publicación de la agrupación astronómica de málaga sirio · cruzado por dos bandas nubosas...

Nº 20 Enero - Febrero - Marzo - Abril 2007

Publicación de la Agrupación Astronómica de Málaga Sirio

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Observación planetariapor aficionados

Un universo S3

Astronomía en laantigua Grecia

Astronoticias, cartas estelares,efemérides....

Observación decúmulos

Revista de Divulgación Astronómica

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Revista elaborada por el Equipo de Redacción de la Agrupación Astronómica de Málaga SIRIO. Esta publicación se distribuye gratuitamente entre los Socios de

SIRIO así como entre las Agrupaciones y las Entidades con las que Sirio mantiene relaciones institucionales.

La Agrupación Astronómica de Málaga SIRIO, no comparte necesariamente las opiniones de los autores de los artículos o cartas publicados en SIRIO.

Colaboración : Dª. Carmen Sánchez Ballesteros (Profesora de Educación Secundaria).

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Para poder comenzar a trabajarcon planetas he de dar por sentadoque todos los lectores conocen elfuncionamiento teórico del telesco-pio; es por ello que no me entreten-dré en explicar detenidamente cómoforma el objetivo la imagen delobjeto a estudiar ni de qué manera elocular amplía esta imagen, ofre-ciendo vistas de los objetos que sonde nuestro interés. Del mismo modono puedo explicar el manejo de lamontura ecuatorial, la puesta enestación del telescopio ni otrostrucos que sirven para mejorar lacapacidad de nuestro telescopio,datos todos ellos que se puedenencontrar en otras obras. El lectorinteresado en todo ello podrá encon-trarlo en mi obra "Guía del observa-dor planetario" o en libros similaresque abundan en el mercado nacio-nal. Repasaré, no obstante, elaspecto que ofrecen los planetas enla visión por medio de pequeños omedianos telescopios, haciendohincapié en aquellos puntos que,con posterioridad, van a sernos deutilidad en el estudio con CCD delos mismos.

IMAGEN PLANETARIA

Cuando estudiamos los planetascon un telescopio, sea del tipo quesea, lo que hacemos es recolectaruna pequeña parte de su luz y calorcon nuestro telescopio: de ello seencarga el objetivo; así, con mi

modesto catadióptrico de 203 mmde abertura cuando apunto a labrillante estrella Sirio (en CanMayor) llevo a mi ojo una energíapróxima a 1,3x10-9 Julios/segundoque equivale a más de 3.290 millo-nes de fotones de luz verde.Sabemos que a mayor aberturamayor cantidad de luz recolecta-mos, pero también tenemos unamayor capacidad para distinguirdetalles finos en la imagen que estu-diemos. Es por ello que un refractorde 60 mm y un reflector de 120 mm,ambos empleando 100 aumentos, noproporcionan imágenes igual dedetalladas: en realidad el reflectorproporciona imágenes con detallesmás finos, salvo que la noche estémuy turbulenta o que su óptica noesté bien centrada. Todas las histo-rias que corren sobre las ventajas delos refractores son, en general, depoca fiabilidad: es innegable que uninstrumento de mayor aberturaproporcionará, por fuerza, mayorresolución salvo que posea defectosen su naturaleza o se emplee encondiciones atmosféricas adversas.

Nadie en su sano juicio podrádecir (sin correr el riesgo de sertachado de fantasioso) que ha vistoel disco aparente del satélite jovianoGanimedes con un refractor de 60mm, dado que su poder resolutivoteórico es de 2" y este astro nuncaalcanza ese diámeto; por el contra-rio empleando un telescopio de 100mm sí sería posible, en teoría, llegar

a vislumbrarlo en las mejores oposi-ciones con buena estabilidad atmos-férica. Con un instrumento de 150mm se podría, sin mucho problema,ver en casi todas las oposiciones entanto que el reflector de 200 mm lomuestra siempre que la atmósferano esté excesivamente turbulenta yse trabaje con el aumento adecuado,desde un lugar con turbulencia redu-cida. Obsérvese que en estos dospárrafos he mencionado variasveces las palabras "turbulencia" y"atmósfera": ellas son nuestrasmayores enemigas en la observa-ción detallada de los planetas. Laprimera define el estado temblorosode la imagen, ocasionado por efectode la desigualdad en las masas y

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Apuntes de Astronomía

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Telescopio reflector

Extraído de un artículo de

Francisco A. Violat Bordanau

capas de aire de la atmósfera deorigen térmico (heterogeneidades enla densidad y la presión); la segundadefine la capa de gases, siempre enmovimiento, que rodea nuestroplaneta y que en muchas ocasionesafecta bastante la observación.

Hay personas que creen que untelescopio de calidad (por ejemploun reflector de 200 mm de diáme-tro) proporciona una perfectaimagen aumentada digamos 150veces: ello nos ofrecería un aspectode Marte tal y como lo veríamos a,supongamos, 400.000 km en unaoposición favorable; en estaimagen, como es de imaginar, losdetalles y matices serán tan ricosque no habrá dificultad alguna enver con absoluta claridad la superfi-cie del planeta. Sin embargo cuandoeste observador mira por un telesco-pio de calidad lo que encuentra esotra cosa. En primer lugar nota queel planeta, incluso con 150 aumen-tos, es muy pequeño; además de ellola imagen no es nítida, sino queaparece borrosa y como temblona.Si se fija unos instantes podrácomprobar que el disco planetariooscila, se mueve y cambia de posi-ción con el paso de los segundos, demanera aleatoria; todo ello enconjunto proporciona una imagencarente de estabilidad y detalles, enla que apenas si se divisan áreasclaras y oscuras con poca defición.Si continúa la observación compro-bará que durante unos fugacesinstantes la imagen se estabiliza yentonces el planeta aparece maravi-llosamente en todo su detalle, peroque de inmediato vuelve el "baile" yla imagen se emborrona de nuevo.Cambia de planeta; enfoca a Júpitery aprecia un disco achatado, perlino,cruzado por dos bandas nubosasparalelas a su disco y tres o cuatroestrellitas a su alrededor, peroapenas algunos detalles nubosos

desvaídos en sus sistemas nubosos.Si todavía tiene paciencia quizáenfoque a Saturno y aprecie losanillos, pero la división de Cassinino la ve por ningún lado y todo elplaneta carece de los detalles deinterés que aparecen en los libros deastronomía.

Conclusión: el telescopio quecompró por bueno es un trasto quesólo ofrece imágenes desenfocadas,borrosas y temblorosas sin interésalguno; estudiar en estas condicio-nes los planetas le parecerá imposi-ble y decide que estos estudios leestán vedados. Si unos años mástarde, después de haber estudiadonebulosas, galaxias o dobles,

cambia de instrumento y compra ungran reflector de 300 mm quizávuelva a los planetas: con él obser-vará que Marte aparece ahoramayor, aunque a gran aumento laimagen es más borrosa e inestable;que Júpiter es grandioso en tamañopero que tampoco gana gran cosa,salvo ver algunas bandas más yunos detalles borrosos en susbandas. Saturno es muy bello perosólo distingue tres anillos y ningúndetalle en los mismos; Urano yNeptuno son discos borrosos caren-

tes de interés y Plutón sólo lo buscó,trabajosamente, una vez para decir asus amigos que lo había visto.

El observador que piense que eltelescopio es un instrumento queproporciona imágenes grandes ydetalladas está equivocado: a lo másque se puede aspirar, en los lugarescotidianos de observación, es aemplear 200-250 aumentos enreflectores de 200-400 mm de aber-tura; rara vez se podrá pasar de 250aumentos salvo en noches de muybuena estabilidad. Observaciones deestrellas dobles o múltiples condiferentes instrumentos me hanmostrado (nunca está de más dedi-carse a otros campos de la

Astronomía...) que desde las inme-diaciones de Cáceres (altitud: 478m) el poder resolutivo de los teles-copios medianos rara vez pasa de1"; por el contrario observacionesrealizadas desde el pueblecito cace-reño de alta montaña de Piornal(altura: 1.270 m) han ofrecidoimágenes de 0,8" en bastantesocasiones. Está bien claro que losobservadores que trabajen a orillasdel mar dispondrán de menosocasiones de efectuar dibujos odiseños de alta calidad, en tanto

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que aquellos que trabajen desdelugares más altos podrán observarcon mayor facilidad detallesmenores, a condición de tenerbuenos cielos. Trabajar desde elcentro de una ciudad en un piso,balcón o terraza, no es igual de fruc-tífero que hacerlo desde el campolejos de humos, luces y calefaccio-nes domésticas. La diferencia es tannotable que rara vez desde unaciudad se ven los delicados detallesen la atmósfera de Júpiter o en lasuperficie de Marte; por descontadoque la búsqueda de Plutón es impo-sible desde una ciudad si ésta es unpoco grande y tiene muchas lucesparásitas. En la observación plane-taria de mediana calidad es impres-cindible el empleo de buenos instru-mentos, con sus sistemas ópticosperfectamente cuidados y centrados,con monturas de calidad (aunquesean sin motor) y en condicionesambientales favorables; en estesentido lo más aconsejable es lainstalación del telescopio en lugaresllanos, alejados de edificios, luces ohumos, en sitios en donde el suelono favorezca la aparición de turbu-lencia térmica nocturna (piedras otierra) y cuanto más elevado sobreel nivel del mar mejor. Es recomen-dable alejarse de las laderas de lasmontañas en las cuales la brisaproduzca turbulencia, situarse sobrelos lugares en los cuales la nieblatiende a formarse de noche y, engeneral, en ubicaciones que esténmuy afectadas por la humedadnocturna o las corrientes de aire.

Trabajando en lugares aceptable-mente buenos con un telescopiomedianamente grande de 100-150mm es visible la estructura nubosade Júpiter con facilidad, aunque losdetalles más finos sólo se divisan enunos instantes de calma total de laimagen. Empleando 250 aumentospodemos aspirar a ver el disco

aparente del satélite III Ganimedeso, con buenas imágenes, los de losotros tres satélites, aunque dibujartodos los detalles del planeta consus matices será costoso. Saturnopresenta menos detalles sobre elplaneta pero más en los anillos:buenas imágenes de los mismosofrecen la visión de los denomina-dos A, B y C con las divisiones deCassini (A-B) y la de Encke (en elA), algunos sub-anillos en el B eincluso la presencia de débiles deta-lles sobre los mismos. Con nochesfavorables durante las mejoresoposiciones y empleando más de250 aumentos se puede aspirar adivisar el diminuto disco del satéliteVI Titán, aunque no siempre seconsigue por la inestabilidad delaire.

Urano y Neptuno apenas sonborrosos discos verdes o azulados,de bordes indefinidos que apenas siofrecen algo de interés; con instru-mentos de buena calidad y ennoches muy favorables algunosaficionados han divisado vagosdetalles nubosos en Urano; esto sedebe más a la valía del observadorque a la potencia del instrumentoempleado. Plutón, finalmente, es unastro de aspecto estelar que sóloposee el interés anecdótico de llegara divisarlo con el telescopio yseguirlo durante algunos días encada oposición; las últimas expe-riencias realizadas por un grupo deobservadores de este club en elverano de 1994, a 1.400 m de alturaen el Puerto de Honduras (Cáceres)nos ha mostrado con un catadiópticode 114 mm de abertura astros de la14ª magnitud: ¡lo suficiente comopara buscar y divisar Plutón! Enlugares a menor altura un reflectorde 120 mm puede ofrecerlo tambiénsobre cielos oscuros (en LunaNueva) empleando oculares demedio aumento y buenas cartas

celestes; cada vez resulta más difícilencontrar lugares oscuros cercanosa las grandes ciudades, salvo que seviva en regiones muy afortunadas:Extremadura, Andalucía o LaMancha.

