El Tiempo Universal Coordinado, como realmente se le denomina, es coordinado por el Buró Internacional de Pesos y Medidas de Sevres, Francia y esta sincronizado a una décima de milisegundo de precisión. Usted puede escuchar el TUC en banda de onda corta transmitido por la WWV desde Fort Collins, Colorado, USA. Transmite en las frecuencias de 2.5, 5, 10, 15 y 20 MHz y anuncian la hora cada minuto.

En la República Mexicana, los husos horarios que se utilizan son el Tiempo del Pacífico (para Baja California) con una diferencia de -8 h del TUC; el Tiempo de la Montaña (Sonora, Sinaloa, Nayarit) con -7 h del TUC y el Tiempo del Centro (D.F., Jalisco, Yucatán) con -6 h del TUC. En el período de cambio de horario de verano, se resta una hora a estos valores para obtener el TUC.
Antonio Sánchez Ibarra/101 Preguntas de Astronomía

Desde Pirataraul, este video

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Para el aficionado que desea tener una visión más detallada de los cuerpos celestes no hay mejor amigo que un telescopio.

Actualmente existe una variedad de diseños a escoger y accesorios al por mayor. Por lo tanto, antes de lanzarse a comprar el primer telescopio que encuentre a su paso, el aficionado hará bien en familiarizarse con el funcionamiento de un telescopio, sus componentes y sus limitaciones. Así evitará decepcionarse con una mala compra.

A veces las personas tienen una idea preconcebida de lo que el telescopio es capaz de mostrarles. Generalmente esperan ver más detalle de lo que el telescopio puede mostrar a través de su óptica.

En este caso un buen telescopio puede ser calificado erróneamente como un mal telescopio. Los planetas, por ejemplo, nunca se verán enormes y llamativos. Las imágenes que las sondas espaciales han tomado al visitar a los distintos planetas a veces envician nuestra capacidad de asombro.

Video de los tipos de telescopios tomado de Aula de Astronomía

Un observador inexperimentado se sorprenderá al notar que el planeta no se ve tan grande, tan detallado ni colorido como las fotos que tomó la sonda planetaria, y es evidente que así tiene que ser: si los planetas se vieran así desde la Tierra, no habría necesidad de enviar sondas de exploración planetaria.

Además, las imágenes enviadas por estas sondas son procesadas para revelar detalles que van más allá de lo que el ojo humano podría detectar normalmente.

La fotografía de nebulosas y galaxias es también muy engañosa. Los colores y estructura evidentes en una fotografía tienen más dramatismo que la observación de estos objetos en tiempo real. La fotografía ofrece ciertos beneficios que nuestros ojos no pueden gozar.

Las tomas fotográficas son de larga exposición, es decir, la luz que se registra en la película se va acumulando a lo largo de muchos minutos mientras que un observador en vivo se va “gastando” la luz en la medida que la va “usando”.

En la fotografía, una imagen brillante se puede lograr haciendo una exposición muy prolongada, aunque el objeto sea en realidad muy tenue. La sensibilidad de la película a los colores es también superior en una emulsión fotográfica. Finalmente, muchas fotografías exhibidas en los libros son tomadas con telescopios de gran apertura, mismos que captan una cantidad de luz muy superior a la de un telescopio amateur.

Por si fuera poco, en condiciones de escasa iluminación nuestros ojos utilizan unas células –llamadas bastones- que sólo registran imágenes en blanco y negro. Sólo cuando nuestros ojos son estimulados por una luz fuerte (como la del Sol) podemos ver colores llamativos.

LAS PARTES DE UN TELESCOPIO Ejemplo de Explorio.com.ar

No todos los telescopios funcionan exclusivamente con lentes. Existen algunos tipos de telescopios que funcionan con espejos. Independientemente del tipo de telescopio a emplear, su función primordial consiste en concentrar la mayor cantidad de luz posible y dar una imagen nítida de un objeto lejano.

La recopilación de luz se logra por medio del objetivo. Ejemplo de Biblioteca Digital

El objetivo puede ser un lente (o espejo) de una apertura o diámetro determinado que, al recibir la luz, la concentra en el extremo opuesto del tubo óptico. El tubo óptico puede ser de fibra de vidrio, cartón, metálico u otros materiales.

El punto donde se concentra la luz se llama foco y la distancia que viaja la luz desde el objetivo hasta el foco es la distancia o longitud focal. La relación o radio focal es la relación entre la apertura y la longitud focal, nos indica la luminosidad del sistema y es igual a la cantidad de aperturas que caben a lo largo de la longitud focal (relación focal = longitud focal/ apertura).

Una relación focal pequeña (f/4) ofrece imágenes más luminosas que una relación focal grande (f/10). Un sistema con una relación focal pequeña es más deseable si se desea realizar fotografía porque el tiempo de exposición será menor.

A mayor apertura (diámetro) un telescopio captará más luz y las imágenes finales serán más brillantes. Esto es importante porque casi todos los objetos celestes son muy tenues y su luz es muy débil.

Al duplicar el diámetro de un telescopio, el área que recibe luz se cuadruplica, es decir que un telescopio de 12 pulgadas recibe 4 veces más luz que un telescopio de 6 pulgadas.

A medida que incrementamos la apertura veremos estrellas de magnitudes más tenues. La magnitud es el brillo de un cuerpo celeste. Un valor cercano a 0 es brillante. Magnitudes negativas son súper brillantes. El ojo puede ver hasta magnitud 6, que corresponde a las estrellas más tenues que están en el borde de la visibilidad.

Como los telescopios captan más luz que un ojo, nos pueden revelar estrellas más débiles, de magnitudes superiores, como se aprecia a continuación:

Con  2.4 pulgadas de apertura, un telescopio muestra estrellas de magnitud 10.9.
Con  3.1 pulgadas de apertura, un telescopio muestra estrellas de magnitud 11.5.
Con  4.0 pulgadas de apertura, un telescopio muestra estrellas de magnitud 12.0.
Con  6.0 pulgadas de apertura, un telescopio muestra estrellas de magnitud 12.9.
Con  8.0 pulgadas de apertura, un telescopio muestra estrellas de magnitud 13.5.
Con  10.0 pulgadas de apertura, un telescopio muestra estrellas de magnitud 14.0.
Con  12.5 pulgadas de apertura, un telescopio muestra estrellas de magnitud 14.5.
Con  16.0 pulgadas de apertura, un telescopio muestra estrellas de magnitud 14.8.
Con  20.0 pulgadas de apertura, un telescopio muestra estrellas de magnitud 15.5.

Un telescopio de mayor apertura no sólo permite ver objetos más tenues. Además, la cantidad de detalle se incrementa, es decir, mejora la resolución. Los astrónomos miden la resolución en segundos de arco. La resolución de un telescopio se puede poner a prueba al ver la separación entre dos estrellas cuya separación aparente o angular ya se conoce.

FÓRMULA PARA CONOCER LA RESOLUCIÓN DE UN TELESCOPIO

Una fórmula para conocer la resolución de un telescopio (propuesta por Rayleigh) es la siguiente:

R”=5.35/Apertura del telescopio (en pulgadas). El resultado está en segundos de arco.

En un telescopio de 8 pulgadas de diámetro: 5.35/8.00= 0.68 segundos de arco. En otras palabras, si en un telescopio de 8” de apertura localizamos un par de estrellas cuya separación sea de 0.68” las veremos como si estuvieran apenas tocándose. En un telescopio de menor apertura, estas estrellas se fusionarán en una sola imagen por falta de resolución suficiente.

La resolución de un telescopio de 2.4 pulgadas de apertura es de 2.3 segundos de arco.
La resolución de un telescopio de 3.1 pulgadas de apertura es de 1.8 segundos de arco.
La resolución de un telescopio de 4.0 pulgadas de apertura es de 1.4 segundos de arco.
La resolución de un telescopio de 6.0 pulgadas de apertura es de 0.9 segundos de arco.
La resolución de un telescopio de 8.0 pulgadas de apertura es de 0.68 segundos de arco.
La resolución de un telescopio de 10.0 pulgadas de apertura es de 0.54 segundos de arco.
La resolución de un telescopio de 12.0 pulgadas de apertura es de 0.43 segundos de arco.
La resolución de un telescopio de 16.0 pulgadas de apertura es de 0.34 segundos de arco.
La resolución de un telescopio de 20.0 pulgadas de apertura es de 0.27 segundos de arco.

