Revista Astronomica 276

Año 79 / Número 276 Enero 2008 Asociación Argentina “Amigos de la Astronomía”

Órgano de la Asociación Argentina “Amigos de la Astronomía”.

Entidad sin fines de lucro con personería jurídica por decreto de Mayo 12 de 1937, inscripta con el número c/1812. Incluida en el Registro Nacional de Entidades de Bien Público con el N° 6124.

REVISTA ASTRONÓMICA es marca registrada de la A.A.A.A. Av. Patricias Argentinas 550. (C1405BWS) Buenos Aires - Argentina. e-mail: info@amigosdelaastronomia.org TE: +54-11-4863-3366 AG ISSN: 0044-9253 Registro Nacional de la Propiedad Intelectual Nº: 974.703

Fundador: Carlos Cardalda

Director: Carlos E. Angueira Vázquez Diego Luis Hernández (hasta Septiembre 2007)

Colaboradores: Dra. Paula Benaglia Lic. Mauro G. Spagnuolo Matías Jones Jesús López Roberto Mackintosh Sergio Eguivar Rodolfo Caprio Karina Marconi Amancio Rodríguez Gustavo Rodríguez Román Mykytyuk José Bergonzi Mónica Konishi Iván Castillo Gabriel Brichetto Edgardo Perea Ezequiel Koile Matilde Iannuzzi

Comisión Directiva de la A.A.A.A.: Presidente: Carlos E. Angueira Vázquez Vicepresidente: Roberto Mackintosh Secretario: Luis Manterola Prosecretario: Adrián Daoud Tesorero: Enrique Dios Protesorero: Matías Jones Vocales titulares: Álvaro Bosch, Ariel Kachuka, Iván Castillo, Carolina Blanco, Hernán Socolovsky y Edgardo Perea Vocales suplentes: Lionel Negro.

Comisión revisora de cuentas: Mónica Konishi, Verónica Leyenda y Silvia Suárez Correo de lectores: revista@aaaa.org.ar revista@asaramas.com Foto de tapa: Nebulosa de Orión: Telescopio reflector Hokenn 0.15 m, F/5, cámara Canon Rebel XT. Autor: Matías Jones - A.A.A.A.

F

EDITORIAL inalmente, acá estamos de vuelta con nuevo número de nuestra Revista Astronómica.

Después de un retraso involuntario hemos vuelto, y a lo largo de los próximos meses iremos recuperando la periodicidad de nuestra Revista gradualmente.

En este número se van a encontrar con algunos cambios que iremos profundizando lentamente a lo largo de los próximos números. A sugerencia de algunos Socios de nuestra Institución, iremos mostrando un poco más de las muchas actividades astronómicas que se realizan en nuestra Asociación: trabajos observacionales, guías para la observación y fotografías.

El último punto (las fotografías) es, en especial, el punto sobre el que más nos gustaría hablarles en este Editorial. Recuerdo que hace doce números, al escribir el Editorial del número 264, comenté sobre las maravillosas posibilidades que abrían las cámaras digitales a la actividad del aficionado con ganas de registrar fotográficamente las maravillas del cielo.

Hasta ese entonces, el tema había estado circunscripto solo a los aficionados con acceso a muy costosas cámaras especiales (las cámaras CCD), pero, con el correr de los años, los avances tecnológicos fueron poniendo en manos de la gente “común” cámaras digitales con mayor calidad de performance fotográfica. Eso ha hecho posible que, hoy en día, casi cualquiera pueda hacer fotografías de objetos del cielo con un grado de calidad impresionante y, lo que es más importante, con una facilidad mucho más impresionante.

Esto se ha visto reflejado en muchos aspectos en nuestra institución: las fotografías que hemos ido publicando desde entonces hasta ahora en nuestra Revista, los resultados expuestos por los Socios en la muestra de fotografías que hemos organizado hace unas pocas semanas (y que hemos repetido en ocasión de la cena anual de fin de año de la Asociación). Y en algo realmente increíble: las visitas de público. Hoy en día en casi todas las visitas de público que atendemos en nuestro Observatorio algunas personas del público pueden llevarse un recuerdo de la imagen de la Luna, sacada con nuestros telescopios y sus propias cámaras ... incluyendo las cámaras de los teléfonos celulares.

La revolución de la imagen digital llegó y esta entre nosotros para quedarse por un largo rato.

Y eso nos gusta mucho, ya que permite a más gente hacer astronomía por sí mismas.

Por eso es que, en este fin de año somos muy optimistas sobre las fotografías que vamos a poder mostrar en nuestra revista en los próximos números ... Pero, para eso, necesitamos de la ayuda de los lectores. Nos gustaría que nos hagan llegar todas las fotos que puedan obtener, para publicar en nuestra Revista, para exponer en nuestras muestras, para poner en nuestro site de Internet ... En resumen, para poder compartir con todo el mundo, ya que de eso se trata la actividad de nuestra Asociación: compartir la Astronomía. Y, como muestra de lo que pueden hacer, ahí tienen en la tapa lo que nuestro amigo Matías Jones ha hecho. No se asusten, es bastante fácil. Eso sí, paciencia y dedicación.

Feliz 2008!!!!!!! Que este año que empieza nos traiga a todos, además de toda la felicidad que queremos, muchas oportunidades para compartir la Astronomía.

Carlos E. Angueira Vázquez Presidente A cargo interinamente de la Revista Astronómica

SUMARIO

Sitio web: http://www.amigosdelaastronomia.org

Año 79 - Nº 276 - Enero 2008

03 / Editorial. Staff 04 / Asteroides 09 / El cielo de invierno no pudo esperar 12 / La ruta de la luz 20-21 / Poster Central 23 / Cartografía joviana 24 / El orto helíaco del perro egipcio

INFORME DEL OBSERVATORIO - A.A.A.A.

OCULTACIONES DE ESTRELLAS POR ASTEROIDES Autor: R. Mackintosh Sección Sistema Solar

E

star en el lugar indicado, en el momento preciso, no sólo puede ser condición sine qua non para que se transforme de forma inusitada nuestra vida, por ejemplo, sino también para asistir a gran parte de los fenómenos que la observación del cielo nos puede obsequiar.

En ocasiones el premio puede aun ser mayor; podemos pasar de ser espectadores a ser partícipes. Entre los protagonistas del evento encontraremos un asteroide, una estrella y, claro, nosotros. Si muchos aspiran a compartir el escenario con una estrella, qué sensación generaría que se difunda que hay quienes, además, lo compartimos con un asteroide. En este punto otórguese una licencia e imagine todos los improbables titulares de las secciones de espectáculo. Lo cierto es que las ocultaciones de estrellas por asteroides permiten determinar en forma directa las dimensiones y la forma de estos últimos. Este fenómeno se produce cuando un asteroide se interpone en la línea de visón de la tierra a una estrella, eclipsándola durante un breve lapso.

Ocultación de TYC 5580-00487-1 por 751 Faina el 10 de Junio de 2007; R. Mackintosh y M. Konishi; Sección Sistema Solar, Observatorio A.A.A.A. Drift scan con SCT 0.30 f/6 + CCD ST-9XE. Duración del evento: 9.53 seg.

El tamaño de la sombra es proporcional al tamaño del asteroide y a medida que se desplaza por la superficie de la tierra va describiendo un trazo (path). Si un grupo de observadores se sitúan en forma perpendicular a este trazo y registran la duración del evento notarán que las observaciones obtenidas difieren.

Si nos detenemos en la figura 1 veremos que para cada observador la duración registrada de la ocultación está en función de su posición relativa a la sombra.

Cada observador obtiene lo que se conoce como cuerda, que en forma conjunta con otras permiten elaborar un perfil del limbo como el que podemos apreciar en la figura 2. Este perfil es una aproximación a la silueta efectiva que nos presentó el asteroide en ese instante, en una dirección visual particular y para un momento dado en su rotación.

Figura 1: Geometría de una ocultación por un asteroide: El asteroide eclipsa la estrella y su sombra se proyecta sobre la superficie de la tierra. Los observadores B, C y D percibirán el abrupto descenso del brillo de la estrella. El fenómeno para ellos durará unos segundos. Los observadores A y E, en cambio, están fuera del trazo de la sombra y no percibirán cambios. (gráfico en base al publicado por la I.O.T.A. en el manual de observación “Chasing the Shadow”).

Si la ocultación hubiera ocurrido un tiempo antes o algo después, el perfil resultante habría sido otro. Considerando sólo una ocultación, la información obtenida nos permite modelar una forma bidimensional; harían falta más ocultaciones del asteroi-

de en cuestión para poder obtener un acercamiento a su morfología tridimensional.

Desde hace ya unos años sabemos que los planetas no son los únicos que pueden estar acompañados por uno o más satélites; los asteroides también. En este sentido las ocultaciones son una herramienta que nos permiten descubrir su existencia. Una caída de brillo durante un brevísimo lapso, antes o después de la ocultación, es un indicativo muy importante acerca de su presencia.

Si deseamos observar alguna de estas ocultaciones sólo nos hará falta un pequeño telescopio y la paciencia Figura 2: Perfil de limbo de asteroide 381 Myrra obtenido por la observación de la necesaria para localizar la estrella ocultación de g Geminorum. El perfil corresponde a una elipse ajustada a la cuerdas involucrada, mediante una carta observadas por el método de los mínimos cuadrados. Publicado por I. Sato, M. Soma y preparada a tal fin. Es importante T. Hirosh en The Astronomical Journal, 105 (4), Abril 1993. aclarar que en la mayor parte de los eventos predichos y al alcance del instrumento con el porte evento astronómico poco difundido pero cuya observacitado, el asteroide no será visible. Lo que podemos apreciar, ción nos puede resultar grata y, además, brindarnos la en cambio, es a la estrella, que sufrirá en el momento de la posibilidad de plasmar una contribución en este campo ocultación un descenso de brillo (incluso es factible verla de la astronomía. desaparecer).

Sitios de Internet sugeridos:

También las ocultaciones de estrellas por asteroides nos dan la oportunidad de hacer un aporte a las investigaciones que se llevan a cabo en el ámbito profesional sobre estos cuerpos del sistema solar. A diferencia de muchos otros programas de observación, las observaciones pueden realizarse tanto en forma visual como digital o video, sin que la necesidad de instrumental sofisticado sea imperativa.

http://www.occultations.org Sitio de la International Occultation Timing Association http://www.asteroidoccultation.com/ Predicciones de ocultaciones de estrellas por asteroides http:/www.users.bigpond.com/reedycrk/driftscantiming.htm Drift-scan: Técnica de observación con CCD

En esta breve nota hemos querido acercarles un tipo de

ENVIOS A DOMICILIO

Tel/Fax: 4674-5347 / 4672-4607 Av. Gaona 4665 (1407) Cap. Fed.

