautas, uno de acceso y salida de la nave por parte de sus ocupantes, un sistema de acople que permita a los astronautas acceder a otro vehículo en el espacio, en fin, todos los sistemas necesarios para la supervivencia humana. Además, cuentan con un eficiente sistema de aterrizaje, constituido por paracaídas, o por alas y trenes de aterrizaje de carácter aeronáutico, o especialmente diseñados para el descenso en otros cuerpos celestes.

Comunicaciones

La comunicación espacial tiene como objetivo la transmisión de información desde y hacia la Tierra o entre naves que se encuentren operando en un determinado sector del espacio. La necesidad de comunicación ha dado origen a la telemetría espacial, la que tiene por finalidad el llevar el rastreo del movimiento de las naves, así como la predicción de sus posiciones en el espacio y la transmisión de datos. Un papel fundamental de la comunicación espacial, tanto entre las naves y la Tierra, como entre las mismas naves, lo juega, sin duda, el empleo de las ondas de radio, en su diversas gamas y frecuencias, y en menor medida, el empleo de medios ópticos y lumínicos. La comunicación radial debe tomar en cuenta, en primer lugar, la distancia entre las fuentes emisoras y receptoras, que determinará el tiempo transcurrido entre la emisión y la recepción de los mensajes: poco en las inmediaciones de la Tierra,y mucho, en términos relativos, para las naves que se encuentran en el espacio profundo y que establecen contacto con nuestro planeta. Este último aspecto ha estimulado, en el desarrollo de las misiones de exploración a los mundos lejanos, la utilización de sistemas computacionales y robóticos cada vez con mayores grados de autonomía; de esta manera se suple en parte la lentitud de las comunicaciones.

Propulsión espacial

El medio esencial de propulsión que tienen las naves espaciales, especialmente en su etapa de despegue, es el uso del sistema de cohetes alimentado por propergoles especiales; también son usados para su evolución orbital o para la navegación profunda. Una vez en órbita las naves pueden aprovechar el impulso inercial -a la manera de un proyectil lanzado por una honda- que les comunica movimiento propio en torno a la Tierra, para impulsarse en dirección al espacio profundo, sea en dirección a la Luna, los otros planetas o fuera del Sistema Solar.

En su forma básica, los cohetes destinados a la astronáutica responden al siguiente diseño: una forma más o menos cilíndrica que tiene en su interior, por regla general, dos contenedores en que se encuentran los propergoles a reaccionar: el de combustible (p.ej: hidrógeno líquido) y el de comburente (p.ej: oxígeno líquido). Ambos se ponen en contacto en el momento del encendido en una cámara de ignición inferior; los gases producidos en la combustión son eyectados al exterior través de una tobera. Gracias al principio de acción y reacción la eyección del gas en un sentido provoca el movimiento de la nave en el sentido opuesto. La velocidad de la nave, si solo se toma en cuenta la fuerza de empuje proporcionada por los cohetes, dependerá de la velocidad de eyección de los gases, y esta aumentará en la medida en que se calienten y disminuyan su densidad.

Los combustibles más usados son la hidrazina, el queroseno, el hidrógeno líquido y el amoniaco líquido. Los oxidantes más usados son el oxígeno líquido, el peróxido de nitrógeno y el peróxido de hidrógeno.

Las técnicas de lanzamiento suponen, dada la casi imposibilidad de obtener el empuje a partir de un único sistema de cohetes, la aplicación de un sistema compuesto, es decir, un vehículo en varias etapas o secciones dotadas de carburante propio, que se van desprendiendo en la medida en que lo van agotando, Los vehículos conocidos se trasladan a velocidad más o menos constante. El cohete lo hace acelerando fuertemente al iniciar su marcha al mismo tiempo que disminuye notablemente su masa. Esta gran aceleración contribuye a disminuir notablemente la pérdida por gravitación. Este diseño llegó al extremo con los gigantescos y poderosos cohetes Saturno V (de tres fases) capaces de elevar 130 toneladas a una órbita baja y lanzar 45 toneladas en dirección a la Luna; un nuevo avance lo constituyó el sistema compuesto de los transbordadores espaciales, estructurado sobre la base de dos cohetes laterales y un gran contenedor central que alimenta el motor de las lanzaderas.

El tipo de propulsante que utilizan las astronaves en la actualidad, tanto para despegar como para navegar en el espacio, es el constituido por los combustibles químicos, ya sean en estado líquido o sólido, aunque tienen el inconveniente que sirven solo para cortos períodos de aceleración, ya que se agotan rápidamente una vez producida la ignición. Un futuro prometedor tiene la aplicación de propulsión iónica, la cual permite largos períodos de aceleración en viajes de mayor distancia, con un costo relativamente bajo y con la posibilidad teórica de alcanzar grandes velocidades.

Otros sistemas de propulsión propuestos se encuentran en etapa de investigación teórica. Ejemplos son: la propulsión lumínica (la aceleración se obtendría mediante la proyección de rayos luminosos); la propulsión mediante velas solares (la aceleración se obtendría mediante la captación del viento solar); la propulsión nuclear (la aceleración se obtendría mediante una serie de explosiones nucleares controladas). Esta última ha sido prohibida por tratados internacionales, poniendo fin a antiguos proyectos, como el Orión, consistente en una nave interestelar capaz de alcanzar, teóricamente, velocidades prácticamente lumínicas. Todos estos proyectos tienen como dificultad práctica el que las aceleraciones obtenidas son muy progresivas, lo que implica dificultad en su aplicación en los espacios cercanos a la Tierra, estando más bien diseñados para vuelos en el espacio profundo.

Mientras no se descubra algún principio de propulsión totalmente ajeno a la ciencia y tecnología actuales, seguirá siendo la propulsión convencional mediante cohetes, a partir de la ignición de combustibles químicos, el principal medio de obtener una aceleración rápida de las naves espaciales.

Velocidades y trayectorias

Este tema tiene relación con las velocidades de escape que deben alcanzar los ingenios espaciales al momento de despegar de la Tierra o de otro cuerpo celeste, las velocidades mínimas que deben adquirir para sostener una órbita segura en torno a la Tierra y los otros cuerpos, la velocidad mínima que deben adquirir para alcanzar estos o abandonar el Sistema Solar. El tema incluye el cálculo, la ejecución y seguimiento de los movimientos orbitales de las naves en torno a los cuerpos celestes, las diferentes alturas a alcanzar en la realización de las órbitas, la determinación de las trayectorias más eficientes en términos de gasto de combustible y tiempo de aquellas naves que pretenden alcanzar los mundos del Sistema Solar, tanto interiores como exteriores; así mismo, se aborda el cálculo de las trayectorias de reentrada de las naves a la atmósfera de la Tierra.

Velocidades cósmicas

Respecto a las velocidades que deben alcanzar las naves, existe una primera llamada de satelización (7,9 km/s), que es la velocidad mínima que les permite sostener una órbita circular sin caer a la Tierra. Al aumentar la velocidad, las órbitas serán cada vez más elípticas. Al alcanzar los 11,2 km/seg (velocidad parabólica) la nave se libera de la atracción gravitatoria de la Tierra y entra en la del Sol a la manera de un pequeño asteroide. Al alcanzar los 42 km/s (velocidad hiperbólica) la nave es capaz de liberarse de la atracción del Sol, y escapar del sistema solar.⁴​

Cuanto más cerca se encuentre una nave orbitando la Tierra, más rápido deberá moverse para sostener su órbita; de lo contrario, caerá en las capas altas de la atmósfera. Por lo tanto, el período de vida orbital de toda nave dependerá de la altura que hayan alcanzado (p. ej. el satélite Explorer I tenía una velocidad de 28 000 km/h para alcanzar un apogeo de 2475 km a partir de la superficie). La duración de la órbita de una nave dependerá de la distancia en altura que haya alcanzado.

