Espacio exterior

De Wikipedia, la enciclopedia libre
Ir a la navegación Ir a la búsqueda
Capas de la atmósfera (no está a escala)

El espacio exterior o espacio vacío, también simplemente llamado espacio, se refiere a las regiones relativamente vacías del universo fuera de las atmósferas de los cuerpos celestes. Se usa espacio exterior para distinguirlo del espacio aéreo (y las zonas terrestres). El espacio exterior no está completamente vacío de materia (es decir, no es un vacío perfecto) sino que contiene una baja densidad de partículas, predominantemente gas hidrógeno, así como radiación electromagnética. Aunque se supone que el espacio exterior ocupa prácticamente todo el volumen del universo y durante mucho tiempo se consideró prácticamente vacío, o repleto de una sustancia llamada éter, ahora se sabe que contiene la mayor parte de la materia del universo. Esta materia está formada por radiación electromagnética, partículas cósmicas, neutrinos sin masa e incluso formas de materia no bien conocidas como la materia oscura y la energía oscura. De hecho en el universo cada uno de estos componentes contribuye al total de la materia, según estimaciones, en las siguientes proporciones aproximadas: elementos pesados (0.03 %), materia estelar (0.5 %), neutrinos (0.3 %), estrellas (0.5 %) hidrógeno y helio libres (4 %) materia oscura (aprox. 25 %) y energía oscura (aprox. 70 %); total 100.33 %, por lo que sobra un 0.33 % sin estimar. La naturaleza física de estas últimas es aun apenas conocida. Solo se conocen algunas de sus propiedades por los efectos gravitatorios que imprimen en el período de revolución de las galaxias, por un lado, y en la expansión acelerada del Universo o inflación cósmica.

Primeras observaciones[editar]

En la Antigua Grecia, el filósofo Aristóteles sugirió la existencia del vacío, más adelante el filósofo Parménides negó la existencia del vacío, dejó claro que era imposible.[1]​ Ya en el siglo XVII, el filósofo francés René Descartes argumentó que el espacio exterior debía estar ocupado completamente de materia.

En la China del siglo II el astrónomo Zhang Heng aseguró que el espacio es infinito y se extiende más allá del Sol y las estrellas.[2]Galileo Galilei sabía que el aire tiene masa, por lo tanto está sujeto a la gravedad. En el año 1640 demostró que una fuerza establecida se resiste a la formación un espacio vacío, para 1643 Torricelli creó un aparato para producir un vacío parcial, el descubrimiento dio lugar al primer barómetro de mercurio y en la época fue una sensación científica entre los europeos. El matemático Blaise Pascal estudió el barómetro y calculó detalles para conocer la presión del aire.[3]

Bomba de vacío de Otto von Guericke (arriba a la derecha).

En el año 1650 el científico alemán Otto von Guericke construyó la primera bomba de vacío, con el cual concluyó que la atmósfera rodea al planeta Tierra, donde la densidad gradualmente baja cuanto más altitud existe.[4]​ En el siglo XV el teólogo alemán Nicolás de Cusa especuló que el universo no tenía centro ni circunferencia;[5]​ estas ideas llevaron al filósofo italiano Giordano Bruno a extender el modelo heliocéntrico de Copérnico, Bruno introdujo el concepto de una sustancia llamada éter, que supuestamente ocupa todo el espacio del universo y no se resiste al movimiento de los cuerpos celestes. A la misma conclusión llegó el inglés William Gilbert, que remarcó que las estrellas son visibles a causa de la sustancia éter o de una especie de vacío.[6]

El concepto de que el espacio del universo es ocupado por el éter continuó hasta el siglo XX, la sustancia fue vista por mucho como el medio por el cual la luz se transporta en el espacio. Tras varias pruebas e investigaciones, la teoría de la relatividad especial de Albert Einstein reemplazó las ideas anteriores, en la teoría se expone que la velocidad de la luz en el vacío es constante y no cambia según la ubicación del observador.[7]

El astrónomo inglés Thomas Digges respaldó la teoría del universo infinito, a pesar de que por los años 1938 no existía una medida definida de su tamaño. Fue el astrónomo alemán Friedrich Bessel quien econtró que la estrella 61 Cygni se encontraba a 10 años luz de distancia de la Tierra. En 1923 Edwin Hubble calculó la distancia de la galaxia Andrómeda.[8]​ El científico suizo Charles É. Guillaume hizo una medición estimada de la temperatura del universo, la situó entre 5 y 6 K. Más adelante se hicieron cálculos similares que arrojan 3.18 K. y en el año 1933 el alemán Erich Regener definió una temperatura de 2.8 K. basado en la energía de los rayos cósmicos. El concepto moderno de espacio exterior se originó en la teoría del Big Bang, que propone que el universo fue creado a partir de una forma compacta muy densa, la energía inicial ha ido decreciendo con el tiempo y perdiendo densidad.[9]

Formación y estado[editar]

Línea del tiempo de la evolución del universo.

