Category: Clases


02 de noviembre de 2009.

La astrónoma Carolyn Porco, del Instituto de Ciencias Espaciales situado en Boulder, Colorado y miembro del equipo científico de imágenes de la sonda espacial Cassini, reportó el descubrimiento de un nuevo satélite de Saturno, girando dentro del anillo B.

La Unión Astronómica Internacional, IAU, en su circular IAUC 9091, certificó el descubrimiento, el cual se realizó analizando imágenes obtenidas por la sonda espacial Cassini, el pasado 26 de julio del presente año.

El nuevo satélite, denominado provisionalmente S/2009 S1, mide unos 300 metros y su órbita se extiende a unos 117.000 Kilómetros de Saturno.

Con este descubrimiento, Saturno alcanza los 62 satélites y se ubica a apenas uno del gigante Júpiter.

El cuadro actual de satélites en el Sistema Solar es:

Planetas.

Tierra: 1.

Marte: 2.

Júpiter: 63.

Saturno: 62.

Urano: 27.

Neptuno: 13.

Total: 168.

Planetas Enanos.

Plutón: 3.

Eris:1.

Haumea: 2

Total: 6

Fuente: Jesús Guerrero. ALDA/LIADA.

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Estructuras Cósmicas

Estructuras cósmicas

La materia, en el Universo, no está distribuida al azar. Las galaxias, los cuásares y el gas intergaláctico trazan un diseño que es comparable al de las burbujas del jabón – grandes vacíos rodeados por delgadas paredes de galaxias, con densos cúmulos de galaxias en las intersecciones de las paredes. Uno de los objetivos primarios del SDSS es trazar un mapa muy detallado de esa estructura, a grandes distancias. Los científicos tienen muchas teorías acerca de cómo evoluciona el Universo y esas teorías predicen diferentes estructuras, a gran escala. El mapa desarrollado por el SDSS puede decirnos cuál de esas teorías está en lo cierto o quizá que tendremos que elaborar ideas completamente nuevas.

Cúmulos de Galaxias

Las galaxias se encuentran, generalmente, unas próximas a las otras en cúmulos de galaxias. La distribución de estos cúmulos y cómo esta distribución evoluciona con el tiempo son pruebas importantes para los modelos cosmológicos. Por ejemplo, diferentes modelos cosmológicos predicen diferente número de cúmulos de galaxias con diferentes desplazamientos al rojo en sus líneas espectrales. Adicionalmente, no sólo las galaxias se agrupan en cúmulos sino que, a su vez, ¡los cúmulos también se agrupan! El grado en que las galaxias y los cúmulos tienden a agruparse constituye un examen para las diferentes teorías. Estudiando las masas, las distribuciones y la evolución de los cúmulos de galaxias, es posible aprender algo acerca de la formación de la masa en el Universo, un objetivo fundamental de la cosmología.

Una imagen óptica de un cúmulo de galaxias
superpuesto por un mapa de emisión de rayos X.

Como los cúmulos de galaxias pueden ser muy masivos (hasta 1014 veces la masa del Sol), su gravedad es lo suficientemente fuerte para retener el gas extremadamente caliente, con temperaturas de millones de grados. Este gas emite radiación en las longitudes de onda de los rayos X, lo cual puede observarse con los satélites especializados en rayos X como Chandra, ROSAT, y XMM.  Estos satélites han mostrado que una gran parte de los cúmulos tiene estructura y movimientos internos complicados, lo que indica que están aún evolucionando. También, observaciones en satélites han mostrado que el gas que emite en rayos X integra la mayor parte de la masa visible en los cúmulos, mayor que la suma de todas las galaxias. Este es un resultado muy interesante; recuérdese que los cúmulos de galaxias se descubrieron como un exceso en la densidad de galaxias y ahora se sabe que las galaxias son sólo una pequeña parte de la masa total de los cúmulos. Algunos astrónomos han sugerido, también, que pueden existir cúmulos sin galaxias, que serían sólo grandes burbujas de gas.

Los cúmulos de galaxias tienen masas enormes y la Teoría General de la Relatividad dice que los objetos masivos desvían la luz que pasa por ellos, fenómeno conocido como lentes gravitacionales. La cantidad de efecto de lente causado por un cúmulo de galaxias depende de la masa total del cúmulo por lo que, midiendo la cantidad del efecto, es posible medir la masa del cúmulo. Estas mediciones pueden ser comparadas con otras estimaciones de las masas, como la cantidad de gas en rayos X y las velocidades de las galaxias en el cúmulo. Con esas masas estimadas, es posible calcular la razón masa-luminosidad (M/L) para los cúmulos. Esta razón permite estimar la tendencia que nos dice cómo están distribuidas las galaxias en relación con el resto de la materia. La tasa M/L también ayuda a poner restricciones para la masa total del Universo.

Si se adiciona la masa de las galaxias que se pueden ver con la masa del gas en rayos X observada, y se la compara con la masa total estimada para el cúmulo, se encontrará que ¡la mayor parte de la materia está en otra forma! A esta masa extra se la llama materia oscura, puesto que no emite luz. De hecho, esto produce que la mayor parte del Universo parezca estar hecho de materia oscura, la cual no es posible ver directamente pero cuya existencia se puede inferir debido a su gravedad. Los científicos tienen varias teorías acerca de qué puede ser la materia oscura, pero nadie lo sabe con certeza. El descubrimiento de la materia oscura es uno de los más grandes e intrigantes de la última década.

Un cúmulo de galaxias muy distante, observado con
el Telescopio Espacial Hubble. Nótese el gran
número de viejas galaxias rojas.

La mayor parte de las galaxias elípticas y S0 se encuentran en cúmulos, y muchas más se encuentran en los cúmulos más densos. Sorprendentemente, los astrónomos no tienen explicaciones satisfactorias de por qué muchos cúmulos contienen galaxias elípticas. Entienden, también, muy poco de cómo evolucionan las galaxias en los cúmulos. Se sabe que hay, aparentemente, más galaxias azules en los cúmulos a medida que miramos más atrás, en el tiempo, lo que sugiere que había más formación de estrellas. Más aún, se ven cúmulos de galaxias con un significativo número de galaxias viejas rojas con desplazamientos al rojo del orden de 1, cuando el Universo tenía sólo unos pocos miles de millones de años de edad.. Usando el SDSS, es posible estudiar los tipos de galaxias y sus masas en miles de cúmulos, mucho más lejos de lo que se ha podido estudiar hasta ahora.

Supercúmulos

Los supercúmulos son, simplemente, cúmulos de cúmulos de galaxias. Mientras los cúmulos están, típicamente, en los filamentos y las paredes de las “pompas de jabón” del Universo, los supercúmulos se encuentran en las intersecciones de las paredes. Los supercúmulos son las más grandes estructuras conocidas en el Universo, siendo algunas de ¡más 200.000.000 de años luz de tamaño! Sin embargo, como estas estructuras no son muy comunes, sólo se conoce unas pocas. El más famoso supercúmulo está cercano e incluye a la Gran Muralla y al supercúmulo de Perseus-Pisces. Recientemente surgió evidencia de supercúmulos a corrimientos al rojo del orden de 1, los cuales implican importantes restricciones en la formación de estructuras y en los modelos cosmológicos. Por añadidura, la tasa M/L de los supercúmulos es similar para esos cúmulos. Este descubrimiento implica que la misteriosa materia oscura no puede contribuir a la masa del Universo de lo que contribuye a la de los cúmulos.

Vacíos

La imagen abajo muestra la distribución de 10.853 galaxias en una pequeña porción del sondeo principal del SDSS, junto con otras 486 “galaxias rojas luminosas”, elegidas para trazar el mapa de la estructura a grandes desplazamientos al rojo. Esta muestra constituye ¡sólo el 1% de los datos finales espectroscópicos esperados! Se ve claramente la red de paredes en forma de burbuja, con filamentos y vacíos. La cantidad de espacio cubierto por las áreas vacías es diferente en diferentes modelos cosmológicos; por lo que mapas precisos de la estructura del Universo, a gran escala, proveen pistas para establecer en qué tipo de Universo vivimos.

La distribución de galaxias en una porción del sondeo espectroscópico del SDSS. (A. Pope, JHU)

Origen: Sloan Digital Sky Survey

Galaxias

Las galaxias son agrupaciones de miles de millones de estrellas. Nuestra propia galaxia, es un ejemplo típico. Estrellas, gas y polvo interestelar orbitan alrededor del centro de la galaxia debido a la atracción gravitatoria de todas las demás estrellas. Nuevas generaciones de estrellas nacen a partir del gas que se condensa en regiones llamadas nubes moleculares gigantes y las estrellas, a veces, forman cúmulos de estrellas. Cuando una estrella alcanza el final de su evolución, puede devolver mucho gas al medio interestelar que será la fuente para una nueva generación de estrellas. Podemos imaginar a las galaxias como sistemas que transforman gas en estrellas y éstas nuevamente a gas.

Cuando miramos una galaxia, la luz que vemos viene de dos fuentes. Primero, vemos luz de sus miles de millones de estrellas; puesto que muchas galaxias están muy lejanas, no vemos estrellas individuales – sólo la luz difusa combinada de todas. Segundo, vemos luz fluorescente emitida por el gas ionizado por las estrellas luminosas calientes. Estas nubes de gas resplandeciente marcan los sitios donde nacen nuevas estrellas – a menudo, suelen parecerse a las cuentas de un collar por la forma en que se encadenan en los brazos de las galaxias espirales. La luz de las estrellas y del gas es amortiguada, a una cierta distancia, por el polvo dentro del medio interestelar de la galaxia.