Los observadores más experi-mentados, dotados de grandesreflectores de 300-500 mm de aber-tura, en ocasiones han estudiado elmovimiento de los más débiles saté-lites de Saturno, Urano o Neptuno,pequeños astros de la 13ª magnituden adelante de difícil visión.Cuando ello no es posible estudiandetenidamente los detalles superfi-ciales de los sistemas nubosos deJúpiter y Saturno o los cambiantesdetalles de la superficie de Marte yVenus. En general el estudio de losplanetas no se puede realizar si noes a partir de telescopios de 75-80mm de diámetro: los poseedores deinstrumentos de 50-60 mm hanintentado la observación de losplanetas pero con muy limitadosresultados a causa de la resolución yel aumento máximo. Un instru-mento de 60 mm no proporcionamás allá de 100-150 aumentos conun poder resolutivo de 2" en teoría,quizá algo menos si se tiene suerte:con estas condiciones está claro queno se podrán observar finos detallessobre los planetas por el tamañodiminuto del mismo y por la escasaresolución del instrumento. Esverdad que Venus o Mercurioofrecen sus fases y el discoaparente, pero no se aprecia detallealguno sobre estos planetas; Marteofrece sus continentes claros y susmares oscuros, pero divisar algúncanal es trabajoso y estudiar suspolos helados no es muy fructífero.Júpiter ofrece 4 bandas nubosas ycuatro satélites, pero los detallessobre el planeta están muy limitadospor el aumento y la resolución;Saturno ofrece la visión de dos�

anillos y, en buenas noches, hastatres, con algunas pequeñas lunitas,pero no se aprecian detalles deinterés sobre el disco planetario.Finalmente Urano y Neptuno sondiscos desenfocados sin detallealguno; Plutón está vedado para estaabertura.

Instrumentos de 75 a 100 mm sípermiten hacer observacionesmedianamente detalladas: con unpoder resolutivo de 1,5 a 1,2" teóri-camente pueden ofrecer de 150 a200 aumentos con buenos cielos; enestas condiciones los detalles sonmás numerosos y se aprecian algomejor. Júpiter sigue mostrando 4lunitas, 4 sistemas nubosos yalgunos detalles en los mismos;

Saturno ofrece un número parecidode satélites pero ahora se distinguenmejor los anillos con sus divisiones,aunque el disco del planeta sólomuestra una banda más oscura.Urano y Neptuno se aprecian algomejor y mayores pero todavíasiguen sin ofrecer detalles en sudesenfocado disco. Plutón sigue sinestar a nuestro alcance en tanto queMarte aparece ahora mayor y másdefinido, incluso podemos apreciaralgunos detalles superficiales másfinos y reparar en la presencia dealgunos canales, sin olvidarnos delos cambios estacionales de lospolos. Sólo cuando se superan los120 mm de abertura las observacio-

nes mejoran en calidad; los mediostécnicos permiten fabricar con faci-lidad espejos objetivos de 120 a 400o más milímetros de abertura sinexcesivo problema: es por ello quemuchos aficionados disponen detelescopios medianos con los cualesse inician en la observación y lacontinúan con buen provecho.Lentes con un diámetro superior a100 mm son bastante caras y sóloasquibles a pocos bolsillos: no es deextrañar que la inmensa mayoría delos telescopios sean reflectores ocatadióptricos; estos últimos alcan-zan diámetros de 100-406 mm confocales de 1.500 a 4.000 mm quepermiten realizar observaciones dealto aumento y fotografías defocales largas. Esta abertura (120mm) nos pone al alcance pese a loque se diga habitualmente ( yo lo hecomprobado) el lejano planetaPlutón a condición de trabajar encielos negros y transparentes, sinLuna ni luces, con una buena cartaestelar y mucha paciencia paraconsultarla, además de total adapta-

ción a la oscuridad empleando untelescopio motorizado.

Con instrumentos de diámetrosuperior a 200 mm estamos endisposición de estudiar en detalle lasuperficie del planeta Marte: sedivisan los canales como finasprolongaciones de los detalles conti-nentales o marinos, se apreciantonalidades diferentes dentro de unamisma zona o se ven con claridadlos sistemas nubosos en el limbo.Júpiter muestra entre 4 y 6 (a vecesmás) sistemas nubosos casi parale-los, castaños u ocres, de los cualesparten detalles oscuros que se aden-tran en las vecinas zonas claras; hayalgunos detalles ovales flotandoentre las zonas oscuras y la imagen,en general, es bastante detallada

cuando lo permite nuestra atmós-fera. Los cuatro satélites de esteplaneta ofrecen, a gran aumento,diminutos disquitos coloreados encuyo interior es muy difícil percibirdetalles: no obstante el astrónomoJosé Comas Solá llegó a ver lasmanchas superficiales deGanimedes e Io con el gran refractordel Observatorio Fabra, enBarcelona, a inicios del siglo XX.Saturno es un globo ovalado, amari-llento, cruzado por dos o tres bandasmás claras u oscuras alternas; sóloen algunas ocasiones se apreciandetalles ovalados más claros y otrosen el seno de estos sistemasnubosos. Los satélites son puntualessalvo Titán, que llega a ofrecer ennoches ideales un diminuto disco

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borroso naranja o rosado sin deta-lles; la joya del planeta es elconjunto de anillos, sobre los cualespodemos apreciar muchos detallesque apenas llegamos a plasmar enun dibujo. En ocasiones, se hanavistado sobre los mismos detallesoscuros radiales, confirmados mástarde por las sondas espaciales, asícomo sub-divisiones en el seno delos anillos. Se pueden apreciaralgunos satélites más bastantepequeños, aunque ya más próximosal planeta y a su resplandor.

Urano, visto a gran aumento, esun brumoso disco de bordes indefi-nidos y color amarillo-verdososobre el cual, en ocasiones, se hanapreciado manchas más claras obandas oscuras; sólo la insistencia,noche tras noche, podrá vencer laturbulencia del aire y ofreceralgunos vagos detalles. Desdelugares oscuros se pueden apreciarlos dos pequeños satélites más aleja-dos Titania y Oberón, minúsculasestrellitas de magnitud cercana a la14ª que se sitúan alrededor delplaneta, ora sobre el mismo ora bajoel mismo, a izquierda o derecha: susórbitas giran tumbadas como elplaneta. Los dos satélites siguientesson difíciles de avistar salvo que sedisponga de telescopios medianos.Neptuno, más lejano, es másbrumoso y sólo contadas veces sehan llegado a apreciar detallesvagos sobre el mismo; desde lugaresapropiados se aprecia su mayorsatélite Tritón como un astro estelarmuy débil de 13,5ª magnitud que sealeja del planeta casi una veintenade segundos de arco en una órbitaelíptica. Plutón, por fin, es una débilestrellita tan apagada como Tritón,que sólo puede ser buscado a partirde reflectores de 120-150 mm enlugares oscuros y con la provechosaayuda de muy buenos, detallados,mapas celestes. Al final veremos

una estrellita amarilla que no sediferencia gran cosa de sus vecinas;sólo el movimiento semanal nosindicará que se trata del distante, yreducido planeta gélido.

METODOLOGÍA DE LASOBSERVACIONES

La observación simple de losplanetas puede ser fácil: incluso unrefractor de 50 mm nos ofrece eldisco de Júpiter, sus lunas y losanillos de Saturno. Ahora bien:mientras que la observación de losplanetas, realizada por placer, esmás o menos sencilla, el estudioserio y científico de los mismosrequiere ya algunos conocimientosmás profundos.

En primer lugar hay que conocerla orientación de la imagen visualque estamos observando; por logeneral todos los telescopios astro-nómicos de calidad ofrecen laimagen invertida: de este modotenemos el sur arriba y el norteabajo, el este a la derecha y el oestea la izquierda. Los telescopiosterrestres (para estudiar la fauna over acontecimientos deportivos)ofrecen imágenes derechas, con elnorte arriba y el sur abajo, el oeste ala derecha y el este a la izquierda(como los prismáticos). Esto es fácilde comprobar visualizando duranteel día cualquier paisaje lejano: si laimagen está invertida el telescopioes astronómico, si está derecha esanteojo terrestre. Incluso los teles-copios astronómicos emplean aveces prismas erectos para conver-tirlos en telescopios terrestres ofacilitar la visión de astros situadosen el cenit; el prisma erector ofreceuna imagen diferente: el nortearriba, el sur abajo, el este a laderecha y el oeste a la izquierda.Mucha atención, pues, al tipo detelescopio que se emplea.

Además de la correcta orienta-

ción es interesante saber qué campovisual aparente captamos con cadaocular: de este modo se puedenhacer estimaciones sencillas detamaños o separaciones angulares.El método más correcto para sabercuánto mide el campo abarcado esenfocar el telescopio a cualquierestrella medianamente brillantesituada en el ecuador celeste (decli-nación 0º) y cronometrar el tiempoque emplea en atravesar el campodel ocular; multiplicando el resul-tado por 15 tenemos el valorbuscado medido en segundos dearco. Para un astro situado en cual-quier otra declinación la fórmula aaplicar será

D = 15 cos d x t en donde d es la declinación de

la estrella y t el tiempo medido ensegundos.

Una vez conocido el campo queproporciona cada ocular estaremosen disposición de emplear estainformación para determinar, de unmodo fiable aunque sin muchaprecisión, separaciones angulares odiámetros aparentes. Para la medi-ción exacta de diámetros aparenteso separaciones entre astros elmétodo más correcto es el empleode un micrómetro: se trata de unocular con dos hilos verticales, unode los cuales es fijo y el otro suscep-tible de desplazarse alejándose o

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acercándose al anterior mediante elgiro de un tornillo micrométrico.Girando el tornillo y consultando enuna escala sabemos cuál es la sepa-ración entre los hilos; naturalmenteeste modelo sólo se puede emplearen telescopios grandes por ser caroy de difícil manejo en pequeñosinstrumentos. El modelo másempleado es una pequeña piezacircular de vidrio, que se instala enel foco del ocular, sobre el cual sehan grabado diminutas marcas para-lelas: en el dibujo se aprecia elcampo visual a través de este ocularmicrométrico; conociendo la focaldel telescopio y el aumento delocular no es difícil saber qué separa-ción tienen estas marcas, efectuandocon ellas las mediciones. Estemétodo es bastante preciso perotampoco está exento de errores si setrabaja sin motor y el campo visualse desplaza constantemente.

Un último método consiste enemplear un ocular con un único hilo,construido por nosotros o cualquierocular reticulado diseñado para elseguimiento fotográfico; en eldiagrama se ve el empleo del mismopara la medición del diámetroaparente de Júpiter. En este caso elmétodo para determinar separacio-nes o diámetros consiste en medir eltiempo transcurrido entre el instanteen el cual el limbo Oeste del planetatoca el hilo y el limbo Este sale trasel hilo segundos después; esto serealiza con el motor parado: de estemodo la Tierra, al girar, hace que losobjetos se desplacen por el campodel ocular a una velocidad V quedepende íntimamente de la declina-ción del objeto. Con el tiempo Tcronometrado aplicando la fórmulaanterior, estamos en disposición deconocer esta separación aparentemedida en segundos de arco; lógica-mente cuantas más mediciones seefectúen mayor es la precisión obte-

nida y menores serán los erroresintroducidos por el instrumental, laturbulencia o el retraso de larespuesta humano. La precisiónconseguida puede aproximarse alpoder resolutivo del instrumento sise trabaja con gran aumento conpucritud y limpieza. Con estemétodo es fácil determinar la sepa-ración aparente entre estrellasdobles no muy cerradas, la existenteentre los satélites de Júpiter oSaturno al limbo planetario en susmayores elongaciones orientales uoccidentales, el diámetro aparentede un planeta o cualquier medidasimilar que nos interese.