De acuerdo con la teoría del Big Bang, hace aproximadamente 13.8 billones de años el universo recién creado era de un estado de extremo calor y densidad, en muy poco tiempo se expandió rápidamente. Pasados 380 mil años el universo se volvió lo suficientemente frío para permitir a los protones y electrones combinarse, fase conocida como época de recombinación. La materia y la energía se separaron, permitiendo a los protones viajar libremente por el universo en expansión. La materia que quedó después de la expansión inicial sufrió un colapso gravitacional para crear estrellas, galaxias y objetos astronómicos, dejando un vacío conocido como espacio exterior.[10]

La forma actual del universo se ha determinado a partir de mediciones de la radiación de fondo de microondas utilizando satélites como la sonda WMAP. Estas observaciones indican que la geometría espacial del universo observable es «plana», lo que significa que los fotones en trayectos paralelos en un punto permanecen paralelos mientras viajan a través del espacio hasta el límite del universo observable, a excepción de la gravedad local.[11]​ El Universo plano, combinado con la densidad de masa medida del Universo y la expansión acelerada del Universo, indica que el espacio tiene una energía de vacío distinta de cero, que se llama energía oscura.[12]

Las estimaciones de la densidad de energía promedio del universo actual son de 5,9 protones por metro cúbico, se incluye la energía oscura, la materia oscura y la materia bariónica. Los átomos representan solo el 4.6% de la densidad total de energía.[13]​ Sin embargo, la densidad del universo no es uniforme, se pueden encontrar zonas de alta densidad en galaxias, planetas y agujeros negros, en contraste con una baja densidad en zonas con grandes vacíos.[14]

Entorno[editar]

El Campo Ultra Profundo del Hubble, su luz fue emitida hace 13.000 millones de años.

En el espacio exterior las estrellas, planetas y otros cuerpos celestes no se someten a ninguna fricción, por lo que pueden moverse libremente en sus órbitas. Sin embargo, el supuesto vacío del espacio no lo es del todo, contiene algunos átomos de hidrogeno por metro cúbico.[15]​ La baja densidad de materia en el espacio exterior significa que la radiación electromagnética puede viajar grandes distancias sin dispersarse: la trayectoria libre media de un fotón en el espacio es de aproximadamente 1023 km, o 10 billones de años luz.[16]

Las estrellas, planetas y otros objetos celestes retienen sus atmósferas por atracción gravitacional. Estas no tienen un límite superior definido: la densidad del gas atmosférico disminuye de forma gradual con la distancia hasta que se vuelve indistinguible del espacio exterior.[17]​ La presión atmosférica de la Tierra cae a aproximadamente 0.032 Pa a 100 kilómetros de altitud.[18]

La temperatura del espacio exterior se mide en términos de la actividad cinética del gas, como lo es en la Tierra. Sin embargo, la radiación del espacio exterior tiene una temperatura diferente a la temperatura cinética del gas, lo que significa que el gas y la radiación no están en equilibrio termodinámico.[19]​ La temperatura del gas en el espacio exterior siempre es al menos la temperatura de la radiación de fondo de microondas, pero pueden ser mucho más altas. Por ejemplo, la corona del Sol alcanza temperaturas por encima de entre 1.2 y 2.6 millones de K.[20]

A pesar del entorno hostil, existen varias formas de vida que pueden soportar condiciones espaciales extremas durante largos períodos. Las especies de líquenes usadas en la instalación BIOPAN de la ESA sobrevivieron a la exposición durante diez días en el año 2007.[21]​ Las semillas de Arabidopsis thaliana y Nicotiana tabacum germinaron tras estar expuestas al espacio durante 1,5 años. Una cepa de Bacillus subtilis sobrevivió 559 días expuesta a una órbita terrestre baja o a un ambiente marciano simulado.[22]

Exposición en humanos[editar]

El traje espacial de los astronautas los protege de la presión y la radiación.

El cuerpo humano es vulnerable a condiciones de altitud en la atmósfera terrestre. La altitud donde la presión atmosférica conicide con la presión del vapor de agua se llama línea de Armstrong, en honor al médico estadounidense Harry G. Armstrong. Se ubica a una altitud de 19.14 km. Por encima de la línea los fluidos en la garganta y pulmones se evaporan, la saliva y lagrimas. Para protección y supervivencia se requiere un traje o cápsula presurizada.[23]

Una vez en el espacio, la exposición repentina sin protección a muy baja presión, puede causar barotrauma pulmonar, una ruptura de los pulmones, a causa de la diferencia de presión entre el interior y el exterior del pecho. Una descompresión rápida puede romper los tímpanos y los senos paranasales, los hematomas y la filtración de sangre pueden ocurrir en los tejidos blandos y el choque puede causar un aumento en el consumo de oxígeno que causaría una hipoxia.[24]