Comparadas con el Sistema Solar, las galaxias son inmensas. Viajando a la velocidad de la luz, tomaría cerca de dos segundos ir de la Tierra a la Luna, y cerca de cinco horas y media, para ir del Sol a Plutón. Llevaría 25.000 años para ir desde el centro de la Vía Láctea a la posición del Sol. La Vía Láctea tiene más de cien mil millones de estrellas, pero las estrellas están tan lejos, unas de otras, que casi nunca colisionan. Incluso los pasos cercanos entre dos estrellas son sumamente excepcionales. Puesto que las estrellas raramente interactúan entre sí, sus órbitas, alrededor de la galaxia, raramente cambian. Las órbitas de las estrellas reflejan el movimiento del gas a partir del cual se formaron las estrellas. Por lo tanto, la forma de una galaxia nos habla de las condiciones en que se formó, salvo que la galaxia haya sufrido una colisión.

Mientras que las estrellas dentro de una galaxia están separadas por distancias muy grandes comparadas con sus tamaños, las galaxias están separadas de sus vecinas más cercanas por distancias que son mucho más pequeñas cuando se comparan con las distancias entre las estrellas dentro de las galaxias. Así, no son inusuales las colisiones entre galaxias conforme éstas se mueven a través del espacio intergaláctico. Cuando las galaxias colisionan se penetran unas a otras y se producen choques de estrellas y las nubes de gas, en una galaxia, son comprimidas y frenadas por nubes de gas de la otra galaxia. Las órbitas de las estrellas pueden ser sustancialmente perturbadas (debido a la fuerza gravitacional que una galaxia ejerce sobre la otra) y la comprensión de las nubes de gas puede estimularlas a colapsar y formar estrellas con una tasa especialmente alta.

Debido a que las estrellas en las galaxias están tan lejos, una señal de una galaxia es generalmente muy débil. Desde el patio posterior de su casa es difícil ver galaxias a simple vista, incluso las más cercanas. El mapa del SDSS muestra las galaxias de las profundidades del cosmos, casi tantas galaxias como estrellas. Las estrellas aparecen como puntos pequeños (las estrellas brillantes tienen una estructura en forma de cruz, debido a un efecto provocado por una parte del telescopio). Las galaxias más brillantes y grandes son fáciles de identificar: son señales de luz con una gran variedad de formas, desde elípticas a espirales. Las mucho más numerosas galaxias débiles son más difíciles de encontrar. Es necesario buscar imágenes que son más borrosas y de contraste más bajo que las estrellas puntuales.

Clasificación de las Galaxias

Existen muchos tipos diferentes de galaxias. Los diferentes tipos de galaxias no sólo parecen diferentes, sino que también tienen diferentes historias evolutivas. Las tres clases fundamentales de galaxias son elípticas, espirales e irregulares. Estas categorías se dividen a su vez en subclases, a menudo ilustradas usando el diagrama de diapasón de Hubble . Originalmente, los científicos pensaron que este diagrama podía haber representado una secuencia evolutiva de las galaxias, pero hoy sabemos que esto no es verdad. La formación y evolución de las galaxias es un proceso complejo que aún se entiende poco.

Sa Sb Sc Sd
E0 E6 S0
SBa SBb SBc SBd

Elípticas

Las galaxias elípticas son llamadas así porque tienen formas elípticas: parecen huevos grandes borrosos o pelotas de rugby. Las estrellas, en las galaxias elípticas, no se esparcen en un disco delgado como ocurre en las galaxias espirales sino que se distribuyen alrededor del centro de la galaxia, uniformemente, en todas direcciones. Las elípticas tienen brillos que varían suavemente, disminuyendo gradual y constantemente, del centro hacia fuera. Si se observa una superficie con forma elíptica que rodea el centro de una galaxia elíptica, todas las estrellas, en esa superficie, tendrán brillos similares. Las galaxias elípticas son también, casi todas, del mismo color: algo más rojas que el Sol. En el diagrama de diapasón son clasificadas como E, seguidas de un número indicando cuán elíptica es una galaxia dada. Cuanto más alto el número, más elíptica, o sea, más larga que ancha.

El color rojizo de las elípticas (así como también otras observaciones más detalladas) nos dice algo importante sobre sus historias. El color rojo de las galaxias viene de las estrellas más viejas y frías. El hecho de que la mayor parte de la luz proviene de estrellas viejas sugiere que muchas elípticas se formaron hace mucho tiempo. El hecho de que el color de una elíptica sea más o menos el mismo a través de la galaxia, sugiere que la mayoría de las estrellas, en estas galaxias, se formaron en la misma época.

Además, muchas galaxias elípticas, en el universo, se encuentran cerca de otras galaxias elípticas, en cúmulos de galaxias. En estos cúmulos, cerca del 75% de las galaxias son elípticas. Esta acumulación también sugiere que se formaron hace mucho tiempo porque las galaxias probablemente se formaron primero en regiones de alta densidad como cúmulos de galaxia.

Las galaxias más grandes, en el universo, son las galaxias elípticas gigantes. Ellas pueden contener un billón de estrellas, o más, y alcanzar un  tamaño de unos dos millones de años luz -unas 20 veces el de la Vía Láctea -. Algunas de ellas parecen contener agujeros negros supermasivos en sus corazones – monstruos que engullen estrellas, que son hasta tres mil millones de veces más pesados que el Sol -. Estas galaxias elípticas gigantes están en los corazones de los cúmulos de galaxias.

Espirales

Las galaxias espirales, como la de la izquierda, tienen discos delgados de estrellas con bulbos brillantes, llamados núcleos, en sus centros. Los brazos espirales se envuelven alrededor de estos bulbos. Un halo esférico de estrellas extenso envuelve al núcleo y a los brazos. Los brazos espirales, probablemente, se formaron como resultado de ondas que barren el disco galáctico. Como las ondas en el océano, las también llamadas “ondas de densidad” no transportan nada de materia con ellas – se mueven interrumpiendo el tránsito de la materia por la que pasan. En el caso de las galaxias, las ondas de densidad presionan las nubes de gas interestelar, causando que nuevas estrellas se formen dentro de las nubes. Algunas estrellas nacidas a partir de allí son masivas, calientes y brillantes, por lo que hacen que los brazos espirales sean brillantes. Estas estrellas masivas son azules o blancas, por lo que los brazos espirales también parecen blanco azulados. Vistos de perfil, los brazos espirales, a menudo, parecen surcos oscuros porque contienen mucho polvo interestelar que bloquea la luz del bulbo. Los espacios entre los brazos contienen las estrellas más viejas que no son tan brillantes. Aún así, los núcleos de las espirales son, a menudo, rojos, como las galaxias elípticas, sugiriendo que están compuestos por estrellas más viejas.

En algunas espirales, las ondas de densidad organizan las estrellas del centro en una barra. Los brazos de las galaxias espirales barradas forman espirales hacia afuera a partir de los extremos de la barra. La Vía Láctea puede caer en esta clase de espirales, llamadas espirales barradas.

En el sistema de diapasón de Hubble, las espirales normales son designadas como “S” y las variedades barradas “SB”. A cada una de estas clases, a su vez, se las clasifica en tres subclases, de acuerdo al tamaño del núcleo y el grado en que los brazos espirales se enrollan. Las tres subclases se denotan con las letras minúsculas “a”, “b” y “c”. También hay algunas galaxias intermedias entre las elípticas y las espirales. Estas galaxias intermedias tienen la forma del disco característica de las espirales, pero no tienen brazos espirales. Estas formas intermedias tienen la designación “S0”. Tres galaxias espirales se muestran abajo.

Irregulares

La última clase de galaxias, “irregulares”, contiene una mezcla de formas -algo que no parece ni espiral ni elíptica-. Cualquier galaxia de forma no identificada – cuyas estrellas, gas y polvo se esparcen al azar- se clasifica como irregular. Las irregulares son las galaxias más pequeñas, y pueden contener no más de un millón de estrellas. Pueden ser los ladrillos para formar las primeras galaxias grandes. Muchas galaxias irregulares pequeñas orbitan la Vía Láctea, incluyendo a las Nubes Mayor y Menor de Magallanes.

Hubble reconoció dos tipos de galaxias irregulares, Irr I e Irr II. Irr I es el tipo más común de galaxias irregulares. Este tipo parece ser una extensión de las galaxias espirales, más allá de Sc, en galaxias con estructura espiral no discernible. Las galaxias Irr I son azules, muy dispersas, y con poco o ningún núcleo. Las galaxias Irr II son raras. Este tipo incluye varios tipos de galaxias caóticas que parecen haberse formado de muchas formas diferentes.

Cuásares

Los cuásares fueron descubiertos a principios de 1960 cuando radioastrónomos identificaron una estrella pequeña designada 3C 48 que emitía poderosas ondas de radio. Cuando obtuvieron el espectro de la estrella, encontraron algo completamente inesperado: el espectro era plano con varias, inesperadas y totalmente inexplicables, líneas de emisión. El objeto permaneció en el misterio hasta que un otro similar, pero más brillante, 3C 273, fue descubierto, en 1963. Los astrónomos se dieron cuenta que 3C 273 tenía un espectro normal con las mismas líneas de emisión que las observadas en radiogalaxias, pero el espectro había sido fuertemente desplazado hacia el rojo (esto es, las líneas espectrales fueron encontradas en longitudes de ondas mayores que las esperadas). Esta observación explicó el misterio del espectro de 3C 48: era un espectro ordinario de una radiogalaxia, pero estaba tan desplazado hacia el rojo que las líneas espectrales familiares estaban tan lejos de donde tenían que estar que nadie las reconoció. Cuando un objeto se aleja de nosotros, sus líneas espectrales son desplazadas hacia el rojo; cuanto más rápido se mueve, mayor es el desplazamiento hacia el rojo. Si el desplazamiento hacia el rojo de 3C 273 era debido a su velocidad, entonces, su velocidad debía ser mayor que la velocidad de la luz -lo cual es imposible-. Muchos objetos parecidos se han descubierto y se conocen como fuentes de radio casi estelares, abreviado como cuásar.

