ASTRO-C
Organización: JAXA
Fecha de lanzamiento: 5 de febrero de 1987
Reingreso: 1 de noviembre de 1991
Equipo:
Large Area Proportional Counter (LAC 1,7 – 37 keV)
All-Sky Monitor (ASM 1-20 keV)
Gamma-ray Burst Detector (GBD 1,5-500 keV)
Inclinación: 31 Grados
ASTRO-C, rebautizado como Ginga (galaxia en japonés) tras su lanzamiento fue el tercer satélite lanzado para estudiar el cielo en rayos X desde Japón. Fue lanzado el 5 de febrero de 1987 desde el Kagoshima Space Center a una órbita con unos 510 km de perigeo y 670 km de apogeo, con una inclinación de 31º y un periodo de unos 96 minutos. El satélite operó hasta el 1 de noviembre de 1991, fecha en la que se incineró en la atmósfera. El programa de observación estaba abierto a científicos de Japón, Estados Unidos, Reino Unido y algunos países europeos. Los instrumentos que llevaba a bordo este satélite eran los siguientes:
- Large Area Proportional Counter (LAC 1,7-37 keV, desarrollado en colaboración con el Reino Unido) 1,5 a 37 keV Ef. = área de 4000 cm2, FOV = 0.8 ° x 1.7
- All-Sky Monitor (ASM 1-20 keV) Ef. = área de 70 cm 2, FOV = 1 ° x 180 °
- Gamma-ray Burst Detector (GBD 1,5-500 keV, desarrollado en colaboración con los Estados Unidos) Ef. = área de 60 cm2 (SC) y 63 cm 2 (PC), FOV = All-cielo
Logros destacados:
- Descubrimiento de transitorios candidatos Negro Hole y estudio de su evolución espectral.
- El descubrimiento de los transitorios débiles en la cresta galáctica.
- La detección de las características del ciclotrón en 3 púlsares de rayos X: 4U1538-522, V0332 + 53, y la X Reunión del CPA-4.
- La evidencia de emisión y absorción característica Fe en Seyfert sondeo reprocesamiento por la materia fría.
- Descubrimiento de un intenso 6-7 keV hierro línea de emisión de la región del centro galáctico.
Archivo: datos de curvas de luz, Spectra y materias primas del experimento de ALC.
Misión Visión general:
El tercer satélite japonés astronomía de rayos X, Ginga, fue lanzado en un cohete Mu-3SII-3 desde el Centro Espacial de Kagoshima, el 5 de Feburary 19
87. La carga útil consistió en tres instrumentos: una gran área proporcional Contador (ALC 1,5 a 37 keV), desarrollado en colaboración con el Reino Unido, un monitor de todo el cielo (ASM 1-20 keV), y un estallido de rayos gamma del detector (GBD 1,5 a 500 keV), desarrollado en colaboración con los EE.UU. El satélite fue colocado en una órbita con el perigeo 510 km y apogeo de 670 km y una inclinación de 31 °. Su periodo orbital era ~ 96 minutos. Ginga fue de aproximadamente 1000 x 1000 x 1550 mm de tamaño. Pesaba alrededor de 420 kg. La configuración Ginga se muestra en la siguiente figura. La nave espacial era de tres ejes estabilizado por un volante de inercia y un sistema de referencia inercial de cuatro giroscopio, calibrado por dos sensores estelares CCD. Las maniobras de naves espaciales que señala se llevaron a cabo con torquers magnéticos de tres ejes.
El tiempo requerido para mover el eje Z era lento y longitudes de observación de menos de un día no fuera práctica. Manoevers que gira alrededor del eje Z se hicieron más rápido, pero esto requiere una alineación adecuada de las fuentes realizadas con torquers de tres ejes. La precisión de la puntería era mejor que seis minutos de arco, mientras que la reconstrucción actitud tenía una precisión de aproximadamente un minuto de arco. Los paneles solares tenían que tendrá lugar dentro de los 45 grados de la dirección del sol con el fin de satisfacer las limitaciones de potencia. Esta restricción limita la porción del cielo observable por el ALC en un momento dado del año, dentro de una banda de +/- 45 grados de ancho a lo largo de un círculo máximo perpendicular al vector de sol. Los datos se transmiten a tres velocidades diferentes bits: 16384 bps (alta tasa), 2048 bps (velocidad media) y 512 bps (baja tasa). Un registrador de datos de burbuja, la memoria de a bordo con una capacidad de 41,9 Mbits podría almacenar datos durante 42,7 minutos a la alta velocidad de datos, 5,68 horas, al tipo medio, y 22.73 horas en la baja velocidad de datos. La fecha almacenada se reproducirá durante un contacto a tierra en cualquiera de 65.536 bps o 131.072 bps.
El satélite operado hasta noviembre de 1991. El programa de observación Ginga fue abierta a científicos de Japón, el Reino Unido, EE.UU., y una serie de países europeos. Durante la vida de la misión Ginga observó cerca de 350 objetivos, incluyendo todas las clases de fuentes de rayos-X.
Instrumentación
La gran área proporcional Contador (ALC) fue el principal instrumento científico a bordo de Ginga. Fue diseñado y construido bajo una colaboración entre Japón y Reino Unido (ISAS, U. Tokio, Nagoya U., U. Leicester, Rutherford Appleton Lab). Consistía en ocho contadores proporcionales multicelulares para un área total efectiva de 4000 cm2.
El campo de visión de la LAC fue de 0,8 x 1,7 grados anchura total a la mitad del máximo (FWHM), con el lado más largo paralelo al eje Z, y se definió por colimadores de nido de abeja hechos de láminas de acero inoxidable delgados. Los contadores se llenaron con una mezcla de gas de 70 por ciento de argón, 25 por ciento de xenón, y 5 por ciento de dióxido de carbono a una presión total de 2 atmósferas a 20 grados Celsius. El rango de energía eficaz durante el cual la eficiencia de detección fue más de 10 por ciento fue de aproximadamente 1,5 a 30 keV. La resolución de la energía era mejor que el 20 por ciento FWHM en el 5,9 keV. Los eventos de rayos X fueron aceptadas de altura de impulsos analizada en un máximo de 48 canales de altura de pulso. Había cuatro modos de observación, que se e
numeran en la tabla siguiente. El tiempo de resolución era dependiente del modo. El tiempo de resolución más alta disponible fue de 0,98 milisegundos, que se logra a expensas de la información espectral. El límite de detección para el ALC fue de aproximadamente 0,1 milliCrab, o 2 x 10 -12 erg / cm2 sec en el rango de 2-10 keV.
El Monitor de All-Sky (ASM) constaba de 2 contadores proporcionales de gases idénticos, y fue sensible a 1-20 keV. Cada contador estaba equipada con un colimador que tenía 3 campos de vista diferentes (1 ° x 45 ° FWHM). El objetivo de la ASM era crear una encuesta en todo el cielo cada 1-2 días para buscar eventos transitorios (para alertar al ALC) y para recoger un registro a largo plazo de las fuentes de rayos-X.
El propósito del detector Explosiones de Rayos Gamma (GBD) fue detectar explosiones de rayos gamma en el rango de energía keV 1-500 con una resolución temporal de 31,3 ms y una resolución de alta energía. Se compone de dos sensores: un contador proporcional (PC) y un espectrómetro de centelleo (SC). El GBD también podría funcionar como un monitor de cinturón de radiación de fondos elevados de partículas que podrían dañar a los otros 2 experimentos.