El aspecto aparente de un planetatambién requiere una serie de consi-deraciones antes de iniciar unestudio serio. Se define como discoaparente el aspecto no puntual (estoes, extendido o discoidal) quepresenta la imagen de un planetacuando se observa con un telesco-pio; dado que el telescopio aumentael diámetro (y la superficie de cual-quier cuerpo no puntual) a mayornúmero de aumentos mayor será eldisco aparente del astro. Las estre-llas con diámetros aparentes inferio-res a 0,05" no pueden verse comodiscos aunque empleemos losmayores telescopios terrestres conlos mayores aumentos permisiblespor la atmósfera; sólo con el empleode interferómetros con una aberturaadecuada puede determinarse conprecisión este diámetro: los mayoresplanetas medidos alcanzan los0,045" en las estrellas gigantes máspróximas.

El diámetro aparente planetariodepende de dos factores fundamen-tales:

• el tamaño real que posee elcuerpo

• la distancia a la Tierra a laque se encuentre.

Cuanto mayor sea un cuerpo y

más próximo se sitúe mayor diáme-tro aparente presentará; a la inversa:cuanto más pequeño y más distantemás diminuto será su disco. Lostelescopios magnifican el diámetroaparente, pero con unas limitacionesimpuestas por la turbulencia atmos-férica y la abertura del instrumento:máximo aumento efectivo y resolu-ción límite.

Con un refractor de 60 mm elaspecto de Marte, incluso con 150aumentos, será el de una diminutabolita anaranjada hasta en lasmejores oposiciones; por el contra-rio un gran reflector de 300 mm, con400 aumentos, ofrecerá un discomarciano bastante mayor en el cualserá, lógicamente, más fácil percibirdetalles y contrastes con los filtrosadecuados si lo permite la turbulen-cia. Para poder calcular el diámetroaparente de cualquier astro -medidoen segundos de arco- conociendo eltamaño verdadero y su distancia reala la Tierra, se puede aplicar lafórmula

D. a. = atg (d/D) x 3.600"en donde d es el diámetro real

(en km) y D es la distancia a laTierra, medida también en km. Deesta manera podemos saber que eltamaño aparente de un satélite deJúpiter que mida 3.500 km, cuandose sitúa a 750 millones de km de laTierra mide hasta 0,96"; de lamisma manera se calculará quecuando el asteroide Ceres (de pocomenos de 1.000 km de diámetro) sehalla a 1,5832 UA de nuestroplaneta (unos 236,8 millones de km)sólo subtiende un disco de 0,87":teóricamente visible con mi cata-dióptrico en noches de muy buenaestabilidad, aunque yo nunca lo heconseguido visualizar como disco.

Como sabemos que el poderresolutivo del ojo normal es de 60"para poder ver cualquiera de estosdos cuerpos como un disco nece-

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sitaríamos que la ecuaciónD. a. x Aumento = 60"se cumpla, con lo cual en el

primer caso necesitaríamos unaumento de 63 veces y 69 en elsegundo. Sólo personas de vistaaguda verían, con estos aumentos,un diminuto disco aparente; por logeneral sólo cuando los diámetrosalcanzan los 4 minutos de arco(240") se percibe un disco como nopuntual trabajando la vista conmayor comodidad: es por ello que laecuación anterior ha de modificarsede este modo

D. a. x Aumento = 240"En este caso para ver los astros

de los ejemplos como discos necesi-taríamos ahora 250 y 276 aumentosrespectivamente; en estos ejemploshe supuesto que el poder resolutivoque consigue el telescopio estásiempre por debajo de 1", lo cual selogra sólo empleando instrumentoscon una abertura superior a 120 mmde diámetro y condiciones atmosfé-ricas ideales: ello explica que seatan difícil para un instrumento deaficionado mostrar habitualmente eldisco aparente de los satélites deJúpiter o la luna mayor de Saturno.Por lo general la turbulencia del airese suele mantener en torno a 1-2"durante largo rato y emborronaestos minúsculos discos aparentessalvo en raros instantes; los grandestelescopios profesionales, situadosen lugares de alta montaña, tienenen ocasiones serias dificultades parabajar de 0,5": así se explica que lasmejores mediciones de Plutón arro-jasen errores apreciables o que eldiámetro de Ceres se conociese conbastante error hasta hace pocosaños.

Como norma general se calculaque el máximo aumento teórico deun telescopio es el diámetro de suobjetivo (en mm) multiplicado porun número que oscila entre 2,5 en

los instrumentos de hasta 100 mm y1,5 en los de diámetro mayor: sólocon una buena óptica se podráaplicar el factor de ampliación 2,5en pequeños instrumentos, pocoafectados por la turbulencia de hasta2"; por el contrario los instrumentoscon un diámetro superior a 150-200mm ya se ven afectado por la turbu-lencia de 2" con lo cual el aumentomáximo tiende a ser, como mucho,2 veces su abertura. La explicaciónes sencilla: si tenemos una turbulen-cia de 1"´, un refractor de 75 mm(poder resolutivo: 1,6") se verá pocoafectado dado que no puede apreciardetalles tan minúsculos, pero unreflector de 200 mm (poder resolu-tivo: 0,6") notará muchísimo laturbulencia al poder apreciar deta-lles menores. Así mientras el refrac-tor podrá emplear hasta 190 aumen-tos (75 x 2,5) sin notar mucho elefecto de la turbulencia (que prácti-camente cae fuera de la resoluciónde su ojo), el reflector si emplea ya260 aumentos (200 x 1,3) notaperfectamente la molestia de laturbulencia, porque ésta cae dentrode la resolución de su ojo a eseaumento. A mayores aberturas elefecto se nota más, paliándose alaumentar la altura sobre el suelocomo en las observaciones de altamontaña. La diferencia es notoria;es por ello que habitualmente setrabaja con 300 a 400 aumentoscomo mucho con telescopios deaficionado desde lugares cotidianos.En lugares de alta montaña y coninstrumentos de calidad se puedenalcanzar 500, 800 e incluso 1.200aumentos (como en el observatorioPic de Midi con el telescopio de 1 mde abertura), pero son casos excep-cionales; trabajar con 400 aumentoses ya difícil en condiciones habitua-les y muchas veces no se puedeaplicar tanta ampliación sin conse-guir degradar apreciablemente la

imagen.Con estos aumentos es fácil

calcular qué diámetro aparente,visto a través del ocular, presentarácualquier planeta: bastará multipli-car el diámetro aparente del astro(en segundos de arco) por elaumento. De este modo cuandoMercurio subtiende un diámetro de7" y lo observamos con 100 aumen-tos su tamaño aparente es

T. a. = 7" x 100= 700"o lo que es lo mismo, unos 11,66

minutos de arco; de la mismamanera cuando estudio el planetaMarte (de 25") con 200 aumentos eltamaño aparente será de 500" (83')equivalentes a casi 2,6 veces eldiámetro aparente de la Luna Llena.Se comprende que para ver grandeun cuerpo de poco diámetro se nece-siten aumentos elevados, en tantoque cuerpos tan extensos como losanillos de Saturno o el disco deJúpiter pueden estudiarse bastantebien con 100-150 aumentos. Uranoy Neptuno se aprecian ya comodisco de contornos indefinidos conmás de 100 aumentos. Pero si bien:con grandes aumentos se ve aprecia-blemente el disco aparente de loscuerpos que posean un diminutodisco, no es posible sobrepasar ellímite físico que nos viene impuestopor la resolución del instrumento nipor la turbulencia local. En elprimer caso nunca podremos ver eldisco aparente de Ganimedes con unrefractor de 60 mm por muchosaumentos que empleemos, en tantoque en el segundo si la noche es dealta turbulencia incluso con el mejortelescopio de 400 mm apenas vería-mos en Marte más que un manchónoscilante y tembloroso. Ambos sonbarreras infranqueables en la obser-vación visual.

En los últimos años, después deque ha dejado de ser un secretomilitar, se está poniendo de moda�

entre los aficionados más profesio-nales o serios el empleo de ocularesdotados de óptica adaptativa: setrata de un instrumento electrónicoequipado con una lente capaz deacomodarse o adaptarse a las irregu-laridades ópticas causadas por laturbulencia del aire; en este caso sise observa Marte en una nocheturbulenta la imagen parece conge-lada o, al menos, no oscila de unamanera tan apreciable. Está espe-cialmente recomendada para la foto-grafía de planetas a gran aumentoaunque apenas supone ventaja, demomento, en la observación visualde estrellas o astros de magnitudsuperior a la 2ª (como Urano o unasteroide débil), aunque las siempreesperadas mejoras tecnológicas sinduda nos reservan sorpresas en estecampo. La calidad de imagenmejora notablemente sobre todo enla captura de los detalles más difíci-les (satélites débiles de Saturno) odelicados (estructura fina deJúpiter).

LOS PRIMEROS TRABAJOS

Ya he comentado en profundidadqué instrumentos podemos emplearen la observación planetaria, quéresolución teórica se logra con lostelescopios, cuál puede ser elmáximo aumento útil empleado yqué tamaño aparente pueden llegar apresentar los planetas en el ocularde gran aumento. Queda ahoradescribir las primeras observacio-nes.

Por lo general, un aficionado alos estudios planetarios inicia suandadura con unos pequeños pris-máticos de 7 x 50 ó 10 x 50, con loscuales puede seguir el movimientodiario de los planetas rápidos(Mercurio, Venus o Marte), el movi-miento lento de los planetas máslejanos (Júpiter y Saturno) y elpequeño desplazamiento sobre el

fondo estrellado de los planetasUrano y Neptuno, bien visible alcabo de unas semanas de modosimilar al de los asteroides. En estoscasos los aumentos del instrumentono son suficientes para mostrar eltamaño aparente de ninguno deestos planetas (salvo Júpiter en susmayores oposiciones, los anillos deSaturno y las fases de Venus en rarasocasiones) por lo cual es imprescin-dible que sepamos diferenciarlos deestrellas de similar brillo o magni-tud. Por lo general consultando unmapa celeste se nota, de inmediato,qué "estrella" sobra en el cielo ofalta en el mapa; un cuidadosoexamen del cielo y de la carta nosindica dónde se sitúan Urano,Neptuno o los asteroides brillantes:el seguimiento en dos o tres días nosconfirma si en realidad son ellos.Pero los prismáticos, aunque permi-ten vistas amplias a bajo aumentodel cielo, no son instrumentos muyindicados para un estudio serio delos planetas; es cierto que permitendistinguir el color de los mismos, alcompararlos con estrellas conoci-das, o captar el movimientocambiante día a día, pero no hacerestudios delicados. Sólo cuandoempleemos prismáticos de 15-20aumentos, a veces más (sobre todolos que poseen ocular con zoom)estamos en disposición de contem-plar y seguir las evoluciones de loscuatro mayores satélites de Júpiter:incluso con unos gemelos de 7aumentos podemos llegar a percibirlos dos más exteriores en susmayores elongaciones, aunque unestudio cómodo sólo se puede efec-tuar con un instrumento de 50-60mm de diámetro y con más de 10aumentos. En el mercado han apare-cido ya unos prismáticos gigantes(llamados también de guardacostaso vigilantes de playa) de 150 mm dediámetro, aunque los aumentos rara

vez pasan de 20: incluso con ellos espoco lo que se puede observar en lascercanías de los planetas salvo lossatélites de Júpiter y los más brillan-tes de Saturno. Los prismáticos soninstrumentos que permiten un iniciocómodo de la observación del cielo,pero con ello no podemos pasar alos trabajos de mayor calidad: seimpone cambiar a un instrumentoóptico de mayor tamaño. Es hora decomprar un telescopio.

El consejo de un amigo experi-mentado o el de cualquier entidadastronómica nos evitará errores yengaños: comprar sólo aquel teles-copio, de diámetro mediano, queesté equipado con una monturaecuatorial estable, que disponga deuna óptica conocida y que, engeneral, tenga las característicasapropiadas para trabajar seriamentecon el mismo. Es recomendable nobajar de 75 mm en el diámetro delobjetivo, aunque un reflector de 100mm es ya suficiente para efectuarlos primeros trabajos serios; losaventureros prefieren comenzar conreflectores de 150 a 200 mm deabertura aunque, si no tienen expe-riencia previa, podrán encontrarsecon algunos problemas de fácilsolución en el empleo de los tambo-res graduados de la montura, labúsqueda con oculares de altoaumento o el seguimiento de objetosdébiles por coordenadas.