Imagen tomada por el SDSS de un cuásar
con desplazamiento hacia el rojo de 5.8

Hoy, sabemos que los cuásares son galaxias con núcleos extremadamente energéticos. La cantidad de radiación emitida por tales núcleos opaca la luz del resto de la galaxia, de forma que sólo técnicas de observación especiales pueden revelar la existencia del resto de la galaxia. El núcleo explica por qué los cuásares se parecen a estrellas – todo lo que podemos ver es el motor central brillante-.

Aunque el núcleo de un cuásar es extremadamente pequeño – sólo del tamaño del Sistema Solar- emite hasta 100 veces más radiación que una galaxia entera. La galaxia subyacente a la imagen brillante de un cuásar es probablemente bastante normal, excepto por los efectos superficiales a gran escala del cuásar en su centro. Los cuásares se piensa son accionados por agujeros negros supermasivos, en el centro de las galaxias. La poderosa radiación que vemos proviene de materia arremolinada alrededor del agujero negro y cayendo hacia él.

El SDSS (e inspecciones del cielo que usan luz visible) pueden encontrar cuásares lejanos con corrimientos al rojo de 4-6, o un 90% tan viejos como el mismo universo, porque los cuásares parecen estrellas pero tienen colores peculiares. Buscando objetos como estrellas débiles y tomando su espectro, el SDSS encuentra miles de cuásares con desplazamientos hacia el rojo mayores que 4. El cuásar más lejano descubierto hasta ahora, con un desplazamiento hacia el rojo de 6,28, fue visto por el SDSS en Abril de 2001.

Origen: Sloan Digital Sky Survey

Estrellas y nebulosas

La mayor parte de los objetos que pueden verse en el cielo nocturno son estrellas, unos pocos centenares son visibles a simple vista. Una estrella es una bola caliente principalmente compuesta por hidrógeno gaseoso. El Sol es un ejemplo de una estrella típica y común. La gravedad impide que el gas se evapore en el espacio y la presión, debida a la alta temperatura de la estrella, y la densidad impiden que la bola encoja. En el corazón de la estrella, la temperatura y la densidad son lo suficientemente altas para sustentar a las reacciones de fusión nuclear, y la energía, producida por estas reacciones, hace su camino a la superficie y la irradia al espacio en forma de calor y luz. Cuando se agota el combustible de las reacciones de fusión, la estructura de la estrella cambia. El proceso de producir elementos, cada vez más pesados, a partir de los más livianos y de ajustar la estructura interna para balancear gravedad y presión, es llamado evolución estelar.

Observar una estrella a través del telescopio permite conocer muchas de sus importantes propiedades. El color de una estrella es un indicador de su temperatura y ésta, a su vez, depende de una combinación entre la masa de la estrella y su fase evolutiva. Usualmente, las observaciones también permiten encontrar la luminosidad de la estrella o la tasa con la cual ella irradia energía, en forma de calor y luz.

Todas las estrellas visibles a simple vista forman parte de nuestra galaxia, la Vía Láctea. La Vía Láctea es un sistema compuesto por unos cien mil millones de estrellas, junto con una considerable cantidad de material interestelar. La galaxia tiene forma de un disco chato sumergido en un halo débil y esférico. La gravedad impide que las estrellas se escapen y, sus movimientos, hacen que el sistema no colapse. La Vía Láctea no posee un límite definido, la distribución de las estrellas decrece gradualmente con distancias crecientes del centro. El SDSS detecta estrellas más de un millón de veces más débiles que las que podemos ver a simple vista, lo suficientemente lejos para ver la estructura de la Vía Láctea.

Colores y luminosidades de las estrellas: el diagrama H-R

Los astrónomos, a menudo, hacen gráficas en las que representan la luminosidad de las estrellas en función de su color.  La primera de esas gráficas fue realizada a comienzos del siglo XX, cuando los astrónomos tomaban espectros de miles de estrellas y, entonces, los ponían en una secuencia basada en el aspecto de varias características distintas. A las clases de estrellas les daban, por nombre, diferentes letras. En orden de temperatura decreciente, ellas son OBAFGKMLT. Las estrellas más calientes son de la clase O mientras que las más frías son de la clase T. Dos  astrónomos, Ejnar Hertzsprung y Henry Norris Russell, comenzaron independientemente a percibir qué podía ocurrir si se comparaban las luminosidades estelares con sus clasificaciones espectrales (o, alternativamente, con sus temperaturas). Ellos supieron, así, que algunas estrellas eran más calientes y más luminosas que el Sol, y que otras eran más frías y menos luminosas. Hertzsprung y Russell encontraron que el 90% de las estrellas ocupan una banda estrecha llamada  “secuencia principal”. Hoy, a ese tipo de gráfica la llamamos diagrama de Hertzsprung-Russell (o HR).

Los astrónomos, a su vez, dividen cada letra en diez categorías de 0 a 9, con 0 siendo las estrellas más calientes de la clase espectral y 9, las más frías. Así, una estrella B1 es más caliente que una estrella B2, y una B9 es más caliente que una A0. Nuestro Sol está en el extremo “caliente” de la clase G, con una temperatura superficial de 5770° K que se dice, por lo tanto, que es una estrella de clase G2.

Las clases espectrales brindan un modo conveniente para hacer referencia a la mayoría de los tipos de estrellas, desde O0, la más caliente a más de 25.000° K, hasta T9, la fría estrella fallida a 1000° K. Cada clase espectral está asociada a un color específico: todas las estrellas de tipo G, como el Sol, son amarillas; todas las de tipo M se ven rojas; y todas las B son azuladas. Entonces, el sistema de letras y números nos permite saber en qué punto del eje horizontal (color o temperatura) del diagrama HR está la estrella.
Dos sistemas alternativos nos pueden decir dónde, aproximadamente, puede estar la estrella en el eje vertical  (luminosidad).  Un sistema usa magnitudes absolutas, una medida de la luminosidad derivada de la magnitud aparente, o el brillo de la estrella vista desde la Tierra. El otro sistema usa números romanos, con el menor número (I) para las estrellas más luminosas (supergigantes) y el mayor número(V) para las menos luminosas (secuencia principal).

La tabla abajo muestra la clasificación completa de las clases espectrales y la luminosidad. La imagen abajo muestra el diagrama HR para un centenar de estrellas típicas. El eje, en la parte inferior, muestra la clase espectral; el de la parte superior muestra las temperaturas en grados Kelvin. El eje a la izquierda representa la luminosidad en función de la luminosidad del Sol (un “10” significa que la estrella es diez veces más luminosa que el Sol); el eje a la derecha muestra la magnitud absoluta.

Temperatura/
Clase espectral
Clases de luminosidad
Nombre Temp (°K) Clase Tipo de estrella
O >25000 I Supergigantes
B 11000-25000 II Gigantes luminosas
A 7500-11000 III Gigantes
F 6000-7500 IV Subgigantes
G 5000-6000 V Secuencia principal,  enanas
K 3500-5000 VI Subenanas
M 2200-3500 VII Enanas blancas
L 1600-2200
T <1600 Gráfica esquemática del diagrama HR.

Evolución estelar

Las estrellas no son objetos estáticos. A medida que la estrella consume combustible en sus reacciones nucleares, su estructura y composición varían, afectando su color y su luminosidad. Entonces, el diagrama HR no sólo muestra los colores y luminosidades de muchas estrellas, sino que muestra a las estrellas en diferentes estados de su historia evolutiva.

Todas las estrellas de la secuencia principal poseen interiores lo suficientemente calientes para fusionar cuatro átomos de hidrógeno en un átomo de helio, y este átomo de helio es 0,7% más liviano que lo que eran los cuatro átomos de hidrógeno. La masa perdida se convierte en energía, y esta energía se libera proveyendo a la luminosidad de la estrella. A lo largo de miles de millones de años, el helio residual se acumula en el núcleo de la estrella. Cuando se ha acumulado suficiente helio, éste puede también generar reacciones nucleares. En estas reacciones, tres átomos de helio se convierten en un átomo de carbono. El encendido de las reacciones nucleares del helio puede ocurrir sólo cuando el interior de la estrella alcanza una mayor temperatura, y esta altísima temperatura hace que la superficie exterior de la estrella se expanda a un mayor tamaño del que tenía cuando permanecía en la secuencia principal. Así como el núcleo de la estrella es más caliente, la superficie es ahora más fría, haciendo que la estrella se vuelva más roja. Así, con el tiempo, la estrella se vuelve gigante roja, apartándose de la secuencia principal, en el centro del diagrama HR y ocupando el área de las gigantes rojas en el extremo superior derecho.

La evolución a partir de la secuencia principal hacia gigante roja ocurre en diferentes tiempos para las diferentes estrellas. Las estrellas que son más pesadas y calientes, como las de tipo O, se transforman en gigantes rojas en sólo 10 millones de años. A estrellas más frías y livianas, como nuestro Sol, les toma 10 mil millones de años transformarse en gigantes rojas. Este hecho realmente provee una forma de ver cuán viejo es un grupo de estrellas, ¡sólo es necesario hacer un diagrama HR para sus estrellas y ver cuál de ellas ha evolucionado de la secuencia principal!

Eventualmente, todo el helio del núcleo de la estrella es utilizado. En este punto, lo que ocurrirá después depende de la masa de la estrella. Las más pesadas, entre seis y ocho veces más masivas que nuestro Sol, tienen suficiente presión en sus núcleos para comenzar la fusión del carbono. Una vez que se acaba el carbono, explotan como supernovas, dejando tras de sí a estrellas de neutrones o agujeros negros. Las estrellas menos masivas simplemente se apagan, derramando sus capas externas en bellas nebulosas planetarias, y dejando el núcleo como una enana blanca caliente. Las enanas blancas permanecen en la esquina inferior izquierda del diagrama HR, un verdadero cementerio cósmico para las estrellas difuntas.

