UniVerso Digital 63 by Revista Universo LIADA

Editorial UD63 Hola a todos:

Edición N°63- Abril, Mayo y Junio 2020

(1) En el Número 62 de UniVerso Digital presentamos las imágenes de “La Tierra de Noche”, basadas en el trabajo de la NASA de fotografía nocturna. Allí usted pudo ver la contaminación lumínica que rodea a su ciudad, y de esa manera seleccionar un lugar adecuado para la observación astronómica. En este Número 63, continuamos en la misma línea y ahora presentamos el “Atlas de Contaminación Lumínica” de Fabio Falchi, un investigador italiano que nos ha dado permiso para reproducir sus mapas de contaminación terrestre. Allí usted puede conﬁrmar lo encontrado anteriormente, pero esta vez de manera cuantitativa. En los mapas de Falchi lo que hay que buscar son las zonas negras, las cuales indican la ausencia de contaminación. No hay muchas. Mientras que las zonas azules indican un mínimo de contaminación y desde ellas todavía se pueden hacer observaciones del cielo. Las zonas rojas y blancas indican la contaminación desde las ciudades, y usted ya conoce la historia de lo poco que podemos ver del cielo desde los grandes centros urbanos. (2) Entre las noticias que nos afectan directamente, tenemos la jubilación de Luis Mansilla Salvo, quien fue Presidente de nuestra organización y realizó un trabajo extraordinario además como Coordinador de la Sección de Cometas y Coordinador de la Sección de Eclipses, Tránsitos y Ocultaciones (SETO). La LIADA procedió a nombrarlo Miembro Honorario. En nombre de todos, muchas gracias por su generoso y desinteresado aporte durante todos estos años. Lo reemplazaran como Coordinadores de la Sección SETO, los Ingenieros Eduardo Salazar Manzano y Edwin Andrés Quintero Salazar, profesionales de la Universidad Tecnológica de Pereira, en Pereira, Colombia. Ambos tienen un extenso currículo y sin duda llevaran a cabo un trabajo extraordinario. (3) Pavel Balderas Espinoza, quien fue Coordinador de la Sección Materia Interplanetaria, Meteoros y Bólidos de la LIADA, también se nos va por razones personales, y la LIADA le ha dado una Mención de Honor por su trabajo. El Prof. Dr. Josep M. Trigo-Rodríguez del Instituto de Ciencias del Espacio (CSIC-IEEC); del I.P. Grupo Meteoritos, Cuerpos Menores y Ciencias Planetarias de Barcelona y Miembro del CAP, Comité Asesor Permanente de la LIADA ha aceptado tomar el cargo de Coordinador de esta Sección. Josep vive en Cerdanyola del Vallés (Barcelona). (4) Finalmente, otro que se nos va es el Co-Editor de la Revista, Ignacio Ferrín. Todo lo que comienza tiene que terminar, y este trabajo no es una excepción. En total fui Editor de 45 números de la revista, 40 de UniVerso, y 5 de UniVerso Digital. Quiero agradecerles a todos por sus generosos y desinteresados aportes a nuestro principal órgano de comunicación, y le deseo mucha suerte a mi reemplazo en esta importante tarea de unión de los amantes de la Astronomía de Ibero-América. Dejo la Edición, pero seguiré colaborando con artículos a la revista. Con relación a este tema, el Dr. Roberto Aquilano, Miembro del CAP LIADA, ha sugerido como Co-Editor de UniVerso Digital, al Prof. Lic. Luis Martorelli del LOCE, Laboratorio de Óptica, Calibraciones y Ensayo de la FCAG, Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas perteneciente a la UNLP, Universidad Nacional de La Plata. El Lic. Martorelli ha aceptado inmediatamente honrar este importante cargo. En Mayo pasado hemos anunciado la creación de la Sección Planeta Azul cuyo principal referente como Coordinador fue designado nuestro amigo y colega de Montevideo Carlos Costa Ruibal, muy conocido por sus publicaciones referidas al cuidado de nuestro planeta, uno de los Objetivos de la LIADA. Carlos Costa Ruibal es Miembro de la LIADA; ha participado en varios de nuestros Congresos y estuvo presente en la fundación de la Sociedad Lunar Argentina en Marzo de 2019. Desde la LIADA damos la bienvenida a todos los nuevos Miembros designados para ocupar diferentes cargos y les deseamos el mayor de los éxitos. Ignacio Ferrín / Jorge Coghlan-Editores Portada: Cometa NEOWISE C/2020 F3. Miércoles 15 de julio 2020, 23:21 hora España (21:21 UTC). Javier Gonzalez Estevez de Gondomar, Galicia España.

