Por Pablo Lonnie Pacheco Railey
Sociedad Astronómica del Planetario Alfa
ASTRONOMOS.ORG
pablo@astronomos.org
www.astronomos.org
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
http://lengamer.org/admin/language_folders/seri/user_uploaded_files/links/File/DiccionarioSeri2005.pdf.
http://www.univie.ac.at/tops/dsn/texts/nonradialpuls.html
http://en.wikipedia.org/wiki/Epsilon_Orionis
Schaaf, Fred (2008) THE BRIGHTEST STARS: Discovering the Universe Through the Sky's Most Brilliant Stars. John Wiley & Sons. ISBN 978-0-471-70410-2
Webb, Edmund J. (1987). Los nombres de las estrellas (tercera reimpresión). Fondo de Cultura Económica ISBN 968-16-1160-8
Kaler, Jim (2002). The Hundred Greatest Stars. Copernicus Books. 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. 314. 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.
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lunes, enero 31, 2011
VUELTA AL CIELO EN 365 NOCHES ENERO 29: LEPUS ¡A CORRER!
Por Pablo Lonnie Pacheco Railey
Sociedad Astronómica del Planetario Alfa
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pablo@astronomos.org
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Cada año, el 29 de enero, Lepus transita el meridiano aproximadamente a las 21:00 horas.
Lepus es una constelación localizada en el hemisferio sur celeste, entre 10 y 27 grados al sur del ecuador celeste. Es una constelación clásica, es decir, muy antigua y descrita por Ptolomeo desde el año 270 a. C. Representa a una liebre (Lepus significa liebre en latín) y es muy fácil de localizar pues se encuentra justo abajo (al sur) de Orion.
Difícilmente podremos encontrar un parecido entre las estrellas de Lepus y una liebre: encuentro más fácil describirla como 6 estrellas que dibujan un embudo horizontal, con el cuello más angosto hacia el este (izquierda, en el hemisferio norte)
Lepus colinda al norte con Orion y Monoceros, al este con Canis Major, al sur con Columba y Caelum; y al oeste con Eridanus.
MITOLOGÍA
Arato, escritor griego del siglo III a.C. escribió que el can mayor seguía de cerca a la liebre en una persecución eterna. Poco después, Eratóstenes –director de la Biblioteca de Alejandría y astrónomo del año 250 a. C.- narró que Lepus es la liebre que Hermes –el dios mensajero y portador de alas en sus pies- puso en el cielo para celebrar su escurridiza velocidad, atributo que comparten ambos.
Higinio -filósofo ateniense del siglo II d. C. y quien dirigió el noveno papado- narra un relato con moraleja: Hubo un tiempo que la isla de Leros era desierta, sin liebres, pero un hombre llegó con una liebre preñada. Al poco tiempo, y viendo que se reproducían velozmente, otros hombres decidieron que era buena idea criarlas, pero los resultados fueron desastrosos: las liebres empezaron a invadir todo, consumiendo los recursos de la isla, destruyendo los sembradíos. Hubo una gran hambruna y los isleños decidieron expulsar a las liebres. Ellos –dice Hyginus- pusieron a Lepus en el cielo, como un recordatorio de aún las cosas buenas, en exceso, son malas.
No es casualidad que los hombres vieran a la liebre en esa posición de la bóveda celeste, pues evidentemente es perseguida por Orion el cazador y sus perros de caza: el can mayor y el can menor –Canis Major y Canis Minor. Las cuatro constelaciones mencionadas aparecen orientadas avanzando hacia el oeste, de manera que –con mucha imaginación se puede ver que la liebre se asoma por el horizonte con el cazador Orion literalmente pisándole los talones, y al poco tiempo los perros del cazador le siguen: acción que vemos a lo largo de la noche, hasta que la vemos escabullirse tras el horizonte oeste ¡Logró escapar esta vez! Mañana será otra noche.
Para los egipcios, Lepus era la barca de Osiris (Orion) y se le veía navegar sobre el horizonte sur, de este a oeste.
Algunos autores señalan (y no me resulta difícil imaginarlo) que las estrellas Kappa, Iota, Lambda y Nu Leporis, justo debajo de Orion, trazan las orejas de la liebre… pero los chinos vieron en estas cuatro estrellas a Junjing, la noria de la cual se proveía de agua el ejército. Otro cuarteto de estrellas al oeste de Orion son Yujing -la noria de los nobles chinos- pero ésas están en Eridanus, el río Eridano.
Entre más leo de la mitología china, más me sorprendo pues al parecer, tenían una fijación con las instalaciones hidráulicas y en la constelación de Lepus se fueron al baño ¡Literalmente! Según los chinos cuatro estrellas más: Alpha, Beta, Gamma y Delta Leporis (el cuello y patas de la liebre) eran “Ce”: la letrina. Con todo, eran discretos y cada vez que acudían al llamado de la naturaleza, disponían de las estrellas Mu y Epsilon Leporis (nariz y frente de la liebre) para trazar a “Ping”, una cortina que ofrecía la privacidad necesaria.
Si bien la percepción más antigua que los árabes tenían de Lepus no era de un animal sino del “trono del que está en el Centro (Orion)”, su estrella más brillante (Alpha Leporis) recibe el nombre de Arneb, cuyo significado en árabe es –precisamente- la liebre.
ESTRELLAS DESTACADAS EN LA LIEBRE
Gamma Leporis es un sistema binario fácil de observar incluso con binoculares (su separación es de 1’ de arco) La estrella principal del sistema es una enana amarilla que nos recuerda al Sol pues es apenas 20% mayor, un poco más caliente (6300 kelvin) y 2.6 veces más brillante. Se localiza a una distancia relativamente cercana, de 29.2 años-luz.
Gliese 229 es un sistema binario formado por una enana roja y una enana café (o marrón). Con un telescopio convencional sólo se ve la estrella roja, como un puntito de magnitud 8. Se encuentra entre las estrellas más cercanas a la Tierra, a una distancia de sólo 18.8 años-luz.
Uno de los astros más encendidos en color que podemos ver en el telescopio es la gigante roja R Leporis (su nombre indica que es una estrella de luminosidad variable). Parece una bracita encendida. Es una estrella variable de tipo Mira, es decir, una estrella vieja que se dilata y se contrae periódicamente con un período muy regular. Su luminosidad cambia notablemente, de magnitud 5.5 a magnitud 11.7. Es conocida popularmente como la estrella carmesí de Hind y su color es más acentuado cuando su brillo disminuye. El astrónomo inglés John Russell Hind escribió en 1845 que R Leporis parecía “una gota de sangre que destaca sobre el fondo estrellado”.
T Leporis es otra estrella variable de tipo Mira cuyo brillo fluctúa entre magnitud 7.4 y 14.3. Una gigante roja cuya temperatura superficial es extraordinariamente baja para una estrella: apenas 2800 kelvin, una de las estrellas más “frías” que jamás verás.
CIELO PROFUNDO
Lepus está suficientemente lejos del plano de la Vía Láctea como para ver hacia fuera de nuestra Galaxia, hacia objetos relativamente lejanos: galaxias y un cúmulo globular; y explica porqué encontramos poco gas y polvo aquí: no hay muchas nebulosas ni cúmulos abiertos qué ver.
Son pocos los cúmulos globulares que podemos localizar en esta época del año y Lepus nos ofrece esta rara oportunidad. Se trata de Messier 79 (NGC 1904). La mayoría de los cúmulos globulares que encontramos en el cielo se encuentran hacia el centro de la Galaxia, pero Messier 79 está en el “patio trasero” a más de 60,000 años-luz del núcleo galáctico y a 41000 años-luz de nosotros. Es fácil encontrar a Messier 79 utilizando a Alpha y Beta Leporis como estrellas apuntadoras. Su aspecto es de una pelotita de estrellas de magnitud 9 –apenas visible en los telescopios más pequeños-
Muy tenue también es la galaxia espiral barrada NGC 1964, de magnitud 10.8. En telescopios medianos parece un borrón diagonal con un núcleo puntual.
Aún más difícil de encontrar es IC418: una nebulosa planetaria de magnitud 11. No por eso menos atractiva: cuando el Telescopio Espacial Hubble expuso todo su esplendor la llamaron “Nebulosa del Espirógrafo”.
Otros objetos celestes que podemos contemplar con cualquier telescopio, desde un sitio oscuro y despejado son la galaxia espiral barrada NGC 1744 de magnitud 11.5 y no podemos dejar pasar un cúmulo abierto muy escueto (sólo 6 estrellas) pero el más vistoso que hay en Lepus: NGC 2017 de magnitud 6.4
¡Cuidado! No vayas a confundir Lepus (la liebre) con Lupus (el lobo).
Imágenes de apoyo
Mapa de localización de Lepus por la Unión Astronómica Internacional & Sky Publishing
http://www.iau.org/public/constellations/#lep
¿Dónde está la isla de Leros?
https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEhvJwrPva0lU1Gp-IsCC6bOQTyhyOqpsON9YVAFoTQHvqTfDBv6VvqgbYaJpMOHtFdNZUaC1TG1Yenffd0Jh3yVzRb5i6zrZOg1o_TYfupB5P4H8QMhW7FJA3nd6reJX-CcZhBMZA/s1600/leros.gif
Lepus en el Atlas Coelestis de John Flamsteed
http://www.ianridpath.com/startales/image/lepus.JPG
Lepus en Uranias Mirror, 1825
http://www.constellationsofwords.com/images/Lepusp.jpg
Mapa interactivo de Lepus de Chris Dolan
http://www.astro.wisc.edu/~dolan/constellations/java/Lepus.html
Fotografía de Lepus por Máximo Ruiz
http://www.astromodelismo.es/Web%20Astronomia/Datos%20web/Tomas%20astronomicas%20propias%20web/Constelaciones/Datos/Reales/Sin%20Leyenda/final-Lepus.jpg
Fotografía de Lepus por Máximo Ruiz (con Nomenclatura)
http://www.astromodelismo.es/Web%20Astronomia/Datos%20web/Tomas%20astronomicas%20propias%20web/Constelaciones/Datos/Reales/Con%20Leyenda/leyenda-final-Lepus.jpg
Fotografía de Lepus en WIKISKY
http://www.wikisky.org/?ra=5.483669334097321&de=-18.50157345341377&zoom=4&show_grid=1&show_constellation_lines=1&show_constellation_boundaries=1&show_const_names=0&show_galaxies=1&img_source=DSS2
¿Dónde está Lepus, respecto a Orion?
http://astrobob.areavoices.com/astrobob/images/Lepus_1.JPG
Las estrellas más brillantes de Lepus
http://www.clipartpal.com/_thumbs/pd/lepus_black.png
Gama Leporis (estrella binaria) en WIKISKY
http://www.wikisky.org/?ra=5.7389152009237065&de=-22.46092646042838&zoom=8&show_grid=1&show_constellation_lines=1&show_constellation_boundaries=1&show_const_names=0&show_galaxies=1&img_source=DSS2
Cúmulo globular Messier 79 en Lepus por NOAO/AURA/NSF
http://thebigfoto.com/wp-content/uploads/2009/03/messier-79.jpg
Nebulosa planetaria IC418 en Lepus por HST
http://cienctec.com.br/wordpress/wp-content/uploads/2010/11/ic_418.jpg
Galaxia espiral barrada NGC 1964 en Lepus
http://a.gerard4.free.fr/illustrations/Lep/ngc1964.jpg
Imagen de NGC 1964 en negativo
http://astrojan.fw.hu/ngc/ngc1964.jpg
Boceto de NGC 1964 por
http://www.deepsky-chiemgau.de/zeichnung/NGC1964.jpg
Galaxia espiral barrada NGC 1744 en Lepus
http://www.spiral-galaxies.com/Pictures/Lepus/NGC-1744.jpg
Cúmulo Abierto NGC 2017 en Lepus
http://a.gerard4.free.fr/illustrations/Lep/ngc2017.jpg
Boceto de NGC 2017 en Lepus por Greg Crinklaw
http://observing.skyhound.com/archives/jan/HD_37643.html
Sitios consultados y bibliografía
http://www.mallorcaweb.net/masm/descon.htm
http://www.iau.org/public_press/themes/constellations/
http://www.ianridpath.com/startales/lepus.htm Mitología de Lepus por Ian Ridpath
http://www.hawastsoc.org/deepsky/lep/index.html Sitio de la Hawaiian Astronomical Society
http://www.dibonsmith.com/lep_con.htm Sitio de Richard Dibon-Smith
Mitología y descripción de la constelación por Miguel Angel Serra Martin:
http://www.mallorcaweb.net/masm/Lep.htm
http://www.topastronomer.com/StarCharts/Constellations/Lepus.php
http://www.constellationsofwords.com/Constellations/Lepus.htm
http://www.coldwaterschools.org/lms/Planetarium/myth/lepus.html
http://www.hispaseti.org/constelaciones/lep.htm
http://es.wikipedia.org/wiki/Lepus_(constelaci%C3%B3n)
http://espacioprofundo.com.ar/verarticulo/Lep_-_Lepus.html
http://maravillososgatos.iespana.es/maravillososgatos/documentos/constelaciones.pdf
http://www.astrosurf.com/jwisn/lepus.htm
http://www.eso.org/public/images/eso0906a/ info de T Leporis / ESO
http://stars.astro.illinois.edu/sow/gammalep.html Información de Gamma Leporis
http://www.seds.org/messier/m/m079.html info de Messier 79
http://opttelescopes.blogspot.com/2011_01_01_archive.html artículo de Tammy Plotner
Bakich, Michael E. (1995). The Cambridge Guide to the Constellations. Cambridge University Press. ISBN 0-521-46520-6
Staal, Julius D.W. (1988). The New Patterns in the Sky. The McDonald and Woodward Publishing Company. ISBN 0-939923-04-1
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. XXX. 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.
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Cada año, el 29 de enero, Lepus transita el meridiano aproximadamente a las 21:00 horas.
Lepus es una constelación localizada en el hemisferio sur celeste, entre 10 y 27 grados al sur del ecuador celeste. Es una constelación clásica, es decir, muy antigua y descrita por Ptolomeo desde el año 270 a. C. Representa a una liebre (Lepus significa liebre en latín) y es muy fácil de localizar pues se encuentra justo abajo (al sur) de Orion.
Difícilmente podremos encontrar un parecido entre las estrellas de Lepus y una liebre: encuentro más fácil describirla como 6 estrellas que dibujan un embudo horizontal, con el cuello más angosto hacia el este (izquierda, en el hemisferio norte)
Lepus colinda al norte con Orion y Monoceros, al este con Canis Major, al sur con Columba y Caelum; y al oeste con Eridanus.
MITOLOGÍA
Arato, escritor griego del siglo III a.C. escribió que el can mayor seguía de cerca a la liebre en una persecución eterna. Poco después, Eratóstenes –director de la Biblioteca de Alejandría y astrónomo del año 250 a. C.- narró que Lepus es la liebre que Hermes –el dios mensajero y portador de alas en sus pies- puso en el cielo para celebrar su escurridiza velocidad, atributo que comparten ambos.
Higinio -filósofo ateniense del siglo II d. C. y quien dirigió el noveno papado- narra un relato con moraleja: Hubo un tiempo que la isla de Leros era desierta, sin liebres, pero un hombre llegó con una liebre preñada. Al poco tiempo, y viendo que se reproducían velozmente, otros hombres decidieron que era buena idea criarlas, pero los resultados fueron desastrosos: las liebres empezaron a invadir todo, consumiendo los recursos de la isla, destruyendo los sembradíos. Hubo una gran hambruna y los isleños decidieron expulsar a las liebres. Ellos –dice Hyginus- pusieron a Lepus en el cielo, como un recordatorio de aún las cosas buenas, en exceso, son malas.
No es casualidad que los hombres vieran a la liebre en esa posición de la bóveda celeste, pues evidentemente es perseguida por Orion el cazador y sus perros de caza: el can mayor y el can menor –Canis Major y Canis Minor. Las cuatro constelaciones mencionadas aparecen orientadas avanzando hacia el oeste, de manera que –con mucha imaginación se puede ver que la liebre se asoma por el horizonte con el cazador Orion literalmente pisándole los talones, y al poco tiempo los perros del cazador le siguen: acción que vemos a lo largo de la noche, hasta que la vemos escabullirse tras el horizonte oeste ¡Logró escapar esta vez! Mañana será otra noche.
Para los egipcios, Lepus era la barca de Osiris (Orion) y se le veía navegar sobre el horizonte sur, de este a oeste.
Algunos autores señalan (y no me resulta difícil imaginarlo) que las estrellas Kappa, Iota, Lambda y Nu Leporis, justo debajo de Orion, trazan las orejas de la liebre… pero los chinos vieron en estas cuatro estrellas a Junjing, la noria de la cual se proveía de agua el ejército. Otro cuarteto de estrellas al oeste de Orion son Yujing -la noria de los nobles chinos- pero ésas están en Eridanus, el río Eridano.
Entre más leo de la mitología china, más me sorprendo pues al parecer, tenían una fijación con las instalaciones hidráulicas y en la constelación de Lepus se fueron al baño ¡Literalmente! Según los chinos cuatro estrellas más: Alpha, Beta, Gamma y Delta Leporis (el cuello y patas de la liebre) eran “Ce”: la letrina. Con todo, eran discretos y cada vez que acudían al llamado de la naturaleza, disponían de las estrellas Mu y Epsilon Leporis (nariz y frente de la liebre) para trazar a “Ping”, una cortina que ofrecía la privacidad necesaria.
Si bien la percepción más antigua que los árabes tenían de Lepus no era de un animal sino del “trono del que está en el Centro (Orion)”, su estrella más brillante (Alpha Leporis) recibe el nombre de Arneb, cuyo significado en árabe es –precisamente- la liebre.
ESTRELLAS DESTACADAS EN LA LIEBRE
Gamma Leporis es un sistema binario fácil de observar incluso con binoculares (su separación es de 1’ de arco) La estrella principal del sistema es una enana amarilla que nos recuerda al Sol pues es apenas 20% mayor, un poco más caliente (6300 kelvin) y 2.6 veces más brillante. Se localiza a una distancia relativamente cercana, de 29.2 años-luz.
Gliese 229 es un sistema binario formado por una enana roja y una enana café (o marrón). Con un telescopio convencional sólo se ve la estrella roja, como un puntito de magnitud 8. Se encuentra entre las estrellas más cercanas a la Tierra, a una distancia de sólo 18.8 años-luz.
Uno de los astros más encendidos en color que podemos ver en el telescopio es la gigante roja R Leporis (su nombre indica que es una estrella de luminosidad variable). Parece una bracita encendida. Es una estrella variable de tipo Mira, es decir, una estrella vieja que se dilata y se contrae periódicamente con un período muy regular. Su luminosidad cambia notablemente, de magnitud 5.5 a magnitud 11.7. Es conocida popularmente como la estrella carmesí de Hind y su color es más acentuado cuando su brillo disminuye. El astrónomo inglés John Russell Hind escribió en 1845 que R Leporis parecía “una gota de sangre que destaca sobre el fondo estrellado”.
T Leporis es otra estrella variable de tipo Mira cuyo brillo fluctúa entre magnitud 7.4 y 14.3. Una gigante roja cuya temperatura superficial es extraordinariamente baja para una estrella: apenas 2800 kelvin, una de las estrellas más “frías” que jamás verás.
CIELO PROFUNDO
Lepus está suficientemente lejos del plano de la Vía Láctea como para ver hacia fuera de nuestra Galaxia, hacia objetos relativamente lejanos: galaxias y un cúmulo globular; y explica porqué encontramos poco gas y polvo aquí: no hay muchas nebulosas ni cúmulos abiertos qué ver.
Son pocos los cúmulos globulares que podemos localizar en esta época del año y Lepus nos ofrece esta rara oportunidad. Se trata de Messier 79 (NGC 1904). La mayoría de los cúmulos globulares que encontramos en el cielo se encuentran hacia el centro de la Galaxia, pero Messier 79 está en el “patio trasero” a más de 60,000 años-luz del núcleo galáctico y a 41000 años-luz de nosotros. Es fácil encontrar a Messier 79 utilizando a Alpha y Beta Leporis como estrellas apuntadoras. Su aspecto es de una pelotita de estrellas de magnitud 9 –apenas visible en los telescopios más pequeños-
Muy tenue también es la galaxia espiral barrada NGC 1964, de magnitud 10.8. En telescopios medianos parece un borrón diagonal con un núcleo puntual.
Aún más difícil de encontrar es IC418: una nebulosa planetaria de magnitud 11. No por eso menos atractiva: cuando el Telescopio Espacial Hubble expuso todo su esplendor la llamaron “Nebulosa del Espirógrafo”.
Otros objetos celestes que podemos contemplar con cualquier telescopio, desde un sitio oscuro y despejado son la galaxia espiral barrada NGC 1744 de magnitud 11.5 y no podemos dejar pasar un cúmulo abierto muy escueto (sólo 6 estrellas) pero el más vistoso que hay en Lepus: NGC 2017 de magnitud 6.4
¡Cuidado! No vayas a confundir Lepus (la liebre) con Lupus (el lobo).