El cielo de invierno no pudo esperar n

E

NGC 6559 – (Sagitario): Ver Contratapa. Nebulosa de emisión, nebulosa de reflexión y nebulosa oscura. Una “pequeña” e interesante región, a sólo 1º de la Nebulosa de la Laguna, que incluye una gran variedad de objetos. El arco brillante del centro de la imagen y la nebulosa azulada forman NGC 6559. La nebulosa de emisión (roja) contiene estrellas jóvenes y calientes. La nebulosa oscura en forma de serpiente es B 303, que no emite luz sino que absorbe la luz de la nube de hidrógeno que hay detrás. (Sergio Eguivar – A.A.A.A. ) Telescopio: Celestron C8, Vixen GPDX Mount, Sky Sensor 2000. Cámara: Starligth Xpress SXV M7 @f 6,3. Filtros: Astronomik Hα.

Exposiciones: HRGB (36, 10, 10 y 10 minutos). Procesado: Calibrado darks, flats y offsets en Image Plus. Photoshop CS. Además, en la imagen central se pueden apreciar otros objetos que se encuentran marcados en las fotocartas de la página 7.

Son los cúmulos Abiertos M 11 y M 26 (en la constelación del Escudo), M 23, M 24 y M 25 (en Sagitario), NGC 6231 y NGC 6124 (en Escorpio), NGC 6067 y NGC 6087 (en Norma); y los Cúmulos Globulares M 9, M 19 y M 62 (en Ofiuco) y NGC 6397 (en el Altar).

n nuestro Póster Central publicamos una imagen obtenida por Matías Jones (A.A.A.A.) de la región del cielo que podemos observar en dirección al centro galáctico. El campo de la imagen es de unos 65 º y comprende a las constelaciones y objetos que ubicaremos en las imágenes de la página 7. Alrededor de la fotografía mayor del Póster se distribuyen los objetos de cielo profundo más destacados de esa región. De algunos de ellos hacemos una muy breve descripción a continuación.

M 17 – Nebulosa Omega (Sagitario): Nebulosa de emisión que brilla gracias al cúmulo abierto que se encuentra en su interior. (José Bergonzi – A.A.A.A.).

M 16 – Nebulosa Águila (Serpens): Desequilibrio de una nube de hidrógeno fría y oscura que está formando estrellas de gran masa. (Sergio Eguivar – A.A.A.A.).

M 22 – Cúmulo Globular (Sagitario): Ver página 7. (José Bergonzi – A.A.A.A.).

M 20 – Nebulosa Trífida (Sagitario): Nebulosa difusa fragmentada por canales densos de polvo oscuro, poblada de estrellas gigantes. (José Bergonzi – A.A.A.A.).

Página 18: NGC 2070 - Nebulosa Tarántula: Telescopio: Celestrón C8, Vixen GPDX Mount, Sky Sensor 2000: Cámara: Starligth Xpress SXV M7 @f 6,3. Filtros: Astronomik Hα. Exposiciones: 10 X 5 minutos. Procesado: calibrado darks, flats y offsets en Image Plus.

Photoshop CS.

M 6 y M 7 – Cúmulos Abiertos (Escorpio): Visibles a simple vista, son de los más buscados por los aficionados que se inician en el manejo de pequeños telescopios. (Matías Jones – A.A.A.A.).

M 33 – Galaxia del Triángulo: Telescopio: Celestron C8, Vixen GPDX Mount, Sky Sensor 2000. Cámara: Starligth Xpress SXV M7 @f 6,3 Filtros:.Astronomik Type II, Astronomik Hα (6mm). Exposiciones: LHRGB (30, 18, 9, 9 y 9 minutos). Procesado: Calibrado darks, flats y offsets en Image Plus. Photoshop CS. (Autor: Sergio Eguivar – A.A.A.A.).

M 4 – Cúmulo Globular (Escorpio): Con una magnitud de 5,4 y un diámetro aparente de 36 minutos de arco, es uno de los globulares más fáciles de encontrar, muy cerca de Antares.

(José Bergonzi – A.A.A.A.).

Júpiter: Imagen realizada el 18 de mayo de 2007. (José Bergonzi – A.A.A.A.).

Contratapa: NGC 2359 – Nebulosa del Yelmo de Thor (Can Mayor). Autor: Sergio Eguivar – A.A.A.A. Telescopio: Orión ED 80 f/7,5. Vixen GPDX Mount. Sky Sensor 2000. Cámara: Starligth Xpress SXV M7.

Filtros: Astronomik Type II, Hα (6 mm). Exposiciones: HRGB (60, 15, 15 Y 15 minutos). Procesado: Calibrado darks, flats, offsets en Image Plus, Photoshop CS.

Región de Antares (α de Escorpio): Además de la estrella supergigante roja y de Júpiter, se observa una región que comprende nebulosas de emisión, de reflexión y de absorción (oscuras). (Matías Jones – A.A.A.A.).

M 8 – Nebulosa Laguna (Sagitario): Ver tapa. En la imagen también se aprecia el Cúmulo Abierto NGC 6530, que se ha formado a partir de la nebulosa. Se observan, con la forma de nubes oscuras (los llamados glóbulos) nubes protoestelares en pleno colapso gravitatorio. (Matías Jones – A.A.A.A.).

Sirio (a CMa): Telescopio: Celestron C8 (SCT) Vixen GPDX Mount. Sky Sensor 2000. Cámara: Canon DSRL 20 Da @f6,3 ISO 800. Exposiciones: 1 x 20 segundos (no guiadas). Procesado: Photoshop CS.

COSMOLOGÍA

LA RUTA DE LA LUZ Autor: Jesús López - A.A.A.A. (jeslopez@uol.com.ar)

En este artículo comprimido agregaremos un breve granito de arena a la literatura existente acerca de la expansión del Universo e intentaremos aclarar algunos temas borrosos.

T

odos sabemos que el Universo se está expandiendo.

Pero ¿no parecen contradictorias las tremendas distancias que nos separan de los objetos más lejanos (Quasares, Gamma-Ray Bursters o Estallidos de Rayos Gamma, etc.), sabiendo que, cuando emitieron la luz que vemos de ellos, estaban mucho más cerca de nosotros? Si el Big Bang ocurrió hace tanto tiempo, ¿por qué todavía podemos detectar su radiación, la Radiación Cósmica de Fondo?

Algo no tan conocido es el hecho de que, a medida que vemos objetos más lejanos, su tamaño aparente disminuye (esto es lo normal). Pero a partir de cierta distancia, empiezan a crecer en apariencia, como si estuvieran bajo una lupa cósmica. El motivo de este artículo es dar las razones de estos fenómenos a través de una revisión de lo que hoy sabemos. Todo lo que conocemos de los objetos cósmicos es a través de la radiación electromagnética (para abreviar, luz, pero comprende también la radiación X, gamma, ultravioleta, infrarroja y radio). Además, absolutamente todo lo que vemos viene con información atrasada, desde nanosegundos hasta miles de millones de años. Cuanto más lejos, mayor es la demora. Para el mundo doméstico, esa demora no es ni

siquiera notable, pero para el Universo cósmico, el retardo es enorme.

¿Cómo se expande el espacio?

Poco después de que Edwin Hubble descubriera en la década de 1920 la huída generalizada de las galaxias, los teóricos Alexander Friedmann, Arthur Walker, Howard Robertson y Willem DeSitter (FWR), propusieron un modelo que explicaba lo observado. Si se marca el espacio con una grilla imaginaria de referencia, ésta se expande en forma proporcional (Figura 1). Esta expansión no comprende a los objetos con una fuerte ligazón gravitacional (planetas, galaxias) (Figura 2). De este modo, aparecen dos métricas: la doméstica y la cósmica.

Medida con la métrica doméstica (metro patrón, longitud de onda del cesio, etc.), la cósmica va creciendo con la expansión

Figura 1: La grilla espacial se expande en forma proporcional.

Figura 2: La expansión despareja de la grilla debido a acumulaciones de masa.

y las galaxias se alejan entre sí. Pero si medimos con la métrica cósmica, las galaxias permanecen inmóviles en su grilla (exepto por los movimientos particulares que son de pequeña significancia).

El efecto Doppler Los astrónomos evalúan las velocidades de los objetos a lo largo de la línea de visión utilizando el muy conocido efecto Doppler (si alguien no lo conoce, que esté prevenido con los radares que miden la velocidad de los automotores en la ruta).

Gracias a él, se mide el desplazamiento de las líneas espectrales en la luz de los astros. La velocidad Doppler es Figura 5: Los frentes de onda son esferas excéntricas, y las líneas de propagación son normales a ellas.

donde vd: velocidad Doppler, c: velocidad de la luz, z: desplazamiento al rojo (si se aleja), λo: longitud de onda emitida por un cuerpo en reposo, λ: longitud de onda emitida por un cuerpo en movimiento (en la de alejamiento es más larga que en la de reposo).

Desplazamiento al rojo cósmico La dilatación cósmica NO es un movimiento en la métrica homónima (las galaxias están fijas en la grilla), por lo que NO produce efecto Doppler. Entonces, ¿a qué se debe el desplazamiento al rojo descubierto por Humason-Hubble? El modelo FWR establece que la expansión del espacio arrastra la materia, que está fija a su grilla imaginaria. Pero la clave es que también arrastra a la radiación que está surcando ese espacio.

La causa del desplazamiento al rojo cósmico es muy diferente a la del efecto Doppler. Las ondas de radiación se alargan en la misma proporción en la que lo hace el espacio. El z (desplazamiento al rojo) cósmico es el mismo en todas direcciones (isotrópico). En cambio, el efecto Doppler es anisótropo.

Además, el z cósmico no cumple con la ley de conservación de la energía, ya que todos los fotones emitidos van perdiendo su energía en el espacio a medida que su λ (longitud de onda) se dilata. Como no se observan distorsiones en los objetos astronómicos y en las estructuras que forman (salvo las lentes gravitacionales, que tienen otra causa), se supone que la velocidad de arrastre debe ser proporcional a la distancia, e independiente de la dirección. Sin embargo, el factor de proporcionalidad depende del momento considerado. Sería entonces

El efecto Doppler se caracteriza por comprimir las ondas de un lado y dilatar las del otro. Asimismo, como la energía se traslada a lo largo de las líneas de propagación, que son perpendiculares a los frentes de onda, ésta se concentra hacia delante y se diluye hacia atrás (de ahí las diferentes amplitudes en la Figura 5). La expresión (1) sólo sirve para velocidades mucho menores a c. Para dar una idea, tiene un 11% de error para vd = 60.000 km/s. Para velocidades cósmicas se necesita la expresión completa, que tenga en cuenta el efecto relativístico

Hα

Na

Mg

Hβ

va = h(t)*d

(3)

eta

ul

l Vio

Az

de

r Ve

illo

ar

Am

nja

ra

jo

Na

Ro

donde: va: velocidad de arrastre (medida en nuestra métrica inexpandible), h(t): factor uniforme de proporcionalidad dependiente del tiempo, d: distancia (nuestra métrica).

Figura 3: Arriba, el espectro de comparación. Abajo, el espectro de un astro.

Medimos el tiempo (t) en miles de millones de años (Giga años: Ga) desde el momento del Big Bang, y las distancias en miles de millones de años luz (Gal). En estas unidades, la velocidad de la luz es c = 1. Este valor fue -y es- siempre el mismo en toda la evolución. Según el Universo de FWR, el factor de proporcionalidad es

Figura 4: Longitudes de onda y su diferencia.

h(t) = k/t con k= 2/3 = 0,67

(4)

terminar la trayectoria que sigue la luz hasta alcanzarnos hoy.