Hipparcos
Hipparcos (The High Precision Parallax Collecting Satellite) fue un satélite astrométrico lanzado por la Agencia Espacial Europea (ESA) y dedicado a medir el paralaje y los movimientos propios de más de 2,5 millones de estrellas a menos de 150 pc de la Tierra. Los resultados se publicaron en forma de un catálogo estelar conocido como Catálogo Tycho.
El proyecto Hipparcos fue propuesto en 1980. Fue lanzado por un cohete Ariane 4 el 18 de agosto de 1989. La misión se dio por concluida el 17 de agosto de 1993.
Hipparcos de la ESA establecido claramente las posiciones de más de cien mil estrellas, doscientas veces más precisión que nunca. Se puso en marcha en 1989 en un cohete Ariane-4 y completó su misión de cuatro años más tarde en 1993. Los datos de Hipparcos ayudaron a predecir el impacto del cometa Shoemaker-Levy 9 con Júpiter en 1994 y demostró que el Universo era más grande y más joven de lo esperado. El trabajo de Hipparcos será refinada y ampliada por la misión Gaia de la ESA.
Por Víctor R. Ruiz· Publicado el 19 de Diciembre 1999
El satélite Hipparcos capturó el 17 abr 1991 uno de los tránsitos por el disco de la estrella HD 209548, cuatro años antes de que Michel Mayor y Didier Queloz dieran a conocer el primer planeta que no pertenecía a nuestro Sistema Solar.
El Hipparcos, un satélite de la Agencia Espacial Europea (ESA) dedicado a registrar minuciosamente el brillo y movimiento propio de varios millones de estrellas, fue lanzado en 1989. Se apagó en 1993 y hasta 1997 no fueron reducidos y publicados los datos recopilados por la misión. En ese entonces se dedujo que el Universo era un 30% más grande de lo q
ue se pensaba, ya que se calibró la distancia que nos separa de las estrellas ceféidas (que sirven de faros de calibración intergalácticos).
Y seis años después de que el Hipparcos dejara de funcionar, aún atesora valiosa información en sus bases de datos. Un equipo de astrónomos estadounidenses había logrado capturar la atenuación de brillo de una estrella cercana al Sistema Solar, debido al tránsito de un planeta por el disco estelar. Sin embargo, no se había podido completar la secuencia completa del tránsito en los dos intentos que realizó el equipo descubridor, así que pidieron ayuda a la comunidad científica internacional.
Noel Robichon y Frederic Arenou, del Observatorio de Paris-Meudon (Francia) reexaminaron entonces las mediciones obtenidas por el Hipparcos de la estrella HD 209548. El dúo de astrónomos se encontró con 89 observaciones de la estrella, en las que el brillo había disminuido en cinco de los registros.
«Para ser honestos, nunca hubiéramos encontrado el planeta en los datos de no haber sabido donde y cuando mirar por ellos», comentó Robichon. «Sin embargo, el saber ahora que podemos usar las observaciones de este satélite para precisar detecciones de planetas alienígenas es muy excitante».
La estrella HD 209548, también llamada HIP 108859 en el Catálogo Hiparcos, es de tipo solar y se encuentra a 153 años luz del Sistema Solar. El planeta descubierto parece tener el doble del diámetro de Júpiter, pero sólo la mitad de su masa.
Pruebas del satélite Hipparcos.
EXOSAT
Exosat fue un satélite de la Agencia Espacial Europea lanzado el 26 de mayo de 1983 y que estuvo operativo hasta abril de 1986. Durante ese período se realizaron 1780 observaciones en la banda de rayos X de la mayoría de clases de objetos astronómicos, que incluían núcleos galácticos activos, coronas estelares, estrellas variables cataclísmicas, enanas blancas, binarias de rayos X agrupaciones galácticas y restos de supernovas.
El equipamiento que llevaba a bordo eran tres instrumentos que producían espectros, imágenes y curvas de luz en diferentes bandas de energía.
EXOSAT es un telescopio espacial de la Agencia Espacial Europea en la observación de los rayos X de baja y media potencia. Fue puesto en órbita 26 de mayo 1983 por un vehículo de lanzamiento Delta lanzado desde la base de lanzamiento de Vandenberg. El satélite, que representa la segunda generación de telescopios de rayos X, hizo 1.780 observaciones de varios tipos de fuentes de rayos-X: galaxia activa, corona estelar, enana blanca grupo X binaria de galaxias y remanente de supernova. La descomposición natural de la órbita resultó el reingreso de EXOSAT 06 de mayo 1986.
Contexto
El satélite de la NASA HEAO-2 lanzado en 1978 es el primer telescopio espacial de rayos X capaz de localizar las fuentes de rayos X múltiples con una óptica Wolter tipo. La falta de presupuesto y a pesar de las exhortaciones de científicos estadounidenses que llevaron a cabo una cosecha de descubrimientos a través de los datos recogidos por HEAO-2 hasta el año 1981, la NASA optó por no desarrollar un sucesor. Se trata de la Agencia Espacial Europea que se desarrolla de rayos X telescopio espacial EXOSAT segunda generación. Este es el primer satélite científico totalmente diseñado por la Agencia Espacial Europea y su primer satélite estabilizado de 3 ejes. Se puso en marcha 26 de mayo 1983 por un cohete estadounidense Delta Thor y se colocó en una órbita terrestre alta muy excéntrica 191 000 km x 350 kilometros con un período de 90 horas.
Objetivos
Los objetivos de EXOSAT son:
- ubicación de las fuentes de rayos X con una precisión de 10 segundos de arco para la fuente que tiene una energía de 0,04 keV y 2 keV y minutos de arco a las fuentes de 1,5 a 50 keV
- mapeo de las fuentes de rayos X blandos usando telescopios extendidas
- espectroscopia de banda ancha de las fuentes de energías entre 0,04 y 80 keV con todos los instrumentos
- espectroscopía de energía dispersiva de fuentes puntuales utilizando telescopios rejillas
- medición de la variabilidad temporal de las fuentes de rayos X de la actualización a la MS
- detección de nuevas fuentes de rayos X
Especificaciones técnicas
EXOSAT un eje 3 estabilizó satélite 510 kg incluyendo 120 kg para los instrumentos científicos. Que paralelepípedo tiene un tope por un panel solar vertical de 1,85 metros de altura. La órbita se ajusta pequeña propulsores 14.7 Newtons consumen hidracina. El panel solar tiene 1 grado de libertad y proporciona 260 Watts. El satélite se desplaza en su órbita con el fin de estar permanentemente en contacto con el centro de control en tierra. De las 90 horas de una órbita, 76 horas están dedicadas a las observaciones científicas, el resto de las medidas de tiempo son perturbados por el paso de los cinturones de Van Allen. Los datos se transmiten en la banda S con una tasa máxima de 8 kilobits por segundo.