A mayor apertura, la magnificación o potencia será también mayor. Me refiero al máximo aumento o poder límite de un telescopio. Al colocar en el foco del telescopio un ocular de longitud focal pequeña obtendremos magnificación grande. Al colocar un ocular de longitud focal mayor, tendremos menor magnificación. Un ocular de 10 mm. magnificará la imagen observada más que un ocular de 25 mm.

ERROR COMÚN ENTRE LOS PRIMERIZOS

Un error común entre los aficionados primerizos es procurar el máximo aumento alcanzable en un determinado telescopio. Esto es recomendable sólo si la atmósfera está en perfectas condiciones de estabilidad (sin turbulencia) y sólo cuando se quieren detectar detalles muy sutiles en la Luna, los planetas y durante la observación de estrellas dobles cercanas. El observador experimentado sabe que para propósitos generales y observación de nebulosas, cúmulos y galaxias, la magnificación pequeña o moderada es la más apropiada.

La magnificación es una relación de la longitud focal del telescopio y de la longitud focal del ocular. (l.f. de telescopio/l.f. de ocular = magnificación) Si colocamos un ocular de 25mm en un telescopio de 1220mm de longitud focal, el aumento observado será de 48.8X. En otras palabras, si el objeto observado se encontrara a 48.8 metros de distancia, el telescopio nos lo muestra como si estuviera a sólo un metro de nosotros.

Existe un máximo aumento a utilizar y depende del diámetro del telescopio. Cada pulgada de apertura nos garantiza un máximo de 60 aumentos, si el cielo esta en óptimas condiciones y el telescopio también. Un telescopio de 6” de apertura permitirá, cuando mucho, ampliar una imagen ( 60 x 6 = 360) 360 veces.

También hay un límite inferior de aumentos recomendados, y éste debe ser de 3 a 4 veces el diámetro del objetivo, en pulgadas. ( 6” x 3 = 18X ó 6” x 4 = 24X ) Es decir que el aumento mínimo recomendado para un telescopio de 6” de apertura es de 18 a 24 X.

EL TELESCOPIO REFRACTOR Foto 1

Es el clásico telescopio que la gente común identifica y el tipo de telescopio que usó Galileo para abrir la ventana al Universo. Suele ser largo, delgado, apoyado en un tripié.

El telescopio refractor funciona a base de lentes que refractan la luz, es decir, que la desvían al pasar a través de sus cristales. El objetivo (los lentes) de un refractor está en el frente del tubo óptico y concentra la luz hacia el fondo del mismo.

Ahí se coloca el ocular para observar los objetos deseados. Generalmente notaremos que se coloca entre el telescopio y el ocular un codito de 90° llamado diagonal que dirige el rayo luminoso hacia el observador haciendo más cómoda la experiencia.

El observador notará al asomarse por el telescopio que, debido al aumento utilizado, el campo de visión se reduce a una región muy pequeña de la bóveda celeste. Este hecho dificulta la localización de objetos, a menos que se utilice el buscador: un telescopio miniatura con una retícula que sirve como mira para localizar y centrar los objetos en el telescopio principal.

El buscador suele ir sujeto al telescopio principal por un lado y el paralelismo entre los dos debe ser calibrado antes de usarlo. En cualquier tipo de  telescopio el observador requerirá la asistencia de un buscador.

VENTAJAS DEL TELESCOPIO REFRACTOR

* Es el tipo de telescopio que menos mantenimiento requiere.
* El tubo cerrado impide la entrada de polvo al telescopio. La limpieza es sólo externa.
* Es insensible a las corrientes de aire que se generan en el tubo por diferencias de temperatura.
* La alineación de la óptica es permanente.
* Son muy resistentes
* Alto contraste y excelente nitidez.
* Recomendado para observación de estrellas dobles, planetas  y la Luna.

DESVENTAJAS DEL SISTEMA REFRACTOR

* Costoso en diámetros superiores a 3”.
* Proliferan modelos marca “patito”.
* Son los telescopios más largos que existen, reduciendo la facilidad de transporte.
* Sensible a la aberración cromática. Defecto corregido en modelos de calidad superior llamados apocromáticos.
* Para reducir los efectos de aberración  cromática, se construyen con una relación focal larga, superior a f/9. ( Léase telescopio largo)

Telescopios Refractores en Kosmos Scientific
Foto 1, Foto 2, Manual de un telescopio refractor

EL TELESCOPIO REFLECTOR ( NEWTONIANO )

Es uno de los diseños más populares debido a su construcción simple y económica. Isaac Newton fue quien diseñó este modelo, consciente de que un espejo no produce dispersión de colores (como en el telescopio refractor). Los telescopios reflectores funcionan con espejos. El objetivo (espejo primario) es cóncavo y se encuentra en el fondo del tubo, desde donde concentra los rayos luminosos hacia el frente. Un espejo inclinado (espejo secundario) desvía los rayos hacia el exterior a través de un orificio lateral. Ahí se coloca el ocular y el observador se asoma al telescopio por un lado, cerca del extremo superior del telescopio.

Los telescopios reflectores newtonianos suelen sostenerse en pedestales, con tres apoyos en su base, sin embargo, también se pueden colocar sobre bases giratorias. Los norteamericanos llaman a estos últimos “dobsonianos”, que no son otra cosa que telescopios reflectores newtonianos apoyados en una base giratoria.

VENTAJAS DEL TELESCOPIO REFLECTOR NEWTONIANO

* Diseño y construcción sencillos. Se pueden construir en casa.
* Son los telescopios más económicos, por apertura.
* La óptica puede ser alineada con relativa facilidad.
* Existen modelos en una amplia variedad de aperturas desde 3” hasta 30”.
* Es factible combinar en un mismo telescopio apertura grande y relación focal corta.(f/4)
( Léase telescopio relativamente corto).
* Ideales para observar cielo profundo: nebulosas, cúmulos y galaxias.

DESVENTAJAS DEL TELESCOPIO REFLECTOR NEWTONIANO

* Es sensible a la aberración llamada “coma”, misma que se corrige con el corrector de coma.
* El tubo óptico suele estar abierto en ambos extremos, permitiendo el acceso de polvo al sistema.
* El sistema es sensible a perder su alineación, si recibe una fuerte sacudida o impacto.
* Suelen ser de difícil transportación. En aperturas de 6” en delante, son masivos.
* Cuando la relación focal es muy corta ( menor que f/6 ) el tamaño del espejo secundario aumenta por necesidad, provocando una sombra mayor sobre el espejo primario y reduciendo contraste y nitidez.

Otra variedad de espejo reflector (no newtoniano) es el telescopio cassegrain. En este diseño, el objetivo (el espejo primario) concentra la luz muy rápidamente (es un f/2 a un f/5) y el espejo secundario devuelve la luz hacia el espejo primario.

La luz atraviesa al espejo primario a través de un orificio en el centro de éste. El espejo secundario es convexo y en lugar de proyectar el cono de luz a la misma relación focal (f/5, por ejemplo) la quintuplica ( a f/25 ). El resultado final es un instrumento relativamente compacto, que permite grandes diámetros combinados con enormes longitudes focales.

Existen además otros diseños de telescopios reflectores de construcción más o menos complicada.

EL TELESCOPIO CATADIOPTRICO

Es un sistema que combina dos espejos y un lente. Siguiendo el principio básico del telescopio cassegrain, la diferencia consiste en la adición del lente corrector en el extremo frontal del tubo óptico. El diseño catadióptrico más conocido es el Schmidt-Cassegrain. Su principal beneficio es que es altamente portátil. Esto lo convierte en el telescopio más ampliamente comercializado. La combinación de apertura y longitud focal es buena para usos generales, permitiendo así disfrutar la observación de planetas, estrellas dobles,  la Luna, los planetas, nebulosas, cúmulos y galaxias.