Recurrimos al análisis matemático y resulta la Figura 9, donde se ve que la luz nos llega de “emboquillada” desde el fondo del Universo (en t=0, Big Bang). Las distancias verticales desde el eje horizontal hasta la Línea de la Luz son lo que se llaman “distancias angulares”, y señalan las distancias que tenían los objetos que hoy vemos cuando emitieron su luz. Por ejemplo, la galaxia marcada estaba a 5,5 Gal (t = 6,3 Ga) cuando emitió la luz que llega hoy, y en el presente está a 9 Gal. Su z = 9/6,3 – 1 = 0,429. No vemos nada que esté fuera de la Línea de la Luz. Ella representa a la radiación que terminó llegando a nosotros. Aquí vemos que en el pasado remoto, la velocidad de arrastre superaba a c.

La prueba del modelo se debe basar en reproducir las observaciones. Uno de los tests es que cumpla la Ley de Hubble, es decir, lo que vemos.

Figura 6: La velocidad de la luz se suma a la del arrastre cósmico. Este arrastre es levemente diferente para dos frentes consecutivos, lo que aleja los frentes entre sí y alarga su longitud de onda.

vd = Ho * d

donde: vd: es la velocidad deducida de atribuir el desplazamiento al rojo z al efecto Doppler (ya sabemos que esto no es cierto en realidad), Ho: es la constante de Hubble (aproximadamente 72 km/seg/ mpc), d: es la distancia del objeto (angular, luminosa o presente). Este Ho se deduce de objetos cósmicamente “cercanos”.

La Ley de Hubble es parecida a la expresión (3), pero la diferencia está en que Hubble es lo que vemos, y (3) es lo que ocurre.

La ecuación que se deduce para la Línea de la Luz es

Figura 7: Una burbuja de luz emitida en un instante por la fuente, permanece centrada en ella y es arrastrada por la expansión con la fuente. El horizonte es la distancia en la cual la va=c. Todos los objetos fuera del horizonte no pueden tener relación causal con la Tierra.

Además, el tamaño de la grilla (distancia arbitraria entre dos galaxias o Factor de Escala) es g(t)= u * tk

(5)

(6)

(Figura 8)

donde u es un valor genérico.

donde:

Por otro lado, la edad del Universo hoy es de 13,7 Ga, según los últimos valores calculados por el satélite WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe). En la Figura 8 se dan valores de u de forma tal que las evoluciones de los objetos estén hoy a 1, 2, 3... números enteros de Gal. Una de las mejores herramientas se consigue al ��� de-

r(t): distancias de la Línea de la Luz (coordenada vertical, Figura 9) (Gal), T: edad (hoy) del Universo (13,7 Ga), t: tiempo en Ga.

Figura 8: En el diagrama t-d vemos las curvas de expansión g(t) para varios u. Se muestra la evolución de una galaxia con el tiempo para 2, 5, 9 y 13,7 Ga.

Figura 9: La trayectoria de la luz que nos llega de los objetos que están alineados en ella. Nunca estuvo más allá de 6 Gal.

Ahora que tenemos una idea de cómo se comporta el Universo, podemos deducir una serie de parámetros útiles.

10

Distancia de los objetos cósmicos Los GRBs (Gamma Ray Bursters, o Estallidos de Rayos Gamma) son quizás los objetos más lejanos detectados. ¿A qué distancia estaba un GRB con un z = 6 cuando emitió su luz? Calculamos con la expresión (9): t = T/(z+1)1/k = 0,75 Ga

(11)

= 750 millones de años luego del Big Bang, Y entonces, la distancia en el momento del estallido (expresión 7): d = 3,65 Gal, y la distancia a la cual se encuentra hoy (presente): Figura 10: Comparación del (z+1) del Universo FWR con el observado (Ley de Hubble).

d hoy= d * (z+1) = 3,65 * 7 = 25,58 Gal

Tamaños angulares

Época de la Recombinación

Cuando está en A, la galaxia emite la luz que vemos hoy cuando la galaxia llega a C. El diámetro angular bajo el cual se ve la galaxia A es el que tenía cuando emitió la luz que vemos hoy (Figura 12).

Podemos calcular cuándo se terminó la Época de la Recombinación, muy poco después del Big Bang, que se caracteriza por el paso del Universo de la opacidad e incandescencia (3100 K) a la transparencia total. Esto se produjo simultáneamente en todo el espacio. Calculamos primero el z del Fondo Cósmico de Radiación (2,725 K), utilizando la ley de WIEN de la radiación: (z+1) del fondo de radiación = 3100/2,725 = 1137

(12)

Da = d / TA (radianes)

(13)

(8)

es el mayor corrimiento al rojo que se puede medir en el cielo.

La expresión (z+1) = [T/t]k

(9)

deducida de la (7) nos da, despejando t t recombinación = 3,76 * 10-4 Ga = 380 mil años

Figura 12: Referente a la Figura 11, la galaxia emite su luz en A, y en la Tierra se recibe cuando está en C.

(10)

La Figura 13 es el diámetro angular que presentaría una galaxia como la Vía Láctea en función del corrimiento hacia el rojo z. La distancia la obtenemos de la Línea de la Luz (Figura 9). Vemos dos curvas: una es del Universo FWR, y la otra, de un Universo en Estado�������������������������������������� Estacionario (SS). La Línea de la Luz

Es la cifra aceptada por la literatura vigente.

Figura 11: En la galaxia A hay un Gamma Ray Burst. La luz del GRB crea una burbuja que va creciendo (B). Finalmente, cuando la galaxia llega a C, la burbuja de luz llega a nosotros en Hoy.

Figura 13: El tamaño angular de una galaxia se hace mínimo para z=1. Luego, vuelve a aumentar.

11

para el Estado Estacionario sería recta. Este fenómeno es muy difícil de medir en la práctica, pero se ha comprobado para un conjunto de radiogalaxias compactas, que son avistadas a mayor distancia que en el rango óptico.

Brillo de los objetos cósmicos El brillo aparente de los objetos cósmicos es mucho menor que el de los objetos cercanos. Lo podemos evaluar si calculamos la densidad volumétrica de energía de la cáscara de radiación que un cuerpo puntual emite en un tiempo determinado (Figura 14). Si en un segundo se emite una cantidad N de fotones, cada uno de energía h*f (Constante de Plank y frecuencia, ver Nota al final del artículo), su densidad volumétrica se repartirá en el volumen de la cáscara: V = 4πR2 * e (14).

Figura 15: Espectro del Fondo Cósmico de Radiación tomado por el satélite COBE.

Entonces, la densidad de energía será δ = N*h*f / (4π R2*e)

(15)

Si segimos un desarrollo similar al de las fuentes puntuales, las fuentes extendidas también sufrirán la misma disminución de brillo superficial. Una prueba está en el mismo fondo cósmico, que es una fuente superficial de un ángulo sólido de 4π steradianes (que abarca todo el cielo), la mayor que se puede concebir. La ley de Stefan-Boltzmann establece que el brillo bolométrico de un cuerpo negro (emisión térmica) a una temperatura absoluta T, debe ser B = σ * T4, donde σ es la constante de Stefan (el exponente de T coincide con el exponente del factor [z+1] en la expresión [16]). Aquí hay dos coincidencias: una es la distribución espectral, que pertenece a un cuerpo de 2.725 K, y otra es la magnitud del brillo (intensidad en MiliJanskys por steradián), que también es la de un cuerpo a la misma temperatura. (Figura 15) En la Tabla 1, como ejercicio, podemos ver cómo va variando el brillo de una galaxia típica que los aficionados pueden fotografiar con sus CCD’s, con el lugar que ocupa en la Línea de la Luz del diagrama t-d (Figura 9). El tiempo de exposición de referencia se toma como 1 minuto para una galaxia cercana (por ejemplo, M 106). La cámara CCD utilizada sería una standard. Para la cámara del Telescopio Espacial Hubble, WFC3, que va de 0,2 a 1,7 micrones, los tiempos de exposición son mucho menores que los mostrados en la Tabla 1.

para un R no cósmico. Pero para un R donde z empiece a tener un valor significativo, ocurre lo siguiente: 1) R se convierte en R*(z+1), 2) cada fotón pierde energía (z+1) veces, 3) el espesor de la capa se dilata a: e*(z+1), con lo que la densidad de energía se convierte en δ = N*h*f / [ 4π R2 *(z+1)4 ]

(16)

Velocidad de arrastre Es el valor de h(t) (Tabla 2) que está mostrado en las expresiones (3) y (4). Esta velocidad NO es la de la constante de Hubble.

Figura 14: Cáscara de luz emitida en 1 segundo.

TABLA 1 Tiempo desde hoy (Ga) Corrimiento al rojo z+1 Disminución en brillo (Magnitud) Tiempo de exposición

2 1,11 0,64 1,8m

4 1,26 1,48 3,9m

6 1,47 2,01 11 m

8 1,80 4,41 1 h

10 2,40 7,52 17 h

12 4,05 15,6 1200d

13 7,33 31

TABLA 2 t pos Big Bang (Ga) h(t) km/s/mpc

1 2 655 328

3 218

4 164

5 131

12

6 110

8 82

10 66

11 60

12 54

13 50,9

lo que sabemos, podemos calcular cómo se fue enfriando este fondo a medida que el Universo comenzaba a envejecer. Con la expresión (9), la temperatura del medio incandescente, y sabiendo que la época de recombinación fue en t = 3,8 * 10-4 Ga, podemos calcular, en la Tabla 3, las temperaturas del fondo para diferentes edades del Universo (T).

Radiación Cósmica de Fondo A pesar de que el Big Bang ocurrió hace unos 13,7 Giga años, todavía queda un recuerdo. ¿Por qué vemos este fondo cósmico entonces? ¿Es lo más lejano que podremos detectar? ¿No hay nada detrás de él? La explicación no es complicada. Hace 13,7 Ga el Universo era un medio incandescente y opaco, tal vez, como el ambiente en el interior del Sol, y su “grilla” se estaba expandiendo muy rápidamente.

En un momento dado, todo el volúmen del espacio se volvió transparente simultáneamente. Sin embargo, la información que llega a nosotros se toma su tiempo por la “lenta” velocidad de la luz. Todo lo que veríamos sería que estábamos en el centro de una esfera hueca de radio creciente, con la superficie interna incandescente. Para aclarar esto último, supongamos que en este momento se apagaran todas las estrellas del Universo. Nos enteraríamos recién dentro de muchos años. Quizás, nuestros nietos empezarían a sospechar que algo extraño estaría pasando.

Hoy, después de 13,7 Ga del Big Bang, la “esfera incandescente” está extremadamente virada al rojo, por la expansión espacial, y su posición es muy lejana. Algunos autores llaman al Fondo Cósmico la última fotosfera de la recombinación o del Big Bang, pues en ese momento se recombinaron los átomos de hidrógeno y helio que formaban el medio.