Carga útil
EXOSAT tiene tres instrumentos: dos suave de rayos X telescopios LE, ME usando un detector de rayos X y una cuenta proporcional GSPC Gas
De rayos X blandos telescopios
Este instrumento consta de dos telescopios de formación de imágenes de rayos X de pastoreo suave incidencia Wolter 1 equipada con el mismo tipo de detectores de plano focal: PSD y CMA. La lente se compone de dos cáscaras con un recubrimiento de oro y una longitud focal de 1,1 metros y un diámetro externo de 30 cm.
Medios de instrumentos de rayos X
El instrumento para rayos X significa ME está constituido por contadores proporcionales 8 de gas que tiene un área de superficie geométrica de 1.600 cm3 y un arco de campo FWMH 45 minutos. El instrumento proporciona el espectro de los rayos X cuya energía es entre 1 y 50 keV.
El espectrómetro de centelleo de gas GSPC
GSPC espectrómetro de centelleo de gas se caracteriza por un deltaE / E 4,5% a 6 keV.
Resultados
El satélite lleva EXOSAT 1.780 observaciones de varios tipos de fuentes de rayos-X: galaxia activa, corona estelar, enana blanca grupo X binaria de galaxias y remanente de supernova. Los hallazgos más significativos son:
- Descubrimiento observando las oscilaciones GX5-1 estrella cuasi-periódicas
que son cambios muy rápidos en la intensidad de la luz, en el campo de rayos X observado en los estallidos de rayos. Bajo los supuestos en vigor en 2013 estas oscilaciones vienen del disco de acreción en órbita alrededor del agujero negro en un micro quasar.
- Descubrimiento de una binaria X de baja masa situada en el cúmulo globular
NGC 6624 tiene un periodo de rotación alrededor de su agujero negro de once minutos.
- Doppler detectar variaciones en la línea de hierro lo que demuestra que la emisión es térmica y de un arroyo cercano.
- Observación de rayos X EXO pulsar 2030 + 375 muestra una variación en el período de pulso resultó en un cambio en el brillo multiplicado por 100. Estas observaciones han proporcionado nueva información sobre la dinámica del disco de acreción y la radiación emitida por las estrellas de neutrones con un disco de acreción.
- Descubrimiento de que las variaciones en una escala de tiempo corto es una característica común de los núcleos de las galaxias activas y estas variaciones no presentan periodicidad característica
Círculos Machrie Moor Stone
Subcategoría: Círculos de piedras.
Círculos 
Machrie Moor Stone es el nombre colectivo para los seis círculos de piedra visibles en Machrie Moor cerca del asentamiento de Machrie en la isla de Arran en Escocia .
Descripción
Seis círculos de piedra son visibles en el páramo inmediatamente al este del abandonado Moss Farm. [1] Algunos círculos están formados por rocas de granito, mientras que otros se construyen de pilares de piedra arenisca roja de alto. [1] El páramo está cubierto con otros restos prehistóricos, incluyendo menhires, túmulos funerarios y cistas. [1] Varios círculos de chozas también pueden ser vistos como anillos bajos de piedra cubiertas de césped. [1]
Mapa de los Círculos Machrie Moor Stone
Los seis círculos de piedra se
sitúan por debajo de un nivel superior destacado en el horizonte hacia el noreste, donde Machrie Glen divide en dos valles escarpados. [2] En el solsticio de verano la muesca está atravesado por el sol al amanecer, y esto puede explicar por qué el círculos fueron localizados en este lugar. [2]
Los círculos de piedra se registraron en 1861 por James Bryce, y numerados del 1 al 5. [3] Otros cinco monumentos de la zona estaban contados 6 a 10, y cuando posteriormente un círculo de piedra más fue descubierto casi completamente sumergido en la turba en 1978, fue contado Machrie Moor 11. [3] Alrededor de 1 kilómetro oeste se encuentra los restos del círculo de piedra de musgo del camino de campo, [4] (Machrie Moor 10). [5]
Machrie Moor 1
Machrie círculo de piedra 1
Machrie Moor 1 ( referencia de la rejilla NR91203239 ) es una elipse con ejes de 12,7 metros y 14,6 metros. [6] Se forma a partir de seis bloques de granito y cinco losas de piedra arenisca, dispuestas de forma alterna. [6] Cuatro de los bloques de granito han caído. [6]
Machrie Moor 2
Machrie círculo de piedra 2
Machrie Moor 2 ( referencia de la rejilla NR91143241 ) es el llamativo visualmente más de los círculos en Machrie Moor. [1] Este círculo tiene un diámetro de 13,7 metros, y en un principio puede haber consistido en siete u ocho losas de piedra arenisca de altura, tres de los cuales sobreviven intactas, mientras que los tocones de otros pueden ser vistos.[7] las alturas de los tres huesos intactos van desde 3,7 metros a 4,9 metros.[7] Dentro del círculo son dos piedras grandes, aparentemente cortadas de un pilar caído, uno de los cuales tiene ahora un agujero central como si para la conversión a una piedra de molino [7] las excavaciones en 1861 revelaron una cista en el centro del círculo.[7] se encontró un recipiente de comida en este cista central.[1] un segundo, vacío, corta cista fue encontrado entre el centro y la piedra en posición vertical noreste.[7]
Machrie Moor 3
Machrie círculo de piedra 3
Machrie Moor 3 (referencia de la rejilla NR91023244) al principio consistió en nueve piedras.[8] Sólo uno sigue en pie, 4.3 metros de altura, pero los muñones de los otros todavía están parcialmente visibles en la turba.[8] Los cálculos se forman una geométrica forma de huevo.[8] las excavaciones en 1861 descubrieron una pequeña cista en el centro que contiene una urna con algunos fragmentos de escamas de hueso y sílex quemados.[8] se encontró una segunda cista 1 metro al sur del centro; que contenía un entierro de cuclillas, también con algunas lascas de pedernal.[8]
Machrie Moor 4
Machrie círculo de piedra 4
Machrie Moor 4 (referencia de la rejilla NR91003235) consta de cuatro bloques de granito, a unos 0,9 metros de altura.[9] Las excavaciones en 1861 descubrieron una cista en el centro.[9] En ella había una inhumación acompañado de un recipiente de alimentos, un punzón de bronce, y tres lascas de pedernal.[9]
Machrie Moor 5
Machrie Stone Circle 5
Machrie Moor 5 (referencia de la rejilla NR90873234) llamado “Suidh Coire Fhionn” o “Asiento caldero de Fingal” consiste en dos anillos concéntricos de bloques de granito.[10] El círculo interior es 12,0 metros de diámetro y consta de ocho bloques de granito.[10] las excavaciones en 1861 descubrieron una cista vacío, en ruinas en el centro.[10] el círculo exterior es de aproximadamente 18,0 metros de diámetro y está formado por quince bloques de granito.[10] el círculo exterior se dice para formar un huevo forma geométrica.[10]
Machrie Moor 11
Machrie círculo de piedra 11
Machrie Moor 11 (referencia de la rejilla NR91213242) es un círculo de piedra baja con un diámetro de alrededor de 13 metros. [11] El más alto de las piedras es de unos 1,2 metros de altura en el lado occidental.[11] Las excavaciones en 1978-9 reveló 10 en posición vertical piedras, con un foso entre cada piedra que posiblemente representa un post hoyos.[11]
Otros restos prehistóricos
James Bryce enumeró otras cinco antigüedades al oeste de los círculos de piedra en 1861. Machrie Moor 6 (referencia de la rejilla NR90733237) son los restos de 
una posible mojón de cámara formado por dos losas de piedra en posición vertical tocar en ángulo recto. [12] Machrie Moor 7 (coordenadas de referencia NR90633253) es una piedra vertical de 1,6 metros de altura.[13] Machrie Moor 8 (referencia de la rejilla NR90573237) son los restos de un mojón de cámara probable que comprenden una extensión ovalada de piedras de aproximadamente 20 metros por 16 metros.[14] La más obvia característica es una piedra que se coloca alto 1,8 metros en el borde este del mojón rodeado de varias piedras más pequeñas que pueden haber sido parte de una cámara o de fachada.[14] Machrie Moor 9 (referencia de la rejilla NR905324) era una piedra en pie de los cuales no obvia queda rastro.[15] Machrie Moor 10 (referencia de la rejilla NR90053265) es el círculo de piedra de musgo del camino de campo.[16]
Astron
Astron
Fecha de lanzamiento: 23 de marzo de 1983
Aplicación: Observatorio espacial
Configuración: Cilíndrica
Equipo: Telescopio ultravioleta; Espectrómetro de rayos X.