Artículo invitado

Atlas Mundial de la Contaminación Lumínica Fabio Falchi- Investigador. ISTIL, Instituto de Ciencia y Tecnología de la Contaminación Luminosa, USC, Italia; Universidad de Santiago de Compostela, España falchi@lightpollution.it

Breve historia de los mapas de contaminación lumínica El primer estudio que presentó en detalle la situación del brillo artificial del cielo sobre un territorio grande fue “La iluminación artificial del cielo nocturno en Italia” por Bertiau, de Graeve y Treanor¹. Trabajos anteriores²,³ mostraron solo las áreas donde la contaminación lumínica excedía un cierto valor, más allá del cual no era aconsejable construir nuevos observatorios astronómicos. Bertiau, de Graeve y Tranor publicaron en su trabajo un mapa de Italia con una resolución de 15 km para identificar los mejores sitios para la instalación prevista de un telescopio nacional de unos 4 m de diámetro. Los datos de población (en realidad, el número de suscriptores en el teléfono) se usaron para inferir la cantidad de luz emitida hacia arriba desde las ciudades. Luego se aplicó un modelo simple de propagación de la luz a los datos de emisión para obtener el brillo artificial del cielo nocturno en todo el territorio italiano. Posteriormente se calcularon mapas similares para 5 Ontario y EE. UU. , utilizando nuevamente datos de población para derivar indirectamente datos de flujo ascendente. En 1997 tuve la idea de utilizar los datos del “Operational Linescan System” del Programa de satélites meteorológicos de defensa (DMSP OLS), en lugar de los datos de población, para superar la dificultad, dado que la población y las luces no siempre van de la mano. Por ejemplo, las áreas industriales y artesanales no tienen residentes, pero aún están iluminadas y son contaminantes. Incluso los centros turísticos suelen estar más iluminados de lo que puede imaginar considerando solo a los

residentes permanentes. Entonces, para mi tesis de 6 graduación , con Pierantonio Cinzano como supervisor, obtuve el primer mapa de contaminación lumínica sobre un territorio grande utilizando datos satelitales como entrada para el software de propagación de luz que escribí específicamente. El mapa fue calibrado gracias a una campaña para recopilar datos precisos de brillo del cielo nocturno obtenidos a través de una cámara CCD astronómica dedicada. Después de demostrar la efectividad del método, nuestro equipo, dirigido por Cinzano, con Christopher Elvidge y Kimberly Baugh de NOAA, publicó varios trabajos con mapas detallados, incluido el primer atlas de brillo artificial del cielo 7 nocturno en el verano de 2001 . Nuestro grupo ha continuado mejorando sus modelos y después de más de una década de gestación ha podido producir los mapas presentados aquí, en base al trabajo descrito en detalle en el artículo "El nuevo atlas mundial de brillo artificial del cielo nocturno" publicado en Science (10 de junio de 2016, Vol. 2, no. 6, e1600377 DOI: 10.1126 / sciadv, 1600377). Los nuevos mapas muestran una mejora significativa en comparación con los trabajos anteriores porque aprovechan el sofisticado software de propagación de Cinzano, aplicado a los nuevos datos de alta resolución del “Suomi National Polar-Orbiting Platform”. Utilizan una función de emisión calibrada y se verifican gracias a miles de mediciones de brillo del cielo hecho en todos los continentes.

El atlas mundial de la contaminación lumínica El atlas muestra el brillo artiﬁcial (más precisamente luminancia), del cielo en el cenit de cada sitio en la Tierra tomando como referencia el brillo natural del cielo nocturno.

La luminancia artiﬁcial del cielo nocturno en el cenit se obtuvo agregando las contribuciones debido a todas las luces presentes en un círculo de aproximadamente 400 km de diámetro. -

Los mapas se calcularon teniendo en cuenta, entre otras cosas, la altitud de los sitios de observación sobre el nivel del mar y el blindaje debido a la curvatura de la tierra. La base de datos de decenas de miles de mediciones de brillo del cielo, obtenida de numerosos grupos de observadores, se ha utilizado para calibrar tanto la función de emisión ascendente como el brillo artificial del cielo en el cenit. Debe recordarse que el atlas proporciona una representación del brillo artificial del cielo que depende de las hipótesis formuladas en el modelo. Cuanto más se aleje de estos, más el brillo real del cielo puede diferir del esperado en el atlas. Uno de los factores más importantes es la transparencia atmosférica tanto del sitio de observación como de las fuentes que causan contaminación en ese sitio. Por ejemplo, las nubes sobre las ciudades pueden actuar como una pantalla y oscurecer el cielo de un sitio remoto, donde el cielo puede estar despejado. Por lo tanto, al comparar el atlas con las mediciones de brillo del cielo, se deben tener en cuenta varios factores: -El brillo natural del cielo es muy variable (aproximadamente 150 a 800 μcd/m2), por lo tanto, niveles inusualmente altos de brillo natural del cieloRelación de brillo artificial / brillo natural

Brillantez artiﬁcial (μcd/m2)

pueden proporcionar lecturas relativamente altas incluso con bajos niveles de contaminación lumínica. -Las mediciones realizadas con instrumentos de campo amplio, como el Sky Quality Meter, incluyen la contribución de estrellas brillantes y también partes del cielo que son más brillantes que el cenit. -Las luces "no estándar" cercanas, como incendios, incendios de pozos petroleros, volcanes, luces de barcos de pesca, iluminación de pistas de esquí, luces artiﬁciales de invernadero, hacen que los mapas sean menos conﬁables. -El efecto de protección de las montañas puede disminuir el brillo del cielo esperado en algunos sitios. Condiciones atmosféricas diferentes a las supuestas pueden conducir a un brillo del cielo mayor o menor de lo esperado. -los mapas se calculan para la una o dos de la noche, coincidiendo con el paso del satélite, por lo tanto, las observaciones realizadas al comienzo de la tarde normalmente llevarán a medir valores de contaminación más altos que los indicados en los mapas. Los mapas presentados aquí muestran los diferentes niveles de brillo del cielo utilizando los colores de la siguiente tabla:

Brillo aproximado total * (mcd/m2)

Notas / Efectos

Colores

<0,176

Contaminación lumínica prácticamente cero

Negro

<0,01

<1,74

0,01-0,08

1,74-13,9

0,176-0, 188

Nivel de atención

Gris oscuro

0,08-0,32

13,9-55,7

0,188-0,230

Cielo contaminado para la investigación astronomica

Azul

0,32-0,64

55,7-111

0,230-0,285

Cielo visiblemente contaminado

0,64-1,28

111-223

0,285-0,397

1,28-2,56

223-445

0,397-0,619

Via Lactea invernal invisibile

Amarillo

2,56-5,12

445-890

0,619-1,065

Via Lactea practicamente invisible

Naranja

5,12-10,2

890-1780

1,07-1,96

Rojo

10,2-20,5

1780-3560

1,96-3,74

Magenta

20,5-41

3560-7130

3,74-7,30

El ojo humano usa conos, no se adapta a la oscuridad

Rosa

>7130

>7,30

Noche extremadamente contaminada

Blanco

>41

Verde oscuro Verde

* El brillo total se calcula aquí asumiendo bajos niveles de brillo natural, como en períodos de actividad solar mínima, lejos de la Vía Láctea y la luz zodiacal. El primer nivel, negro, indica las áreas donde la contaminación lumínica es insignificante, el cielo y el entorno nocturno se pueden considerar prácticamente no contaminados. Desde estas áreas es posible admirar una de las maravillas más impresionantes de la naturaleza, un cielo nocturno lleno de estrellas con una vista impresionante de nuestra galaxia, la Vía Láctea. Sin embargo, incluso desde estas 'áreas negras', los destellos en el horizonte en dirección a ciudades distantes pueden arruinar la vista de un cielo nocturno de otro modo perfecto. El siguiente nivel, el gris oscuro, indica las áreas donde el cielo comienza a verse amenazado por luces artificiales. Se debe tener mucho cuidado para garantizar que la situación en estos cielos casi vírgenes no se deteriore. Las áreas azules son aquellas donde el cielo comienza a contaminarse significativamente para la astronomía. Sin embargo, los cielos visibles desde estas áreas son espectaculares para los habitantes-

de la ciudad, pero no pueden considerarse vírgenes de ninguna manera, ya que a menudo muestran áreas contaminadas, especialmente lejos del cenit y en dirección a ciudades más o menos cercanas. En Italia solo hay unas pocas áreas limitadas codificadas con este nivel de contaminación, mientras que los niveles de negro y gris han desaparecido. Los colores posteriores proceden a duplicar el brillo con cada cambio de color. Observando desde las áreas codificadas en amarillo la Vía Láctea invernal se vuelve invisible, mientras que, en las áreas anaranjadas, incluso la Vía Láctea del verano, más brillante, está sumergida por el resplandor de las luces artificiales. Por lo tanto, nuestro hogar en el universo está oculto a las nuevas generaciones, una pérdida cultural sin precedentes en la historia de la humanidad. Al subir a los colores que indican las áreas más contaminadas, cada vez son menos las estrellas visibles, desde los miles de cielos vírgenes hasta la docena de las áreas más contaminadas. En los niveles rosa y blanco nuestros ojos ni siquiera pueden adaptarse a la oscuridad, ya que esta última ha desaparecido.

¿Cómo afecta a las diferentes naciones la contaminación lumínica? Cuatro de cada cinco habitantes del planeta viven bajo cielos considerados contaminados para la astronomía. Para América del Norte y Europa, la situación es obviamente peor, con casi el 100% de la población en estas condiciones. A niveles de contaminación más altos, la Vía Láctea ha desaparecido para más de un tercio de la humanidad, el 60% de los europeos (77% para los italianos) y el 80% de los norteamericanos. Al limitar el análisis a las naciones del grupo G20, Arabia Saudita, Corea del Sur y Argentina son los países con las poblaciones más expuestas a los niveles más altos de contaminación lumínica. En el lado más vir tuoso de las naciones menos contaminadas, encontramos a Alemania, India e Indonesia. En cuanto a los porcentajes del territorio de cada nación afectada por los diferentes niveles de contaminación lumínica, los peores son Italia y Corea

del Sur, seguidos, sorprendentemente, por Alemania. La aparente contradicción se debe al hecho de que Alemania tiene un porcentaje muy bajo de su población afectada por los niveles más altos de contaminación, mientras que una gran parte de su territorio está contaminada por niveles de contaminación más bajos, pero aún signiﬁcativos. Rusia, Canadá y Australia son, por el contrario, las naciones del G20 con los territorios menos contaminados, con grandes áreas aún sin contaminar.