Temperatura de Fondo = 3100 K / (z+1) La Edad (T) del Universo está en millones de años. El (z+1) es el de la Radiación Cósmica de Fondo para cada época, y TºK es la temperatura del fondo (hoy 2,725 K). Sólo 8 millones de años (nada frente a 13,7 Ga) bastaron para enfriar el Universo y permitir que ingrese a la “Era Oscura”, que se extendió hasta la “Era de la Reionización”, donde se formaron las primeras estrellas.

Verdad sobre el fondo Uno de los engaños mayores que nos impone el Universo es este fondo de radiación. Es un espejismo y una visión sólo del pasado. Hoy, en su lugar, seguramente, lo único real que debe existir es una continuación de nuestro entorno, con más y más galaxias.

Irregularidades en la temperatura del Fondo (Anisotropía)

Enfriamiento de la Radiación Cósmica de Fondo luego del Big Bang

El satélite COBE (Cosmic Background Explorer, o Explorador del Fondo Cósmico), fue el primer proveedor de datos completos sobre la radiación de fondo (Figura 17). Luego de descontar una bipolaridad Doppler de 368 km/s, queda nuestra Vía Láctea.

Descontada ésta, queda un fondo residual muy parejo de 2,725 K con fluctuaciones de 1 en 105. Rainer Sachs y Arthur Wolfe habían predicho que se encontrarían fluctuaciones de temperatura diez veces mayores, pero el COBE no tenía la nitidez (sólo 8º) ni la sensibilidad para detectar la estructura fina. La nave WMAP tomó la imagen del cielo con mayor precisión (Figura 18).

La temperatura del material incandescente justo en el Big Bang debe haber sido de 3100 K, ya que ésa es la temperatura de recombinación del átomo de hidrógeno (Figura 16). Con

Figura 17: Imágenes del Fondo Cósmico del COBE. (Ver página 19).

Figura 18: El Fondo Cósmico de precisión tomado por el WMAP mostrando sus “grumos”. (Ver página 19).

Figura 16: Al primer segundo, la esfera hueca incandescente tiene un radio de 300.000 Km.

TABLA 3

Edad

0,35

0,4

0,5

0,6

0,8

z+1 TºK

1,11 2739

1,21 2562

1,41 2199

1,59 1950

1,93 1606

1

2

4

8

16

32

64

100

2,24 1384

3,56 871

5,67 547

9,02 344

14,4 215

22,8 136

36,3 85

49 63

13

que es el ángulo que tienen las perturbaciones más intensas del fondo de radiación (Figuras 19 y 20).

El Cosmos y el audio Se estima que la razón principal de la anisotropía (los grumos) en el Fondo Cósmico de Radiación fue la existencia de inmensas ondas sonoras estacionarias en el medio incandescente previo a la recombinación y transparencia. Los efectos de las compresiones y expansiones provocadas por estas ondas en la temperatura del medio quedaron congelados en la superficie de la esfera hueca que hoy vemos en el fondo del Universo. La causa de estas ondas sonoras ha sido la expansión violenta primitiva. En todo el medio incandescente apareció simultáneamente una onda de presión que dio origen a componentes en todas las frecuencias de sonido (que los cosmólogos llaman escalas). Sin embargo, las ondas de igual frecuencia que van y vienen por el medio forman “ondas estacionarias”, que afectan a algunas regiones (vientres) y dejan libres a otras (nodos). Las zonas donde se establece una presión mayor que la media (pico de la onda) se calientan, y viceversa, en las rarificadas. Como en un instrumento musical de viento, hay frecuencias que entran en resonancia (armónicas) y otras que mueren. La diferencia entre un instrumento de viento y el Universo es la forma en la que se producen las resonancias. En el instrumento, es por su largo físico, y en el cosmos, por el tiempo. Las ondas estacionarias del medio estaban influidas por la materia oscura, que actúa gravitacionalmente pero no genera presión, y por la materia ordinaria que sí lo hace. Se puede estimar que el tamaño de las regiones de compresión de la primera armónica era de unos 600.000 años luz. Por otro lado, la distancia de la Línea de la Luz que llega hoy la calculamos de la expresión (7)

Conclusión No es correcto el título de este párrafo. Aquí recién empieza este tema cautivante, pero por ahora no nos podemos extender más. Daremos un listado de algunos de los artículos y lugares de referencia y consulta para el interesado con acceso a Internet.

La página de Ned Wright: http://www.astro.ucla.edu/~wright/cosmolog.htm Los artículos de Tom Weil en la revista Sky&Telescope: Looking Back Cosmologically, Septiembre de 1997; Another Look at Cosmic Distances, Agosto de 2001.

El artículo en pdf: http://www.citebase.org/fulltext?format=application %2Fpdf&i dentifier=oai%3AarXiv.org%3Aastro-ph% 2F9812018 The angular size-redshift relation..., por L. I. Gurvits, K. I. Kellermann y S. Frey.

El efecto Sunyaev Zel’dovich: http://www.mpifr-bonn.mpg.de/staff/mthierbach/sz.html http://cfa-www.harvard.edu/~aas/tenmeter/sz.htm La nave WMAP: http://map.gsfc.nasa.gov/

d = 0,035578 Gal

Scientific American, Febrero 2004. Four Keys to Cosmology.

y el ángulo θ que subtendía el grumo de la perturbación

Y con un buen buscador, consultar los sitios de Sloan Digital Sky Survey, 2dF Galaxy Redshift Survey, ESO Slice Project, 2MASS Redshift Survey.

θ = 6*10-4 (Gal)/d (Gal)= 0,01686 radianes = 0,96º

Nota: El físico alemán Max Plank pudo resolver el problema de la emisión térmica en el año 1900. Estableció la ecuación para explicar la distribución espectral de la energía emitida por un cuerpo negro (¡qué no es un agujero negro!), que es el cuerpo que tiene mayor capacidad de absorción de la energía radiante.

Plank descubrió que la energía se emite en “quantos”, es decir, pequeñas porciones, y que estas porciones tenían una relación fija entre su energía y la longitud de onda de esa radiación donde:

e=h * f

e: cantidad de energía del quanto (hoy llamado fotón) en joules, h: constante de proporcionalidad, llamada de Plank = 6,62 * 10-34 joule*seg, f: frecuencia del quanto en Hz. Nota final del autor: Por cuestiones de espacio, debimos acortar drásticamente el artículo original. Varias partes han quedado afuera, quizás, para ser tratadas en el futuro. Eso dependerá de las repercusiones que pueda tener éste. Aprovechamos para agradecer a quienes han colaborado con nuestro artículo, especialmente a Tom Weil, de la revista Sky & Telescope.

Figura 19: Distancia de la Línea de la Luz y el ángulo θ subtendido por un grumo.

14

LA RUTA DE LA LUZ

•

Figura 20: Espectro de potencias angulares que muestra las resonancias calculadas y medidas.

• Figura 17: Imágenes del

Fondo Cósmico del COBE.

•

Figura 18: El Fondo Cósmico de precisión tomado por el WMAP que muestra sus “grumos”.

Radioestrellas, vientos en colisión y HD 93129A

• Figura B: Densidad de flujo S en función de la frecuencia

de observación. Se muestra la contribución modelada para emisión térmica (amarillo) y no-térmica (verde), emisión total (rojo) y densidad de flujo medida mediante las observaciones (cuadrados color naranja).

•

Figura A: Imagen óptica de la región de la Nebulosa de Carina. (Matias Jones - A.A.A.A.)

15 19

Año7879- -N°N° 276 - Enero 2008 Año 276 - Primavera 2007

El cielo de invierno no pudo esperar (ver pág. 6)

•

•

CARTOGRAFIA JOVIANA

INFORME DEL OBSERVATORIO - A.A.A.A.

NGC 2070 (Nebulosa Tarántula)

M 33 (Galaxia del triángulo) Sergio Eguivar - A.A.A.A.

Figura 1: Imágenes del 28 de mayo de 2007 utilizadas para realizar la cartografía.

Figura 2: Resultado de la reproyección de una imagen.

Figura 3: Empalme de dos reproyecciónes.

(ver pág. 19)

Figura 4: Cartografía final (reproyección cilíndrica simple).

18

INFORME DEL OBSERVATORIO - A.A.A.A.

CARTOGRAFIA JOVIANA Autor: Román Mykytyuk Sección Sistema Solar

L

a adquisición y el procesamiento de video digital permiten obtener imágenes de calidad muy superior a las obtenidas mediante tomas digitales individuales o película química. Esto se logra en particular gracias a la disminución del tiempo de exposición, el apilado o staking, el promediado de imágenes, etc. Aun

así, empleando los procedimientos citados, los resultados obtenidos poseen mucha información indeseada. Esto les confiere un aspecto muy suave y borroso, por lo cual es conveniente usar algún tipo de filtro para eliminar ese sobrante de información y realzar aquellos rasgos de interés de la imagen.

Estas imágenes (figura 1), más allá de su excelente calidad relativa, se presentan con las características geométricas que les proporcionó el instrumento con las que fueron tomadas.

En el caso de un telescopio esta geometría esta definida principalmente por la curvatura de campo del sistema óptico y suele ser poco relevante, siempre y cuando no se trate de objetivos gran angulares.

cantidad de cuentas que posee el borde de Júpiter. A modo de ejemplo supongamos que vale unas 2500 cuentas. La sintaxis del comando sería: >circle 2500

Este comando arroja como resultado el radio y las coordenadas del centro, datos que ingresaremos en el cuadro de dialogo de efemérides físicas de Júpiter. En esta ventana deberemos ingresar también la fecha de la toma, algunas características de la imagen de Júpiter y seleccionar el sistema (I o II) de longitudes en el cual se desea trabajar. Una vez realizado esto ejecutaremos el comando compute para luego salvar un archivo de texto .lst que nos describe esa imagen de Júpiter.

Llamémoslo ProyTel01.

El siguiente paso es generar una copia del archivo ProyTel01, designándolo por ejemplo ProyCilind01, al que modificaremos indicando el tipo de proyección deseado, el algoritmo de reproyección y los parámetros de la misma. Cada reproyección posee un conjunto de parámetros que le son necesarios al programa para realizar el cálculo.

Los dos archivos que hemos generado los utilizaremos como parámetros del comando map [in][out].

Desde que el hombre trazó su primer dibujo y proyectó un objeto tridimensional sobre el plano, estas técnicas nunca lo han abandonado. Cambiamos de herramienta: en lugar de hacer dibujos a mano o realizar cálculos tediosos, como lo hacían los cartógrafos y astrónomos de épocas anteriores, empleamos computadoras. Así, por ejemplo podemos pasar de la imagen tomada con un ojo de pez a una proyección cilíndrica en coordenadas galácticas solo definiendo unas pocas variables.

Pero volvamos al caso de imágenes telescópicas. Si bien la imagen es plana el objeto de interés puede no serlo. Este es el caso de los planetas, que para un instante dado, nos presentan solo el 50% de su superficie. Es decir que a pesar de su rotación no podemos ver la totalidad de su superficie al mismo tiempo.

Esto es factible lograrlo mediante la reproyección (figura 2) de la superficie geoidal del planeta sobre un plano y uniendo de modo apropiado las proyecciones de longitudes contiguas (figura 3). De esta forma se obtendrá lo que llamamos un planisferio (figura 4).