Tipo de órbita: Elíptica
Inclinación: 35 grados
Apogeo: 175.948 km.
Astron es el nombre de un observatorio espacial Unión Soviética dedicado a la observación en rayos X y ultravioleta y lanzado el 23 de marzo de 1983 desde Baikonur por un cohete Proton.
Basado en la estructura de las naves Venera, portaba instrumentos tanto soviéticos como franceses. Usaba un telescopio ultravioleta de 80 cm de diámetro y un espectrómetro de rayos X.
Entre las observaciones más importantes de Astron se cuentan las de la supernova SN 1987A en marzo de 1987, y las del cometa Halley en diciembre de 1985.
Misión Visión general
La estación orbital soviética Astron fue diseñado principalmente para los UV y rayos X observaciones astrofísicas. Se inyecta en órbita el 23 de marzo de 1983. El satélite fue puesto en una órbita muy elíptica, con el apogeo ~ 200.000 kilometros y el perigeo ~ 2000 kilometros. La órbita de la nave mantuvo lejos de la Tierra de 3,5 de cada 4 días. Que estaba fuera de los cinturones de sombra y de radiación de la Tierra para el 90% de las veces. La nave espacial fue más de 6 m de largo, y su principal instrumento fue de 5 m de largo telescopio UV-soviética francesa. La estación función cesó en junio de 1989, mucho más allá de su vida útil esperada misión de un año.
Instrumentación
El segundo experimento grave a bordo de Astron era un espectrómetro de rayos X. El experimento, SKR-02M, consistía en un contador proporcional sensible a 2-25 keV los rayos X, con un área efectiva de 0,17 SQ-m. El campo de visión fue de 3 grados x 3 grados (FWHM). Los datos podrían ser telemetría en 10 canales de energía. El instrumento comenzó a tomar datos el 3 de abril de 1983.
Ciencia
Este experimento proporcionó datos sobre el estado de baja prolongada de su X-1 en 1983, y el 1984 en vez de la fuente. También observó fuentes de Orión, Tauro, y Leo. La investigación de la acreción de material procedente de las gigantes rojas a las estrellas de neutrones se dirige específicamente.
ASTRO-B (Tenma)
Organización: JAXA
Fecha de lanzamiento: 20 de febrero de 1983
Vehículo de lanzamiento: Mu
Sitio de lanzamiento: Base espacial de Kagoshima
Reingreso: 17 de diciembre de 1988
Aplicación: Observatorio espacial
Masa: 216 kg
ASTRO-B, bautizado como Tenma (en japonés Pegaso) tras alcanzar órbita, fue un observatorio espacial japonés de rayos X. Fue lanzado el 20 de febrero de 1983 mediante un cohete Mu desde el Centro Espacial de Uchinoura y reentró en la atmósfera el 17 de febrero de 1988.
Tenma se dedicó al estudio en rayos X de diferentes partes del cielo, tanto espectroscopicamente como obteniendo imágenes directas de diferentes astros y analizando las variaciones en la emisión de rayos X de dichos cuerpos. El Tenma era el segundo satélite astronómico de rayos X de Japón y rango de potencia que podrían ser observadas que oscila entre 0,1 keV y 60 keV. Su objetivo era obtener espectros de fuentes de rayos X con buena resolución, el estudio de las variaciones temporales de las fuentes de rayos X, la búsqueda a través de las nubes estallidos de rayos X y la observación de las fuentes de rayos X blandos con un telescopio reflector.[4]
El satélite se estabilizaba mediante giro, pudiendo girar a 0,546, 0,137 ó 0,068 revoluciones por minuto. Disponía de un telescopio reflector de rayos X, un contador proporcional de centelleo, un monitor de rayos X para fuentes transitorias, un detector de rayos gamma y un sensor estelar.
El Tenma llevaba cuatro instrumentos: [3] [1]
- emisión de gases de contadores proporcionales
- Telescopio transformada de Hadamard
- Monitor de rayos X para todo el cielo
- telescopio reflector de rayos X
El satélite podría rotar a velocidades de 0.546, 0.137 y 0.068 rpm con la ayuda de un volante de inercia. El eje de rotación podría ser ajustado por par magnético.
El Tenma descubrió el hierro línea de emisión en el disco galáctico, así como otros organismos como las galaxias de núcleo activo. También descubrió una línea de absorción 4 keV en el X1636-536 espectro explosión.[1]
Referencias
- Wade, Mark (2008). «Astro» (en inglés). Consultado el 6 de agosto de 2009.
- NASA (26 de junio de 2009). «Tenma» (en inglés). Consultado el 6 de agosto de 2009.
Líneas de Sajama
Subcategoría: Líneas.
Coordenadas Google Earth:
18 17 12.89 S, 68 41 40.32 W
Los orígenes desconocidos de las increíbles líneas de Sajama de Bolivia
En el oeste de Bolivia, miles y miles de senderos perfectamente rectos están grabados en el suelo, creando una vista increíble. Estas líneas fueron talladas en el suelo durante un período de 3.000 años por los pueblos indígenas que viven cerca del volcán Sajama. No se sabe exactamente cuándo o por qué se construyeron, y es difícil imaginar cómo la construcción de algo de tal magnitud podría retrotraer la tecnología moderna.
Las líneas de Sajama cubren una superficie aproximada de 22.525 kilómetros cuadrados, o 8,700 millas cuadradas. Son líneas perfectamente rectas, formadas en una web o red. Cada línea individual es de 1-3 metros, o 3.10 metros de ancho. Las líneas más largas tienen 20 kilómetros, o 12 millas de longitud. La creación de estas líneas sin la ayuda de la tecnología moderna es una maravilla. Fueron grabadas en el suelo mediante el raspado de la vegetación a un lado, y el fregado de distintos materiales de la superficie oscura de que consta suelo, y roca oxidada, para revelar una luz del subsuelo.
La precisión de las líneas de Sajama es notable. Según los estudiosos de la Universidad de Pensilvania: Si bien muchas de estas líneas sagradas extienden hasta diez o veinte kilómetros (y tal vez más), todos ellos parecen mantener una rectitud notable a pesar de la topografía accidentada y obstáculos naturales. El número y la longitud de estas líneas son a menudo difícil de percibir desde el nivel del suelo, pero desde el aire o puntos de vista de montaña, son impresionantes.