Las órbitas satelitales pueden ser descritas en cualquier sentido en relación al Ecuador terrestre, aunque se prefieren trayectorias predeterminadas que permitan un seguro rastreo por parte de las estaciones de Tierra.

En cuanto a las trayectorias y velocidades requeridas para la exploración de la Luna, las naves deben alcanzar el punto de equilibrio entre la atracción terrestre y la lunar. La velocidad establecida para alcanzar este punto es de 10,9 km/s, lo que permite a los artefactos orbitar la Luna sin el peligro de estrellarse en su superficie o pasar de largo. Debido a que la Luna tiene una fuerza de gravedad inferior a la de la Tierra, su velocidad de escape es de 2.3 km/s.⁶​

Las velocidades y trayectorias elípticas, que llevan a las naves a la exploración del resto de los cuerpos celestes del Sistema Solar, plantea condiciones de cálculo de trayectorias y velocidades más difíciles, pues se deben tomar en cuenta una serie de factores: movimiento de la Tierra, atracción gravitatoria del Sol y de los planetas, cercanía o lejanía del cuerpo a explorar, velocidad de dichos cuerpos, capacidad de combustible y empuje desarrollados por la nave. En términos generales, resulta más fácil para los científicos y controladores la exploración de los mundos interiores del Sistema Solar que los mundos exteriores; en el primer caso las naves aprovechan la fuerza gravitatoria del Sol, mientras que en el segundo deben vencer dicha fuerza, y la de los otros cuerpos mediante un mayor gasto de combustible, y efectuando complejos cálculos de trayectorias que las hagan alcanzar su objetivo. En este último caso, las trayectorias elegidas suelen ser las más largas, pero las más económicas en términos de gasto de combustible. Básicamente, las naves destinadas a los mundos exteriores, lanzadas en dirección al Este, deben aprovechar la fuerza inercial que les otorga el movimiento de rotación de la Tierra(unos 1.670 km/h), a lo que suman su propio impulso proporcionado por los cohetes.

Previamente a la realización del viaje a lo largo de la trayectoria elegida, las naves deben ser colocadas en una órbita terrestre llamada de aparcamiento.

El mejor momento para iniciar el viaje a los planetas interiores(como es el caso de Venus) es cuando estos se encuentran en conjunción, es decir, entre la Tierra y el Sol. En cambio, para iniciar el viaje a los planetas exteriores(como es el caso de Marte) se debe esperar el momento en que estos se encuentran en oposición, es decir, de la parte opuesta del Sol respecto a la Tierra.⁴​

Navegación

Durante la navegación espacial, las naves deben ir controlando permanentemente su ruta mediante la guía de poderosas computadoras, tanto a bordo como ubicadas en Tierra. Sorprenden los extraordinarios logros alcanzados en materia del cálculo y control en la época previa a la invención de los microprocesadores, con limitadas velocidades de procesamiento y de memoria por parte de los ordenadores. En órbita en torno a la Tierra, el horizonte del planeta es una referencia válida para la orientación de las naves. Durante la navegación profunda, la computadora interna de la nave suele guiarla usando una serie de referencias estelares. La estrella Canopus es la más usada como guía.

En toda navegación, e incluso en el despegue y en el aterrizaje, juega un importante papel el sistema de alarma.¹​ Este sistema tiene como finalidad avisar a los tripulantes y/o a las computadoras a bordo, merced a las órdenes de Tierra, que se deben corregir situaciones de posición, trayectoria, impulso, movimiento, u otros, o bien activar protocolos de misión, o detectar fallos en los sistemas, o, en el peor de los casos, avisar de un peligro real. Tanto el sistema de alarma del control en Tierra como el de la propia nave están interconectados, aunque en la medida en que estas se alejen de aquel en dirección a los astros el sistema interno de la nave pasa a desempeñar un papel más autónomo.

Técnicas de lanzamiento

Las técnicas de lanzamiento contemplan cuidadosos controles internos de los sistemas de la nave, regidos por una cuenta regresiva, y un cuidadoso control de las condiciones del tiempo atmosférico. Una vez terminada la cuenta comienza la ignición de la fase inicial del sistema de cohetes. Este momento reviste especial dramatismo, en especial para las tripulaciones que pueden encontrarse a bordo. La nave acelera con constantes impulsos para alcanzar la velocidad requerida. Las fuertes tensiones, el ruido y los movimientos que genera el empuje, pone a prueba la resistencia de los materiales y el entrenamiento de los astronautas. Una vez alcanzadas las capas superiores de la atmósfera el rozamiento de la nave disminuye, así como el ruido y el movimiento. Las diversas secciones de la nave se van desprendiendo una a una y la nave entra en la órbita asignada.

Otras técnicas de lanzamiento están en fase de propuesta teórica: Catapulta electromagnética proporcionarían la aceleración de las naves mediante largas rampas de lanzamiento, aplicando el principio del electromagnetismo, a modo de un «cañón espacial». También se ha pensado en la construcción de un ascensor espacial, mediante un sistema de anclaje puesto en órbita. La propuesta más factible, es la construcción de una lanzadera que despegue a manera de un avión convencional, o que sea lanzada a una órbita baja por un transporte aéreo de gran altura.

Reentrada

La fase de descenso a la Tierra genera otra serie de inconvenientes que deben ser resueltos. En primer lugar, determinar y acertar el ángulo correcto de reentrada a la atmósfera, un verdadero «corredor» de ingreso. El ángulo no puede ser ni muy oblicuo ni muy vertical. Un ángulo muy vertical provocaría que la nave se estrellase prácticamente con la capa de aire, aumentando fuertemente la fricción y el calor, lo que ocasionaría su destrucción. Por el contrario, un ángulo demasiado oblicuo y a mucha velocidad hará que la nave rebote en las capas superiores, describiendo una parábola y pasando de largo; a menor velocidad la nave rebotará, pero ingresará en la atmósfera más allá del punto fijado como óptimo.¹​ En un ángulo correcto y a la velocidad correcta, la nave cortará progresivamente las capas atmosféricas superiores, disminuirá su velocidad, y reducirá los niveles de roce y calor. Previamente al re-ingreso, la nave enciende sus cohetes de frenado, disminuyendo drásticamente su velocidad y perdiendo altura; durante el proceso la nave debe ser girada en tal forma que ofrezca su flanco más resistente a la zona de fricción. Afortunadamente, las naves poseen un eficiente escudo térmico que disipa el calor.

Hasta el momento dos han sido los métodos de aterrizaje usados en las naves, en particular las tripuladas: el empleo de paracaídas, a partir de unos 15 km de altura, seguido por un amerizaje (técnica empleada por EE. UU.), o por un descenso directo en tierra (técnica empleada por la ex Unión Soviética), o bien el empleo del método aeronáutico de planeo (transbordadores de EE. UU.) seguido de un aterrizaje en una pista convencional.

Un momento de gran incertidumbre durante el re-ingreso, lo constituye el paso de las naves por la llamada franja de silencio, que dura unos cinco minutos, produciéndose en cierta región de la atmósfera, y que supone la interrupción completa de las comunicaciones radiales con el control de tierra.

Exploración tripulada

El objetivo esencial de toda misión tripulada consiste en llevar al espacio en forma segura a los seres humanos, permitirles su navegación y trabajo, y traerlos vivos y en las mejores condiciones de salud de vuelta a la Tierra. La supervivencia humana en el espacio está en función de la habilitación de un medio ambiente seguro, sea en el interior de las naves, en el exterior, al momento del despegue, en la navegación, en la exploración directa de los cuerpos celestes(ej: en el alunizaje), en el trabajo exterior, y en el re-ingreso y aterrizaje de las naves. El diseño de este medio debe recrear al máximo posible las condiciones que el organismo humano encuentra en la superficie terrestre, vale decir, de presión, temperatura, humedad, respiración, procesos alimenticios, aseo, desechos orgánicos, ejercicio, descanso y sueño. Para lograr esto, la bioingeniería debe tomar en cuenta los factores hostiles que presenta el espacio al cuerpo humano y que no suelen encontrarse en la Tierra: el vacío espacial y la carencia absoluta de aire, las violentas oscilaciones térmicas, la acción del viento solar y los rayos cósmicos, la presencia de los micrometeoritos, la ausencia de gravedad, el rompimiento de los patrones de día y noche, etc; a esto se suma el espacio reducido en que deben trabajar los astronautas en el interior de sus naves y la obligada convivencia entre ellos. Un factor clave en la supervivencia humana, es el diseño interior y exterior de las astronaves y estaciones espaciales, así como el diseño de los trajes espaciales.