Otro catadióptrico es el Maksutov. Visiblemente su característica más evidente es el grosor del lente corrector, en forma de menisco cóncavo, con una gran profundidad. El centro del cristal del corrector es aluminizado en su cara interior, para convertirse simultáneamente en espejo secundario. Los telescopios catadióptricos Maksutov combinan gran apertura, longitud focal larga, alto contraste y excelente nitidez, puesto que el área aluminizada en el corrector es muy pequeña. Su construcción es complicada y su precio, costoso.

VENTAJAS DEL TELESCOPIO CATADIOPRTICO SCHMIDT-CASSEGRAIN

* Variedad de aperturas disponibles en el mercado. ( 3” a 16” )
* La longitud focal no implica longitud del instrumento. Son los telescopios más cortos.
* Altamente portátiles. Se montan y desmontan con facilidad.
* Existe un amplio rango de accesorios disponibles.
* Su precio es moderado.
* Son menos sensibles a vibraciones, como las provocadas por el viento.

DESVENTAJAS DEL TELESCOPIO CATADIOPRTICO SCHMIDT-CASSEGRAIN

* El diseño es sensible a la curvatura de campo. Corregible con el Reductor/Corrector.
* La obstrucción del espejo secundario es de un 30% del diámetro, reduciendo así el contraste y       nitidez.

ABERRACIONES INHERENTES A LA OPTICA DE UN TELESCOPIO

Todos los telescopios son sensibles a algún tipo de imperfección relacionado con el tipo de óptica utilizada. Los telescopios refractores suelen presentar aberración cromática, en donde el borde del lente principal funciona como un prisma que dispersa la luz blanca en sus distintos componentes ( colores). Las estrellas aparecen entonces con un halo azul.

Cuando la longitud focal del telescopio es muy larga, el efecto de la aberración cromática se minimiza, pero no desaparece. Actualmente se añaden lentes al sistema para reducir la dispersión de colores.

Los telescopios refractores acromáticos usan dos lentes y corrigen la aberración cromática eficientemente. Los telescopios refractores apocromáticos usan tres lentes y corrigen la aberración cromática excelentemente. La excelencia de los telescopios apocromáticos se refleja en su altísimo precio, pero la calidad de estos telescopios bien lo vale.

Los telescopios reflectores sufren de una aberración óptica llamada coma, que resulta cuando el foco incide en el eje óptico desde distintas posiciones del espejo primario y ninguna coincide perfectamente con el eje óptico. El efecto consiste en que fuera del área central del campo observado, las estrellas parecen conitos de luz que apuntan su pico hacia el centro del campo. En los telescopios con menor relación focal ( abajo de f/6 ) el efecto se agrava. Esto se corrige con un accesorio llamado apropiadamente corrector de coma, que aumenta el área de estrellas nítidas a todo el campo visible a través del ocular.

Todos los telescopios que funcionan a base de espejos (reflectores y catadióptricos) corren el riesgo de presentar aberración esférica. Este es un defecto de fabricación que provoca que el foco se distribuya a lo largo del eje óptico. El borde del espejo presenta una longitud focal más corta que el área central.

El efecto es observado como una imagen brillante rodeada por una imagen borrosa. Este defecto hace que un telescopio sea inaceptable y amerita su devolución. El Telescopio Espacial Hubble presentó aberración esférica (¡mala propaganda para sus fabricantes!) pero como devolverlo no era tan fácil, decidieron ponerle “lentes” al telescopio. Afortunadamente el Telescopio Espacial Hubble quedó de lujo.

Los telescopios catadióptricos presentan sutilmente una aberración llamada curvatura de campo, en la cual la imagen nítida se proyecta no en un plano sino en una “superficie” esférica. De este modo, cuando se enfoca el centro de una imagen, el borde se sale ligeramente de foco.

La curvatura de campo suele pasar desapercibida para el principiante. Puede corregirse añadiendo un Reductor/Corrector que además de “aplanar” la imagen, reduce la longitud focal y la relación focal para facilitar la fotografía astronómica.

Todos los telescopios invierten las imágenes en un sentido o en otro, según la disposición del diagonal o del observador. Esto no es un defecto. Es simplemente una característica de la óptica. Al principio el observador novato se sentirá despistado,  pero después de un tiempo suele acostumbrarse a ello.

LA MONTURA DEL TELESCOPIO

El telescopio puede estar apoyado sobre un tripié o sobre un pedestal. En cualquier caso, el observador debe asegurarse de la solidez del sistema y de la rapidez con que se disipan las vibraciones inducidas por un impacto, sin importar qué tan sutil sea éste.

Entre el tripié (o pedestal) y el telescopio está la montura. La diversidad de movimientos que podamos realizar con los controles del telescopio dependerán del tipo de montura incluida. Si la montura sólo nos permite girar el telescopio en azimut y altitud, tenemos una montura alt-azimutal. El movimiento en azimut nos permite recorrer todo el horizonte sin cambiar la altitud, dibujando un círculo de 360° a nuestro alrededor, girando sobre un eje vertical. El movimiento en altitud nos permite balancear el telescopio como una campana hacia arriba y hacia abajo siguiendo siempre una línea vertical perpendicular al horizonte.

Una montura así es ideal si vivimos en el polo norte o en el polo sur, pero en cualquier otro punto de la Tierra, nos vemos obligados a seguir el movimiento diagonal de los cuerpos celestes dibujando una pequeña escalera hacia arriba o hacia abajo, alternando movimientos en altitud y azimut. La fotografía celeste en un telescopio así es casi inútil.

El movimiento de las estrellas por el cielo es seguido más eficientemente si nuestro telescopio tiene una montura ecuatorial. En estos modelos el plano del movimiento azimutal es desplazado a la misma inclinación que tiene el ecuador terrestre, haciendo que el telescopio gire paralelamente al eje de rotación de la Tierra. Una montura ecuatorial es útil además, porque nos permite localizar objetos en el cielo siguiendo las coordenadas celestes.

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¿PUEDES TÚ, PRACTICAR LA ASTRONOMÍA? 

¿Les han preguntado para qué sirve la astronomía? Si ha servido para revelar la belleza, ya justificó su existencia.

Además de la belleza, también nos ha enseñado la modestia. Seres brevísimos nos ha hecho comprender que somos, en la infinitud del tiempo y la inmensidad del espacio.

A través de la historia, los aficionados a la astronomía han hecho contribuciones sorprendentes y les recuerdo que:

La astronomía relaja: Cómo a Hermann Goldschmidt, neurótico y depresivo pintor alemán del siglo XIX que viviendo en Paris, decide combatir su enfermedad observando el cielo, ¡descubriendo 14 asteroides!

La astronomía es compañera del buen humor: Lo confirma la historia de Will Hay, cómico inglés de los años 30´s y 40´s, que entre taquilla, telón y aplausos, descubrió la Gran Mancha Blanca de Saturno.

La astronomía sublima: Qué me dicen del modesto fotógrafo parroquial de Nashville, Emerson Barnard, rechazado por la Asociación Norteamericana para el Avance de la Ciencia por no saber matemáticas, pero sin darse por vencido, comienza a observar el cielo con un telescopio que él construye con unos pocos dólares ¡llegando a descubrir en total 19 cometas, y la estrella que lleva su nombre! Nada mal para un chico pobre de Nashville.

La astronomía inspira: En 1927 Clyde Tombaugh en la granja de su padre decide hacer su propio telescopio con sobrantes de maquinaria agrícola y el cigüeñal de un viejo coche Buick modelo 1910. Con el tiempo, descubre Plutón.

¿Qué les parece la historia de aquel farmacéutico que detectó el ciclo de las manchas solares?

¡No, está mejor la historia de aquel oficial del ejército austriaco que descubrió el cometa Biela!; otros prefieren recordar que a la estrella variable Mira, la descubrió un ministro luterano llamado David Fabricius.

No podemos dejar de recordar al músico del oboe, El mago de los cielos, sir William Herschell, que descubre Urano.