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Una montura ecuatorial(alemana o de horquilla) permite elempleo de motor de seguimiento; untelescopio buscador de medianaabertura (de 50 a 75 mm de diáme-tro) nos asegura encontrar fácil-mente objetos débiles y un trípode(o columna) estable es garantía debuenas observaciones durante todoel tiempo; el empleo de ocularesmalos, baratos o de baja calidad conuna óptica buena impide o dificultahacer observaciones de calidad:óptica buena reclama y necesitaoculares buenos: si son de campoamplio podremos observar o foto-grafiar de un modo más cómodo.

En el estudio de cometas, aste-roides o astros de bajo brillo (nebu-losas y galaxias sobre todo) es reco-mendable un instrumento de focalcorta (inferior a f: 8) del tipo deno-minado cazacometas; por el contra-rio para el estudio planetario o lunar

una relación igual o superior a f: 10asegura imágenes no demasiadoluminosas y unos aumentos bastantemayores. En el primer modelo elcampo visual abarcado en el campodel ocular de menor aumento serámayor que en el segundo: algo muydeseable en la obtención de fotogra-fías celestes. La cámara fotográficaacoplada al telescopio (de manerarígida: rechacemos, cuando sepueda, el montaje chapucero omediocre salvo que nuestro sistemasea el único posible) permite yasegura la captura fotográfica deaquellos astros que nos interesen; engeneral un film de 100 a 200 ASA,con exposiciones de 1 segundo, yacaptura estrellas débiles; depen-diendo del diámetro y la focal deltelescopio incluso exposiciones máscortas capturan todavía estrellasbrillantes o satélites planetarios sinerror. Cuando se dispone de motor

las exposiciones pueden subiralgunos segundos, lo que asegura labúsqueda fotográfica de astros cuyobrillo esté por encima de la 6ªmagnitud sin problemas.

Los planetas (salvo siempre elanómalo Plutón) presentan brillosentre altos (Venus, Marte, Mercurio,Júpiter y Saturno) y medianos(Urano y Neptuno) lo que es fácil decaptar con exposiciones de 1segundo en un reflector de 100 mmde diámetro. En este caso sólo seplasma el brillo del planeta, no sudiámetro aparente; para obtenerdiámetros planetarios mínimamentereconocibles necesitamos focalessuperiores a 2 ó 3 metros según eldiámetro aparente del astro y sudistancia a la Tierra, ampliación conocular además de técnicas algo másdepuradas: seguimiento perfecto,óptica buena y condiciones detrabajo adecuadas.

En Grecia comenzó a desarro-llarse lo que ahora conocemos comoastronomía occidental. En losprimeros tiempos de la historia deGrecia se consideraba que la tierraera un disco en cuyo centro sehallaba el Olimpo y en torno suyo elOkeanos, el mar universal. Lasobservaciones astronómicas teníancomo fin primordial servir comoguía para los agricultores por lo quese trabajó intensamente en el diseñode un calendario que fuera útil paraestas actividades.

La Odisea de Homero ya serefiere a constelaciones como la OsaMayor y Orión, y describe cómo lasestrellas pueden servir de guía en lanavegación. La obra "Los trabajos ylos días" de Hesíodo informa sobrelas constelaciones que salen antesdel amanecer en diferentes épocasdel año, para indicar el momentooportuna para arar, sembrar y reco-lectar.

Las aportaciones científicasgiegas más importantes se asocian

con los nombres de los filósofosTales de Mileto y Pitágoras, pero nose conserva ninguno de sus escritos.La leyenda de que Tales predijo uneclipse total de Sol el 28 de mayo de585 a .C., parece ser apócrifa.

Hacia el año 450 a .C., losgriegos comenzaron un fructíferoestudio de los movimientos planeta-rios. Filolao (siglo V a.C.), discípulode Pitágoras, creía que la Tierra , elSol, la Luna y los planetas girabantodos alrededor de un fuego centraloculto por una ‘contratierra’ inter-puesta. De acuerdo con su teoría, larevolución de la Tierra alrededor delfuego cada 24 horas explicaba losmovimientos diarios del Sol y de lasestrellas.

El más original de los antiguosobservadores de los cielos fue otrogriego, Aristarco de Samos. Creíaque los movimientos celestes sepodían explicar mediante la hipóte-sis de que la Tierra gira sobre su ejeuna vez cada 24 horas y que juntocon los demás planetas gira en tornoal Sol.

Esta explicación fue rechazadapor la mayoría de los filósofosgriegos que contemplaban a laTierra como un globo inmóvil alre-dedor del cual giran los ligerosobjetos celestes. Esta teoría, cono-cida como sistema geocéntrico,permaneció inalterada unos 2.000años. Sus bases eran:

- Los Planetas, el Sol, la Luna ylas Estrellas se mueven en orbitas

circulares perfectas.-La velocidad de los Planetas, el

Sol, la Luna y las estrellas sonperfectamente uniformes.

- La Tierra se encuentra en elcentro exacto del movimiento de loscuerpos celestes.

Bajo estos principios Eudoxo(408 - 355 a .C) fue el primero enconcebir el universo como unconjunto de 27 esferas concéntricasque rodean la tierra, la cual a su veztambién era una esfera. Platón y unode sus mas adelantados alumnosAristóteles (384 - 322 a .C.) mantu-vieron el sistema ideado por Eudoxoagregándole no menos de cincuentay cinco esferas en cuyo centro seencontraba la Tierra inmóvil.

Pero el centro de la vida intelec-tual y científica se trasladó deAtenas a Alejandría, ciudad fundadapor Alejandro Magno y modeladasegún el ideal griego.


SIRIOSIRIO

AstrAstronomía en la antiguaonomía en la antiguaGrGreciaecia

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Recopilado por Paco Medina

Los agrupamientos de estrellas que han nacido de lamisma masa de gas o polvo y que, en la actualidad,aparecen todavía unidas con diferentes formas, masas ytamaños, se denominan "cúmulos estelares" en caste-llano, "amas" en francés y "cluster" en inglés. Según lamasa inicial del gas progenitor (en ocasiones tambiénpolvo), a partir del cual han nacido estos astros, seformarán dos tipos diferentes de cúmulos estelares:

- El cúmulo abierto (open cluster, en inglés),formado por apenas medio millar o menos estrellas,cercanas unas a otras pero perfectamente discerniblespueden tomar cualquier forma incluso casi la globular(aunque con astros dispersos) y no es raro que en ellosaún queden restos del gas y el polvo del cual hannacido; ejemplos bien estudiados son M-45 "Pléyades",M-44 "Pesebre" y otros por el estilo.

- El cúmulo globular (globular cluster, en inglés),formado al menos por un millar o más de estrellas (enalgunos casos hasta medio millón), bastante próximasen el espacio, todas ellas unidas por la gravitación y quepresenta la forma de un globo o esfera, en donde esdifícil ver las estrellas apelotonadas en el centro pero sepueden contar y estudiar todas las de la periferia, sobretodo con aumentos medianos o altos. El globular típicomide 75-100 años luz de diámetro, tiene una masa de100.000 soles, una luminosidad absoluta de magnitud -7 a -9 y un espectro de tipo F5; la edad promedio es de10-12 mil millones de años e incluso más en ciertoscasos.

Mientras la masa de los cúmulos abiertos es de 10 a500 masas solares o incluso menos, los cúmulos globu-lares tienen casi todos más de 4.000-10.000 masassolares e incluso más (500.000 masas solares enalgunos casos); otras características que los hacen reco-nocibles es, aparte de su forma esférica, el que carecende gases alrededor, que la metalicidad de sus compo-nentes sea baja y que presente astros de una edad muy

avanzada. Pero la característica más destacada es que sedistribuyen alrededor de una galaxia formando como un"halo" en su parte exterior; desde nuestro punto de vistasolar los cúmulos globulares parecen agolparse en laconstelación de Escorpión, Sagitario y Ofiuco: precisa-mente alrededor del núcleo de la Galaxia. Una caracte-rística de los globulares es la presencia de un tipo espe-cial de variables, denominadas RR Lyrae, que abundanen ellos ( incluso 200 catalogadas en M-3!).

CUMULOS ABIERTOS. Desde nuestro punto devista solar si miramos la Galaxia veremos que loscúmulos abiertos se concentran precisamente en direc-ción al plano (Ecuador galáctico), ya que son aglomera-ciones de estrellas situadas en los brazos próximos alSol, estando ausentes en ciertas direcciones perpendicu-lares a este plano que son "agujeros" por los cualesvemos las lejanías del Universo (Ursa Major, Leo,Virgo...); por ello es fácil encontrarlos en constelacio-nes por las cuales discurre la parte más densa de la VíaLáctea (Cisne, Escorpión, Sagitario, Cochero...)


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por Francisco A. Violat Bordanau


como grupitos de estrellas; sin embargo en la zona deDorado-Mesa aparece un aglomeramiento de cúmulosabiertos, que son los que pertenecen a la Nube Mayorde Magallanes, mientras que en la constelación deTucán aparecen los que forman parte de la Nube Menorde Magallanes

Los cúmulos abiertos son fácilmente visibles coninstrumentos de aficionados algunos con tamañoselevados (330' las Hyades, 275' el de Coma Berenice -Mel 111- ó 110' las Pléyades), aunque no faltan aquellos-muy raros- que apenas si llegan al minuto de arco(pertenecientes a nuestra Galaxia: los de otras galaxiaspueden ser incluso menores); la mayoría son todos reso-lubles con instrumentos de aficionados al no tener unaexcesiva aglomeración de sus astros ni estar muydistantes.

Por lo general están a distancias no muy elevadas (el80% inferiores a los 5.000 pc: menos de 15.000 años-luz), salvo raras excepciones que llegan a distar hasta12.000 pc; entre los cúmulos más próximos se encuen-tran las Hyades (46 pc), Mel 111 (80 pc), M-45 (125pc), M-44 (160 pc), M-39 (270 pc) aunque otros subena 600 pc (M-6), 660 pc (M-23), 800 pc (M-67), 1.200pc (M-18), 1.250 pc (M-29), 1.600 pc (M-52), 1.720 pc(M-11) ó incluso 2.600 (M-103) sólo por citar a los másconocidos de los aficionados.

El número de astros componentes va desde los 4 a 6para los más pobres y sube, en algunos casos, a las 200(M-67) e incluso 300 (NGC 7789) o 500 (M-67) ,aunque por lo general se mantiene en torno a las 20-100en la mayoría de los casos.

De sus espectros estelares se deduce una edad de 1

millón de años para los más recientes (como IC 1848) y6.300 millones de años los más ancianos (NGC 6791),aunque son contados los cúmulos que llegan de los1.000 millones de años (como M-67): con esa edad larotación de la Galaxia habría tenido tiempo de dispersartodos sus componentes y sólo muy pocos han sobrevi-vido, como tales, hasta nuestros días.

Si nos atenemos a sus espectros, la gama conocidaoscila entre la OB para los más calientes y raramenteposteriores (F2 para el viejo NGC 188), perteneciendola inmensa mayoría a los tres primeros tipos espectrales.

Con un telescopio de aficionado son aglomeracionesdispersas de estrellas, en algunos casos de diversoscolores y brillos, fácilmente resueltas incluso a bajoaumento; con una CCD sencilla es fácil estudiar ladisposición de sus componentes, medir las estrellasbinarias o múltiples e incluso determinar el color propiode las estrellas con el empleo de filtros de color.

