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Capítulo 3

Actividades para el aula, el patio o la terraza

En esta sección presentamos algunas actividades prácticas para desarrollar en el aula y quereforzarán la experiencia educativa del planetario. Naturalmente, es sólo un muestrario de todolo que desde el aula se puede hacer.

3.1 El Sol desde la escuela

Desde la escuela, el cielo diurno está casi siempre disponible para ser observado y estudiado.Según el lugar y la época del año, es posible que los alumnos puedan observar la salida y/o lapuesta del Sol, así como su movimiento aparente a lo largo del día y del año.

Advertencia: no debe observarse directamente el Sol bajo ninguna circunstancia, ni asimple vista ni con binoculares ni por telescopio, bajo riesgo de sufrir lesiones severaso aún ceguera permanente.

3.1.1. El punto de salida y/o puesta del Sol

Nivel: inicial (7-12 años)Habilidades: organización, observación, medición, registro de datos, comparación,preparación, trabajo individual.

Establezca puntos de referencia sobre el horizonte (árboles, casas), y vea el cambio deposición relativa del Sol con el transcurso del tiempo (evite mirarlo en forma directa). Lasobservaciones pueden registrarse mediante dibujos (sobre todo si se trata de niños pequeños)o fotografías.

Los más grandes pueden medir cambios angulares o, mejor aún, el acimut del Sol. Este es elángulo medido a partir del punto cardinal Norte hacia el Este y es muy utilizado en navegación.Para ello, haga lo siguiente:

Formulario de observación

Utilice este u otro formato para dibujar elobjeto celeste (Luna, estrellas, etc.) o losfenómenos observados. Allí el alumnopodrá anotar datos relevantes comodirección, color, magnitud, altura,instrumento usado, etc.

Fotocopie el formulario del Apéndice 3.

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¸ Preferiblemente, utilice papel para gráficos con coordenadas polares. Si esto no es posible,en un papel común, usando un transportador, dibuje un círculo con una marca cada 1 grado,de 0 a 360 grados. Marque dos diámetros perpendiculares, de modo que el centro quedeclaramente marcado.¸ Durante el amanecer (o atardecer), coloque la brújula sobre el centro de la escala

graduada y permita que se oriente hacia el Norte. Marque la dirección Norte sobre el papel.¸ Luego, marque la dirección al Sol. Si produce sombras, coloque en el centro del papel un

objeto alto y delgado (como un lápiz), y marque la dirección de su sombra. De allí se puedecalcular la dirección al Sol.¸ El ángulo formado por las líneas hacia el Norte y hacia el Sol representa su acimut. Una

precisión de 1 grado es más que suficiente a los fines de esta actividad.

Figura 3.1. Horas de salida y puesta del Sol a lo largo del año 2004.

De cualquier forma que lo haga, con el tiempo es posible observar, por ejemplo, que el Solcambia su punto de salida a lo largo del tiempo hasta que durante los solsticios pareceregresar. Los alumnos pueden identificar los solsticios con las estaciones del año, tal como lohan estudiado en el planetario. La figura 3.1 muestra los cambios en los horarios de salida ypuesta del Sol a lo largo del año (para 2004, desde Buenos Aires).

3.1.2. El mediodía real

Nivel: 10 a 16 añosHabilidades: todas las que interese al docente

El "mediodía" ocurre cuando el Sol cruza el meridiano del lugar, momento en que se encuentraa mitad de camino entre ambos horizontes. Para la vasta mayoría de los sitios, el mediodíaverdadero no coincide con las 12 horas del reloj, y además hay una ligera variación diaria.

Los alumnos pueden determinar el momento de pasaje del Sol por el meridiano de una formamuy simple: un poste iluminado por el Sol proyecta una sombra cuya longitud pueden medir. A

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mayor altura del Sol, menor será la sombra proyectada, de modo que el alumno sólo debedeterminar el momento en que la sombra alcanza su menor longitud. Adicionalmente, ladirección de la sombra más corta marcará la dirección del punto cardinal Norte o Sur,dependiendo del hemisferio en que se realice la actividad.