El ejemplo de las leyes regionales italianas Italia es uno de los países con mayor cobertura legislativa contra la contaminación lumínica, además de Eslovenia, que tiene su propia legislación nacional. Dieciocho de las veinte regiones tienen leyes contra la contaminación lumínica. Las principales reglas que deben adoptarse en la mayoría de las leyes regionales italianas para iluminar calles, grandes áreas, edificios (no históricos) son: a- la intensidad luminosa de la luminaria instalada no puede exceder 0.49 cd/klm horizontalmente y hacia arriba (más allá del horizonte); b- la iluminación de las carreteras o la iluminación de las superficies iluminadas no puede exceder los valores mínimos prescritos por las normas de seguridad; La reducción de flujo es obligatoria después de una hora determinada o con volúmenes de tráfico reducidos. En algunas regiones, hay reglas adicionales vigentes: c- un límite máximo en la temperatura de color de las fuentes; d- la distancia entre los postes debe ser mayor a 3.7 veces su altura (para minimizar la proliferación de postes y dispositivos). Debe enfatizarse que estas reglas son válidas para todas las plantas nuevas, tanto públicas como privadas, en toda la región, no en áreas específicas alrededor de observatorios astronómicos o en parques naturales. Para las viejas plantas-

contaminantes, la actualización se espera especialmente en áreas de protección particular con métodos que varían de una región a otra. Para tipos particulares de iluminación, es posible derogar el blindaje total (0.49 cd/klm por encima del plano del horizonte): -los monumentos y edificios históricos se pueden iluminar desde abajo hacia arriba, incluso con limitaciones de luminancia o iluminancia y con tiempos de apagado/reducción; -las instalaciones de potencia limitada (como las de jardines privados) con lámparas de flujo de menos de 1500 lúmenes, pueden emitir un flujo ascendente máximo total de 2250 lúmenes; -los letreros luminosos no pueden exceder un flujo de 4500 lúmenes con apagado en un momento determinado; No todas estas reglas se respetan de la misma manera, incluso si lo prescribe la ley. La regla más importante de todas (punto 'a', arriba) casi siempre se sigue y normalmente se usa incluso en regiones donde no es obligatorio. Los únicos sectores en los que esta regla tiene cierta dificultad para ser respetada es en la iluminación de campos deportivos y áreas industriales y artesanales. Esto se debe a la falta de voluntad de muchos municipios para intervenir para hacer cumplir la ley para particulares.

Consecuencias ambientales y para la salud de la contaminación lumínica La exposición a la luz artificial por la noche disminuye la secreción de melatonina en la mayoría de los animales, incluidos los humanos. La caída en la producción de esta hormona depende de la intensidad de la luz, su longitud de onda, el tiempo y la duración de la exposición. Resultó que suficientes niveles de iluminación para alterar la producción de melatonina son sorprendentemente bajos en comparación con los encontrados en los primeros estudios8. De hecho, ahora sabemos que incluso las iluminaciones del orden de un solo lux pueden alterar los ritmos circadianos 9 , 1 0 . Incluso la iluminación típica que tenemos en las habitaciones es suficiente para reducir y retrasar la producción de 11 melatonina .

En los años noventa se encontró un nuevo fotoreceptor en cobayas, distinto de los conos y bastones conocidos. El descubrimiento extraordinario, luego confirmado a principios del milenio también para el hombre, nos ha permitido comprender mucho mejor cómo la luz afecta a los humanos y a los demás. Varios estudios han demostrado cómo cambia la respuesta de nuestro cuerpo cuando se expone a la luz artificial de diferentes características espectrales durante la noche. Cajochen y sus colegas estudiaron la influencia de la longitud de onda de la luz midiendo los niveles de melatonina, alerta, temperatura corporal y -

frecuencia cardíaca, descubriendo que dos horas de exposición a la luz monocromática de 460 nm (luz azul) tarde en la noche disminuye signiﬁcativamente la secreción de melatonina. Al cambiar solo el color de la luz, moverla hacia el amarillo (550 nm) y mantener la misma intensidad, los investigadores no obtuvieron el mismo efecto14.

lux de un cielo estrellado en una noche sin luna, a 0.02 lux del Cuarto de luna, hasta un máximo de aproximadamente 0.1-0.3 lux en noches alrededor de la luna llena. La luz artiﬁcial de una carretera típica, 10-20 lux, pero a menudo incluso más, puede ser cientos de miles de veces más intensa que la que proporciona la naturaleza.

Dado que la melatonina puede actuar como un oncostático, su falta o reducción en la sangre debido a la exposición a la luz artiﬁcial de la noche puede promover el crecimiento de algunos tipos de cáncer15a21 (en comparación con los niveles normales de melatonina que ocurrirían en la noche en ausencia de luz).

