lunes, febrero 28, 2011

101 Preguntas Clásicas de Astronomía: 21) ¿Que forma tiene el Universo?

Por: Antonio Sánchez Ibarra
Universidad de Sonora
Deprtamento de Investigación en Física
Área de Astronomía



021) ¿ Que forma tiene el Universo ?

Según los últimos hallazgos sobre el Universo efectuados en 1998 en relación a la expansión acelerada, la forma del Universo sería equivalente a la de una curvatura negativa, o algo similar a la superficie que vemos en una silla de montar. Se aclara que esto es una hipótesis aún.

Sin embargo, de acuerdo a los últimos estudios hechos en el año 2000 por BOOMERANG, el Universo sería plano en tres dimensiones. Esto parece ser una contradicción con la Relatividad. Sin embargo, el espacio-tiempo se curvaría "localmente" donde existiera materia, no siendo la masa total del Universo suficiente para curvarlo como una entidad.

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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, febrero 24, 2011

101 Preguntas Clásicas de Astronomía: 20) ¿Por que no se puede viajar más rápido que la luz?

Por: Antonio Sánchez Ibarra
Universidad de Sonora
Deprtamento de Investigación en Física
Área de Astronomía



020) ¿ Por qué no se puede viajar más rápido que la luz ?

Las Teorías especial y general de la Relatividad establecen que nada puede viajar a una velocidad igual a la de la luz en el vacío. Hay una serie de efectos tales como la dilatación del tiempo, la contracción de la longitud en la dirección de movimiento y la variación de la masa, los cuales nos revelan como no es posible alcanzar o rebasar tal velocidad límite.

Si queremos ver esto en una fórmula matemática muy sencilla e ilustrativa, considere la siguiente:

Gamma = 1/ radical 1- (v2/c2)

Donde Gamma es el valor que usted quiere determinar, como sería por ejemplo el tiempo en aceleración. Éste sería igual al tiempo en reposo sobre la raíz cuadrada de 1 menos el cociente del cuadrado de la velocidad del cuerpo (v) y el cuadrado de la velocidad de la luz (c). Si consideramos a la velocidad de la luz como la unidad (c=1) y la igualamos con la velocidad del cuerpo (v=1), ¿ cómo dividimos 1/0 ?


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101 Preguntas Clásicas de Astronomía: 19) ¿Afecta la actividad solar al clima?

Por: Antonio Sánchez Ibarra
Universidad de Sonora
Deprtamento de Investigación en Física
Área de Astronomía



019) ¿ Afecta la actividad solar al clima ?

Ciertamente el clima terrestre está condicionado en gran parte por el Sol. Sin embargo, hasta ahora no se ha podido establecer una relación directa e inmediata entre la actividad de nuestra estrella y el clima terrestre. El clima es muy complejo y no comprendemos todas las variables que intervienen en éste. Por consecuencia, es muy difícil discriminar los efectos locales para percibir los efectos externos, tales como la actividad solar y ver así sus efectos propios. Hay estudios serios sobre este tipo de relaciones y es probable que los mayores resultados que se lleguen a obtener sean sobre relaciones en grandes períodos de tiempo.

Por otra parte dentro de las variables climáticas, no están sólo aquellas acordes a la evolución que tiene nuestro planeta, sino también las provocadas por el hombre al devastar bosques y contaminar suelos, mares y atmósfera. Es tan importante este factor, que marcha actualmente a un ritmo más rápido que la evolución natural, provocando desajustes notables en el clima.

Los únicos efectos confirmados de la actividad solar sobre la Tierra son de tipo magnético. En las épocas de mayor actividad de manchas, se producen fenómenos energéticos conocidos como ráfagas, los cuales son eventos de reconexión magnética en sectores de manchas solares. Cuando se produce una ráfaga de gran magnitud, la temperatura puede incrementarse por segundos en esa región hasta los 40 millones de grados K con una expulsión colosal de energía. Tal energía, al llegar a la Tierra, produce alteraciones en el campo magnético de la Tierra, auroras boreales, interferencias en las comunicaciones de onda corta y saturación en los instrumentos de satélites. También las expulsiones de masa coronal, que son emisiones de millones de toneladas de gases que se producen de dos a tres veces al día como mínimo, afectan el campo magnético de nuestro planeta.