Diagrama HR mostrando la trayectoria evolutiva de una estrella similar al Sol.

Nebulosas

Originalmente, la palabra “nebulosa” se refería a casi cualquier objeto astronómico extenso  (diferentes de los planetas y los cometas). La palabra “nebulosa” deriva de su aspecto difuso, como las nubes. Antes que los astrónomos supieran que las galaxias eran conjuntos distantes de estrellas, a las galaxias se las llamaba también nebulosas debido a su apariencia difusa. Hoy, reservamos la palabra nebulosa para objetos extensos que consisten, fundamentalmente, de gas y polvo.

Las nebulosas existen en diversas formas y tamaños y se forman de diferentes modos. En algunas nebulosas, las estrellas se forman a partir de grandes nubes de gas y polvo. Una vez que algunas estrellas se forman dentro de la nube, su luz pasa a iluminar la nube, haciéndola visible. Estas regiones de formación de estrellas son lugares de las nebulosas de emisión y reflexión, como la famosa Nebulosa de Orión que se muestra en la imagen de la derecha.

Las nebulosas de emisión son nubes de gas a alta temperatura. Los átomos, en la nube, son energizados por la luz ultravioleta de una estrella cercana y emiten radiación cuando vuelven a su estado de menor energía (las luces de neón brillan prácticamente del mismo modo). Las nebulosas de emisión son comúnmente rojas, debido a que el hidrógeno, que es el gas más común en el universo, en general emite luz roja. Las nebulosas de reflexión son nubes de polvo que simplemente reflejan la luz de una o de varias estrellas cercanas. Las nebulosas de reflexión son usualmente azules ya que la luz azul se dispersa más fácilmente. Las nebulosas de emisión y de reflexión son vistas, a menudo, juntas y, así, se las reconoce como nebulosas difusas. En algunas nebulosas, las regiones de formación de estrellas son muy densas y gruesas, tanto que la luz no puede atravesarlas. Lógicamente, a ellas se las llama nebulosas oscuras.

Otro tipo de nebulosas son las llamadas nebulosas planetarias, resultantes de la muerte de una estrella. Cuando una estrella ha quemado tanto material, que no puede ya sostener sus propias reacciones de fusión, la gravedad de la estrella causa su colapso. Cuando la estrella colapsa, su interior se calienta. El calentamiento del interior produce un viento estelar que permanece por unos pocos miles de años y que sopla las capas exteriores de la estrella. Cuando esas capas se han soplado, el núcleo remanente calienta los gases, que están ahora lejos de la estrella, y los hace brillar. La “nebulosa planetaria” resultante (llamada así debido a que su aspecto se parece al de los planetas gigantes gaseosos vistos a través del telescopio) son envolturas de gas brillante que rodean a un pequeño núcleo. Los astrónomos estiman que nuestra galaxia contiene alrededor de 10.000 nebulosas planetarias. Las nebulosas planetarias son una parte común en el ciclo de vida normal de una estrella pero ellas viven poco, sólo alrededor de 25.000 años.

La vida de una estrella, cuya masa es mayor a 1,4 veces la masa del Sol, termina más violentamente y deja de atrás un diferente tipo de nebulosa llamada remanente de supernova. Cuando una estrella tal se queda sin combustible y colapsa, una enorme onda de choque atraviesa la estrella a gran velocidad, soplando varias capas y dejando atrás un núcleo llamado estrella de neutrones y una envoltura de materia en expansión conocida como remanente de supernova. La onda de choque de una supernova es mucho más violenta que el viento estelar que marca el fin de una estrella de poca masa. Cerca del núcleo del remanente, los electrones emiten la radiación llamada “radiación de sincrotrón” ya que recorren trayectorias en espiral hacia la estrella de neutrones a velocidades próximas a la de la luz. La porción ultravioleta de esta radiación puede desnudar electrones o “ionizar” los filamentos externos de la nebulosa, haciéndola brillar. Adicionalmente, la materia expulsada barre el gas y el polvo de los alrededores, a medida que se expande, produciendo una onda de choque que excita y ioniza el gas en la nebulosa remanente de supernova, la cual es poco densa pero extremadamente caliente (¡hasta 1.000.000° K!). El más famoso remanente de supernova es la Nebulosa del Cangrejo, en Taurus (M1), que se ve en la imagen más arriba. La luz del núcleo interior proviene de la radiación de sincrotrón mientras que el colorido brillo de las regiones externas proviene de las emisiones de diversos gases, incluyendo al color rojo del hidrógeno.

Enanas marrones

Espectros de dos enanas marrones (estrellas de clase T) descubiertas
por el SDSS, comparadas con la primera descubierta,
Gliese 229B. La absorción debida al metano
(CH4) es evidente.

Algunas estrellas fracasan antes de que comience su ciclo evolutivo: A estas estrellas fallidas se las llama enanas marrones. Las enanas marrones son bolas de gas no lo suficientemente pesadas como para que se puedan encender, en su núcleo, las reacciones de fusión y, así, su liberación de energía sólo proviene de la gravedad. Si bien su existencia había sido pronosticada por la teoría, hace largo tiempo, como ellas son frías, oscuras y difíciles de ver, la primera de ellas se descubrió hace sólo cinco años. Las enanas marrones de menor masa son, realmente, muy similares a Júpiter, mostrando absorción debida a metano en sus espectros. Las últimas dos letras en el sistema de clasificación de las estrellas por temperatura, L y T, han sido adicionados recientemente para incluir a las enanas marrones. El SDSS, en combinación con estudios de seguimiento en el infrarrojo cercano, han encontrado muchas enanas marrones pues éste cubre una gran área del cielo, puede ver objetos muy débiles y tiene un filtro en la parte roja del espectro (z’). Las enanas marrones son interesantes por dos razones. La primera razón es que  pueden informarnos cuál es la menor masa para que se forme una estrella, lo cual puede, además, permitirnos saber acerca de las condiciones en las que las estrellas se forman. La segunda razón es que las enanas marrones pueden formar parte de la masa oculta o “materia oscura” en nuestra galaxia.

Origen: Stars and Nebulae

Very Large Array (VLA)

Very Large Array

Very Large Array en configuración D

El Very Large Array (VLA) es un observatorio radioastronómico situado en las Llanuras de San Augustin, entre las localidades de Magdalena y Datil, a unos 80 km al oeste de Socorro, New Mexico, EEUU. El VLA está localizado a 34°04′43″N 107°37′04″O / 34.07861, -107.61778, a una altitud de 2124 m sobre el nivel del mar. Es parte del National Radio Astronomy Observatory (NRAO).

Características

El observatorio consiste en 27 radio antenas independientes, cada una de las cuales tiene un diámetro de disco de 25 metros y un peso de 209 toneladas. Las antenas están alineadas a lo largo de tres brazos en forma de Y (cada uno mide 21 km). Usando las vías férreas que siguen cada uno de estos brazos y una locomotora especialmente diseñada, las antenas pueden ser resituadas físicamente a un número de posiciones preparadas, permitiendo la interferometría con una base máxima de 36 km: esencialmente, el alineamiento actúa como una única antena con ese diámetro. La resolución angular más alta que puede ser alcanzada es de unos 0.05 segundos de arco.

Hay cuatro configuraciones usadas habitualmente, llamadas A (la mayor) hasta D (la menor, cuando todos los discos están a menos de 600 m del punto central). El observatorio normalmente pasa por todas las configuraciones posibles (incluidas algunas híbridas) cada 16 meses: en otras palabras, una vez que el increíble esfuerzo necesario para mover dos docenas de instrumentos científicos altamente sensibles de 209 toneladas ha sido realizado, las antenas no son movidas otra vez por un período de unos tres a cuatro meses.

El VLA sirve actualmente también de centro de control del Very Long Baseline Array (VLBA), un alineamiento VLBI de 10 discos de 25 metros situados desde Hawaii en el oeste a las Islas Vírgenes de los Estados Unidos en el este que constituyen el instrumento astronómico más grande del mundo que opera a tiempo completo.

Pasado y futuro

La aprobación del Congreso de los Estados Unidos para el proyecto VLA fue dada en agosto de 1972, y la construcción comenzó seis meses más tarde. La primera antena fue colocada en septiembre.

Con la idea de actualizar la tecnología de los años 70 con la que el VLA fue construido, una proposición ha sido emitida para la conversión del VLA en el Expanded Very Large Array (“EVLA”). La actualización realzaría la sensibilidad del instrumento, rango de frecuencias, y resolución, y supondría la instalación de nuevo hardware en San Agustin y la construcción e instalación de un máximo de ocho discos adicionales en otras partes del estado de Nuevo México, a unos 300 km de distancia, conectados con fibra óptica.

Cultura popular

El observatorio VLA tuvo un importante protagonismo en la novela de Carl Sagan de 1985, Contact, aunque mucho más expandido (¡131 discos!) y renombrado como “Argus Array”. Cuando llegó el momento de Hollywood de hacer la versión en cine de la historia (Contact, 1997), mucho del rodaje de exteriores fue grabado en el VLA. Sin embargo, el número de discos vistos en la pantalla fue incrementado artificialmente por ordenador, y el cañón representado en las proximidades del VLA era realmente el Cañón de Chelly en la vecina Arizona.

Visitas

El VLA está abierto a visitantes durante todo el año en las horas de día. Un centro para visitantes alberga un museo y una tienda de recuerdos. Un tour a pie autoguiado está disponible, puesto que el centro de visitantes no tiene personal todo el tiempo. Los visitantes no familiarizados con el área son advertidos de que hay poca comida en el lugar, o en los alrededores escasamente poblados; aquellos no familiarizados con el desierto profundo son advertidos de que el tiempo es muy variable, y puede permanecer frío hasta abril.