Como consecuencia de la descompresión rápida, el oxígeno disuelto en la sangre desemboca en los pulmones para tratar de igualar la presión parcial. Una vez que la sangre desoxigenada llega al cerebro, en varios segundos se pierde la conciencia y se muere de hipoxia tras varios minutos.[25]​ La sangre y otros fluidos corporales hierven cuando la presión cae por debajo de 6.3 kPa condición llamada ebullismo. El vapor puede hinchar el cuerpo al doble de su tamaño normal, sin embargo, el ebullismo se ve frenado por la contención de presión de los vasos sanguíneos, por lo que la sangre permanece líquida.[26]

La hinchazón y el ebullismo se pueden reducir usando un traje de presión. El traje de protección de altura de la tripulación (CAPS en inglés) es una prenda elástica diseñada en 1960 para los astronautas, evita el ebullismo a presiones de 2 kPa.[27]​ Se necesita oxígeno suplementario a 8 km para respirar y evitar la pérdida de agua. La mayoría de los trajes espaciales usan alrededor de 30-39 kPa de oxígeno puro, similar a la cantidad en la superficie de la Tierra. Esta presión es suficiente para evitar el ebullismo, pero la evaporación del nitrógeno disuelto en la sangre puede causar la enfermedad de descompresión.[28]

Los seres humanos están acostumbrados a la gravedad de la Tierra y la exposición a la ingravidez tiene efectos nocivos en la salud. Más del 50% de los astronautas experimentan mareo espacial, causando náuseas y vómitos, vértigo, dolores de cabeza, letargo y malestar general. La duración de la enfermedad espacial varía, tiene una duración aproximada de uno a tres días, luego de los cuales el cuerpo se ajusta al nuevo entorno. La exposición a la ingravidez a largo plazo produce atrofia muscular y deterioro del esqueleto, u osteopenia en el vuelo espacial. Estos efectos se pueden minimizar con intensivos ejercicios que son obligatorios en el entrenamiento de los astronautas.[29]

Para viajes espaciales de larga duración, la radiación representa un grave peligro para la salud. La exposición a rayos cósmicos ionizantes de alta energía puede provocar fatiga, náuseas, vómitos, daños en el sistema inmune y cambios en el recuento de glóbulos blancos. Durante períodos más largos existe potencial riesgo de cáncer, daño ocular, del sistema nervioso, los pulmones y el tracto gastrointestinal.[30]​ En una misión a Marte de ida y vuelta de tres años de duración, una gran fracción de las células del cuerpo de un astronauta sería atravesada y dañada por la radiación.[31]​ Afortunadamente, la energía de tales partículas disminuye por el blindaje de las paredes de una nave espacial y otras barreras. Sin embargo, el impacto de los rayos cósmicos sobre el blindaje produce radiación adicional que puede afectar a la tripulación.[32]

Límite de la Tierra[editar]

No hay un límite claro entre la atmósfera terrestre y el espacio exterior, ya que la densidad de la atmósfera decrece gradualmente a medida que la altitud aumenta. No obstante, la Federación Aeronáutica Internacional ha establecido la línea de Kármán a una altitud de 100 kilómetros como una definición de trabajo para el límite entre la atmósfera y el espacio. Esto se usa porque, como Theodore von Kármán calculó, por encima de una altitud de unos 100 km un vehículo típico tendría que viajar más rápido que la velocidad orbital para poder obtener suficiente sustentación aerodinámica para sostenerse él mismo. Estados Unidos designa a la gente que viaja por encima de una altitud de 80 km como astronautas. Durante la reentrada atmosférica, la altitud de 120 km marca el límite donde la resistencia atmosférica se convierte en perceptible.

Sistema solar[editar]

El Sol y los planetas del sistema solar.

El espacio exterior dentro del sistema solar es llamado espacio interplanetario, que se convierte en espacio interestelar en la heliopausa. El vacío del espacio exterior no es realmente vacío; está poblado en parte con varias docenas de tipos de moléculas orgánicas descubiertas mediante espectroscopia de microondas. Según la teoría del Big Bang, la radiación de los cuerpos negros de 2,7 K de temperatura quedó del 'big bang' y el origen del universo llena el espacio, así como los rayos cósmicos, que incluyen núcleos atómicos ionizados y varias partículas subatómicas.[33]

La ausencia de aire convierte al espacio en lugares ideales para la astronomía en todas las longitudes de onda del espectro electromagnético. Las imágenes y otros datos de vehículos espaciales no tripulados han proporcionado información sobre los planetas, asteroides y cometas en nuestro sistema solar.

Satélites[editar]

Hay muchos satélites artificiales orbitando la Tierra, incluyendo satélites de comunicaciones geosíncronos a 35 786 km sobre el nivel del mar sobre el ecuador. Sus órbitas nunca se "deterioran" porque casi no hay materia allí para ejercer arrastre por fricción. Hay también una creciente dependencia de satélites que permiten el Sistema de posicionamiento global (GPS), para usos militares y civiles. Una idea equivocada común es que la gente en órbita está fuera de la gravedad de la Tierra porque están "flotando", pero flotan porque están en caída libre: la fuerza de la gravedad y su velocidad lineal crean una fuerza centrípeta interior que no les permite volar fuera, hacia el espacio. La gravedad de la Tierra alcanza más allá del cinturón de Van Allen y mantiene la Luna en órbita a una distancia media de 384 403 km. La gravedad de todos los cuerpos celestes tiende a cero con la inversa del cuadrado de la distancia.