Imágenes de apoyo
Mapa de localización de Lepus por la Unión Astronómica Internacional & Sky Publishing
http://www.iau.org/public/constellations/#lep
¿Dónde está la isla de Leros?
https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEhvJwrPva0lU1Gp-IsCC6bOQTyhyOqpsON9YVAFoTQHvqTfDBv6VvqgbYaJpMOHtFdNZUaC1TG1Yenffd0Jh3yVzRb5i6zrZOg1o_TYfupB5P4H8QMhW7FJA3nd6reJX-CcZhBMZA/s1600/leros.gif
Lepus en el Atlas Coelestis de John Flamsteed
http://www.ianridpath.com/startales/image/lepus.JPG
Lepus en Uranias Mirror, 1825
http://www.constellationsofwords.com/images/Lepusp.jpg
Mapa interactivo de Lepus de Chris Dolan
http://www.astro.wisc.edu/~dolan/constellations/java/Lepus.html
Fotografía de Lepus por Máximo Ruiz
http://www.astromodelismo.es/Web%20Astronomia/Datos%20web/Tomas%20astronomicas%20propias%20web/Constelaciones/Datos/Reales/Sin%20Leyenda/final-Lepus.jpg
Fotografía de Lepus por Máximo Ruiz (con Nomenclatura)
http://www.astromodelismo.es/Web%20Astronomia/Datos%20web/Tomas%20astronomicas%20propias%20web/Constelaciones/Datos/Reales/Con%20Leyenda/leyenda-final-Lepus.jpg
Fotografía de Lepus en WIKISKY
http://www.wikisky.org/?ra=5.483669334097321&de=-18.50157345341377&zoom=4&show_grid=1&show_constellation_lines=1&show_constellation_boundaries=1&show_const_names=0&show_galaxies=1&img_source=DSS2
¿Dónde está Lepus, respecto a Orion?
http://astrobob.areavoices.com/astrobob/images/Lepus_1.JPG
Las estrellas más brillantes de Lepus
http://www.clipartpal.com/_thumbs/pd/lepus_black.png
Gama Leporis (estrella binaria) en WIKISKY
http://www.wikisky.org/?ra=5.7389152009237065&de=-22.46092646042838&zoom=8&show_grid=1&show_constellation_lines=1&show_constellation_boundaries=1&show_const_names=0&show_galaxies=1&img_source=DSS2
Cúmulo globular Messier 79 en Lepus por NOAO/AURA/NSF
http://thebigfoto.com/wp-content/uploads/2009/03/messier-79.jpg
Nebulosa planetaria IC418 en Lepus por HST
http://cienctec.com.br/wordpress/wp-content/uploads/2010/11/ic_418.jpg
Galaxia espiral barrada NGC 1964 en Lepus
http://a.gerard4.free.fr/illustrations/Lep/ngc1964.jpg
Imagen de NGC 1964 en negativo
http://astrojan.fw.hu/ngc/ngc1964.jpg
Boceto de NGC 1964 por
http://www.deepsky-chiemgau.de/zeichnung/NGC1964.jpg
Galaxia espiral barrada NGC 1744 en Lepus
http://www.spiral-galaxies.com/Pictures/Lepus/NGC-1744.jpg
Cúmulo Abierto NGC 2017 en Lepus
http://a.gerard4.free.fr/illustrations/Lep/ngc2017.jpg
Boceto de NGC 2017 en Lepus por Greg Crinklaw
http://observing.skyhound.com/archives/jan/HD_37643.html
Sitios consultados y bibliografía
http://www.mallorcaweb.net/masm/descon.htm
http://www.iau.org/public_press/themes/constellations/
http://www.ianridpath.com/startales/lepus.htm Mitología de Lepus por Ian Ridpath
http://www.hawastsoc.org/deepsky/lep/index.html Sitio de la Hawaiian Astronomical Society
http://www.dibonsmith.com/lep_con.htm Sitio de Richard Dibon-Smith
Mitología y descripción de la constelación por Miguel Angel Serra Martin:
http://www.mallorcaweb.net/masm/Lep.htm
http://www.topastronomer.com/StarCharts/Constellations/Lepus.php
http://www.constellationsofwords.com/Constellations/Lepus.htm
http://www.coldwaterschools.org/lms/Planetarium/myth/lepus.html
http://www.hispaseti.org/constelaciones/lep.htm
http://es.wikipedia.org/wiki/Lepus_(constelaci%C3%B3n)
http://espacioprofundo.com.ar/verarticulo/Lep_-_Lepus.html
http://maravillososgatos.iespana.es/maravillososgatos/documentos/constelaciones.pdf
http://www.astrosurf.com/jwisn/lepus.htm
http://www.eso.org/public/images/eso0906a/ info de T Leporis / ESO
http://stars.astro.illinois.edu/sow/gammalep.html Información de Gamma Leporis
http://www.seds.org/messier/m/m079.html info de Messier 79
http://opttelescopes.blogspot.com/2011_01_01_archive.html artículo de Tammy Plotner
Bakich, Michael E. (1995). The Cambridge Guide to the Constellations. Cambridge University Press. ISBN 0-521-46520-6
Staal, Julius D.W. (1988). The New Patterns in the Sky. The McDonald and Woodward Publishing Company. ISBN 0-939923-04-1
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. XXX. 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.
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sábado, enero 29, 2011
VUELTA AL CIELO EN 365 NOCHES ENERO 28: MESSIER 42, LA NEBULOSA DE ORION
Por Pablo Lonnie Pacheco Railey
Sociedad Astronómica del Planetario Alfa
ASTRONOMOS.ORG
pablo@astronomos.org
www.astronomos.org
Cada año, el 28 de enero, Messier 42 transita el meridiano aproximadamente a las 21:00 horas.
Messier 42 (M42) es un complejo de gas y polvo en la constelación de Orion. Se localiza en el hemisferio sur celeste, 5° al sur del ecuador celeste y es la nube con formación de estrellas más famosa de la bóveda celeste. Es muy fácil de localizar pues se encuentra justo en medio de la espada de Orion. Todo tipo de estructuras la caracterizan: es una nebulosa de emisión, de absorción y de reflexión; y se han descubierto aquí también discos protoplanetarios: estrellas nacientes con planetas en proceso de formación, en muy diversas etapas evolutivas.
Popularmente conocida como la nebulosa de Orion – o Gran Nebulosa de Orion, según algunos enfatizan-, esta famosa nube de gas y polvo es verdaderamente notoria. Es la más grande nube con formación estelar que exista cerca de la Tierra (existen nubes menores, más cercanas, en la constelación de Taurus, pero son minúsculas en comparación y con una mínima producción de estrellas)
MITOLOGÍA
Los mayas notaron que la nebulosa de Orion era un objeto difuso –la flama “K’ak”- que estaba al centro de un triángulo equilátero formado por “las tres piedras del corazón”: las estrellas Rigel, Alnitak y Saiph. Algunos autores mencionan que también relacionaban la espada de Orion con Xibalba, dios del inframundo.
BREVE (BREVÍSIMA) HISTORIA DE SU OBSERVACIÓN
La primera observación telescópica (1610) hacia la espada de Orion fue por Galileo Galilei, a quien impresionó la cantidad de estrellas en la región –contó alrededor de 80-, pero sorprendentemente ¡no vio la nebulosa! Tal vez pensó que su telescopio producía imágenes demasiado borrosas, no lo sabemos.
Ese mismo año, otro se adelantó en reportar la nubecita que se veía en la espada de Orion y escribió que estaba sorprendido de encontrar una “pequeña nube iluminada”. Se trata de Nicolas-Claude Fabri de Peiresc. Luego, el astrónomo jesuita Johann Baptist Cysat se topó con la nebulosa, mientras observaba un cometa, en 1618.
En 1654, el astrónomo aficionado Giovanno Batista Hordierna escribió que podía contar 22 estrellas en la espada de Orion con su telescopio… “pero esta Luminosa es tan admirable puesto que es una luz que no se puede resolver y en cuyo centro se pueden contar tres estrellas”. Esta es la primera descripción de lo que hoy conocemos como el Trapecio. Hordierna realizó también el primer boceto de la nebulosa.
Otros astrónomos la redescubrieron también por su cuenta, como Christiaan Huygens en 1656 y posteriormente, Charles Messier en 1769, quien le otorgó su nombre más popular: Messier 42. Huygens la describió así: “un objeto portentoso, con toda certeza único entre las estrellas fijas”.
Hay muchas descripciones que alaban el cautivador aspecto de la nebulosa pero ninguna escudriña la verdadera naturaleza de Messier 42. En 1789 el Astrónomo Real William Herschel –descubridor de Urano- describió mejor que nadie el objeto que tenía ante sí: “una niebla llameante y sin forma, material caótico que formará futuros soles."
La naturaleza gaseosa de Messier 42 quedó finalmente en evidencia cuando el astrónomo aficionado inglés William Huggins estudió su espectro, en 1865; y se convirtió también en la primera nebulosa fotografiada; esto por Henry Draper, en 1880. Ningún otro objeto de cielo profundo había sido fotografiado antes (y sigue siendo el más fotografiado en la actualidad). Desde 1902 se descubrió que los gases de la nebulosa se desplazan en diferentes direcciones y velocidades: así que lejos de ser una pacífica nube flotando en el espacio se trataba de un entorno por demás turbulento.
En 1931 el astrónomo Robert J. Trumpler identificó las estrellas centrales como parte de un cúmulo y propuso el célebre nombre de “El Trapecio”. Conociendo los tipos espectrales y magnitudes de estas estrellas, Trumpler pudo derivar la primera estimación de distancia aproximada: 1800 años-luz (un poco más lejos del valor aceptado actualmente).
Desde 1993 la nebulosa de Orion ha sido blanco de numerosos estudios realizados con el Telescopio Espacial Hubble (HST). La imagen más detallada que existe de Messier 42 consiste en un mosaico elaborado con el HST tras un estudio que duró 105 órbitas alrededor de la Tierra y combinó más de 520 imágenes registradas a través de filtros diversos.
OBSERVACIÓN
Para un objeto tan extendido como Messier 42 resulta difícil determinar su tamaño y magnitud precisa. Algunas fuentes indican su magnitud visual como 3.5, otros como 4. No importa, en cualquier caso se trata de un objeto tan brillante que es visible a simple vista cuando el observador está en el campo, lejos de la ciudad en una noche sin Luna. La mayoría de la gente percibe que se trata de un grupito de estrellas en la espada de Orion que no pueden enfocar, pero lo que están viendo en realidad es la nebulosa misma. ¡Increíble! Pero si cuentas con binoculares o telescopio, será posible que la detectes incluso desde la ciudad o en noches de Luna Llena.
Los binoculares muestran la espada de Orion como una serie de salpicones (cada salpicón es un cúmulo abierto distinto); entre ellos una manchita de luz que rodea a una diminuta estrella: esa es Messier 42; y un vistazo en cualquier telescopio revelará que esta estrella –llamada Theta Orionis- es en realidad un sistema múltiple en el que podrás contar al menos 4 estrellas.
Siempre me ha parecido que la nebulosa de Orion tiene el aspecto de una mano extendida hacia mí, con los dedos abiertos, una luciérnaga iluminando el centro de la palma y el dedo pulgar –a contraluz- atravesado por enfrente. Otros imaginan una flor, un cortinaje o incluso ¡una boca de pescado! ¿Qué verán tus ojos?
Lo que es verdad es que siempre tiene un aspecto pálido. Pero ¿qué se le puede hacer? Así son las nebulosas. No son como las fotografías de las revistas, en donde aparecen de color rojo caperucita y con más nervaduras que un cilantro. Cuando los niveles de iluminación son muy sutiles, nuestros ojos son incapaces de ver color o detalle.
Con todo, difícilmente otra nebulosa se revelará con tanto brillo y detalle como la nebulosa de Orion. Para aprender a disfrutarla hay que entrenar la vista, observándola una y otra vez, en diferentes noches, en diferentes condiciones, con diferentes telescopios y hacer un esfuerzo por elaborar una descripción escrita pormenorizada y dibujada de lo que vemos. Repitan el proceso una, otra y otra vez. Escriban de nuevo y dibújenla otra vez, como si nunca la hubieran visto antes. Este simple ejercicio agudiza nuestra capacidad de observar detalle asombrosamente. Inténtenlo. Les garantizo que se sorprenderán.
Nada se equipara a las fotografías de larga exposición que muestran un panorama fantástico. Con todo, los observadores más experimentados alcanzan a ver estructura muy fina, aún con los telescopios más pequeños e incluso habrá quienes perciban tonalidades muy pálidas de verde y rosa; esto es, el oxígeno y el hidrógeno de Messier 42, que –excitado por la radiación de las estrellas cercanas- emite su característica luz coloreada. Al inicio, se desconocía el origen de la luz verde de la nebulosa, y hasta se sugirió que era un elemento nuevo al que llamaron “nebulium”, sólo para descubrir después que se trataba de oxígeno ionizado, es decir, átomos que sufren el desprendimiento de electrones a causa de la intensa radiación ultravioleta de las estrellas cercanas.
El lado oriente de la nebulosa exhibe unos bellos pliegues y los más agudos observadores notarán que en ocasiones es posible observar una coloración violeta en ellos: es la refulgente luz azul de las estrellas masivas que se refleja en las cortinas de polvo. Las partes oscuras de Messier 42 son también nubes de polvo, con la diferencia de que está iluminado a contraluz, de manera que sólo vemos su contorno apagado.
Visualmente Messier 42 se extiende un diámetro muy parecido al de la Luna llena; aproximado a 30 minutos de arco e inundando el campo visual de cualquier telescopio, sin embargo en la literatura se describe su tamaño como de 60 x 65 minutos de arco, debido a que la nube es mucho más extensa de lo que nuestros ojos detectan.
No mentiría si afirmara que ninguna otra nebulosa es más contemplada, fotografiada y estudiada que Messier 42 y a pesar de ello, existe todavía incertidumbre sobre su distancia precisa, así que no se desconcierten si ven cifras variadas en la literatura especializada. Las mediciones más recientes (2009) sugieren que se localiza aproximadamente a 1,344 años-luz de la Tierra. Dado lo anterior la nebulosa debe medir más de 12 años-luz de diámetro.
THETA ORIONIS
En el corazón de la nebulosa reside una familia distinguida de estrellas. Conocido popularmente como “El Trapecio” a causa de sus 4 estrellas más brillantes, se trata de un sistema múltiple formado por al menos 6 astros de gran luminosidad.
El grupo de estrellas que forman el Trapecio han cavado un hueco en la nebulosa, soplando una burbuja que –afortunadamente para nosotros- ha reventado en nuestra dirección, revelando las “tripas” de la nebulosa. En estas regiones, las estrellas del Trapecio calientan el gas a una temperatura de 10000 k ¡aproximadamente 2 veces más caliente que la superficie del Sol! La radiación fulminante de las estrellas más masivas empuja los gases a velocidades de hasta 50 km/s o más.
CUNA DE FUTUROS SISTEMAS PLANETARIOS
Gracias a Messier 42 comprendemos mejor no sólo la formación de estrellas, sino de los sistemas planetarios. El Telescopio Espacial Hubble ha permitido identificar más de 150 discos protoplanetarios en la nebulosa de Orion, lo que nos dice que una proporción importante de las estrellas que se forman en el Universo contienen planetas. Más recientemente, con el hallazgo de sistemas extrasolares en estrellas más cercana, esto ha sido corroborado.
Estrellas de masa similar al Sol en Messier 42 han sido estudiadas, con la diferencia de que son extremadamente “jóvenes” con una edad de sólo 1 a 10 millones de años. Se ha observado que producen violentas fulguraciones, emitiendo de paso potentes rayos X. Así debió haber sido el Sol al poco tiempo de haber “nacido”.
EVOLUCIÓN
En el turbulento medio interestelar de la nebulosa de Orion se han observado (en infrarrojo) ondas de choque que se desplazan a través de la nube a velocidades supersónicas. Posiblemente estemos viendo la dispersión de escombros que sigue al estallido de una o varias estrellas masivas. La evidencia más firme a este respecto es la abundancia de hierro en estos escombros “voladores”; huella inequívoca de la explosión de una supernova.
Midiendo la velocidad de expansión, los astrónomos calculan que este violento estallido sucedió hace no más de 1000 años pero, si así fuera, debería existir un registro de esos eventos ultra luminosos. ¿Por qué no lo hay? Pues porque sucedieron profundamente en el interior de la nebulosa, en regiones que quedan fuera de nuestra vista a causa de las densas cortinas de gas y polvo.
Por otro lado, algunas de sus estrellas más masivas –particularmente las del Trapecio- producen tanta radiación que erosionan las protoestrellas (estrellas en proceso de formación) vecinas, truncando su desarrollo pleno, evaporando planetas que apenas se consolidaban.
A pesar de esto, es posible contar aproximadamente 700 estrellas habitando la nebulosa y miles de estrellas que concluyeron satisfactoriamente su proceso de formación se ocultan en su seno. Ellas constituyen un gigantesco cúmulo abierto que contiene más de 2000 estrellas. La mayoría de ellas sólo pueden ser registradas mediante detectores infrarrojos (La luz infrarroja puede atravesar nubes de gas y polvo, revelando detalles del interior de la nube)
Algunas estrellas que están muy lejos de la nebulosa de Orion parecen haberse originado en su seno. El estallido de una supernova o el encuentro con otra estrella masiva pudo haberlas catapultado desde aquí. Es el caso de las estrellas AE Aurigeae, 53 Arietis y Mu Columbae. Cada una de estas salió disparada de Messier 42 a una velocidad superior a 100 km/s.
Además de las estrellas masivas que dan vida a la nebulosa y que -en cierto modo- también la destruyen; los astrónomos que usaron el Telescopio Espacial Hubble descubrieron en Messier 42 enanas rojas y cafés: lo más ligero que podemos encontrar en la producción de estrellas. De hecho, las enanas rojas son las estrellas que menos masa contienen, mientras que la masa en las enanas cafés es tan limitada, que ni siquiera son consideradas estrellas, pues carecen de reacciones de fusión nuclear en su interior. Se han encontrado a la par más de una docena de objetos de masa menor que ha desconcertado a los científicos: parecen planetas libres que no guardan vínculo con estrella alguna. ¿Qué son estos objetos?
Messier 42 no es un “producto terminado”. Muchas de sus estrellas son variables e inestables; y se sospecha fuertemente que el aspecto y luminosidad de la nebulosa ha sufrido cambios en el transcurso de los últimos siglos. En menos de 100,000 años –un suspiro estelar- la nube de gas y polvo se habrá disipado, dejando al descubierto un bello cúmulo abierto.
Muy cerca del Trapecio hay una poderosa fuente de rayos X, pero no es visible en luz blanca. Posiblemente se trate de una estrella que se destruyó en forma de supernova, dejando atrás un hoyo negro. Lo que hoy es una guardería de estrellas recién nacidas se convertirá en breve en un cementerio de estrellas masivas. Sólo habrán quedado las estrellas de masa moderada.
ES SÓLO UN BOTÓN DE MUESTRA
Messier 42 es el objeto principal de una estructura mucho mayor: la Gran Nube Molecular de Orion. Ésta incluye otros objetos relacionados como Messier 43, la nebulosa Cabeza de Caballo, la Nebulosa de la Fogata, Messier 78, el lazo de Barnard y otras estructuras de gas y polvo cercanas.
Messier 43 es una extensión de Messier 42, simplemente dividida por una banda de polvo, si bien Messier 43 contiene en su interior su propio sistema de estrellas masivas que ioniza la región circunvecina.
Messier 42 (y el Sistema Solar) habitan un brazo de la Galaxia conocido –debido a su modesto tamaño- como el espolón o ramal de Orion. Este brazo se extiende no más de 10,000 años-luz y conecta el brazo de Sagittarius con el de Perseus. Algunos lo denominan espolón de Cygnus-Orion, o Brazo Local.
Otros nombres de Messier 42 son NGC 1976, LBN 974 y Sharpless 281.
Las coordenadas de Messier 42 son:
Ascensión Recta 05 horas 35 minutos
Declinación -05° 23′
Imágenes de apoyo
Mapa de localización de Messier 42 por la Unión Astronómica Internacional & Sky Publishing
http://www.iau.org/public/constellations/#ori
Localización del Sistema Solar y el espolón de Orion en la Galaxia
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/9/9b/OrionSpur.png
Dibujo del cinturón y espada de Orion por Galileo Galilei (1610)
http://www.sacred-texts.com/astro/cwiu/img/09300.jpg
Identificación de las estrellas en el trapecio de Messier 42
http://www.sydneyobservatory.com.au/wp-content/uploads/2010/02/Trapezium-view2_Harry-Roberts.png
Boceto de espada de Orion y Messier 42 por Ewan Bryce (vista de binoculares) hacer clic en tercer boceto
http://spacejockey.freehostia.com/tag/m42/
Boceto de Messier 42 por Fountain Valley (Campo amplio)
http://www.hendrenimaging.com/M42_Sketch.jpg
Boceto de Messier 42 por Jeremy Perez (Campo amplio)
http://www.asod.info/wordpress/wp-content/2010/10/img2010011401_M42lg-e1286514378315.jpg
Boceto de Messier 42 por Serge Vieillard (magnificación media)
http://www.asod.info/wordpress/wp-content/2008/01/pastedgraphic-m42-and-m43-serge-vieillard.jpg
Boceto de Trapecio por Carl Knight (magnificación alta)
http://www.webbdeepsky.com/images/20081220%2023-35%20M42%20v2_small.jpg
Boceto de Messier 42 por ¡Nadie más y nadie menos!, que Charles Messier, en 1771
http://www.esacademic.com/pictures/eswiki/77/M42m.jpg
Cinturón y espada de Orion. La nebulosa M42 está arriba y a la derecha por Rogelio Bernal Andreo
http://www.nightsky.ie/wp-content/uploads/2010/01/oriondeep_andreo.jpg
Espada de Orion y Messier 42 por Marcus Davies
http://www.pdnphotooftheday.com/wp-content/uploads/2010/09/The-Sword-and-the-Rose-C-Marcus-Davies.jpg
Messier 42 por el Telescopio Espacial Hubble
http://apod.nasa.gov/apod/image/0601/m42_hst_f.jpg
Crédito completo: NASA, ESA, M. Robberto (STScI/ESA) y The Hubble Space Telescope Orion Treasury Project Team
Messier 42 en rayos X por el Telescopio Espacial Chandra
http://chandra.harvard.edu/photo/2007/orion/orion.jpg
Crédito completo: Imagen de rayos X: NASA/CXC/Penn State/E.Feigelson & K.Getman et al.; Imagen óptica: NASA/ESA/STScI/M. Robberto et al.