ORIGEN: WIKIPEDIA

OBSERVATORIO PARANAL

  • Historia
  • Una máquina de ciencias
  • Óptica activa y óptica adaptativa
  • El Interferómetro del VLT
  • Instrumentos y Descrubrimientos del VLT/VLTI
  • Visitas a Paranal
  • Visitas Medios de Comunicación
  • Plataforma Observatorio Paranal

    El Very Large Telescope (VLT) de ESO en Cerro Paranal (II Región de Chile), es el complejo astronómico más poderoso y avanzado del planeta.

    Este observatorio cuenta con cuatro telescopios reflectantes, de 8,2 metros de diámetro, que pueden ser utilizados individualmente para observar objetos 4 mil millones de veces más débiles de lo que podemos ver a simple vista. El VLT cuenta también con tres Telescopios Auxiliares móviles, de 1,8 metros de diámetro, que pueden desplazarse a lo largo de la plataforma sobre rieles.

    El cielo nocturno en Paranal


    El Very Large Telescope (VLT) de ESO en Cerro Paranal (II Región de Chile), es el complejo astronómico más poderoso y avanzado del planeta.

    La capacidad de combinar la luz de sus telescopios -tanto los grandes como los pequeños- se llama “interferometría” y le permite al VLT simular la potencia de un espejo de 16 metros de diámetro y la resolución de un telescopio de 200 metros, lo que en teoría permite distinguir un astronauta en la Luna.

    Observaciones de prueba han mostrado una gran estabilidad atmosférica en Paranal, lo que permite imágenes de extraordinaria nitidez. La casi nula presencia de vapor de agua en el aire incrementa en gran medida la transparencia atmosférica en longitudes de onda infrarrojas. Paranal es el mejor sitio conocido para un observatorio astronómico en el hemisferio sur.

    ORIGEN: Sitio Oficial

    Óptica activa y óptica adaptativa

    La principal característica de VLT es su revolucionario diseño óptico.

    Para evitar que el espejo primario se deforme producto de la fuerza de gravedad, el VLT cuenta con un sistema de

    óptica activa que permite mantener la forma óptima del espejo en todo momento. Para esto se construyó una celda bajo el espejo, compuesta por 150 actuadores (un tipo muy sofisticado de pistones) que sostienen el espejo y que van corrigiendo su posición en forma sincronizada gracias a un complicado software. Mediante presión, estos actuadores van deformando distintas zonas del espejo para mantener la concavidad necesaria.

    Óptica activa


    La
    óptica adaptiva es otra tecnología revolucionaria que permite corregir la interferencia producida por la atmósfera. Cuando la luz atraviesa la atmósfera se dispersa, lo que afecta la resolución de las imágenes obtenidas con los telescopios terrestres. Gracias a la óptica adaptativa, algunos instrumentos del VLT son capaces de compensar esta distorsión, obteniendo una resolución similar a la que tendría si estuviera en el espacio.

    Óptica adaptiva

    El Interferómetro del VLT

    Líneas de retardo

    Los astrónomos siempre están buscando mejorar la sensibilidad y la resolución de sus observaciones, con el objetivo de ver con la mayor nitidez posible los lugares más lejanos del universo.

    Una de las características más fascinantes de VLT es la posibilidad de usarlo como un interferómetro gigante. El Interferómetro del VLT (VLTI), con sus 4 telescopios de 8.2 metros de diámetro y sus telescopios auxiliares de 1.8 metros, es el complejo interferométrico más sensible en el mundo, con una resolución espacial equivalente a la de un telescopio de 200 metros de diámetro, cubriendo la superficie total de la plataforma de Cerro Paranal.

    Distancia que recorre la luz hasta llegar a dos telescopios
    Para hacer interferometría, la luz de los distintos telescopios viaja por túneles subterráneos hasta el laboratorio de Interferometría donde se combinan los haces de luz.


    Cuando se observa en el modo interferométrico, la luz de los telescopios se dirige en forma de rayos colimados hacia un túnel subterráneo. Para asegurar que todos los haces de luz que se van a combinar haya recorrido la misma distancia se utilizan las líneas de retardo. Estas líneas posee espejos móviles que permiten que un haz de luz rebote y espere hasta el momento exacto en será combinado con los otros.

    Con una precisión de nanosegundos, la luz de los distintos telescopios es redirigida hacia el instrumento donde finalmente ocurre la detección de la interferencia.

    Se espera que el Interferómetro del VLT expanda enormemente el conocimiento del universo, con avances significativos en la detección directa de planetas alrededor de estrellas cercanas y en la observación de agujeros negros en el núcleo de galaxias activas.

    Los telescopios auxiliares -de 1,8 metros- sirven para hacer interferometría.

    T E L E S C O P I O S

    6 Los telescopios

    Los telescopios se levantan y se pierden en la eternidad.

    El cielo se desnuda.

    Vicente Huidobro. Temblor de cielo

    Los telescopios, en todas sus variantes, son las herramientas fundamentales de la astronomía moderna. Su primer uso astronómico alrededor de 1610 divide la historia de esta ciencia en dos grandes eras: la pre y la postelescópica. Sin un conocimiento teórico general de su funcionamiento no es posible entender los descubrimientos modernos sobre el firmamento, ni iniciarse en la observación activa del ciclo al nivel aficionado.

    6.1 La invención del telescopio

    Desde finales del siglo XIII, el uso de lentes como ayuda para la lectura se hizo cada vez más popular. Con el paso de las décadas, todas las ciudades europeas importantes contaron con talleres de óptica en los que se tallaban lentes de diversos tipos y potencias. La experimentación con combinaciones de las mismas debía conducir al descubrimiento del telescopio, en alguna de sus variantes, antes o después.

    A principios del siglo XIII, en el animado ambiente científico y cultural de los Países Bajos independientes, el florecimiento de la industria de los ópticos produjo los primeros telescopios de los que se tiene constancia escrita. Hay encendidas discusiones sobre el individuo al que se debe atribuir la prioridad del descubrimiento. Se habla de un tal Hans Lippershey, aunque algunos documentos sugieren que no fue el primero. Otros nombres que suelen aparecer en este contexto son los de Zacarías Janssen y Jackob Adriaenszoon. En cualquier caso, de lo que no cabe la menor duda es de que el telescopio es un invento holandés realizado alrededor de 1608.

    Cada vez es menos frecuente incurrir en el error de atribuir al italiano Galileo Galilei la invención del telescopio. En contra de lo que se suele afirmar, Galileo tampoco fue el primero en dirigir un telescopio a los cielos: están documentadas las observaciones del Sol y de la Luna de Thomas Harriot en el verano de 1609. No es de extrañar que, al igual que en lo referente a la prioridad de la invención del aparato, también la prioridad de su uso astronómico esté muy discutida, pues el telescopio se difundió por Europa con gran rapidez. A Galileo Galilei hay que reconocerle el inmenso mérito de su habili¬dad manual, pues al parecer fue capaz de construir un telescopio funcional a partir de solamente una descripción vaga y unas lentes adquiridas en un taller de Pisa. Además, Galileo mejoró la calidad y potencia de los instrumentos más allá de todo lo conocido en su momento. Pero, por encima de todo, Galileo fue sistemático en sus observaciones y crítico e innovador en sus interpretaciones, a la vez que mostró una determinación clara para publicar con amplitud sus hallazgos en defensa de la nueva hipótesis heliocéntrica. Por todo ello, Galileo Galilei merece el título indiscutible de fundador de la astronomía te¬lescópica.

    6.2 Telescopios refractores

    Todos los telescopios primitivos estaban constituidos exclusivamente de lentes. Aún hoy día son muy usados los telescopios basados en el mismo diseño. Aunque los modernos incorporan, como es natural, multitud de refinamientos, los principios básicos del telescopio ele lentes signen siendo idénticos.

    Al encontrarse con una lente, la luz penetra en la masa de vidrio y prosigue su camino, pero cambiando su dirección de propagación, esto es, se refracta. Por eso los telescopios de lentes se llaman normalmente refractores. Menos frecuente es la denominación de telescopios dióptricos para este tipo de instrumentos. Una lente que concentra los rayos de luz que la atraviesan se llama convergente, mientras que una que los difunde recibe el nombre de divergente.

    El sistema óptico de todo refractor consta de dos piezas principales: objetivo y ocular. El objetivo es una lente (o combinación de lentes) siempre convergente, de gran diámetro, que recoge la luz de los objetos distantes y la concentra en un plano, el plano focal. La distancia entre el objetivo y el plano focal es un parámetro muy importante, llamado distancia focal.

    La imagen formada en el plano focal del objetivo es captada y ampliada por el segundo elemento del telescopio refractor, el ocular. El ocular del telescopio original de Galileo era una lente divergente. Esta combinación cuenta con la ventaja de ofrecer imágenes de salida derechas (no invertidas), pero tiene otros inconvenientes que la han hecho caer en desuso.

    Los refractores usuales en la astronomía de hoy emplean oculares convergentes. Este diseño, estudiado y descrito por Kepler. proporciona imágenes invertidas, pero de mejor calidad que el modelo de Galileo. A fin de cuentas, la verticalidad es un concepto ligado a la gravedad de la Tierra, totalmente irrelevante para la observación astronómica.

    6.2.1 La aberración cromática

    Cuando la luz pasa de un medio transparente a otro de distinta densidad, como por ejemplo del aire al vidrio, no sólo se refracta (cambia su dirección de propagación), sino que también se dispersa, o sea, se descompone en colores.