Para enfrentar las difíciles condiciones del despegue, del espacio y el re-ingreso, los astronautas se someten a programas de riguroso entrenamiento que intentan simular las diversas situaciones: respuesta frente a la aceleración extrema, a la ingravidez, a la navegación, al confinamiento, a la convivencia, al trabajo, a la manutención, a enfrentar situaciones imprevistas, al re-ingreso en la atmósfera. Solo los sujetos más aptos psicológica y físicamente serán los seleccionados para las misiones.

Despegue

El primer problema que plantea el viaje espacial es el despegue mismo. Mientras no se descubra o invente algo totalmente distinto, la aplicación de fuerza bruta seguirá siendo la forma más eficaz de elevar una nave al espacio, por lo que los astronautas deberán seguir soportando las fuertes tensiones que genera una aceleración violenta. En esta fase es fundamental la utilización de los trajes y asientos especialmente acondicionados para aminorar sus efectos.

Entorno espacial

Efectos de la ingravidez

En segundo lugar está el problema de la ingravidez. La ingravidez obliga al cuerpo humano a re-acondicionar todos sus sistemas, en especial, el cardiovascular, el óseo y el muscular. La ingravidez provoca, durante los trayectos largos, la pérdida de tejido óseo y muscular, lo que afecta incluso al corazón. Estos efectos negativos son combatidos mediante rigurosas rutinas de ejercicio, lo que contrarresta, en parte, la pérdida de tejido.

La ingravidez ocasiona que las funciones más básicas, como alimentarse y beber líquidos, sean experiencias complejas; las partículas y los líquidos tienden a flotar libremente por el interior de la nave, lo que puede ocasionar desperfectos; alimentos y líquidos son llevados especialmente preparados(compactos, herméticamente sellados). Otro problema es la evacuación de los desechos orgánicos del cuerpo, los cuales suelen ser procesados, almacenados y sellados para un posterior análisis.

La ingravidez presenta especiales problemas al trabajo extra-vehicular de los astronautas, que resulta muy complejo en gravedad cero, pues existe la posibilidad de alejarse accidentalmente en el espacio, el cuerpo tiende a girar al realizar movimientos al trabajar con llaves de apriete, los medios de locomoción son limitados, etc; y a todo esto se suma la rigidez del traje espacial.

Pero los astronautas no solo deben sobrevivir a la misión misma, sino que también a su readaptación a las condiciones de la Tierra. Para esto tienen que seguir rigurosos programas médicos de apoyo para que los cuerpos recuperen sus plenas capacidades en proceso de atrofia durante la misión.

Radiaciones nocivas

Otra preocupación es la acción de las radiaciones solares y cósmicas, que son nocivas para la salud. Aun disponiendo de los mejores revestimientos absorbentes, tanto en el exterior como en el interior de las naves, y en los trajes espaciales, el cuerpo humano está sometido a mayores niveles de radiación que en la superficie de la Tierra, con consecuencias a largo plazo imprevisibles.

Micrometeoritos y basura espacial

Otro motivo de preocupación es el impacto de los micrometeoritos, los cuales pueden perforar el casco de las nave o estropear el instrumental. Frente a esto, las paredes de las naves ofrecen una cierta protección, aunque no por cierto frente a objetos de mayor tamaño, los cuales podrían impactar a decenas de miles de km/h. Afortunadamente, la probabilidad de ser impactado por un meteorito de mayor tamaño es ínfima, dada la extensión del espacio. Mayor peligro revisten los desechos espaciales, es decir, las miríadas de objetos que orbitan la Tierra y que constituyen los restos de anteriores misiones: la “chatarra espacial”, que está formada por objetos que pueden ser de dimensiones minúsculas (p.ej: una tuerca desprendida accidentalmente) o del tamaño de un autobús (p.ej: antiguos satélites en desuso). Aunque no se hayan reportado accidentes graves, estos no se pueden descartar. A pesar de que las principales agencias llevan un cuidadoso rastreo de los objetos de mayor tamaño en desuso, existen miles que no son detectados, y aunque la mayoría de ellos termina por caer tarde o temprano en la atmósfera, existen otros tantos que se mantendrán en órbita por miles de años. La basura espacial, en progresivo aumento, constituye, de no tomarse medidas de contención radicales, una serie amenaza para la navegación orbital futura.

Sistemas de soporte vital

Aire y agua

Dada la ausencia total de atmósfera en el espacio, todo el aire respirable, así como los líquidos, deben ser llevados íntegramente de la Tierra. Es tarea esencial de los sensores a bordo el monitoreo constante de los niveles de oxígeno y de dióxido de carbono, así como de la presión. El dióxido de carbono sobrante es absorbido por materiales adecuados. Por otra parte, técnicas de generación del oxígeno a partir de un ciclo natural, con la presencia de algas resistentes a los rayos cósmicos, se han ensayado desde la década de 1960. En este sentido el alga chlorella es muy fácil de cultivar, se reproduce rápido y hasta se puede comer. Por su parte, el reciclaje del agua usada está dentro de las funciones de las misiones.

Temperatura ambiental

Es necesaria la manutención de la temperatura ambiente en torno a unos 20 °C. El sistema eléctrico juega un papel capital en la calefacción o en la extracción del calor interno. Las violentas oscilaciones térmicas externas obligan al uso de materiales de revestimiento exterior (refractarios al calor durante la exposición al Sol) e interior (que impide la disipación del calor interior). Es conveniente que las naves giren lentamente sobre sí mismas para evitar recalentamientos; también se puede revestir el vehículo, entre las paredes exteriores e interiores, de una capa de fluidos destinados a absorber el calor. Además, las naves cuentan con mecanismos de absorción de energía solar y transmisión al interior para su aprovechamiento en los momentos en que orbitan el lado oscuro de la Tierra.

Inclusive en el interior de naves no tripuladas, se debe mantener una temperatura adecuada y una atmósfera de aire para evitar el mal funcionamiento de los instrumentos.

Trajes espaciales

Como se ha dicho anteriormente, el traje espacial reviste capital importancia para la supervivencia humana. Básicamente, el traje está formado por cuatro unidades esenciales: el casco, el cuerpo del traje, los guantes y el sistema de supervivencia (reservas de aire, batería, sistema de comunicación, etc.), adosado en su mayor parte en la espalda del astronauta a modo de una mochila. El traje es fabricado con una serie de materiales, dispuestos en sucesivas capas de menor o mayor densidad, que le permite mantener la presión de aire, la temperatura interna, controlar la humedad, absorber hasta cierto punto las radiaciones nocivas, defender al astronauta del impacto de ciertos micrometeoritos, y hasta, en ocasiones, recoger los desechos orgánicos. No obstante, el traje solo permite una movilidad más bien reducida, dada su rigidez. La utilización del traje permite soportar mejor las tensiones del despegue y del aterrizaje, del trabajo en el espacio extravehicular (manutención, experimentación, implementación de equipos) o en la exploración del suelo lunar. Además, es la mejor garantía de supervivencia en caso de darse una situación extrema.

Estabilidad mental

Los astronautas deben adaptarse a trabajar en espacios más bien pequeños. Al principio de la exploración espacial la movilidad era muy reducida. Con el programa Apolo aumentó un tanto el espacio disponible; pero fue gracias a la implementación de las estaciones espaciales y los transbordadores que los astronautas encontraron mayores disponibilidades de espacio, lo que les ha permitido un trabajo más holgado, algo de privacidad, y la realización de ejercicios. Aun así, los espacios habitables siguen siendo reducidos.