>map ProyTel ProyCilind

Una vez terminado el proceso de calculo, aparecerá en pantalla la imagen reproyectada apta para ser guardada o procesada.

La técnica de reproyección descrita en el informe se encuentra sintetizado en el diagrama que acompaña estas líneas.

Entre muchos de los programas que permiten reproyectar imágenes, nos pareció que el Iris era el adecuado, dado que al estar desarrollado especialmente para ser usado por aficionados nos facilita muchos pasos. Con las herramientas de este programa es posible pasar fácilmente de una proyección a otra en unos pocos pasos si bien estos son poco intuitivos y es indispensable consultar los manuales del programa.

Addendum

En los últimos años, para cada aparición de Júpiter, la Sección Sistema Solar desarrolló intensas campañas observacionales. Las imágenes resultantes de dichas actividades son enviadas a diferentes proyectos u organizaciones internacionales como el JUPOS Proyect, de Alemania, o la Association of Lunar and Planetary Observers, Japan Branch.

El contenido del presente reporte también es fruto de ese esfuerzo. El Programa de Observación de Júpiter es llevado a cabo por: Roberto Mackintosh, Mónica Konishi y Román Mykytyuk.

En nuestro caso el cuerpo joviano nos presentaba su prominente redondez la cual redujimos a un planisferio. El primer paso consiste en cargar la imagen a reproyectar y abrir la ventana de comando del IRIS ya que la mayoría de los comandos solo son accesibles a través de esta. El primer comando en ser usado es “circle [val] ” que detecta el borde del planeta en función de la zona que seleccionamos y el parámetro [val], destacándolo trazando un circulo. El parámetro [val] define la

19

Diagrama de proceso de reproyecci贸n.

Una salida en Velero

Embarcados en un velero de regata.

Salidas nocturnas y diurnas todos los d铆as desde el Puerto de Buenos Aires.

20

15-5721-6223 - 4759-4316 veleronativo@yahoo.com.ar www.veleronativo.com.ar

RADIOASTRONOMÍA

Radioestrellas, vientos en colisión y HD 93129A etapa de supernova. Participan en la dinámica del Universo entregando gran cantidad de movimiento (proporcional a la masa por la velocidad de una partícula) y energía al MIE (ver artículo de E. M. Arnal en la edición anterior de Revista Astronómica), y proporcionan, además, radiación formada por partículas conocidas como fotones que ionizan los alrededores. Son las trazadoras de la estructura espiral de la Galaxia, pues se forman en sus brazos espirales. Su intenso brillo permite detectarlas en otras galaxias y definir, a partir de ellas, una escala de distancias extragalácticas, entre otras cosas.

Las estrellas se clasifican de acuerdo con su temperatura superficial, que toma valores desde algunos miles de K, hasta unos 50.000 K. Por razones históricas, y en un principio relacionadas con la presencia de líneas de hidrógeno (H) en el espectro, se ha definido una secuencia básica de siete letras (O, B, A, F, G, K, M), donde la O representa a las más calientes y la M, a las más frías. Cada intervalo entre letras se subdivide a su vez de 0 a 9 (por ej.: A0 a A9). A este parámetro se lo conoce como tipo espectral, y puede determinarse tomando un espectro óptico de la radiación estelar.

Otra característica que describe a una estrella es su tipo de luminosidad, la cual da cuenta de una secuencia evolutiva y varía entre tipo V (quema de H en su núcleo) y tipo I (núcleo de helio, capas de H en combustión). A las más calientes y luminosas se las denomina tempranas, y a las de características opuestas, tardías. La estrella más temprana catalogada en nuestra galaxia se llama HD 93129A, y es una O2 I. Una vez que las estrellas han perdido las capas más externas de puro hidrógeno, en su superficie aparecen helio, nitrógeno y, posteriormente, oxígeno, de acuerdo con lo comprobado vía espectros estelares. Estas estrellas O evolucionadas, más calientes y compactas, son llamadas Wolf-Rayet (WR).

Por la Dra. Paula Benaglia, Instituto Argentino de Radioastronomía (IAR) y Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas, UNLP.

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as estrellas más calientes y masivas pierden material en forma de vientos estelares. Estos vientos emiten en ondas de radio. Su detección con potentes radiotelescopios da lugar a diversos estudios que permiten recolectar información sobre la composición química, los parámetros físicos, la propia evolución estelar y los parámetros del material del entorno. Es común que estas estrellas estén ligadas gravitacionalmente en sistemas estelares. Si dos de ellas están lo suficientemente cerca, sus vientos interaccionan en las llamadas “regiones de vientos en colisión” (RVC), y producen radiación en longitudes de ondas desde radio hasta, eventualmente, rayos gamma. En este artículo se presenta a la estrella prototípica HD 93129A y su RVC, se muestra qué hemos aprendido mediante observaciones de radioondas en este tipo de sistemas y se plantea qué datos aportarán nuevas observaciones con el mayor arreglo austral de radiotelescopios.

La radioastronomía se ha convertido en un arma muy útil y poderosa para estudiar cierto tipo de estrellas y fenómenos que ocurren en su entorno muy cercano. Este tipo es el de las estrellas masivas ( 8 Msol1) y tempranas, que no supera el 1% de la cantidad de estrellas en la Vía Láctea (total de estrellas: unos 200 mil millones), pero su importancia es enorme. Son las responsables de la existencia de los elementos pesados (magnesio, silicio, azufre, cromo, níquel, hierro, etc.), desparramados al medio interestelar (MIE) en la 1

NdeR: Masa solar, 1 Msol = 2 x 1033 gramos.

22

La mayoría de las estrellas masivas, además de emitir radiación, pierden partículas (en una primera aproximación, radialmente hacia fuera), a través de fuertes vientos estelares.

Las estrellas O pueden perder hasta unas 10-5 Msol por año, y deshacerse así de hasta cerca de la mitad de su masa, antes de explotar como supernovas. Las dos variables más importantes al describir un viento estelar son: la velocidad máxima a la que llega el gas, o velocidad terminal vw ( 3000 km/s); y la tasa de pérdida de masa dM/dt. Las observaciones de radio, con una resolución angular (= aumento) y sensibilidad suficientes, permiten, bajo ciertas condiciones, calcular dM/dt a partir de la intensidad (densidad de flujo) detectada de una región de viento estelar.

En la época de las primeras observaciones de radio hacia estrellas OB2 (en la década del ’70), se encontró que la radio-emisión podía explicarse como un exceso producido por el mecanismo free-free. En el plasma, que es el viento estelar, los electrones se aproximan a iones, desacelerándose, perdiendo energía y emitiendo radiación electromagnética de frecuencias en el rango de las radioondas. Puede demostrarse que la intensidad de radiación crece con la frecuencia. A este mecanismo se lo identifica como radiación térmica.

Sin embargo, si existen inestabilidades en el viento, o si hay un choque de vientos de dos estrellas próximas, las partículas que forman el viento pueden acelerarse a velocidades cercanas a la de la luz y participar en otros procesos que producen radiación inversamente proporcional a la frecuencia (o radiación no-térmica; en este caso, sincrotrón).

Este tipo de interacciones produce también emisión a altas energías. Se sabe que más de la mitad de las estrellas se agrupan en sistemas binarios o múltiples. La existencia de regiones de vientos en colisión (RVC) no es algo raro. La interacción de los vientos de dos estrellas tempranas masivas genera una RVC. Los vientos se extienden hasta varios cientos de radios estelares (1R* [estrellas OB] ~ 25 Rsol, 1 Rsol = 7x1010 cm). Las estrellas OB y WR más cercanas distan unos cientos de pcs3. Sus RVC pueden llegar a extenderse unas decenas de milisegundos de arco (mas) en el cielo. En el área de radio, los desarrollos tecnológicos más avanzados que operan en la actualidad son arreglos de radiotelescopios o interferómetros4 (Very Long Baseline Array [VLBA] en EE.UU., European VLBI Network, Merlin, en Gran Bretaña), y permiten alcanzar una resolución angular de unos pocos mas y un umbral de sensibilidad para la detección de algunos milésimos de mJy (1 mJy = 10-23 erg/cm2/s). (mJy = miliJanskys).

Se detectaron decenas de estrellas con vientos como fuentes puntuales5 de radio, principalmente, del cielo norte, donde se encuentra la mayor parte de los instrumentos (ej., Bieging y cols., Astrophysical Journal 340, 518, 1989). La detección a más de una frecuencia, en algunos casos, ha permitido estudiar el comportamiento de la radiación y discriminar entre los procesos que contribuyen a la misma. La mayoría de las de-

tecciones fue efectuada con el Very Large Array (VLA, EE.UU.), el famoso interferómetro de 27 antenas separadas hasta algunos kilómetros unas de otras.

Si bien las RVC pueden generar radiación muy energética, es extremadamente difícil obtener un mapa de las mismas, tanto por su pequeño tamaño angular como por su gran distancia de nosotros (la densidad de flujo se escala con la inversa del cuadrado de la distancia). Son muy pocos los ejemplos de RVC detectadas como fuentes no puntuales. Al respecto, es quizás el sistema estelar WR 140 el que ha dejado revelar su RVC en forma más impresionante, mediante observaciones de radio. Está compuesto por dos estrellas masivas: una WR y una O, con una separación que varía entre unas pocas y unas 30 unidades astronómicas (AU), a lo largo del período orbital de 8 años. La RVC se ha podido seguir por un lapso de dos años, y se registraron cambios en su posición y forma (Dougherty y cols., Astrophysical Journal 623, 447, 2005). Las observaciones se llevaron a cabo con el instrumento VLBA, compuesto por 10 radiotelescopios ubicados a lo largo de EE.UU., desde Hawai hasta las Islas Vírgenes. La resolución angular alcanzada fue de 2 mas. La Figura 1 muestra la fuente identificada como la RVC, la posición de las estrellas componentes del sistema binario y la órbita que describen. El trabajo arrojó como resultados la determinación de parámetros orbitales, de una distancia nueva y más precisa, y de un modelo para explicar la emisión medida.

Declination (J2000)

43º51’16.3000’’

16.2950’’

16.2900’’

16.2850’’ 20h20m27.97800s

0,931 27.97750s

27.97700s

Right Ascension (J 2000)

27.97650s

Figura 1: Imagen a 8,4 GHz tomada con el interferómetro VLBA. La fuente es interpretada como una región de colisión de vientos en el sistema binario WR 140 (WR + OB). La elipse representa la órbita y los puntos, las estrellas (Dougherty y cols. 2005).

Una de las regiones más ricas en estrellas tempranas masivas de nuestra galaxia es la de la Nebulosa de Carina, visible en radio únicamente desde el hemisferio sur. Contiene cinco de los objetos más tempranos, incluyendo a HD 93129A (una imagen óptica de la región se muestra en la Figura A, en la página 15). Esta estrella tiene un viento con parámetros extremos (vw = 3200 km/s, temperatura superficial ~ 50.000 K).

Trabajando desde el Instituto Argentino de Radioastronomía, hace aproximadamente una década venimos observando estrellas tempranas con el radio interferómetro Australia Telescope Compact Array (ATCA), y objetos más débiles con el VLA, a más de una frecuencia. Entre las fuentes detectadas con emisión no-térmica en el rango de 5 a 8 GHz, encontramos a HD 93129A, en enero de 2004. Observaciones recientes con el

NdeR: Estrellas OB: se agrupan bajo este nombre las estrellas más tempranas, de tipos O y B0 a B2-3.