    La luz natural consta de multitud de colores elementales mezclados. El índice de refracción de las sustancias trasparentes no es el mismo para todos los colores, por lo que es inevitable que al atravesar los vidrios la luz sufra dispersión. El ejemplo clásico es el de un haz de luz blanca que atraviesa un prisma triangular de vidrio y emerge como un abanico de colores. Otro caso bien conocido es el de la luz solar que, dispersada por las gotas de lluvia, da lugar al arco iris.

    De la misma manera, cuando la luz cruza una lente se dispersa. El resultado es que cada lente tiene no un plano focal, sino multitud de ellos, uno para cada color elemental. Las imágenes formadas por los telescopios refractores sencillos están, por lo tanto, afectadas por esta circunstancia, y resultan borrosas y de colores muy confusos. El efecto se denomina aberración cromática.

    La aberración cromática de los refractores puede atenuarse mucho si se emplean objetivos de gran distancia focal y si, además, se construyen combinando dos lentes de tipos de vidrio distintos en los objetivos, de manera que la aberración cromática de una se cancele en parte con la de la otra. Los objetivos así dispuestos, llamados acromáticos, ofrecen imágenes menos luminosas, por la absorción de la mayor masa de vidrio y del mayor número de superficies ópticas interpuestas, pero cromáticamente mucho más aceptables. La aberración cromática puede llevarse a un mínimo virtualmente imperceptible para el ojo humano si se combinan de manera adecuada no dos, sino tres o más lentes en un único objetivo. Los refractores resultantes, llamados apocromáticos, son de proverbial fama tanto por su soberbia calidad de imagen como por su precio verdaderamente astronómico.

    6.3 Telescopios reflectores

    El objetivo de los telescopios tiene por función concentrar en el plano focal la luz procedente de objetos lejanos. La refracción mediante lentes no es el único medio de conseguirlo: también es posible hacerlo con espejos cóncavos. Cuando la luz choca con un espejo, cambia de dirección pero sigue propagándose en el medio material del que provenía: no se adentra en la masa del espejo. Este fenómeno se conoce como reflexión. Por eso, los telescopios cuyos objetivos constan de espejos se denominan reflector-es o, a veces, telescopios catóptricos.

    Como en los objetivos de lentes, la distancia desde la superficie del espejo cóncavo al plano focal donde se concentra la luz de los objetos lejanos se llama distancia focal. La imagen formada en ese plano es, como en el caso de los refractores, captada por un ocular formado por lentes. Pero como la luz en los reflectores rebota en dirección opuesta a la de incidencia, el ocular y la cabeza del observador cubrirían el objetivo si se pretendiera acceder al plano focal directamente. Es necesario, pues, desviar el haz convergente de luz reflejada por el objetivo hacia un lugar donde pueda ser captado por el ocular sin obstaculizar la visión del cielo. Cada manera de conseguir esto conduce a un diseño diferente de telescopio reflector. Los más importantes son dos: el reflector de Newton y el reflector de Cassegrain. El diseño de Newton es el más simple. Consiste en interponer un espejo secundario plano, que conduce la luz a un ocular ubicado en la parte lateral delantera del tubo del telescopio-.-El diseño de Cassegrain es más complejo, porque requiere un espejo secundario convexo y que el espejo principal tenga un agujero central, a través del cual pasa la luz camino del ocular. Este modelo, debido al efecto del secundario convexo, incrementa bastante la distancia focal efectiva del sistema y proporciona telescopios compactos. Los espejos normales caseros tienen el material reflectante, aluminio, en la parte posterior de una placa de vidrio, protegido de la intemperie por el cristal mismo y una capa- dura de pintura en el reverso. Así, antes y después de reflejarse en el aluminio, la luz atraviesa un cierto grosor de cristal. En los espejos astronómicos se impide a toda costa que la luz penetre en la masa del espejo, para evitar absorciones, reflexiones internas y aberraciones cromáticas.


    Para ello, el material reflectante se deposita en la superficie visible del objetivo y está expuesto a la intemperie. Esta fina capa de aluminio es muy delicada y se deteriora en contacto con objetos sólidos, líquidos o por simple oxidación por la atmósfera. Periódicamente, los espejos de los telescopios reflectores necesitan un realuminizado. En los observatorios profesionales, esta operación se realiza cada uno o dos años, pero los telescopios de aficionado pueden esperar cinco o más, dependiendo del clima en que se usen, sin que empeore su rendimiento de manera apreciable.

    6.3-1 Aberraciones en telescopios reflectores. Telescopios catadióptricos

    Como la luz no penetra en los espejos, los objetivos reflectores no padecen aberraciones cromáticas. Sin embargo, hay otros efectos que pueden degradar la calidad de la imagen.

    Las superficies ópticas más sencillas de tallar, tanto en lentes como en espejos, son las de forma esférica. Pero las lentes y espejos de perfil esférico sufren la llamada aberración esférica. Esta aberración consiste en que los rayos que inciden en el objetivo apartados del centro convergen más cerca que los que llegan próximos al eje del sistema óptico. Este efecto es de importancia secundaria en los refractores, debido a su mayor distancia focal y, también, al papel predominante de la aberración cromática en este tipo de instrumentos. Pero en los reflectores, sobre todo cuando su diámetro supera los diez centímetros, la aberración esférica debe ser corregida. Una manera de hacerlo consiste en tallar espejos de perfil no esférico, sino parabólico. Esto encarece el producto, pero mejora la calidad de imagen. No obstante, un objetivo parabólico sigue presentando aberraciones aunque menos fuertes, como la llamada coma, notable sobre todo cuando se observan campos amplios con pocos aumentos.

    Otro modo de corregir no sólo la aberración esférica, sino también la coma y otros efectos sutiles, es anteponer al espejo objetivo una lente muy delgada, la placa correctora, que altera el camino de los rayos muy ligeramente, lo justo para compensar las aberraciones del espejo. Así resulta un objetivo peculiar, combinación de lentes y espejos, llamado catadióptrico. Según el diseño de la placa correctora, hay distintos tipos de catadióptricos. Los más frecuentes son el de Maksutov (con placa conectora en forma de menisco) y el de Schmidt (con placa conectora de forma más complicada). Podría parecer que la placa correctora, al ser una lente, debiera introducir cierta aberración cromática. Es cierto, pero esta aberración suele ser imperceptible comparada con otras aberraciones residuales, porque la dispersión de


    la luz en estas lentes es muy pequeña, al serlo también su poder refractor. La función de las placas correctoras es alterar el camino de la luz muy poco, lo cual garantiza que sus efectos cromáticos sean casi nulos.

    Los telescopios catadióptricos del tipo Schmidt-Cassegrain (con placa correctora del tipo Schmidt y combinación de espejos primario y secundario tipo Cassegrain) se están haciendo cada vez más populares entre los observadores aficionados, por su gran calidad de imagen y su diseño ultracompacto.

    6.4 Aumentos, resolución y luminosidad

    Los oculares son siempre lentes o sistemas de lentes convergentes. Al igual que los objetivos, los oculares también tienen su distancia focal. El aumento de un telescopio resulta de dividir la distancia focal del objetivo entre la del ocular. Todos los telescopios son de oculares intercambiables, por lo que no tiene mucho sentido hablar de los aumentos de un telescopio concreto: cambiando de ocular se altera la potencia del sistema combinado.

    Cabría pensar que introduciendo oculares de distancias focales cada vez más pequeñas, podríamos conseguir aumentos elevadísimos con cualquier objetivo. Por ejemplo, combinando un objetivo de 900 mm con un ocular de 2 mm de distancia focal, obtendríamos 450 aumentos. La realidad no es esta. Veamos por qué.

    Las leyes de la física, en concreto las del fenómeno llamado difracción, acotan la calidad intrínseca de la imagen proporcionada por un objetivo dado. Esta calidad depende del diámetro del objetivo: cuanto mayor sea el objetivo, mejor puede llegar a ser la imagen que proporcione. Los oculares sólo amplían la imagen formada por el objetivo en su plano focal, y si esta imagen tiene una calidad limitada, llegará el momento en que ampliarla más no mostrará más detalles. Los astrónomos dicen que los objetivos mayores tienen mejor resolución. En la práctica, no tiene sentido rebasar los 90 aumentos con un objetivo de 6 cm de diámetro, los 150 con uno de 10 era, o los 400 con uno de 30 cm.

    Sin embargo, incluso los mayores objetivos ven reducida su resolución a causa de la turbulencia atmosférica. Por muy grande que sea un objetivo, nunca tiene sentido aplicarle 400 aumentos. ¿Por qué se construyen, pues, objetivos de más de 30 cm de diámetro? No para distinguir más detalles con mayores aumentos, sino para captar mayor cantidad de luz y observar así objetos débiles aunque sea con poco aumento.

    Los fabricantes de telescopios abusan a veces de la alacridad e inexperiencia de los principiantes atrayéndolos con el señuelo de los aumentos. Los aumentos, como hemos dicho, están intrínsecamente limitados por el diámetro del objetivo y por la atmósfera. Además, no son lo primordial. En efecto, agrandar el tamaño aparente de los objetos es sólo una de las funciones de los telescopios. Otra no menos importante es la de captar una gran cantidad de luz mediante una superficie colectora enorme, para poner de manifiesto cuerpos celestes que de otro modo no podríamos ver. Esta es sobre todo la razón de ser de los telescopios gigantes de hasta diez metros de diámetro y más.

    A medida que se aplican más aumentos a un telescopio dado, las imágenes se vuelven más borrosas (al irse evidenciando los defectos intrínsecos introducidos por el objetivo), más sensibles a las vibraciones y, sobre todo, mucho más tenues, porque la misma intensidad luminosa se reparte sobre una «mancha» en apariencia más extensa. Para contemplar bien las galaxias, cúmulos estelares, nebulosas y estrellas más débiles, es imprescindible trabajar con muy pocos aumentos. Los profanos suelen sorprenderse al saber que muchos aficionados casi nunca rebasan los 50 o 70 aumentos en sus observaciones, aunque sus aparatos podrían admitir más de 200.