La presencia de los compañeros ayuda al astronauta disipar el fuerte sentimiento de soledad y lejanía que se experimenta en el espacio, pero a la vez obliga a convivir y a soportar caracteres que pueden mostrarse disímiles. Solo la selección de equipos de trabajo muy afianzados, con una mentalidad muy profesional, ayuda a enfrentar los posibles problemas de convivencia, en especial si las misiones son de largo aliento. La estabilidad psicológica de los astronautas es uno de los objetivos esenciales del programa de supervivencia espacial, permitiéndoseles cultivar sus espacios recreativos, de ocio y comunicación con sus familiares en Tierra.

La supervivencia humana precisa una buena dosis de iniciativa y trabajo en equipo en caso de situaciones imprevistas o, peor aún, peligro extremo, como fue el accidentado viaje del Apolo XIII, astronave que en misión a la Luna, sufrió graves desperfectos, obligando a su tripulación a desplegar toda su inteligencia para volver sana y salva a la Tierra. Los astronautas tienen plena conciencia de que se encuentran solos, y que las soluciones prácticas de las contingencias depende solo de ellos. También es difícil la adaptación de los astronautas a sus nuevos patrones de vigilia y sueño, dado que el ciclo natural diurno y nocturno se rompe. En la medida de lo posible, se trata de mantener los ciclos de 24 h, estableciendo horarios de descanso, trabajo y recreación.

Exploración y colonización espacial

La colonización del espacio se plantea a largo plazo como remedio para evitar el estancamiento y retroceso de la civilización, así como su extinción fortuita o autodestrucción. El físico Stephen Hawking ha reafirmado esta tesis, alertando de la necesidad urgente de colonizar el espacio como un medio de evitar la extinción.^{[cita requerida]} En el corto plazo, la colonización del espacio ha reportado dividendos tecnológicos, en investigación, desarrollo de nueva tecnología espacial y productos derivados que son usados de forma masiva.^{[cita requerida]} Una limitante que pesa en la opinión pública es su alto coste económico, a pesar de que en la práctica y a más largo plazo, la actividad astronáutica se torna rentable.^{[cita requerida]}

Las acciones tendentes a la exploración y la ocupación progresiva del espacio cercano han estado dictadas por múltiples intereses: prestigio político, fines militares, demandas tecnológicas de sectores industriales, comunicaciones, observación geográfica o del clima, o el conocimiento científico en sí mismo.^{[cita requerida]} Tales intereses se han concretado en las siguientes acciones generales de exploración y colonización:

1. Una verdadera «carrera espacial » entre EE.UU y la U.R.S.S durante la década de los 60 para adjudicarse los logros de ser los primeros en los sucesivos hitos: el primer objeto en órbita, el primer hombre en el espacio, la primera caminata espacial, el primer objeto en ser lanzado a otro cuerpo celeste, etc. Notables fueron las naves de los programas soviéticos Vostok , Vosjod y Soyuz , y las estadounidenses Mercury , Gémini y Apolo .
2. La creación de una densa red de satélites que orbitan el globo con múltiples finalidades: militares (Samos, Vela, etc.), de telecomunicaciones (p.ej., Telstar , Eco ), de navegación aérea (p.ej, Transit ), de observación geodésica, geográfica y climática (p.ej., Nimbus , Tiros ), de experimentación biológica (p.ej., Bios, Cosmos), astronómicos (p.ej., Explorer ), etc.
3. La efectiva exploración de la Luna por parte de un programa tripulado (Apolo) y la exploración de los otros cuerpos del Sistema Solar por misiones no tripuladas, como fueron, por ejemplo, las sondas Lunar Orbiter (EE.UU), Luna (URSS), Mariner (EE.UU), Mars (URSS), Pioneer (EE.UU); se deben destacar las naves Voyager 1 y Voyager 2 (EE.UU), los objetos artificiales más alejados de la Tierra, en los límites del Sistema Solar y ya convertidas en sondas interestelares.
4. La puesta en órbita de observatorios espaciales destinados a la investigación astronómica y astrofísica (p. ej: el telescopio espacial Hubble ).
5. La experimentación con nuevas sustancias y materiales, y con seres vivos, con o sin aplicación industrial.
6. La realización de múltiples experimentos científicos en diferentes campos y que solo se pueden hacer en microgravedad o gravedad cero .
7. La investigación acerca del comportamiento humano en el espacio por largo períodos de tiempo.
8. Investigación y puesta en marcha de una serie de astronaves que han permitido un acceso más expedito al espacio: los transbordadores espaciales
9. La difusión del conocimiento obtenido por las agencias, y la aplicación por la industria de los subproductos tecnológicos que ha generado la actividad astronáutica, que son de uso masivo en la actualidad. La difusión del conocimiento ha hecho que varios países y agencias realicen actividades colaborativas, ahorrándose costos económicos.
10. Preparación de planes de re-exploración de la Luna con vuelos tripulados, instalación de una base permanente en ella, la exploración directa de Marte por una misión tripulada, etc., juntamente con la correspondiente investigación de las posibilidades económicas que ofrece la exploración y colonización del espacio.
11. Creación de las estaciones espaciales, que son un paso clave en la colonización, ya que significan la presencia permanente del ser humano en el espacio. Desde la década de 1970, se ha venido desarrollando un progresivo esfuerzo por crear y mantener una serie de estaciones espaciales que orbitan la Tierra, así como un intenso programa de investigación acerca de la supervivencia humana por largos períodos de tiempo en el ambiente espacial. A finales de la década de 1960, los soviéticos iniciaron los primeros tanteos en la dirección de construir verdaderas estaciones espaciales, al acoplar con éxito sus satélites Cosmos. Pero fue a comienzos de los 70 cuando lograron implementar una estación verdadera: la Salyut 1 . A esta siguieron varias más hasta completar siete. Posteriormente, los rusos diseñaron la estación MIR , una avanzada nave que prestó fructíferos servicios. Por su parte, los norteamericanos respondieron con la estación Skylab , aunque luego se dedicaron al diseño del programa de transbordadores. A partir de 1998, las principales agencias espaciales decidieron unir sus esfuerzos en la implementación de la actual Estación Espacial Internacional .

Las estaciones han posibilitado la creación de ambientes más amplios y acogedores para los astronautas, la posibilidad de realizar experimentos científicos sin los acotados límites de tiempo con que cuentan las astronaves; las estaciones son puntos de observación directa de las condiciones climáticas y otra índole que se dan en la Tierra, la estadía en las estaciones ha permitido estudiar en detalle el comportamiento psicológico y fisiológico de los humanos, ya sea en soledad o en compañía. En ciernes está la posibilidad de usar las estaciones como puertos de embarque hacia otros mundos del Sistema Solar.

La presencia humana en el espacio, esta vez de manera permanente, plantea nuevos desafíos e interrogantes acerca de los costos y beneficios que supone la colonización, acerca del comportamiento de la fisiología humana y sus posibilidades de adaptación al entorno espacial y de otros mundos, de las posibilidades efectivas de ocupar los mundos cercanos, vale decir, la Luna y Marte, y de las posibilidades futuras de autosustentación de la colonización.

La investigación espacial en el mundo

Además de los programas espaciales bien consolidados de Estados Unidos, la URSS, Japón y Europa (a través de la Agencia Espacial Europea), se ha producido el florecimiento a partir de los años 1980 de programas espaciales en países en vías de desarrollo, ya sea en naciones con cierta tradición como China (tercera agencia espacial que ha llevado a cabo misiones tripuladas, después de Estados Unidos y Rusia) o la India (que posee lanzadores de satélites propios) como en otras que han empezado recientemente. Son destacables los programas espaciales de Brasil, México, Chile y Argentina.