Nebulosa de Orion en infrarrojo por el Telescopio Espacial Spitzer, mostrando las numerosas estrellas que se esconden tras el velo de gas y polvo
http://lh6.ggpht.com/_cvPQPy3fhmg/S9fUqnAEA_I/AAAAAAAACVw/wCVI4bsPiJo/orion2010_spitzer.jpg
Discos protoplanetarios erosionados por las estrellas del Trapecio
http://seds.org/messier/Pics/Hi-res/m42hst6_prop_gallery.jpg
http://chinook.kpc.alaska.edu/~ifafv/lecture/hubble/airy-ori.jpg (parecen lágrimas)
¿Quieres descargar el mosaico de alta resolución de Messier 42 por el Telescopio Espacial Hubble?
http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2006/01/image/a/warn/
Sitios consultados y bibliografía
http://homepage.mac.com/andjames/Page204.htm
http://www.eso.org/public/images/eso1103a/
http://www.eso.org/public/images/trapeziumdk15b/
http://www.spacetelescope.org/images/heic0601a/
http://chandra.harvard.edu/photo/2007/orion/
http://www.universetoday.com/34774/messier-42/
http://messier.obspm.fr/m/m042.html
http://www.astras-stargate.com/orion.htm
http://en.wikipedia.org/wiki/Orion_Nebula
Kozak, John T. (1988). Deep-Sky objects for binoculars. Sky Publishing Corporation. ISBN 0-933346-50-2
Harrington, Philip S. (1997). The Deep Sky: an introduction. Sky Publishing Corporation. ISBN 0-933346-80-8
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
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.
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Sociedad Astronómica del Planetario Alfa
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Cada año, el 28 de enero, Messier 42 transita el meridiano aproximadamente a las 21:00 horas.
Messier 42 (M42) es un complejo de gas y polvo en la constelación de Orion. Se localiza en el hemisferio sur celeste, 5° al sur del ecuador celeste y es la nube con formación de estrellas más famosa de la bóveda celeste. Es muy fácil de localizar pues se encuentra justo en medio de la espada de Orion. Todo tipo de estructuras la caracterizan: es una nebulosa de emisión, de absorción y de reflexión; y se han descubierto aquí también discos protoplanetarios: estrellas nacientes con planetas en proceso de formación, en muy diversas etapas evolutivas.
Popularmente conocida como la nebulosa de Orion – o Gran Nebulosa de Orion, según algunos enfatizan-, esta famosa nube de gas y polvo es verdaderamente notoria. Es la más grande nube con formación estelar que exista cerca de la Tierra (existen nubes menores, más cercanas, en la constelación de Taurus, pero son minúsculas en comparación y con una mínima producción de estrellas)
MITOLOGÍA
Los mayas notaron que la nebulosa de Orion era un objeto difuso –la flama “K’ak”- que estaba al centro de un triángulo equilátero formado por “las tres piedras del corazón”: las estrellas Rigel, Alnitak y Saiph. Algunos autores mencionan que también relacionaban la espada de Orion con Xibalba, dios del inframundo.
BREVE (BREVÍSIMA) HISTORIA DE SU OBSERVACIÓN
La primera observación telescópica (1610) hacia la espada de Orion fue por Galileo Galilei, a quien impresionó la cantidad de estrellas en la región –contó alrededor de 80-, pero sorprendentemente ¡no vio la nebulosa! Tal vez pensó que su telescopio producía imágenes demasiado borrosas, no lo sabemos.
Ese mismo año, otro se adelantó en reportar la nubecita que se veía en la espada de Orion y escribió que estaba sorprendido de encontrar una “pequeña nube iluminada”. Se trata de Nicolas-Claude Fabri de Peiresc. Luego, el astrónomo jesuita Johann Baptist Cysat se topó con la nebulosa, mientras observaba un cometa, en 1618.
En 1654, el astrónomo aficionado Giovanno Batista Hordierna escribió que podía contar 22 estrellas en la espada de Orion con su telescopio… “pero esta Luminosa es tan admirable puesto que es una luz que no se puede resolver y en cuyo centro se pueden contar tres estrellas”. Esta es la primera descripción de lo que hoy conocemos como el Trapecio. Hordierna realizó también el primer boceto de la nebulosa.
Otros astrónomos la redescubrieron también por su cuenta, como Christiaan Huygens en 1656 y posteriormente, Charles Messier en 1769, quien le otorgó su nombre más popular: Messier 42. Huygens la describió así: “un objeto portentoso, con toda certeza único entre las estrellas fijas”.
Hay muchas descripciones que alaban el cautivador aspecto de la nebulosa pero ninguna escudriña la verdadera naturaleza de Messier 42. En 1789 el Astrónomo Real William Herschel –descubridor de Urano- describió mejor que nadie el objeto que tenía ante sí: “una niebla llameante y sin forma, material caótico que formará futuros soles."
La naturaleza gaseosa de Messier 42 quedó finalmente en evidencia cuando el astrónomo aficionado inglés William Huggins estudió su espectro, en 1865; y se convirtió también en la primera nebulosa fotografiada; esto por Henry Draper, en 1880. Ningún otro objeto de cielo profundo había sido fotografiado antes (y sigue siendo el más fotografiado en la actualidad). Desde 1902 se descubrió que los gases de la nebulosa se desplazan en diferentes direcciones y velocidades: así que lejos de ser una pacífica nube flotando en el espacio se trataba de un entorno por demás turbulento.
En 1931 el astrónomo Robert J. Trumpler identificó las estrellas centrales como parte de un cúmulo y propuso el célebre nombre de “El Trapecio”. Conociendo los tipos espectrales y magnitudes de estas estrellas, Trumpler pudo derivar la primera estimación de distancia aproximada: 1800 años-luz (un poco más lejos del valor aceptado actualmente).
Desde 1993 la nebulosa de Orion ha sido blanco de numerosos estudios realizados con el Telescopio Espacial Hubble (HST). La imagen más detallada que existe de Messier 42 consiste en un mosaico elaborado con el HST tras un estudio que duró 105 órbitas alrededor de la Tierra y combinó más de 520 imágenes registradas a través de filtros diversos.
OBSERVACIÓN
Para un objeto tan extendido como Messier 42 resulta difícil determinar su tamaño y magnitud precisa. Algunas fuentes indican su magnitud visual como 3.5, otros como 4. No importa, en cualquier caso se trata de un objeto tan brillante que es visible a simple vista cuando el observador está en el campo, lejos de la ciudad en una noche sin Luna. La mayoría de la gente percibe que se trata de un grupito de estrellas en la espada de Orion que no pueden enfocar, pero lo que están viendo en realidad es la nebulosa misma. ¡Increíble! Pero si cuentas con binoculares o telescopio, será posible que la detectes incluso desde la ciudad o en noches de Luna Llena.
Los binoculares muestran la espada de Orion como una serie de salpicones (cada salpicón es un cúmulo abierto distinto); entre ellos una manchita de luz que rodea a una diminuta estrella: esa es Messier 42; y un vistazo en cualquier telescopio revelará que esta estrella –llamada Theta Orionis- es en realidad un sistema múltiple en el que podrás contar al menos 4 estrellas.
Siempre me ha parecido que la nebulosa de Orion tiene el aspecto de una mano extendida hacia mí, con los dedos abiertos, una luciérnaga iluminando el centro de la palma y el dedo pulgar –a contraluz- atravesado por enfrente. Otros imaginan una flor, un cortinaje o incluso ¡una boca de pescado! ¿Qué verán tus ojos?
Lo que es verdad es que siempre tiene un aspecto pálido. Pero ¿qué se le puede hacer? Así son las nebulosas. No son como las fotografías de las revistas, en donde aparecen de color rojo caperucita y con más nervaduras que un cilantro. Cuando los niveles de iluminación son muy sutiles, nuestros ojos son incapaces de ver color o detalle.
Con todo, difícilmente otra nebulosa se revelará con tanto brillo y detalle como la nebulosa de Orion. Para aprender a disfrutarla hay que entrenar la vista, observándola una y otra vez, en diferentes noches, en diferentes condiciones, con diferentes telescopios y hacer un esfuerzo por elaborar una descripción escrita pormenorizada y dibujada de lo que vemos. Repitan el proceso una, otra y otra vez. Escriban de nuevo y dibújenla otra vez, como si nunca la hubieran visto antes. Este simple ejercicio agudiza nuestra capacidad de observar detalle asombrosamente. Inténtenlo. Les garantizo que se sorprenderán.
Nada se equipara a las fotografías de larga exposición que muestran un panorama fantástico. Con todo, los observadores más experimentados alcanzan a ver estructura muy fina, aún con los telescopios más pequeños e incluso habrá quienes perciban tonalidades muy pálidas de verde y rosa; esto es, el oxígeno y el hidrógeno de Messier 42, que –excitado por la radiación de las estrellas cercanas- emite su característica luz coloreada. Al inicio, se desconocía el origen de la luz verde de la nebulosa, y hasta se sugirió que era un elemento nuevo al que llamaron “nebulium”, sólo para descubrir después que se trataba de oxígeno ionizado, es decir, átomos que sufren el desprendimiento de electrones a causa de la intensa radiación ultravioleta de las estrellas cercanas.
El lado oriente de la nebulosa exhibe unos bellos pliegues y los más agudos observadores notarán que en ocasiones es posible observar una coloración violeta en ellos: es la refulgente luz azul de las estrellas masivas que se refleja en las cortinas de polvo. Las partes oscuras de Messier 42 son también nubes de polvo, con la diferencia de que está iluminado a contraluz, de manera que sólo vemos su contorno apagado.
Visualmente Messier 42 se extiende un diámetro muy parecido al de la Luna llena; aproximado a 30 minutos de arco e inundando el campo visual de cualquier telescopio, sin embargo en la literatura se describe su tamaño como de 60 x 65 minutos de arco, debido a que la nube es mucho más extensa de lo que nuestros ojos detectan.
No mentiría si afirmara que ninguna otra nebulosa es más contemplada, fotografiada y estudiada que Messier 42 y a pesar de ello, existe todavía incertidumbre sobre su distancia precisa, así que no se desconcierten si ven cifras variadas en la literatura especializada. Las mediciones más recientes (2009) sugieren que se localiza aproximadamente a 1,344 años-luz de la Tierra. Dado lo anterior la nebulosa debe medir más de 12 años-luz de diámetro.
THETA ORIONIS
En el corazón de la nebulosa reside una familia distinguida de estrellas. Conocido popularmente como “El Trapecio” a causa de sus 4 estrellas más brillantes, se trata de un sistema múltiple formado por al menos 6 astros de gran luminosidad.
El grupo de estrellas que forman el Trapecio han cavado un hueco en la nebulosa, soplando una burbuja que –afortunadamente para nosotros- ha reventado en nuestra dirección, revelando las “tripas” de la nebulosa. En estas regiones, las estrellas del Trapecio calientan el gas a una temperatura de 10000 k ¡aproximadamente 2 veces más caliente que la superficie del Sol! La radiación fulminante de las estrellas más masivas empuja los gases a velocidades de hasta 50 km/s o más.
CUNA DE FUTUROS SISTEMAS PLANETARIOS
Gracias a Messier 42 comprendemos mejor no sólo la formación de estrellas, sino de los sistemas planetarios. El Telescopio Espacial Hubble ha permitido identificar más de 150 discos protoplanetarios en la nebulosa de Orion, lo que nos dice que una proporción importante de las estrellas que se forman en el Universo contienen planetas. Más recientemente, con el hallazgo de sistemas extrasolares en estrellas más cercana, esto ha sido corroborado.
Estrellas de masa similar al Sol en Messier 42 han sido estudiadas, con la diferencia de que son extremadamente “jóvenes” con una edad de sólo 1 a 10 millones de años. Se ha observado que producen violentas fulguraciones, emitiendo de paso potentes rayos X. Así debió haber sido el Sol al poco tiempo de haber “nacido”.
EVOLUCIÓN
En el turbulento medio interestelar de la nebulosa de Orion se han observado (en infrarrojo) ondas de choque que se desplazan a través de la nube a velocidades supersónicas. Posiblemente estemos viendo la dispersión de escombros que sigue al estallido de una o varias estrellas masivas. La evidencia más firme a este respecto es la abundancia de hierro en estos escombros “voladores”; huella inequívoca de la explosión de una supernova.
Midiendo la velocidad de expansión, los astrónomos calculan que este violento estallido sucedió hace no más de 1000 años pero, si así fuera, debería existir un registro de esos eventos ultra luminosos. ¿Por qué no lo hay? Pues porque sucedieron profundamente en el interior de la nebulosa, en regiones que quedan fuera de nuestra vista a causa de las densas cortinas de gas y polvo.
Por otro lado, algunas de sus estrellas más masivas –particularmente las del Trapecio- producen tanta radiación que erosionan las protoestrellas (estrellas en proceso de formación) vecinas, truncando su desarrollo pleno, evaporando planetas que apenas se consolidaban.
A pesar de esto, es posible contar aproximadamente 700 estrellas habitando la nebulosa y miles de estrellas que concluyeron satisfactoriamente su proceso de formación se ocultan en su seno. Ellas constituyen un gigantesco cúmulo abierto que contiene más de 2000 estrellas. La mayoría de ellas sólo pueden ser registradas mediante detectores infrarrojos (La luz infrarroja puede atravesar nubes de gas y polvo, revelando detalles del interior de la nube)
Algunas estrellas que están muy lejos de la nebulosa de Orion parecen haberse originado en su seno. El estallido de una supernova o el encuentro con otra estrella masiva pudo haberlas catapultado desde aquí. Es el caso de las estrellas AE Aurigeae, 53 Arietis y Mu Columbae. Cada una de estas salió disparada de Messier 42 a una velocidad superior a 100 km/s.
Además de las estrellas masivas que dan vida a la nebulosa y que -en cierto modo- también la destruyen; los astrónomos que usaron el Telescopio Espacial Hubble descubrieron en Messier 42 enanas rojas y cafés: lo más ligero que podemos encontrar en la producción de estrellas. De hecho, las enanas rojas son las estrellas que menos masa contienen, mientras que la masa en las enanas cafés es tan limitada, que ni siquiera son consideradas estrellas, pues carecen de reacciones de fusión nuclear en su interior. Se han encontrado a la par más de una docena de objetos de masa menor que ha desconcertado a los científicos: parecen planetas libres que no guardan vínculo con estrella alguna. ¿Qué son estos objetos?
Messier 42 no es un “producto terminado”. Muchas de sus estrellas son variables e inestables; y se sospecha fuertemente que el aspecto y luminosidad de la nebulosa ha sufrido cambios en el transcurso de los últimos siglos. En menos de 100,000 años –un suspiro estelar- la nube de gas y polvo se habrá disipado, dejando al descubierto un bello cúmulo abierto.
Muy cerca del Trapecio hay una poderosa fuente de rayos X, pero no es visible en luz blanca. Posiblemente se trate de una estrella que se destruyó en forma de supernova, dejando atrás un hoyo negro. Lo que hoy es una guardería de estrellas recién nacidas se convertirá en breve en un cementerio de estrellas masivas. Sólo habrán quedado las estrellas de masa moderada.
ES SÓLO UN BOTÓN DE MUESTRA
Messier 42 es el objeto principal de una estructura mucho mayor: la Gran Nube Molecular de Orion. Ésta incluye otros objetos relacionados como Messier 43, la nebulosa Cabeza de Caballo, la Nebulosa de la Fogata, Messier 78, el lazo de Barnard y otras estructuras de gas y polvo cercanas.
Messier 43 es una extensión de Messier 42, simplemente dividida por una banda de polvo, si bien Messier 43 contiene en su interior su propio sistema de estrellas masivas que ioniza la región circunvecina.
Messier 42 (y el Sistema Solar) habitan un brazo de la Galaxia conocido –debido a su modesto tamaño- como el espolón o ramal de Orion. Este brazo se extiende no más de 10,000 años-luz y conecta el brazo de Sagittarius con el de Perseus. Algunos lo denominan espolón de Cygnus-Orion, o Brazo Local.
Otros nombres de Messier 42 son NGC 1976, LBN 974 y Sharpless 281.
Las coordenadas de Messier 42 son:
Ascensión Recta 05 horas 35 minutos
Declinación -05° 23′
Imágenes de apoyo
Mapa de localización de Messier 42 por la Unión Astronómica Internacional & Sky Publishing
http://www.iau.org/public/constellations/#ori
Localización del Sistema Solar y el espolón de Orion en la Galaxia
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/9/9b/OrionSpur.png
Dibujo del cinturón y espada de Orion por Galileo Galilei (1610)
http://www.sacred-texts.com/astro/cwiu/img/09300.jpg
Identificación de las estrellas en el trapecio de Messier 42
http://www.sydneyobservatory.com.au/wp-content/uploads/2010/02/Trapezium-view2_Harry-Roberts.png
Boceto de espada de Orion y Messier 42 por Ewan Bryce (vista de binoculares) hacer clic en tercer boceto
http://spacejockey.freehostia.com/tag/m42/
Boceto de Messier 42 por Fountain Valley (Campo amplio)
http://www.hendrenimaging.com/M42_Sketch.jpg
Boceto de Messier 42 por Jeremy Perez (Campo amplio)
http://www.asod.info/wordpress/wp-content/2010/10/img2010011401_M42lg-e1286514378315.jpg
Boceto de Messier 42 por Serge Vieillard (magnificación media)
http://www.asod.info/wordpress/wp-content/2008/01/pastedgraphic-m42-and-m43-serge-vieillard.jpg
Boceto de Trapecio por Carl Knight (magnificación alta)
http://www.webbdeepsky.com/images/20081220%2023-35%20M42%20v2_small.jpg
Boceto de Messier 42 por ¡Nadie más y nadie menos!, que Charles Messier, en 1771
http://www.esacademic.com/pictures/eswiki/77/M42m.jpg
Cinturón y espada de Orion. La nebulosa M42 está arriba y a la derecha por Rogelio Bernal Andreo
http://www.nightsky.ie/wp-content/uploads/2010/01/oriondeep_andreo.jpg
Espada de Orion y Messier 42 por Marcus Davies
http://www.pdnphotooftheday.com/wp-content/uploads/2010/09/The-Sword-and-the-Rose-C-Marcus-Davies.jpg
Messier 42 por el Telescopio Espacial Hubble
http://apod.nasa.gov/apod/image/0601/m42_hst_f.jpg
Crédito completo: NASA, ESA, M. Robberto (STScI/ESA) y The Hubble Space Telescope Orion Treasury Project Team
Messier 42 en rayos X por el Telescopio Espacial Chandra
http://chandra.harvard.edu/photo/2007/orion/orion.jpg
Crédito completo: Imagen de rayos X: NASA/CXC/Penn State/E.Feigelson & K.Getman et al.; Imagen óptica: NASA/ESA/STScI/M. Robberto et al.
Nebulosa de Orion en infrarrojo por el Telescopio Espacial Spitzer, mostrando las numerosas estrellas que se esconden tras el velo de gas y polvo
http://lh6.ggpht.com/_cvPQPy3fhmg/S9fUqnAEA_I/AAAAAAAACVw/wCVI4bsPiJo/orion2010_spitzer.jpg
Discos protoplanetarios erosionados por las estrellas del Trapecio
http://seds.org/messier/Pics/Hi-res/m42hst6_prop_gallery.jpg
http://chinook.kpc.alaska.edu/~ifafv/lecture/hubble/airy-ori.jpg (parecen lágrimas)
¿Quieres descargar el mosaico de alta resolución de Messier 42 por el Telescopio Espacial Hubble?
http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2006/01/image/a/warn/
Sitios consultados y bibliografía
http://homepage.mac.com/andjames/Page204.htm
http://www.eso.org/public/images/eso1103a/
http://www.eso.org/public/images/trapeziumdk15b/
http://www.spacetelescope.org/images/heic0601a/
http://chandra.harvard.edu/photo/2007/orion/
http://www.universetoday.com/34774/messier-42/
http://messier.obspm.fr/m/m042.html
http://www.astras-stargate.com/orion.htm
http://en.wikipedia.org/wiki/Orion_Nebula
Kozak, John T. (1988). Deep-Sky objects for binoculars. Sky Publishing Corporation. ISBN 0-933346-50-2
Harrington, Philip S. (1997). The Deep Sky: an introduction. Sky Publishing Corporation. ISBN 0-933346-80-8
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
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.
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101 Preguntas Clásicas de Astronomía: 8) ¿Por que brillan las estrellas?
Por: Antonio Sánchez Ibarra
Universidad de Sonora
Deprtamento de Investigación en Física
Área de Astronomía
008) ¿ Por qué brillan las estrellas ?
El proceso que permite que brillen las estrellas y produzcan su energía es la fusión nuclear. A diferencia de la fisión que significa dividir un átomo, la fusión consiste en unir átomos. En los núcleos de las estrellas el hidrógeno se fusiona para generar helio. En este proceso se libera una gran cantidad de energía. Por ejemplo, en el Sol, 564 millones de toneladas de hidrógeno son transformadas en 560 millones de toneladas de helio cada segundo. Las cuatro millones de toneladas aparentemente faltantes fueron transformadas en energía. Hay dos formas predominantes de fusión: la llamada protón-protón y el ciclo del Carbono.
Por otra parte, en Astronomía para considerar el brillo de una estrella o magnitud como se le llama correctamente, se tiene que tomar una referencia. Si la referencia es simplemente lo que vemos desde la Tierra a simple vista, con binoculares o telescopio, no estamos tomando en cuenta la distancia a la estrella y estamos midiendo la magnitud aparente. Ésta, como en la recta numérica, va de valores negativos para los cuerpos mas brillantes (el Sol = -26; la Luna = -12; Venus = -4.4), pasando por el 0 (como la estrella Vega de la constelación Lyra), hasta los números positivos. En valor positivo el 6 es el límite promedio de percepción del ojo humano. Los grandes telescopios o el telescopio espacial Hubble ven hasta la magnitud 32. Es importante aclarar que la diferencia de brillo real no es lineal. Esto significa que entre una estrella de 3a. magnitud y una de 6a. magnitud no hay una diferencia de tres unidades de brillo, sino de 2.54 X 2.54 X 2.54.
Si consideramos el brillo real de la estrella tenemos que tomar en cuenta su distancia. A esto se le llama magnitud absoluta. En la ciudad un foco de 40 watts a diez metros de distancia nos parecerá mucho más brillante que uno de 200 watts a 300 metros de distancia. Solo podremos saber su brillo real si los colocamos a la misma distancia de nosotros. Por cálculo, eso se hace con las estrellas, colocándolas todas a una misma distancia para comparar su brillo. Así, nuestra estrella, el Sol, tiene una magnitud absoluta de 4.