La vida en la Tierra ha evolucionado durante miles de millones de años en función de los niveles de luz natural presentes en la noche, por lo tanto, no es sorprendente que la luz artiﬁcial y la contaminación lumínica tengan fuertes consecuencias ambientales con efectos negativos en el comportamiento animal, en los hábitos alimenticios, apareamiento, migración, orientación, comunicación, competencia y caza. La contaminación lumínica puede ser la más común y al mismo tiempo forma descuidada y subestimada de contaminación ambiental. La comunidad cientíﬁca está comenzando a darle la importancia y el peso que merece. Para una revisión de las consecuencias ecológicas de la contaminación lumínica, la nota proporciona numerosas ideas.

La luz artificial en la noche actúa directamente sobre la fisiología, pero también indirectamente, causando privación y trastornos del sueño que pueden tener efectos negativos sobre otras dolencias y enfermedades, como la diabetes y la obesidad. La Agencia Internacional para la Investigación del Cáncer IARC ha agregado a la lista del grupo 2A (probablemente agentes cancerígenos para los seres humanos) el trabajo nocturno que causa la alteración de los ritmos circadianos. Esta alteración puede ser causada, como se ve, por la exposición a la luz artificial en la noche. Todo esto muestra que la luz nocturna y la contaminación lumínica se están convirtiendo en un problema de salud pública alarmante, como también lo afirmó la Asociación 28 a 31 Médica Americana . El aumento continuo de la iluminación nocturna, asociado con el uso creciente de LED de luz blanca con fuertes emisiones en la parte azul del espectro visible, probablemente conducirá a un aumento del impacto negativo de la contaminación lumínica en la salud humana y el medio ambiente. Para proporcionar orientación a las administraciones públicas que tienen que elegir el tipo de luz que se instalará, la Asociación Médica Estadounidense ha publicado un informe en el que recomienda utilizar fuentes de LED con el mínimo contenido posible de luz azul para reducir el deslumbramiento y las 32 consecuencias sobre el salud . En el entorno nocturno natural, los animales y las plantas están expuestos a niveles de iluminación que varían de unas diez milésimas de lux cuando el cielo está nublado, a aproximadamente una milésima de-

La fuerte evidencia de los efectos negativos de la iluminación nocturna artificial en animales y humanos debe evaluarse comparándolos con los supuestos, pero aún por demostrar, efectos positivos sobre la seguridad. De hecho, los efectos de la disuasión sobre el crimen están todavía sin demostrar34. Con respecto a los que se encuentran en la seguridad del tráfico, parece que ni la desconexión durante toda o parte de la noche, ni la disminución de los niveles de iluminación ni los cambios en el tipo de lámparas tienen ningún efecto detectable. La iluminación puede mejorar la visibilidad de la carretera y los obstáculos pero tenga en cuenta que la iluminación deslumbrante y mal hecha también puede reducirla. Sin embargo, esto no significa automáticamente que aumente la seguridad. La mayor cantidad de luz puede aumentar la sensación de seguridad durante la conducción, aumentando la velocidad y, en cascada, la cantidad y el peligro de accidentes. La seguridad debe estudiarse a 360 grados, o más bien en 24 horas. Los postes que generalmente sostienen las luminarias son obstáculos fijos al costado de la carretera y son peligrosos incluso durante el día.

¿Qué hacer? Para mejorar la protección del entorno nocturno y para que nos devuelvan el cielo robado, se deben tomar medidas a todos los niveles. Aquí se enumeran algunos puntos a seguir, según lo sugerido por la Iniciativa “Starlight” de la UNESCO, 36 a 44 por Cielo-Buio y por ISTIL . a. Considerar que el primer paso hacia la eficiencia es limitar la luz innecesaria. b. Promover la adopción de normas técnicas que permitan una reducción sustancial de los niveles utilizados actualmente en iluminación exterior, guiando el mercado de tecnologías LED y OLED de estado sólido hacia un mayor respeto por el medio ambiente. C. Llevar a cabo más investigaciones para verificar si la luz puede disminuir la delincuencia y/o los accidentes de tráfico y de qué manera. d. Sopesar las ventajas (que se pudiesen haber encontrado en el punto c) con las de otras acciones que tienen costos comparables (por ejemplo, mayores controles policiales, video-vigilancia). e. Considerar los problemas de salud derivados del uso de la luz en la noche, especialmente si tiene un alto contenido de azul, y por lo tanto limitar el componente azul en la luz que se usa en la noche, tanto en exteriores como en interiores. F. Definir adecuadamente el concepto de tecnologías ecológicas que, además de la eficiencia energética, deben tener en cuenta el control de la contaminación lumínica con los siguientes criterios mínimos:

- evitar que las luminarias envíen luz directamente horizontalmente o hacia arriba; - no desperdiciar la luz enviada hacia abajo fuera del área a iluminar; - evitar la iluminación excesiva; - apaguar las luces cuando no se use el área; - apuntar a disminuir el flujo total instalado (como está sucediendo con otros contaminantes); - limitar severamente la luz 'azul', la de longitud de onda más corta. En cuanto a la limitación de la luz azul, se sugiere: Para reducir los efectos negativos para la salud debido a la disminución en la producción de melatonina y al deterioro de los ritmos circadianos en humanos y animales, dada la dependencia de estos efectos en la longitud de onda de la luz, se recomienda limitar el uso nocturno de luz artificial a longitudes de onda inferiores a 540 nm. Las emisiones relativamente bajas de lámparas de sodio de alta presión en esta parte del espectro pueden tomarse como un límite superior inicialmente aceptable en términos de emisiones 'azules'. Por lo tanto, se debe respetar la siguiente regla: La banda del espectro visible por debajo de 540 nm, correspondiente a la influencia máxima en la producción de melatonina, debe considerarse una banda protegida Las lámparas que emiten en esta banda un flujo de energía mayor que el emitido por las lámparas de sodio de alta presión estándar, con el mismo flujo fotópico, no deben usarse durante la noche.