Para algunos países en vías de desarrollo, los satélites artificiales han supuesto la forma más fácil de mejorar sus redes internas de telecomunicaciones, en especial en aquellos cuya orografía u otras causas hacen difíciles los medios de comunicación tradicionales. Tal es el caso de los satélites domésticos que emplea Indonesia, o la serie de satélites compartidos por las naciones árabes ( Arabsat).⁷​

Países de cultura hispana

México

Existe antecedentes de avances en la materia a en la segunda mitad del siglo XX cuando el presidente Adolfo López Mateos emitió un decreto en el Diario Oficial de la Federación del 31 de agosto de 1962 que creó la Comisión Nacional del Espacio Exterior (CONEE), adscrita a la Secretaría de Comunicaciones y Transportes con el fin de fomentar la investigación, explotación y utilización pacífica del espacio exterior; Comisión que continuó con los trabajos de cohetería, telecomunicaciones y estudios atmosféricos en el país.

México cuenta actualmente con ocho satélites y con la empresa ex profeso Satmex. La Agencia Espacial Mexicana (AEM) es una agencia creada en 31 de julio de 2010 encargada de asuntos espaciales. Este proyecto pretende agrupar y coordinar los trabajos de México en actividades espaciales.⁸​

España

Argentina

Uruguay

Agencias espaciales

Véase también

•  Portal:Astronáutica. Contenido relacionado con Astronáutica.
• Astronomía
• Carrera espacial
• Cohete
• Estación Espacial Internacional
• Exploración espacial
• Federación Internacional de Astronáutica (FAI) de la Organización de las Naciones Unidas.
• Lista de misiones tripuladas al espacio ordenada alfabéticamente por programa
• Lista de los sitios de lanzamiento de cohetes
• Satélite artificial

• Astrofísica

• La astrofísica es el desarrollo y estudio de la física aplicada a la astronomía.¹​ Estudia las estrellas, los planetas, las galaxias, los agujeros negros y demás objetos astronómicos como cuerpos de la física, incluyendo su composición, estructura y evolución. La astrofísica emplea la física para explicar las propiedades y fenómenos de los cuerpos estelares a través de sus leyes, fórmulas y magnitudes.²​

  El inicio de la astrofísica fue posiblemente en el siglo xix cuando gracias a los espectros se pudo averiguar la composición física de las estrellas. Una vez que se comprendió que los cuerpos celestes están compuestos de los mismos que conforman la Tierra y que las mismas leyes de la física y de la química se aplican a ellos, nace la astrofísica como una aplicación de la física a los fenómenos observados por la astronomía. La astrofísica se basa, pues, en la asunción de que las leyes de la física y la química son universales, es decir, que son las mismas en todo el universo.

  Debido a que la astrofísica es un campo muy amplio, los astrofísicos aplican normalmente muchas disciplinas de la física, incluyendo la física nuclear (véase Nucleosíntesis estelar), la física relativísta, la mecánica clásica, el electromagnetismo, la física estadística, la termodinámica, la mecánica cuántica, la física de partículas, la física atómica y molecular. Además, la astrofísica está íntimamente vinculada con la cosmología, que es el área que pretende describir el origen del universo.³​

  Esta área, junto a la física de partículas, es una de las áreas más estudiadas y más apasionantes del mundo contemporáneo de la física. Desde que el telescopio espacial Hubble nos brindó detallada información de los más remotos confines del universo, los físicos pudieron tener una visión más objetiva de lo que hasta ese momento eran solo teorías.⁴​

  En la actualidad, todos o casi todos los astrónomos tienen una sólida formación en física y las observaciones siempre se ponen en su contexto astrofísico, así que los campos de la astronomía y astrofísica están frecuentemente enlazados. Tradicionalmente, la astronomía se centra en la comprensión de los movimientos de los objetos, mientras que la astrofísica busca explicar su origen, evolución y comportamiento. Actualmente, los términos «astronomía» y «astrofísica» se suelen usar indistintamente para referirse al estudio del universo.

• Historia

  

  Comparación de principios del siglo XX de espectros elementales, solares y estelares

  La astronomía es una ciencia antigua, que desde sus inicios estuvo separada del estudio de la física terrestre. En la cosmovisión aristotélica, los cuerpos en el cielo parecían ser esferas inmutables cuyo único movimiento era el movimiento uniforme en un círculo, mientras que el mundo terrenal era el reino que experimentaba crecimiento y decadencia y en el que el movimiento natural era en línea recta y terminaba cuando el objeto en movimiento alcanzaba su objetivo. En consecuencia, se sostenía que la región celeste estaba hecha de un tipo de materia fundamentalmente diferente de la que se encontraba en la esfera terrestre; ya fuese fuego como sostenía Platón (428-348 a. C.), o Éter como suponía Aristóteles (384-322 a. C.) .⁵​⁶​

  Esa visión geocéntrica fue pronto desafiada por Aristarco (310-230 a. C.), matemático y astrónomo, que fue la primera persona que propuso la idea del Heliocentrismo para el Sistema solar. Pero el heliocentrismo no se puso de nuevo de relieve hasta el siglo xvi cuando Nicolás Copérnico le dio una formulación matemática. Galileo Galilei apoyó esa idea después de estudiar las órbitas de las cuatro lunas más luminosas de Júpiter (planeta) aunque renunció por las objeciones de la Iglesia católica aún geocentrista. El siglo xvii vio el descubrimiento de las tres leyes de Kepler en 1609 y 1619 sobre el movimiento de los planetas en sus órbitas alrededor del Sol. Además, el trabajo de Isaac Newton sobre la mecánica celeste fue decisivo y apareció expuesto en 1687 en el libro Principia Mathematica. Propuso las tres leyes universales del movimiento, que fueron la base de la mecánica clásica y la ley universal de la gravitación. La aplicación de la gravitación de Newton para explicar las leyes de Kepler fue el primer puente entre la física y la astronomía. Galileo,⁷​ Descartes,⁸​ y Newton⁹​ comenzaron a sostener que las regiones celestes y terrestres estaban hechas de materiales similares y estaban sujetas a las mismas leyes naturales.¹⁰​ Su desafío era que aún no se habían inventado las herramientas para probar esas afirmaciones.¹¹​

  Durante gran parte del siglo XIX, la investigación astronómica se centró en el trabajo rutinario de medir las posiciones y calcular los movimientos de los objetos astronómicos.¹²​¹³​ Una nueva astronomía, que pronto se llamaría astrofísica, comenzó a surgir cuando William Hyde Wollaston y Joseph von Fraunhofer (1787-1826) descubrieron de forma independiente que, al descomponer la luz del Sol, se observaban en el espectro visible una multitud de líneas oscuras regiones donde había menos luz, o nada.¹⁴​ El óptico bávaro Fraunhofer dio un salto espectacular al sustituir el prisma por una rejilla de difracción como instrumento para dispersar el espectro. En 1860, el físico Gustav Kirchhoff y el químico Robert Bunsen, tras un laborioso trabajo para obtener muestras puras de los elementos conocidos, ya habían mostrado que las líneas oscuras en el espectro solar correspondían con las líneas brillantes en los espectros de algunos gases conocidos, siendo líneas específicas que correspondían a elementos químicos únicos presentes en la atmósfera del Sol.¹⁵​ Kirchhoff dedujo que las líneas oscuras en el espectro solar eran causadas por la absorción de elementos químicos en la atmósfera solar.¹⁶​ De esta manera se comprobó que los elementos químicos que se encuentran en el Sol y en las estrellas también se encontraban en la Tierra y fue la prueba de que la materia de los objetos celestes era la misma que la de la Tierra. Este descubrimiento también condujo a un nuevo método de análisis indirecto, que permitía conocer la constitución química de las estrellas lejanas y clasificarlas.