Algunos creen que los indígenas utilizan las líneas como una herramienta de navegación durante las peregrinaciones sagradas.
Wak’as (santuarios), chullpas (torres funerarias) y aldeas se intercalan entre las líneas, creando un paisaje cultural.
La disposición radial llamativo de las líneas de Sajama ( Fuente )
Las líneas de Sajama se representaron por primera vez para en el año 1932 por el viajero Aimé Félix Tschiffely. Unos años más tarde, el antropólogo Alfred Métraux publicó el trabajo de campo etnográfico sobre el pueblo aymara y chipaya de la región de Carangas, con lo que las líneas y paisaje cultural a la atención de los estudiosos.
Los estudios en torno a las líneas de Sajama, también llamados “ceques” por los habitantes de la zona, se remontan a 1961 con trabajos de Teresa Gisbert, Jose Mesa, Toni Morrison, Gilles Riviere, Ignacio Ballesteros, el arqueólogo Marcos Michel y el guía de alta montaña Juan Pablo Ando (estos dos últimos, autores de un extenso diagnóstico sobre las posibilidades arqueológicas y turísticas en el Sajama).
Los científicos estadounidenses de la Universidad de Pensilvania nunca visitaron el Sajama durante la investigación. Todo el trabajo se realizó desde EEUU y mediante imágenes obtenidas por satélite.
El Parque Nacional de Sajama fue el escenario de las mediciones de los estudiantes estadounidenses.
Más recientemente, la Fundación Puntos de referencia ha trabajado para proteger las líneas de las amenazas de la erosión, el desarrollo sin control y el turismo de la zona, y otros peligros que provienen de la ausencia de un plan de gestión. Han estudiado las líneas y creado una base de datos para ayudar a protegerlos. Trabajando en estrecha colaboración con la Universidad de Pensilvania, la Fundación Puntos de referencia ha creado el “Proyecto Tierra Sajama”, la utilización de herramientas de análisis de medios digitales, tales como sistemas de información geográfica (SIG) para mapear, describir y analizar las líneas. El Sajama Proyecto Tierra alcanzó los objetivos de:
Creación de una base de datos informática de los mapas y la información pertinente acerca de las líneas, la vegetación local, y la topografía relevante
Analizar e interpretar los patrones y significados de diversas características de la tierra, tales como santuarios cima de la montaña y las estructuras religiosas para determinar posibles alineaciones a las líneas sagradas
Propuestas de desarrollo que proporcionan para la protección a largo plazo de las líneas y la apreciación del paisaje sagrado mejoradas
Por desgracia, la cartografía analítica del tamaño, la forma y la ubicación de las líneas de Sajama no responde a las muchas preguntas que permanecen, tales como que los creó, ¿cuál fue su propósito, y qué herramientas se utilizan? La respuesta a estas preguntas puede ayudarnos a entender otra pieza de la historia humana. Por ahora, vamos a tener que seguir para maravillarse con la gran área cubierta por las líneas, y la cantidad de esfuerzo que debe haber tomado para crearlos, sin entender completamente su propósito o función.
Según las primeras observaciones, estas líneas fueron realizadas utilizando el mismo método que el usado en las líneas de Nazca, donde el material os
curo de la superficie, tierra y piedras, ha sido removido y alejado para dejar a la luz la capa de tierra más clara.
Hasta el momento, los investigadores han contabilizado 436 rutas (se cree que la cantidad es mucho mayor) que van en diferentes direcciones.
Imagen destacada: El Sajama Lines, Bolivia (Fuente)
IRAS
El IRAS (Infrared Astronomical Satellite) fue un observatorio espacial que realizó un escaneo completo del cielo a longitudes de onda infrarrojas.
Fue lanzado el 25 de enero de 1983, como proyecto conjunto entre los Estados Unidos (NASA), los Países Bajos (NIVR) y el Reino Unido (SERC). La misión duró un total de diez meses hasta que fue quemado en la atmósfera el 21 de noviembre de 1983.
IRAS mapeó el 96% del cielo cuatro veces, a longitudes de onda de 12, 25, 60 y 100 micrómetros, con resoluciones de entre 0,5 y 2 minutos de arco. Encontró unas 500.000 fuentes de infrarrojos, muchas de las cuales siguen pendientes de identificación. Se cree que unas 75.000 de estas fuentes son galaxias en formación, mientras que muchas otras pueden ser estrellas con un disco de polvo a su alrededor, probablemente en las primeras etapas de formar un sistema planetario. Descubrió también un disco de polvo alrededor de Vega y obtuvo las primeras imágenes del núcleo de la Vía Láctea.
La duración de la misión IRAS, como la de la mayoría de los satélites de infrarrojos, estaba limitada por su sistema de enfriamiento, ya que para trabajar correctamente a estas longitudes de onda, el satélite debe estar refrigerado a temperaturas especialmente bajas. En el caso del IRAS, 720 litros de helio líquido mantenían al satélite a una temperatura de 1,6 K (aproximadamente -272 °C). El fluido mantenía el satélite frío mi
entras se evaporaba, una vez se evaporó completamente, la temperatura del satélite aumentó, haciendo inviables futuras observaciones.
Actualmente, el Telescopio Espacial Spitzer es el mejor telescopio infrarrojo, permitiendo a los astrónomos continuar con los descubrimientos realizados por el IRAS.
Además, el IRAS descubrió también tres asteroides incluyendo el (3200) Phaethon, así como el cometa periódico 126P/IRAS
La astronomía infrarroja es la detección y el estudio de la radiación infrarroja (energía térmica) emitida por todos los objetos del universo. Todo cuerpo que tiene una temperatura por encima del cero absoluto irradia ondas en la banda infrarroja.
La astronomía infrarroja es un excelente método para el estudio del universo, en una gama de longitudes de onda de 1 a 300 micrómetros (un micrómetro o micrón es la millonésima parte de un metro). El ojo humano detecta solamente 1% de las ondas de luz de 0,69 micrones y 0,01% de las ondas de 0,75 micrones; no puede ver longitudes de onda mayores de 0,75 micrones, excepto que la fuente de luz sea extremadamente brillante.
Resultado de todo ello, fueron localizados más de medio millón de fuentes de irradiación infrarroja, y entre todas ellas sin duda, destaca la que saltó a numerosos medios de comunicación de todo el mundo el 30 de diciembre de1.983.
Urano
Neptuno
Solar Maximum Mission
Organización: NASA
Fecha de lanzamiento: 14 de febrero de 1980
Vehículo de lanzamiento: Delta
Sitio de lanzamiento: Cabo Cañaveral
Reingreso: 2 de diciembre de 1989
Aplicación: Observación solar
Masa: 2315 kg
Astronauta reparando el SMM durante la misión STS-41-C en 1984.
Solar Maximum M
ission (también conocido por su acrónimo SMM o SolarMax) fue el nombre de un observatorio espacial de la NASA destinado a estudiar el Sol. Fue lanzado el 14 de febrero de 1980 por un cohete Delta, durante un periodo de actividad solar máxima dentro del ciclo solar, de ahí su nombre. Observó más de 12.000 erupciones solares y 1.200 eyecciones coronales durante sus 10 años de vida.
