Frecuencias de los Canales de TV

En el caso de la Television, al igual que en los radios, a cada canal le corresponde una determinada frecuencia, estas frecuencias cubren los canales desde el 2 hasta el 13 en VHF.

A su vez, para el caso de televisión la banda VHF se encuentra dividida en tres sub-bandas: sub-banda I que corresponde a los canales del 2 al 4; sub-banda II que incluye a los canales 5 y 6; y sub-banda III que incluye los canales del 7 al 13 (esta sub-banda tambien es conocida como Banda Alta de Television).

El modo de transmision empleado en la Television, se determina por la combinación de transmisor y receptor en un satélite. Los satélites geoestacionarios, usados para entregar señales de televisión, tienen algunos “transponders”, los cuales reciben una señal emitida en una frecuencia determinada desde una estación terrestre, o telepuerto, y la retransmiten hacia la tierra, a una estación de recepción (parabólica y decodificador) en otra frecuencia determinada.

En la siguiente tabla se muestran las bandas de frecuencia de algunos de los canales de TV de la Cuidad de México.

	Canal	Frecuencia
	Capital 21	470 – 478 MHz
	Canal 22	550 – 558 MHz
	Canal 7	582 – 590 MHz
	Canal 13	566 – 556 MHz
	Proyecto 40	510 – 518 MHz
	Cadenatres	518 – 526 MHz
	Una Voz con Todos	542 – 550 MHz
	Once TV México	560 – 574 MHz
	Canal del Congreso	662 – 670 MHz
	Canal de las Estrellas	686 – 694 MHz
	FORO TV	694 – 702 MHz
	Canal 5	702 – 710 MHz
	Teveunam	550 – 558 MHz

Distacias de la Tierra a la Luna y a Marte

DISTANCIA DE LA TIERRA A LA LUNA 

La distancia entre la Tierra y la Luna es exáctamente de 384.403 km.

DISTANCIA DE LA TIERRA A MARTE 

Como es natural, los lanzamientos de sondas espaciales se preparan aprovechando las oposiciones de Marte para que la distancia a recorrer sea menor. Marte entra en oposición con la Tierra una vez cada 1,88 años. Como la órbita de Marte es muy elíptica* y la de la Tierra prácticamente circular, la distancia entre estas dos órbitas varía. Si la oposición ocurre en el afelio la distancia Tierra-Marte en el momento de la oposición es de 102 millones de kilómetros, si la oposición ocurre en el perihelio la distancia Tierra-Marte en el momento de la oposición es de 59 millones de kilómetros.

(*) En el afelio Marte se encuentra a 249,1 millones de km del Sol.

En el perihelio Marte se encuentra a 206,7 millones de km del Sol.

Afelio: punto de la órbita más alejado del Sol.

Perihelio: punto de la órbita más próximo al Sol.

TIEMPO DE COMUNICACIÓN ENTRE MARTE Y LA TIERRA 

Las comunicaciones entre el Curiosity y el centro de datos de la NASA aquí en la Tierra es un logro técnico bastante impresionante que es parte de la demostración de la sed por exploración de nuestra sociedad. Gracias a eso hoy podemos explorar otros planetas, recibir datos importantísimos en unos cuantos días e inclusive deleitarnos con fotos de Marte y vídeos de aterrizajes espectaculares. 

La comunicación del rover directo a la Tierra es posible (sí, es impresionante) pero es poco eficiente porque las antenas no son lo suficientemente potentes y hay satélites rondando Marte que se pueden encargar de ese trabajo. 

Los satélites son capaces de recibir entre 100 y 250 megabits de información durante 8 minutos que es el periodo de tiempo que pueden mantener la conexión estable y continua mientras pasan cerca de Curiosity. 

Una vez que se han obtenido los datos, los satélites los envían y viajan una distancia promedio de 225 millones de kilómetros hasta la Tierra. Tardan unos 14 minutos en llegar y son recibidas por el Deep Space Network o Red del Espacio Profundo de la NASA. 

Es asi en resumen, como recibimos datos de un pequeño robot que está a 58 millones de kilómetros de la Tierra.

¿Cuánto tiempo tarda la luz del Sol en llegar a la Tierra?

Si se tiene en cuenta que la velocidad de la luz en el vacío es de 299.792 km/s y que la distancia existente entre el 'astro rey' y la Tierra es de unos 149,6 millones de kilómetros, una pequeña operación matemática indica que la luz del Sol tarda aproximadamente 8 minutos y 19 segundos en llegar a nuestro planeta. Una cifra que varía ligeramente según la cercanía o la lejanía de la Tierra a la estrella, pero que da buena cuenta de la tremenda distancia que hay entre estos dos objetos astronómicos.