  Kirchhoff y Bunsen estudiaron el espectro del Sol en 1861, identificando los elementos químicos de la atmósfera solar y descubriendo dos nuevos elementos en el transcurso de sus investigaciones, el cesio y el rubidio.¹⁷​Entre los que ampliaron el estudio de los espectros solares y estelares estuvo Norman Lockyer, quien en 1868 detectó líneas radiantes y oscuras en los espectros solares. Trabajando con el químico Edward Frankland para investigar los espectros de los elementos a varias temperaturas y presiones, no pudo asociar una línea amarilla en el espectro solar con ningún elemento conocido. Por ello afirmó que la línea representaba un nuevo elemento, que se llamó helio, en honor al griego Helios, el sol personificado.¹⁸​¹⁹​

  Equipados con la nueva técnica espectroscópica, William Huggins y William Miller, a mediados del siglo xix, observaron muchas estrellas y nebulosas. Con nuevas tecnologías e instrumentos de astronomía más precisos, se hicieron mejores observaciones. En 1885, Edward C. Pickering emprendió un ambicioso programa de clasificación espectral estelar en el Observatorio de la Universidad de Harvard, en el que un equipo de trece mujeres computadoras, en particular Williamina Fleming, Antonia Maury y Annie Jump Cannon, clasificaron los espectros registrados en placas fotográficas. Hacia 1890 ya se había elaborado un catálogo de más de 10.000 estrellas, el análisis más completo para clasificar las estrellas que las agrupaba en trece tipos espectrales —tipo I (A, B, C, D), tipo II (E, F, G, H, I, J, K, L), tipo III (M) y tipo IV (N)—. Siguiendo la visión de Pickering, en 1924 Cannon amplió el catálogo a nueve volúmenes y más de un cuarto de millón de estrellas, desarrollando el esquema de clasificación de Harvard²⁰​ que fue aceptado para uso mundial en 1922.²¹​

  En 1895, George Ellery Hale y James E. Keeler, junto con un grupo de diez editores asociados de Europa y los Estados Unidos,²²​ establecieron The Astrophysical Journal: An International Review of Spectroscopy and Astronomical Physics. Se pretendía que la revista llenara el vacío entre las revistas de astronomía y de física, proporcionando un lugar para la publicación de artículos sobre aplicaciones astronómicas del espectroscopio; sobre investigación de laboratorio estrechamente relacionadas con la física astronómica, incluidas las determinaciones de las longitudes de onda de espectros metálicos y gaseosos y experimentos sobre radiación y absorción; sobre las teorías del Sol, la Luna, los planetas, los cometas, los meteoros y las nebulosas; y sobre instrumentación para telescopios y laboratorios.²²​

  Alrededor de 1920, tras el descubrimiento del diagrama de Hertzsprung-Russell que todavía se usa como base para clasificar las estrellas y su evolución, Arthur Eddington anticipó el descubrimiento y el mecanismo de los procesos de fusión nuclear en las estrellas, en su artículo The Internal Constitution of the Stars [La constitución interna de las estrellas].²³​²⁴​ En ese momento, la fuente de energía estelar era un completo misterio; Eddington especuló correctamente que la fuente era la fusión de hidrógeno en helio, liberando una enorme energía según la ecuación de Einstein E=mc². Fue un desarrollo particularmente notable ya que en ese momento aún no se habían descubierto ni la fusión ni la energía termonuclear, e incluso que las estrellas estaban compuestas en gran parte de hidrógeno (ver metalicidad).²⁵​

  En 1925, Cecilia Helena Payne (más tarde Cecilia Payne-Gaposchkin) escribió una tesis doctoral influyente en el Radcliffe College, en la que aplicó la teoría de la ionización a las atmósferas estelares para relacionar las clases espectrales con la temperatura de las estrellas.²⁶​ Lo más importante fue que descubrió que el hidrógeno y el helio eran los componentes principales de las estrellas. A pesar de la sugerencia de Eddington, ese descubrimiento fue tan inesperado que los lectores de su disertación la convencieron de modificar la conclusión antes de la publicación. Sin embargo, investigaciones posteriores confirmaron su descubrimiento.²⁷​

  A finales del siglo XX, los estudios de espectros astronómicos se habían ampliado para cubrir longitudes de onda que se extendían desde las ondas de radio hasta longitudes de onda ópticas, de rayos X y gamma.²⁸​ En el siglo XXI se amplió aún más para incluir observaciones basadas en ondas gravitatorias.

  Campo de estudio

  

  Ilustración de cómo podría verse un agujero negro supermasivo.

  Así como el estudio de la composición química de los distintos objetos a través de la espectroscopia, otros medios de investigación fundamentales para la astrofísica son la fotometría (medida de la intensidad de la luz emitida por los objetos celestes) y la astrofotografía o fotografía astronómica. La astrofísica es una ciencia tanto experimental, en el sentido en que se basa en observaciones, como teórica, porque formula hipótesis sobre situaciones físicas no directamente accesibles. Otra gran zona de investigación de la astrofísica está constituida por el estudio de las características físicas de las estrellas.

  La astrofísica también estudia la composición y la estructura de la materia interestelar, nubes de gases y polvo que ocupan amplias zonas del espacio y que en una época eran consideradas absolutamente vacías. Los métodos de investigación astrofísica son también aplicados al estudio de los planetas y cuerpos menores del sistema solar, de cuya composición y estructura, gracias a las investigaciones llevadas a cabo por satélites artificiales y sondas interplanetarias, se ha podido lograr un conocimiento profundo que en muchos casos ha permitido modificar convicciones muy antiguas.

  A densidades elevadas el plasma se transforma en materia degenerada; esto lleva a algunas de sus partículas a adquirir altas velocidades, lo cual afecta a sus condiciones de degeneración. Asimismo, en las cercanías de los objetos muy masivos, estrellas de neutrones o agujeros negros, la materia que cae se acelera a velocidades relativistas emitiendo radiación intensa y formando potentes chorros de materia.

  Véase también

  • Astronomía observacional
  • Astrofísica teórica

  • Astroquímica

  • La astroquímica es la ciencia que se ocupa del estudio de la composición química de los astros, la abundancia de reacciones y moléculas, su interacción con la radiación¹​ y el material difuso encontrado en el espacio interestelar, normalmente concentrado en grandes nubes moleculares. La astroquímica representa un campo de unión entre las disciplinas de la astrofísica y de la química. La molécula más abundante en el Universo, el dihidrógeno (H₂) no presenta un momento dipolar eléctrico, por lo que no es fácilmente detectable. En su lugar es mucho más fácil estudiar el material difuso en moléculas como el CO. Los astroquímicos han conseguido identificar cientos de tipos de moléculas algunas tan complejas como aminoácidos o fulerenos. La investigación moderna en astroquímica incluye también el estudio de la formación e interacción de estas moléculas complejas en medios tan poco densos pudiendo tener implicaciones en la comprensión del origen de la vida en el planetaTierra.

    La astroquímica se solapa fuertemente con la astrofísica ya que esta última describe las reacciones nucleares que ocurren en las estrellas enriqueciendo el medio interestelar en elementos pesados. La palabra «astroquímica» puede ser aplicada tanto en el estudio del sistema solar como en el medio interestelar. El estudio de la abundancia de elementos e isótopos en los objetos del sistema solar como meteoritos es también llamado cosmoquímica, mientras que el estudio de átomos y moléculas interestelares y su interacción con la radiación es llamada «astrofísica molecular». La formación, composición química y átomica, evolución y destino de las nubes moleculares es de especial interés porque de ellas se forman los sistemas solares

  • Historia

    Al ser una rama en común de la astronomía y la química, la historia de la astroquímica se fundamenta en la historia compartida de ambas ramas. El desarrollo de la espectroscopía avanzada observacional y experimental ha permitido la detección de una lista creciente de moléculas dentro de sistemas solares y el medio interestelar que los rodea. El número creciente de sustancias descubiertas mediante la espectroscopía y otras técnicas ha incrementado el tamaño y la escala del espacio químico disponible para el estudio de la astroquímica.