¿Qué me dicen de David Levy?, hasta donde sabemos, el máximo descubridor o co-descubridor de cometas —22— incluyendo el famoso Shomaker-Levy 9.

También nos sorprende el religioso metodista australiano, Robert Evans, campeón descubridor de supernovas con ¡40!, la mayoría con un telescopio de 16 pulgadas.

No olvidemos a Sir Patrick Moore, presentador de la BBC de Londres autor de varios libros sobre astronomía; y a Thomas Bopp astrónomo aficionado que compartió el descubrimiento del cometa Hale-Bopp en 1997 con un físico, en ese tiempo desempleado, llamado Alan Hale.

Imposible dejar de lado a Milton Humason, el arriero del Monte Wilson que trabajaba llevando mulas a lo alto del cerro y que es contratado por el director del entonces naciente Observatorio Wilson y ¡termina prácticamente de socio del astrónomo dandy, Edwin Hubble!

En fin, qué historias.

Estas historias demuestran que adultos, jóvenes y niños; profesionistas y amas de casa; ejecutivas y astrónomos profesionales; maestros, ingenieros, estudiantes y jubilados, pueden practicar la astronomía.
¡Anímate!

Te comparto la presentación de Lonnie donde expone los Cómo Iniciar con el pie derecho en el hobbie de la astronomía. ¡Que la disfrutes!

El Perplejo Sideral

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Rocío

Hola Rocío:

Independientemente de la hora en que el Sol aparezca, cada día la Luna sale aproximadamente 50 minutos después que el día anterior, es decir, cada día sale a una hora distinta, progresivamente más tarde.
Una vez al mes la Luna sale más o menos 45 minutos después del Sol, y eso sucede un día después de Luna Nueva.

Saludos y cielos despejados
Pablo Lonnie Pacheco Railey
Sociedad Astronómica del Planetario Alfa
ASTRONOMOS.ORG

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Primero se debe retirar el polvo con una brocha de pelo de camello, sin frotar con fuerza, apenas una caricia, con movimientos radiales desde el centro y hacia la periferia.

Se requiere una charola o depósito amplio donde quepa el espejo y que pueda ser sumergido y enjuagado sin tocar con las manos la superficie aluminizada. Se puede usar agua tibia con muy poquito de jabón detergente líquido y una franela blanca 100% algodón, (libre de fibras sintéticas).El agua debe ser preferiblemente destilada (sin minerales) y se puede agregar alcohol isopropil al 40%. Intenta primero con la solución agua-alcohol (60-40%) y si no funciona, añade el jabón (muy poquito).

Se frota con la franela con mucha suavidad. Se escurre con agua destilada y se coloca sobre una toalla, de canto y recargado en una pared, vertical. Se recogen las gotas residuales con papel higiénico (doblado en punta para evitar el contacto con el espejo) y esperas a que esté completamente seco.

Ver Imagen de Telescopio (Kosmos Scientific)

Ver otra imagen con sus lentes

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Aclaración, como en el caso de nuestra ciudad donde no conocemos todas las calles, en el cielo deberemos a reconocer básicamente las estrellas más brillantes de las constelaciones y sus figuras para orientarnos y reconocer los objetos importantes en el cielo. Si se requiere algo con más detalle, los recursos de Internet nos pueden ayudar para localizarlos.

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Las grandes tormentas que se van a producir. Que pueden colapsar todos los sistemas eléctricos y dejarnos a oscuras. Me imagino, que no necesariamente tienen que pasar por nuestro planeta, quiero decir, no somos un Imán de tormentas. Y ademas de eso, segun he leido un sistema experimental de la nasa se esta empezando a usar para en caso de que llegara una avisar a las electricas para que desconectaran las centrales y que en cierto modo no ocurriera nada demasiado catastrófico.

Lo que yo quiero preguntar es. ¿Es cierto lo que estoy diciendo, que hay que estar preocupados pero que la probabilidad de que una tormenta solar catastrófica se produzca, choque con la tierra y nos deje a oscuras?

Muchas gracias por vuestro tiempo.

RespuestaComo ha sucedido en tiempo recientes, los malos augurios no son otra cosa que disparates que ni siquiera están basados en «profecías mayas» (Los mayas en ninguna estela o escrito sugieren que el mundo vaya a acabar en el 2012).

Cada 11 años el Sol tiene un incremento en actividad, eso es completamente normal: ha sucedido por miles y tal vez millones de años, asi que no hay de qué preocuparse. El fenómeno llamado «tormenta solar» se refiere a cuando el Sol desprende una ráfaga de partículas en dirección de la Tierra. Los artefactos que están en el espacio son los más vulnerables a esto.

Nosotros, en cambio, estamos protegidos por el campo magnético de la Tierra. Decir que van a colapsar «todos» los sistemas eléctricos es una exageración… es como decir que todos los volcanes de la Tierra harán erupción al mismo tiempo. Nunca se ha visto un evento así y no hay indicios de que pueda o vaya a ocurrir.

Desafortunadamente, medios de comunicación como el Discovery Channel han presentado escenarios similares, pero sólo porque se han prostituido tras el «rating», en pos del amarillismo, que siempre vende.

Ha habido apagones -sí- en ciudades que están cerca de los polos magnéticos de la Tierra. En un futuro (miles de años) cuando los campos magnéticos de la Tierra se vuelvan a invertir, será  posible que haya apagones en latitudes inferiores, pero no en todo el planeta simultáneamente.

Personalmente, me preocupa más la contaminación que hace el Hombre en el planeta, así como la depredación del medio ambiente.
Saludos y cielos despejados.

Pablo Lonnie Pacheco Railey
Sociedad Astronómica del Planetario Alfa
ASTRONOMOS.ORG

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Beta Pictoris es una estrella en la constelación de Pictor (el Caballete del Pintor), visible en el hemisferio sur celeste, 51° al sur del ecuador celeste. Como su nombre lo indica, es la segunda estrella más brillante de la constelación y si bien se localiza en una región poco conocida de la bóveda celeste, es fácil encontrarla pues está directamente al oeste (a la derecha, en el hemisferio norte) de la segunda estrella más brillante del cielo nocturno: Canopus (Alpha Carinae).

Beta Pictoris no posee nombre común como tantas otras estrellas del cielo y es que visualmente no es un astro prominente. Su magnitud es de 3.8, de manera que generalmente pasa desapercibida, pero sí es visible desde la ciudad. ¿Por qué –entonces- dedicarle un espacio a esta estrella? Porque fue la primera estrella en la que se descubrió un disco de polvo circundándola: evidencia de la formación de un sistema planetario.

Hablar de planetas fuera del Sistema Solar es cosa muy común hoy en día, ahora que se conocen miles de sistemas candidatos, pero cuando se descubrió el disco de polvo alrededor de Beta Pictoris a principio de los 80s, la idea de planetas extrasolares –si bien tenía muchísimos adeptos- era sólo una hipótesis. Esta estrella fue un atisbo de lo que habría de venir décadas después: los nuevos telescopios y técnicas han revelado que los discos de acreción y sistemas planetarios son muy comunes en la Galaxia.

GENERALIDADES

A una distancia de 63.4 años-luz, Beta Pictoris es una estrella enana –como el Sol- de tipo espectral A, más caliente que el Sol. Al decir enana, no significa que sea menor que el Sol –de hecho es 40% más grande- Cuando los astrónomos establecen que una estrella es enana, significa que está en “secuencia principal”, es decir, que se ocupa exclusivamente de producir helio a partir de hidrógeno, mediante reacciones de fusión nuclear. Comparada con el Sol, tiene casi la misma composición: su abundancia de metales (elementos más pesados que el helio) es apenas mayor.

Su masa, 70% mayor que la masa del Sol, la ha convertido en una estrella caliente, con una temperatura superficial de 8250 kelvin, 2500 grados más caliente que nuestro Sol. Así su superficie es más brillante, produciendo tanta luz como casi 9 soles. Como muchas estrellas de masa elevada, Beta Pictoris parece un trompo. Completa una vuelta sobre sí misma en poco más de medio día terrestre, a una velocidad de 130 km/s.