Finalmente, un cuerpo puede ser muy débil en la luz visible que nosotros detectamos, pero muy brillante en el infrarojo o en el ultravioleta.
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101 Preguntas Clásicas de Astronomía" es un libro de divulgación publicado por el Departamento de Extensión Universitaria de la Universidad de Sonora. Considerándolo un recurso de divulgación se decidió colocarlo en el sitio web del Área de Astronomía del DIFUS para apoyo de quienes buscan información.
101 Preguntas Clásicas de Astronomía fue escrito por Antonio Sánchez Ibarra y publicado en el año 2000. En el recopila las preguntas y respuestas que el público le hizo en más de 30 años de conferencias.
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Universidad de Sonora
Deprtamento de Investigación en Física
Área de Astronomía
008) ¿ Por qué brillan las estrellas ?El proceso que permite que brillen las estrellas y produzcan su energía es la fusión nuclear. A diferencia de la fisión que significa dividir un átomo, la fusión consiste en unir átomos. En los núcleos de las estrellas el hidrógeno se fusiona para generar helio. En este proceso se libera una gran cantidad de energía. Por ejemplo, en el Sol, 564 millones de toneladas de hidrógeno son transformadas en 560 millones de toneladas de helio cada segundo. Las cuatro millones de toneladas aparentemente faltantes fueron transformadas en energía. Hay dos formas predominantes de fusión: la llamada protón-protón y el ciclo del Carbono.
Por otra parte, en Astronomía para considerar el brillo de una estrella o magnitud como se le llama correctamente, se tiene que tomar una referencia. Si la referencia es simplemente lo que vemos desde la Tierra a simple vista, con binoculares o telescopio, no estamos tomando en cuenta la distancia a la estrella y estamos midiendo la magnitud aparente. Ésta, como en la recta numérica, va de valores negativos para los cuerpos mas brillantes (el Sol = -26; la Luna = -12; Venus = -4.4), pasando por el 0 (como la estrella Vega de la constelación Lyra), hasta los números positivos. En valor positivo el 6 es el límite promedio de percepción del ojo humano. Los grandes telescopios o el telescopio espacial Hubble ven hasta la magnitud 32. Es importante aclarar que la diferencia de brillo real no es lineal. Esto significa que entre una estrella de 3a. magnitud y una de 6a. magnitud no hay una diferencia de tres unidades de brillo, sino de 2.54 X 2.54 X 2.54.
Si consideramos el brillo real de la estrella tenemos que tomar en cuenta su distancia. A esto se le llama magnitud absoluta. En la ciudad un foco de 40 watts a diez metros de distancia nos parecerá mucho más brillante que uno de 200 watts a 300 metros de distancia. Solo podremos saber su brillo real si los colocamos a la misma distancia de nosotros. Por cálculo, eso se hace con las estrellas, colocándolas todas a una misma distancia para comparar su brillo. Así, nuestra estrella, el Sol, tiene una magnitud absoluta de 4.
Finalmente, un cuerpo puede ser muy débil en la luz visible que nosotros detectamos, pero muy brillante en el infrarojo o en el ultravioleta.
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101 Preguntas Clásicas de Astronomía" es un libro de divulgación publicado por el Departamento de Extensión Universitaria de la Universidad de Sonora. Considerándolo un recurso de divulgación se decidió colocarlo en el sitio web del Área de Astronomía del DIFUS para apoyo de quienes buscan información.
101 Preguntas Clásicas de Astronomía fue escrito por Antonio Sánchez Ibarra y publicado en el año 2000. En el recopila las preguntas y respuestas que el público le hizo en más de 30 años de conferencias.
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jueves, enero 27, 2011
VUELTA AL CIELO EN 365 NOCHES ENERO 27: MINTAKA, EL BORREGO CIMARRÓN
Por Pablo Lonnie Pacheco Railey
Sociedad Astronómica del Planetario Alfa
ASTRONOMOS.ORG
pablo@astronomos.org
www.astronomos.org
Cada año, el 27 de enero, Mintaka transita el meridiano aproximadamente a las 21:00 horas.
Mintaka es una estrella del hemisferio norte celeste. Se localiza justo en el ecuador celeste, por lo que es visible desde cualquier punto del planeta. De las tres estrellas que forman el cinturón de Orion, es la que está del lado oeste y que vemos a la derecha, los que habitamos en el hemisferio norte.
Junto con Alnitak y Alnilam, Mintaka forma una figura muy reconocida, no sólo como el cinturón de Orion, sino como “Los tres reyes magos”, “Las tres Marías”; y los árabes las conocían como el “cordón de perlas”. Alnitak y Mintaka comparten la misma raíz: una frase árabe que significaba “región” o “el cinturón del que está en el Centro” y si bien lo decimos pensando en Orion como figura central del cielo, el mito árabe se refiere a una figura femenina de la cual no tenemos mayor registro.
A mí desde adolescente me intrigó ese cuadro de estrellas, con 3 astros destacados en un sólo lado y en la esquina opuesta a Mintaka, un listón de estrellas apuntando hacia el sur. La mirada de los antiguos mexicanos también fue atraída por esta formación, y le dieron el nombre del “aventador”, una especie de abanico tejido –con todo y manguito- que servía para avivar el fuego del anafre. El pueblo Seri en el noroeste de México también dio importancia al cinturón de Orion. Llamaban a las tres estrellas Hap (el venado bura), Haamoja (el berrendo), y Mojet (el borrego cimarrón).
Mintaka es la séptima estrella más brillante de Orión y sin embargo, Johann Bayer la designó en 1603 como “Delta Orionis”: la cuarta letra del alfabeto griego. De modo que no siempre Bayer sigue necesariamente el orden del alfabeto a la par del brillo de las estrellas. Suele ser así, pero no es una regla.
En 1904 el astrónomo alemán Johannes Hartmann descubrió en el espectro de Mintaka líneas de absorción inesperadas, es decir, la presencia de gas que atrapaba parte de la luz de la estrella. Para Hartmann era muy claro que ese gas NO estaba asociado con Mintaka, pues el espectro de Mintaka se mueve constantemente pero el gas detectado estaba estático. Así, Hartmann se convirtió en el primer astrónomo que encontró evidencia de gas interestelar. Ahora sabemos que Mintaka se vería más brillante, si no fuera porque esa región de Orion está permeada de gas y polvo opaco.
Visualmente, percibimos a Mintaka como una sola estrella de magnitud 2.2 –muy fácil de encontrar a simple vista a pesar de la luz de la ciudad- sin embargo, se trata de un sistema múltiple. En otras palabras, estamos viendo un conjunto de estrellas. Punto aparte es que Mintaka y todas sus compañeras pertenecen a un cúmulo abierto muy disperso que pasa frecuentemente ignorado: ¡El cinturón de Orión! No es algo que podamos ver en un telescopio pues el campo es inmenso: se ve mejor con binoculares. Notarán que –además de las tres estrellas del cinturón- existe una mayor densidad de estrellas en esta región. Este conjunto de estrellas recibe el nombre de Collinder 70. De las tres estrellas en el cinturón de Orion, Mintaka –a 915 años-luz de distancia- es la más cercana.
Un telescopio de 60mm de apertura (2.4”) será suficiente para revelar al lado de Mintaka un puntito luminoso –una compañera- de magnitud 6.8. Ésta tarda alrededor de medio millón de años en completar una vuelta alrededor de la estrella “madre”. Sólo los telescopios de 200mm en delante (8”) revelarán entre las dos aún a otra compañera, de magnitud 14. ¿Se trata, entonces, de un sistema triple? No. De hecho, ¡es cuádruple! Pero sólo mediante un espectroscopio es posible determinar que la estrella principal es en realidad una pareja muy cercana. Entre ellas la separa una distancia de 0.2 unidades astronómicas. Ni siquiera Mercurio está tan cerca del Sol.
La “Mintaka” que todos vemos está formada por un par de astros de refulgente luz: uno de tipo espectral O9.5 II (de magnitud 3.2) y el otro de tipo B2 V (de magnitud 3.3). Cada una de estas estrellas produce muchísima luz: alrededor de 90000 veces más luz que el Sol, gracias a una temperatura superficial insólita: 30000 kelvin cada una, cuando menos. El horno nuclear de cada estrella es alimentado por una masa aproximadamente 20 veces mayor que la del Sol.
El par de estrellas masivas se orbitan en tan sólo 5.73 días, lo cual queda patente en el espectro, pero también en el brillo del sistema. ¿Por qué? Porque Mintaka es también un sistema eclipsante, es decir, que se observan fluctuaciones en su brillo porque una de las estrellas pasa enfrente de la otra, produciendo una disminución en su brillo, sí, cada 5.73 días. El “bajón” de luz es de sólo 0.2 magnitudes.
La precesión terrestre (el meneo periódico del eje terrestre) ha acercado a Mintaka al ecuador celeste y en el año 2054 estará cruzándolo. Sin embargo, 4000 años atrás, Mintaka estaba 12° al sur del ecuador celeste. Mintaka se aleja del Sistema Solar a una velocidad de 16 km/s
¿Hay algunos aficionados a la serie Star Trek entre los aficionados? (Yo se que sí). En un episodio de Star Trek: La Nueva Generación aparecen unos extraterrestres llamados los “Mintakanos”. Sin embargo y de vuelta a la realidad, Mintaka es un sistema muy joven, no mayor de 3 millones de años: tiempo insuficiente para que un planeta desarrolle vida, a decir de los expertos. Además, la radiación de este sistema formidable rostizaría cualquier forma de vida, por muy resistente que fuera. Si tuviera planetas –que no se han detectado- ¡podrían estar al rojo vivo!
Las coordenadas de Mintaka son
Ascensión Recta 05 horas 32 minutos
Declinación −00° 18′
Otros nombres de Mintaka son Mintika, 34 Ori, HR 1852/1851, BD −00°983, HD 36486/36485, SAO 132220/132221, FK5 206 e HIP 25930.
Imágenes de apoyo
Mapa de localización de Mintaka, en Orion, por la Unión Astronómica Internacional & Sky Publishing
http://www.iau.org/public/constellations/#ori
Posición de Mintaka en Orion
http://asteromia.net/imagenes/orion.jpg
Mintaka coincide con el ecuador celeste
http://asteromia.net/constelaciones/imagenes/tierraecuadororion.jpg
Dibujo de Mintaka (en el cinturón de Orion) por Galileo Galilei
http://www.hao.ucar.edu/education/img/galileo_orion.gif
Conoce a Johannes Hartmann
http://www.aip.de/highlight_archive/hartmann/hartmann_large.jpg
Cinturón de Orion
http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/image/0902/orion_mutti_big.jpg
Collinder 70 en WIKISKY
http://www.wikisky.org/?ra=5.5907672717503&de=-1.1236478766583797&zoom=6&show_grid=1&show_constellation_lines=1&show_constellation_boundaries=1&show_const_names=0&show_galaxies=1&img_source=DSS2
Un “bello” espécimen de Mintaka (según Star Trek)
https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjfocbPuVbEecZ8dNb9jRooTnEQfXp4NHvySu52ICEMsXsIhHP_Cfvz3QzGeKRj_qCFtfUOgZyvtotDZPQBgZBrmuVl9NzhjrtkATWiFzr1XzCiVKSneATZELlOrnaIOhjciES7pA/s1600/Nuria_is_brought_aboard_the_enterprise.jpg
Sitios consultados y bibliografía
http://stars.astro.illinois.edu/sow/mintaka.html
http://www.backyard-astro.com/deepsky/bino/02_b.html
http://asteromia.net/estrellas/estrellas-mintaka.html
http://jumk.de/astronomie/big-stars/mintaka.shtml
http://en.wikipedia.org/wiki/Delta_Orionis
Allen, Richard Hinckley (1963). Star Names: Their Lore and Meaning (revised edition). Dover. pp. 314. ISBN 0-486-21079-0
Webb, Edmund J. (1987). Los nombres de las estrellas (tercera reimpresión). Fondo de Cultura Económica ISBN 968-16-1160-8
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
Kaler, Jim (2002). The Hundred Greatest Stars. Copernicus Books. ISBN 0-387-95436-8
Illingworth, Valerie. (1994). The Facts on File Dictionary of Astronomy. Facts on File. ISBN 0-8160-3184-3
*-*-*-*
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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Sociedad Astronómica del Planetario Alfa
ASTRONOMOS.ORG
pablo@astronomos.org
www.astronomos.org
Cada año, el 27 de enero, Mintaka transita el meridiano aproximadamente a las 21:00 horas. Mintaka es una estrella del hemisferio norte celeste. Se localiza justo en el ecuador celeste, por lo que es visible desde cualquier punto del planeta. De las tres estrellas que forman el cinturón de Orion, es la que está del lado oeste y que vemos a la derecha, los que habitamos en el hemisferio norte.
Junto con Alnitak y Alnilam, Mintaka forma una figura muy reconocida, no sólo como el cinturón de Orion, sino como “Los tres reyes magos”, “Las tres Marías”; y los árabes las conocían como el “cordón de perlas”. Alnitak y Mintaka comparten la misma raíz: una frase árabe que significaba “región” o “el cinturón del que está en el Centro” y si bien lo decimos pensando en Orion como figura central del cielo, el mito árabe se refiere a una figura femenina de la cual no tenemos mayor registro.
A mí desde adolescente me intrigó ese cuadro de estrellas, con 3 astros destacados en un sólo lado y en la esquina opuesta a Mintaka, un listón de estrellas apuntando hacia el sur. La mirada de los antiguos mexicanos también fue atraída por esta formación, y le dieron el nombre del “aventador”, una especie de abanico tejido –con todo y manguito- que servía para avivar el fuego del anafre. El pueblo Seri en el noroeste de México también dio importancia al cinturón de Orion. Llamaban a las tres estrellas Hap (el venado bura), Haamoja (el berrendo), y Mojet (el borrego cimarrón).
Mintaka es la séptima estrella más brillante de Orión y sin embargo, Johann Bayer la designó en 1603 como “Delta Orionis”: la cuarta letra del alfabeto griego. De modo que no siempre Bayer sigue necesariamente el orden del alfabeto a la par del brillo de las estrellas. Suele ser así, pero no es una regla.
En 1904 el astrónomo alemán Johannes Hartmann descubrió en el espectro de Mintaka líneas de absorción inesperadas, es decir, la presencia de gas que atrapaba parte de la luz de la estrella. Para Hartmann era muy claro que ese gas NO estaba asociado con Mintaka, pues el espectro de Mintaka se mueve constantemente pero el gas detectado estaba estático. Así, Hartmann se convirtió en el primer astrónomo que encontró evidencia de gas interestelar. Ahora sabemos que Mintaka se vería más brillante, si no fuera porque esa región de Orion está permeada de gas y polvo opaco.
Visualmente, percibimos a Mintaka como una sola estrella de magnitud 2.2 –muy fácil de encontrar a simple vista a pesar de la luz de la ciudad- sin embargo, se trata de un sistema múltiple. En otras palabras, estamos viendo un conjunto de estrellas. Punto aparte es que Mintaka y todas sus compañeras pertenecen a un cúmulo abierto muy disperso que pasa frecuentemente ignorado: ¡El cinturón de Orión! No es algo que podamos ver en un telescopio pues el campo es inmenso: se ve mejor con binoculares. Notarán que –además de las tres estrellas del cinturón- existe una mayor densidad de estrellas en esta región. Este conjunto de estrellas recibe el nombre de Collinder 70. De las tres estrellas en el cinturón de Orion, Mintaka –a 915 años-luz de distancia- es la más cercana.
Un telescopio de 60mm de apertura (2.4”) será suficiente para revelar al lado de Mintaka un puntito luminoso –una compañera- de magnitud 6.8. Ésta tarda alrededor de medio millón de años en completar una vuelta alrededor de la estrella “madre”. Sólo los telescopios de 200mm en delante (8”) revelarán entre las dos aún a otra compañera, de magnitud 14. ¿Se trata, entonces, de un sistema triple? No. De hecho, ¡es cuádruple! Pero sólo mediante un espectroscopio es posible determinar que la estrella principal es en realidad una pareja muy cercana. Entre ellas la separa una distancia de 0.2 unidades astronómicas. Ni siquiera Mercurio está tan cerca del Sol.
La “Mintaka” que todos vemos está formada por un par de astros de refulgente luz: uno de tipo espectral O9.5 II (de magnitud 3.2) y el otro de tipo B2 V (de magnitud 3.3). Cada una de estas estrellas produce muchísima luz: alrededor de 90000 veces más luz que el Sol, gracias a una temperatura superficial insólita: 30000 kelvin cada una, cuando menos. El horno nuclear de cada estrella es alimentado por una masa aproximadamente 20 veces mayor que la del Sol.
El par de estrellas masivas se orbitan en tan sólo 5.73 días, lo cual queda patente en el espectro, pero también en el brillo del sistema. ¿Por qué? Porque Mintaka es también un sistema eclipsante, es decir, que se observan fluctuaciones en su brillo porque una de las estrellas pasa enfrente de la otra, produciendo una disminución en su brillo, sí, cada 5.73 días. El “bajón” de luz es de sólo 0.2 magnitudes.
La precesión terrestre (el meneo periódico del eje terrestre) ha acercado a Mintaka al ecuador celeste y en el año 2054 estará cruzándolo. Sin embargo, 4000 años atrás, Mintaka estaba 12° al sur del ecuador celeste. Mintaka se aleja del Sistema Solar a una velocidad de 16 km/s
¿Hay algunos aficionados a la serie Star Trek entre los aficionados? (Yo se que sí). En un episodio de Star Trek: La Nueva Generación aparecen unos extraterrestres llamados los “Mintakanos”. Sin embargo y de vuelta a la realidad, Mintaka es un sistema muy joven, no mayor de 3 millones de años: tiempo insuficiente para que un planeta desarrolle vida, a decir de los expertos. Además, la radiación de este sistema formidable rostizaría cualquier forma de vida, por muy resistente que fuera. Si tuviera planetas –que no se han detectado- ¡podrían estar al rojo vivo!
Las coordenadas de Mintaka son
Ascensión Recta 05 horas 32 minutos
Declinación −00° 18′
Otros nombres de Mintaka son Mintika, 34 Ori, HR 1852/1851, BD −00°983, HD 36486/36485, SAO 132220/132221, FK5 206 e HIP 25930.
Imágenes de apoyo
Mapa de localización de Mintaka, en Orion, por la Unión Astronómica Internacional & Sky Publishing
http://www.iau.org/public/constellations/#ori
Posición de Mintaka en Orion
http://asteromia.net/imagenes/orion.jpg
Mintaka coincide con el ecuador celeste
http://asteromia.net/constelaciones/imagenes/tierraecuadororion.jpg
Dibujo de Mintaka (en el cinturón de Orion) por Galileo Galilei
http://www.hao.ucar.edu/education/img/galileo_orion.gif
Conoce a Johannes Hartmann
http://www.aip.de/highlight_archive/hartmann/hartmann_large.jpg
Cinturón de Orion
http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/image/0902/orion_mutti_big.jpg
Collinder 70 en WIKISKY
http://www.wikisky.org/?ra=5.5907672717503&de=-1.1236478766583797&zoom=6&show_grid=1&show_constellation_lines=1&show_constellation_boundaries=1&show_const_names=0&show_galaxies=1&img_source=DSS2
Un “bello” espécimen de Mintaka (según Star Trek)
https://blogger.googleusercontent.com/img/b/R29vZ2xl/AVvXsEjfocbPuVbEecZ8dNb9jRooTnEQfXp4NHvySu52ICEMsXsIhHP_Cfvz3QzGeKRj_qCFtfUOgZyvtotDZPQBgZBrmuVl9NzhjrtkATWiFzr1XzCiVKSneATZELlOrnaIOhjciES7pA/s1600/Nuria_is_brought_aboard_the_enterprise.jpg
Sitios consultados y bibliografía
http://stars.astro.illinois.edu/sow/mintaka.html
http://www.backyard-astro.com/deepsky/bino/02_b.html
http://asteromia.net/estrellas/estrellas-mintaka.html
http://jumk.de/astronomie/big-stars/mintaka.shtml
http://en.wikipedia.org/wiki/Delta_Orionis
Allen, Richard Hinckley (1963). Star Names: Their Lore and Meaning (revised edition). Dover. pp. 314. ISBN 0-486-21079-0
Webb, Edmund J. (1987). Los nombres de las estrellas (tercera reimpresión). Fondo de Cultura Económica ISBN 968-16-1160-8
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
Kaler, Jim (2002). The Hundred Greatest Stars. Copernicus Books. ISBN 0-387-95436-8
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.
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miércoles, enero 26, 2011
VUELTA AL CIELO EN 365 NOCHES ENERO 26: ELNATH, EL TOPETÓN
Por Pablo Lonnie Pacheco Railey
Sociedad Astronómica del Planetario Alfa
ASTRONOMOS.ORG
pablo@astronomos.org
www.astronomos.org
Cada año, el 26 de enero, Elnath transita el meridiano aproximadamente a las 21:00 horas.
Elnath es una estrella del hemisferio norte celeste. Se localiza 28 grados al norte del ecuador celeste en la constelación de Taurus, el Toro, e indica la punta de uno de sus cuernos.
Elnath proviene de una frase árabe que significa –muy adecuadamente- “el que da topes (con el cuerno o la cabeza)” y era originalmente el nombre de unas estrellas de Aries, el Carnero, que describen la capacidad de este animal para arremeter con topes. El nombre se transfirió a Taurus –que también de topes- y allí se quedó. Bayer la nombró Beta Tauri, y es –precisamente- la segunda estrella más brillante de Taurus, superada –por mucho- por Aldebaran, el fiero ojo colorado del toro celeste.
Es una estrella que los aficionados a la astronomía relacionamos con dos constelaciones, pues es inconfundiblemente uno de los cuernos del toro, pero también contribuye a cerrar el pentágono que distingue a la constelación de Auriga, el Cochero. Y si bien la Unión Astronómica Internacional estableció que dos constelaciones no pueden compartir una misma estrella, no es raro encontrar mapas viejos donde Beta Tauri aparece también designada como Gamma Aurigae.