    Historia de la espectroscopía

    Artículos principales: Historia de la espectroscopia y Espectroscopia astronómica.
    

    Espectroscopio solar automático construido por John Browning para ser acoplado a telescopios.

    Previo a los trabajos de Isaac Newton de 1666 que establecieron la naturaleza espectral de la luz y dieron como resultado el primer espectroscopio,²​ se realizaron diferentes observaciones del espectro solar por Athanasius Kircher (1646), Jan Marek Marci (1648), Robert Boyle (1664) Francesco Maria Grimaldi (1665). La espectroscopía fue utilizada por primera vez como una técnica astronómica en 1802 en los experimentos de Wiliam Hyde Wollaston, quien construyó un espectrómetro para observar las líneas espectrales presentes en la radiación solar.³​ Estas líneas espectrales fueron después cuantificadas mediante el trabajo de Joseph Von Fraunhofer.

    La espectroscopía fue utilizada al inicio para distinguir diferentes materiales después del reporte de Charles Wheatstone de 1835 en el que señalaba que diferentes flamas de diferentes metales daban como resultado espectros de emisión diferentes.⁴​ Estas observaciones fueron estudiadas posteriormente por Léon Foucault, quien demostró en 1849 que un material a diferentes temperaturas produce líneas de absorción y emisión similares. Una declaración similar fue postulada independientemente por Ander Jonas Ångström en su trabajo de 1853 Optiska Undersökningar (investigaciones ópticas), donde teorizó que los gases luminosos emiten rayos de luz a la misma frecuencia que la luz que absorben. ⁵​

    Estos datos espectroscópicos comenzaron a tener importancia teórica con la observación de Johann Balmer acerca de que las líneas espectrales en muestras de hidrógeno seguían una relación empírica simple que se conoce como serie de Balmer. Esta serie es un caso especial de la fórmula de Rydberg, desarrollada por Johannes Rydberg en 1888 para describir las líneas espectrales observadas para el hidrógeno. El trabajo de Rydberg se popularizó debido a que permitió el cálculo de líneas espectrales para diferentes elementos químicos.⁶​ La importancia teórica brindada a estos resultados espectroscópicos fue el devenir de la mecánica cuántica como la teoría que permitió comparar espectros atómicos y moleculares obtenidos experimentalmente con aquellos calculados a priori.

    Historia de la astroquímica

    

    Observatorio radio astronómico Taeduk

    A pesar de que la radioastronomía fue desarrollada a inicios de 1930, no fue hasta 1937 que evidencia sustancial para la identificación conclusiva de una molécula interestelar fue encontrada.⁷​ Hasta este punto, las únicas especies químicas cuya existencia en el espacio interestelar era conocida eran átomos. Estos descubrimientos fueron confirmados en 1940 cuando McKellar et al. identificaron y atribuyeron líneas espectroscópicas a una observación de moléculas, hasta entonces no identificadas, de CH y CN en el espacio interestelar.⁸​ En los 30 años posteriores, una pequeña cantidad de moléculas fueron descubiertas en el espacio interestelar siendo las más importantes el OH (descubierto en 1963) debido a que es la fuente del oxígeno interestelar⁹​ y el H₂CO (formaldehído, descubierto en 1969), importante debido a que fue la primera molécula orgánica y poliatómica descubierta en el espacio interestelar.¹⁰​

    El descubrimiento de formaldehído interestelar y posteriormente otras moléculas de potencial importancia biológica como agua o monóxido de carbono es visto por algunos como una evidencia fuerte a gacor de teorías abiogenéticas de la vida, específicamente teorías que sostienen que los componentes moleculares básicos de la vida provinieron de fuentes extraterrestres. Esto ha motivado la búsqueda continua de moléculas interestelares que son de importancia biológica directa (como la glicina interestelar descubierta en 2009¹¹​) o que exhiben propiedades relevantes para la biología como la quiralidad (como el óxido de propileno descubierto en 2016¹²​) así como avances en la investigación astroquímica básica.

    Espectroscopía

    

    Científico del Laboratorio de Astroquímica de la NASA trabajando con un rotavapor dentro del Goddard Astrobiology Analytical Laboratory.

    Una herramienta de particular importancia en la astroquímica es la espectroscopía a través de telescopios para medir la absorción y emisión de luz de moléculas y átomos en diversos ambientes. Al comparar las observaciones astronómicas con mediciones de laboratorio, los astroquímicos pueden inferir la abundancia de los elementos, composición química y la temperatura de estrellas y nebulosas. Esto es posible debido a que los iones, átomos y moléculas tienen un espectro característico, es decir, que la absorción y emisión de ciertas longitudes de onda de luz, usualmente invisibles al ojo humano, son únicas para cada entidad y pueden ser predichos basándose en la mecánica cuántica y la física estadística. Esto es así ya que los procesos de emisión de luz están cuantizados, permitiendo a estas disciplinas científicas calcular los diferentes niveles de energía (o estados cuánticos) en los que se puede encontrar un elemento y sus transiciones, asociadas a la emisión de luz en longitudes de onda específicas. Sin embargo, estas mediciones tienen limitaciones, pues diferentes tipos de radiación (radio, infrarrojo, UV-visible, etc.) son capaces de detectar únicamente ciertos tipos de especies dependiendo de las propiedades químicas de la molécula.

    Un análisis detallado del espectro de emisión o de absorción de las estrellas, planetas y del medio interestelar permite identificar su composición química, su temperatura superficial e incluso la aceleración de la gravedad en la superficie de las estrellas. En el caso del medio interestelar se utiliza el espectro de emisión en el infrarrojo lejano o en longitudes de onda milimétricas. El análisis del espectro de absorción de la luz de fondo permite inferir datos sobre la cantidad de material en las nubes interestelares. Las atmósferas de los planetas del sistema solar se investigan utilizando el espectro de reflexión de la luz solar sobre el planeta y el espectro de emisión en el infrarrojo del planeta. En el análisis de las atmósferas estelares, realizado en longitudes de onda visible y ultravioleta, es necesario considerar efectos de desplazamiento de la longitud de onda (efecto Doppler) asociados al movimiento de la estrella y especialmente a su rotación.

    Radioastronomía

    Artículo principal: Radioastronomía

    

    Boeing 747SP de la NASA modificado para transportar el telescopio SOFIA

    Probablemente, la técnica más poderosa para la detección de especies químicas individuales es la radio astronomía, que ha brindado como resultados la detección de alrededor de cien especies interestelares incluyendo radicales, iones y compuestos orgánicos como alcoholes, ácidos, aldehídos y cetonas. Una de las moléculas interestelares más abundantes y fáciles de detectar con ondas de radio (debido a su fuerte momento dipolar eléctrico) es el mónoxido de carbono CO. De hecho, el CO es una especie tan común que es usada para mapear regiones moleculares. La observación que atrae más interés es probablemente el descubrimiento de glicina interestelar,¹³​ el aminoácido más simple, aunque dicho descubrimiento también ha traído controversia.¹⁴​ Una de las razones por las cuales este descubrimiento fue controversial es que a pesar de que la radio interferometría y otros métodos como la espectroscopía rotacional brindan buenos resultados para la identificación de especies simples con momentos dipolares grandes, son menos sensibles a moléculas más complejas incluso siendo relativamente pequeñas como los aminoácidos.