Algo de geometría elemental permitirá hallar la altura del Sol sobre el horizonte: la altura delposte dividida por la longitud de la sombra es igual a la tangente del ángulo formado por laslíneas al punto cardinal Sur (Norte) y al Sol, es decir la altura del Sol a mediodía.

Los alumnos más entusiastas pueden extender esta actividad para construir un reloj de Sol(Apéndice 4).

3.1.3. El movimiento anual

Nivel: 10 a 17 añosHabilidades: todas. Es una extensión del ejercicio anterior.

Para detectar el movimiento anual del Sol, arme un "organigrama" con voluntarios queperiódicamente determinen la altura del Sol sobre el horizonte y la hora cuando ocurre elmediodía aparente. Así podrán ir observando el progreso del Sol a lo largo del año. Reúna losdatos en una tabla, incluyendo fecha y hora del mediodía observado y la altura sobre elhorizonte.

Tabla 3.1. El Sol en Enero de 20042004

EneroDía

del añoPuesta Salida Mediodía Altura

2 1 20:10 5:45 12:58 78º 16'9 8 20:10 5:51 13:01 77º 28'

16 15 20:09 5:58 13:04 76º 19'23 22 20:06 6:05 13:06 74º 50'30 29 20:02 6:12 13:07 73º 03'

Los resultados permiten discutir varios puntos importantes:

- El mediodía real no coincide usualmente con las 12 horas. Esto se debe a que el reloj serige por los husos horarios, por una cuestión práctica (que todo un país comparta la mismahora).

- La altura del Sol varía por la inclinación de la órbita de la Tierra, en 23,5 grados cada 3meses.

- La inclinación de los rayos solares y la longitud del día son los factores que determinan loscambios climáticos estacionales y no la proximidad al Sol.

- Los leves cambios en la hora de ocurrencia del mediodía verdadero se deben a lavariación en la velocidad orbital de la Tierra. Esto permite introducir la noción de quenuestro planeta no se mueve en una órbita circular.

- La figura de número "8" que parece formar el Sol (Fig. 3.2) se denomina "analema" yrepresenta la combinación de los dos factores mencionados: cambios en la velocidadorbital de la Tierra y la inclinación de la eclíptica.

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Figura 3.2. Gráfico del analema del Sol en 2004. La escala horizontal marca la hora de pasaje del Solpor el meridiano local y la vertical indica la altura sobre el horizonte.

La visita al planetario puede enriquecer enormemente estas actividades permitiendo unainterpretación visual del fenómeno.

3.2. ¡A explorar la Luna!

A pesar de ser tan familiar, pocos tienen conciencia de que la Luna es el único mundo quepodemos explorar a simple vista prácticamente en cualquier momento. Todos los meses, laLuna menguante puede ser observada durante las horas de la mañana. Alternativamente, eldocente puede asignar a los alumnos la tarea de explorar y registrar visualmente nuestrosatélite natural desde su casa, para luego interpretar los rasgos superficiales observados.

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Figura 3.3. La Luna Llena

Los “mares” se observan sin dificultad como grandes regiones color gris oscuro (Fig. 3.3). Setrata de antiguas estructuras geológicas que nacieron por el impacto de enormes fragmentosrocosos. Las gigantescas depresiones circulares formadas por estos impactos en el suelolunar fueron luego rellenas por lava del interior aún caliente de la Luna, dando origen así a lasextensas planicies oscuras. La composición y edades de rocas lunares traídas por lasmisiones Apollo entre 1969 y 1972 han brindado evidencia substancial a favor de esta teoría.

Según las condiciones del cielo y la agudeza visual del observador, es posible observarademás algunos de los mayores cráteres producidos por impactos más recientes. Los cráteresson producidos por la caída de meteoritos en la superficie. La explosión del impacto es tanviolenta que el meteorito explota en mil fragmentos que salen expulsados en todasdirecciones. En algunos casos, como el del gran cráter Copérnico, podemos ver “rayos”blanquecinos extendiéndose en todas direcciones a partir del cráter.

3.2.1. La Luna a simple vista

En la planilla de observación realizar un dibujo de la Luna, colocando tantos detalles comosean visibles. Los mares pueden ser sombreados en distintos tonos de gris o sus contornosdibujados. Completar la planilla con los datos requeridos (hora, cielo, orientación, etc.).