EL HALLAZGO

En 1983 el artefacto orbital IRAS (InfraRed Astronomical Satellite) equipado con detectores sensibles a radiaciones de ondas largas detectó un exceso de radiación infrarroja en Beta Pictoris (además de otras estrellas como Vega –en Lyra- y Fomalhaut –en Piscis Austrinus-). Esto no tenía sentido al principio, pues con una temperatura superior a 8000 kelvin, casi toda la luz que produce Beta Pictoris es ultravioleta, no infrarroja.

Las estrellas mencionadas no sólo eran brillantes en radiación infrarroja, sino que la fuente que producía la emisión era muy irregular. Como se comprobó posteriormente, las tres estrellas cuentan con discos de polvo residuales, lo que habla de astros que tienen poco tiempo de haber madurado y que conservan aún discos de acreción: partículas que orbitan a su alrededor y que se condensan en un proceso de formación planetaria.

Afortunadamente, las tres estrellas estudiadas se muestran en ángulos muy variados, lo que ofrece estudiar estos sistemas desde distintos puntos de vista. El sistema de Vega es visible desde “arriba”, sobre uno de sus polos y Fomalhaut se ve inclinado, algo similar a como estamos acostumbrados a ver los anillos de Saturno, pero Beta Pictoris se presenta justo de perfil, de manera que el disco de acreción tiene el aspecto de una aguja que pasa por el centro de la estrella.

Beta Pictoris fue el primer disco de acreción fotografiado directamente alrededor de otra estrella. Para hacerlo, fue necesario recurrir a una barra de ocultación, que eclipsara artificialmente la deslumbrante luz de Beta Pictoris.

Observaciones detalladas a Beta Pictoris revelan un magnificente disco que se extiende más de 400 unidades astronómicas a cada lado. Tomando en cuenta que una unidad astronómica es la distancia promedio entre el Sol y la Tierra, nuestro Sistema Solar cabría sobradamente adentro del disco de Beta Pictoris. Como referencia, considera que la distancia promedio entre el Sol y Plutón es de 50 unidades astronómicas.

Es muy posible que nuestro Sistema Solar haya sido muy parecido a Beta Pictoris hace 4500 millones de años. Aún hoy, el Sol conserva un cinturón de asteroides y disco de polvo congelado a su alrededor, pero es mucho más modesto: se trata del cinturón de Kuiper, donde habita Plutón y millones de objetos y cometas adicionales.

¿PLANETAS EN BETA PICTORIS?

Entre 2003 y 2004 el Telescopio Keck II fue utilizado para descubrir en Beta Picores una serie de anillos concéntricos de material diferenciado.

Después, en 2006 un grupo de astrónomos japoneses utilizaron el telescopio Subaru de 8.2 metros de diámetro para medir con gran precisión el tamaño de las partículas que conforman el disco de acreción de Beta Pictoris y encontraron polvo muy fino (que se mide en micrómetros). Un polvo así se originaría tras el choque de cometas y asteroides.

A la par, un estudio con el Telescopio Espacial Hubble (2006) reveló que el disco de acreción de Beta Pictoris era asimétrico: poseía un disco secundario -más pequeño e inclinado- probablemente causado por la presencia de un planeta masivo.

Luego, en 2008, astrónomos del Observatorio Europeo del Sur que utilizaron el VLT (Very Large Telescope) anunciaron haber encontrado evidencia directa de la presencia de un planeta situado a 8 unidades astronómicas de Beta Pictoris, más o menos la distancia que hay entre el Sol y Saturno. Nombrado provisionalmente Beta Pictoris B, tal vez se trate de un planeta gigante, con aproximadamente 8 veces la masa de Júpiter. Se requiere un estudio más extendido para detectar movimiento orbital (ratificar si es verdadero). Algunos sospechan que este objeto pudo haber transitado frente a Beta Pictoris en 1981, cuando se observó una disminución en su brillo.

Recientemente encontraron también que la parte central del disco está hueca, lo cual apunta en la misma dirección. Con todo, seguramente el sistema todavía está en proceso de acreción y la gravedad está haciendo de las suyas, añadiendo masa a núcleos de condensación. Hay mucho material disponible, abundante en silicatos y carbono gaseoso, de manera que los planetas podrían ser ricos en grafito y metano.

Tras elaborar complejos modelos que se ajustan a las observaciones, se sospecha que además de planetas formados, existen cinturones de planetesimales (semejantes al cinturón de asteroides, pero súper poblados) y abundantes cometas.

ASTRONOMÍA FORENSE Y BILLAR CÓSMICO

Beta Pictoris encabeza una asociación de estrellas jóvenes que se desplazan por el espacio en la misma dirección, alejándose de la nube que las vio nacer hace más de 12 millones de años. Se les conoce como el Grupo Dinámico (o en Movimiento) de Beta Pictoris. La estrella AU Microscopii pertenece también a esta asociación y ¡también posee un disco de acreción!

La verdad es que ya no existe la nube embrionaria donde nacieron estas estrellas: ya se disipó; pero encontramos en su lugar la asociación Scorpius-Centaurus: un grupo de estrellas de mayor edad, algunas de las cuales ya estallaron. Hay indicios de cuando menos una supernova originada en la asociación de Scorpius-Centaurus, misma que catapultó a una estrella compañera hace 13 millones de años ¡Fascinante! –diría el Sr. Spock: ¡Coincide con la edad aproximada de Beta Pictoris!

¿A qué conclusión llegan los astrónomos? La supernova –piensan- no sólo habría lanzado a una estrella fuera de la asociación, sino que la onda de choque producida habría estrujado una nube de gas vecina, de la cual –se sospecha- se condensó el Grupo Dinámico de Beta Pictoris.

CUANDO EL FUTURO NOS ALCANCE

Beta Pictoris es muy joven –en términos estelares- y sólo tiene entre 8 y 20 millones de años, pero tratándose de una estrella tipo A (masiva y caliente) no hay la menor esperanza de ver que sus planetas desarrollen vida: el destino de Beta Pictoris es vivir “aceleradamente” consumiendo en breve el hidrógeno de su núcleo. Envejecerá prematuramente y si bien carece de masa suficiente para autodestruirse mediante un estallido de supernova, es probable que se nos adelante en el camino, convirtiéndose en gigante roja antes que el Sol y posteriormente expulsando cascarones de gas para terminar en una colorida nebulosa planetaria.

Lamentablemente el disco de acreción de Beta Pictoris no es visible en ningún telescopio convencional: es muy pequeño. Además, casi todos los estudios realizados en este sistema echan mano de detectores infrarrojos, que registran longitudes de onda a las cuales nuestros ojos son ciegos.

Beta Pictoris sufre fluctuaciones periódicas en su brillo. El patrón de comportamiento pulsante la ubica como una estrella variable de tipo Delta Scuti.