NOTA: El libro se consigue en Amazon bajo el nombre de “Atlas Falchi” o “Atlante Falchi”.

Agradecimientos El atlas es el resultado de más de diez años de trabajo de Pierantonio Cinzano y mi persona. Para los pasos ﬁnales, fuimos asistidos por Dan Duriscoe, del Servicio de Parques Nacionales de los Estados U n i d o s , y C h r i s Ky b a , d e l D e u t s c h e s GeoForschungsZentrum, GFZ, quienes hicieron contribuciones fundamentales, en particular en el proceso de calibración (utilizando miles de mediciones de brillo de cielo único, muchas de ellas

proporcionadas por cientíﬁcos ciudadanos) y al reunir los más de 300 mapas individuales producidos. Riccardo Furgoni fue instrumental en hacer posible el cálculo de los mapas. Por supuesto, el atlas no habría nacido sin los datos satelitales proporcionados por Chris Elvidge y Kim Baugh de NOAA. Boris Portnov y Nataliya Rybnikova de la Universidad de Haifa trabajaron en estadísticas de población y área de países de todo el mundo.

ATLAS CONTA MEXICO CENTRO AMERICA

ATLAS CONTAMINACIÓN ISLAS CANARIAS

ATLAS CONTAMINACIÓN ESPAÑA .

ATLAS CONTA NORTE SUR AMÉRICA

ATLAS CONTA SUR SUR AMÉRICA

Los ingredientes de la vida aparecen en viveros estelares mucho antes de que nazcan las estrellas Estos resultados contradicen las teorías existentes que exigen la presencia de un ambiente calentado por las protoestrellas en formación para que se puedan observar moléculas orgánicas complejas.

MESSENGER demuestra como una nave espacial podría poner ﬁn al punto muerto en relación con la duración de la vida de los neutrones Usando datos de la nave espacial MESSENGER (cuya misión principal es el estudio de Mercurio), un grupo de investigadores demuestra que el tiempo de vida de un neutrón puede medirse en el espacio.

Referencias 1- Bertiau, F. C. S. J., de Graeve, E. S. J. y Treanor, P. J. S .J. La iluminación artificial del cielo nocturno en Italia. Publicaciones del Observatorio Vaticano. Vol. 1, No. 4, pp. 159-179 (1973) 2- Walker M. F. The California Site Survey. Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico, Vol. 82, No. 487, p.672 (1970) 3- Barbon, R ., por Tullio Vanzani, G. Condiciones meteorológicas y turbulencia óptica observadas en algunas estaciones OAN. Memorias de la Sociedad Astronómica Italiana, Vol. 43, p.33 (1972) 4- Berry, R. L. Contaminación lumínica en el sur de Ontario. Revista de la Real Sociedad Astronómica de Canadá, Vol. 70, p.97 (1976) 5- S. Albers y D. Duriscoe. Modelado de la contaminación lumínica a partir de datos de población e implicaciones para las tierras del Servicio de Parques Nacionales. George Wright Forum, vol. 19, núm. 1 (2001) 6- F. Falchi. Luminancia artificial del cielo nocturno en Italia. Tesis de maestría, Universidad de Milán (1998). DOI: 10.13140 / 2.1.3575.1682

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https://www.starlight2007.net/pdf/LightGreenPaperComments.pdf

Articulo

Lanzamiento y puesta en órbita del satélite Saocom 1B desde una base en Estados Unidos Prof. Jorge Coghlan. Sección Astronáutica LIADA. Directivo LIADA, CODE y SLA jorgecoghlan@gmail.com

La primera etapa del cohete Falcon 9 que transportó al Saocom 1B al espacio se separó a los 2 minutos 31 segundos del despegue y fue recuperada en tierra para una próxima misión. El satélite Saocom 1-B se separó a los 14 minutos 20 segundos del módulo de carga del cohete, se estabilizó en su órbita y abrió sus paneles solares. La primera estación con la que tomó contacto el satélite es la ubicada en Lima, Perú, según el cronograma "minuto a minuto" que consignó la Comisión Nacional de Energía Atómica (CONAE). Desde ese momento, el Centro de Control de Misión de la CONAE en Córdoba comenzó a recibir la telemetría (los datos de salud/estado) del satélite y a comunicar se con el resto de los grupos. Los monitoreos continuaron con la siguiente pasada del satélite por la estación en Tierra del Fuego y luego por la estación del Polo Norte. A continuación, el Centro de Control de la CONAE en Córdoba ejecutó los primeros comandos sobre el SAOCOM 1B. El paso siguiente fue "el despliegue de la antena radar SAR, cada uno de los 7 paneles, uno por vez, hasta desplegar completamente esa enorme estructura de 35 metros cuadrados". Esa operación de despliegue de la antena terminó