Luego, comparar el dibujo con un mapa de la luna e identificar los principales mares y crátereshallados. Hacer dos listas, una con los mares hallados y otra con los faltantes. Analizar porquéno fueron observados los faltantes (superposición, demasiado pequeños, pobre visibilidad,etc.). Analizar si una nueva observación podría revelar los detalles faltantes, y, de estimarseconveniente, realizarla.

Finalmente, estimar aproximadamente el diámetro de los mares y cráteres hallados, de lasiguiente manera:

(i) Establecer la escala del dibujo. Para ello, medir el diámetro de la Luna en el dibujo (en cm) ydividir el diámetro real de la Luna (3.476 km) por el del dibujo. Este número es la escala deldibujo (en km/cm).(ii) Trazar una circunferencia que se ajuste lo mejor posible al borde de un mar y medir sudiámetro en cm. Si la estructura tiene forma elongada, trazar su contorno y medir suslongitudes mayor y menor.(iii) Multiplicar los números obtenidos en (ii) por la escala obtenida en (i). El número resultantees el diámetro del mar o cráter en km.

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El trabajo puede completarse con varias actividades:

¸ Si se observan detalles que no aparecen en los mapas, discutir e investigar el posibleorigen (ilusiones ópticas, por ejemplo), y confirmar con nuevas observaciones.¸ ¿Cómo se comparan sus tamaños con los de algunas provincias, países y continentes en

la Tierra?¸ Discutir sobre el origen de los mares lunares y reflexionar qué pasaría si algo así ocurriera

en la Tierra.

¸ Observar la Luna en Cuarto Creciente, preferiblemente con binoculares. Dado que el Sol lailumina de costado, los cráteres proyectan sombras, lo cual les da un muy atractivo relieve.

3.2.2. La influencia de la Luna

La Luna está tan incorporada a nuestra vida que es difícil imaginar cómo sería nuestro planetasin ella, o si hubieran dos de ellas. La Luna influye en nuestras vidas de numerosas maneras,que el alumno puede investigar y sorprenderse. Algunos ejemplos:

¸ ¿Cómo y porqué se producen las mareas, tanto de mar como de tierra? ¿Qué efectostienen sobre la vida en la Tierra?

¸ ¿Hay animales que utilizan la luz lunar para moverse en la oscuridad o que se hanadaptado a ella de alguna manera?

¸ ¿Influye la Luna realmente sobre el proceso de gestación? ¿Qué pasaría si la Luna noestuviera o si estuviera mucho más lejos?

¸ ¿Qué pensaban de la Luna distintas sociedades en diferentes épocas del mundo? Buscarmitos, leyendas, relatos y reflexionar sobre el papel que jugaba la Luna en esa sociedad.

Estas preguntas pueden conducir a la producción de ensayos, cuentos, poesías, u otrasactividades.

3.2.3. Las fases de la Luna

Si se trata de niños pequeños, pídales que hagan un dibujo del perfil del horizonte Oestedesde algún lugar donde pueda verse un amplio sector del cielo en esa dirección. Debenincluir todo lo que puedan divisar (árboles, antenas, líneas de alta tensión), aunque sea enforma esquemática.

Encargue como tarea que en ese dibujo incluyan la Luna durante la noche que les asigne.Aclare que es importante que la dibujen justo después de la puesta del Sol en el lugarapropiado del cielo. Elija una noche unos 3 días después de la Luna Nueva para que les seafácil ubicar el creciente. En el dibujo la Luna debe aparecer tal como ellos la ven.

La tarea debe repetirse, a la misma hora (justo después de la puesta del Sol), cada 2-3 díasdurante 15 días. Así, podrán observar el desplazamiento de la Luna en referencia a objetosfamiliares en el horizonte.

Terminado el trabajo, conduzca en clase una discusión sobre los resultados y suinterpretación. ¿Porqué la Luna cambia de lugar? ¿Porqué se va "llenando"? ¿Adónde piensanque irá en dos o tres días más? Si es posible, antes de realizar la siguiente observaciónpregunte adónde creen que irá la Luna en la noche siguiente.

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Durante el invierno, en muchos lugares amanece cuando los niños ya están en clase. En talcaso, puede realizar la actividad con la Luna menguante, observando justo antes de la salidadel Sol.