Su magnitud visual es de 1.65 hace que fácilmente la podamos ubicar a simple vista aún desde la ciudad. De hecho, se cuenta entre las 25 estrellas más brillantes del cielo.
Si tenemos oportunidad de contemplar la estrella desde un lugar oscuro, lejos de la ciudad, en una noche sin Luna, cualquier telescopio de buena apertura (=/> que 100mm) y un ocular de campo amplio (30 a 35mm) nos permitirá observar un panorama estrellado que sirve como telón de fondo para Elnath, y es que la estrella se encuentra en el plano de la Vía Láctea. Otra cosa: no hay estrella tan brillante como Elnath que esté a casi 180° del centro de la Galaxia. De este modo, cuando vemos hacia Elnath, estamos dirigiendo la mirada directamente hacia el “patio trasero” de la Galaxia.
De color blanco-azulada, Elnath se clasifica como una estrella gigante tipo espectral B7 III. Esto significa que es una estrella caliente, comparada con el Sol. Su temperatura superficial es de 13600 kelvin y aunque sólo es unas 5 ó 6 veces más grande que el Sol, produce tanta luz como 700 soles (incluyendo formas de luz no visibles). Se localiza a una distancia aproximada de 130 años-luz. Su masa, estimada en 4.5 masas solares, es la responsable de que aunque se trate de una estrella más joven que el Sol, ya presenta síntomas de envejecimiento prematuro y no pasarán más de 2 millones de años (un lapso breve en la vida de las estrellas) antes de que se convierta en una gigante naranja.
La composición de Elnath es peculiar. No que esté constituida por elementos diferentes de los que encontramos en el Sol o en otras estrellas tipo B, sino que hay ciertos elementos que aparecen en su atmósfera con un porcentaje distinto que en estrellas convencionales. En el caso particular de Elnath, si bien no llegan ni al 1% de su masa, se dice que el mercurio y el manganeso es “abundante” porque es 25 veces más copioso que en una estrella tipo B típica y posee 8 veces menos magnesio y calcio que nuestro Sol. ¿Por qué sucede esto? Aparentemente se debe a que se está mezclando el material interior de la estrella con sus capas externas. La presión interna empuja hacia afuera el mercurio y el manganeso y la gravedad precipita hacia el interior el magnesio y el calcio. Alpheratz (Alpha Andromedae) es otra estrella con la misma composición peculiar.
Por lo pronto, su luz parece estable (no es variable) y los astrónomos no han encontrado elementos que les permitan establecer su período de rotación. Elnath se aleja de nosotros a 9.2 km/s.
A casi 3° al este de Elnath está el centro de una nebulosa gigantesca (su diámetro aparente es de 3°, el equivalente a 6 lunas llenas de lado a lado) pero es tan débil que es imposible verla en cualquier telescopio. Solo mediante largas exposiciones es posible detectar este cascarón gaseoso, remanente del estallido de una supernova. ¡Qué contraste! Cuando explotó, hace más de 40000 años, su destello ha de haber sido tan intenso, que Elnath fue seguramente sepultada en el olvido por algún tiempo. ¡Quién sabe, tal vez ya existían cavernícolas aficionados a la astronomía!
Elnath está ligeramente al norte de la eclíptica, es decir, la línea imaginaria que representa el plano del Sistema Solar. En consecuencia, una vez al mes veremos la Luna pasar al sur de esta estrella y -muy rara vez- tendremos oportunidad de observar una ocultación: la Luna pasando frente a Elnath. ¡Prepárense para verlo! La próxima vez que esto suceda será el 7 de septiembre de 2023. A partir de entonces, y hasta el 11 de abril de 2027 la Luna estará ocultando a Elnath una vez al mes. Los observadores más privilegiados serán los que estén distribuidos en el hemisferio sur de la Tierra, y quienes vivan en latitudes 35° al norte del ecuador quedarán excluidos de este fenómeno natural. Lamentablemente, casi todo Estados Unidos y Asia, así como toda Europa quedarán fuera de la zona de ocultación. La última vez que se observó una ocultación de Elnath por la Luna fue en 2007.
Las coordenadas de Elnath son:
Ascensión Recta 05 horas 26 minutos
Declinación + 28° 36′
Otros nombres de Elnath son Nath, El Nath, Alnath, 112 Tauri, Gamma Aurigae, HR 1791, BD +28°795, HD 35497, SAO 77168, FK5 202, GC 6681, CCDM 05263+2836 HIP 25428.
Imágenes de apoyo
Mapa de localización de Elnath por la Unión Astronómica Internacional & Sky Publishing
http://www.iau.org/public/constellations/#tau
Posición de Elnath en Taurus
http://earthsky.org/wp-content/uploads/2009/01/17672.jpg
Grabado de Taurus y Elnath por Samuel Leigh (Urania's Mirror, 1823)
http://humanityhealing.net/wp-content/uploads/2010/10/Taurus-Constellation_Humanity-Healing.jpg
Fotografía de Elnath en WIKISKY.ORG
http://www.wikisky.org/?ra=5.432250961858671&de=28.569254446012444&zoom=5&show_grid=1&show_constellation_lines=1&show_constellation_boundaries=1&show_const_names=0&show_galaxies=1&img_source=DSS2
Perseus, Taurus y Auriga. Marte aparece arriba y a la derecha, brillante y rojo. La estrella más brillante abajo de Marte es Elnath. Imagen cortesía de J. P. Stanley
http://farm2.static.flickr.com/1129/1352912567_ac2f239b14_o.jpg
Ocultación de Elnath por la Luna, el 18 de mayo de 2007 por Kos Coronaios
http://www.psychohistorian.org/img/astronomy/moon-and-planets/20070518-1825-moon-elnath-kosc.jpg
Sitios consultados y bibliografía
http://stars.astro.illinois.edu/sow/elnath.html
http://www.ianridpath.com/startales/taurus2.htm
http://en.wikipedia.org/wiki/Beta_Tauri
http://earthsky.org/brightest-stars/elnath-taurus-the-bulls-second-brightest-star Sitio de Bruce McClure
Allen, Richard Hinckley (1963). Star Names: Their Lore and Meaning (revised edition). Dover. p. 390. ISBN 0-486-21079-0
*-*-*-*
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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Sociedad Astronómica del Planetario Alfa
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pablo@astronomos.org
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Cada año, el 26 de enero, Elnath transita el meridiano aproximadamente a las 21:00 horas.
Elnath es una estrella del hemisferio norte celeste. Se localiza 28 grados al norte del ecuador celeste en la constelación de Taurus, el Toro, e indica la punta de uno de sus cuernos.
Elnath proviene de una frase árabe que significa –muy adecuadamente- “el que da topes (con el cuerno o la cabeza)” y era originalmente el nombre de unas estrellas de Aries, el Carnero, que describen la capacidad de este animal para arremeter con topes. El nombre se transfirió a Taurus –que también de topes- y allí se quedó. Bayer la nombró Beta Tauri, y es –precisamente- la segunda estrella más brillante de Taurus, superada –por mucho- por Aldebaran, el fiero ojo colorado del toro celeste.
Es una estrella que los aficionados a la astronomía relacionamos con dos constelaciones, pues es inconfundiblemente uno de los cuernos del toro, pero también contribuye a cerrar el pentágono que distingue a la constelación de Auriga, el Cochero. Y si bien la Unión Astronómica Internacional estableció que dos constelaciones no pueden compartir una misma estrella, no es raro encontrar mapas viejos donde Beta Tauri aparece también designada como Gamma Aurigae.
Su magnitud visual es de 1.65 hace que fácilmente la podamos ubicar a simple vista aún desde la ciudad. De hecho, se cuenta entre las 25 estrellas más brillantes del cielo.
Si tenemos oportunidad de contemplar la estrella desde un lugar oscuro, lejos de la ciudad, en una noche sin Luna, cualquier telescopio de buena apertura (=/> que 100mm) y un ocular de campo amplio (30 a 35mm) nos permitirá observar un panorama estrellado que sirve como telón de fondo para Elnath, y es que la estrella se encuentra en el plano de la Vía Láctea. Otra cosa: no hay estrella tan brillante como Elnath que esté a casi 180° del centro de la Galaxia. De este modo, cuando vemos hacia Elnath, estamos dirigiendo la mirada directamente hacia el “patio trasero” de la Galaxia.
De color blanco-azulada, Elnath se clasifica como una estrella gigante tipo espectral B7 III. Esto significa que es una estrella caliente, comparada con el Sol. Su temperatura superficial es de 13600 kelvin y aunque sólo es unas 5 ó 6 veces más grande que el Sol, produce tanta luz como 700 soles (incluyendo formas de luz no visibles). Se localiza a una distancia aproximada de 130 años-luz. Su masa, estimada en 4.5 masas solares, es la responsable de que aunque se trate de una estrella más joven que el Sol, ya presenta síntomas de envejecimiento prematuro y no pasarán más de 2 millones de años (un lapso breve en la vida de las estrellas) antes de que se convierta en una gigante naranja.
La composición de Elnath es peculiar. No que esté constituida por elementos diferentes de los que encontramos en el Sol o en otras estrellas tipo B, sino que hay ciertos elementos que aparecen en su atmósfera con un porcentaje distinto que en estrellas convencionales. En el caso particular de Elnath, si bien no llegan ni al 1% de su masa, se dice que el mercurio y el manganeso es “abundante” porque es 25 veces más copioso que en una estrella tipo B típica y posee 8 veces menos magnesio y calcio que nuestro Sol. ¿Por qué sucede esto? Aparentemente se debe a que se está mezclando el material interior de la estrella con sus capas externas. La presión interna empuja hacia afuera el mercurio y el manganeso y la gravedad precipita hacia el interior el magnesio y el calcio. Alpheratz (Alpha Andromedae) es otra estrella con la misma composición peculiar.
Por lo pronto, su luz parece estable (no es variable) y los astrónomos no han encontrado elementos que les permitan establecer su período de rotación. Elnath se aleja de nosotros a 9.2 km/s.
A casi 3° al este de Elnath está el centro de una nebulosa gigantesca (su diámetro aparente es de 3°, el equivalente a 6 lunas llenas de lado a lado) pero es tan débil que es imposible verla en cualquier telescopio. Solo mediante largas exposiciones es posible detectar este cascarón gaseoso, remanente del estallido de una supernova. ¡Qué contraste! Cuando explotó, hace más de 40000 años, su destello ha de haber sido tan intenso, que Elnath fue seguramente sepultada en el olvido por algún tiempo. ¡Quién sabe, tal vez ya existían cavernícolas aficionados a la astronomía!
Elnath está ligeramente al norte de la eclíptica, es decir, la línea imaginaria que representa el plano del Sistema Solar. En consecuencia, una vez al mes veremos la Luna pasar al sur de esta estrella y -muy rara vez- tendremos oportunidad de observar una ocultación: la Luna pasando frente a Elnath. ¡Prepárense para verlo! La próxima vez que esto suceda será el 7 de septiembre de 2023. A partir de entonces, y hasta el 11 de abril de 2027 la Luna estará ocultando a Elnath una vez al mes. Los observadores más privilegiados serán los que estén distribuidos en el hemisferio sur de la Tierra, y quienes vivan en latitudes 35° al norte del ecuador quedarán excluidos de este fenómeno natural. Lamentablemente, casi todo Estados Unidos y Asia, así como toda Europa quedarán fuera de la zona de ocultación. La última vez que se observó una ocultación de Elnath por la Luna fue en 2007.
Las coordenadas de Elnath son:
Ascensión Recta 05 horas 26 minutos
Declinación + 28° 36′
Otros nombres de Elnath son Nath, El Nath, Alnath, 112 Tauri, Gamma Aurigae, HR 1791, BD +28°795, HD 35497, SAO 77168, FK5 202, GC 6681, CCDM 05263+2836 HIP 25428.
Imágenes de apoyo
Mapa de localización de Elnath por la Unión Astronómica Internacional & Sky Publishing
http://www.iau.org/public/constellations/#tau
Posición de Elnath en Taurus
http://earthsky.org/wp-content/uploads/2009/01/17672.jpg
Grabado de Taurus y Elnath por Samuel Leigh (Urania's Mirror, 1823)
http://humanityhealing.net/wp-content/uploads/2010/10/Taurus-Constellation_Humanity-Healing.jpg
Fotografía de Elnath en WIKISKY.ORG
http://www.wikisky.org/?ra=5.432250961858671&de=28.569254446012444&zoom=5&show_grid=1&show_constellation_lines=1&show_constellation_boundaries=1&show_const_names=0&show_galaxies=1&img_source=DSS2
Perseus, Taurus y Auriga. Marte aparece arriba y a la derecha, brillante y rojo. La estrella más brillante abajo de Marte es Elnath. Imagen cortesía de J. P. Stanley
http://farm2.static.flickr.com/1129/1352912567_ac2f239b14_o.jpg
Ocultación de Elnath por la Luna, el 18 de mayo de 2007 por Kos Coronaios
http://www.psychohistorian.org/img/astronomy/moon-and-planets/20070518-1825-moon-elnath-kosc.jpg
Sitios consultados y bibliografía
http://stars.astro.illinois.edu/sow/elnath.html
http://www.ianridpath.com/startales/taurus2.htm
http://en.wikipedia.org/wiki/Beta_Tauri
http://earthsky.org/brightest-stars/elnath-taurus-the-bulls-second-brightest-star Sitio de Bruce McClure
Allen, Richard Hinckley (1963). Star Names: Their Lore and Meaning (revised edition). Dover. p. 390. ISBN 0-486-21079-0
*-*-*-*
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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101 Preguntas Clásicas de Astronomía: 7) ¿Cuantas estrellas hay?
Por: Antonio Sánchez Ibarra
Universidad de Sonora
Deprtamento de Investigación en Física
Área de Astronomía
007) ¿ Cuántas estrellas hay ?
Es difícil saberlo. Las estrellas se concentran en grandes aglomeraciones estelares llamadas galaxias. Nuestra estrella, el Sol, se encuentra en una de esas galaxias llamada Vía Láctea, con una población calculada en 200 mil millones de estrellas. Hay aproximadamente 200 mil millones de galaxias en el Universo observable y cada una puede tener un número similar de estrellas como la Vía Láctea. Por otra parte, no nos es posible por ahora saber la totalidad de galaxias existentes y por lo tanto un total de estrellas.
Los números indicados no son el resultado de contar estrellas individuales en todo el cielo, sino de tomar muestras por sectores del cielo y dependiendo de la dirección que se mira en la Vía Láctea, para hacer estimaciones. Por otra parte, tenemos que considerar que puede haber muchas estrellas pequeñas, como las enanas rojas o enanas cafés, que no son visibles a grandes distancias, afectando así estas estimaciones. Así, es posible que el número de estrellas en cada galaxia sea mucho mayor del actualmente estimado.
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101 Preguntas Clásicas de Astronomía" es un libro de divulgación publicado por el Departamento de Extensión Universitaria de la Universidad de Sonora. Considerándolo un recurso de divulgación se decidió colocarlo en el sitio web del Área de Astronomía del DIFUS para apoyo de quienes buscan información.
101 Preguntas Clásicas de Astronomía fue escrito or Antonio Sánchez Ibarra y publicado en el año 2000. En el recopila las preguntas y respuestas que el público le hizo en más de 30 años de conferencias.
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Universidad de Sonora
Deprtamento de Investigación en Física
Área de Astronomía
007) ¿ Cuántas estrellas hay ?Es difícil saberlo. Las estrellas se concentran en grandes aglomeraciones estelares llamadas galaxias. Nuestra estrella, el Sol, se encuentra en una de esas galaxias llamada Vía Láctea, con una población calculada en 200 mil millones de estrellas. Hay aproximadamente 200 mil millones de galaxias en el Universo observable y cada una puede tener un número similar de estrellas como la Vía Láctea. Por otra parte, no nos es posible por ahora saber la totalidad de galaxias existentes y por lo tanto un total de estrellas.
Los números indicados no son el resultado de contar estrellas individuales en todo el cielo, sino de tomar muestras por sectores del cielo y dependiendo de la dirección que se mira en la Vía Láctea, para hacer estimaciones. Por otra parte, tenemos que considerar que puede haber muchas estrellas pequeñas, como las enanas rojas o enanas cafés, que no son visibles a grandes distancias, afectando así estas estimaciones. Así, es posible que el número de estrellas en cada galaxia sea mucho mayor del actualmente estimado.
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101 Preguntas Clásicas de Astronomía" es un libro de divulgación publicado por el Departamento de Extensión Universitaria de la Universidad de Sonora. Considerándolo un recurso de divulgación se decidió colocarlo en el sitio web del Área de Astronomía del DIFUS para apoyo de quienes buscan información.
101 Preguntas Clásicas de Astronomía fue escrito or Antonio Sánchez Ibarra y publicado en el año 2000. En el recopila las preguntas y respuestas que el público le hizo en más de 30 años de conferencias.
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martes, enero 25, 2011
VUELTA AL CIELO EN 365 NOCHES ENERO 25: BELLATRIX, LA GUERRERA
Por Pablo Lonnie Pacheco Railey
Sociedad Astronómica del Planetario Alfa
ASTRONOMOS.ORG
pablo@astronomos.org
www.astronomos.org
Cada año, el 25 de enero, Bellatrix transita el meridiano aproximadamente a las 21:00 horas.
Bellatrix es una estrella del hemisferio norte celeste. Se localiza 6° al norte del ecuador celeste, en la constelación de Orion, señalando el hombro izquierdo del famoso gigante (si lo vemos de frente, Bellatrix se ve del lado derecho). Con todo, resultaría difícil confundir los hombros de Orion: el otro hombro es Betelgeuse, una estrella evidentemente roja, mientras que Bellatrix tiene un color azul zafiro hermoso. Es la tercera estrella más brillante de Orion, y se cuenta entre las 30 estrellas más brillantes de la esfera celeste.
NOMENCLATURA
En la astrología caldea, Bellatrix -junto con Betelgeuse y Lambda Orionis- (hombros y cabeza de Orion) formaban “Kakkab Sar” (La Constelación del Rey) que –decían- otorgaba fortuna, honores marciales y riquezas, entre otros beneficios.
Bellatrix recibió su nombre “moderno” desde la publicación de las Tablas Alfonsinas (o Alfonsíes). Las Tablas Alfonsinas eran registros astronómicos precisos que contenían la posición de los cuerpos celestes a partir de la coronación de Alfonso X el Sabio (rey de Castilla) en 1252. Bellatrix significa “La Guerrera” en latín. Curioso, considerando que Orion es un personaje masculino.
Según narra el astrónomo persa Al Kazwini (siglo XIII), el nombre árabe original de Bellatrix era Al Najid (El Conquistador) pero en el siglo XV otro astrónomo persa -Ulugh Beg- ofrece un nombre aún más largo: “Al Murzim al Najid" (El Conquistador Rugiente). Algunos interpretan que esto significa que la salida de Bellatrix es el “rugido” que anuncia que Orion está a punto de asomarse por el horizonte este.
Johann Bayer, quien en 1603 sugirió nombrar las estrellas de acuerdo al alfabeto griego, puso a Bellatrix el título alterno de Gamma Orionis.
CARACTERÍSTICAS DE BELLATRIX
Desde la Tierra vemos a Bellatrix destellar su luz con una magnitud de 1.64, más brillante que la mayoría de las estrellas que hay en el cielo y lo suficientemente prominente como para verse a simple vista, sin dificultad, desde cualquier ciudad de Mundo. Aún así, lo que vemos es apenas un asomo de una estrella verdaderamente portentosa: Bellatrix es alrededor de 4000 veces más brillante que el Sol -¡y 6400 veces más brillante, incluyendo formas de luz no visible!-. Sin embargo, una distancia aproximada de 240 años-luz impide que la veamos en su verdadero esplendor. Tampoco es que esté exageradamente lejos: de las siete estrellas que dibujan la famosa figura de Orion, Bellatrix es la más cercana de todas.
¿Por qué es tan brillante Bellatrix?
Porque es muy caliente: su superficie bulle a 21500 kelvin. Es una estrella de tipo espectral B2III (de lo más caliente que se puede poner una estrella) y está entre las estrellas más calientes que podemos ver a simple vista desde la Tierra.
¿Y por qué es tan caliente?
Porque es una estrella masiva, es decir, contiene una gran cantidad de materia atrapada en su interior. La presión que la gravedad provoca hacia el núcleo de la estrella es tan alta que se producen reacciones atómicas de alta energía. Bellatrix contiene entre 8 y 9 veces la masa del Sol.
Todas las estrellas que alcanzan una masa semejante o superior a Bellatrix tienen una vida muy corta: entre 5 y 10 millones de años. Corta, para los estándares del Sol, al cual se le estiman más de 4500 millones de años ¡y eso que apenas está llegando a la mitad de su existencia!
Conviene notar que aunque Bellatrix contenga hasta 9 veces la masa que hay en el Sol, su tamaño es menor a 6 veces el diámetro solar (5.7, según mediciones directas). En consecuencia, el gas en el interior de Bellatrix está sometido a increíbles presiones que alimentan las reacciones nucleares. Alguna vez me pregunté: -¿Por qué –si Bellatrix tiene tanto “combustible” en su interior, lo agotará en un período tan corto? La respuesta es que la estrella consume su núcleo a gran velocidad. Diría que, si Bellatrix fuera un coche, su motor es de 8 cilindros.
Otras estrellas tan calientes como Bellatrix son Spica (en Virgo), Adhara (en Canis Major) y Shaula (en Scorpius).
La deslumbrante radiación de Bellatrix descompone eficientemente cualquier gas que rodee a la estrella, de manera que no tenemos forma de tomar lectura del estado evolutivo en que se encuentra. Es por esto que los astrónomos no saben hace cuánto tiempo se formó Bellatrix. Tampoco parece exhibir manchas (como el Sol) por lo que ha sido imposible determinar su período de rotación, pero se sospecha que gira velozmente.
¿Enana o gigante?