antes de pasadas 24 horas del lanzamiento. El lanzamiento del Saocom 1B ratifica que La empresa estatal Invap (Investigaciones Aplicadas), que participa de la operatoria Saocom 1B, se congratuló del lanzamiento del satélite también en las redes sociales: "Exitoso lanzamiento de #SAOCOM1B de la @CONAE_Oficial, emocionados y orgullosos del trabajo de tantos argentinos y argentinas. Vamos SAOCOM! Buen viaje! Construido sobre la infraestructura del Cóndor II que no fue desguazada y reteniendo a parte de los investigadores de la disuelta Comisión Nacional de Investigaciones Espaciales (CNIE), en la Conae confluyeron también científicos que venían con experiencias en la Comisión Nacional de Energía Atómica (CNEA) y la empresa estatal rionegrina Invap. El Saocom 1B presenta un completo repertorio de capacidades, entre las que se cuentan evaluar la humedad de los suelos y dar soporte a emergencias dentro de lotes de 150 metros cuadrados, brindar datos sobre el mejor momento para sembrar o fertilizar, generar información sobre crecidas de cursos de agua, desplazamientos de suelo, actividad de volcanes o el estado de bosques, glaciares y humedales.

El satélite argentino de observación con microondas Saocom 1B fue lanzado el 30 de Agosto de 2020 a las 20:19 de Argentina a bordo de un cohete Falcon 9 de la empresa Space-X, desde la base de Cabo Cañaveral en Florida, Estados Unidos y esa noche se encontraba estabilizado en su órbita desplegando su antena radar de 35 metros cuadrados.

Mi observatorio

Observatorio “Costa Teguise”, E-Z39 Agustín Acosta. Observatorio “Costa Teguise”, E-Z39. Lanzarote, Islas Canarias, España agustin.domingo.acosta@gmail.com

La isla en la que vivo es eminentemente volcánica. Aquí no hay árboles, salvo algunas palmeras, y el agua que consumimos proviene en su totalidad de desaladoras de agua marina. Es una isla pequeña (60 km de largo por 25 en su parte más ancha) y está salpicada por más de 300 cráteres volcánicos, al punto de que tenemos el único Parque Nacional Geológico de toda la red de parques nacionales de España. Aquí lo conocemos por el descriptivo nombre de "Montañas del Fuego", pero no hay que temer porque las últimas erupciones se produjeron en el siglo XIX. Aunque en el interior del parque se registran más de 600 º centígrados a solo 10 metros de profundidad, los geólogos dicen que no parece que exista riesgo cercano de erupciones. En Googleimágenes se pueden ver algunas imágenes con dromedarios porque se usaron hasta hace muy poco para tareas de labranza, ya que era lo que tenían más a mano porque estamos a solo 100 km del Sáhara.

Figura 1. La isla de Lanzarote, en las Islas Canarias es deﬁnitivamente volcánica. El punto marca la posición aproximada del telescopio de Agustín en Costa Teguise.

Sobre Mi observatorio ...está en el jardín de casa, en un entorno semiurbano. Está formado por una montura ecuatorial alemana de la marca Skywachter modelo AZ-EQ6, sobre la que monto un tubo principal y otro auxiliar para auto-guidado. El tubo principal es un S/C Celestron de 9,25 pulgadas (=23 cm), con un tren óptico formado por un enfocador Crayford Steeltrack de Baader, motorizado con un Seletek Armadillo 2 de Lunático, con una cámara Sbig ST8XME, rueda portafiltros CFW-08 (con el set de filtros fotométricos de Baader), óptica adaptativa AO-8 y reductor focal f/6.3. El tubo auxiliar es un refractor EZG de 80 mm de abertura de Lunático con una cámara QHY 6, que solo uso cuando no encuentro estrellas para guiar con el chip de autoguiado que incorpora la ST-8, o cuando el uso de filtros muy oscuros (como los de banda estrecha) lo impide. Durante los tres años que vengo utilizando este equipo para fines “métricos” (antes dispuse durante dos años de un CPC800 en horquilla que usé para

visual y fotografía planetaria), cada día de observación he montado el telescopio en su trípode en la terraza y acoplado todos los periféricos (cámaras, enfocador, cinta calentadora, etc.), alineado la montura a la polar y sincronizado todo cada noche, extendiendo los cables de alimentación y de datos para conectarlo al ordenador situado en un cuarto situado a unos doce metros de distancia. Pero, por fin, he podido cumplir un “sueño” y hacer la obra para dejar el equipo en un emplazamiento fijo. Para ello ha sido necesario “levantar” el piso para canalizar dos tubos y llevar todo el cableado de datos y alimentación por debajo del suelo de la terraza desde el cuarto de control hasta el nuevo emplazamiento que he escogido para ubicar el equipo en una columna fija, con la idea de, más adelante, poner una caseta que resguarde todo de las inclemencias meteorológicas.