Estos mismos análisis se hacen sin dificultad en el planetario, y allí se pueden repetir una yotra vez. Sin embargo, ver y pensar en los movimientos de la Luna frente a ella puede ser unagran experiencia para muchos niños y una importante oportunidad para ejercitar lashabilidades de predecir y observar.

3.3. Meteoritos

La Luna muestra su cara cubierta de cráteres producidos por el impacto de infinidad de rocasque fueron cayendo sobre su suelo a lo largo de miles de millones de años. Una mirada através de un pequeño telescopio o de un par de binoculares revela la enorme cantidad decráteres que cubren su suelo.

Figura 3.4. Cráter Barringer en Arizona, EE.UU. Se aprecia la forma circular y el borde elevado.

Sin embargo, la Tierra no parece tenerlos en tal abundancia. ¿Es que la Tierra está exenta deestos bombardeos cósmicos? Periódicamente, los medios de comunicación anuncian laposibilidad de que un meteorito choque con la Tierra creando el potencial de una destruccióndevastadora. ¿Es el peligro real? ¿Dónde están los cráteres de la Tierra?

En realidad, no es fácil comparar a la Tierra con la Luna cuando se trata de impactoscósmicos. Las condiciones en ambos mundos son muy diferentes.

En primer lugar, la enorme mayoría de los cráteres que vemos en la Luna se formaron hacemás de 2.000 millones de años. Si la Luna hubiera nacido hace menos de ese tiempo, hoyestaría muy poco craterizada. El motivo es que hoy, y ya hace millones de años, hay muchosmenos asteroides en el espacio que los que había cuando el Sistema Solar estaba en suinfancia. Simplemente fueron cayendo y destruyéndose.

Sin embargo, no tenemos razones para pensar en que en la Luna hayan caído más meteoritosque en la Tierra. El problema con la Tierra es la erosión (y los océanos) que rápidamente losborra.

El mecanismo de formación de un cráter es muy interesante y su comprensión a ayudado a losastrónomos a poder rastrearlos y estudiarlos en la Tierra, así como deducir de ellosimportantes datos sobre la vida geológica de los planetas (ref. 3.1).

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3.3.1. ¿Cómo se produce un impacto?

Figura 3.5. Los asteroides como el de la figura son los causantes de los cráteres en la Tierra y otrosplanetas. Foto NASA.

Etapa 1:El asteroide cae en la atmósfera a unos 20 km/s. La fricción con el aire lo quema en parte, aveces lo destruye o, al menos, lo frena un poco. Pero si el tamaño es lo suficientementegrande, la atmósfera no evita que el asteroide llegue al suelo.

Etapa 2:El choque produce una explosión y una elevación tremenda de la temperatura. El calor fundela roca tanto del meteorito como del suelo circundante. El suelo de pronto se comporta comoun líquido sobre el que ha caído una piedra. Se forman ondas e incluso un pico central justodonde impactó el meteorito. Al enfriarse, se puede ver un anillo circular elevado en torno a ladepresión central y tal vez más anillos concéntricos, si el impacto fue realmente grande.

Etapa 3:El material expulsado durante el impacto se eleva al aire a enormes velocidades. El polvo másliviano se va flotando en forma de enormes nubarrones oscuros que hacen desaparecer alSol. Más material resulta eyectado y cae en todas direcciones en un radio de varios kilómetrossobre la desolación. Al enfriarse, se aprecia que el suelo parece brillar. Es que parte de la rocafundida ha sintetizado vidrio. El material brillante se distribuye en forma de "rayos", como sihubieran salpicado harina sobre un suelo limpio.

Etapa 4:La onda expansiva destruye todo en varios kilómetros a la redonda. La explosión se aplacapero el polvo atmosférico continúa esparciéndose con el viento. El cráter resultante de laexplosión es prácticamente circular, ya que al fundirse el suelo no "recuerda" de qué direcciónllegó el meteorito. Todo ha transcurrido en minutos, pero sus efectos durarán años.

3.3.2. Investigación sobre impactos de meteoritos

Nivel: 9 a 17 añosHabilidades: medición, observación, registro y análisis de datos, evaluación

En esta actividad, los alumnos examinarán los efectos de un impacto de meteorito, porsupuesto, simulado.