    La luminosidad aparente de las imágenes proporcionadas por un telescopio depende, en igualdad de diámetros, de la distancia focal del objetivo. Objetivos de distancias focales más cortas son «más luminosos». Como, al fin y al cabo, la luminosidad final de la imagen varía también según el ocular empleado, el concepto de luminosidad de un telescopio tiene un sentido estricto tan sólo en las aplicaciones sin ocular, como fotografía a foco primario o en la captación de imágenes con CCD.

    Las especificaciones de un telescopio

    Varios de. los conceptos comentados en el texto se pueden traducir a expresiones matemáticas sencillas.

    El aumento del telescopio viene dado por

    donde representa la distancia focal del objetivo y la del ocular.

    El aumento teórico máximo se estima aproximadamente como

    donde D es el diámetro del objetivo en milímetros. Esta expresión es solamente orientativa y presupone que la atmósfera no deteriora la calidad de imagen. En la práctica, aumentos mayores que 300 nunca son aconsejables, con independencia del diámetro del objetivo, a no ser que la atmósfera sea excepcionalmente buena.

    Aunque pueda sorprender, para aprovechar al máximo el poder captador de luz de un objetivo conviene no bajar de unos determinados aumentos mínimos. La cantidad D/a, donde D tiene el significado anterior y a son los aumentos empleados, no debe superar el valor de 7 milímetros.

    La resolución, o separación aparente mínima en el cielo entre dos puntos que pueden distinguirse con un telescopio, se estima como

    donde D vuelve a ser el diámetro del objetivo en milímetros, y r se obtiene en segundos de arco.

    La magnitud estelar límite teórica, una medida del brillo de las estrellas más débiles visibles con un objetivo dado, corresponde aproximadamente a la expresión

    La luminosidad de un objetivo suele medirse mediante la llamada relación focal, , donde F es la distancia focal y D el diámetro. Cuanto menor sea f más «luminoso» es el objetivo.

    6.5 Prismáticos

    En rigor, los prismáticos (también llamados gemelos o binoculares) no son más que un par de telescopios refractores pequeños acoplados en paralelo. A diferencia de los telescopios normales, los prismáticos no son de oculares intercambiables, por lo que sus aumentos son fijos, a no ser que cuenten con un sistema zoom, que altera la focal de los oculares. Sin embargo, para la observación astronómica el zoom en los prismáticos es poco aconsejable, porque suele limitar otras prestaciones del aparato, como la corrección de ciertas aberraciones, el campo observable o la luminosidad.

    Los prismáticos suelen tener en el exterior un par de números separados por el signo «X». El primero de ellos indica los aumentos, y el segundo el diámetro de los objetivos en milímetros. Para la observación del cielo nocturno interesa que los prismáticos permitan al ojo aprovechar al máximo la luz captada: a este tipo de instrumento no se le pide potencia, sino luminosidad. Hay que procurar que el cociente diámetro/aumento sea lo más parecido posible al diámetro de la-pupila humana dilatada, o sea, unos 7 milímetros.

    Por eso los prismáticos ideales para astronomía son los de 7X50, 11X80 o equivalentes. Si los prismáticos son telescopios refractores de tipo Kepler, sería de esperar que dieran imágenes invertidas. ¿Por qué no es así? Entre objetivo y ocular, en los prismáticos se inserta un par de prismas (de ahí su nombre) que tienen por función «enderezar» la imagen. Que la imagen final sea derecha es muy útil en un aparato que se emplea a mano alzada. Además, los prismáticos suelen usarse, más que para la observación astronómica, para la observación terrestre, en la que es imprescindible una imagen derecha. Por otro lado, para objetos cercanos los prismáticos, gracias a la gran separación entre sus objetivos, tienen la ventaja de exagerar el relieve de la escena. Si la imagen fuera invertida, el relieve se invertiría también (las protuberancias de lo observado parecerían depresiones, y viceversa), lo cual obviamente no interesa.

    6.6 Algunos accesorios ópticos para la observación visual

    Entre el equipo usual de un telescopio pequeño, suelen contarse algunos accesorios básicos.

    Por supuesto, es imprescindible un surtido de oculares que proporcione una gama de aumentos ajustada a la calidad y el diámetro del objetivo, al tipo de observaciones de interés y a la calidad del cielo. Muchos telescopios incorporan de serie el accesorio llamado lente de Barlow. Se trata de una lente divergente que, aplicada a los oculares, incrementa sus distancias focales (típicamente en un factor 2 o 3), y por lo tanto incrementa los aumentos. Presenta el inconveniente de reducir la luminosidad ya que interpone más superficies ópticas en el camino de la luz, además de introducir aberraciones cromáticas o de otros tipos si no es de buena calidad. No obstante, hoy en día existen lentes de Barlow acromáticas y con tratamientos superficiales (coatings) que limitan estos defectos al mínimo. El equipo básico suele incluir también algunos filtros. El filtro lunar es útil para amortiguar la intensidad de la luz en la observación de nuestro satélite, aunque suele tener la consecuencia desagradable de introducir una coloración artificial en la imagen. El filtro solar, para la observación del Sol, si está pensado para acoplarlo a los oculares sólo es conveniente en telescopios pequeños (6 cm de diámetro). Para telescopios mayores son preferibles los (litros solares antepuestos al objetivo, o el empleo de otros métodos de observación solar comentados en esta obra en el capítulo correspondiente. Otros filtros de uso específico (antipolución, planetarios, etc.) no suelen incluirse en la dotación estándar de los telescopios pequeños o medianos.

    por último, un dispositivo mecánico relacionado con la parte óptica del telescopio es el mecanismo de enfoque. Cada vez están más extendidos, y a veces se incluyen de serie, los motores de enfoque eléctrico. Si bien no es imprescindible, se trata de un complemento que hace la observación visual mucho más cómoda.

    6.7 ¿Refractor o reflector?

    He aquí la eterna polémica entre los aficionados a la observación activa del firmamento. ¿Son preferibles los telescopios refractores o los reflectores? La pregunta en sí carece de sentido. En realidad, a nivel de aficionado no puede decirse que un tipo sea superior al otro en todos los campos, sino que depende del uso que se pretenda dar al instrumento.

    Los refractores son más caros. Como la luz atraviesa el vidrio de los objetivos, su homogeneidad y calidad deben ser extremas. Además, por cada lente hay que tallar con precisión dos caras, y un objetivo acromático tiene siempre dos lentes (y tres o más los apocromáticos). En un reflector, en cambio, el vidrio de los espejos puede ser algo heterogéneo, e incluso opaco o tener algunas burbujas de aire. Por cada espejo sólo hay que tallar con precisión una cara. En consecuencia los reflectores son muchísimo más económicos que los refractores, y con frecuencia el precio es un criterio fundamental a la hora de elegir.

    Los reflectores requieren un mantenimiento más delicado: son sensibles a golpes y traslados, tienen tendencia a perder el crítico alineado (o colimación) de sus espejos y de vez en cuando deben ser realuminizados.

    A igualdad de diámetro, los buenos refractores tienen mejor resolución. La razón es que el espejo secundario (y su soporte) provoca en los reflectores una difracción adicional de la luz incidente. En general, un reflector tiene la misma resolución, en condiciones ideales, que un refractor de dos tercios de su diámetro. La resolución efectiva del reflector puede empeorar si hay pequeños errores de alineado. Así pues, si el interés del observador se centra en la resolución, en percibir detalles pequeños, entonces la opción adecuada es el refractor. Las observaciones en que esta circunstancia es crítica son las de estrellas dobles visuales y las de planetas. A igualdad de diámetro, un especialista en estos campos pagará gustoso la diferencia de precio para mejorar sus resultados. No es casual que el conocido aficionado español José Luis Cornelias, especializado en la observación de dobles, sea un defensor de los telescopios refractores. Cuando el diámetro del objetivo crece, llega un momento en que la resolución obtenida no mejora más, e incluso tiende a empeorar, debido a las peculiaridades de la turbulencia atmosférica. Por encima de 10 o 15 centímetros de diámetro (según las condiciones atmosféricas locales), los telescopios tienen resoluciones efectivas muy parecidas y que dependen más del aire que de los aparatos mismos. Entre los observadores planetarios que empleaban grandes telescopios a fines del siglo xix y principios del xx, era costumbre diafragmar, o sea, reducir la abertura de los aparatos mayores para mejorar la resolución. En la actualidad se opta por ubicar los observatorios en lugares donde la calidad del cielo permita utilizar toda la abertura de los telescopios. No suele ser este el caso de los aficionados, por lo que a partir de 20 centímetros de diámetro refractores y reflectores ofrecen resoluciones parecidas (limitadas por la atmósfera) y queda sólo la diferencia de precio. Ésta es la razón de que hoy no se fabriquen refractores de más de 15 centímetros: nadie los compraría. El aparato ideal del observador planetario o de dobles, si no dispone de un cielo de calidad realmente excepcional, es un refractor apocromárico de entre 10 y 15 centímetros de diámetro, no mayor. ¿Y si el interés del observador no radica tanto en la resolución como en la captación de luz? En ese caso la cosa cambia. Los aficionados en busca de galaxias, cúmulos estelares, nebulosas y otros objetos del cielo profundo necesitan ante todo grandes diámetros, aun a costa de deteriorar la resolución. Para este propósito la receta está clara: cuanto mayor mejor, con el bolsillo como único límite. Los reflectores o catadióptricos de gran diámetro son los instrumentos ideales para estas personas.