Regiones del espacio[editar]

Geoespacio[editar]

Una aurora captada por el Transbordador espacial Discovery en 1991.

Las diferentes regiones del espacio están definidas por las diversas atmósferas que dominan dentro de ellos, y se extienden sin un límite definido. El espacio geoespacial se extiende desde la atmósfera de la Tierra hasta los confines del campo magnético, con lo cual da paso al viento solar del espacio interplanetario. El espacio interplanetario se extiende hasta la heliopausa, con lo cual el viento solar da paso a los vientos del medio interestelar.[34]​ El espacio interestelar continúa hasta los bordes de la galaxia, donde se desvanece en el vacío intergaláctico.[35]

El geoespacio está poblado por partículas con carga eléctrica y densidades muy bajas, cuyos movimientos son controlados por el campo magnético de la Tierra. Las tormentas geomagnéticas pueden perturbar a los cinturones de radiación y la ionosfera. Estas tormentas aumentan los flujos de electrones energéticos que pueden dañar permanentemente componentes electrónicos de satélites, interfiriendo con la comunicación por radio de onda corta y los sistemas GPS.[36]​ Las tormentas magnéticas también pueden ser un peligro para los astronautas, incluso en órbita terrestre baja. También crean auroras en latitudes altas.[37]​ Considerados parte espacio exterior, los primeros cientos de kilómetros por encima de la línea de Kármán son suficientes producir un arrastre en los satélites.[38]​ Esta región contiene material residual de lanzamientos tripulados y no tripulados, peligrosos para las naves espaciales. Algunos de estos escombros vuelven a entrar en la atmósfera de la Tierra de vez en cuando.[39]

Espacio lunar[editar]

La gravedad de la Tierra mantiene a la Luna en órbita en promedio a 384,403 km de distancia. La región fuera de la atmósfera terrestre, extendida más allá de la órbita de la Luna, incluidos los Puntos de Lagrange, es llamada espacio cislunar.[40]​ La región donde la gravedad de la Tierra influye actúa contra las perturbaciones gravitacionales del Sol se llama Esfera de Hill. Se extiende a casi el 1% de la distancia media entre la Tierra y el Sol.[41]

Medio interplanetario[editar]

El plasma (azul) y el polvo (blanco) de la cola del Cometa Hale-Bopp es separado por la radiación solar y el viento solar, respectivamente.

En el espacio interplanetario domina el viento solar, una corriente de partículas cargadas que provienen del Sol y crean una atmósfera llamada heliosfera, que ocupa billones de kilómetros en el espacio. La densidad de partículas del viento solar es de 5–10 protones/cm3 y se mueve a una velocidad de 350–400 km/s.[42]​ El espacio interplanetario se extiende hacia la heliopausa, donde los vientos provenientes del espacio interestelar dominan sobre el campo magnético y el flujo de partículas del Sol. La distancia y fuerza de la heliopausa son variables, dependen del nivel de actividad del viento solar.[43]

El volumen del espacio interplanetario es un vacío casi total, con una trayectoria libre media de aproximadamente una unidad astronómica en la distancia orbital de la Tierra. El espacio interplanetario no está vacío, contiene cantidades medianas de rayos cósmicos, que incluyen núcleos atómicos ionizados y partículas subatómicas. Existe también gas, plasma y polvo, meteoritos y varios tipos de moléculas orgánicas descubiertas hasta la fecha por espectroscopía de microondas.[44]​ Una nube de polvo interplanetario es visible en la noche como una banda débil llamada luz zodiacal.[45]

Además del campo magnético del Sol, existe magnetósferas generadas por planetas como Júpiter, Saturno, Mercurio y la Tierra que tienen sus propios campos magnéticos. Están moldeadas por la influencia del viento solar, en forma de lagrima con la cola extendida hacia atrás del cuerpo celeste. Estos campos magnéticos atrapan partículas del viento solar, creando cinturones de partículas cargadas como el cinturón de radiación de Van Allen. Planetas sin campos magnéticos como Marte, tienen sus atmósferas erosionadas a causa del viento solar.[46]

Medio interestelar[editar]

Arco de choque formado por la magnetosfera de una joven estrella, al colisionar con la Nebulosa de Orión.