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Materiales necesarios:• una caja grande llena con arena (o un lugar con abundante arena)• una fuente grande (preferiblemente profunda, como una pileta) llena con agua• piedras de distintos tamaños• elementos de limpieza• una cámara fotográfica o videocámara para registrar los experimentos

Primer experimento: arroje una piedra sobre la arena desde una determinada altura yexamine el resultado.

¸ ¿Queda un "cráter" luego del impacto? Si es así, ¿de qué tamaño? ¿qué forma tiene?¸ ¿Cómo se comparan los cráteres de las piedras más grandes con los de las más

pequeñas?¸ ¿El cráter queda sobre la arena o se entierra?¸ ¿Queda un borde elevado alrededor del cráter?¸ ¿Queda un pico elevado en el centro?¸ ¿Observa "rayos" o anillos concéntricos alrededor del cráter?

Luego repita lo anterior, pero arrojando una piedra a un ángulo de 45 grados.

¸ ¿Observa algún cambio en la forma del cráter?

Segundo experimento: con algo de arena, forme una pequeña pelota y arrójela sobre un pisolimpio y plano (no en la arena). Luego de anotar las observaciones, limpie los restos del"meteorito".

¸ Después de cada ensayo, conteste las preguntas del primer experimento.

Tercer experimento: deje caer una piedra sobre la superficie del agua y observe los efectosdel impacto.

¸ Después de cada ensayo, conteste las preguntas del primer experimento.

Conclusiones: Luego de limpiar, los alumnos pueden resumir los resultados en una tablacomo la que sigue:

Observación Roca en la arena Barro en el piso Roca en el aguaTamaño del cráterForma del cráterPiedra enterradaPico centralBorde elevadoOndas concéntricasRayos hacia afuera

Observe la Fig. 3.6 y responda las preguntas del experimento 1 para los dos cráteres másgrandes que se ven en la foto. Analice las similitudes y diferencias de la imagen con losresultados de los experimentos realizados.

¿Resultan estos experimentos una simulación adecuada de los fenómenos observados en loscráteres? ¿En dónde fallan y en dónde no? ¿Porqué?

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Figura 3.6. Imagen del cráter Alphonsus (108 km de diámetro) tomada por la sonda Ranger 9 en 1965. Ala derecha se ve el límite oriental del Mar de las Nubes. Abajo yace el cráter Alpetragius de 39 km. Foto

National Space Science Data Center/NASA.

3.4. Identificación de planetas y estrellas

Nivel: todosHabilidades: preparación, observación, registro de datos, trabajo individual y/o en equipo

La Luna y los planetas se desplazan por la esfera celeste y tienen ocasionales encuentrosentre sí y con algunas de las estrellas más brillantes del cielo. Estos encuentros son muyfáciles de reconocer y facilitan el reconocimiento de los continuos cambios en la esfera celeste.

El docente y/o planetarista puede utilizar diferentes recursos para predecir si un encuentro seproducirá en las noches posteriores a la función. Una posibilidad es usar software astronómicopara buscar estas mutuas aproximaciones. Si esto no es posible, hay publicaciones en papel yen Internet que brindan este tipo de información (ver recursos en Internet en el Apéndice 4).Sólo a modo de ejemplo, el autor (Saizar) publica cada seis meses una guía del cielo nocturno(ref. 3.2), con las efemérides y aniversarios importantes del período.

Si los estudiantes han observado un encuentro inminente en el planetario anímelos a observarel cielo real y registrar el encuentro mediante un dibujo. Ellos pueden entonces interpretarestas alineaciones fortuitas en términos de las respectivas órbitas de los objetos en torno alSol.

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3.4.1. En búsqueda de las constelaciones

Las constelaciones son figuras aparentes formadas por la fortuita ubicación de las estrellas enel cielo. Chicos y grandes disfrutan tratando de ubicar y reconocer sus formas (ver Archivos deIPS - 3). Como punto de partida, busque una constelación conocida y a partir de allí procureidentificar las demás.