    Más allá de eso, algunos métodos son completamente ciegos ante moléculas que no poseen un dipolo. Por ejemplo, de lejos, la molécula más común en el universo es el hidrógeno gaseoso (H₂), la cual no posee un momento dipolar, por lo que es invisible a los radiotelescopios. Además, dichos métodos no pueden detectar especies que no se encuentren en fase gas. Debido a que las nubles moleculares densas se encuentran a temperaturas muy bajas (10 a 50 K o -263.1 a -223.2 °C), la mayoría de las moléculas en ellas se encuentran en estado sólido. Por esta razón, para detectarlas, se utilizan otras longitudes de onda. El hidrógeno es fácilmente detectado en el ultravioleta (UV) y en el visible debido a sus espectros de emisión y absorción (línea de hidrógeno). La mayoría de los compuestos orgánicos absorben y emiten luz en el infrarrojo (IR), por lo que, por ejemplo, la detección del metano en la atmósfera de Marte fue lograda utilizando el telescopio de IR¹⁵​ de la NASA en Mauna Kea, Hawái. Los Investigadores de la NASA utilizan el telescopio aéreo SOFIA (Observatorio estratosférico para espectroscopía infrarroja) y el telescopio espacial Spitzer para llevar a cabo la observación, investigación y operación científica.¹⁶​¹⁷​ Cristopher Oze, de la Universidad de Canterbury, Nueva Zelanda y su equipo reportaron en junio de 2012 que la medición de los niveles de hidrógeno y metano en Marte podrían ayudar a determinar la viabilidad de la vida en Marte.¹⁸​ De acuerdo con los científicos, «bajas proporciones de hidrógeno/metano (menos a 40) indican que la vida es posible y es probable que esté presente y activa».¹⁸​¹⁹​ Otros científicos han reportado recientemente métodos de detección de hidrógeno y metano en atmósferas extraterrestres.²⁰​²¹​

    Astronomía Infrarroja

    

    Representación artística del telescopio espacial Spitzer

    La astronomía infrarroja también ha sido utilizada para conocer la composición de materiales sólidos en el medio interestelar, incluyendo hielo, silicatos y sólidos ricos en carbono querogénico. Esto se debe a que, a diferencia de la luz visible que se dispersa o se absorbe por partículas sólidas, la radiación de infrarrojo puede pasar a través de partículas microscópicas interestelares, pero en el proceso, se absorben ciertas longitudes de onda que son características de la composición de los sólidos.²²​ Al igual que con la radio astronomía, existen ciertas limitaciones, un ejemplo de ellas es la molécula de nitrógeno (N₂), la cual es difícil de detectar tanto con infrarrojo como con radiofrecuencias.

    Dichas observaciones de infrarrojo han determinado que en nubes densas (donde hay partículas suficientes para atenuar la radiación UV destructiva) se forman delgadas capas de hielo que envuelven las a las partículas microscópicas permitiendo que exista química de baja temperatura. Debido a que el hidrógeno es, por lejos, la molécula más abundante del universo, la química inicial de estos hielos está determinada por la química del hidrógeno. Si el hidrógeno es atómico, entonces los radicales H reaccionan con los átomos disponibles de oxígeno, carbono y nitrógeno produciendo especies reducidas como H₂O, CH₄ y NH₃. Sin embargo, si el hidrógeno es molecular, su reactividad disminuye, lo que permite que átomos más pesados reaccionen o permanezcan unidos produciendo CO, CO₂, CN, etc. Estos hielos con mezclas moleculares son expuestos a radiación ultravioleta y a rayos cósmicos, lo que resulta en una química compleja derivada de la radiación.²³​ Experimentos en el laboratorio de fotoquímica de hielos interestelares simples han producido aminoácidos. La similitud entre hielos interestelares y cometarios (así como las comparaciones de compuestos gaseosos) han sido señalados como indicadores de una conexión entre la química interestelar y cometaria. Esto se ve apoyado por los resultados del análisis de las sustancias orgánicas brindadas por la sonda espacial Stardust, aunque los minerales también indican una contribución sorprendente de la química de altas temperaturas en la nebulosa solar.

    Investigación

    

    Transición de gas atómico a molecular en el límite de la nube molecular de Orion.²⁴​

    La investigación de la astroquímica estudia la forma en la que las moléculas interestelares y circunestelares se forman e interaccionan, incluyendo fenómenos cuánticos no triviales para las rutas de síntesis de partículas interestelares.²⁵​ Esta investigación puede tener un impacto profundo en la manera en la que se entiende el papel de las moléculas que estaban presentes en la nube molecular de la que se originó nuestro sistema solar, que contribuyó a la importante química del carbono de cometas y asteroides y, en consecuencia, de los meteoritos y partículas de polvo interestelar que cayeron a la tierra por toneladas cada día.

    La baja densidad del espacio interestelar e interplanetario da como resultado una química inusual, pues las reacciones prohibidas por simetría no pueden ocurrir más que en escalas temporales muy largas. Por esta razón, tanto moléculas como iones moleculares que son inestables en la tierra pueden ser abundantes en el espacio, como por ejemplo, el ion H₃⁺. La astroquímica se traslapa con la astrofísica y la física nuclear en la caracterización de reacciones nucleares que ocurren en las estrellas, las consecuencias de la evolución estelar así como las «generaciones» de estrellas. Sin duda alguna, las reacciones nucleares en las estrellas producen elementos químicos. Mientras las «generaciones» de estrellas avanzan, la masa de los nuevos elementos formados se incrementa. Una estrella de primera generación utiliza hidrógeno elemental (H) como combustible para producir helio (He) y liberar energía. El hidrógeno es el elemento más abundante y, al tener sólo un protón, es el bloque de construcción básico para todos los demás elementos. La fuerza de la gravedad tira hacia el centro de la estrella creando cantidades masivas de calor y presión, que favorecen la fusión nuclear. A través de este proceso de fusión de masa nuclear, se forman elementos más pesados. El carbono, oxígeno y silicio son ejemplos de elementos formados en la fusión estelar. Después de varias generaciones, se forman los elementos más pesados (hierro y plomo).

    En octubre de 2011, se reportó que el polvo cósmico contiene materia orgánica («sólidos orgánicos amorfos con una estructura mixta aromática–alifática«) que puede ser creada de forma natural y rápida en las estrellas.²⁶​²⁷​²⁸​

    El 29 de agosto de 2012, por primera vez, astrónomos de la Universidad de Copenhague reportaron la detección de una molécula específica de azúcar, el glicolaldehído, en un sistema estelar distante. La molécula fue encontrada alrededor de la protoestrella binaria IRAS 16293-2422, que se localiza a 400 años luz de la tierra.²⁹​³⁰​ El glicolaldehído es necesario para formar ácido ribonucléico o ARN, similar y complementario en funciones con el ADN. Estos descubrimientos sugieren que complejas moléculas orgánicas se pueden formar en sistemas estelares previo a la formación de planetas y eventualmente pueden llegar a planetas jóvenes en su formación temprana.³¹​

    En septiembre de 2012, científicos de la NASAn reportaron que hidrocarburos aromáticos policíclicos (PAHs, policyclic aromatic hydrocarbons), sujetos a condiciones del medio interestelar, son transformados a través de la hidrogenación, oxigenación e hidroxilación a compuestos orgánicos más complejos, en palabras suyas, «están a un paso de distancia del camino hacia los aminoácidos y nucleótidos, las materias primas de las proteínas y el ADN, respectivamente».³²​³³​ Como un resultado posterior a estas transformaciones, las PAHs pierden su firma espectroscópica, lo que puede ser una de las razones para la falta de detección de PAHs en polvo cósmico y en hielo interestelar, particularmente en las regiones externas de nubes densas y frías o en las capas moleculares superiores de discos protoplanetarios.³²​³³​

    En febrero de 2014, la NASA anunció la creación de una base de datos espectrales mejorada³⁴​ para el rastreamiento de PAHs en el universo. De acuerdo con los científicos, más del 20% del carbono en el universo puede estar en forma de PAHs, posibles materias primas para la formación de la vida. Las PAHs parecen haberse formado poco después del Big Bang y expandido a través del universo. Las PAHs se asocian con nuevas estrellas y exoplanetas.³⁵​

    El 11 de agosto de 2014, se revelaron estudios en los que se utilizó el Atacama Large Millimeter Array (ALMA) por primera vez. En ellos se detalló la distribución de HCN, HNC, H₂CO y polvo dentro de la coma de los cometas C/2012 F6 (Lemmon) y C/2012 S1 (ISON).³⁶​³⁷​