3 NdeR: pc: parsec. 1 pc ~ 3 x 1018 cm = 3,16 años luz 4 NdeR: Radio-interferómetro: arreglo de dos o más radiotelescopios que trabajan juntos, en forma equivalente a un único gran radiotelescopio.

5 NdeR: Fuente puntual: presenta una extensión menor que la resolución angular del instrumento de medición.

2

23

Telescopio Espacial Hubble (Nelan y cols., Astrophysical Journal 128, 323, 2004) demostraron que es una binaria con compañera masiva (componentes: HD 93129Aa y HD 93129Ab), redeterminaron el tipo espectral y calcularon una separación de 55 mas entre las componentes (equivalentes a 150 AU a 2,5 kpc de nosotros).

La geometría del sistema que pudo derivarse de las observaciones ópticas, y el relativamente alto flujo en radioondas medido a pesar de la gran distancia a la fuente, nos llevaron a proponer que la fuente que detectamos en radio era una RVC (ver esquema en Figura 2) (Benaglia & Koribalski, Astronomy and Astrophysics 416, 171, 2004, http://arxiv.org/abs/ astro-ph/0312003). Las primeras observaciones, realizadas a las longitudes de onda de 3 y 6 cm (8,64 y 4,8 GHz), llegaron a una resolución angular del segundo de arco. Las imágenes obtenidas pueden apreciarse en la Figura 3.

Con el objetivo de estudiar qué procesos y en qué medida contribuían a la emisión, llevamos a cabo nuevas observaciones para cubrir todo el rango del espectro de radio posible con el ATCA, de 1 a 25 GHz. Las densidades de flujo medidas cayeron de casi 10 mJy, a 1,4 GHz, a 1,5 mJy, a 25 GHz. El espectro obtenido se muestra en la Figura B, en la página 15. De la consideración de los procesos más relevantes a la emisión, y al efectuar ciertas hipótesis simplificadoras, puede construirse una función suma de las intensidades aportadas por cada proceso y comparar esta suma total con la intensidad obtenida de los datos. El ajuste entre ambas permite acotar parámetros físicos del sistema.

En la Figura B (página 15) se muestra la contribución modelada para emisión térmica (amarillo) y no-térmica (verde), emisión total (rojo) y densidad de flujo medida mediante las observaciones (cuadrados de color naranja). El comportamiento a bajas frecuencias está modulado por efectos de absorción (térmica, auto-absorción sincrotrón y efecto Razin-Tsytovich, ver Benaglia y Koribalski 2004, http://arxiv. org/abs/astro-ph/0410547 para los detalles). De los resultados del ajuste pudo calcularse la tasa de pérdida de masa del sistema (3,5 x 10-5 Msol /yr), la potencia sincrotrón emitida (6 x 1033 erg/s) y un valor medio del campo magnético en la RVC de 20 mGauss. Vale aclarar aquí que los campos magnéticos estelares son cantidades muy difíciles de medir.

Los datos aportados por el Telescopio Espacial Hubble sobre la estructura del sistema llevaron a estimar una extensión de la RVC de unas 40 AU. La detección de emisión

HD 93129Ab

HD93129Aa

Dec. (J2000)

RCV

40 mas 55 mas

~

sincrotrón evidencia una probable emisión a muy altas energías: electrones involucrados en procesos sincrotrón pueden ser dispersados por el mecanismo Compton inverso (un fotón UV interacciona con un electrón relativista y, a causa de esto, es emitido otro fotón de más alta frecuencia, hasta rayos gamma).

Luego de varios cálculos y suposiciones, es posible estimar la potencia emitida en rayos gamma por el proceso mencionado (LIC). Una forma de controlar estos resultados es comparar el número final con la potencia detectada por telescopios de rayos gamma en la región de HD 93129A. En la década del ’90, el cielo fue relevado utilizando el telescopio EGRET, el cual no detectó fuentes sobre HD 93129A por arriba de su umbral de ruido, que hubiera correspondido a una LIC mayor a la estimada por nosotros. En el futuro cercano podrán confrontarse nuestras predicciones en rayos gamma con las observaciones del telescopio por venir GLAST, de la NASA, cuyo lanzamiento está proyectado para 2008.

Las observaciones en el óptico con el Hubble también han progresado. Maíz-Apellániz y colaboradores (2007, http://arxiv.org/abs/astro-ph/0702514) han compilado datos de tres épocas: 1996, 2002 y 2004. De la comparación de los resultados se ha deducido que las componentes del sistema se estarían acercando. Se ha estimado una masa total del sistema de unas 200 Msol, lo cual lo convierte en uno de los sistemas más masivos conocidos hasta el momento. Falta calcular cuál es la masa de cada componente del sistema y precisar el tipo espectral de la estrella compañera.

En el rango de radio, el sistema de HD 93129A y su RVC pueden ser observados con mayor resolución angular aún, con radio interferómetros de larga base (antenas separadas por cientos de km). El instrumento Long Basline Array (LBA) está constituido por 8 radiotelescopios a lo largo de Australia (Figura 4) y alcanza una resolución angular de pocas decenas de mas, a unos 2 GHz, lo que es suficiente para detectar la RVC como una fuente individual, situada entre las dos estrellas.

Nuestro próximo desafío es observar la RCV con el máximo aumento posible, determinar su extensión y afinar los números para los parámetros y predicciones anteriores.

Hemos utilizado unas cuatro horas de observación del LBA para buscar fuentes calibradoras, y esperamos poder usar otras doce horas para mirar hacia la RVC. La detección y el mapeo de la región de vientos se usarán para comparar con los resultados obtenidos de modelos recientemente desarrollados, y testear estos modelos.

30’’

30’’

40’’

40’’

50’’

50’’

HD 93129A HD 93129B

33’00’’

HD 93128

-59º’’33’10’’

-59º’’33’10’’

Figura 2: Geometría del sistema HD 93129A, formado por las estrellas HD 93129Aa y HD 93129Ab, a partir de datos del Telescopio Espacial Hubble.

Está indicada la ubicación relativa de la región de colisión de vientos (RVC).

33’00’’

HD 93128

150 AU

HD 93129A HD 93129B

10h43m59s

58s

57s

56s

RA (J2000)

55s

54s

53s

10h43m59s

58s

57s

56s

RA (J2000)

55s

54s

53s

Figura 3: Imágenes hacia la región de HD 93129A tomadas con el interferómetro ATCA a 8,64 y 4,8 GHz. Las cruces indican la posición de estrellas tempranas masivas en el campo, con sus correspondientes nombres.

24

OBSERVATORIO -- BREVE BREVE GUÍA GUÍADE DELAS LASCONSTELACIONES CONSTELACIONES

EL CAN MAYOR

EL ORTO HELIACO DEL PERRO EGIPCIO Autor: Carlos E. Angueira Vázquez A.A.A.A.

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esde la más remota antigüedad, el hombre se ha dedicado a domesticar animales. Al principio, sólo se trataba de la crianza de algunas especies para tener alimento asegurado, lo que hoy llamamos ganadería. Pero, con el tiempo, se fueron agregando algunas especies animales más, no directamente como alimento, sino con fines utilitarios (vestimenta, pastoreo, ayuda para la cacería, vigilancia, etc.) o, simplemente, de compañía.

En este último aspecto, hubo dos especies que se destacaron por sobre el resto: los gatos y los perros.

En especial, el perro, que fue domesticado a partir del lobo, con una mayor inteligencia que los gatos (aunque con mucha menos eficacia a la hora de perseguir roedores), rápidamente se ganó el cariño humano y se convirtió en el amigo juguetón de la gente, tanto a la hora de cuidar los rebaños como de defender a su amo. Fueron necesarios siglos para que el hombre aprendiera cómo dominar esta característica del perro. En realidad, como es un animal de jauría, el perro, instintivamente, necesita reconocer al amo o jefe de la jauría: el hombre sólo tuvo que adoptar un par de actitudes de amo de jauría para que el perro lo reconociera como tal, y así se convirtiera en su amo1.

Finalmente, esta especie de afecto del hombre por su pichicho fue la que llevó a que el cielo se llenara de perros: a Canis Major debemos agregar Canis Minor y Canes Venatici, y su antepasado Lupus, el Lobo.

NdeR: Quienes preferimos a los gatos como animales domésticos, solemos decir que uno es el amo del perro, pero del gato, uno es el socio. Los gatos no reconocen esta relación amo-esclavo.

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(*) El orto heliaco de un astro es el momento en el que el mismo empieza a ser visible al amanecer, poco antes de la salida del Sol, después de haber estado invisible por su conjunción con el Sol.

Dibujo de Hevelius, 1690.

(*)

Canis Major Tanto el caso de Canis Major como el de Canis Minor, en el circuito grecorromano no eran claramente reconocidas como constelaciones propias. En el caso que nos ocupa, la denominación que se encuentra en la literatura grecorromana hace referencia indistintamente a la constelación y a su estrella más brillante, Sirio. Canis Major tiene una historia muy rica de leyendas asociadas, casi siempre con relación a algún perro más o menos célebre.

Para Aratos, era uno de los perros del cazador Orión persiguiendo a la Liebre, Lepus (el otro perro de Orión era Canis Minor). También aparece representando a Laelaps (el perro Actaeon), el perro de Procris (una de las ninfas de Diana), el perro que le regaló Aurora a Cephalus y la lista sigue...

El poeta Homero lo llamaba κυων (el can, el perro a secas). Esta denominación fue evolucionando a través

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del tiempo y se convirtió en el σειριοζ de Hesíodo y Arato, de donde viene la palabra moderna Sirio. En la obra de Ptolomeo aparece como αστροκυων (el astro-can, el perro de las estrellas). Los autores latinos tomaron el κυων de los griegos y lo convirtieron en el Canis, y en su diminutivo familiar Canícula.

En la época de los romanos y desde las latitudes de la península itálica, esta constelación empezaba a aparecer en el horizonte este al amanecer, a partir del mes de agosto, el más caluroso del verano boreal. Los romanos decían, cuando llegaba el mes del emperador Augusto, que se venían los tiempos de la Canícula, en referencia a que Canis Major empezaba a aparecer. Esta expresión pasó a utilizarse como sinónimo de tiempos calurosos, y así la encontramos hoy en día en nuestro idioma castellano. Esta historia de Canis Major que comienza a verse después de su conjunción con el Sol, dio origen a otras historias, mucho más antiguas que los propios romanos, como veremos al hablar de su estrella más brillante.

Canis Major como constelación actual En su configuración actual, luego del decreto de la Unión Astronómica Internacional de 1929, el perro mayor retoza por los campos celestiales y se extiende entre las 06h 11m y las 07h 28m en Ascensión Recta, y entre los –11° 05’ y los –33° 11’ de Declinación. Así, cubre un rectángulo esférico, rodeado por Monoceros, Lepus, Columba y Puppis.