La tabla del Apéndice 2 lista las 88 constelaciones oficiales reconocidas por la UniónAstronómica Internacional y que utilizan astrónomos profesionales y aficionados de todo elmundo. Para quienes están familiarizados con la geografía del cielo, las coordenadas celestespermiten saber cuándo una constelación será visible.

En la tabla mencionada, la declinación permite saber a qué altura será visible cuando laconstelación cruce el meridiano local. Para saber la altura, realice la siguiente operación:

Altura = 90º - latitud - declinación (declinación con su signo)

Ejemplo 1: calcular la altura máxima de Microscopium vista desde Buenos Aires (latitud 35º) .Su declinación es -40º, por lo tanto:

Altura = 90º - 35º - ( -40º ) = 95º

Es decir, a 95º del punto cardinal Norte, o bien a 85º del Sur.

La ascensión recta es similar a la longitud geográfica y permite saber en qué época del año laconstelación es visible. Utilice la tabla 3.2 para saber cuándo observar una constelación desdeBuenos Aires. La tabla muestra qué ascensión recta es visible el día 1 de cada mes a la horaindicada, cruzando o transitando por el meridiano local. Por cada semana después del día 1,agregar 30 minutos a cada coordenada. Esto es aproximadamente válido también paralongitudes próximas, aunque habrá un retraso o adelanto según la distancia a dicha ciudad.

Tabla 3.2. Visibilidad de las constelaciones

Mes Hora de tránsitoDía 1 20:00 22:00 24:00Enero 2 4 6Febrero 4 6 8Marzo 6 8 10Abril 8 10 12Mayo 10 12 14Junio 12 14 16Julio 14 16 18Agosto 16 18 20Septiembre 18 20 22Octubre 20 22 0Noviembre 22 0 2Diciembre 0 2 4

Ejemplo 2: Can Menor, Carina, Puppis, y Lynx (todas a 8 horas de AR) pueden serfavorablemente observados a las 24 hs del 1ro. de febrero, a las 23:30 del 7 de febrero, a las23:00 del 15 de febrero, y así siguiendo.

Ejemplo 3: ¿Cuándo es el mejor momento para observar Scutum y a qué altura estará desdeBuenos Aires? El centro de la constelación está en AR = 19 hs, Decl. = -10º.Según la tabla, a las 23 horas del 1ro. de Septiembre, o a las 22 hs del 15 de ese mes, o a las21 hs del 1ro. de octubre.

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Recordemos que las estrellas se mueven de Este a Oeste, por lo tanto, si una constelaciónestá culminando (a su máxima altura, o cruzando el meridiano) a las 21 hs, una hora despuésestará a 15º hacia el Oeste, todavía visible. Por lo tanto, las constelaciones son generalmentevisibles dentro de las 2 horas del tiempo dado arriba.

Ejemplo 4: ¿Entre qué horas puedo observar Scutum en la segunda semana de Septiembre?Para ver mejor el razonamiento, completemos la tabla para este caso:

Fecha 20:00 21:00 22:00Septiembre 1 18 19 20Septiembre 8 18:30 19:30 20:30Septiembre 15 19:00 20 21

Para el 8 de Septiembre, el mejor momento ocurre a las 20:30, luego, puede comenzar aobservar desde las 18:30 (puesta de Sol) hasta las 22:30 (y más tarde). La altura es 65º.

3.4.2. De salto en salto entre las estrellas

Quizás una de las formas más sencillas de colocar a una persona en situación de observarrápida y sencillamente es enseñarle a reconocer las estrellas por sus posiciones relativas, porello es que las constelaciones representan el primer paso esencial para quien se inicia en laAstronomía.

El siguiente paso puede ser tratar de ubicar un objeto celeste "más difícil", como un cúmuloestelar o una nebulosa que aparezcan en un mapa celeste, pero que no sean visibles en elcielo sin telescopio. Como ya mencionamos, existen varios libros y publicaciones que incluyentales mapas (por ej., ref. 3.3 y Apéndice 5).

La actividad consiste en encontrar en el cielo un objeto celeste usando como referencia lasestrellas más cercanas. Siempre partiendo de las constelaciones que más fácilmentereconozcan, los observadores deben saltar de estrella en estrella y ubicar en el mapa lasconfiguraciones nuevas que reconozcan. A partir de allí, la posición del objeto debe ser halladabuscando estrellas brillantes cercanas e ir aproximándose lo más posible.