Si Bellatrix es casi 6 veces más grande que el Sol, parece obvio que debería ser considerada gigante. Sin embargo, la regla es que aquella estrella que sólo transforme hidrógeno en helio será considera enana. El detalle es que algunos astrónomos sospechan que ya se “agotó” el combustible de hidrógeno (Hay más, pero no está atrapado en el núcleo, donde las presiones y temperaturas son mayores). Con la consecuente disminución de reacciones atómicas, la gravedad compacta a la estrella un poco más y las capas externas de la estrella son obligadas a comprimirse contra el caliente núcleo, elevando la temperatura de su superficie. Por eso Bellatrix es tan caliente, y como parece estar sometida ya al inflexible proceso de envejecimiento prematuro, muchos prefieren clasificarla como estrella gigante (no por su tamaño, sino por la fase evolutiva que está experimentando).
Todavía es posible encontrar en la literatura muchas referencias al posible origen de Bellatrix en la nebulosa de Orion –junto con las estrellas más brillantes de la constelación- sin embargo, la estrella se sitúa mucho más cerca que el resto, por lo que actualmente se descarta esta interpretación. Bellatrix se aleja de nuestro Sistema Solar a 18 km/s.
El brillo de Bellatrix se creyó por mucho tiempo constante y se utilizó como referencia para medir las fluctuaciones luminosas de otras estrellas, pero con el advenimiento de detectores más finos ha sido posible determinar que Bellatrix también es una estrella variable. El brillo de Bellatrix cambia –sin patrón aparente- entre magnitudes 1.59 y 1.64, diferencia muy sutil como para que el ojo humano lo perciba. Algunos autores la clasifican como variable eruptiva, es decir, que puede presentar destellos causados por inestabilidad en sus capas externas.
¿Estallará Bellatrix? No lo sabemos. Su masa la pone justo en la frontera entre las estrellas que terminan sus días como nebulosas planetarias rodeando a una enana blanca (como el Sol); y las que alcanzan suficiente presión, temperatura e inestabilidad para acabar explosivamente en forma de una violenta supernova. Cualquiera de los dos destinos es factible.
Otros nombres de Bellatrix son Gamma Orionis, la estrella Amazona, 24 Ori, Al Najid, HR 1790, BD +06°919, HD 35468, SAO 112740, FK5 201, HIP 25336, TD1 4558.
Coordenadas de Bellatrix
Ascensión Recta 05 horas 25 minutos
Declinación + 06° 21”
Imágenes de apoyo
Mapa de localización de Bellatrix por la Unión Astronómica Internacional & Sky Publishing
http://www.iau.org/public/constellations/#ori
http://www.daviddarling.info/encyclopedia/B/Bellatrix.html
Grabado de Orion y Bellatrix por Johannes Hevelius (Uranographica, 1690)
http://www.logoschristian.org/andromenati/orion_large.jpg
Fotografía de Bellatrix
http://sphotos.ak.fbcdn.net/hphotos-ak-ash2/hs157.ash2/41169_418023881294_676351294_4926307_928078_n.jpg
Comparativa de Bellatrix, Algol y el Sol
http://en.wikipedia.org/wiki/File:1e9m_comparison.png
Estructura de una estrella en secuencia principal
http://physics.uoregon.edu/~jimbrau/BrauImNew/Chap20/FG20_03.jpg
Sitios consultados y bibliografía
http://stars.astro.illinois.edu/sow/bellatrix.html
http://www.universetoday.com/guide-to-space/stars/bellatrix/
http://en.wikipedia.org/wiki/Gamma_Orionis
http://e-ciencia.com/recursos/enciclopedia/Tablas_alfonsinas
Allen, Richard Hinckley (1963). Star Names: Their Lore and Meaning (revised edition). Dover. p. 313. ISBN 0-486-21079-0
Webb, Edmund J. (1987). Los nombres de las estrellas (tercera reimpresión). Fondo de Cultura Económica ISBN 968-16-1160-8
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
*-*-*-*
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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Sociedad Astronómica del Planetario Alfa
ASTRONOMOS.ORG
pablo@astronomos.org
www.astronomos.org
Cada año, el 25 de enero, Bellatrix transita el meridiano aproximadamente a las 21:00 horas.
Bellatrix es una estrella del hemisferio norte celeste. Se localiza 6° al norte del ecuador celeste, en la constelación de Orion, señalando el hombro izquierdo del famoso gigante (si lo vemos de frente, Bellatrix se ve del lado derecho). Con todo, resultaría difícil confundir los hombros de Orion: el otro hombro es Betelgeuse, una estrella evidentemente roja, mientras que Bellatrix tiene un color azul zafiro hermoso. Es la tercera estrella más brillante de Orion, y se cuenta entre las 30 estrellas más brillantes de la esfera celeste.
NOMENCLATURA
En la astrología caldea, Bellatrix -junto con Betelgeuse y Lambda Orionis- (hombros y cabeza de Orion) formaban “Kakkab Sar” (La Constelación del Rey) que –decían- otorgaba fortuna, honores marciales y riquezas, entre otros beneficios.
Bellatrix recibió su nombre “moderno” desde la publicación de las Tablas Alfonsinas (o Alfonsíes). Las Tablas Alfonsinas eran registros astronómicos precisos que contenían la posición de los cuerpos celestes a partir de la coronación de Alfonso X el Sabio (rey de Castilla) en 1252. Bellatrix significa “La Guerrera” en latín. Curioso, considerando que Orion es un personaje masculino.
Según narra el astrónomo persa Al Kazwini (siglo XIII), el nombre árabe original de Bellatrix era Al Najid (El Conquistador) pero en el siglo XV otro astrónomo persa -Ulugh Beg- ofrece un nombre aún más largo: “Al Murzim al Najid" (El Conquistador Rugiente). Algunos interpretan que esto significa que la salida de Bellatrix es el “rugido” que anuncia que Orion está a punto de asomarse por el horizonte este.
Johann Bayer, quien en 1603 sugirió nombrar las estrellas de acuerdo al alfabeto griego, puso a Bellatrix el título alterno de Gamma Orionis.
CARACTERÍSTICAS DE BELLATRIX
Desde la Tierra vemos a Bellatrix destellar su luz con una magnitud de 1.64, más brillante que la mayoría de las estrellas que hay en el cielo y lo suficientemente prominente como para verse a simple vista, sin dificultad, desde cualquier ciudad de Mundo. Aún así, lo que vemos es apenas un asomo de una estrella verdaderamente portentosa: Bellatrix es alrededor de 4000 veces más brillante que el Sol -¡y 6400 veces más brillante, incluyendo formas de luz no visible!-. Sin embargo, una distancia aproximada de 240 años-luz impide que la veamos en su verdadero esplendor. Tampoco es que esté exageradamente lejos: de las siete estrellas que dibujan la famosa figura de Orion, Bellatrix es la más cercana de todas.
¿Por qué es tan brillante Bellatrix?
Porque es muy caliente: su superficie bulle a 21500 kelvin. Es una estrella de tipo espectral B2III (de lo más caliente que se puede poner una estrella) y está entre las estrellas más calientes que podemos ver a simple vista desde la Tierra.
¿Y por qué es tan caliente?
Porque es una estrella masiva, es decir, contiene una gran cantidad de materia atrapada en su interior. La presión que la gravedad provoca hacia el núcleo de la estrella es tan alta que se producen reacciones atómicas de alta energía. Bellatrix contiene entre 8 y 9 veces la masa del Sol.
Todas las estrellas que alcanzan una masa semejante o superior a Bellatrix tienen una vida muy corta: entre 5 y 10 millones de años. Corta, para los estándares del Sol, al cual se le estiman más de 4500 millones de años ¡y eso que apenas está llegando a la mitad de su existencia!
Conviene notar que aunque Bellatrix contenga hasta 9 veces la masa que hay en el Sol, su tamaño es menor a 6 veces el diámetro solar (5.7, según mediciones directas). En consecuencia, el gas en el interior de Bellatrix está sometido a increíbles presiones que alimentan las reacciones nucleares. Alguna vez me pregunté: -¿Por qué –si Bellatrix tiene tanto “combustible” en su interior, lo agotará en un período tan corto? La respuesta es que la estrella consume su núcleo a gran velocidad. Diría que, si Bellatrix fuera un coche, su motor es de 8 cilindros.
Otras estrellas tan calientes como Bellatrix son Spica (en Virgo), Adhara (en Canis Major) y Shaula (en Scorpius).
La deslumbrante radiación de Bellatrix descompone eficientemente cualquier gas que rodee a la estrella, de manera que no tenemos forma de tomar lectura del estado evolutivo en que se encuentra. Es por esto que los astrónomos no saben hace cuánto tiempo se formó Bellatrix. Tampoco parece exhibir manchas (como el Sol) por lo que ha sido imposible determinar su período de rotación, pero se sospecha que gira velozmente.
¿Enana o gigante?
Si Bellatrix es casi 6 veces más grande que el Sol, parece obvio que debería ser considerada gigante. Sin embargo, la regla es que aquella estrella que sólo transforme hidrógeno en helio será considera enana. El detalle es que algunos astrónomos sospechan que ya se “agotó” el combustible de hidrógeno (Hay más, pero no está atrapado en el núcleo, donde las presiones y temperaturas son mayores). Con la consecuente disminución de reacciones atómicas, la gravedad compacta a la estrella un poco más y las capas externas de la estrella son obligadas a comprimirse contra el caliente núcleo, elevando la temperatura de su superficie. Por eso Bellatrix es tan caliente, y como parece estar sometida ya al inflexible proceso de envejecimiento prematuro, muchos prefieren clasificarla como estrella gigante (no por su tamaño, sino por la fase evolutiva que está experimentando).
Todavía es posible encontrar en la literatura muchas referencias al posible origen de Bellatrix en la nebulosa de Orion –junto con las estrellas más brillantes de la constelación- sin embargo, la estrella se sitúa mucho más cerca que el resto, por lo que actualmente se descarta esta interpretación. Bellatrix se aleja de nuestro Sistema Solar a 18 km/s.
El brillo de Bellatrix se creyó por mucho tiempo constante y se utilizó como referencia para medir las fluctuaciones luminosas de otras estrellas, pero con el advenimiento de detectores más finos ha sido posible determinar que Bellatrix también es una estrella variable. El brillo de Bellatrix cambia –sin patrón aparente- entre magnitudes 1.59 y 1.64, diferencia muy sutil como para que el ojo humano lo perciba. Algunos autores la clasifican como variable eruptiva, es decir, que puede presentar destellos causados por inestabilidad en sus capas externas.
¿Estallará Bellatrix? No lo sabemos. Su masa la pone justo en la frontera entre las estrellas que terminan sus días como nebulosas planetarias rodeando a una enana blanca (como el Sol); y las que alcanzan suficiente presión, temperatura e inestabilidad para acabar explosivamente en forma de una violenta supernova. Cualquiera de los dos destinos es factible.
Otros nombres de Bellatrix son Gamma Orionis, la estrella Amazona, 24 Ori, Al Najid, HR 1790, BD +06°919, HD 35468, SAO 112740, FK5 201, HIP 25336, TD1 4558.
Coordenadas de Bellatrix
Ascensión Recta 05 horas 25 minutos
Declinación + 06° 21”
Imágenes de apoyo
Mapa de localización de Bellatrix por la Unión Astronómica Internacional & Sky Publishing
http://www.iau.org/public/constellations/#ori
http://www.daviddarling.info/encyclopedia/B/Bellatrix.html
Grabado de Orion y Bellatrix por Johannes Hevelius (Uranographica, 1690)
http://www.logoschristian.org/andromenati/orion_large.jpg
Fotografía de Bellatrix
http://sphotos.ak.fbcdn.net/hphotos-ak-ash2/hs157.ash2/41169_418023881294_676351294_4926307_928078_n.jpg
Comparativa de Bellatrix, Algol y el Sol
http://en.wikipedia.org/wiki/File:1e9m_comparison.png
Estructura de una estrella en secuencia principal
http://physics.uoregon.edu/~jimbrau/BrauImNew/Chap20/FG20_03.jpg
Sitios consultados y bibliografía
http://stars.astro.illinois.edu/sow/bellatrix.html
http://www.universetoday.com/guide-to-space/stars/bellatrix/
http://en.wikipedia.org/wiki/Gamma_Orionis
http://e-ciencia.com/recursos/enciclopedia/Tablas_alfonsinas
Allen, Richard Hinckley (1963). Star Names: Their Lore and Meaning (revised edition). Dover. p. 313. ISBN 0-486-21079-0
Webb, Edmund J. (1987). Los nombres de las estrellas (tercera reimpresión). Fondo de Cultura Económica ISBN 968-16-1160-8
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
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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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lunes, enero 24, 2011
101 Preguntas Clásicas de Astronomía: 6) ¿Existen los marcianos?
Por: Antonio Sánchez Ibarra
Universidad de Sonora
Deprtamento de Investigación en Física
Área de Astronomía
006) ¿ Existen los marcianos ?
No. La idea de los marcianos se popularizó mucho a fines del siglo pasado cuando el astrónomo italiano Giovanni Shiaparelli y el americano Percival Lowell anunciaron estar observando líneas que cruzaban al planeta Marte. Esto fue interpretado como "canali" o canales en español. Surgió la hipótesis de que Marte se encontraba habitado y tenía un grave problema de agua, por lo que se habían construido canales para transportar la escasa agua existente en los polos hacia las regiones ecuatoriales. Posteriormente, conforme mejoró la óptica de los telescopios, los canales desaparecieron y hoy en día sabemos que en Marte no hay rastros de vida avanzada, gracias a varias misiones de sondas espaciales como las Mariner, los Vikingo y más recientemente la pareja de naves Mars Pathfinder y Mars Global Surveyor. La idea de los marcianos ha continuado en la ciencia ficción y el cine.
Una de las miles de imágenes obtenidas por la misión Vikingo en 1976 mostraba en la región de Cedonya una formación que inmediatamente daba la impresión de ser un rostro. Durante dos décadas los fanáticos de ovnis argumentaron que tal imagen era prueba fehaciente de la existencia o al menos el paso de seres inteligentes por Marte, mientras que nosotros proponíamos que era una falla más que bajo cierto ángulo de iluminación más el considerar que la imagen no tenía alta resolución, contribuía al efecto de ver un rostro. Finalmente en 1996 el Mars Global Surveyor, aun en órbita de Marte y con cámaras que permiten una mayor definición, obtuvo una imagen de Cedonya donde fue evidente que no existe tal rostro marciano.
Con menor publicidad otras regiones marcianas también han sido atribuidas a construcciones artificiales, tales como pirámides y monolitos. Tales casos pueden también ser considerados como efectos de perspectiva y baja resolución de imágenes.
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101 Preguntas Clásicas de Astronomía" es un libro de divulgación publicado por el Departamento de Extensión Universitaria de la Universidad de Sonora. Considerándolo un recurso de divulgación se decidió colocarlo en el sitio web del Área de Astronomía del DIFUS para apoyo de quienes buscan información.
101 Preguntas Clásicas de Astronomía fue escrito or Antonio Sánchez Ibarra y publicado en el año 2000. En el recopila las preguntas y respuestas que el público le hizo en más de 30 años de conferencias.
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Universidad de Sonora
Deprtamento de Investigación en Física
Área de Astronomía
006) ¿ Existen los marcianos ?No. La idea de los marcianos se popularizó mucho a fines del siglo pasado cuando el astrónomo italiano Giovanni Shiaparelli y el americano Percival Lowell anunciaron estar observando líneas que cruzaban al planeta Marte. Esto fue interpretado como "canali" o canales en español. Surgió la hipótesis de que Marte se encontraba habitado y tenía un grave problema de agua, por lo que se habían construido canales para transportar la escasa agua existente en los polos hacia las regiones ecuatoriales. Posteriormente, conforme mejoró la óptica de los telescopios, los canales desaparecieron y hoy en día sabemos que en Marte no hay rastros de vida avanzada, gracias a varias misiones de sondas espaciales como las Mariner, los Vikingo y más recientemente la pareja de naves Mars Pathfinder y Mars Global Surveyor. La idea de los marcianos ha continuado en la ciencia ficción y el cine.
Una de las miles de imágenes obtenidas por la misión Vikingo en 1976 mostraba en la región de Cedonya una formación que inmediatamente daba la impresión de ser un rostro. Durante dos décadas los fanáticos de ovnis argumentaron que tal imagen era prueba fehaciente de la existencia o al menos el paso de seres inteligentes por Marte, mientras que nosotros proponíamos que era una falla más que bajo cierto ángulo de iluminación más el considerar que la imagen no tenía alta resolución, contribuía al efecto de ver un rostro. Finalmente en 1996 el Mars Global Surveyor, aun en órbita de Marte y con cámaras que permiten una mayor definición, obtuvo una imagen de Cedonya donde fue evidente que no existe tal rostro marciano.
Con menor publicidad otras regiones marcianas también han sido atribuidas a construcciones artificiales, tales como pirámides y monolitos. Tales casos pueden también ser considerados como efectos de perspectiva y baja resolución de imágenes.
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101 Preguntas Clásicas de Astronomía" es un libro de divulgación publicado por el Departamento de Extensión Universitaria de la Universidad de Sonora. Considerándolo un recurso de divulgación se decidió colocarlo en el sitio web del Área de Astronomía del DIFUS para apoyo de quienes buscan información.
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VUELTA AL CIELO EN 365 NOCHES ENERO 24: CAPELLA
Por Pablo Lonnie Pacheco Railey
Sociedad Astronómica del Planetario Alfa
ASTRONOMOS.ORG
pablo@astronomos.org
www.astronomos.org
Cada año, el 24 de enero, Capella transita el meridiano aproximadamente a las 21:00 horas.
Capella es la estrella más destacada de la constelación de Auriga (El Cochero). Es visible en el hemisferio norte celeste, 45 grados al norte del ecuador celeste. No hay estrella invernal más luminosa que Capella en el hemisferio norte celeste y es la sexta estrella más brillante del cielo. Además, se cuenta entre las 3 estrellas más brillantes del hemisferio norte celeste, incluyendo a Arcturus (en Boötes) visible en primavera y a Vega (en Lyra), visible en verano.
CAPELLA A LOS OJOS DE DISTINTAS CULTURAS
A diferencia de muchas estrellas cuyo nombre tiene un origen árabe, Capella es una palabra latina –herencia de los romanos- que significa la cabra (hembra). A la vez, Capella aparece acompañada hacia el sur por un par de estrellas (Eta y Zeta Aurigae) conocidas popularmente como “Los Cabritos”.
Capella la pequeña cabra, según narra Ptolomeo (siglo II) es una cabra que el conductor del vehículo tirado por caballos, cargaba sobre su hombro (alguna vez me tocó ver gente llevando gallinas en un camión, pero esto –honestamente- es nuevo para mí) Los romanos de antaño contaban que no se trataba de una cabra cualquiera, sino de la que amamantó al mismísimo Júpiter, mientras era escondido de su progenitor caníbal. La cabra se llamaba Amalthea.
Capella es tan brillante, que no pasó desapercibida para muchísimas culturas, y por mencionar algunos ejemplos:
Aparentemente hay referencia de ella en una antigua inscripción de Acadia (siglo XX a. C.)
En la literatura inglesa es descrita como “La Estrella del Pastor”
Los árabes la llamaron “Al-Rākib” (el conductor o el que guía) correspondiente al nombre de la constelación completa. Algunas leyendas señalan que éste conduce un hato de camellos (¡Las Pléyades!)
Los incas la llamaron Colca.
Los hawaianos la conocen como “Hoke-lei” (corona de estrellas)
Los beduinos, nómadas del Neguev y el Sinaí, usaban a Capella y los Cabritos como apuntadoras de las Pléyades.
En la mitología Hindú, Capella es el corazón de Brama
En la mitología australiana de los aborígenes Booroung, Capella era Purra, el canguro que persiguó y dio muerte a Yurree y Wanjel (Castor y Pollux)
En cuanto a imaginación los egipcios no se quedaron atrás. Richard Hinckley Allen (reconocidísimo autor) asegura que Capella aparece en el Zodíaco de Denderah como un ¡gato momificado! Pero (odiosos como podemos ser los escépticos) tengo mis dudas, pues el gato momificado es diminuto y aparece sostenido por un hombre; y sobre la cabeza de ese hombre hay un borrego echado. ¿Sería posible que el borrego echado sea Capella?
TANTA INFORMACIÓN EN UN RAYITO DE LUZ
Entre 1896 y 1897, el astrónomo norteamericano William Wallace Campbell echó mano de una novedosa técnica – la espectroscopia- para analizar la luz de Capella y en 1899 se anunció que el espectro observado correspondía a dos estrellas, no a una sola. Luego, en 1914, el astrónomo finlandés Ragnar Furuhjelm encontró la débil señal de una compañera adicional. En 1936 el astrónomo norteamericano Carl Leo Stearns detectó una posible duplicidad y ese mismo año el astrónomo holandés Gerard P Kuiper lo confirmó. Así, Capella es un sistema cuádruple.
Mediante la interferometría –técnica que en 1919 también estaba “en pañales”- John Anderson y Francis Pease del Observatorio de Monte Wilson hicieron las primeras mediciones fuera del Sistema Solar y tuvieron éxito en detectar por vez primera y directamente la separación entre las dos estrellas de Capella. En 1920, publicaron los resultados. En 1994 se utilizó nuevamente el Observatorio de Monte Wilson con un interferómetro mucho más moderno y se refinó la trayectoria de ambas estrellas. Un año después, en 1995, Capella se convirtió en el primer objeto celeste en ser fotografiado mediante la aplicación de un interferómetro alimentado por elementos ópticos independientes: un experimento muy sofisticado con un grado de dificultad enorme, realizado en el Cambridge Optical Aperture Synthesis Telescope.
CARACTERÍSTICAS DE CAPELLA
El color de Capella –derivado de una temperatura promedio de 5300 kelvin- nos recuerda mucho al Sol mismo: su luz es blanca/amarilla. Ninguna otra estrella de brillo similar está tan cerca de Polaris, la estrella del Norte: su magnitud visual promedio es de 0.08. Si aclaramos que son valores promedio, es porque Capella no es una sola estrella, sino varias. Capella consiste en un sistema múltiple que no puede ser resuelto (es decir, discernido) con telescopios convencionales. Sólo mediante una sofisticada técnica -la interferometría- y por medio del Telescopio Espacial Hubble, ha sido posible observar por separado las estrellas de este sistema múltiple.