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101 Preguntas Clásicas de Astronomía: 18) ¿Para que sirve la astronomía?

Por: Antonio Sánchez Ibarra
Universidad de Sonora
Deprtamento de Investigación en Física
Área de Astronomía



018) ¿ Para qué sirve la Astronomía ?


Básicamente para aumentar nuestro conocimiento del Cosmos. No hay una aplicación práctica directa e inmediata del conocimiento astronómico hacia nuestra vida diaria. Sin embargo, las tecnologías que tienen que ser utilizadas para efectuar el trabajo astronómico como lo es el desarrollo de instrumentación y programación, sí tienen repercusión directa.

Abrir una enciclopedia o consultar tranquilamente un libro de cualquier tema, significa estar viendo en forma ordenada y acumulada un conocimiento que han reunido generaciones completas y en forma no fácil. Hacer investigación en Astronomía, como en cualquier otra ciencia, significa escribir un poco más en esos libros.

Por otra parte, la Astronomía ha sido esencial para conocer las leyes de la Física sin las cuales no existiría la tecnología moderna.

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jueves, febrero 17, 2011

101 Preguntas Clásicas de Astronomía: 17) ¿Por que no caen los satélites?

Por: Antonio Sánchez Ibarra
Universidad de Sonora
Deprtamento de Investigación en Física
Área de Astronomía



017) ¿ Por qué no caen los satélites ?

Los satélites sí caen. Lo que ocurre es que la superficie de la Tierra cae al mismo tiempo. Cuando un satélite es lanzado debe alcanzar una altura suficiente sobre la atmósfera de la Tierra y a una velocidad no inferior a 8 km/seg. Cumplidos estos dos requisitos, la propulsión del satélite es suspendida y éste comienza a caer, pero por la curvatura de la Tierra, la superficie caerá al mismo tiempo, manteniéndose el satélite girando en torno a ésta.

Sin embargo, la permanencia de un satélite en órbita depende, además de la velocidad, de la altura a la que sea colocado. Un satélite en órbita baja puede ser frenado lentamente por las partículas en el límite de la atmósfera provocando su reingreso a la misma y por lo tanto su destrucción como ocurrió con el laboratorio espacial Skylab en 1979. Este problema se agudiza durante las épocas de máxima actividad de manchas solares, ya que provoca que la atmósfera de la Tierra se expanda pudiendo alcanzar a satélites que están en órbita baja. Solo los satélites en órbitas altas pueden permanecer miles de años girando en órbita sin cesar.

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101 Preguntas Clásicas de Astronomía: 16) ¿Por que la Luna no tiene rotación?

Por: Antonio Sánchez Ibarra
Universidad de Sonora
Deprtamento de Investigación en Física
Área de Astronomía


016) ¿ Por qué la Luna no tiene rotación ?

La Luna sí tiene rotación. Equivocadamente interpretamos el hecho de que la Luna presente siempre la misma cara hacia la Tierra como falta de rotación en torno a su eje. Sin embargo, precisamente su rotación, que ocurre en el mismo tiempo que la traslación en torno a la Tierra, es la que permite este fenómeno.

Esto puede ser comprobado fácilmente con el siguiente ejercicio: dos personas hagan el papel de la Tierra y la Luna; la persona que sea la Luna deberá girar en torno a la "Tierra" pero siempre viendo a ésta. Al concluir la vuelta alrededor de la Tierra, habrá tenido que girar sobre si misma. Si en el mismo ejercicio iluminamos a ambas personas desde un punto, podremos reconocer como las fases de la Luna son el resultado del cambio de visibilidad de la cara iluminada al trasladarse nuestro satélite en torno a la Tierra.