Ubicación de los Radiotelescopios

El radiotelescopio individual más grande del mundo es el RATAN-600 (Rusia) consistente en 895 reflectores rectangulares dispuestos en un círculo de 576 metros de diámetro (Descripción del RATAN-600). El radiotelescopio más grande de Europa es la antena de 100 metros de diámetro situada en Effelsberg, Alemania, que además fue el telescopio totalmente móvil más grande durante 30 años, hasta que se inauguró el Green Bank Telescope en el 2000. El radiotelescopio más grande de los EEUU hasta 1998 era el Big Ear de la Universidad Estatal de Ohio. El tamaño típico de una antena de radiotelescopio es de 25 metros. Hay docenas de radiotelescopios de dimensiones similares funcionando en radio observatorios de todo el mundo.

Un radiotelescopio capta ondas de radio emitidas por fuentes de radio, generalmente a través de una gran antena parabólica (plato), o un conjunto de ellas, a diferencia de un telescopio ordinario, que capta imágenes en luz visible.

El primer radiotelescopio fue la antena de 9 metros construida por Grote Reber en 1937 que fue construida en el patio de su casa. A principios de los años 1950 el Interferómetro Cambridge realizó un análisis del cielo que dio lugar a los famosos mapas 2C y 3C de fuentes de radio. A fines de los años '50 el radiotelescopio de una sola antena más grande del mundo era el telescopio de 76 metros en el Observatorio Jodrell Bank en la Universidad de Mánchester, puesto en funcionamiento a finales de 1957. Este fue el último de muchos radiotelescopios construidos a mediados del siglo XX y ha sido superado por telescopios y conjuntos de telescopios más modernos.

El Gran Telescopio Milimétrico (GTM) (Inglés: Large Millimeter Telescope, o LMT) es el radiotelescopio más grande del mundo en su rango de frecuencia, y fue construido para observar ondas de radio en la longitud de onda de 1 a 4 milímetros. El diseño contempla una antena de 80 metros de diámetro y un área de recolección de 2000 m². Está localizado en lo alto del volcán Sierra Negra (aproximadamente a 4,600 msnm), que se encuentra junto al Pico de Orizaba, el pico más alto de México ubicado entre los estados de Puebla y Veracruz. El GTM es un proyecto binacional mexicano (80 %) - estadounidense (20 %) del Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica (INAOE) y la Universidad de Massachusetts en Amherst.

El radiotelescopio más conocido (a pesar de que no es móvil) probablemente sea el radiotelescopio de Arecibo, situado en Arecibo, Puerto Rico.

Otro radiotelescopio muy conocido es el Very Large Array (VLA), en Socorro, Nuevo México. Éste telescopio es un array interferométrico compuesto por 27 antenas.

El mayor conjunto de radiotelescopios existente en el 2007 es el GMRT.

Otro conjunto aún más grande, el 'LOw Frequency ARray' (LOFAR), está en construcción en Europa occidental (Holanda y Alemania), formado por 25 000 pequeñas antenas distribuidas en un área de varios cientos de kilómetros de diámetro.

La parte de la astronomía dedicada a las observaciones a través de radiotelescopios se denomina radioastronomía.

Muchos objetos celestes, como los pulsars o galaxias activas (como los quasars) emiten radiaciones de radiofrecuencia y son por ello más "visibles", o incluso sólo visibles en la región de radio del espectro electromagnético. Examinando la frecuencia, potencia y tiempos de las emisiones de radio de estos objetos, los astrónomos son capaces de ampliar nuestra comprensión del Universo.

Los radiotelescopios también se utilizan en ocasiones en proyectos como SETI y en el seguimiento de vuelos espaciales no tripulados

Antena Mrconi

Antena Marconi

Antena Marconi básica.

Conceptualmente, se trata de un conductor vertical de poco espesor, perpendicular a la Tierra. Puede imaginarse como un brazo de un dipolo, al cual la Tierra le sirve de espejo para "fabricar" la imagen del otro brazo del dipolo.

La antena resuena a aproximadamente λ/2 con la tierra, gracias a la imagen eléctrica.

Propiedades eléctricas

La altura de esta antena es del orden de λ/4 (cuarto de onda), y la impedancia teórica de esta antena es de 36 Ω, o sea, aproximadamente la mitad de los 75 Ω teóricos del dipolo ideal, su ganancia isotrópica es de 4,76 dBi.

En la práctica, la presencia de objetos conductores vecinos y la calidad de la tierra real como reflector de ondas electromagnéticas harán que la impedancia sea distinta de la impedancia ideal.

El vivo del cable coaxial se conecta al conductor vertical. Mientras su malla se conecta, bien a un sistema de tomas de tierra en paralelo, procurando que la resistencia a tierra sea lo más baja posible, o bien se entierran o se dejan en la superficie de la tierra un sistema de radiales de 1/4 de longitud de onda (mínimo aconsejable tres), todo ello para reducir las pérdidas en transmisión.