Por su posición en el cielo, no es una constelación circumpolar para observadores a la latitud de Buenos Aires,

pero la podemos tener visible encima del horizonte casi 12 horas por día. El mejor momento para verla es cuando la hora sidérea local vale alrededor de las 06h 50m, cuando cruza el meridiano, si miramos hacia el norte, desde los 70° de altura casi hasta el cenit. Para la medianoche de Hora Legal Argentina, esto ocurre a mediados de enero. Durante la primavera, podrán verla salir cerca de la medianoche.

Este año, la conjunción de Canis Major con el Sol ocurrió el 2 de julio.

Pero hace unos tres milenios, debido a la precesión del eje terrestre, cuando los egipcios utilizaban el orto heliaco de Canis Major para celebrar el año nuevo, la conjunción ocurría a principios de junio. Casi tres meses más tarde (a fines de agosto), el Sol y Canis Major ya se habían alejado entre sí lo suficiente como para que sus estrellas empezaran a ser fácilmente visibles al amanecer, poco antes de la salida del Sol. Ahí teníamos el orto heliaco y... ¡Feliz año nuevo para todo el Nilo!

Geográficamente, en nuestros tiempos, Canis Major es una constelación austral, pero está tan próxima al ecuador celeste que casi todo el mundo puede verla. Sólo aquellos que viven sobre latitudes superiores a los 57° N (algo más al norte de Moscú, por ejemplo), no pueden verla entera, y sólo aquellos que viven más al norte que los 79° (a mitad de camino entre el Círculo Polar Ártico y el Polo Norte), se la pierden por completo.

En lo que se refiere a la denominación de Bayer (es decir, las estrellas identificadas con una letra griega seguida del genitivo latino CANIS MAJORIS, abreviado como CMa), encontramos casi todo el alfabeto griego desde Alfa (α) hasta Omega (ω), con algunas excepciones faltantes intermedias y sin respetar del todo la escala de brillo aparente. En la Tabla 1 detallamos todas las estrellas de Canis Major con denominación de Bayer.

Indicamos como D los casos de estrellas que forman sistemas APARENTES dobles o múltiples. Los casos de sistemas dobles o múltiples REALES se identificaron como B. Los casos indicados como BE corresponden a estrellas binarias espectroscópicas y los indicados con V, a estrellas variables. También se detallan los nombres propios de aquellas estrellas que lo poseen. Originalmente, Bayer sólo le había dado letra griega hasta la Ómicron (ο) pero, posteriormente, el alemán Johann Bode la extendió hasta la Omega actual.

TABLA 1 – ESTRELLAS DE CANIS MAJOR CON DENOMINACIÓN DE BAYER

α CMa - Sirio La estrella más brillante de Canis Major es también la estrella que, desde la Tierra, vemos como la más brillante del cielo, y se la conoce con el nombre de SIRIUS o SIRIO. Si vamos a hablar con propiedad, en realidad, es la segunda estrella en la lista de brillo aparente: el primer lugar le corresponde al Sol. Por supuesto, debemos recordar que hablamos de BRILLO APARENTE: el brillo con el que la vemos desde nuestra posición en el Universo, es decir, la combinación de su brillo real y la distancia a la que se encuentra. Si bien Sirio es veinte veces más luminosa que el Sol, en sí misma, no es una estrella muy

brillante. Si recorremos la columna de MAGNITUD ABSOLUTA de la Tabla 1, veremos que, con las únicas excepciones de ν2 CMa y π CMa, todas las demás estrellas de Canis Major que tienen letra de Bayer son más brillantes que Sirio. Lo que pasa es que están mucho más lejos.

A sólo 8,6 años luz de distancia, Sirio es una de las estrellas más cercanas a nuestro Sistema Solar. Pero, como nada está quieto en el Universo, Sirio se mueve por nuestra galaxia. Respecto de nuestro Sol, tiene una componente de movimiento que, lentamente, va reduciendo la distancia que nos separa de ella. Se nos está acercando. Esto no significa que vaya a chocar con nosotros. En realidad, nos va a pasar por el costado, para después

Figura 1: Vista general del cielo observado desde Buenos Aires, mirando hacia el norte, en el momento del tránsito por el meridiano de Canis Major (a la media noche de Hora Legal Argentina, a mediados de enero).

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comenzar a alejarse. Todo esto quiere decir que el brillo aparente de Sirio ha ido aumentando muy lentamente a lo largo de los milenios, y seguirá aumentando hasta alcanzar un máximo de magnitud aparente –1,6 dentro de unos 60.000 años, y pasará a su mínima distancia posible del Sistema Solar a unos 7,8 años luz. Como comparación, recordemos que Venus, en su máximo de brillo aparente, llega a –4,5, o que Marte llegará a –1,6 en su oposición a fines de 2007, o que Júpiter llega a –2,8 en su oposición.

Al tener un brillo aparente tan pronunciado y ser una estrella relativamente cercana al ecuador celeste, su presencia llamó la atención a casi todas las culturas antiguas. Por lo tanto, posee una historia muy rica, en muchos casos, asociada con algún perro o algo parecido. Entre los egipcios, era llamada Sotis y estaba asociada al dios Anubis (el dios egipcio con cabeza de chacal).

Era especialmente reverenciada, ya que se la utilizaba con fines de calendario: su orto heliaco coincidía con el inicio de la crecida del río Nilo, lo cual significaba también el inicio del año nuevo egipcio (en nuestro calendario moderno, el 29 de agosto). En esa fecha también se recordaba el renacimiento del dios Osiris de entre el mundo de los muertos. Además, gracias a las cuidadosas mediciones que realizaban los astrónomos egipcios de la diferencia entre el ángulo horario del Sol y el ángulo horario de esta estrella, por primera vez en la historia pudieron estimar la duración del año trópico, de unos 365,25 días, unos mil años antes de Cristo. Inventaron así el año bisiesto que, siglos después, Sosisgenes, el astrónomo y sumo sacerdote de Cleopatra, le transfirió a Julio César.

A menudo, entre griegos y romanos no se identificaba a Canis Major como una constelación y Sirio como su estrella más brillante, sino que se hablaba en principio de Sirio y, más tarde, Canis Major era la constelación que contenía a esta estrella. Esto deriva del intenso brillo aparente, lo cual les hacía priorizar la importancia de la estrella por encima de la constelación.

A diferencia de muchos otros casos de estrellas brillantes, el nombre que usamos actualmente para esta estrella era muy parecido en diversas culturas del Mediterráneo. Podemos empezar por su otro nombre egipcio, HESIRI, la denominación que los egipcios le daban al dios que conocemos, en realidad, por

su traducción griega: Osiris2. Entre los griegos, se la conoció por distintas variantes parecidas, y todas ellas significan “la brillante”: σειρ (Seir), σειροζ (Seiros), σειριοζ (Seirios), etcétera, de donde derivó el latín Sirius. Entre los árabes fue también Al Shi’ra y Al Si’ra.

Si dejamos la etimología del nombre y pasamos a la estrella en sí misma, también es un caso muy especial, astronómicamente hablando.

Sirio no es una sola estrella, sino que tiene una compañera: Sirio B. Así que se trata, en realidad, de un conjunto de dos estrellas muy próximas entre sí, con un período de rotación de 50,09 años, y que en esta época vemos con una separación aparente de 7,8” 3. Esta separación no es suficiente como para poder apreciarla fácilmente de manera visual con un telescopio, fundamentalmente porque Sirio B es mucho más débil: apenas llega a magnitud aparente 8,5 y se pierde en el fulgor de su hermana más brillante. Sirio B es una Enana Blanca, la primera descubierta, con una temperatura de 37.000º K y una densidad media de 40.000 g/cm3, es decir, unas cuarenta mil veces más pesada que el agua4.

Otra particularidad históricoastronómica de Sirio es que fue una de las primeras estrellas cuya duplicidad se descubrió antes de poder verla como estrella doble. Analizando su movimiento propio, en 1844, el alemán Friedrich Bessel observó anomalías (una oscilación en su trayectoria) que explicó como resultado de la atracción gravitatoria de una compañera no observable. Casi 20 años más tarde, en 1862, el afamado constructor de telescopios estadounidense Alvan Clark, mientras probaba un telescopio refractor que acababa de terminar, consiguió verla con sus ojos por primera vez (los telescopios de Clark eran los mejores de su época... hasta que apareció Karl Zeiss). Pero desde 1920 se sospecha que Sirio B también es una estrella doble, no confirmada aún.

NdeR: Recordemos que el orto heliaco de Sirio estaba relacionado con el renacimiento del dios Osiris.

3 NdeR: La separación mínima aparente entre Sirio y Sirio B es de 2,5” y ocurrió en 1993.

Desde entonces, vistas desde la Tierra, se han estado separando hasta que alcanzarán su máxima separación aparente (11,3”) en 2022.

4 NdeR: En comparación, la densidad media del Sol es de 1,4 veces la densidad del agua.

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β CMa La segunda estrella con denominación de Bayer en Canis Major no es la segunda más brillante, sino la cuarta en brillo aparente, y se la conoce también por el nombre MIRZAM, o sus variantes Mirza y Mirzum. Este nombre es una contracción del árabe Al Murzim, la anunciadora, en referencia a que, vista desde ciertas latitudes boreales, aparece por el horizonte poco antes que Sirio, anunciando la inminente salida de la estrella más brillante del cielo.

Tal y como se indica en la Tabla 1, se trata de una estrella variable del tipo BCEP. Esto significa que es una variable periódica del tipo de las beta-cefeidas: son estrellas pulsantes, cuyo brillo varía simultáneamente con contracciones y dilataciones de la propia estrella, con períodos muy cortos y variaciones de brillo pequeñas. En el caso de b CMa, la amplitud de la variación de brillo es de tan sólo 0,07 magnitudes, con un período de 0,25 días (sólo 6 horas). Además, presenta tres modos adicionales de variación, con períodos de 4,9 días; 5,44 días y 49,2 días. Por si fuera poco, se sospecha que es una binaria espectroscópica, no confirmada aún, ni mucho menos separada visualmente.

Aunque β CMa no tuvo en la antigüedad una mitología tan rica como la asociada a Sirio, en la astronomía moderna existen algunas “cosas raras” respecto de esta estrella. La más famosa de todas las historias es que, según cuenta el astrónomo Geminiano Montanari (16331687), en 1670 HABRÍA DESAPARECIDO TOTALMENTE DE LA VISTA, y reapareció en 1693, según observó el astrónomo Giacomo Maraldi (1665-1729). Lamentablemente, no existe ningún otro registro independiente conocido que avale esta afirmación, ni tampoco hay observaciones que la refuten.

γ CMa La tercera estrella con letra griega en Canis Major debería ocupar el decimocuarto puesto por su brillo aparente.

También se la conoce por el nombre de Muliphen, o su variante Muliphein, de origen árabe. El astrónomo holandés Hugo Grotius la llamaba Isis, como contraposición al Osiris de Sirio. Se trata de una estrella gigante blanco-azulada, sin compañeras (ni reales, ni aparentes) y sin variabilidad. Su única particularidad

es que forma/¿formó? parte del cúmulo de las Pléyades, a pesar de encontrarse a gran distancia de ellas.