Otros nombres de Beta Pictoris son GJ 219, HR 2020, CD −51°1620, HD 39060, GCTP 1339.00, SAO 234134, HIP 27321. ¡Qué nombres tan difíciles de memorizar! Definitivamente me quedo con “Beta Pictoris”

Coordenadas de Beta Pictoris
Ascensión Recta 05 horas 47 minutos
Declinación  −51° 04′

Imágenes de apoyo

Mapa de localización de Beta Picores por la Unión Astronómica Internacional & Sky Publishing
http://www.iau.org/public/constellations/#pic

Fotografía de Beta Pictoris por Telescopio Espacial Hubble
Holland Ford (Johns Hopkins University) and Garth Illingworth (University of California at Santa Cruz)
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/e/ef/HST_betaPictoris_comb.jpg
Imagen de Beta Pictoris y Beta Pictoris B por ESO
http://www.eso.org/public/archives/images/wallpaper2/eso0842b.jpg
Ilustración del sistema Beta Pictoris por NASA/FUSE/Lynette Cook
http://pic.stardusts.net/sources/200606/20060608_BetaPictDisk.jpg

Sitios consultados y bibliografía

http://stars.astro.illinois.edu/sow/betapic.html
http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2006/25/text/
http://www.eso.org/public/news/eso0842/
http://www.spacedaily.com/reports/Observations_Reveal_Origin_Of_Dust_Around_Nearby_Star.html
http://en.wikipedia.org/wiki/Beta_Pictoris

Kaler, Jim (2002). The Hundred Greatest Stars. Copernicus Books. pp. 29, 30 ISBN 0-387-95436-8
Burnham, Robert Jr. (1978). Burham´s Celestial Handbook / An Observers Guide to the Universe Beyond the Solar System. Dover Publications, Inc. VOLS 1, 2 & 3 ISBN 0-486-23567-X, 0-486-23568-8 & 0-486-23673-0
Illingworth, Valerie. (1994). The Facts on File Dictionary of Astronomy. Facts on File. ISBN 0-8160-3184-3
Allen, Richard Hinckley (1963). Star Names: Their Lore and Meaning (revised edition). Dover. pp. 000. ISBN 0-486-21079-0

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El autor es presidente (2010) y miembro honorario de la Sociedad Astronómica del Planetario Alfa, así como director de ASTRONOMOS.ORG www.astronomos.org Puedes reproducir este artículo libremente de manera total o parcial, siempre que se de crédito al autor y se indiquen sus correos electrónicos: pablo@astronomos.org, pablolonnie@yahoo.com.mx . Si detectas un error, favor de enviar correcciones y sugerencias a estos mismos.
VUELTA AL CIELO EN 365 NOCHES
ENERO 31: MESSIER 36 & 38, REHILETES Y FLOREROS
Por Pablo Lonnie Pacheco Railey
Sociedad Astronómica del Planetario Alfa
ASTRONOMOS.ORG
pablo@astronomos.org
www.astronomos.org

Cada año, el 31 de enero, Messier 36 y Messier 38 transitan el meridiano aproximadamente a las 21:00 horas.

Ambos objetos son cúmulos abiertos situados en el hemisferio norte celeste, aproximadamente a 35° al norte del ecuador celeste, en la constelación de Auriga.

Los cúmulos abiertos (llamados también enjambres abiertos) son grupos de decenas, cientos o miles de estrellas originadas en la misma nube de gas. Generalmente el gas ha desaparecido debido a la radiación emitida por las estrellas más brillantes y su aspecto es el de un salpicón irregular de puntitos luminosos. Si el cúmulo es aún joven, no habrá estrellas rojas y podrás observar rastros de gas y polvo a su alrededor. En algunos casos excepcionales la formación de estrellas aún no concluye.

Los cúmulos abiertos nunca se alejan del plano de la Galaxia y al paso del tiempo –millones de años –las estrellas que los forman se van mezclando con el resto de la galaxia, hasta que pierde su identidad como grupo. A causa de la zona que habitan, los cúmulos abiertos se conocen también con el nombre de cúmulos galácticos.

TESOROS ESCONDIDOS EN AURIGA

Pocas regiones de la bóveda celeste reúnen en un espacio tan reducido cúmulos abiertos tan sobresalientes como los que encontramos en Auriga: Messier 36, 37 y 38. Tres cúmulos vecinos (y hay más en la zona) y cada uno con su propia personalidad.

Messier 36 es mediano, con pocas estrellas. Messier 37 es grande y generosamente poblado; y encontramos a Messier 38 extenso también, pero con una modesta cantidad de estrellas. En este artículo nos ocuparemos de Messier 36 y 38 por el simple hecho de que ambos están “adentro” del pentágono principal que dibuja la constelación (y que es más fácil comparar sólo dos objetos que involucrar a un tercero).

Los dos cúmulos aparecen muy juntos en el cielo. La separación angular entre ambos es de sólo 2° (el equivalente a 4 Lunas llenas) de modo que podemos ver a Messier 36 y 38 simultáneamente en el mismo campo de nuestros binoculares. De hecho, fue así como los conocí primero: a través de unos binoculares de 10 X 50, desde la ciudad. Eran dos manchitas de luz en medio de la constelación del Cochero. ¡Aaaahhhh! Pero desde el campo y con telescopio, Messier 36 y Messier 38 se muestran con todo detalle.

¿Por qué se les conoce como objetos Messier?
¿Pertenecen a la serie de hallazgos realizados por el famoso cazador de cometas: Charles Messier?
¡Bíiiip! (ERROR)

Ambos cúmulos abiertos fueron descubiertos un siglo antes por un entusiasta seguidor de Galileo Galilei: el astrónomo siciliano Giovanni Batista Hodierna, alrededor de 1650. Lo que pasa es que Giovanni no tenía un club de Tobi (de fans) que sirviera efectivamente como publirrelacionista.

Si los dos cúmulos aparecen tan cercanos en el cielo ¿Cómo evitar confundirlos? Ya lo mencionamos: Messier 36 es más pequeño que Messier 38 y si te orientas con facilidad, toma en cuenta que Messier 38 está al norte de Messier 36.

MESSIER 36

Messier 36 es el más brillante. Su magnitud es de 6.3 y cubre un tamaño aparente de 12´ de arco (casi tan ancho como la media Luna) Nos separa una distancia estimada entre 3700 y 4100 años-luz. Es un cúmulo “coqueto”: sus estrellas destacan visiblemente sobre el tapiz estrellado del fondo, es relativamente compacto y cabe perfectamente en el campo visual de casi cualquier telescopio, sin rebasarlo. Esto es importante porque algunos cúmulos son tan extendidos que inundan el campo visual, y se confunden con las estrellas de fondo: los puedes tener frente a tus ojos, sin darte cuenta. Observa a Messier 36 con atención: varias estrellas parecen formar hileras o listones, alejándose del centro del cúmulo. Por esta causa, algunos aficionados han apodado a Messier 36 como “el cúmulo del Rehilete”.

Los Herschel –padre e hijo- resaltaron la belleza de este conjunto, cuando lo contemplaron a través de sus sendos telescopios.

Messier 36 posee al menos 60 estrellas y en el corazón del cúmulo varias estrellas forman bellos conjuntos de 2 ó 3. Las más brillantes –alrededor de una docena de magnitud 9- pueden ser resueltas (es decir, definidas) por cualquier telescopio. Aplicando la visión periférica (viendo de reojo) muchas más, muy sutiles, aparecerán. Las estrellas de Messier 36 son muy parecidas a las de las Pléyades (Messier 45). Son estrellas tipo espectral B, de veloz rotación, más calientes que el Sol y al menos 350 veces más luminosas. Las Pléyades se ven más espectaculares por el simple hecho de que están 10 veces más cerca. Seguramente Messier 36 también hace suspirar a algún alienígena, aficionado a la astronomía.

En comparación con las Pléyades –unas “lagartonas” con una edad superior a los 100 millones de años- las estrellas de Messier 36 son unas niñas inocentes de sólo 25 millones de años. Eso explica por qué no aparecen estrellas gigantes rojas en Messier 36, pero sí en Messier 38 y 37, que son cúmulos más evolucionados.

MESSIER 38

De brillo menor es Messier 38. Se citan magnitudes varias, desde 6.8 hasta 7.4. De cualquier modo está fuera de la capacidad del ojo humano, peeeero al alcance de tus binoculares. Posee el doble de estrellas y es casi 2 veces más grande que Messier 36 (mide 21´de arco). Consiste en un grupo irregular de estrellas, las más brillantes alrededor de magnitud 10 y 11; justo en el límite práctico para examinarlo con un telescopio típico de 60mm. Con telescopios de apertura mayor –y muy bajas magnificaciones- las estrellas tenues de fondo se multiplican y el cúmulo parece expandirse ¡es cuatro veces más grande de lo que parecía al principio! Pero esto lo podrás comprobar sólo con aperturas mayores a 150 mm y en noches muy oscuras, sin Luna y lejos de la ciudad. En estas condiciones las fronteras se disipan y resulta imposible decidir –mediante la simple vista- dónde termina el cúmulo y dónde empieza el espacio “abierto”.