Pero hay cúmulos abiertos que guardan sorpresascuriosas: por ejemplo en el seno de M-44 encontramoscinco galaxias NGC y otras varias UGC hasta totalizar9, la más brillante de las cuales (NGC 2624) es demagnitud 14,5 que con un tamaño de 48x42" es unanubecilla vaporosa bien visible con un reflector de 8-10pulgadas de abertura. El resto de las galaxias va de lamagnitud 15 en adelante, siendo fáciles de capturar conuna CCD sencillita; este cúmulo dista unos 200-250millones de años-luz de la Tierra y se encuentra, comoes normal, "detrás" de M-44. Un caso curioso es el deM-46, situado a 5.400 años-luz, sobre el cual proyec-tada delante (dado que dista sólo a 2.930 años-luz)vemos una nebulosa planetaria denominada NGC 2438que, por perspectiva, está "dentro" del mismo junto alresto de estrellitas.

Otros cúmulos sirven para que el aficionado puedacalibrar sus instrumentos, como ocurre con M-67 cuyosastros, perfectamente estudiados, sirven de "patrón" dereferencia, en las observaciones fotoeléctricas o CCDpara calibrar los filtros y los instrumentos. Y otros más,como M-45 o M-35, contienen bastantes binarias omúltiples como para que cualquier CCD, acoplada acualquier telescopio, permita un estudio serio de suscomponentes, sin olvidarnos de las variables.

Dado que todas las estrellas componentes delcúmulo han nacido con la misma composición químicay se encuentran casi a la misma distancia, la variedad debrillos y espectros se debe únicamente a su masa: no esraro que en ciertos cúmulos (como M-11, en Scu)encontremos una estrella brillante, que destaca sobre lasdemás del grupo, mientras que en otros como NGC

12 SIRIOSIRIO

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2362 (CMa) encontramos una gigante azul (Tau CMa,magnitud 4,4 y tipo espectral O9) rodeada de hasta 60débiles componente, distantes 5.100 años-luz. En otroscasos las estrellas son casi idénticas y están envueltas engas y polvo del cual han nacido (M-78, M-16, M-45 oM-42), quedando en algunos casos totalmente envueltasen los jirones de gas, que resultan por ello iluminados(el Trapecio, en el seno de M-42). En suma, una granvariedad de objetos para realizar con ellos los másvariados estudios visuales, fotográficos o CCD.

CUMULOS GLOBULARES: a través de un teles-copio mediano aparecen como conglomerados esféricosde astros hormigueantes, de color amarillo, ambarino oincluso anaranjado, con tamaños reales que oscilanentre los 50-100 años luz. Visualmente se concentran enlas constelaciones de Escorpión, Sagitario, Ofiucoaunque se encuentran algunos en constelacionesvecinas: Libra, Acuario, Capricornio, Flecha, Aguila,Lira, Hércules o Lince. Incluso en la Osa Mayor, casilibre de estrellas o cúmulos que facilitan la visión dellejano Universo, se localiza el distante Palomar 4.

Los que han sido catalogados hasta el momento ennuestra Galaxia y aparecen reseñados en el SkyCalatogue (vol. II) apenas son 138, aunque si pudiése-mos ver nuestra Galaxia desde fuera (como sí podemoshacer con otras, como las Nubes de Magallanes, porejemplo) este número se vería ampliado.

La distancia hasta ellos es elevada: los más próximosdistan 2.100 Pc (M-4), 3.100 (M-22), 4.600 pc (47 Tuc)y 5.200 (Omega Cen) que, precisamente por eso, apare-cen bastante amplios y fácilmente resolubles en astros;

a partir de ahí los podemos encontrar a distanciascrecientes: 8.300 pc (M-80), 13.300 (M-79), 18.200(M-75) o incluso 34.700 (NGC 7006) o 93.100 (NGC2419).

Sus espectros son avanzados (F y G); el másbrillante (magnitud 3,65 ) es Omega Centauri y el másdébil (16 magnitud) es el denominado AM-1.

El tamaño aparente sólo es elevado en el caso de losmás próximos: 36' (Omega Cent), 31' (47 Tuc), 26' (M-4), 24' (M-22), 19' (M-55), 17' (M-13) y bajan lenta-mente hasta descender a sólo 66" en el caso de NGC416. Sin embargo el mayor globular de la Nube Menorde Magallanes (distante 60 kpc) mide sólo 2,6 minutosde arco (NGC 419), contra los 2,3 de NGC 1466 en laNube Mayor (a 52 kpc). El tamaño real oscila entre los50 a 200 años-luz, dependiendo de la riqueza y concen-tración de sus estrellas.

Con un telescopio de 100 mm de abertura ya sepueden comenzar a resolver las estrellas de la periferiaen la mayoría de ellos, aunque sólo a grandes aumentosen reflectores de mediana abertura es factible lograr unaresolución en las zonas más internas. Con una CCDnormalita es fácil capturar sus componentes de magni-tud 11 a la 16, quizá algo más si el cúmulo es cercano.Con instrumentos pequeños sólo son aglomeraciones deestrellas, como "bolas de nieve", pero con grandesaumentos en instrumentos de mediana abertura (porencima de 150-200 mm) podemos resolver la parteinterna e incluso el núcleo de los más próximas: en estecaso el objeto es un conjunto hormigueantes de estrelli-tas diminutas, brillando y parpadeando en la distancia.Sin embargo los miembros más brillantes del distanteNGC 2419 (unos 182.000 años-luz) no rebasan lamagnitud 17 siendo por ello irresoluble para cualquiertelescopio modesto: por contra, su tamaño aparente tanelevado (2') indica que realmente mide unos 350 años-luz. NGC 7006, en Delfín, es otro de los más distantes(unos 150.000 años-luz) con astros de magnitud 1 comomáximo, aglomeradas en un radio de unos 120 años-luz.

Algunos globulares tienen sorpresas añadidas: M-15encierra cerca del núcleo una nebulosa planetaria PK65-27,1 que con 15,5 magnitud y 6" apenas en visible a casi1'del núcleo con instrumentos medianos; en M-80apareció la nova T Sco en mayo de 1860, que llegó abrillar en el máximo con magnitud 6,8 (200.000 vecesmás que le Sol) mientras que en M-14 apareció unanova en 1938 (magnitud 16 ) que quizá rozó la magni-tud 11 en el máximo. Sin embargo otros cúmulos máspróximos como M-4, M-22 ó M-13 son más norma-�

litos, al menos para nuestros modestos aparatos.El color de las estrellas visibles es preferentemente

rojizo: de este modo en M-4 (uno de los más estudia-dos) todas las estrellas componentes, entre la magnitud10,5 y 12,5 son rojas y naranjas, mientras que las estre-llas blancas (A y F) no rebasan la magnitud 13 comomáximo, quedando por ello el cúmulo, para los peque-ños y medianos instrumentos, formado por astros prefe-rentemente rojizos y anaranjados; el resto de las estre-llas (se han computado más de 10.000) quedan pordebajo de la magnitud 14-15 y fuera del alcance de laresolución.

Los cúmulos tienen tamaños compactos: en el casode M-80 se ha determinado un diámetro de 50 años-luz,60 para M-56 y M-9, para 47 Tuc (NGC 104) los estu-dios calculan un tamaño real de 210 años-luz y en M-15este número se reduce a 130 años-luz; M-71 es especialen todo: es un globular bastante pobre, con un tamañode apenas 30 años-luz pero cuyas componentes (demagnitud 12,5 a la 16) son todas rojizas, quedando lasanaranjadas y amarillas por debajo de la magnitud 17-18. M-22 es también uno de los mejores conocidos: en

él todos los miembros más brillantes (10,5 a 13,5) sonestrellas rojas, el siguiente piso de estrellas anaranjadasse extiende de la 13,5 a la 14,5 mientras que estrellasamarillas o blancas sólo pueden encontrarse si sedesciende más; su tamaño real es de unos 50-60 años-luz mientras que su masa ronda las 500.000 estrellas.

En las dos galaxias vecinas, las Nubes deMagallanes Mayor y Menor se localizan también conpreferencia estos cuerpos, aunque son débiles al ser tandistantes (de la 9,8 magnitud en adelante en el primercaso y la 10 en el segundo caso); en la Galaxia deAndrómeda (M-31) los cúmulos globulares no superanla magnitud 15 siendo, por tanto, invisibles para losinstrumentos de buena abertura, preferentemente conCCD. En otras galaxias más distantes son visiblestambién, aunque con una extrema debilidad y dificultaddada la distancia hasta ellas.

En una noche clara y estable cualquier instrumento,a partir de los 100-150 mm de abertura, aumentos supe-riores a los 200 y mucha paciencia nos permite escrutarel interior de estos densos aglomerados de estrellas.

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Mucho se ha hablado sobre lasposibles formas que podría tener elUniverso. Supongo que casi todosnosotros albergamos la idea de unUniverso plano, esto es, tres ejesperpendiculares y un espacio sin finen cualquiera de estas direcciones.También han aparecido otras ideascomo Universos toroidales (enforma de neumático), Universosesféricos, hiperbólicos, y muchosotros. Pero ¿alguna vez nos hemospreguntado cuáles serían las conse-cuencias de que nuestro Universofuese uno de éstos? ¿Qué fenóme-nos observaríamos si nuestroUniverso fuera un espacio curvocerrado? ¿Se observa experimental-mente alguno de estos extrañosfenómenos?

Estas y muchas otras preguntasme he formulado en estos cincoúltimos años y por lo que parece noha sido una tarea en balde. El temaen que me he centrado ha sido el delas consecuencias que acarrearíaconsiderar nuestro Universo comoun espacio S3.

Pero, ¿qué es un espacio S3?Antes de contestar a esta preguntano estaría de más comprender comoson los espacios S1 y S2:

Una línea recta es un espacio deuna dimensión. Si viviéramos endicho espacio, sólo tendríamoslibertad para movernos adelante o

atrás, pero podríamos viajar en estadirección tanto recorrido comoquisiéramos pues este espacio notiene un límite.

Ahora imaginemos que cortamosesta recta de tal forma que obtene-mos un segmento finito, y unimossus dos extremos. Habremos obte-nido una circunferencia.

Si consideramos esta circunfe-rencia como un espacio, tendrápropiedades parecidas a la de larecta, pues la hemos obtenido apartir de ésta. La única diferenciasería que al recorrer una determi-nada distancia en este espacio,volveríamos al mismo punto. Puesbien, este espacio es lo que matemá-ticamente se denomina un S1.

Para imaginarnos el S2 tenemosque considerar la superficie de unaesfera como un espacio por el quepodemos movernos. Dado que laspersonas vivimos sobre la superficiedel Planeta Tierra que es casi esfé-rica, estamos acostumbrados amovernos por un S2. Sabemos que,para cortas distancias, podemosdesplazarnos en dos direccionesprincipales: adelante (atrás),derecha (izquierda). De ahí viene elnúmero 2 de S2. Análogamente enS1 solo teníamos una dirección porla que movernos (con velocidadpositiva o negativa).Otro detalle queobservamos en S2 es que si se

recorre una cierta distancia en cual-quier dirección se regresa al mismopunto de partida. Esto es lo que leocurrió a Magallanes cuando dio lavuelta al mundo.

Ahora veamos cómo es elespacio S3. Nuestra intuición espa-cial no nos permite imaginar esteespacio visto desde fuera comohemos hecho antes al ver a S2 comouna esfera y a S1 como una circun-ferencia.

La única forma de comprenderS3 es metiéndonos dentro y obser-vando sus propiedades:

Tenemos tres direcciones en lasque movernos (arriba, adelante,derecha).

Volveremos al mismo punto alcabo de un cierto espacio recorridosea cual sea la dirección quetomemos.

Este S3 que ahora todoscomprendemos es la forma delUniverso que toma por hipótesiseste modelo. En este momento sepueden formular las siguientespreguntas:

¿Qué conclusiones saco de estahipótesis?

¿Qué razones hay para pensarque el Universo pueda ser un S3?

Conclusiones:

Imaginemos una estrella en unadeterminada posición dentro delespacio S3. Esta estrella emitirá


Un UnivUn Univererso S3 so S3

Autor: Juan Ignacio Pérez Sacristán

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luz que se irá esparciendo radial-mente. Si me fijo en la trayectoriade un determinado rayo de luzemitido me doy cuenta de que éste,al cabo de un cierto tiempo, llegaráal mismo punto de donde partió, osea que llegará al punto donde antesestaba la estrella (digo "estaba" y no"está" pues ésta puede habersemovido).