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lunes, febrero 14, 2011

101 Preguntas Clásicas de Astronomía: 15) ¿De que son los anillos de Saturno?

Por: Antonio Sánchez Ibarra
Universidad de Sonora
Deprtamento de Investigación en Física
Área de Astronomía



015) ¿ De que son los anillos de Saturno ?

Los anillos de Saturno están formados de rocas y polvo que se mueven sobre el plano ecuatorial del planeta a diferentes velocidades de acuerdo a la distancia al planeta, de acuerdo a la gravitación universal. Este material esta cubierto de hielo carbónico y de ahí su brillo. Posiblemente los anillos de los planetas Júpiter, Urano y Neptuno tienen las mismas características, aunque son muy delgados y contienen mucho menos material que los anillos de Saturno. En el caso de Neptuno, los anillos se encuentran segmentados.

Una hipótesis es que los anillos tienden a desaparecer por las mismas colisiones que se producen en ellos y provocan que se vayan pulverizando. Por lo tanto, la duración de los anillos estaría relacionada con el monto de material original cuando se formaron.

Supuestamente los anillos son el resultado de marea gravitatoria que no permite que a cortas distancias de un planeta se condense material que forme un satélite, quedando el mismo dispersado en forma de anillos sobre el plano ecuatorial del planeta.



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jueves, febrero 10, 2011

101 Preguntas Clásicas de Astronomía: 14) ¿El Universo es infinito?

Por: Antonio Sánchez Ibarra
Universidad de Sonora
Deprtamento de Investigación en Física
Área de Astronomía



014) ¿ El Universo es infinito ?

Según los últimos descubrimientos realizados en 1998, el Universo no sería infinito. Se encuentra en una expansión acelerada.

Para darnos una idea de esto a partir del modelo de expansión producto del Big Bang, una aproximación que nos ubique es tomar un globo y dibujar galaxias sobre el. Posteriormente lo inflamos y veremos, en principio, como las galaxias se alejan unas de otras. El Universo es la piel del globo. No es infinito porque tiene un radio. Puede considerarse ilimitado, ya que si ponemos a una hormiga a caminar sobre el globo, su traslado no encontrará un límite.

Sin embargo, hay que aclarar que la forma del Universo no sería precisamente esférica como nos la sugiere el globo. De acuerdo a los últimos hallazgos, la forma del Universo es próxima a una curvatura negativa. Esto lo podemos ver en una silla de montar.

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101 Preguntas Clásicas de Astronomía: 13) ¿Como se formó el Unverso?

Por: Antonio Sánchez Ibarra
Universidad de Sonora
Deprtamento de Investigación en Física
Área de Astronomía



013) ¿ Cómo se formó el Universo ?

Según la teoría del Big Bang o Gran Explosión, el Universo se inició hace aproximadamente entre 13 y 15 mil millones de años a partir de la expansión de materia-energía en condiciones muy especiales. Esto dio origen a las partículas y posteriormente a los elementos hidrógeno y helio que conformaron las galaxias. Desde ese momento el Universo comenzó a expanderse y evolucionar. La formación de elementos más pesados se ha dado en las estrellas.

La teoría del Big Bang es la que tiene más sustento en la actualidad, al verse la expansión de los cuerpos más allá de nuestra galaxia como son otras galaxias y los quásars. Otro soporte importante es la radiación de fondo que es la temperatura remanente de la gran explosión. Esta temperatura es próxima a los 2.7 K y ha sido medida con mucha precisión por la misión espacial COBE. Misiones más recientes como Boomerang han efectuado mediciones más precisas de las diferencias en la temperatura de fondo.



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101 Preguntas Clásicas de Astronomía: 12) ¿Por que Venus brilla tanto?

Por: Antonio Sánchez Ibarra
Universidad de Sonora
Deprtamento de Investigación en Física
Área de Astronomía



012) ¿ Por qué Venus brilla tanto ?

Esto se debe por una parte a la atmósfera venusina y por la otra a su proximidad a la Tierra. Venus es el planeta que más se aproxima a nosotros y su densa atmósfera de dióxido de carbono lo hace muy brillante.