El espacio interestelar es el espacio físico dentro de una galaxia. Aproximadamente el 70% de la masa del medio interestelar consiste en rayos cósmicos, campos magnéticos y átomos de hidrógeno solitarios; la mayor parte del resto consiste en átomos de helio. Además de lo mencionado anteriormente, el medio interestelar contiene trazas de átomos más pesados, formados por la nucleosíntesis estelar. Los átomos son expulsados por vientos estelares o cuando las estrellas se desprenden de su envoltura, proceso que atraviensan las estrellas para la formación de una nebulosa planetaria.[47]

Las explosiones de las supernovas generan ondas de choque que expulsan material hacia el medio, añadiendo más materia.[48]​ La densidad de esta materia varía, en promedio existen alrededor de 106 partículas por metro cúbico. En las nubes moleculares frías la cantidad sube a alrededor de 108 o 1012 partículas por metro cúbico.[47]

La cantidad de moléculas descubiertas a través de la radioastronomía aumenta cada año. Grandes regiones de materia de alta densidad, llamadas nubes moleculares, permiten que ocurran reacciones químicas, como la formación de especies poliatómicas orgánicas. Gran parte de esta química es impulsada por colisiones. Los rayos cósmicos energéticos penetran en las frías y densas nubes e ionizan el hidrógeno y el helio, creando el catión trihidrógeno. Un átomo de helio ionizado puede dividir el monóxido de carbono para producir carbono ionizado, que provoca reacciones químicas orgánicas.[49]

El medio interestelar local es la región del espacio dentro de 100 pc del Sol. Esta región forma una cavidad en el brazo de Orión de la galaxia de la Vía Láctea, se conoce como burbuja local, caracterizada por la falta de nubes densas y frías. Contiene alrededor de 104 -105 estrellas y el gas interestelar local contrarresta las astrosferas que las rodean. La burbuja local contiene docenas de nubes interestelares cálidas con temperaturas de 7,000 K y un radio de 0.5 a 5 pc.[50]​ Cuando las estrellas se mueven a velocidades lo bastante altas, sus astrosferas pueden generar arcos de choque, desviando el viento solar. Por varias décadas se pensó que el Sol tenía un arco de choque, pero en 2012 el satélite Interstellar Boundary Explorer demostró que no existe.[51]

Espacio intergaláctico[editar]

La Gran Nube de Magallanes, una galaxia satélite de la Vía Láctea.

El espacio intergaláctico es el espacio físico entre las galaxias. Los estudios sobre la distribución a gran escala de las galaxias indican que el Universo tiene una estructura parecida a una esponja, con agrupaciones de cúmulos y galaxias que se extienden a lo largo de los filamentos que ocupan casi una décima parte del espacio total.

El resto se compone de grandes vacíos entre las galaxias. El vacío abarca una distancia de (10–40) h-1 Mpc (megapársec), donde h es la constante de Hubble en unidades de 100 km s-1 Mpc-1.[52]​ El filamento galáctico se compone de estructuras largas y delgadas de galaxias densas, a esa estructura se le llama medio intergaláctico.[53]​ Es 5 a 200 veces más densa que la densidad media del Universo.[54]​ Su compuesto principal es hidrógeno ionizado, un plasma con igual número de electrones y protones. Los gases en el medio se calientan a temperaturas de entre 105 y 107 K. Simulaciones por computadora y varias observaciones han indicado que la mitad de la materia atómica del universo se presenta en un estado caliente y enrarecido.[55]

Exploración espacial y aplicaciones[editar]

En la historia de la humanidad, la observación del espacio fue hecha por muchos siglos a simple vista, más adelante con telescopios y antes de la llegada de los cohetes, los humanos llegaron a relativa gran altura con globos tripulados. En el año 1935 el globo Explorer II, de Estados Unidos, alcanzó una altitud de 22 km.[56]​ En 1942 el cohete alemán A-4 alcanzó los 80 km de altitud y en 1957 el cohete ruso R-7 llegó a una altitud de entre 215 y 939 km.[57]​ El primer vuelo espacial tripulado fue hecho en el año 1961, con el cosmonauta Yuri Gagarin a bordo del Vostok 1, mientras que los primeros humanos en dejar la órbita terrestre fueron Frank Borman, Jim Lovell y William Anders en 1968, a bordo del Apolo 8.[58]

La primera nave espacial en sobrevolar la Luna fue la nave soviética Mechta, lo hizo en el año 1959.[59]​ En 1961 la sonda planetaria Venera 1 reveló la presencia del viento solar y sobrevoló al planeta Venus. El primer vuelo sobre el planeta Marte fue hecho por la sonda Mariner 4 en 1964, desde entonces se comenzó a explorar cada uno de los planetas del sistema solar con naves no tripuladas.[60]​ En agosto de 2012 la sonda espacial Voyager 1 se convirtió en la primera en abandonar el sistema solar y adentrarse al espacio interestelar.[61]

Estatus legal[editar]

Un misil lanzado para destruir satélites.

El tratado del espacio exterior cubre el uso legal del espacio por los estados, e incluye en su definición la Luna y otros cuerpos celestes. El tratado establece que el espacio exterior es gratuito para que todas las naciones lo exploren y no está sujeto a reclamos de soberanía nacional. Prohíbe el despliegue de armas nucleares. El tratado fue aprobado por la Asamblea General de las Naciones Unidas en 1963 y firmado en 1967 por la Unión Soviética, Estados Unidos y el Reino Unido. A partir de 2017, 105 países han ratificado o se han adherido al tratado.[62]

Desde 1958, el espacio ha sido objeto de múltiples resoluciones de las Naciones Unidas. Estas resoluciones abogan por la cooperación internacional en los usos pacíficos del espacio exterior y la prevención de uso militar.[63]​ Sin embargo, no está prohibido el despliegue de armas convencionales en el espacio, como armas contra satélites que han sido probadas con éxito por los Estados Unidos, Rusia y China.[64]

Variación de presión[editar]

Trasladarse desde el nivel del mar hasta el espacio exterior produce una diferencia de presión de unos 103 410 Pa (15 psi ), equivalente a salir a la superficie desde una profundidad bajo el agua de unos 10 metros.