Con mucha imaginación tal vez percibas que Messier está alargado en sentido norte-sur y parece que tiene pancita: algo así como un florero sobre una base; y un astro naranja, solitario, está adentro del florero, justo en el centro. Otras estrellas gigantes rojas, más brillantes, aparecen salpicadas alrededor.

¡Qué cosas! Consultando mis apuntes de observación, encuentro que la última vez que vi a Messier 38, no lo comparé con un florero, sino con la letra griega Pi porque lo vi “de cabeza”. Todo depende de la combinación de telescopio, ocular y diagonal. Si hago un boceto con el norte hacia arriba, recuperaré el “florero”. Otros lo han apodado el “cúmulo de la estrella de mar”. Florero, letra Pi griega, estrella de mar… ahora entiendo por qué algunos piensan que a los astrónomos aficionados nos urge una visita con el psiquiatra.

Más allá de la imaginación, el observador agudo –aquel que examina el entorno de los objetos celestes- enriquecerá su exploración cuando note que Messier 38 no está solo. ¿Estás observando a Messier 38 con 50X o menos? ¡Mira! Pareciera que el cúmulo enfila estrellas –como si extendiera un par de brazos hacia el sur- para alcanzar a una pequeña manchita; una comunidad vecina, otro cúmulo abierto.

Se trata de NGC 1907, reducido y tímido, que nos ofrece un punto de comparación para glorificar a Messier 38. NGC 1907 tiene una magnitud de 10.2 y apenas cubre un tamaño aparente 6 minutos de arco. ¿Será un cúmulo más joven y compacto? ¿O simplemente está más lejos? ¡Ninguna de los dos! Simplemente se trata de un cúmulo más pequeño que el otro y casi de la misma edad (entre 150 y 200 millones de años).

La distancia a Messier 38 es de 4200 a 4300 años-luz, apenas más lejos que Messier 36.

Otros nombres de Messier 36 son NGC 1960, Collinder 71, Melotte 37, Lund 191, h 358, GC 1166 y OCL 445.
Otros nombres de Messier 38 son NGC 1912, Collinder  67, Melotte  36, OCL-433, Lund 181 y GC 1119.

Coordenadas de Messier 36:
Ascensión Recta 05 horas 36 minutos
Declinación +34° 08’

Coordenadas de Messier 38:
Ascensión Recta 05 horas 28 minutos
Declinación +35° 50’

Imágenes de apoyo

Retrato de Giovanni Batista Hodierna, descubridor de Messier 36 y 38
http://www.galassiere.it/ogg_partic_file/coll_399_file/hodierna.jpg

Localización de Messier 36 y 38 en Auriga por la Unión Astronómica Internacional & Sky Publishing
http://www.iau.org/public/constellations/#aur

Boceto de Messier 36 Kiminori Ikebe
http://www1.bbiq.jp/sketchingdeepsky/Eng/M36e.htm

Boceto de Messier 38 Kiminori Ikebe
http://www1.bbiq.jp/sketchingdeepsky/Eng/M38e.htm

Aspecto de Messier 38 y NGC 1907 a 50X por Greg Crinklaw
http://observing.skyhound.com/archives/jan/M_38_00.jpg

Messier 36 y 38 por Pedro Ré
http://www.astrosurf.com/re/m38_m36_sum_30min_log_20041109.jpg

Messier 36 y 38 (arriba a la izquierda) por Pedro Ré
http://www.vabrousek.cz/astroforum/20081223%20IC405%20IC410%20M36%20M38%20150mm%201024px.jpg

Messier 36, 37 y 38 por Larry McNish
http://calgary.rasc.ca/blackfoot2009/S_BCHP2009_IMG_6692_T2.jpg

Messier 36 (abajo, izquierda) y 38 (arriba, derecha) en WIKISKY
http://www.wikisky.org/?ra=5.540212226612573&de=35.037555526825&zoom=6&show_grid=1&show_constellation_lines=1&show_constellation_boundaries=1&show_const_names=0&show_galaxies=1&img_source=DSS2

Sitios consultados y bibliografía

http://www.cloudynights.com/item.php?item_id=432 Artículo de Tom Trusock
http://x.astrogeek.org/observations/log.php?object_id=46 Sitio de Jeff Burton
http://x.astrogeek.org/observations/log.php?object_id=48 Sitio de Jeff Burton
http://observing.skyhound.com/archives/jan/M_38.html sitio del Skyhound (Greg Crinklaw)
http://messier.obspm.fr/m/m036.html
http://messier.obspm.fr/Mdes/dm036.html
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O´meara, Stephen James (2007) Deep Sky Companions: Hidden Treasures. Cambridge University Press. ISBN-13 978-0-521-83704-0

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Harrington, Philip S. (1997). The Deep Sky: an introduction. Sky Publishing Corporation. ISBN 0-933346-80-8

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Hirshfeld, Alan & Sinnott, Roger W. (1985) Sky Catalogue 2000.0 Volume 2: Double Stars, Variable Stars and Nonstellar Objects. Sky Publishing Corporation & Cambridge University Press. ISBN 0-933346-39-5

Illingworth, Valerie. (1994). The Facts on File Dictionary of Astronomy. Facts on File. ISBN 0-8160-3184-3

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El autor es presidente (2010) y miembro honorario de la Sociedad Astronómica del Planetario Alfa, así como director de ASTRONOMOS.ORG www.astronomos.org Puedes reproducir este artículo libremente de manera total o parcial, siempre que se de crédito al autor y se indiquen sus correos electrónicos: pablo@astronomos.org, pablolonnie@yahoo.com.mx . Si detectas un error, favor de enviar correcciones y sugerencias a estos mismos.

Vuelta al Cielo en 365 Noches
Enero 30: Alnilam, El Collar de Perlas
Por Pablo Lonnie Pacheco Railey
Sociedad Astronómica del Planetario Alfa

Cada año, el 30 de enero, Alnilam transita el meridiano aproximadamente a las 21:00 horas.

Alnilam es una estrella del hemisferio sur celeste pero se puede observar desde cualquier lugar del mundo pues sólo está 1° al sur del ecuador celeste. Es la estrella más brillante del cinturón de Orion -además de que está en el centro- por lo que es muy fácil de identificar.

Junto con Alnitak y Mintaka, Alnilam forma una figura reconocida cada vez que llega la Navidad pues no sólo es conocida como el cinturón de Orion, sino como “Los tres reyes magos” y en algunos pueblitos las llaman, “Las tres Marías”. Los árabes las conocían como el “cordón de perlas” y la palabra Alnilam significa precisamente eso (collar de perlas): Alnilam tomó el nombre del cinturón completo.

Con tantos nombres árabes de difícil pronunciación, Johann Bayer pensó que sería bueno instituir una nueva nomenclatura, y en 1603 sugirió nombrar las estrellas de acuerdo al alfabeto griego, y puso a Alnilam el título alterno de Épsilon Orionis.

A los ojos del pueblo Seri -en el noroeste de México- el cinturón de Orion estaba relacionado con la cacería, no porque Orion fuera un cazador para ellos también, sino porque Alnitak, Alnilam y Mintaka eran tres piezas de caza: Hap (el venado bura), Haamoja (el berrendo), y Mojet (el borrego cimarrón). Alnilam es Haamoja, el berrendo.

Existe un listado de 57 estrellas que se utilizan para navegación celeste. Y como Alnilam se cuenta entre las 30 estrellas más brillantes del cielo, es una de ellas.

A LA VISTA

Alnilam es una estrella de magnitud visual 1.7 –la cuarta más luminosa de Orion- de manera que aún desde la ciudad es visible sin problema alguno. Un vistazo con binoculares nos muestra un astro refulgente de color blanco-azulado. Los binoculares muestran que –además de sus compañeras Alnitak y Mintaka- Alnilam aparece escoltada por un montón de estrellas: es el cúmulo abierto Collinder 70

COLLINDER 70

En 1931 el astrónomo sueco Per Collinder presentó su doctorado un tratado sobre las propiedades de los cúmulos estelares. En él, Collinder presentó un catálogo de 471 cúmulos, muchos de los cuales ya eran conocidos, pero cuando examinó fotografías de campo amplio descubrió algunos más. Entre ellos, el cúmulo que rodea a Alnilam, formado por 125 estrellas aproximadamente y que recibió el número 70 en el listado de Collinder. El cúmulo se aprecia mejor en binoculares de 7 ó 10 aumentos (7 x 35 ó 10 x 50, por ejemplo). Cuando lo veas con tus propios ojos, seguramente encontrarás que entre Alnilam y Mintaka las estrellas forman aleatoriamente una cadena que dibuja una “S”.