Si bien ahora sabemos que Capella es auténticamente múltiple, en un principio se le relacionó erróneamente con una estrella de fondo y éstas recibieron el nombre de Capella A y Capella B. Como consecuencia de este “resbalón”, cuando se descubrió posteriormente que Capella A sí era múltiple de verdad, sus componentes fueron clasificadas como Capella Aa y Capella Ab.
Con una magnitud de 0.76, Capella Aa es la estrella más brillante del par. Su tipo espectral es G8III ¡Qué interesante! Es casi el mismo tipo que el Sol, pero 13 veces más grande y menos caliente (4900 kelvin). Por otro lado, Capella Ab tiene una magnitud visual de 0.91 y su tipo espectral es G0, también es gigante -8 veces mayor que el Sol- y posee casi la misma temperatura superficial que el astro rey: 5700 kelvin. Respecto a Capella Ab, existe la discusión si debería ser clasificada como una estrella tipo K.
A pesar de que ambas estrellas tienen una temperatura ligeramente menor que el Sol (cada metro cuadrado de sus superficies produce menos calor y luz que nuestra estrella), sus diámetros son tan grandes, que –colectivamente- producen mucha más luz que el Sol: Capella Aa y Ab emiten tanta luz como 93 y 64 soles, respectivamente. De acuerdo con la teoría de evolución estelar y con los datos arriba mencionados, se deduce entonces que contienen una masa de 3 y 2.5 masas solares, y que en su “juventud” fueron estrellas enanas –como el Sol- pero mucho más calientes: estrellas de tipo espectral B. Con una edad que probablemente sobrepasa los 450 millones de años, las dos estrellas están ahora en una etapa de transición: esto es, cuando el núcleo se dispone a producir carbono y oxígeno a partir del helio. La más masiva –Capella Aa- lleva un paso adelante, se ha puesto más “gorda” y envejecerá más prematuramente que su vecina Ab.
Sería un espectáculo poder ver la danza de Capella Aa y Ab orbitándose mutuamente, describiendo un círculo casi perfecto cada 104 días, separados por 0.72 unidades astronómicas. Curiosamente, esta es la misma distancia que existe entre el Sol y Venus. Puesto que nos separan poco más de 42 años-luz hasta Capella, es imposible ver la pareja directamente: con cualquier telescopio nuestros ojos sólo ven un puntito de luz amarilla, muy brillante. Capella se aleja de nuestro Sistema Solar a 29 km/s.
Conocer la distancia entre ambas estrellas y su período orbital es de gran importancia, pues permite a los astrónomos calcular con gran precisión la masa de cada estrella y como la masa inferida de este sistema es de 3 y 2.5 masas solares, los astrónomos celebran su comprensión de la evolución estelar. Llegaron a las mismas conclusiones a través de métodos distintos.
La evolución precipitada de Capella Aa ha disminuido su velocidad de rotación, completando una vuelta sobre sí misma en menos de 220 días, a 3 km/s en el ecuador. -Sí, ya se ¿Qué tienen de lentos 3 km/s? ¡Ni Supermán en sus mejores tiempos! Pero es que no estamos hablando de gente, sino de estrellas. Nada menos, la vecina Capella Ab tiene un período de rotación menor a ¡11 días! desplazando su ecuador a 36 km/s. Esa estrella sí sabe “mover el bote”. Con todo, al lado de otras estrellas, las componentes de Capella son meras aficionadas: recordemos que estrellas como Pleione –en las Pléyades- giran a casi 330 km/s.
Al igual que el Sol, la rotación de estas estrellas –y particularmente, de la que lo hace más velozmente- produce actividad magnética importante, así que sus coronas emiten copiosamente rayos X: radiación electromagnética de alta energía.
El destino de este sistema es cautivador: Capella Aa se transformará en una súper gigante roja y engullirá a su compañera Ab y ésta a su vez le arrancará el gas de sus capas externas: se convertirán en un sistema binario de contacto. La transferencia de material de una estrella a otra frenará la evolución de Aa y a causa del material “robado”, Capella Ab acelerará su propio envejecimieno.
¡QUÉ BONITA FAMILIA! (a pesar de los arrimados)
Además de Capella B –que resultó ser “cachirul”, otras estrellas aparecen también casualmente alineadas con Capella A y no guardan ninguna relación con ella. A pesar de esto, han sido “adoptadas” con los siguientes nombres: Capella C, D, E, F y G. Existe todavía otra: Capella H y ésta –como se indicó antes- ofreció indicios que persuadieron a los astrónomos de su verdadera relación con Capella A. Y Capella H tampoco está sola ¡Se trata también de un sistema binario! Las identificaremos como Capella H y Capella L, un par de estrellas débiles y frías: enanas rojas que se orbitan mutuamente y que distan –parece ser- unas 10,000 unidades astronómicas de Capella Aa y Ab.
SISTEMA CAPELLA H y L
Su distancia aproximada es de 45 años-luz o menos, lo cual las pone en segundo plano, atrás de Capella Aa y Ab. Son estrellas muy tenues, de magnitudes visuales 10.1 y 13.7. Ambas son estrellas de tipo espectral M (M1 y M5)… en resumidas cuentas: enanas, débiles, frías (3700 kelvin) y rojas. Esto se debe a la poca masa que contienen (0.5 y 0.2 veces la masa del Sol), material que está confinado -en cada caso- a una esfera pequeña, con un diámetro apenas de la mitad de nuestro Sol. Toda su luz –incluyendo formas de radiación no visibles- equivale a sólo el 5% de la luz del Sol. Cada 388 años, aproximadamente, completan una órbita alrededor de su centro de masas.
El sistema múltiple Capella Aa, Ab, H y L pertenecen al “Grupo dinámico Hyades” llamadas así porque siguen al parecer, la misma trayectoria que las Hyades a través de la Galaxia.
Otros nombres de Capella son Alpha Aurigae, Alhajoth, Hokulei, 13 Aurigae, ADS 3841 AP, BD+45°1077, CCDM J05168+4559AP, FK5 193, GC 6427, GJ 194, HD 34029, HIP 24608, HR 1708, IDS 05093+4554 AP, LTT 11619, NLTT 14766, PPM 47925, SAO 40186, WDS 05167+4600Aa/Ab
Además de todo, Capella Aa probablemente sea una estrella variable de tipo RS CVn, es decir, que la actividad en su cromosfera es tan intensa, que presenta cambios en su brillo.
Las coordenadas de Capella son:
Ascensión Recta 05 horas 16 minutos
Declinación +45° 59′
Imágenes de apoyo
Localización de Capella en Auriga
http://www.earthsky.org/images/17652.jpg
Mapa de Auriga y posición de Capella por la Unión Astronómica Internacional & Sky Publishing
http://www.iau.org/public/constellations/#aur
Grabado de constelación Aurigae y Capella en Urania's Mirror (1825)
http://www.constellationsofwords.com/images/Aurip.JPG
Zodíaco de Denderah (¿Dónde está Capella/gato momificado?)
http://www.bibliotecapleyades.net/egipto/imagenes/egipto_colonia_5.jpg
Fotografía de Capella por Pavel Vabroušek
http://www.vabrousek.cz/astroforum/20090324%20Capella%20120s%20copy%20FLT%20+%20TSRR%201200px.jpg
Capella por Observatorio Espacial Chandra (Rayos X)
http://space.mit.edu/CSR/capella.html
Capella Aa y Ab por Mullard Radio Astronomy Observatory
http://www.solstation.com/stars2/capella4.gif
William Wallace Campbell, el primero en estudiar el espectro de Capella
http://www.phys-astro.sonoma.edu/BruceMedalists/Campbell/campbell.jpg
Órbita de Capella Ab alrededor de Capella Aa
http://stars.astro.illinois.edu/sow/capella.jpg
Ilustración de Capella Aa, Ab, H y L por Drew Taylor
http://farm5.static.flickr.com/4111/5205404302_c2b626f0c9_z.jpg
Sitios consultados y bibliografía
http://stars.astro.illinois.edu/sow/capella.html
http://www.earthsky.org/tonightpost/brightest-stars/capella-is-the-stellar-beacon-of-auriga-the-charioteer
http://en.wikipedia.org/wiki/Capella_(star) (Nota: contiene algunas incongruencias)
http://www.solstation.com/stars2/capella4.htm
Allen, Richard Hinckley (1963). Star Names: Their Lore and Meaning (revised edition). Dover. ISBN 0-486-21079-0
Kaler, Jim (2002). The Hundred Greatest Stars. Copernicus Books. ISBN 0-387-95436-8
Hartkopf, W. I. & Mason, B. D. (2008). Sixth Catalog of Orbits of Binary Stars, US Naval Observatory
Branham, R. L. (2008) The Astronomical Journal, vol. 136, p. 963.
*-*-*-*
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.
*-*-*-*
Sociedad Astronómica del Planetario Alfa
ASTRONOMOS.ORG
pablo@astronomos.org
www.astronomos.org
Cada año, el 24 de enero, Capella transita el meridiano aproximadamente a las 21:00 horas.
Capella es la estrella más destacada de la constelación de Auriga (El Cochero). Es visible en el hemisferio norte celeste, 45 grados al norte del ecuador celeste. No hay estrella invernal más luminosa que Capella en el hemisferio norte celeste y es la sexta estrella más brillante del cielo. Además, se cuenta entre las 3 estrellas más brillantes del hemisferio norte celeste, incluyendo a Arcturus (en Boötes) visible en primavera y a Vega (en Lyra), visible en verano.
CAPELLA A LOS OJOS DE DISTINTAS CULTURAS
A diferencia de muchas estrellas cuyo nombre tiene un origen árabe, Capella es una palabra latina –herencia de los romanos- que significa la cabra (hembra). A la vez, Capella aparece acompañada hacia el sur por un par de estrellas (Eta y Zeta Aurigae) conocidas popularmente como “Los Cabritos”.
Capella la pequeña cabra, según narra Ptolomeo (siglo II) es una cabra que el conductor del vehículo tirado por caballos, cargaba sobre su hombro (alguna vez me tocó ver gente llevando gallinas en un camión, pero esto –honestamente- es nuevo para mí) Los romanos de antaño contaban que no se trataba de una cabra cualquiera, sino de la que amamantó al mismísimo Júpiter, mientras era escondido de su progenitor caníbal. La cabra se llamaba Amalthea.
Capella es tan brillante, que no pasó desapercibida para muchísimas culturas, y por mencionar algunos ejemplos:
Aparentemente hay referencia de ella en una antigua inscripción de Acadia (siglo XX a. C.)
En la literatura inglesa es descrita como “La Estrella del Pastor”
Los árabes la llamaron “Al-Rākib” (el conductor o el que guía) correspondiente al nombre de la constelación completa. Algunas leyendas señalan que éste conduce un hato de camellos (¡Las Pléyades!)
Los incas la llamaron Colca.
Los hawaianos la conocen como “Hoke-lei” (corona de estrellas)
Los beduinos, nómadas del Neguev y el Sinaí, usaban a Capella y los Cabritos como apuntadoras de las Pléyades.
En la mitología Hindú, Capella es el corazón de Brama
En la mitología australiana de los aborígenes Booroung, Capella era Purra, el canguro que persiguó y dio muerte a Yurree y Wanjel (Castor y Pollux)
En cuanto a imaginación los egipcios no se quedaron atrás. Richard Hinckley Allen (reconocidísimo autor) asegura que Capella aparece en el Zodíaco de Denderah como un ¡gato momificado! Pero (odiosos como podemos ser los escépticos) tengo mis dudas, pues el gato momificado es diminuto y aparece sostenido por un hombre; y sobre la cabeza de ese hombre hay un borrego echado. ¿Sería posible que el borrego echado sea Capella?
TANTA INFORMACIÓN EN UN RAYITO DE LUZ
Entre 1896 y 1897, el astrónomo norteamericano William Wallace Campbell echó mano de una novedosa técnica – la espectroscopia- para analizar la luz de Capella y en 1899 se anunció que el espectro observado correspondía a dos estrellas, no a una sola. Luego, en 1914, el astrónomo finlandés Ragnar Furuhjelm encontró la débil señal de una compañera adicional. En 1936 el astrónomo norteamericano Carl Leo Stearns detectó una posible duplicidad y ese mismo año el astrónomo holandés Gerard P Kuiper lo confirmó. Así, Capella es un sistema cuádruple.
Mediante la interferometría –técnica que en 1919 también estaba “en pañales”- John Anderson y Francis Pease del Observatorio de Monte Wilson hicieron las primeras mediciones fuera del Sistema Solar y tuvieron éxito en detectar por vez primera y directamente la separación entre las dos estrellas de Capella. En 1920, publicaron los resultados. En 1994 se utilizó nuevamente el Observatorio de Monte Wilson con un interferómetro mucho más moderno y se refinó la trayectoria de ambas estrellas. Un año después, en 1995, Capella se convirtió en el primer objeto celeste en ser fotografiado mediante la aplicación de un interferómetro alimentado por elementos ópticos independientes: un experimento muy sofisticado con un grado de dificultad enorme, realizado en el Cambridge Optical Aperture Synthesis Telescope.
CARACTERÍSTICAS DE CAPELLA
El color de Capella –derivado de una temperatura promedio de 5300 kelvin- nos recuerda mucho al Sol mismo: su luz es blanca/amarilla. Ninguna otra estrella de brillo similar está tan cerca de Polaris, la estrella del Norte: su magnitud visual promedio es de 0.08. Si aclaramos que son valores promedio, es porque Capella no es una sola estrella, sino varias. Capella consiste en un sistema múltiple que no puede ser resuelto (es decir, discernido) con telescopios convencionales. Sólo mediante una sofisticada técnica -la interferometría- y por medio del Telescopio Espacial Hubble, ha sido posible observar por separado las estrellas de este sistema múltiple.
Si bien ahora sabemos que Capella es auténticamente múltiple, en un principio se le relacionó erróneamente con una estrella de fondo y éstas recibieron el nombre de Capella A y Capella B. Como consecuencia de este “resbalón”, cuando se descubrió posteriormente que Capella A sí era múltiple de verdad, sus componentes fueron clasificadas como Capella Aa y Capella Ab.
Con una magnitud de 0.76, Capella Aa es la estrella más brillante del par. Su tipo espectral es G8III ¡Qué interesante! Es casi el mismo tipo que el Sol, pero 13 veces más grande y menos caliente (4900 kelvin). Por otro lado, Capella Ab tiene una magnitud visual de 0.91 y su tipo espectral es G0, también es gigante -8 veces mayor que el Sol- y posee casi la misma temperatura superficial que el astro rey: 5700 kelvin. Respecto a Capella Ab, existe la discusión si debería ser clasificada como una estrella tipo K.
A pesar de que ambas estrellas tienen una temperatura ligeramente menor que el Sol (cada metro cuadrado de sus superficies produce menos calor y luz que nuestra estrella), sus diámetros son tan grandes, que –colectivamente- producen mucha más luz que el Sol: Capella Aa y Ab emiten tanta luz como 93 y 64 soles, respectivamente. De acuerdo con la teoría de evolución estelar y con los datos arriba mencionados, se deduce entonces que contienen una masa de 3 y 2.5 masas solares, y que en su “juventud” fueron estrellas enanas –como el Sol- pero mucho más calientes: estrellas de tipo espectral B. Con una edad que probablemente sobrepasa los 450 millones de años, las dos estrellas están ahora en una etapa de transición: esto es, cuando el núcleo se dispone a producir carbono y oxígeno a partir del helio. La más masiva –Capella Aa- lleva un paso adelante, se ha puesto más “gorda” y envejecerá más prematuramente que su vecina Ab.
Sería un espectáculo poder ver la danza de Capella Aa y Ab orbitándose mutuamente, describiendo un círculo casi perfecto cada 104 días, separados por 0.72 unidades astronómicas. Curiosamente, esta es la misma distancia que existe entre el Sol y Venus. Puesto que nos separan poco más de 42 años-luz hasta Capella, es imposible ver la pareja directamente: con cualquier telescopio nuestros ojos sólo ven un puntito de luz amarilla, muy brillante. Capella se aleja de nuestro Sistema Solar a 29 km/s.
Conocer la distancia entre ambas estrellas y su período orbital es de gran importancia, pues permite a los astrónomos calcular con gran precisión la masa de cada estrella y como la masa inferida de este sistema es de 3 y 2.5 masas solares, los astrónomos celebran su comprensión de la evolución estelar. Llegaron a las mismas conclusiones a través de métodos distintos.
La evolución precipitada de Capella Aa ha disminuido su velocidad de rotación, completando una vuelta sobre sí misma en menos de 220 días, a 3 km/s en el ecuador. -Sí, ya se ¿Qué tienen de lentos 3 km/s? ¡Ni Supermán en sus mejores tiempos! Pero es que no estamos hablando de gente, sino de estrellas. Nada menos, la vecina Capella Ab tiene un período de rotación menor a ¡11 días! desplazando su ecuador a 36 km/s. Esa estrella sí sabe “mover el bote”. Con todo, al lado de otras estrellas, las componentes de Capella son meras aficionadas: recordemos que estrellas como Pleione –en las Pléyades- giran a casi 330 km/s.
Al igual que el Sol, la rotación de estas estrellas –y particularmente, de la que lo hace más velozmente- produce actividad magnética importante, así que sus coronas emiten copiosamente rayos X: radiación electromagnética de alta energía.
El destino de este sistema es cautivador: Capella Aa se transformará en una súper gigante roja y engullirá a su compañera Ab y ésta a su vez le arrancará el gas de sus capas externas: se convertirán en un sistema binario de contacto. La transferencia de material de una estrella a otra frenará la evolución de Aa y a causa del material “robado”, Capella Ab acelerará su propio envejecimieno.
¡QUÉ BONITA FAMILIA! (a pesar de los arrimados)
Además de Capella B –que resultó ser “cachirul”, otras estrellas aparecen también casualmente alineadas con Capella A y no guardan ninguna relación con ella. A pesar de esto, han sido “adoptadas” con los siguientes nombres: Capella C, D, E, F y G. Existe todavía otra: Capella H y ésta –como se indicó antes- ofreció indicios que persuadieron a los astrónomos de su verdadera relación con Capella A. Y Capella H tampoco está sola ¡Se trata también de un sistema binario! Las identificaremos como Capella H y Capella L, un par de estrellas débiles y frías: enanas rojas que se orbitan mutuamente y que distan –parece ser- unas 10,000 unidades astronómicas de Capella Aa y Ab.
SISTEMA CAPELLA H y L
Su distancia aproximada es de 45 años-luz o menos, lo cual las pone en segundo plano, atrás de Capella Aa y Ab. Son estrellas muy tenues, de magnitudes visuales 10.1 y 13.7. Ambas son estrellas de tipo espectral M (M1 y M5)… en resumidas cuentas: enanas, débiles, frías (3700 kelvin) y rojas. Esto se debe a la poca masa que contienen (0.5 y 0.2 veces la masa del Sol), material que está confinado -en cada caso- a una esfera pequeña, con un diámetro apenas de la mitad de nuestro Sol. Toda su luz –incluyendo formas de radiación no visibles- equivale a sólo el 5% de la luz del Sol. Cada 388 años, aproximadamente, completan una órbita alrededor de su centro de masas.
El sistema múltiple Capella Aa, Ab, H y L pertenecen al “Grupo dinámico Hyades” llamadas así porque siguen al parecer, la misma trayectoria que las Hyades a través de la Galaxia.
Otros nombres de Capella son Alpha Aurigae, Alhajoth, Hokulei, 13 Aurigae, ADS 3841 AP, BD+45°1077, CCDM J05168+4559AP, FK5 193, GC 6427, GJ 194, HD 34029, HIP 24608, HR 1708, IDS 05093+4554 AP, LTT 11619, NLTT 14766, PPM 47925, SAO 40186, WDS 05167+4600Aa/Ab
Además de todo, Capella Aa probablemente sea una estrella variable de tipo RS CVn, es decir, que la actividad en su cromosfera es tan intensa, que presenta cambios en su brillo.
Las coordenadas de Capella son:
Ascensión Recta 05 horas 16 minutos
Declinación +45° 59′
Imágenes de apoyo
Localización de Capella en Auriga
http://www.earthsky.org/images/17652.jpg
Mapa de Auriga y posición de Capella por la Unión Astronómica Internacional & Sky Publishing
http://www.iau.org/public/constellations/#aur
Grabado de constelación Aurigae y Capella en Urania's Mirror (1825)
http://www.constellationsofwords.com/images/Aurip.JPG
Zodíaco de Denderah (¿Dónde está Capella/gato momificado?)
http://www.bibliotecapleyades.net/egipto/imagenes/egipto_colonia_5.jpg
Fotografía de Capella por Pavel Vabroušek
http://www.vabrousek.cz/astroforum/20090324%20Capella%20120s%20copy%20FLT%20+%20TSRR%201200px.jpg
Capella por Observatorio Espacial Chandra (Rayos X)
http://space.mit.edu/CSR/capella.html
Capella Aa y Ab por Mullard Radio Astronomy Observatory
http://www.solstation.com/stars2/capella4.gif
William Wallace Campbell, el primero en estudiar el espectro de Capella
http://www.phys-astro.sonoma.edu/BruceMedalists/Campbell/campbell.jpg
Órbita de Capella Ab alrededor de Capella Aa
http://stars.astro.illinois.edu/sow/capella.jpg
Ilustración de Capella Aa, Ab, H y L por Drew Taylor
http://farm5.static.flickr.com/4111/5205404302_c2b626f0c9_z.jpg
Sitios consultados y bibliografía
http://stars.astro.illinois.edu/sow/capella.html
http://www.earthsky.org/tonightpost/brightest-stars/capella-is-the-stellar-beacon-of-auriga-the-charioteer
http://en.wikipedia.org/wiki/Capella_(star) (Nota: contiene algunas incongruencias)
http://www.solstation.com/stars2/capella4.htm
Allen, Richard Hinckley (1963). Star Names: Their Lore and Meaning (revised edition). Dover. ISBN 0-486-21079-0
Kaler, Jim (2002). The Hundred Greatest Stars. Copernicus Books. ISBN 0-387-95436-8
Hartkopf, W. I. & Mason, B. D. (2008). Sixth Catalog of Orbits of Binary Stars, US Naval Observatory
Branham, R. L. (2008) The Astronomical Journal, vol. 136, p. 963.