El SMM fue el primer satélite basado en el bus de la nave espacial Multimission modular fabricado por Fairchild Industries, una plataforma que más tarde se utilizó para Landsat 4 y 5 [1], así como la atmósfera superior satélite de investigación.
SMM fue el primer satélite en ser recuperado, reparado y soltado de nuevo en órbita, teniendo lugar en la misión STS-41-C, durante la cual la tripulación del transbordador espacial Challenger reparó el sistema de control de actitud del satélite, que estaba averiado, y sustituyó parte de la electrónica del coronógrafo/polarímetro del observatorio.
El observatorio estuvo tomando datos hasta el 24 de noviembre de 1989 y reentró en la atmósfera el 2 de diciembre de ese mismo año.
Instrumentos
- Active Cavity Radiometer Irradiance Monitor (ACRIM): medía la radiación solar total.
- Gamma Ray Spectrometer (GRS): dedicado al estudio de la composición solar y de las emisiones interestelares de rayos gamma.
- Hard X-ray Burst Spectrometer (HXRBS): dedicado a estudiar los rayos X duros de las erupciones solares mediante 15 canales, en un intervalo entre 20 y 260 keV.
- Soft X-ray Polychromator (XRP): monitor de rayos X suaves.
- Hard X-ray Imaging Spectrometer (HXIS)
- Espectrómetro ultravioleta y polarímetro (UVSP)
- Coronógrafo/Polarímetro: dedicado al estudio de la corona solar a distancias de entre 2 y 5 radios solares con una resolución de 6,4 segundos de arco.
Especificaciones
- Longitud: 4 m
- Masa: 2315 kg
- Energía: paneles solares proporcionando entre 1500 y 3000 vatios de potencia
Parámetros orbitales
- Perigeo: 508 km
- Apogeo: 512 km
- Inclinación orbital: 28,5 grados
En noviembre de 1980, el segundo de cuatro fusibles en el sistema de control de actitud del SMM falló, provocando que fallen sus magnetorquers con el fin de mantener la actividad. En este modo, sólo tres de los siete instrumentos a bordo eran utilizables, como los otros requieren el satélite que señalar con precisión en el Sol El uso de magnetorquers del satélite impidió que el satélite que se utilice en una posición estable e hizo que “oscilación” alrededor de su actitud nominalmente dos puntas.[2]
La primera órbita, el satélite no tripulado para ser reparado en el espacio, SMM fue notable, ya que su vida útil en comparación con similares nave espacial se incrementó significativamente por la intervención directa de una misión espacial tripulada. Durante la misión STS-41-C en 1984, el transbordador espacial Challenger encontró con el SMM, los astronautas James van Hoften y George Nelson intentaron usar la unidad de maniobra tripulada para capturar el satélite y para ponerla en la bodega de carga del transbordador para reparaciones y mantenimiento. El plan era utilizar una unidad de maniobra de astronautas a una prueba piloto que lidiar el satélite con el Accesorio de dispositivo Trunion Pin (TPAD) montado entre los controladores de mano de la unidad de maniobra, nulos sus velocidades de rotación, y permitir el traslado de ponerla en la carga útil del transbordador bahía para la estiba. Tres intentos para tratar de resolver el satélite mediante el TPAD fracasaron. Las mandíbulas TPAD no podían engancharse máximo solar debido a una obstrucción ojal en el satélite no incluido en los planos para el satélite.
Esto dio lugar a un plan improvisado, que casi terminó con la misión del satélite. La improvisación tenía el astronauta usar sus manos para agarrar un panel solar y anular la rotación por un empujón de los propulsores de la unidad de maniobra. En lugar de ello, este intento indujo tasas más altas y en varios ejes; El satélite fue cayendo fuera de control y perder rápidamente la vida de la batería. Los ingenieros del Centro de Control de Operaciones de SMM se cierren todos los subsistemas de satélites no esenciales y con un poco de suerte fueron capaces de recuperar los minutos de satélite antes de la falla total. Los ingenieros de soporte de suelo, entonces se estabilizaron el satélite y anulados sus velocidades de rotación para la captura con el brazo robótico de traslado. Esto resultó ser un plan mucho mejor. El satélite había sido equipado con uno de los “accesorios” de agarre del brazo para que el brazo robótico fué capaz de capturar y maniobrar en la bodega de carga del transbordador para las reparaciones. Durante la misión, toda módulo de sistema de control de actitud del SMM y el módulo de la electrónica para el instrumento coronógrafo / polarímetro fueron reemplazados, y una cubierta de gas, se instalan sobre el policromador de rayos X.[3] Su trabajo exitoso añaden cinco años más a la vida útil del satélite. La misión se representó en el 1985 IMAX de la película El sueño está vivo.
De manera significativa, paquete de instrumentos ACRIM del SMM demostró que, contrariamente a lo esperado, el Sol es en realidad más brillante durante la mancha solar de ciclo máximo (cuando aparece el mayor número de manchas solares ” oscuros). Esto se debe a que las manchas solares están rodeadas de características brillantes llamadas fáculas, que más de cancelar el efecto de oscurecimiento de la mancha solar.
Los principales hallazgos científicos de la SMM se presentan en varios artículos de revisión en una monografía.[4]
El SMM descubrió diez cometas sungrazers entre 1987 y 1989.[5]
El Observatorio de Gran Altitud (HAO) proporcionó un coronógrafo / polarímetro de luz blanca (C / P) para estudiar la relación de la corona para el proceso de bengala. Este instrumento obtiene las imágenes coronales de marzo a septiembre de 1980, antes de sufrir un fallo de la electrónica que vuelve inoperante. Unas semanas más tarde, un fallo en la alimentación en el Sistema de Control de Posición (ACS) de la nave espacial SMM; en consecuencia, que apunta estable de la nave espacial ya no era posible, y toda la nave espacial fue puesto en un modo inactivo ( “standby”). La nave espacial SMM permaneció en este estado durante más de 3 años. El transbordador espacial Challenger (STS-41C) fue lanzado el 6 de abril de 1984 al intentar una reparación en órbita de SMM. Esa misión fue un éxito en la sustitución de tanto el sistema de control de la nave espacial de la actitud y la Caja Electrónica Principal del coronógrafo.
La fricción atmosférica causó la altitud de la órbita de la nave espacial SMM a declinar lentamente. En consecuencia, el satélite SMM perdió el control de actitud, el 17 de noviembre de 1989, cuando la nave volvió a entrar en la atmósfera de la Tierra. El reingreso se produjo el 2 de diciembre de 1989 en el océano Índico. El coronógrafo genera ~ 240.000 imágenes de la corona solar antes de su desaparición de fuego.
Sitios adicionales SMM
- Las páginas oficiales de la NASA SMM
- Información sobre la misión de reparación del transbordador espacial SMM
Ollantaytambo
Subcategoría: Ciudad y complejo arqueológico.
Ollantaytambo
Ollantaytambo (quechua: Ollantay Tampu) es un poblado y sitio arqueológico incaico, capital del distrito de Ollantaytambo (provincia de Urubamba), situado al sur del Perú, a unos 90 km al noroeste de la ciudad del Cuzco.