Pero esto mismo le ocurrirá atodos los rayos que han partido de laestrella en todas las direccionesposibles. Así pues, toda la luzemitida por la estrella se vuelve areunir en un punto al cabo de uncierto tiempo, que es justo el que lecuesta dar la vuelta al Universo. Porotra parte, la luz de la estrella, deigual modo, se vuelve a concentraren la parte opuesta del Universo S3,o sea al otro lado del Universo(Figura 1: Sólo están dibujados dosrayos opuestos, pero sería análogopara todos los demás rayos que seemiten en todas las posibles direc-ciones. El dibujo corresponde a unS2. Para un S3 es muy parecido).Por tanto ¿qué he de esperar obser-var?

Figura 1: 2 rayos en un S2

El observador verá que hay unaestrella emitiendo luz en una deter-minada posición y también verá (alcabo de cierto tiempo) una imagenperfecta de la estrella en la misma

posición donde antes estaba ésta.Por tanto observará, aparentemente,dos estrellas. Si dejamos que trans-curra mucho tiempo aparecerán másimágenes de dicha estrella pues laluz está continuamente rodeando elUniverso S3. Y no sólo eso, sino quedebido a la imagen que aparece alotro lado del Universo, el observa-dor verá una imagen de la estrellajusto en la misma dirección peromirando hacia atrás.

Así, ya hemos obtenido laprimera conclusión: aparecen múlti-ples imágenes de los objetos lumi-nosos de ese Universo.

Por otra parte, me puedo pregun-tar si este fenómeno que se da conlos rayos de luz pudiera darse conlas interacciones (las fuerzas). Siconsidero la gravitación como unainteracción debida al intercambio departículas (conocidas como gravito-nes) éstas recorrerán sus respectivastrayectorias por el Universo puesson lanzadas desde la estrella igualque los rayos de luz, ya que la estre-lla tiene masa e interactúa gravitato-riamente.

Así pues, los gravitones comotodo lo que viaje por este Universo,deberán recorrer trayectorias cerra-das, o sea, volverán al punto departida exactamente igual que losrayos de luz. Por tanto, al igual quevemos la imagen de la estrella comosi de una verdadera estrella setratase, percibiremos la gravedad dela imagen de la estrella como si real-mente estuviese ahí.

De este modo obtenemos lasegunda conclusión: la imagen de laestrella interactúa gravitatoriamentecomo si de la estrella original setratase.

¿Qué me lleva a pensar que estemodelo es cierto?

Las razones más poderosas parapensar que un modelo es correctosiempre son la concordancia con losexperimentos (en este caso, losexperimentos consisten en la obser-vación del aspecto que presentanuestro Universo), así que con ellascomenzaré:

Estructuras filamentosas:Como es sabido, en el Universo

a gran escala se observan unasextrañas estructuras que forman lasgalaxias y los cúmulos de galaxias.Se ven grandes vacíos de galaxias yzonas de acumulación de galaxiasen forma de filamentos.

Figura 2: Representación degalaxias a partir de datos reales

Figura 3: Detalle de la repre-sentación de galaxias

Veamos tres gráficos de algunasde las estructuras filamentosas quese observan en el Universo (Figuras2,3,4). Si miráramos otros gráficos,encontraríamos las mismas caracte-rísticas esenciales que describirémás tarde. Estos gráficos se han

16 SIRIOSIRIO

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obtenido a partir de muchas obser-vaciones del espacio extragaláctico.Son secciones planas del Universo ynosotros nos encontramos en elcentro en las figuras 2 y 3, mientrasque en la figura 4 nos encontramosen el extremo inferior (el vértice delsector). La calidad de las figuras 2 y3 es mucho menor que la de lafigura 4, por eso en éstas no sepuede resolver cada galaxia comoun punto en el sector, mientras queen la figura 4 sí se puede hacer. Laventaja que tienen los gráficos 2 y 3es que muestran el sector completo,mientras que el gráfico 4 muestrasólo la zona superior extragalácticavisible.

Estas estructuras están caracteri-zadas por :

Gran Muralla: Se denomina así a

la estructura en forma de arco entorno a nuestra posición (Figura 5).Si tiene forma de arco y no decircunferencia completa es debido(suposición del autor) a que hay unagran área del cielo donde nopodemos observar objetos extraga-lácticos (La Gran Muralla es uno deellos) ya que nuestra propia galaxiase interpone en el campo de visión.

Así pues, no sería desacertada laidea de pensar que la Gran Muralla

no es realmente un arco sino unacircunferencia completa. (Figura 9).Si lo suponemos así, nos daremoscuenta de que casualmente el centrode la circunferencia recae en la posi-ción del observador, o sea nuestrocúmulo de galaxias (Figura 7).

Dado que lo que estamos estu-diando son secciones del Universo y

no éste en su conjunto, es lógicopensar que lo que en un plano es unacircunferencia, pasa a ser una esferaen un espacio plano (euclídeo) detres dimensiones. Así pues, si consi-

deramos por un momento la ideaclásica de que el Universo es unespacio euclídeo, obtenemos que laGran Muralla es una esfera concentro en nosotros. En la Figura 9 seve que la Gran Muralla se aproximamás a una elipse que a una circunfe-rencia, lo que significaría en unUniverso euclídeo, que estamosrodeados por una Gran Muralla enforma de elipsoide. ¡Qué casuali-dad! (Más tarde aplicando elmodelo S3 comprobaremos que estono es más que una deformación dela realidad.)

Podemos observar que cruzán-dose con la Gran Muralla aparecenestructuras filamentosas (Figura 8)que casualmente todas apuntanhacia nosotros. También se ve que lamisma Gran Muralla es en realidaduna gruesa banda estratificadaradialmente, lo que quiere decir queestá formada por un montón deestructuras finas todas ellas apun-tando hacia nosotros (Figura 10).

Los grandes vacíos (Figura 6) seencuentran alrededor de la GranMuralla (Figura 5) y del cúmulo degalaxias donde nuestra galaxia�

Figura 4: Representación angular de la distribución de galaxias

Figura 5: Gran Muralla

Figura7: Nuestro Supercúmulo

Figura 6: Grandes Vacíos


está localizada (Figura 7).

Pues bien, estos son los hechos

experimentales acerca de las estruc-turas filamentosas, que al parecerrequieren una explicación, y es lasiguiente:

No es difícil comprender que sivivimos en un espacio S3 y observa-mos una región al otro lado delUniverso la veremos en cualquierdirección que miremos y rodeándo-nos por completo. Si creyéramosque nuestro espacio es plano, pensa-ríamos que tal región es una superfi-cie que nos rodea y centrada ennosotros. En cambio, si pensamosque nuestro Universo es un S3vemos que este fenómeno es lógico

y la única razón de que nosotrosseamos el centro de la superficieque nos rodea es simplemente quenosotros somos los observadores.

Cuando realizamos lo que sellama una proyección estereográficalo que en realidad estamos haciendoes representar un espacio esféricoS2 como si de un plano se tratase.Un mapa mundi es una proyecciónestereográfica de la Tierra, y por talmotivo la Antártida siempre saledeformada completamente. Si estosmapas se hicieran de tal forma quepor debajo de la Antártida apare-ciera Australia , etc., (o sea que elmapa mundi no se acabara en laAntártida) podríamos observar quela región que se encuentra al otrolado del mundo saldría aún másdeformada que la Antártida.Aparecería como una región enforma de circunferencia que nosrodearía completamente. Esto es asíporque la región que está al otrolado del mundo dista lo mismo denosotros vayamos por la direcciónque vayamos.

Si siguiéramos representandomás terreno en el mapa mundi hastallegar a nuestra propia posición,obtendríamos que la región en quenosotros nos encontramos tambiéndescribiría una circunferenciaconcéntrica a la anterior pero con eldoble de radio. Es también lógico,

pues podemos llegar a nuestra posi-ción inicial vayamos por la direc-ción que vayamos dando la vuelta almundo. Pues bien, en S3 pasa lomismo, sólo que en vez de unacircunferencia, lo que tenemos esuna esfera.

Así pues, el hecho de quenuestro Universo fuera un S3 expli-caría claramente que la GranMuralla fuese una esfera que nosrodea completamente y con centroen nosotros, y no fuera fruto másque de nuestra propia imagen que hadado una vuelta al Universo. (Verfigura 11: A la izquierda encontra-mos un cúmulo de galaxias ynosotros estamos en el centro deéste. A la derecha observamos la

18 SIRIOSIRIO�

Figura 9: La Vía Láctea oculta las

estructuras filamentosas

Figura 10: Detalle en el que se

observa la repetición de estructuras

Figura 11: Repetición de una estructura, formando una muralla

Figura 8:Estructuras Alargadas


proyección estereográfica de la zonasuponiendo un Universo S3.Claramente hemos obtenido dosGrandes Murallas. En realidad, seobtienen tantas Grandes Murallascomo se quiera, pero aquí sólo herepresentado las dos primeras. Enlas observaciones experimentalessólo se llega a ver la primera deellas. El gráfico es una simulaciónpor ordenador realizada por elautor.) La Gran Muralla dista denosotros alrededor de 400 millonesde años luz, por lo tanto esta distan-cia sería el semiperímetro denuestro Universo S3.

Experimentalmente, hemos obte-nido que la Gran Muralla es un elip-soide alrededor de nosotros. Esto esexplicable con sólo pensar que elUniverso es un S3 achatado o lige-ramente deformado. Es fácil decomprender con sólo ver qué pasaen el mapa mundi debido al efectodel achatamiento terrestre: Lo queocurrirá es que dado que la vuelta almundo es más corta yendo por lospolos que por el ecuador, tendré quelas circunferencias que tenía antesya no serán circunferencias sinoelipses. El hecho de que nuestroUniverso no sea exactamente un S3no va muy en contra de la hipótesisde la que he partido pues las dife-rencias entre ambos Universos soncasi despreciables. Así pues, este

modelo podría explicar el problemade la Gran Muralla.

El que aparezcan estructuras fila-mentosas con simetría radial eraalgo de esperar. Podemos darnoscuenta de que la simetría radial estádirectamente relacionada con lasimetría circular o esférica, así pues,no es de extrañar que aparezcanestructuras radiales con centro desimetría en la posición del observa-dor, o sea, nosotros.

Si realizamos una proyecciónestereográfica de una figura planaalargada, no circular como antes,obtenemos los famosos filamentosradiales (Figura 10). ¿Pero por quénuestro cúmulo de galaxias tieneque tener forma alargada? Muysencillo, al igual que la secciónvertical de una galaxia espiral tieneforma alargada y no circular,nuestro cúmulo de galaxias tiene

también una forma parecida (Figura13, 14a, 14b). La figura 14a muestrala forma que tiene nuestro cúmulode galaxias sacado de la figura 2,mientras que la figura 14b muestrala forma que tiene sacada de lafigura 3.

Por último, la razón de queaparezcan grandes vacíos en elUniverso es que resulta ser la únicaconfiguración posible, si queremos

tener al mismo tiempo Gran Murallay estructuras filamentosas radiales.

Para terminar con el tema de lasestructuras filamentosas, he reali-zado una proyección estereográficade la figura que experimentalmenteaparenta tomar nuestro cúmulo degalaxias. (Figura 14a, 14b, 15).Además de la proyección en sí, heimpuesto un movimiento de giro anuestro cúmulo de galaxias, paraque las estructuras radiales queden

Figura 14a y b: Aspecto que presenta el cúmulo de galaxias máscercano a nosotros

Figura 12: Repetición de un cúmulo alargado

Figura 13: Nuestra posición en la

Galaxia

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alineadas tal y como se observanexperimentalmente. Si calculamosla velocidad angular que debo darlepara que las estructuras coincidanobtengo que le costaría dar unavuelta completa alrededor de 14400millones de años. La proyecciónestereográfica reproduce las princi-pales características que muestranlas estructuras filamentosas reales.Quizás no se vea claramente el pare-cido entre la simulación (Figura 15)y las estructuras reales (Figura3,4,5) debido a los siguientes incon-venientes:

*La proyección estereográficaque observamos experimentalmenteno es debida a nuestro cúmulo degalaxias tal y como lo vemos hoy endía, sino a éste mismo, pero hace400 millones de años, del cual sólosabemos (más bien suponemos) quetenía una forma similar a la delactual.