Tour del cielo de verano

Orión y su famoso cinturón son visibles en el cielo vespertino del verano, para los habitantes delhemisferio Sur. Su cinturón, conocido como las Tres Marías, es casi universalmente reconocido. En loque sigue, asumimos que la constelación se encuentra en el Norte después de la puesta del Sol.

Muy cerca de las Tres Marías, en el centro de la espada que cuelga del cinturón de Orión (recuerdeque en el Sur vemos al gigante "cabeza abajo"), se encuentra la célebre nebulosa de emisión, visiblea simple vista pero verdaderamente espectacular con binoculares.

Partiendo del cinturón de Orión, a unos 20 grados hacia el Noroeste (hacia abajo a la izquierda), sellega a Aldebaran, la estrella roja más brillante de Tauro. La misma aparece rodeada por un grupoestelar en forma de "V". Conocido como las Hyades, es el cúmulo estelar más cercano al Sol yfácilmente visible a simple vista, aún en cielos no del todo oscuros. De allí, siguiendo en la mismalínea (apuntando hacia el Noroeste), encontrará a Pleione una estrella brillante que corona otrocélebre cúmulo estelar, las Pleyades, conocido también por el nombre de "Siete Cabritas".

Volviendo a Orión, si ahora vuelve la mirada del cinturón hacia la dirección opuesta (arriba a laderecha), encontrará a Sirio, principal miembro de la constelación del Can Mayor, cuya forma esfácilmente reconocible. Si desde Sirio, baja la vista verticalmente, encontrará a media altura aProcyon, en Canis Minoris. Más cerca del horizonte tal vez asomen los gemelos Castor y Pollux.

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Tour del cielo de invierno

El invierno austral muestra lo mejor de la Vía Láctea, especialmente entre la Cruz del Sur y Escorpio,ambas constelaciones muy fáciles para el principiante.

Comience con un objeto muy sencillo: la "Cajita de Joyas", también llamada el "Joyero", un cúmuloestelar ubicado entre Beta Crucis y Beta Centauri. La primera forma parte del palo menor de la Cruzdel Sur, y la segunda, del Puntero de la Cruz. El Joyero está muy cerca (a un grado) de Beta Crucis ylos visitantes que cuenten con binoculares lo podrán comprobar por sí mismos en el cielo real.

Otro objeto fascinante y sencillo es el cúmulo globular Omega Centauri. Ubique primero b Centauri. Apartir de ella, mueva la vista en dirección paralela al palo mayor de la Cruz del Sur, hacia el Norte. Aunos 7 grados llega a Epsilon Centauri, una estrella de 2da. magnitud. Si continúa en la misma línea,unos 6 grados más allá se encuentra Omega Centauri.

Siguiendo en esta dirección, a unos 4 grados, yace la célebre galaxia Centuarus A (NGC 5128),accesible sobre todo para quienes tengan un buen par de binoculares, un telescopio y un cielo sinluces urbanas.

3.5. Las distancias de las estrellas

Niveles: todas las edadesHabilidades: análisis y comparación de datos

Uno de los temas que fascinan a los visitantes al planetario es la enorme escala de distanciasinvolucradas en la contemplación del Cosmos. En general, las personas reconocen el hechode que la luz que ven de una estrella ha viajado por el espacio durante mucho tiempo antes dellegar a sus ojos, aunque la real dimensión de estas escalas se escapa para la mayoría.

Una forma de intentar dar una idea de las distancias a diferentes objetos celestes esrelacionarlos con eventos históricos significativos. He aquí algunos ejemplos:

Tabla 3.3. Tiempo-luz y eventos históricosHace...1 Cuando la luz partió de... Esto ocurría en la Tierra...