En el extremo opuesto a Písac y a 80 Kms. de la ciudad del Cusco encontramos el pueblo de Ollantaytambo, un espacio donde el diseño del complejo arqueológico se confunde con el actual pueblo. A este distrito de la provincia de Urubamba se llega por la carretera asfaltada Chinchero – Urubamba, y también por vía férrea (68 Kms.). Se encuentra a 2,700 metros de altura, y tal como lo hemos señalado, tanto su diseño como las bases de la mayoría de sus edificaciones corresponden a la época del Incario.
El complejo arqueológico de Ollantaytambo fue un estratégico centro militar, religioso y agrícola. El escenario arquitectónico es de excepcional interés por el tamaño, estilo y originalidad de sus edificios
Durante el incanato, Pachacútec conquistó la región y construyó el pueblo y un centro ceremonial. En la época de la conquista sirvió como fuerte de Manco Inca Yupanqui, líder de la resistencia inca. Es la única ciudad del incanato en el Perú que aún es habitada. En Ollantaytambo hay andenes de resistencia (para evitar deslizamientos), no agrícolas como en los demás sitios arqueológicos del Cuzco. En la actualidad es una importante atracción turística debido a sus construcciones incas y por ser uno de los puntos de partida más comunes del camino inca hacia Machu Picchu.
Ollantaytambo trata de un típico ejemplo de la extraordinaria planificación urbana de los incas, y por ello un punto obligado de visita para quien esté interesado en esta civilización.
Sus callejuelas empedradas y serpenteantes, las ruinas diseminadas por doquier y sus terrazas agrícolas son atractivos que destacan por sí mismos y el visitante lo puede apreciar en todo su esplendor. Entre las ruinas, es recomendable la visita a la antigua fortaleza y al templo, donde podemos apreciar magníficas vistas del Valle Sagrado de los Incas.
Ubicación
Ollantaytambo está ubicado al margen del río Patakancha, cerca del punto donde confluye con el río Urubamba. Se encuentra en el distrito del mismo nombre, provincia de Urubamba, aproximadamente a 60 km al noroeste de la ciudad del Cuzco y tiene una altura de 2.792 metros sobre el nivel del mar.
Origen del nombre
Según el lingüista Rodolfo Cerrón-Palomino, Ollantay tiene un origen aimara. Según el mismo, devendría de Ullantawi: La raíz verbal ulla- (‘ver’) deverberado por el morfema -nta (acción hacia abajo o hacia adentro) de por conjunto ullanta- (ver hacia abajo, observar), que con el sufijo -wi es donominalizado a “lugar de observación desde lo alto”, es decir, atalaya o mirador.
Con posterioridad, el quechua comenzó a desplazar al aimara de la zona del Cuzco, alterando el nombre por apocopación del nombre sin símil en el nuevo idioma (Ullantawi → Ullantaw) para después trocar el final /w/ en/y/ (Ullantaw → Ullantay), fenómeno constantemente repetido en este proceso de cambio lingüístico.
Posteriormente, con la dominación inca, Viracocha Inca manda fundar un tambo en la nueva plaza conquistada al parangón de la administración cuzqueña: el tambo de Ollantay o Ullantay Tampu. A la postre, Ullantay quedó relegado a modificador de la raíz tampu (pronunciada como [‘tam.bo] en la época de la conquista).
Algunos autores, como el historiador cuzqueño Víctor Angles, aseguran sin mayor argumentación que el origen del nombre de Ollantaytambo se da a fines del siglo XVIII, cuando se puso en escena un drama de argumento inca cuyo protagonista era el General Ollantay, y el lugar donde se desarrollaron las acciones —según la obra literaria— fue el tambo abajo de Yucay, que desde ese entonces comenzó a generalizarse como Ollantaytambo, sin embargo, el nombre se halla registrado en documentos de mayor antigüedad, como en los escritos del Inca Garcilaso de la Vega, quien después de elogiar la grandeza y magnificencia de las antiguas fortificaciones de Tanpu, cuenta que fueron mandadas a construir por el inca Wiraqucha, al igual que los grandes y antiguos edificios que existen en ese lugar.
Historia
Según Pedro Sarmiento de Gamboa, un cronista español del siglo XVI, el emperador inca Pachacútec conquistó y destruyó Ollantaytambo para luego incorporarlo en su imperio.1 Bajo el gobierno de los incas, el pueblo fue reconstruido con espléndidos edificios y el valle del río Urubamba fue irrigado y provisto de andenes; el pueblo sirvió de albergue para la nobleza inca mientras que los andenes eran trabajados por yanaconas, sirvientes del emperador. Después de la muerte de Pachacútec la región pasó a la custodia de su panaqa, su grupo familiar.2 Abcspns
Durante la conquista, Ollantaytambo funcionó como capital temporal para Manco Inca Yupanqui, líder de la resistencia inca contra los conquistadores españoles. Bajo su mandato, el pueblo y sus alrededores fueron severamente fortificados en dirección a la antigua capital inca de Cuzco, la cual había caído bajo dominio español.3 En el llano de Mascabamba, cerca de Ollantaytambo, Manco Inca derrotó una expedición española bloqueando su avance desde un conjunto de andenes e inundando el llano. Sin embargo, a pesar de su victoria, Manco Inca no consideró viable el permanecer en Ollantaytambo así que se retiró al espeso bosque de la zona de Vilcabamba. En 1540, la población nativa de Ollantaytambo fue asignada en encomienda a Hernando Pizarro.4
Testimonios de pobladores de Ollantaytambo dan cuenta de los conflictos y antipatías que existían hacia los incas. La historia menciona que sus habitantes se negaron a pagar los impuestos ordenados por el Inca Pachacútec, por lo que fueron inmediatamente ejecutados.
Con la victoria, Pachacútec reclamó el territorio como propio, y ordenó la construcción de los magníficos edificios que hoy ostenta la ciudad. Para ello, se sirvió de mano de obra de los hijos del Collao, un área cerca al lago Titicaca y Tiahuanaco, que también fue vencida. Los hijos de Chuchi Cápac, el general vencido de los Collao, tuvieron que trabajar como constructores de la fortaleza, pero no pasó mucho tiempo para que decidieran rebelarse y huir. Finalmente, tras muchos enfrentamientos y gran derramamiento de sangre, el Inca Pachacútec logró contener la violenta rebelión.
Otra parte de la historia de esta ciudad la protagonizó la resistencia indígena de Manco Inca, quien, luego de mantener cercado por meses al Cusco, y al ver que sus propias fuerzas se debilitaban, se retiró a Ollantaytambo. La ciudad le ofrecía una perfecta defensa, cubierta por once andenes escalonados, que le permitieron en el año de 1537 vencer al ejército de los conquistadores españoles, antes de que el monarca inca se retirara a Vilcabamba.
Arquitectura
Se trata de uno de los complejos arquitectónicos más monumentales del antiguo Imperio inca, comúnmente llamado «Fortaleza», debido a sus descomunales muros, fue en realidad un Tambo o ciudad-alojamiento, ubicado estratégicamente para dominar el Valle Sagrado de los Incas.
El tipo arquitectónico empleado, así como la calidad de cada piedra, trabajada, hacen de Ollantaytambo una de las obras de arte más peculiar y sorprendente que realizaron los antiguos peruanos, especialmente el Templo del Sol y sus gigantescos monolitos.