*No dispongo de suficienteinformación acerca de la forma denuestro cúmulo de galaxias (Véaseque la figura que va a ser proyectadaen el gráfico 15 no es igual que lasde los gráficos 14a y 14b).

*En la proyección no se tiene encuenta que nuestro Universo sea unS3 deformado, sino que se realizacon un S3 perfecto.

*El eje de giro de nuestrocúmulo de galaxias no tiene porquéser perpendicular a la sección consi-derada, y por tanto la imagen que seve experimentalmente debe corres-ponder a la proyección de otrasección de nuestro cúmulo (hace400 millones de años).

Por tanto, puedo decir que elmodelo explica las estructuras fila-mentosas en general (esto es, GranMuralla, estructuras radiales, ygrandes vacíos).

La controversia del desvíohacia el rojo

Experimentalmente, se hanencontrado algunos grupos de gala-xias en los que observamos algunasde éstas interactuando con puentesgravitatorios, o bien vemos otrosdetalles que nos dan buenas razonespara pensar que están cercanas yforman una familia de galaxias. Sinembargo, al medir las distancias aestas galaxias vemos que están muydistantes unas de otras, lo cualresulta no sólo inexplicable, sinomuy molesto para algunos científi-cos ( véase "Controversias sobre lasdistancias cósmicas y los cuásares"de Halton Arp.).

Si reconsideramos el modelo delUniverso S3, nos daremos cuenta deque proveniente de una determinadagalaxia, no sólo nos llega su luzdirectamente, también nos llega laluz de su imagen que se forma justoal otro lado del Universo S3 y la luzde la imagen que se forma en laposición inicial de la galaxia, etc. Simidiéramos las distancias a estasgalaxias (o sea, la galaxia original ysus imágenes) obtendríamos distin-tas distancias, pues para cadaimagen en particular, la luz ha reco-rrido una, media o varias vueltas alUniverso S3 además de la distanciadesde la galaxia original al observa-dor. Si suponemos que la galaxiaoriginal está en reposo, resulta que

las imágenes formadas por la luz aldar un número entero de vueltas alUniverso, aparecen justamentedonde se encuentra dicha galaxia. Sisomos más realistas y damos uncierto movimiento a la galaxia,resulta que las imágenes apareceránen la posición inicial de ésta, peroestas imágenes a su vez tendrán elmismo movimiento que la galaxiaque las originó. Las imágenes repe-tirán a la perfección los movimien-tos y posiciones de la galaxia, sóloque con un desfase temporal de 400millones de años o un múltiplo dedicha cantidad. Por eso, lo quenosotros observaremos será ungrupo de galaxias que en realidad noes más que la galaxia original y susimágenes cercanas a ésta, si la velo-cidad de la primera no es muyelevada..

Resumiendo: Aparecerán grupos de galaxias.Serán todas parecidas (lo que en

realidad vemos es la galaxia actual ysus imágenes que nos dicen la formaque tenía la galaxia en el pasado,pues llevan 400 millones de años deretraso, o un múltiplo).

Tenderán a estar dispuestasformando alineaciones (cierto si lagalaxia original no está sometida afuertes aceleraciones, pues éstallevará un movimiento rectilíneo y

Figura 15: Resultado de la simulación

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20 SIRIOSIRIO

sus imágenes irán apareciendodetrás de ella).

Habrá grandes diferencias en elcorrimiento al rojo entre ellas.

Podrán aparecer puentes gravita-torios entre ellas (era de esperar sirecordamos que la imagen no sóloes un reflejo, sino que también inter-actúa gravitatoriamente).

Todas tendrán un tamaño pare-cido (el hecho de que la imagen deuna vuelta al Universo no implica

en absoluto que ésta se vea dismi-nuida por la distancia, ya que laimagen que se forma es exacta-mente igual que la galaxia original).

Todos estos fenómenos sepueden observar experimentalmenteen nuestro Universo.

Ejemplos hay muchos , y gruposde galaxias con característicascomunes también hay muchísimos(por ejemplo, el quinteto deStephan). En todos ellos se observanalguna de estas peculiaridades que,hasta ahora, eran incógnitas sinresolver.

El fenómeno CuásarSe han observado ciertas alinea-

ciones curiosas entre cuásares ygalaxias. Todos estos fenómenosson explicables con el modelo deUniverso S3:

Si volvemos al hecho de que

aparezcan imágenes de galaxias, eslógico pensar que las imágenes muyprimitivas de la galaxia, tendránunos espectros tan desplazados alrojo, que prácticamente toda suemisión se centrará en las ondas deradio (están por debajo del rojo).Por otra parte, emitirán poco en elvisible, pues toda la luz que reciba-mos en esas frecuencias se corres-ponde con lo que su galaxia primi-genia emitió en ultravioleta o rayos

X (por encima del visible). Ahorabien, la intensidad que recibiremosde estas imágenes será tan fuertecomo la de la galaxia original, soloque estará desplazada a las ondas deradio. Ocurre que un Cuásar se vemuy brillante para lo que se debía

esperar, dado lo lejos que se creeque están. Pero con el modelo S3, sepuede comprender que la luz delCuásar al no poder salirse delUniverso tiene que dar vueltas a ésteuna y otra vez, sin sufrir pérdida deintensidad en distancias de esamagnitud (10000 millones de añosluz), pues cada vuelta toda la luz sereúne en un punto y no se ha perdidonada de radiación. Esto es unCuásar, según el modelo de

Universo S3.

Así , quedaría aclarada la incóg-nita principal que se plantea en elfenómeno Cuásar. Además era deesperar que existiese una fuerte rela-ción entre galaxias y cuásares.

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Figura 16: Galaxias interactuando gravitatoriamente

Figura 17: Galaxias anómalas


Citaré algunos ejemplos: El Cuásar más brillante en el

espectro visible es 3C273 en laconstelación de Virgo, y tiene un jetmuy prominente. Cerca de éste (10ºNorte), encontramos la galaxiaM87, caracterizada por ser fuerteemisora en radioondas, y tienetambién un jet muy parecido al de3C273, apuntando prácticamente enla misma dirección. Cerca de estosdos objetos, se ha descubierto hacepoco una nube intergaláctica muyextensa con una clara forma linealen la misma dirección que los dosjets anteriores. Estas casualidadeseran de esperar con este modelo.

Si observamos NGC 300 notare-mos que cerca de esta galaxia haynubes de hidrógeno con una ciertaalineación y muy cerca encontramosuna línea de cuásares. La direcciónde la línea de cuásares no es muydistinta a la de las nubes de hidró-geno (Figura 17 (izquierda): Laflecha indica la línea de cuásares. Lagalaxia está arriba a la derecha).

Cerca de M33, encontramosnubes de hidrógeno, y otra alinea-ción de cuásares (Figura 17(derecha)).

Esto es lo que nos ofrece elmodelo respecto a los cuásares.Vayamos ahora con razones de tipomás bien filosófico que puedenjustificar la idea del Universo S3.He de decir que estas razones filosó-ficas son las que me indujeron apensar en el modelo, y una vezdesarrollado éste me di cuenta deque se podían explicar todos losfenómenos experimentales quehemos visto antes (o más bien, diríaque era necesario que estos fenóme-nos se dieran en nuestro Universo, sies que este tiene como espacio unS3):

¿Por qué pensar en un Universocerrado?

La respuesta a esta pregunta esmuy corta aunque quizá un pocodifícil de comprender la importanciade ésta. La respuesta es "para que elUniverso no sea de tamaño infinito".Si ocurriera que el Universo tuvieraun tamaño infinito, jamás podría-mos conocerlo por completo a noser que fuera cíclico, o lo que es lomismo, que se repitiera cada ciertoespacio recorrido, lo cual es absolu-tamente equivalente a pensar que elUniverso es cerrado. Por otra parte,bien es sabido que un infinito enfísica plantea problemas muycomplicados de resolver. Así pues,hay una fuerte tendencia a evitar queaparezcan. Por otra parte yo estoyseguro de que si alguna vez seconsigue explicar completamente elUniverso será sin que aparezcaningún infinito. Pienso que a lanaturaleza le gustan tan poco losinfinitos como a nosotros.

¿Por qué elegir, entre las posiblesformas cerradas, un S3?

Hay tres razones para haberelegido el S3 entre todas las demásformas cerradas. La primera es quelocalmente nuestro Universo ha deaparecer como un Universo plano detres dimensiones. S3 no es el únicoque cumple esto, pero así ya noshemos librado de muchas otrasopciones. La segunda razón es queen la naturaleza se encuentra muyfrecuentemente la simetría esféricacomo algo muy fundamental(pensemos en la simetría de ley degravitación de Newton, o en la leyde Coulomb), así pues elegí unUniverso con simetría esférica. Latercera razón es que S3 es uno de losmás simples espacios de tres dimen-siones, y esto me facilitaba muchola tarea de trabajar con él.

Para finalizar, me gustaría que setuviera en cuenta, que todavía no he

sacado todas las conclusiones que sepueden obtener a partir de unUniverso con un espacio S3. Enestos momentos, estoy intentandoaplicar mecánica cuántica a este tipode espacio. Por otra parte, se plan-tean muchos temas interesantes,como por ejemplo: ¿Será la galaxiade Andrómeda (nuestra galaxiavecina) la imagen que dejó nuestragalaxia hace 400 millones de años?Si la imagen también interactúa,¿será cierto que el presente y elpasado coexisten y se influyeran alestar en una misma región delespacio? y ¿se podría extender estoal futuro?, ¿Qué ocurre con el prin-cipio de causa-efecto?.

Bibliografía: Divulgativos:"Historia del tiempo" por

Stephen Hawking. Editorial Crítica."El sueño de Einstein" por Barry

Parker. Editorial Cátedra.Más técnicos:"En el confín del Universo:

Cuásares" por Jorge Ruiz Morales.Editorial Equipo Sirius.

"Controversias sobre las distan-cias cósmicas y los cuásares" porHalton Arp. Editorial Tusquets.

"Macroestructuras del Universo:Cúmulos y Supercúmulos deGalaxias" por Alberto CastroTirado. Editorial Equipo Sirius.

"The New Physics" Edited byPaul Davis. Cambridge.

SIRIOSIRIO22

FULGURACIÓN HÍBRIDA DERAYOS GAMMA

Una nueva clase de explosión derayos gamma descubierta utili-zando el satélite SWIFT de laNASA, obligará a los astrofísicos areescribir toda la teoría desarrolladaal respecto.

Los estallidos de rayos gamma,asociados al nacimiento de agujerosnegros, se diferenciaban en largos ycortos. Los estallidos largos, conuna duración de unos dos segundosy los cortos con duración de milise-gundos. La detección del estallidodenominado GRB 060614 el pasado14 de junio de 2006, desde lasprofundidades de la constelación deIndus, le ha dado a los científicosmucha tela que cortar: el estallidotuvo una duración de 102 segundos.

Más información en:

http://www.spacedaily.com/reports/Hybrids_in_the_Universe_999.html

http://www.universetoday.com/2006/12/20/heres-a-new-way-to-explode-hybrid-gamma-ray-burst/

SPITZER RECOGE LA LUZDE LOS PRIMEROS OBJETOS.