Hitos en el camino hacia el espacio[editar]

  • Nivel del mar: 100 kPa (1 atm; 1 bar; 760 mm Hg) de presión atmosférica.
  • 4,6 km: la Administración Federal de Aviación de Estados Unidos exige oxígeno suplementario para los pilotos y pasajeros de aviones.
  • 5,0 km: 50 kPa de presión atmosférica.
  • 5,3 km: hay media atmósfera de la Tierra por encima de esta altitud.
  • 8,0 km: zona de la muerte para los escaladores humanos.
  • 8,8 km: cima del Monte Everest, la montaña más alta de la Tierra (26 kPa).
  • 16 km: Cabina presurizada o traje presurizado requeridos.
  • 18 km: Límite entre la troposfera y la estratosfera.
  • 20 km: agua a temperatura ambiente hierve sin un recipiente presurizado. La noción popular de que los fluidos del cuerpo comenzarían a hervir en este punto es falsa porque el cuerpo genera suficiente presión interna para evitarlo.
  • 24 km: los sistemas normales de presurización de los aviones ya no funcionan.
  • 32 km: los turborreactores ya no funcionan.
  • 39,1 km: récord de altitud para vuelo de globo aerostático tripulado (Felix Baumgartner).
  • 45 km: los estatorreactores ya no funcionan.
  • 50 km: límite entre la estratosfera y la mesosfera
  • 80 km: límite entre la mesosfera y la termosfera. Definición estadounidense de vuelo espacial.
  • 100 km: línea Karman, define el límite del espacio exterior según la Federación Aeronáutica Internacional. Superficies aerodinámicas ineficaces debido a la baja densidad atmosférica. La velocidad de ascenso generalmente supera a la velocidad orbital. Turbopausa.
  • 120 km: primera resistencia atmosférica perceptible durante la reentrada desde la órbita.
  • 200 km: órbita más baja posible con estabilidad a corto plazo (estable durante pocos días).
  • 307 km: órbita de la misión STS-1.
  • 350 km: órbita más baja posible con estabilidad a largo plazo (estable durante varios años).
  • 360 km: órbita media de la ISS, aunque varía debido a la resistencia atmosférica y a empujes periódicos.
  • 390 km: órbita de la estación Mir.
  • 440 km: órbita de la estación Skylab.
  • 587 km: órbita de la misión STS-103 y del HST.
  • 690 km: límite entre la termosfera y la exosfera.
  • 780 km: órbita de los satélites Iridium.
  • 20 200 km: órbita de los satélites del sistema GPS.
  • 35 786 km: altura de la órbita geoestacionaria.
  • 326 454 km: la gravedad lunar supera a la de la Tierra en el Apolo 8.
  • 363 104 km: perigeo lunar.

Véase también[editar]

Referencias[editar]