63 la estrella Achernar Comienza la segunda guerra mundial390 el cúmulo estelar Pleiades Galileo descubre las lunas de Júpiter

1.510 el cúmulo abierto NGC 2422 Comienza la Edad Media2.550 el cúmulo Abierto "Joyero" Se funda el Imperio Romano3.100 el cúmulo Globular M 50 Comienza la Edad de Hierro

10.000 la supernova Casiopea A Comienza el período Neolítico30.000 Nova Kepler 1604 Numeración, cuentas talladas en huesos

100.000 el cúmulo globular NGC 5694 Primeros humanos fabrican ornamentos750.000 la galaxia Leo I del Grupo Local Aparece Homo Erectus

2,4 la galaxia NGC 598 Comienza Período Paleolitico24 la radiogalaxia Centaurus A Aparece el pasto67 el cúmulo de galaxias de Virgo Extinción dinosaurios

150 el quasar 3C 273 Primeras aves370 el cúmulo de galaxias de Coma Arboles y vertebrados en superficie

1.000 el quasar 3C 285 Aparece la diferenciacion sexual3.500 el quasar PHL 1186 Primeras bacterias4.600 el quasar 4C 49.22 Nace nuestro planeta

1 Años antes del presente. Números en itálica representan millones de años.

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Para distancias pequeñas utilice eventos significativos en la vida de los alumnos: año deentrada a la escuela, cumpleaños (ver tabla), algo que hicieron algunas horas antes (paradistancias planetarias), etc. En el aula, los alumnos pueden construir una línea cronológica,colocando de un lado los eventos históricos y del otro los astronómicos.

Tabla 3.4. Estrellas según edades de niños de escuelas primariasEdadmedia

Estrellarepresentativa

Características

6 Estrella de Barnard Roja, pequeña, 2500 veces menos luminosa que el Sol7 Wolf 359 Roja oscura, pequeña, 50000 veces menos luminosa que el Sol8/9 Sirio Blanca, 2 veces más luminosa que el Sol, algo mayor, doble10 Epsilon Eridani Naranja, 30% del tamaño del Sol, un poco más fría y pequeña11 Procyon Blanca, 8 veces más luminosa que el Sol, bastante mayor12/13 Estrella de Kapteyn Roja, pequeña, 250 veces menos luminosa que el Sol

Otra actividad popular y de fuerte impacto en la comprensión es la reducción de escalas,aunque esta sea quizás más apropiada para el aula que para el planetario. La siguiente tablamuestra algunas escalas interesantes:

Tabla 3.5. Reducciones de escalasObjeto Distancia real Escala 1 Escala 2 Escala 3 Escala 4

Diámetro del Sol 1.400.000 km 30 cm 1.4 cm 0.5 mm

Diám. Orbita Tierra 300.000.000 km 64 m 3 m 11 cm

Orbita de Plutón 11.800.000.000km

2500 m 120 m 4 m 32 cm

Alfa Centauri 4.3 a-l 8700 km 410 km 15 km 1 km

Pléyades 390 a-l 1.400 km 100 km

Centro Galaxia 25.000 a-l 6378 km

Galaxia Andrómeda 2.000.000 a-l 500.000 km

1 mm equivale a... (en km) 4.700 100.000 2.800.000 58.300.000

Escala 1: El Sol equivale a una pelota de fútbol, la órbita de la Tierra quizás quepa dentro de la escuela, el SistemaSolar es comparable al vecindario. La estrella más cercana estaría del otro lado del océano.

Escala 2: la órbita de la Tierra cabe en el aula, el Sistema Solar ocupa una manzana o bloque urbano, Alfa Centauries una esferita similar al Sol en una ciudad relativamente cercana.

Escala 3: si la órbita de la Tierra es comparable a un pequeño plato de café, el Sistema Solar cabe dentro del aula,Alfa Centauri estaría en los suburbios de la ciudad y las Pleyades estarían en un país vecino (según el país,naturalmente).

Escala 4: si imaginamos que el centro de la Galaxia está en el centro de la Tierra y el Sistema Solar en susuperficie, las estrellas más cercanas estaría en el fondo del océano. La galaxia espiral más cercana estaría a algomás de la distancia de la Tierra a la Luna.

Es conveniente aclarar que una nave espacial equipada con la tecnología actual necesitamuchos años (alrededor de 15) para llegar a Plutón, independientemente de la escalautilizada. Esto permitiría comprender porqué no es posible sacar fotografías de nuestra Galaxiadesde afuera, una pregunta que surge a menudo en el aula y en el planetario.