Nuevas observaciones realizadascon el telescopio espacial Spitzer dela NASA sugieren fuertemente quela luz infrarroja descubrierta en unestudio anterior fue originado porlos primeros objetos del Universo.Los datos recientes indican que estaluz se esparce por todo el cielo yproviene de inmensos cúmulos dedescomunales objetos situados másallá de 13 mil millones de años-luz.


http://spaceflightnow.com/news/n0612/18firststars/

LOS RESULTADOS DELSTARDUST ATROPELLANCREENCIAS.

Contrario a la creencia científicamás divulgada en la cual la materiasuficientemente mezclada en elSistema Solar temprano fue trans-portada desde las candentes vecin-dades del Sol hasta en los heladoscometas del espacio profundo, lasevidencias recogidas por la sonda

espacial Stardust revelan que, unavez surgidos los planetas, la materiaviajó desde las vecindades del Solhasta el borde del Sistema Solar,más allá de Plutón.


http://spaceflightnow.com/news/n0612/18stardust/

IMÁGENES POR RADAR:DETECCIÓN DE ASTEROIDES.

Equivalente a los ecosonogra-mas, las imágenes que se obtienen através de los radares nos dan unavisión bastante clara de la forma yfigura de los asteroides. Estos perfi-les fantasmales les permiten a loscientíficos trazar las primeras cróni-cas de estos nómadas del SistemaSolar y sus caóticas vecindades.


http://www.spacedaily.com/reports/Radar_Love_Asteroid_Detection_And_Science_999.html

AstrAstronoticiasonoticias

R e d L I ADA www.l iada.net

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Imágenes de las actividades de Sirio

SIRIOSIRIO24

Nebulosa oscura de la “ Cabeza de Caballo “ en Orión

Nebulosa del “ Cangrejo “ en Tauro

( Restos de una supernova del año 1054 )


Nueva sede de la Agrupación Astronómica de Málaga Sirio

SIRIOSIRIO26

Inauguración de la nueva sede de la Agrupación Astronómica deMálaga Sirio por el Alcalde de Málaga D. Francisco de la Torre

,


C a r t a s E s t e l a r e s

,

28 SIRIOSIRIO

,

30 SIRIOSIRIO

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EneroLOS PLANETAS

Mercurio puede verse solamente los últimos días del mes, al atardecer, a poca altura sobre el horizonte oeste-suroeste (ver el mapa dehorizonte).

Venus se observa hacia el oeste-suroeste durante el crepúsculo vespertino, aumentando su altura a medida que avanza el mes. Brilla conuna magnitud de -3,9. Aunque comienza enero en Sagitario y lo acaba en Acuario, la mayor parte del mes el lucero vespertino atraviesala constelación de Capricornio. La tarde del día 20 la Luna pasa a poco más de 1° al sur de Venus. (Véanse los mapas de horizonte).

Marte es visible durante el alba sobre el horizonte sureste, con una magnitud de 1,4. La primera parte del mes se encuentra en la conste-lación de Ofiuco, pasando después a Sagitario. (Ver el mapa de horizonte).

Júpiter es visible únicamente en la parte final de la noche y durante el alba, hacia el sureste (ver el mapa de horizonte). Brilla con unamagnitud de -1,8 en Ofiuco, unos 5° al norte de Antares durante la primera quincena de enero.

Saturno, al comenzar el año, asoma por el horizonte este-nordeste dos horas después de acabado el crepúsculo vespertino, pero va adelan-tando su orto hasta que en la última semana de enero es visible durante la totalidad de la noche. Se encuentra en Leo, donde se mueve deforma retrógrada, siendo su magnitud de 0,1 (ver el mapa circular).

LLUVIAS DE METEOROS

Las Cuadrántidas, cuyo radiante está situado a medio camino entre la cabeza del Dragón y la cola de la Osa Mayor, se ven la primerasemana de enero. Este año la máxima actividad se produce la noche del 3 al 4, pero la luna llena prácticamente impide su visión.

FebreroLOS PLANETAS

Mercurio se ve al atardecer sobre el horizonte oeste-suroeste durante la primera quincena del mes, con mayor facilidad alrededor deldía 8. (Ver el mapa de horizonte).

Venus se observa al anochecer, ocultándose por el oeste ya en noche cerrada. La primera quincena de febrero avanza por Acuario y elresto del mes por Piscis. Su magnitud es -4,0. La tarde del día 19 la Luna pasa 2° al norte de Venus. (Ver los mapas de horizonte).

Marte es visible durante el alba sobre el horizonte sureste, en Sagitario (ver el mapa de horizonte). Su magnitud es 1,3.

Júpiter aparece por el horizonte este-sureste muy avanzada la madrugada. Se encuentra en la parte meridional de Ofiuco y su magnitudes -2,0. (Véase el mapa de horizonte).

Saturno se ve durante toda la noche en Leo (ver el mapa circular), mostrando su máximo brillo anual (magnitud 0) pues alcanza la oposi-ción en la segunda semana, esta vez a 1.227 millones de km de la Tierra. La noche del día 2 la Luna pasa 0,6° al norte de Saturno.

Urano se encuentra siempre en el límite de visibilidad a simple vista, pero el 7 de febrero, al anochecer, puede localizarse fácilmentecon unos prismáticos, 0,7° al norte de Venus.

OCULTACIONES LUNARESEn la medianoche del 23 al 24, la Luna oculta parte del cúmulo de las Pléyades (Taigeta y Asterope). Las estrellas desaparecen por el bordeoscuro de la Luna, lo cual facilita su visión, siendo necesario el uso de prismáticos. El fenómeno completo es visible entre las 23.10 y las0.20 TU. dependiendo de la zona de la Península donde nos encontremos.

MarzoLOS PLANETAS

Mercurio, pese a alcanzar en la tercera semana de marzo la máxima separación angular del Sol de todo el año (27,7°) es visible esos díascon dificultad, a poca altura sobre el horizonte este-sureste antes del amanecer (ver el mapa de horizonte).

Venus se observa al anochecer, ocultándose por el oeste-noroeste ya en noche cerrada (ver el mapa de horizonte). La primera mitad delmes se encuentra en Piscis y la segunda en Aries. Brilla con magnitud -4,0.

Marte es visible durante el alba sobre el horizonte este-sureste. Situado en Capricornio, su magnitud es 1,2 (ver el mapa de horizonte).

Júpiter se ve durante el último tercio de la noche, adelantando su orto hasta que a finales de marzo es visible ya desde la medianoche. Subrillo aumenta desde la magnitud -2,0 a la -2,3. Situado en Ofiuco, donde queda prácticamente estacionario al acabar el mes.

Efemérides

32 SIRIOSIRIO

Saturno se observa durante la totalidad de la noche, en Leo, aunque a finales de mes ya se oculta unos minutos antes del inicio del alba.Su magnitud es 0,1 (ver el mapa circular). En la madrugada del día 2, la Luna llega a situarse a sólo 0,4° al norte de Saturno.

ECLIPSESLa noche del 3 de marzo tiene lugar un eclipse total de luna visible desde Europa, África y el este de América. Se inicia a las 21.30 T.U.,produciéndose la fase total entre las 22.44 y las 23.58 T.U. La Luna termina de salir de la umbra a la 1.11 T.U. del día 4.

El 19 de marzo se produce un eclipse parcial de sol, sólo visible desde el este de Asia.

OCULTACIONES LUNARESEn la madrugada del 30 de marzo la Luna oculta a la estrella Régulo (no es visible desde Canarias). La desaparición, por el borde oscurolunar, sucede a las 3.53 TU. (visto desde el centro peninsular) y la reaparición hacia las 4.30, pero ya muy cerca del horizonte.

COMIENZO DE LAS ESTACIONESEl día 21 a las 0.08 T.U. el Sol se sitúa en el equinoccio de marzo (actualmente en la constelación de Piscis), dando inicio a la prima-vera en el hemisferio norte.

AbrilLOS PLANETAS

Mercurio es prácticamente inobservable, pues su altura sobre el horizonte este-sureste antes del amanecer es muy reducida.

Venus se observa al anochecer con una magnitud de -4,1. Se oculta por el horizonte oeste-noroeste una hora y media después del fin delcrepúsculo. La primera semana se halla en Aries y el resto del mes en Tauro. (Véase el mapa de horizonte).

Marte es visible durante el alba sobre el horizonte este-sureste en la constelación de Acuario. Su magnitud es 1,1 (véase el mapa dehorizonte).

Júpiter es visible durante la mayor parte de la noche. Se encuentra en la zona meridional de la constelación de Ofiuco, donde, tras perma-necer estacionario la primera semana, inicia su lento movimiento retrógrado hacia el oeste. A comienzos de abril asoma por el estesurestehacia la medianoche, pero a finales de mes aparece dos horas antes. Brilla con una magnitud de -2,4 (ver el mapa circular).

Saturno es visible durante la mayor parte de la noche, desde el crepúsculo vespertino hasta muy avanzada la madrugada. Se encuentraestacionario en Leo, muy cerca del límite con Cáncer, con una magnitud de 0,3 (véase el mapa circular).

LLUVIAS DE METEOROS

Las Lindas se observan entre el 16 y el 25 de abril. La máxima actividad se espera este año para la tarde del día 22. Es posible observar-las sin la presencia de la luna (en fase creciente) en las madrugadas del día 22 y del 23. El radiante, que se localiza entre la Lira y Hércules,alcanza la máxima altura sobre el horizonte al inicio del alba.

CAMBIO DE SEDE

Os recordamos que lanueva sede de laAgrupación se

encuentra en PasajeJack London, S/N

29004 Málaga

A G R U P A C I Ó N A S T R O N Ó M I C A

D E M Á L A G A - S I R I O

w w w . m a l a g a s i r i o . t k ENERO

Dirección Postal: Pasaje Jack London, S/N, 29004 – Málaga – España Telf. 628 91 89 49 Fax: 952 24 74 21 E-Mail: [email protected]

DÍA HORA ACTIVIDAD LUGAR CLASE

DÍA HORA ACTIVIDAD LUGAR CLASE 03 20'00 Reunión Semanal Local Social Socios 10 20'00 Reunión Semanal Local Social Socios

17 20'00 Iniciación en el Uso del Telescopio LX 200 Local Social Socios

20 19'00 Observación Astronómica Observatorio de Juan Triviño (Junquera Trabajo de Investigación

24 20'00 Reunión Semanal y JUNTA DIRECTIVA Local Social Socios

26 19'00 Observación Astronómica Centro de Ciencia Principia Divulgación 31 20'00 Reunión Semanal Local Social Socios

FEBRERO

DÍA HORA ACTIVIDAD LUGAR CLASE 7 20'00 Reunión Semanal Local Social Socios

14 20'00 Iniciación en el uso de la GP-DX y el SkySensor Local Social Socios

17 19'00 Observación Astronómica Observatorio "La Dehesilla" Trabajo de Investigación

21 20'00 Reunión Semanal Local Social Socios 23 19'00 Observación Astronómica Centro de Ciencia Principia Divulgación

MARZO

DÍA HORA ACTIVIDAD LUGAR CLASE 7 20'00 Reunión Semanal Local Social Socios

14 20'00 Preparación Observación del Maratón Messier Local Social Socios

17 19'00 Observación Astronómica El Torcal de Antequera Clásico "Maratón Messier"

21 20'00 Reunión Semanal Asamblea General de Socios Local Social Socios

23 19'30 Observación Astronómica Centro de Ciencia Principia Divulgación 28 20'00 Reunión Semanal Local Social Socios

ABRIL

DÍA HORA ACTIVIDAD LUGAR CLASE11 20'00 Las Constelaciones de Primavera Local Social Socios 14 20'00 Observación Astronómica La Mesa de El Chorro Trabajo de Investigación 18 20'00 Reunión Semanal Local Social Socios 20 20'00 Observación Astronómica Centro de Ciencia Principia Divulgación 21 20'00 Observación Pública Parque del Oeste Divulgación 25 20'00 Reunión Semanal Local Social Socios

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publicación de la agrupación astronómica de málaga sirio · cruzado por dos bandas nubosas...

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