  1. Grant, Edward (1981). Much ado about nothing: theories of space and vacuum from the Middle Ages to the scientific revolution. Cambridge University Press. p. 10. ISBN 0-521-22983-9. 
  2. Joseph, Edward (1985). The Shorter Science and Civilisation in China, Shorter Science and Civilisation in China (en inglés). Cambridge University Press. pp. 82-87. ISBN 0-521-31536-0. 
  3. Holton, Gerald James (2001). Physics, the human adventure: from Copernicus to Einstein and beyond (en inglés). Rutgers University Press. pp. 267-268. ISBN 0-8135-2908-5. 
  4. Genz, Henning (2001). Nothingness: the science of empty space (en inglés). Da Capo Press. pp. 127-128. ISBN 0-7382-0610-5. 
  5. Tassoul, Jean Louis (2004). A concise history of solar and stellar physics (en inglés). Princeton University Press. p. 22. ISBN 0-691-11711-X. 
  6. Gatti, Hilary (2002). Giordano Bruno and Renaissance science (en inglés). Cornell University Press. pp. 99-104. ISBN 0-8014-8785-4. 
  7. Hariharan, P. (2003). Optical interferometry (en inglés) (2 edición). Academic Press. p. 2. ISBN 0-12-311630-9. 
  8. «Cepheid Variable Stars & Distance Determination» (en inglés). CSIRO. 13 de septiembre de 2018. 
  9. Assis, A. K. T. (1995). History of the 2.7 K Temperature Prior to Penzias and Wilson (en inglés) (2 edición). Apeiron. pp. 79-87. 
  10. Turner, Michael S. (2009). Origin of the Universe (en inglés). Scientific American. pp. 36-43. 
  11. «WMAP — Shape of the universe» (en inglés). NASA. 13 de septiembre de 2018. 
  12. Sparke, Gallagher, Linda S., John S. (2007). Galaxies in the Universe: An Introduction (en inglés) (2da. edición). Cambridge University Press. pp. 329-330. ISBN 978-0-521-85593-8. 
  13. «What is the Universe Made Of?» (en inglés). NASA. 13 de septiembre de 2018. 
  14. Krumm, Brosch, N. (1984). Neutral hydrogen in cosmic voids (en inglés). Astronomical Journal. 
  15. Tadokoro, M. (1968). A Study of the Local Group by Use of the Virial Theorem (en inglés). Publications of the Astronomical Society of Japan. 
  16. Davies, P. C. W. (1977). The physics of time asymmetry (en inglés). University of California Press. p. 93. ISBN 0-520-03247-0. 
  17. Chamberlain, Joseph Wyan (1978). Theory of planetary atmospheres: an introduction to their physics and chemistry (en inglés). Academic Press. p. 2. ISBN 0-12-167250-6. 
  18. «Thermal Protection Systems Expert and Material Properties Database: U.S. Standard Atmosphere, 1976» (en inglés). NASA. 13 de septiembre de 2018. 
  19. Prialnik, Dina (2000). An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution (en inglés). Cambridge University Press. pp. 195-196. ISBN 052165937X. 
  20. Withbroe, George L. (1988). «The temperature structure, mass, and energy flow in the corona and inner solar wind». Astrophysical Journal: 442-467. doi:10.1086/166015. 
  21. Raggio, J. (2011). «Whole Lichen Thalli Survive Exposure to Space Conditions: Results of Lithopanspermia Experiment with Aspicilia fruticulosa». Astrobiology: 281-292. doi:10.1089/ast.2010.0588. 
  22. Wassmann, Marko (2012). «Survival of Spores of the UV-ResistantBacillus subtilis Strain MW01 After Exposure to Low-Earth Orbit and Simulated Martian Conditions: Data from the Space Experiment ADAPT on EXPOSE-E». Astrobiology: 498-507. doi:10.1089/ast.2011.0772. 
  23. Piantadosi, Claude A. (2003). The Biology of Human Survival: Life and Death in Extreme Environments (en inglés). Oxford University Press. pp. 188-189. ISBN 0199748071. 
  24. Bolonkin, Alexander (2009). «Man in Outer Space Without a Special Space Suit». American Journal of Engineering and Applied Sciences 2 (4): 573-579. doi:10.3844/ajeassp.2009.573.579. 
  25. Harding, R. M.; Mills, F. J. (1983). Aviation medicine. Problems of altitude I: hypoxia and hyperventilation 286. British Medical Journal. pp. 1408-1410. doi:10.1136/bmj.286.6375.1408. 
  26. Hodkinson, P. D. (2011). Acute exposure to altitude. Journal of the Royal Army Medical Corps. pp. 85-91. doi:10.1136/jramc-157-01-15. 
  27. Webb, P. (1968). The Space Activity Suit: An Elastic Leotard for Extravehicular Activity. Aerospace Medicine. pp. 376-383. PMID 4872696. 
  28. Davis, Jeffrey R.; Johnson, Robert; Stepanek, Jan (2008). Fundamentals of Aerospace Medicine (en inglés) (4ta. edición). Lippincott Williams & Wilkins. pp. 270-271. ISBN 0-7817-7466-7. 
  29. Kanas, Nick; Manzey, Dietrich (2008). Basic Issues of Human Adaptation to Space Flight. Space Technology Library. pp. 15-48. doi:10.1007/978-1-4020-6770-9_2. 
  30. «Radiation Effects» (en inglés). National Space Biological Research Institute. 26 de septiembre de 2018. 
  31. «Galactic cosmic rays and cell-hit frequencies outside the magnetosphere» (en inglés). Advances in Space Research. 26 de septiembre de 2018. 
  32. Setlow, Richard B. (2003). The hazards of space travel 4 (11). Science and Society. pp. 1013-1016. doi:10.1038/sj.embor.7400016. 