*-*-*-*
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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domingo, enero 23, 2011
VUELTA AL CIELO EN 365 NOCHES ENERO 23: RIGEL
Por Pablo Lonnie Pacheco Railey
Sociedad Astronómica del Planetario Alfa
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Cada año, el 23 de enero, Rigel transita el meridiano aproximadamente a las 21:00 horas.
Rigel es una estrella del hemisferio norte celeste. Se localiza 8 grados al sur del ecuador celeste en la constelación de Orion. Indica la rodilla más brillante del gran cazador celeste.
Rigel es la estrella más brillante en la constelación de Orion y sin embargo, fue clasificada por Johann Bayer (1603) con el nombre de Beta Orionis, poniéndola en “segundo” lugar. ¿Por qué la súper gigante roja Betelgeuse la ha despojado de este honor? La verdad es que típicamente Rigel es la estrella más brillante, sin embargo y siendo Betelgeuse una estrella variable, su luminosidad alcanza a ser -muy ocasionalmente- mayor que la de Rigel. Probablemente cuando Betelgeuse fue nombrada Alpha Orionis, era porque le estaba ganando a Rigel en brillo “por una nariz”. Las dos rivalizan en ser la estrella más brillante en nuestra región de la Vía Láctea.
Pero Rigel no se amedrenta: es una estrella súper gigante azul y ocupa el séptimo lugar entre las estrellas más brillantes del cielo (Algunos la sitúan como la sexta… cosas así suceden cuando nos topamos con estrellas variables). Su nombre se deriva de una frase árabe que significa “el pie del que está en el centro (Orion)”. Orion posa su pie izquierdo Rigel sobre la estrella Cursa (Beta Eridani), en la vecina constelación de Eridanus. No debemos confundir el pie de Orion (Rigel) con el pie de Centaurus (Rigel Kentaurus o Rigil Kentaurus).
Un nombre alterno de Rigel, y poco usado, es Algebar (de otro nombre árabe que significa “el pie del gigante”) Los chinos la identificaban como la “séptima de las tres estrellas” (suena confuso, ¿cierto?) Se refiere al cinturón de Orión, al que fueron agregadas posteriormente las estrellas que dibujan sus hombros y sus pies. Los aborígenes de la tribu Wotjobaluk en Australia decían que Rigel era Yerrerdet-kurrk, suegra de un joven llamado Totyerguil, representado por la estrella Altair. Y así como Altair es una estrella de verano y Rigel de invierno; y no se ven juntas en el cielo, Yerrerdet-kurrk y Totyerguil no se podían ver “ni en pintura”.
Una simpática leyenda noruega narra que Orwandil (Orion) viajaba al lado de Thor y mientras cruzaba un río de gélidas aguas, se atoró a medio camino y se le congeló el dedo gordo del pie. Thor liberó a su infortunado amigo, rompiendo el dedo de un golpe y arrojándolo al cielo (al dedo, no al amigo), donde se convirtió en Rigel.
CARACTERÍSTICAS DE RIGEL
La distancia a Rigel es algo mayor que 800 años-luz, algunos precisando la cifra en 860 años-luz tras el último análisis de los datos que arrojó la sonda HIPPARCOS de la Agencia Espacial Europea. Rigel reside en un sector de la Galaxia conocido como el ramal (o espolón) de Orion. Habrá quien lo refiera como el “brazo” de Orion, pero se trata en realidad de un segmento relativamente corto. En su movimiento por la Vía Láctea , Rigel se aleja del Sol a una velocidad de casi 21 km/s.
Comparada con el Sol, se estima que Rigel posee una masa 17 ó 18 veces mayor. Su tamaño ha podido ser medido directamente y corresponde a un diámetro equivalente a 73 soles. La temperatura en su superficie es de 11,500 kelvin y como consecuencia se clasifica como una estrella de tipo espectral es B8Iab (es decir, se cuenta entre las estrellas más calientes de la Galaxia). Su luminosidad (incluyendo formas de luz no visibles) es hasta 85,000 veces más resplandeciente que el Sol. Sobra decir que si la tuviéramos tan cerca como el astro rey, la vida sería imposible en la Tierra (Incluso, aún si nos alejáramos tanto como Plutón). Su magnitud aparente es de 0.18, si bien su luz ofrece fluctuaciones entre 0.03 y 0.3 magnitudes cada 22 a 25 días, aproximadamente.
Rigel es una estrella muy jovencita, con apenas 10 millones de años en secuencia principal, es decir transformando hidrógeno en helio; y a pesar de la abrumadora temperatura y presión a la que su núcleo está sujeto, el helio almacenado no ha “prendido” aún, pero no pasará mucho tiempo antes de que el helio también participe con su propia ronda de fusiones nucleares. Cuando esto suceda, Rigel se expandirá aún más, siguiendo los pasos de Betelgeuse y entonces, Orion exhibirá su segunda estrella súper gigante roja.
El helio se transformará en carbono, se volverá una estrella variable, su temperatura central se incrementará aún más y en menos de un millón de años (un suspiro en la escala de tiempo estelar), habrá producido elementos aún más pesados, hasta llegar al hierro y finalmente estallará violentamente en forma de supernova.
Si la masa de Rigel es menor a la estimada –digamos, unas 14 masas solares- entonces las posibilidades serían fascinantes: significaría que Rigel ya pasó por la etapa de gigante roja y está en un período de colapso previo a supernova. En cualquier caso, de estallar no se escapa, y cuando lo haga, habrá de brillar en el cielo más que ninguna otra estrella, arrojando una luz semejante a la de la Luna en Cuarto Creciente.
Estudios espectroscópicos revelan que Rigel está envuelta en una nube de gas, expulsada por la misma estrella y arrastrada por sus poderosos vientos estelares.
Como casi todas las estrellas que vemos en el cielo a simple vista, Rigel no es un sistema de una sola estrella: ¡tiene compañera! Uno de los primeros en notar la duplicidad de Rigel fue F. G. Wilhelm Struve, alrededor de 1831, si bien la primera medición se realizó en 1822. Rigel B es una estrella de magnitud 7, de manera que debería ser fácil encontrarla desde la ciudad con unos simples binoculares, sin embargo, Rigel A es 500 veces más brillante y la separación entre ambas es ínfima (9 segundos de arco) que resulta muy difícil de ver, aún con telescopio. La separación real entre ambas es de unos 2500 unidades astronómicas (La separación entre el Sol y la Tierra es 1 unidad astronómica), de manera que su período no puede ser menor de 25,000 años. Estudios espectroscópicos revelan aún más: la estrella B es en realidad BC, es decir, un apretado par de estrellas que también se orbitan mutuamente, con un período de 400 años y
separadas por tan sólo 100 unidades astronómicas (apenas el doble de la distancia que hay entre el Sol y Plutón). Ambas son muy calientes también –su tipo espectral es B- pero no son tan masivas como Rigel. Algunas fuentes sugieren una cercanía mucho mayor entre ambas estrellas y un período menor a 10 días, sin embargo, para este artículo hemos adoptado los datos más recientes (Kaler, 2009).
La separación entre Rigel A y B deben ser aparente con un telescopio de 150mm (6”) a 200mm (8”) de apertura. También es visible en telescopios menores, con mayor dificultad. Para encontrar a Rigel B, toma en cuenta que su ángulo de posición es de 204 grados, es decir, se encuentra casi directamente hacia el sur y un poco al oeste. El ángulo de posición se mide alrededor de la estrella principal, contando a partir del norte -0°- y pasando por el este -90°-. Siendo una estrella tan brillante, debes tener cuidado de no dejarte engañar por el reflejo de Rigel sobre tu propio ojo.
¿Ya acabamos? ¡No tan rápido!
Rigel D es la cuarta estrella del sistema (si bien algunos cuestionan su relación con Rigel A) separada por 44 segundos de arco. Es una tímida estrella fría y naranja, de poca masa (tipo espectral K). Desde una distancia de 11,500 unidades astronómicas, Rigel D demoraría alrededor de 250,000 años en completar una órbita alrededor del trío central.
Se sospecha que –tras el encuentro con otras estrellas masivas- tanto Betelgeuse como Rigel fueron catapultadas hacia fuera de la espada de Orión, donde residiría su nido de formación estelar, o puesto en términos humanos, su cuna de nacimiento. De confirmarse esto, Rigel pertenece a la asociación de estrellas tipo OB que comparten una edad más o menos similar y un origen común, entre las constelaciones de Taurus y Orion (Asociación Taurus-Orion R1).
A pesar de estar separadas por una distancia de 40 años-luz, una nube de polvo interestelar es iluminada por Rigel, y dispersa su luz azul tan eficientemente como lo hace nuestra atmósfera con la luz del Sol. Se trata de la nebulosa Cabeza de Bruja (IC 2118), que hace su tenebrosa aparición sólo en fotografías de larga exposición.
Rigel es una estrella crucial para la navegación por medio de las estrellas, tanto por su brillo como por su cercanía al ecuador celeste. Su posición la hace ideal para ser localizada desde cualquier mar del mundo.
Las coordenadas de Rigel son:
Ascensión Recta 05 horas 14 minutos
Declinación − 08° 12′
Otros nombres de Rigel son:
Beta Orionis, Algebar, Elgebar, 19 Ori, HD 34085, HR 1713, HIP 24436, SAO 131907, TD1 4253
Imágenes de apoyo
Mapa de localización de Rigel
http://www.earthsky.org/images/17668.jpg
Comparación del tamaño de Rigel Vs. el Sol
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/0c/Rigel_sun_comparision.png
Fotografía de Rigel y la nebulosa cabeza de Bruja por Bobby Middleton
http://www.koyote.com/users/bobm/witchhead.htm
Fotografía de Rigel en WIKISKY
http://www.wikisky.org/?ra=4.256666666666671&de=51.21666666666668&zoom=6&show_grid=1&show_constellation_lines=1&show_constellation_boundaries=1&show_const_names=0&show_galaxies=1&img_source=DSS2
Ilustración de Rigel A, B y C
http://novacelestia.com/images/binary_starsystems_rigel.html
Sitios consultados y bibliografía
http://stars.astro.illinois.edu/sow/rigel.html sitio de de Jim Kaler
http://en.wikipedia.org/wiki/Rigel Wikipedia
http://www.earthsky.org/tonightpost/brightest-stars/blue-white-rigel-is-orions-brightest-star
http://www.theskyscrapers.org/content5687.html Sitio de Glenn Chaple
Allen, Richard Hinckley (1963). Star Names: Their Lore and Meaning (revised edition). Dover. pp. 312-313. ISBN 0-486-21079-0
Webb, Edmund J. (1987). Los nombres de las estrellas (tercera reimpresión). Fondo de Cultura Económica ISBN 968-16-1160-8
Harrington, Philip S. (1997). The Deep Sky: an introduction. Sky Publishing Corporation. ISBN 0-933346-80-8
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
Kaler, Jim (2002). The Hundred Greatest Stars. Copernicus Books. ISBN 0-387-95436-8
Moore, Patrick. (1987). Astronomer’s stars. Routledge & Kegan Paul, London. ISBN 0-7102-1287-9
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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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Cada año, el 23 de enero, Rigel transita el meridiano aproximadamente a las 21:00 horas.
Rigel es una estrella del hemisferio norte celeste. Se localiza 8 grados al sur del ecuador celeste en la constelación de Orion. Indica la rodilla más brillante del gran cazador celeste.
Rigel es la estrella más brillante en la constelación de Orion y sin embargo, fue clasificada por Johann Bayer (1603) con el nombre de Beta Orionis, poniéndola en “segundo” lugar. ¿Por qué la súper gigante roja Betelgeuse la ha despojado de este honor? La verdad es que típicamente Rigel es la estrella más brillante, sin embargo y siendo Betelgeuse una estrella variable, su luminosidad alcanza a ser -muy ocasionalmente- mayor que la de Rigel. Probablemente cuando Betelgeuse fue nombrada Alpha Orionis, era porque le estaba ganando a Rigel en brillo “por una nariz”. Las dos rivalizan en ser la estrella más brillante en nuestra región de la Vía Láctea.
Pero Rigel no se amedrenta: es una estrella súper gigante azul y ocupa el séptimo lugar entre las estrellas más brillantes del cielo (Algunos la sitúan como la sexta… cosas así suceden cuando nos topamos con estrellas variables). Su nombre se deriva de una frase árabe que significa “el pie del que está en el centro (Orion)”. Orion posa su pie izquierdo Rigel sobre la estrella Cursa (Beta Eridani), en la vecina constelación de Eridanus. No debemos confundir el pie de Orion (Rigel) con el pie de Centaurus (Rigel Kentaurus o Rigil Kentaurus).
Un nombre alterno de Rigel, y poco usado, es Algebar (de otro nombre árabe que significa “el pie del gigante”) Los chinos la identificaban como la “séptima de las tres estrellas” (suena confuso, ¿cierto?) Se refiere al cinturón de Orión, al que fueron agregadas posteriormente las estrellas que dibujan sus hombros y sus pies. Los aborígenes de la tribu Wotjobaluk en Australia decían que Rigel era Yerrerdet-kurrk, suegra de un joven llamado Totyerguil, representado por la estrella Altair. Y así como Altair es una estrella de verano y Rigel de invierno; y no se ven juntas en el cielo, Yerrerdet-kurrk y Totyerguil no se podían ver “ni en pintura”.
Una simpática leyenda noruega narra que Orwandil (Orion) viajaba al lado de Thor y mientras cruzaba un río de gélidas aguas, se atoró a medio camino y se le congeló el dedo gordo del pie. Thor liberó a su infortunado amigo, rompiendo el dedo de un golpe y arrojándolo al cielo (al dedo, no al amigo), donde se convirtió en Rigel.
CARACTERÍSTICAS DE RIGEL
La distancia a Rigel es algo mayor que 800 años-luz, algunos precisando la cifra en 860 años-luz tras el último análisis de los datos que arrojó la sonda HIPPARCOS de la Agencia Espacial Europea. Rigel reside en un sector de la Galaxia conocido como el ramal (o espolón) de Orion. Habrá quien lo refiera como el “brazo” de Orion, pero se trata en realidad de un segmento relativamente corto. En su movimiento por la Vía Láctea , Rigel se aleja del Sol a una velocidad de casi 21 km/s.
Comparada con el Sol, se estima que Rigel posee una masa 17 ó 18 veces mayor. Su tamaño ha podido ser medido directamente y corresponde a un diámetro equivalente a 73 soles. La temperatura en su superficie es de 11,500 kelvin y como consecuencia se clasifica como una estrella de tipo espectral es B8Iab (es decir, se cuenta entre las estrellas más calientes de la Galaxia). Su luminosidad (incluyendo formas de luz no visibles) es hasta 85,000 veces más resplandeciente que el Sol. Sobra decir que si la tuviéramos tan cerca como el astro rey, la vida sería imposible en la Tierra (Incluso, aún si nos alejáramos tanto como Plutón). Su magnitud aparente es de 0.18, si bien su luz ofrece fluctuaciones entre 0.03 y 0.3 magnitudes cada 22 a 25 días, aproximadamente.
Rigel es una estrella muy jovencita, con apenas 10 millones de años en secuencia principal, es decir transformando hidrógeno en helio; y a pesar de la abrumadora temperatura y presión a la que su núcleo está sujeto, el helio almacenado no ha “prendido” aún, pero no pasará mucho tiempo antes de que el helio también participe con su propia ronda de fusiones nucleares. Cuando esto suceda, Rigel se expandirá aún más, siguiendo los pasos de Betelgeuse y entonces, Orion exhibirá su segunda estrella súper gigante roja.
El helio se transformará en carbono, se volverá una estrella variable, su temperatura central se incrementará aún más y en menos de un millón de años (un suspiro en la escala de tiempo estelar), habrá producido elementos aún más pesados, hasta llegar al hierro y finalmente estallará violentamente en forma de supernova.
Si la masa de Rigel es menor a la estimada –digamos, unas 14 masas solares- entonces las posibilidades serían fascinantes: significaría que Rigel ya pasó por la etapa de gigante roja y está en un período de colapso previo a supernova. En cualquier caso, de estallar no se escapa, y cuando lo haga, habrá de brillar en el cielo más que ninguna otra estrella, arrojando una luz semejante a la de la Luna en Cuarto Creciente.
Estudios espectroscópicos revelan que Rigel está envuelta en una nube de gas, expulsada por la misma estrella y arrastrada por sus poderosos vientos estelares.
Como casi todas las estrellas que vemos en el cielo a simple vista, Rigel no es un sistema de una sola estrella: ¡tiene compañera! Uno de los primeros en notar la duplicidad de Rigel fue F. G. Wilhelm Struve, alrededor de 1831, si bien la primera medición se realizó en 1822. Rigel B es una estrella de magnitud 7, de manera que debería ser fácil encontrarla desde la ciudad con unos simples binoculares, sin embargo, Rigel A es 500 veces más brillante y la separación entre ambas es ínfima (9 segundos de arco) que resulta muy difícil de ver, aún con telescopio. La separación real entre ambas es de unos 2500 unidades astronómicas (La separación entre el Sol y la Tierra es 1 unidad astronómica), de manera que su período no puede ser menor de 25,000 años. Estudios espectroscópicos revelan aún más: la estrella B es en realidad BC, es decir, un apretado par de estrellas que también se orbitan mutuamente, con un período de 400 años y
separadas por tan sólo 100 unidades astronómicas (apenas el doble de la distancia que hay entre el Sol y Plutón). Ambas son muy calientes también –su tipo espectral es B- pero no son tan masivas como Rigel. Algunas fuentes sugieren una cercanía mucho mayor entre ambas estrellas y un período menor a 10 días, sin embargo, para este artículo hemos adoptado los datos más recientes (Kaler, 2009).
La separación entre Rigel A y B deben ser aparente con un telescopio de 150mm (6”) a 200mm (8”) de apertura. También es visible en telescopios menores, con mayor dificultad. Para encontrar a Rigel B, toma en cuenta que su ángulo de posición es de 204 grados, es decir, se encuentra casi directamente hacia el sur y un poco al oeste. El ángulo de posición se mide alrededor de la estrella principal, contando a partir del norte -0°- y pasando por el este -90°-. Siendo una estrella tan brillante, debes tener cuidado de no dejarte engañar por el reflejo de Rigel sobre tu propio ojo.
¿Ya acabamos? ¡No tan rápido!
Rigel D es la cuarta estrella del sistema (si bien algunos cuestionan su relación con Rigel A) separada por 44 segundos de arco. Es una tímida estrella fría y naranja, de poca masa (tipo espectral K). Desde una distancia de 11,500 unidades astronómicas, Rigel D demoraría alrededor de 250,000 años en completar una órbita alrededor del trío central.
Se sospecha que –tras el encuentro con otras estrellas masivas- tanto Betelgeuse como Rigel fueron catapultadas hacia fuera de la espada de Orión, donde residiría su nido de formación estelar, o puesto en términos humanos, su cuna de nacimiento. De confirmarse esto, Rigel pertenece a la asociación de estrellas tipo OB que comparten una edad más o menos similar y un origen común, entre las constelaciones de Taurus y Orion (Asociación Taurus-Orion R1).
A pesar de estar separadas por una distancia de 40 años-luz, una nube de polvo interestelar es iluminada por Rigel, y dispersa su luz azul tan eficientemente como lo hace nuestra atmósfera con la luz del Sol. Se trata de la nebulosa Cabeza de Bruja (IC 2118), que hace su tenebrosa aparición sólo en fotografías de larga exposición.
Rigel es una estrella crucial para la navegación por medio de las estrellas, tanto por su brillo como por su cercanía al ecuador celeste. Su posición la hace ideal para ser localizada desde cualquier mar del mundo.
Las coordenadas de Rigel son:
Ascensión Recta 05 horas 14 minutos
Declinación − 08° 12′
Otros nombres de Rigel son:
Beta Orionis, Algebar, Elgebar, 19 Ori, HD 34085, HR 1713, HIP 24436, SAO 131907, TD1 4253
Imágenes de apoyo
Mapa de localización de Rigel
http://www.earthsky.org/images/17668.jpg
Comparación del tamaño de Rigel Vs. el Sol
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/0c/Rigel_sun_comparision.png
Fotografía de Rigel y la nebulosa cabeza de Bruja por Bobby Middleton
http://www.koyote.com/users/bobm/witchhead.htm
Fotografía de Rigel en WIKISKY
http://www.wikisky.org/?ra=4.256666666666671&de=51.21666666666668&zoom=6&show_grid=1&show_constellation_lines=1&show_constellation_boundaries=1&show_const_names=0&show_galaxies=1&img_source=DSS2
Ilustración de Rigel A, B y C
http://novacelestia.com/images/binary_starsystems_rigel.html
Sitios consultados y bibliografía
http://stars.astro.illinois.edu/sow/rigel.html sitio de de Jim Kaler
http://en.wikipedia.org/wiki/Rigel Wikipedia
http://www.earthsky.org/tonightpost/brightest-stars/blue-white-rigel-is-orions-brightest-star
http://www.theskyscrapers.org/content5687.html Sitio de Glenn Chaple
Allen, Richard Hinckley (1963). Star Names: Their Lore and Meaning (revised edition). Dover. pp. 312-313. ISBN 0-486-21079-0
Webb, Edmund J. (1987). Los nombres de las estrellas (tercera reimpresión). Fondo de Cultura Económica ISBN 968-16-1160-8
Harrington, Philip S. (1997). The Deep Sky: an introduction. Sky Publishing Corporation. ISBN 0-933346-80-8
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
Kaler, Jim (2002). The Hundred Greatest Stars. Copernicus Books. ISBN 0-387-95436-8
Moore, Patrick. (1987). Astronomer’s stars. Routledge & Kegan Paul, London. ISBN 0-7102-1287-9
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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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