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    GENERALIDADES

    A pesar de que la simple observación visual permite apreciar algunos miles de estrellas que, como pequeños puntos luminosos, se encuentran irregularmente dispersas en el cielo creando un espectáculo siempre sugestivo, el estudio físico de estos astros ha requerido mucho esfuerzo e ingenio debido fundamentalmente a las enormes distancias que nos separan de ellos.

    Observando atentamente la bóveda estrellada se constata de inmediato diferencias de brillo y color entre las estrellas, pero aunque se disponga de potentes anteojos la imagen de estos astros siempre resultará puntual, siendo imposible determinar así si estos hechos están relacionados con su tamaño, con las características de sus superficies, de sus atmósferas, etc.

    Por otra parte, es claro que las diversas distancias a que se encuentran las estrellas dan una falsa idea sobre su verdadera luminosidad, ya que evidentemente las más próximas parecerán generalmente las más brillantes.

    La Astrofísica con sus métodos actuales ha develado gran parte de los misterios que encierran esos diminutos puntos brillantes del cielo, que son en realidad soles, en muchos casos varias veces mayores y más luminosos que el nuestro. Ya se ha dicho que en este sentido el estudio

    BRILLO DE LAS ESTRELLAS. MAGNITUD APARENTE

    Los diferentes brillos que presentan las estrellas permiten clasificarlas de acuerdo con la magnitud de éstos.

    Ya en la época de Ptolomeo se utilizaba una clasificación en seis magnitudes en orden decreciente, de tal modo que las más brillantes corresponden a las de primera magnitud y las menos brillantes de las visibles (evidentemente Ptolomeo sólo consideraba las estrellas visibles a simple vista dado que no disponía de anteojo) a las de sexta magnitud.

    En la actualidad aún se conserva esa clasificación de las estrellas, aunque los procedimientos para realizarla y la escala que se utiliza tienen mayor exactitud.

    Aquí interesa destacar la relación de brillos que existe entre las estrellas de distintas magnitudes. Se considera que una estrella de 1ª magnitud es 100 veces más luminosa que una de 6ª, resultando de esta forma que la diferencia de brillo entre dos estrellas de magnitudes correlativas (1ª y 2ª ; 5ª y 6ª, etc) será:

    Debe en efecto, considerarse y no porque de acuerdo con una ley fisiológica mientras el estímulo (en este caso la luminosidad) varía en progresión geométrica, la sensación (o sea la magnitud que aprecia el ojo) varía en progresión aritmética. De este modo resulta que entre las seis primeras magnitudes existe esta relación de brillos: o sea aproximadamente: 100; 40; 16; 6,3; 2,5 y 1. Y para el caso general de dos estrellas de magnitud m y m’ la relación de brillos será:

    en que L y L’ son las luminosidades correspondientes.

    Supóngase, por ejemplo, dos estrellas E1 y E2 de magnitudes 4a y 2a respectivamente, la relación luminosa será:

    de donde resulta que la estrella de 2a magnitud será 6,3 veces más luminosa que la de 4a.

    La escala de magnitudes se ha continuado para las estrellas visibles solamente por medio de anteojos, manteniéndose siempre el valor 100 como diferencia de brillo para las estrellas cuyas magnitudes difieran en 5 (1ª y 6ª; 4ª y 9ª; 10ª y 15, etc.).

    En la actualidad los más potentes telescopios permiten la observación, visual de estrellas de hasta 23a magnitud, aunque fotográficamente o por medios digitales pueden apreciarse estrellas de hasta 25ª magnitud, que resulta ser 4.000 millones de veces menos luminosas que las de 1ª magnitud.

    Como el brillo de la multiplicidad de estrellas no puede encasillarse en valores fijos, ha sido necesario considerar valores intermedios de magnitud, por ejemplo 1,2; 2,4; 6,5; etc.

    Por otra parte, de acuerdo con la aplicación estricta de la relación entre las diferentes luminosidades resulta que hay estrellas muy brillantes, superiores a las de Ia magnitud, debiendo considerarse entonces magnitud 0 o aun negativas y sus valores intermedios. Sirio, la más brillante de las estrellas, tiene magnitud -1.4.

    Como en el brillo que se aprecia influye evidentemente la distancia astro, a este tipo de magnitud considerada se la llama magnitud aparente.

    DISTANCIAS A LAS ESTRELLAS

    Cuando se consideran las fantásticas distancias que nos separan de las estrellas, todos los esfuerzos de la imaginación resultan inútiles para concebirlas. Nuestro sistema planetario, cuyas dimensiones sorprenden al compararlas con nuestro planeta, tiene un diámetro cientos de miles de veces menor que las distancias a las estrellas más próximas, La luz, que recorre el espacio a 300.000 km/seg, y demora 5 horas y 30 minutos en recorrer la distancia entre el Sol y el planeta más alejado (Plutón. Actualmente ya no es considerado planeta, sino “Planeta Enano”), tarda más de 4 años en arribar desde la estrella más cercana al Sol.

    Aislacionismo es una palabra adecuada cuando se refiere a las estrellas y el Sol en el espacio. Una nave espacial a la fantástica velocidad de 40.000 km/h tardaría alrededor de mil millones de horas, 110.000 años, en llegar a α del Centauro, mientras que un supuesto vehículo que viajara a la velocidad de nuestros aviones más rápidos llegaría tan sólo después de 4 millones de años.

    Nótese que estas comparaciones se han hecho con respecto a nuestra «vecina más próxima», y que cuando se consideran la multiplicidad de estrellas se encuentran distancias miles y millones de veces superiores a la que nos separa de ella.

    Para realizar la medición de estas distancias estelares es necesario considerar nuevas unidades ya que la propia Unidad Astronómica resulta muy pequeña. Corrientemente, por tener un mayor valor intuitivo, se utiliza el llamado año luz, que es la distancia que recorre la luz en un año y que equivale aproximadamente a 9 5 billones de kilómetros.

    Al realizar los cálculos astronómicos es preferible emplear otra unidad, el parsec relacionada con la paralaje estelar, como se verá en el punto siguiente, y que equivale a 3.26 años luz

    Las estrellas más próximas

    Estrella

    Mg. Apar.

    Dist. (A.L.)

    1

    Sol

    -26,70

    2

    Próxima Centauri

    11,00

    4,24

    3

    α del Centauro A

    0,01

    4,30

    4

    α del Centauro B

    1,40

    4,30

    5

    Estr. De Barnard

    9,50

    6,10

    6

    Wolf 259

    13,50

    7,70

    7

    Lalande 21185

    7,50

    8,20

    8

    UV Ceti *

    12,50

    8,40

    9

    Sirio *

    -1,40

    8,70

    10

    Ross 154

    10,40

    9,50

    * Estrella doble

    PARALAJE ESTELAR. PARSEC

    La paralaje estelar es el ángulo con vértice en una estrella bajo el cual sería visto el radio de la órbita de la Tierra. La existencia de este ángulo, medible para muchas estrellas, fue una de las pruebas fundamentales de la traslación de la Tierra. Aquí interesa destacar su otra gran importancia, ya que la paralaje es el primer método de que dispone el hombre para la medición de las distancias a las estrellas!

    En efecto, si llamamos R al radio de la órbita de la Tierra (150:000.000 Km.) denotado por la distancia entre E1 y S en la figura:

    en que d es la distancia entre el Sol y la estrella.

    Dado que a es muy pequeño la expresión es válida así:, expresando π* en radianes.

    La determinación del ángulo α por el método trigonométrico requiere operaciones muy delicadas ya que siempre es menor de 1″. Los procedimientos que se utilizan no corresponde exponerlos aquí, pero conviene indicar que se basan en el desplazamiento aparente que sufre la estrella considerada cuando la Tierra cambia de posición en el espacio (fig. 1).

    La primera paralaje medida fue la de la estrella 61 del Cisne. La operación la realizó el astrónomo Bessel obteniendo 0″37, valor muy cercano al actualmente admitido: 0″294.

    Basado en este procedimiento es que se define la nueva unidad de longitud llamada parsec (paralaje de un segundo) que es la distancia a que estaría un supuesto objeto para que su paralaje fuese 1″.

    La ventaja del uso de esta unidad en los cálculos resulta clara ya que siendo la distancia inversamente proporcional a la paralaje, para una paralaje de 0″ 1 corresponderán 10 parsec, para α=0″01, corresponderán 100 parsec, etc.

    En efecto en para α=1″ se tiene y para

    Desgraciadamente, el método de la paralaje trigonométrica tiene su límite, ya que resulta imposible prácticamente determinarlo cuando es menor de un centésimo de segundo (0″01), con lo cual las distancias mayores calculables por este procedimiento resultan de 100 parsecs (unos 300 años luz) lo que significa, como se irá viendo, asomarse apenas al mundo de las estrellas.

    Bibliografía: “Elementos de Astronomía y Astrofisica” de Aldo A. Cassinelli, Ediciones del Palacio

    PARA DESCARGAR LOS APUNTES EN FORMATO PDF: Distancia_a_las_estrellas_y_magnitud_aparente

    Sistema solar, planetas

    Les dejo aquí un pdf con información sobre el sistema solar, para las próximas clases.

    Para descargarlo haz click aquí.

    Les recomiendo que no lo impriman ya que es muy grande.

    Muchachos, la visita al planetario móvil será en la siguiente fecha y hora:

    MARTES 9 DE JUNIO – 4º 1, 2 y 3 (LICEO SAN CARLOS 1), hora 14:30

    MARTES 9 DE JUNIO – 4º 4,5 y 6(LICEO SAN CARLOS 1), hora 15:30

    MIÉRCOLES 10 DE JUNIO – 4º 7(LICEO SAN CARLOS 1), 1 y 2 (LICEO DE AIGUÁ), hora 16:30