  33. «Cosmic Background Explorer» (en inglés). NASA Goddard Space Flight Center. 13 de septiembre de 2018. 
  34. «Interplanetary space» (en inglés). Universe Today. 5 de julio de 2009. Consultado el 8 de octubre de 2018. 
  35. «How do we know when Voyager reaches interstellar space?» (en inglés). JPL News. 12 de septiembre de 2013. Consultado el 8 de octubre de 2018. 
  36. «Space Weather & Telecommunications» (en inglés). Springer Science & Business Media. 2006. Consultado el 8 de octubre de 2018. 
  37. «Geomagnetic Storms» (en inglés). CENTRA Technology, Inc. 14 de enero de 2011. Consultado el 8 de octubre de 2018. 
  38. «Satellite Lifetimes and Solar Activity» (en inglés). Commonwealth of Australia Bureau of Weather, Space Weather Branch. 2011. Consultado el 8 de octubre de 2018. 
  39. «Orbital Debris: A Chronology» (en inglés). NASA. 1999. Consultado el 8 de octubre de 2018. 
  40. «The cislunar gateway with no gate» (en inglés). The Space Review. 1 de octubre de 2012. Consultado el 8 de octubre de 2018. 
  41. Yoder, Charles F. (1995). Global earth physics a handbook of physical constants (en francés). American Geophysical Union. ISBN 0-87590-851-9. 
  42. Papagiannis, Michael D. (1972). Space Physics and Space Astronomy (en francés). Taylor & Francis. pp. 12-149. ISBN 0-677-04000-8. 
  43. «Cosmic Rays Hit Space Age High» (en inglés). NASA. 29 de septiembre de 2009. Consultado el 8 de octubre de 2018. 
  44. Flynn, G. J. (2003). The Origin of Organic Matter in the Solar System: Evidence from the Interplanetary Dust Particles. Astronomical Society of the Pacific. Bibcode:2004IAUS..213..275F. 
  45. Leinert, C.; Grun, E. (1990). Interplanetary Dust. Springer-Verlag. Bibcode:1990pihl.book..207L. 
  46. Johnson, R.E.; Grun, E. (1994). Plasma-Induced Sputtering of an Atmosphere 69 (3-4). Space Science Reviews. pp. 215-253. doi:10.1007/BF02101697. 
  47. a b Ferrière, Katia M. (2001). The interstellar environment of our galaxy 74 (4). Reviews of Modern Physics. p. 1031. doi:10.1103/RevModPhys.73.1031. 
  48. Witt, Adolf N. (2001). The Chemical Composition of the Interstellar Medium 359 (1787). Royal Society of London. p. 1949. doi:10.1098/rsta.2001.0889. 
  49. Klemperer, William (2006). Interstellar chemistry 103 (33). Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America. pp. 12232-12234. doi:10.1073/pnas.0605352103. 
  50. Redfield, S. (2006). The Local Interstellar Medium 103 (33). Universidad de Texas. p. 79. Bibcode:2006ASPC..352...79R. 
  51. McComas, D. J. (2012). The Heliosphere's Interstellar Interaction: No Bow Shock 336 (6086). Science. pp. 1291-3. Bibcode:2012Sci...336.1291M. doi:10.1126/science.1221054. 
  52. Wszolek, Bogdan (2013). Progress in New Cosmologies: Beyond the Big Bang (en francés). Springer Science & Business Media. p. 67. ISBN 0-7868-8155-0. 
  53. «The Universe in Hot Gas» (en inglés). NASA. 20 de agosto de 2002. Consultado el 9 de octubre de 2018. 
  54. Fang, T. (2010). Confirmation of X-Ray Absorption by Warm-Hot Intergalactic Medium in the Sculptor Wall 714 (2). The Astrophysical Journal. p. 1715. Bibcode:2010ApJ...714.1715F. doi:10.1088/0004-637X/714/2/1715. 
  55. Bykov, A. M.; Paerels, F. B. S.; Petrosian, V. (2008). Equilibration Processes in the Warm-Hot Intergalactic Medium 134 (1–4). Space Science Reviews. pp. 141-153. Bibcode:2008SSRv..134..141B. doi:10.1007/s11214-008-9309-4. 
  56. Pfotzer, G. (1972). History of the Use of Balloons in Scientific Experiments 13 (2). Space Science Reviews. pp. 199-242. Bibcode:1972SSRv...13..199P. doi:10.1007/BF00175313. 
  57. O'Leary, Beth Laura (2009). Handbook of space engineering, archaeology, and heritage, Advances in engineering (en inglés). CRC Press. pp. 209-224. ISBN 1-4200-8431-3. 
  58. Harrison, Albert A. (2002). Spacefaring: The Human Dimension (en inglés). University of California Press. pp. 60-63. ISBN 0-520-23677-7. 
  59. Hardesty, Von; Eisman, Gene; Krushchev, Sergei (2008). Epic Rivalry: The Inside Story of the Soviet and American Space Race (en inglés). National Geographic Books. pp. 89-90. ISBN 1-4262-0321-7. 
  60. Harris, Philip Robert (2008). Space enterprise: living and working offworld in the 21st century (en inglés). Springer Praxis Books. pp. 68-69. ISBN 0-387-77639-7. 
  61. «It's Official! Voyager 1 Spacecraft Has Left Solar System» (en inglés). Space.com. 12 de septiembre de 2013. Consultado el 10 de octubre de 2018. 
  62. «Status of International Agreements relating to activities in outer space as of 1 January 2017» (en inglés). United Nations Office for Outer Space Affairs. 26 de septiembre de 2018. 
  63. «Index of Online General Assembly Resolutions Relating to Outer Space» (en inglés). United Nations Office for Outer Space Affairs. 26 de septiembre de 2018. 
  64. Wong, Wilson; Fergusson, James Gordon (2010). Military space power: a guide to the issues, Contemporary military, strategic, and security issues (en inglés). ABC-CLIO. p. 4. ISBN 0-313-35680-7. 

Enlaces externos[editar]