CARACTERÍSTICAS DE ALNILAM

Comparada con las demás estrellas del cinturón, Alnilam es más caliente y brillante. Con una temperatura de 25000 kelvin en su superficie, ha sido clasificada espectralmente como tipo B0Iab (B0 significa que –entre las estrellas tipo B- es de lo más caliente que hay) y la clase espectral (Iab) nos dice que es una estrella súper gigante. Esto no quiere decir que es lo más grande que hay en la Galaxia. Su tamaño –equivalente a 26 diámetros solares- si bien es enorme comparado con el Sol, no es desmesuradamente grande como otras estrellas que llegan a ser 1000 veces más grandes que aquél que nosotros llamamos “astro rey”. El calificativo de súper gigante lo ha recibido como consecuencia de su estado evolutivo según aparece en el espectro, consecuencia de la temperatura, la luminosidad y la gravedad que comprime a la estrella.

No por eso, Alnilam es menos admirable. Formada en las vecindades de la nebulosa de Orion, produce tanta luz como ¡375,000 soles! No existe bloqueador solar que pueda con ella, por eso, a una distancia aproximada de 1340 años-luz, estoy muy a gusto. Una estrella como ésta en el Sistema Solar produciría tanta radiación ultravioleta que habría vaporizado ya a los desdichados planetas. Interesante, que Alnilam se ve más brillante que Alnitak y Mintaka, pues está ¡casi 2 veces más lejos! Eso significa que si las tres estrellas del cinturón estuvieran a la misma distancia de la Tierra, Alnilam se vería al menos 4 veces más brillante que sus compañeras. Orion se vería con una hebilla digna de cualquier campeón de peso completo.

Fotografías de larga exposición revelan que Alnilam ilumina con su potente luz el gas y polvo que la rodea. La nube recibe el nombre de NGC 1990 y no es visible en ningún telescopio.

EVOLUCIÓN

Estrellas tan masivas como Alnilam no saben llevar la fiesta en paz. Su temperamental comportamiento hace que su vida sea literalmente disipada. Alnilam pierde al espacio la sustancia misma de la que está formada. Sus poderosos vientos estelares se encargan de arrastrar consigo millones de toneladas cada segundo. Gas que se pierde y que –sin embargo- Alnilam no echa de menos. Es como quitarle un pelo a un gato.

Pero Alnilam no se quedará calva (¡Qué envidia!) Su portentosa masa, equivalente a 40 soles se encargará de destruirla mediante un violento estallido (Así estoy bien, entonces). Todas las estrellas cuya masa es aproximadamente 10 veces mayor que el Sol no tienen escapatoria: se convertirán en supernova; y con tanta masa, Alnilam va para allá que vuela. Posee una edad estimada de 4 millones de años y seguramente se destruirá antes de que pase otro millón. Para una estrella, morir tan joven, es una “tragedia”. Sin embargo, este proceso enriquecerá el medio interestelar con elementos pesados que podrán –en un futuro distante- integrarse para la formación de nuevos sistemas planetarios.
Una estrella tan caliente como Alnilam produce una luz muy pura, casi completamente libre de cualquier absorción. Su espectro –que no es otra cosa que un arcoíris artificial- es muy limpio. Estrellas típicas de menor temperatura muestran en sus atmósferas nubes de elementos pesados: sus espectros se ven interrumpidos por líneas de absorción, es decir, hay ausencia de ciertos colores específicos. Pero estrellas de temperatura tan elevada como Alnilam “barren” su entorno muy eficientemente. De este modo, Alnilam ha sido reiteradamente utilizada como una fuente de luz estándar, que sirve de comparación con otras estrellas.

La luz de Alnilam no es del todo constante. En cuestión de varios días, irregularmente, cambia su brillo. Lo hace por una décima de magnitud (1.64 a 1.74): sólo lo pueden percibir quienes tienen la vista mejor entrenada. Es una estrella variable de tipo Alpha Cygni. Estas estrellas experimentan pulsaciones que no son radiales ¿Qué significa esto? Generalmente las estrellas variables son pulsantes y radiales, es decir, que cuando se expande la estrella, se expande toda ella. Y cuando se contrae, lo hace también toda, de una pieza. Pero las capas externas de Alnilam no se ponen de acuerdo: mientras unas suben, otras bajan. Así que la estrella se sacude asimétricamente como una gelatina.

La luz de Alnilam, que se ve obligada a viajar un largo trayecto hasta la Tierra, sufre la absorción de ciertas longitudes de onda (colores) a causa de las nubes de gas y polvo que están dispersas en el espacio interestelar, así que también resultan de gran utilidad para estudiar el medio interestelar.

Por ahora, Alnilam pierde masa a razón de dos millonésimas de masa solar por año. Parece poco ¿cierto? Pero esto es 20 millones de veces superior a la pérdida de masa que sufre nuestro Sol. Los vientos estelares de Alnilam empujan la corona hasta 2000 kilómetros por segundo. Sí. Leyeron bien. A pesar de su tremenda gravedad, la radiación de Alnilam es imparable.

Si no lo ha hecho ya, la presión interior de Alnilam obligará su núcleo a transformar el helio en carbono y cuando lo haga, las reacciones atómicas expandirán la estrella fenomenalmente. Alnilam será una súper gigante roja mucho más brillante que la misma Betelgeuse. Orion tendrá un admirable lucero justo en el centro.

Alnilam se aleja de nuestro sistema solar a una velocidad de casi 26 km/s.

Otros nombres de Alnilam son Épsilon Orionis, Alnihan, Alnitam, 46 Orionis, HR 1903, BD -01°969, HD 37128, SAO 132346, FK5 210, HIP 26311, TD1 4963.

Coordenadas de Alnilam
Ascensión Recta 05 horas 36 minutos
Declinación  −01° 12′

Imágenes de apoyo
Mapa de localización de Alnilam en Orion por la Unión Astronómica Internacional & Sky Publishing
http://www.iau.org/public/constellations/#ori
Mapa de localización de Collinder 70 (Alnilam al centro)
http://astrobob.areavoices.com/astrobob/images/Collinder_70_tightA_map.jpg
Grabado de Orion y su cinturón por Samuel Leigh en Urania’s Mirror (1823)
http://www.philaprintshop.com/images/leigh29.jpg
Alnilam y Alnitak por Marco Lorenzi
http://www.astrosurf.com/lorenzi/ccd/Alnilam_ccd.htm
Alnilam y NGC 1990 por Glen Youman
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/8/8a/Ngc1990.jpg
Alnilam y NGC 1990 por Dick Locke
http://www.dl-digital.com/astrophoto/P2-Astro/Alnilam.htm
Alnilam, Alnitak y Mintaka por Digitized Sky Survey, ESA, ESO, NASA Fits Liberator, David de Martin
http://images.astronet.ru/pubd/2006/12/29/0001219031/OrionBeltx_demartin_f.jpg
Sitios consultados y bibliografía
http://stars.astro.illinois.edu/sow/alnilam.html sitio de Jim Kaler
http://astrobob.areavoices.com/2008/12/28/new-face-on-an-old-friend/ artículo de Bob King
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El autor es presidente (2010) y miembro honorario de la Sociedad Astronómica del Planetario Alfa, así como director de ASTRONOMOS.ORG www.astronomos.org Puedes reproducir este artículo libremente de manera total o parcial, siempre que se de crédito al autor y se indiquen sus correos electrónicos: pablo@astronomos.org, pablolonnie@yahoo.com.mx . Si detectas un error, favor de enviar correcciones y sugerencias a estos mismos.

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