El nivel de brillo de un cuerpo opaco está íntimamente relacionado con la superficie o atmósfera que contiene y a éste se le denomina albedo. El albedo, finalmente, es el porcentaje de luz reflejada por un cuerpo. El albedo es mucho mayor en cuerpos que tienen atmósfera que aquellos que no la tienen. Así, mientras el albedo de la Tierra es .37 (refleja el 37 % de la luz que recibe), el de la Luna es .12 El albedo de Venus es .65



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viernes, febrero 04, 2011

101 Preguntas Clásicas de Astronomía: 11) ¿Cuando se acabará el mundo?

Por: Antonio Sánchez Ibarra
Universidad de Sonora
Deprtamento de Investigación en Física
Área de Astronomía


011) ¿ Cuando se acabará el mundo ?

Se podría decir que el mundo o la Tierra como planeta tendrá su fin cuando el Sol agote su hidrógeno y en el proceso de muerte se transforme en una gigante roja. Al expanderse, posiblemente hasta la órbita del planeta Marte, los planetas internos como Mercurio, Venus, Marte y la misma Tierra, se verán prácticamente desintegrados. Esto ocurrirá dentro de 4,500 millones de años.

Tema diferente es el de la duración de la vida sobre el planeta Tierra. Las condiciones que permiten la vida están en un extraordinario equilibrio que involucra, por supuesto, al Sol. Al estar evolucionando éste último, sus condiciones están cambiando. Un estudio reciente indica que tal situación favorable no perdurará tanto como se creía en el pasado. Muy probablemente la Tierra no presente un ambiente propicio para la vida en 60 millones de años mas lo cual, a la escala de existencia del Sol, es muy poco tiempo.

Finalmente es necesario considerar que el ser humano puede por efectos contaminantes reducir el tiempo de vida de muchas especies incluyendo la nuestra misma al afectar severamente el medio ambiente.

VUELTA AL CIELO EN 365 NOCHES FEBRERO 02: BETA PICTORIS, UN ESPEJO AL PASADO

Por Pablo Lonnie Pacheco Railey
Sociedad Astronómica del Planetario Alfa
ASTRONOMOS.ORG
pablo@astronomos.org
www.astronomos.org


Cada año, el 2 de febrero, Beta Pictoris transita el meridiano aproximadamente a las 21:00 horas.

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

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

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

GENERALIDADES

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

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

EL HALLAZGO

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

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

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

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

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

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

¿PLANETAS EN BETA PICTORIS?

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

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

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

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

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

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

ASTRONOMÍA FORENSE Y BILLAR CÓSMICO

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

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

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

CUANDO EL FUTURO NOS ALCANCE

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

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

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

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

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

Imágenes de apoyo

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

Fotografía de Beta Pictoris por Telescopio Espacial Hubble
Holland Ford (Johns Hopkins University) and Garth Illingworth (University of California at Santa Cruz)
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/e/ef/HST_betaPictoris_comb.jpg

Imagen de Beta Pictoris y Beta Pictoris B por ESO
http://www.eso.org/public/archives/images/wallpaper2/eso0842b.jpg

Ilustración del sistema Beta Pictoris por NASA/FUSE/Lynette Cook
http://pic.stardusts.net/sources/200606/20060608_BetaPictDisk.jpg

Sitios consultados y bibliografía

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

Kaler, Jim (2002). The Hundred Greatest Stars. Copernicus Books. pp. 29, 30 ISBN 0-387-95436-8

Burnham, Robert Jr. (1978). Burham´s Celestial Handbook / An Observers Guide to the Universe Beyond the Solar System. Dover Publications, Inc. VOLS 1, 2 & 3 ISBN 0-486-23567-X, 0-486-23568-8 & 0-486-23673-0

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

Allen, Richard Hinckley (1963). Star Names: Their Lore and Meaning (revised edition). Dover. pp. 000. ISBN 0-486-21079-0