El eclipse que confirmó la teoría de la relatividad general de Einstein

El 29 de mayo de 1919 un eclipse total de Sol que pudo verse en África dio la razón a Albert Einstein respecto a su teoría de la relatividad general, la cual explica, con base en el razonamiento, deducciones y experimentación hipotética del propio científico alemán, los campos gravitatorios.

Ésta, que afirma que la curvatura del espacio-tiempo es una de las principales consecuencias del mismo, no había logrado ponerse a prueba hasta que el fenómeno natural se dio. ¿Cómo? Aquí te lo contamos.

El experimento

Dos años antes de aquel eclipse solar, el astrónomo británico Frank Watson Dyson empezó a idear un experimento que pudiera demostrar la teoría de Einstein. Fue así que se percató de que, con base en la misma, cuando la luz viaja por el espacio tiempo y pasa por los campos gravitatorios producidos por algún objeto, se curva.

Es así que en la Tierra, durante un eclipse total de Sol, las estrellas deberían observarse ligeramente desplazadas en el cielo respecto a su posición correcta, ya que la masa del astro curvaría los rayos de luz procedentes de ellas.

A continuación, Watson Dyson se dedicó a medir las posiciones ‘reales’ de las estrellas, hasta el día en que el fenómeno se dio, cuando se dedicó a capturar imágenes de las mismas durante los seis minutos que duró el eclipse. Finalmente, al comparar los resultados de ambas observaciones, logró confirmar las predicciones de Albert Einstein.

El 6 de noviembre de 1919 se dieron a conocer las conclusiones de Frank Watson Dyson y, un día después, la cara del científico alemán ocupó la portada de la mayoría de los diarios del mundo que anunciaron que la teoría de la relatividad general fue demostrada.

Guillermo Marconi

Nació el 25 de abril de 1874 en Bolonia (Italia). Físico e inventor italiano a quien se atribuye el invento de la radio o telegrafía sin hilos. Hijo de padre italiano y madre irlandesa, cursó estudios en Liorna y más tarde en las Universidades de Bolonia y Florencia, donde se aficionó a los experimentos con las ondas hertzianas.

Hacia 1894 comenzó a investigar la transmisión y recepción de ondas electromagnéticas en casa de su padre en Bolonia, incrementando paulatinamente la distancia entre transmisor y receptor desde los 30 centímetros hasta los centenares de metros.

Tenía la idea de utilizar las ondas electromagnéticas para trasmitir señales a través del espacio. Construyó un aparato con el objeto de conectar el transmisor y receptor a través de antena y esta a la tierra. Su primer logro fue en 1886 cuando trasmitió el primer mensaje radiotelegráfico encontrándose el receptor a 250 metros del emisor.

A partir de este y otros descubrimientos, se convenció que las ondas hertezianas siguen la curvatura de la tierra y no se trasladan en forma recta. En 1890 se interesa por la telegrafía sin hilos y en torno a 1895 ya había inventado un aparato con el que consiguió enviar señales a varios kilómetros de distancia mediante una antena direccional.

Tras patentar este sistema en Gran Bretaña, creó la Compañía de Telegrafía sin Hilos Marconi (1897) en Londres. En 1899 logró la comunicación entre Inglaterra y Francia a través del canal de la Mancha, y en 1901 transmitió señales a través del océano Atlántico entre Poldhu, en Cornualles, y Saint John's en Terranova, Canadá.

Su sistema pronto fue tomado por las marinas italiana y británica y en torno a 1907 había logrado tal perfeccionamiento que se estableció un servicio transatlántico de telegrafía sin hilos para uso público. En 1909 le concedieron, junto al físico alemán Karl Ferdinad Braun, el Premio Nobel de Física por su trabajo.

Durante la I Guerra Mundial estuvo encargado del servicio telegráfico italiano e inventó la transmisión de onda corta como medio de comunicación secreta.

El siguiente descubrimiento de Marconi fue el empleo de ondas de corta longitud de onda, que se reflejan mucho mejor en la ionosfera y que permiten reducir considerablemente la potencia emisora sin merma de alcance. El uso de ondas cortas permitió la comunicación de Inglaterra con las colonias, en particular con Sudáfrica, Australia e India. Con el fin de realizar todas las pruebas pertinentes hizo de su yate Elettra su laboratorio privado.

En 1914 fue elegido senador vitalicio en su país, y en 1919 fue nombrado delegado plenipotenciario de Italia en las conversaciones de paz de París que siguieron a la Primera Guerra Mundial y en las que se sellaron los acuerdos con Austria y Bulgaria. Fue nombrado marqués en 1929, y un año más tarde presidente de la Real Academia de Italia.

Guglielmo Marconi falleció en Roma el 20 de julio de 1937. Todas las emisoras de radio del mundo guardaron dos minutos de silencio en señal de respeto.