Las calles rectas, estrechas y pintorescas hoy forman quince manzanas de casas ubicadas al norte de la plaza principal de la ciudad, que constituyen en sí un verdadero legado histórico. Algunas casas de tipo colonial están construidas sobre hermosos muros incaicos pulidos con finura. Los tonos de la piedra son alegres, de un color de flor petrificada, rosa oscuro. En la plaza principal un gran bloque de perfectas aristas encaja en una doble hilera sus quince ángulos de estrella terrestre.
Descripción
Ollantaytambo es otro parque arqueológico nacional al cual se le atribuyen diferentes funciones. Por su ubicación estratégica. Ollantaytambo fue una construcción militar levantada para proteger la capital del imperio incaico de las posibles invasiones de los Antis. También se dice que fue construida para habilitar caminos hacia el Antisuyo.
Lo que nadie discute es que fue una ciudad muy fortificada, rodeada de una pared con pukaras o fortalezas. La principal de ellas es la llamada Casa Real del Sol; pero también podemos encontrar las fortalezas de Choqana e Inkapintay, en el lado izquierdo del río Urubamba.
Es una de las pocas ciudades que aún mantiene la planificación urbana incaica. Está dividida en dos partes por el río Patacancha: la primera (al este) es de forma octogonal con manzanas de diferentes tamaños, y la segunda (al oeste) es de carácter ceremonial, donde se halla la Plaza Mañay Racay conocida como Aracma Ayllu.
Ollantaytambo – El sector ceremonial
Estaba dedicado principalmente al culto de “Unu” o “Yaku” (deidades del agua). Por ello, existieron una serie de fuentes que sirvieron para este fin, como el Baño de la Ñusta, que es una de las fuentes labradas en una sola pieza de granito, de 1.30 metros de alto por 2.50 metros de ancho. Es una de las más conocidas y todavía fluye agua de su interior.
Este lugar está constituido por una corta planicie que lleva a un enorme cerro en cuyos lados se ubican diversos monumentos arqueológicos. El principal de ellos se ubica en la cima y es conocido como La Fortaleza o Casa Real del Sol.
Las Terrazas de Ollanytambo
Al oeste de la plaza se halla un conjunto de terrazas que sirvieron para dos propósitos: el cultivo, y para detener la corrosión de los templos más importantes d
e la zona.
Hacia la derecha se ubican los andenes orientados hacia el lado de la plaza. El grupo superior de éstos, destaca por el fino labrado de sus piedras y su excelente ensamblaje. El último andén contiene el recinto con diez hornacinas, llamado también, el Templo de las diez ventanas, y la Portada Monumental, cuya función aún se desconoce.
Destaca también el Inca Misana, un acueducto tallado en las piedras de la montaña, junto a una fuente litúrgica, pequeñas escaleras, y nichos de aperturas falsas; que servían como lugar donde el Inca hablaba a su gente.
La posición privilegiada de Ollantaytambo, permitió que hubieran otros edificios pequeños localizados estratégicamente en ángulos altos de las montañas, para controlar el movimiento de la gente en el valle.
La Fortaleza o Casa Real del Sol en Ollantaytambo
Ruinas del antiguo templo del Sol, en Ollantaytambo.
La Casa Real del Sol, y Ollantaytambo en su totalidad, aún conserva el trazado de la planificación urbana del incanato. Sus habitaciones aún recuerdan la presencia de Manco Inca, quien se enfrentó a Hernando Pizarro, en 1537, durante la resistencia indígena que continuó por muchos años más.
La fortaleza o adoratorio está conformado por diecisiete terrazas superpuestas, construidas sobre grandes piedras de granito rosa (porphyry rojo) labradas, que llegan a medir más de cuatro metros de alto por dos de ancho, y dos de espe
sor.
Las paredes o muros de la Casa Real del Sol tienen una inclinación interna, y la principal de ellas, una composición de seis bloques de enormes piedras, con junturas de piedras pequeñas, que son parte del Altar Principal.
Se cree que la principal cantera para la construcción del lugar fue Cachicata, ubicada a 6 kms. de distancia en el lado izquierdo del río Vilcanota. Las rocas se tallaron parcialmente en las canteras, y luego fueron bajadas hacia el valle. Pero hubo algunas, conocidas como “piedras cansadas”, que no llegaron a su destino.
Siempre ha impresionado la forma en que transportaban las enormes piedras desde largas distancias; en este caso, requirieron de un cauce artificial paralelo al río para trasladar las inmensas moles, y subirlas por una empinada pendiente. Utilizaron instrumentos como rodillos de leño, piedras rodantes, sogas de cuero de camélidos, palancas, poleas y la fuerza de miles de hombres.
Se piensa que este tipo de construcción tiene como antecedente la arquitectura de Tiawanako -que pudieron traer los collas, desde la región del Lago Titicaca-, ya que en la superficie externa del cuarto, al extremo sur, hay tres símbolos tallados que pertenecen a la cultura pre-cerámica: el Hanan Pacha (El Cielo), el Kay Pacha (La Superficie de la Tierra) y el Ukhu Pacha (El Subsuelo o Interior). Pero las particularidades incas son diferenciadas por el uso de junturas y superficies e
xteriores finamente pulidas, que inclusive les sirvieron de espejos.
Para conocer los misterios y el poderío de sus muros puede ingresar a la fortaleza por medio de una escalinata de piedra (recorrido de 15 a 20 minutos) que lo lleva hacia una explanada y a un portal que se encuentra mirando la Plaza Mañay Racay.
Inca Huatana o Intihuatana de Ollantaytambo
Situada en la parte superior del Templo del Sol, en una pendiente casi vertical, el Inca Huatana o Intihuatana consta de una pared con nichos altos, en cuyos lados hay orificios de seguridad de hasta 80 cms. de profundidad. Frente a éstos hay una estructura que se encuentra suspendida sobre un precipicio, razón por la que se
cree fue utilizada para la tortura y ejecución de prisioneros de guerra o malhechores, aunque la función de observatorio astronómico es la más aceptada.
El Centro Pincuylluna
Pincuylluna, que significa “donde se tañe el pincuyllo” – instrumento de viento de origen inca- se ubica al oeste del río Patucancha, frente al Templo del Sol. Es un complejo arquitectónico que se compone de edificios de tres bloques idénticos y
superpuestos. La base de los bloques es rectangular, poseen seis ventanas en la fachada y seis en la pared que da al cerro, proporcionando una adecuada ventilación e iluminación.
En el lugar se encuentran las colcas (depósitos agrícolas) más interesantes del Valle Sagrado, porque a la izquierda de éstas se puede observar un gigantesco bloque de piedra que, para los lugareños, representa el rostro de un inca.
Complejo Arqueológico de Ollantaytambo: Villa creada por el Inca Pachacuteq para la producción agrícola, pero que guarda algunos tesoros arqueológico
Inticcahuarina: Pared labrada en una de las montañas del valle de Ollantaytambo donde, en la parte baja se encuentran unas cavidades en las que, cerca del solsticio de Invierno, la sombra que el Sol generaba a partir de unos pequeños salientes creados en la parte alta de la pared, llegaban a tocar el punto más interno de esas cavidades de la zona baja de la pared. Les servía para marcar el inicio del solsticio.
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