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

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miércoles, febrero 02, 2011

VUELTA AL CIELO EN 365 NOCHES ENERO 31: MESSIER 36 & 38, REHILETES Y FLOREROS

Por Pablo Lonnie Pacheco Railey
Sociedad Astronómica del Planetario Alfa
ASTRONOMOS.ORG
pablo@astronomos.org
www.astronomos.org


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

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

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

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

TESOROS ESCONDIDOS EN AURIGA

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

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

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

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

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

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

MESSIER 36

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

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

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

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

MESSIER 38

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Imágenes de apoyo

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Sitios consultados y bibliografía

http://www.cloudynights.com/item.php?item_id=432 Artículo de Tom Trusock
http://x.astrogeek.org/observations/log.php?object_id=46 Sitio de Jeff Burton
http://x.astrogeek.org/observations/log.php?object_id=48 Sitio de Jeff Burton
http://observing.skyhound.com/archives/jan/M_38.html sitio del Skyhound (Greg Crinklaw)
http://messier.obspm.fr/m/m036.html
http://messier.obspm.fr/Mdes/dm036.html
http://messier.obspm.fr/m/m038.html
http://messier.obspm.fr/Mdes/dm038.html


O´meara, Stephen James (2007) Deep Sky Companions: Hidden Treasures. Cambridge University Press. ISBN-13 978-0-521-83704-0

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: 10) ¿Hay material sólido en un cometa?

Por: Antonio Sánchez Ibarra
Universidad de Sonora
Deprtamento de Investigación en Física
Área de Astronomía



011) ¿ Hay material sólido en un cometa ?

Si lo hay encontrándose fundamentalmente en el núcleo de los cometas. El núcleo de un cometa típicamente mide entre 5 y 15 km de diámetro y ahí se concentra la mayor cantidad de materia del cometa. Un caso excepcional ha sido el núcleo del Cometa Hale-Bopp que fue visible en 1997. Se estima que tenía un diámetro cercano a los 50 km.

El material sólido de un cometa se desprende durante su aproximación al Sol y forma la llamada cola de polvo del cometa y es la más visible. La única imagen del núcleo de un cometa fue obtenida por la nave europea Giotto que en 1986 se aproximó al núcleo del Cometa de Halley. Se espera que en los próximos años contemos con una muestra de material cometario gracias a la misión Stardust de la NASA, la cual se dirige a interceptar un cometa. Posteriormente la nave se encontrará de nuevo con la Tierra y lanzará a su superficie una cápsula conteniendo las muestras de material cometario que haya capturado durante su encuentro. Otra misión actualmente en proyecto pretende colocar en órbita de un cometa una nave para estudiar su evolución en una parte del trayecto orbital alrededor del Sol.


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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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martes, febrero 01, 2011

101 Preguntas Clásicas de Astronomía: 9) ¿Puede surgir otra estrella de una que haya muerto?

Por: Antonio Sánchez Ibarra
Universidad de Sonora
Deprtamento de Investigación en Física
Área de Astronomía


009) ¿ Puede surgir otra estrella de una que haya muerto ?

Esto no es posible porque las estrellas al morir normalmente se colapsan en enanas blancas, estrellas de neutrones u hoyos negros. Ciertamente en la mayoría de los casos puede haber expulsión de material que puede generar una nebulosa planetaria o remanentes de supernova, pero tal material tiende a dispersarse y lo que se requiere para la formación estelar es la contracción del mismo. Sin embargo y principalmente cuando la estrella expulsa material como en los casos mencionados, los elementos pesados que se produjeron durante la vida de la estrella se pueden mezclar con nebulosas donde se encuentran estrellas en proceso de formación. Así, estas nuevas estrellas contendrán elementos y, en cierta forma, material de estrellas muertas. Así, se habla de estrellas de I generación a las primeras que contenían fundamentalmente hidrógeno. El caso de nuestro Sol es un ejemplo de una estrella de II generación al contar con abundancia de elementos pesados.

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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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