δ CMa Si seguimos con el alfabeto griego, la cuarta letra le corresponde a la cuarta estrella más brillante de Canis Major (a esta altura, casi podemos hablar de casualidad). Al igual que las anteriores, posee un nombre especial: Wezen, derivado del árabe Al Wazn, “la pesada”, debido a que los astrónomos árabes de la edad media tenían la impresión, al verla salir por el horizonte, “de que le costaba salir, como si fuera pesada” (sic). Irónicamente, con esta sensación de pesadez, como estrella es una cosa monstruosa: una súpergigante blanca 45.000 veces más brillante que el Sol. Posiblemente sea una estrella variable con muy poca amplitud de variación de brillo, y su espectro muestra algunas peculiaridades que hacen sospechar que se trata de una binaria espectroscópica.

ε CMa La quinta letra del alfabeto griego le corresponde a la segunda estrella más brillante de esta constelación, también conocida como Adhara, derivado del árabe Al Adhara (textualmente, “una de las vírgenes”).

Esta denominación la relaciona con algunas estrellas de la vecina constelación de

Columba, con las que se armaba un asterismo que representaba a un conjunto de vírgenes secuestradas. A sólo 7,7” de separación, aparece una estrella mucho más débil, con magnitud aparente 7,5, pero sin ninguna relación física entre ellas. Esto constituye una estrella doble aparente. No es variable (o, si lo es, su variación se encuentra por debajo de los límites actuales de detección) y, al igual que γ CMa, forma/¿formó? parte de las Pléyades.

ζ CMa La sexta letra le corresponde a una estrella que comparte el sexto lugar en brillo aparente. Paradójicamente, a la otra que también brilla en magnitud aparente 3,02 (ο2 CMa) le corresponde la décimo quinta letra del alfabeto griego.

En fin, cosas de Bayer. ζ CMa también es conocida como Furud, del árabe Al Kurud, “las abejas”, nombre por el que se conocía a un asterismo formado también por algunas estrellas de Columba. Al igual que la anterior, también Furud forma un par aparente con otra estrella, de magnitud aparente 7,7, separada 167”. Pero, además, Furud es una binaria espectroscópica real: posee una compañera con la cual forma un conjunto con un período de rotación de 675 días en torno a un centro de masa común. La compañera, hasta ahora, sólo ha sido detectada a través de la influencia que le causa en el espectro.

Matías Jones - A.A.A.A.

Figura 2

Arriba: fotografía de la región del cielo de Canis Major.

A la derecha: Figura 2: Carta elemental de Canis Major.

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η CMa Para terminar con las estrellas más brillantes de Canis Major, nos encontramos con la séptima letra del alfabeto griego, que corresponde a la quinta estrella más brillante de la constelación, también conocida como Aludra. Este nombre viene del árabe Al Adhra que, a su vez, es el singular de Al Adhara,“las vírgenes”, cuya historia ya hemos contado en el caso ε CMa. Al igual que δ CMa, también es una estrella monstruosa, casi 80.000 veces más brillante que el Sol. Además, se sospecha que es una variable no confirmada aún y, a 179” de separación, aparece una estrellita brillando con magnitud aparente 6,90, formando un par óptico aparente sin ninguna relación física real entre ambas.

Cielo profundo Canis Major es una constelación atravesada por el Brazo de Orión de nuestra galaxia, una región tremendamente rica en objetos de cielo profundo, especialmente en lo referente a cúmulos estelares abiertos. Si bien la mayoría de los objetos de cielo profundo de esta constelación son muy débiles como para ser vistos por aficionados con telescopios normales, el surtido es tan grande, que nos encontramos con muchos que pueden ser apreciados con relativa facilidad. Si tomamos solamente el catálogo NGC (y su suple-

mento, el IC), nos encontramos con 44 objetos: 24 galaxias, 13 cúmulos estelares abiertos (uno de ellos con denominación de Messier), 3 nebulosas brillantes, 3 estrellas y 1 nebulosa planetaria. Pero, para ser justos, debemos agregar un montón de otros objetos que son relativamente fáciles de ver con telescopios pero no poseen denominación NGC. Así nos encontramos con denominaciones de catálogos no familiares a los aficionados, pero que nos identifican objetos muy interesantes: un cúmulo estelar abierto con denominación de Basel, tres cúmulos más del catálogode Collinder, otros dos en el catálogo de Haffner y otro par de

cúmulos en el catálogo de Ruprecht. En la Tabla 2 detallamos el listado completo de todos los objetos de cielo profundo del catálogo NGC (y su suplemento IC) que podemos encontrar en esta constelación, además de incluir algunos objetos de otros catálogos no tan familiares, pero que pueden ser de fácil observación. Para todos ellos, se detallan sus posiciones y datos principales.

M 41 = NGC 2287 El más famoso de los cúmulos estelares abiertos de esta constelación fue catalogado por Charles Messier en enero de

TABLA 2 – PRINCIPALES OBJETOS DE CIELO PROFUNDO EN CANIS MAJOR

1765, pero ya era conocido en la antigüedad. Aparece mencionado por Aristóteles en el año 325 a.C. Por supuesto, tamaña antigüedad se debe a que el cúmulo puede verse a simple vista como una muy pequeña nubecita, en condiciones de cielos limpios y oscuros. Por supuesto, luce mucho más con binoculares o con cualquier telescopio, observándolo con 50 a 80 aumentos, a seis grados al sur de Sirio. Comprende unas 80 estrellas dispersas en más de medio grado de cielo y se encuentra a unos 2400 años luz de nuestro Sistema Solar.

Los objetos Collinder (Cr) M 41 es el más famoso, pero eso no quiere decir que sea el más brillante. En Canis Major, ese honor le corresponde a Cr 121, que pasó desapercibido como tal hasta que, al estudiar el movimiento propio de las 20 estrellas que se encuentran en esta zona del cielo (casi un grado), se descubrió que todas ellas forman un cúmulo muy disperso, que luce muy bien observado con binoculares o con telescopios con no más de 40 aumentos.

Otros dos cúmulos pasaron también desapercibidos hasta que se estudiaron los movimientos propios de las estrellas que los forman. Así debemos agregar a Cr 140 (formado por 30 estrellas dispersas en casi un grado de cielo, en la cola del perro) y a Cr 132 (25 estrellas en un grado y medio de cielo). Estos tres objetos pueden llegar a verse a simple vista en buenas condiciones de cielo.

Los objetos NGC Entre los objetos del New General Catalogue, nos encontramos con NGC 2362, otro cúmulo estelar abierto, muy compacto, formado por unas 45 estrellas muy jóvenes (se les calcula una edad de alrededor de sólo 5 millones de años).

A simple vista se lo ve casi como una estrella neblinosa. Con binoculares se empiezan a distinguir sus componentes, aunque muy aglomeradas. Con telescopios, por encima de los 60 aumentos, ya luce en todo su esplendor.

NGC 2354 es otro cúmulo abierto muy rico, formado por más de cien estrellas distribuidas en un tercio de grado de cielo, fácilmente visible con binoculares y, por supuesto, también con telescopios.

Para hacerla corta y evitar que y nuestros lectores se duerman, les re-

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Cúmulo Abierto M 41

Nebulosa NGC 2359

Cúmulo Abierto NGC 2354

José Bergonzi - A.A.A.A.

Para terminar nuestra selección de objetos de cielo profundo en Canis Major, nos encontramos (por fin) con esta nebulosa.También es conocida como el YELMO DE THOR, por dos protuberancias que posee y que le dan el aspecto de un casco tradicional vikingo.

Requiere, como toda nebulosa, el mayor diámetro de telescopios al que uno pueda acceder y cielo oscuro y sin contaminación luminosa. Se la empieza a apreciar con telescopios de 150mm de diámetro, pero luce mucho mejor a partir de los 250mm, lo que permite apreciar toda su compleja estructura de burbujas.

Para CCD en colores, es especialmente interesante, con unos hermosos tonos rojizos y azules (ver contratapa). También se la conoce por el nombre de la NEBULOSA DEL PATO.

José Bergonzi - A.A.A.A.

Cúmulo Abierto NGC 2360

José Bergonzi - A.A.A.A.

comendamos ver también: NGC 2360 (80 estrellas en un campo de 13’, aceptable con binoculares, pero mejor con telescopios a 60 ó 100 aumentos); NGC 2384 (15 estrellas acurrucadas en un campo de 5’, sólo para telescopios a unos 100 aumentos); NGC 2345 (70 estrellas en un campo de 12’, muy bonito con binoculares o telescopios a 60 aumentos); NGC 2367 (30 estrellas muy juntas en un campo de 5’, espectacular con telescopios a 100 aumentos, también muy joven, con una edad calculada de 5 millones de años); NGC 2374 (25 estrellas en un campo de 12’, muy bonito a 60 aumentos, descubierto por William Herschel en 1785); BASEL 11A (30 estrellas en un campo de 9’, bueno para telescopios a 60 ó 100 aumentos); NGC 2383 (40 estrellas en un campo de 5’, con binoculares entra en el mismo campo que NGC 2384, pero luce mejor con telescopios a 100 aumentos); y NGC 2204 (80 estrellas en un campo de 13’, muy bonito con binoculares y espectacular con telescopios a 60 aumentos).

BIBLIOGRAFÍA

(*) Disponibles en nuestra Biblioteca.

José Bergonzi - A.A.A.A.

* Star Names: Their lore and meaning / Hinckley Allen, Richard. New York: Dover, 1997. 563 p. (*) * The new patterns in the sky / Staal, Julius D. W. Virginia: The McDonald & Woodward Publishing Co., 1988. 300 p. * Norton’s 2000.0 Star Atlas / Ridpath, Ian. (*) * Uranometria 2000.0: The Southern hemisphere to +6º / Tirion, Wil; Rappaport, Barry; Lovi, George. New York: Willmann-Bell, 1987. 216-473 p. v. 2. (*) * Sky Catalogue 2000.0: Volume 1 - Stars to magnitude 8.0 / Hirshfeld, Alan; Sinnott, Roger W. [Edited by]. London; Cambridge: Cambridge University; Sky, 1982. 607 p. (*) * Sky Catalogue 2000.0: Volume 2 – Double stars, variable stars and non stellar objects / Hirshfeld, Alan; Sinnott, Roger W. [Edited by]. London; Cambridge: Cambridge University; Sky, 1982. 385 p. (*) * Guía de campo de las estrellas y los planetas de los hemisferios norte y sur / Menzel, Donald; H.Pasachoff, Jay M. Barcelona: Omega, 1986. 492 p. (*) * Atlas de Astronomía / Herrmann, Joachin. Madrid: Alianza Editorial, 1983. 289 p. * SkyMap Pro 10 / Marriot, Chris. London, 2003.

Cúmulos Abiertos NGC 2374 (arriba a la izquierda), NGC 2367 (arriba a la derecha) y NGC 2345 (abajo).

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Aùo 79 - N° 276 - Enero 2008

Sirio - a del Can Mayor

Autor: Sergio Eguivar - A.A.A.A.

NGC 2359 Nebulosa Yelmo de Thor Autor: Sergio Eguivar A.A.A.A.

Nebulosa NGC 6559 (Sagitario) Autor: Sergio Eguivar A.A.A.A.

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