Datos del observatorio Observatorio Costa Teguise

MPC Código

Ciudad

Diámetro

CCD

Observador

Z39

Lanzarote, España Islas Canarias

24cm

ST-8XME

Agustín Acosta

El pilar y piso construidos y el telescopio sobre el pilar. Las fotografías que se adjuntan reﬂejan la obra que se ha hecho hasta conseguir el objetivo y la verdad es que ha quedado bastante bien. Solo resta por hacer la caseta. De momento lo protejo con fundas y forros que lo aíslan del calor y humedad. Referencia. "Secular and Rotational Light Curves of 6478 Gault", I. Ferrín, C. Fornari, A. Acosta, MNRAS 490,219230, (2019).

Todas son imágenes del cometa-asteroide 6478 Gault. Izquierda. Imagen mediana de 15 cuadros x 5 minutos = 75 minutos de exposición total, tomadas con el telescopio reﬂector de 1 m f/5 del Observatorio Nacional de Venezuela, en Merida, el 5 de Febrero del 2019. El objeto muestra una cabeza estelar, con una cola delgada uniforme y persistente. Una cola B más pequeña y a la izquierda esta comprometida con una estrella. (I. Ferrín). Imagen central. Tomada con un telescopio de 35 cm de diámetro el 13 de Febrero del 2019, por Cesar Fornari, observatorio X31. 44 imágenes de 5 minutos cada una fueron superpuestas para un tiempo total de exposición de 220 minutos. La cola B más pequeña es claramente visible. En la imagen original la longitud de la cola dividida por su diámetro > 80. Los trazos desenfocados son estrellas imperfectamente borradas por la operación mediana. Derecha. Imagen asegurada por Agustín Acosta, el 13 de Febrero del 2019, con el telescopio de 24 cm. 20 Imágenes de 5 minutos cada una dan una exposición total de 100 minutos usando una combinación tipo promedio. Las tres imágenes son de excelente calidad, como se puede apreciar del guiaje, y muestran la inﬂuencia del diámetro del telescopio en la calidad de la imagen. (Refe. 1)

El observador de estrellas dobles Edgardo Rubén Masa Martín. Vicepresidente de la Liga Iberoamericana de Astronomía (LIADA). Coordinador General de la Sección de Estrellas Dobles de la LIADA. Miembro Asociado de la Comisión G1 de la UAI (sistemas estelares binarios y múltiples).Coeditor de la revista especializada El Observador de Estrellas Dobles (OED) ermasa.dsa@gmail.com

Resumen Tradicionalmente, la astronomía de las estrellas dobles ha sido una muy relevante actividad para los astrónomos amateur. Realmente, las contribuciones de la comunidad no profesional a esta rama de la astronomía pueden ser muy importantes. Paso a paso, el lector descubrirá cómo y por qué debe dedicarse a la observación de estrellas dobles.

Introducción El término “astrónomo aficionado” es un término rico en matices. Habría que aclarar, antes de continuar que, entre astrónomo aficionado y aficionado a la astronomía, existe una clara diferenciación más allá de una obvia transposición de vocablos. Intentaré explicar en qué consiste. Podríamos decir que existen dos clases de astrónomos: los aficionados y los profesionales. Siempre, por supuesto, salvando las distancias y sin establecer una comparación cualitativa entre ambos. Los profesionales gozan de dedicación exclusiva, mientras que los aficionados practican otra ocupación laboral al margen de la astronómica. El profesional está preparado académicamente a todos los niveles para desempeñar su actividad. El astrónomo aficionado, generalmente, es un autodidacta que se especializa en un tema astronómico determinado. Además, el amateur, no disfruta de una disponibilidad instrumental y financiera siquiera parecida a la del profesional. Bien, entonces, ¿de qué manera podemos desempeñar una labor científica que sea válida y cuyos resultados puedan ser aprovechados por la comunidad profesional? Pues es bien sencillo. Primero, con tesón, perseverancia y estudio; y segundo, haciendo uso de una metodología de trabajo estricta, coherente y basada en pasadas experiencias, que logre una cierta estandarización en la forma de hacer las cosas. Habrá que equiparar al máximo nuestro método de trabajo con el que usa el astrónomo de profesión. Nuestras mermas instrumentales no tienen solución, pero a pesar de ello, se pueden alcanzar logros muy importantes con medios más modestos.

Efectivamente, hoy en día, la sofisticación y el abaratamiento de los equipos ópticos, junto al uso de sensores CCD y CMOS ultrasensibles, permite realizar trabajos de muy alto nivel, sentando las bases de una cada vez más extendida colaboración Pro-Am entre astrónomos profesionales y amateur. Aparte de todo, deberemos acompañar todas nuestras observaciones con una exhaustiva documentación, rigurosa y metódica. Podría pensarse que en el campo de la astronomía amateur se nos podría conceder el ser menos diligentes, o menos rigurosos, con el método científico. Si aceptamos esta engañosa ventaja, no dejaríamos de ser precisamente eso: meros aficionados a la astronomía. Con estas palabras, entiéndanme, no se intenta desmerecer de ninguna manera a los aficionados a la astronomía. Al fin y al cabo, todos empezamos en esto porque sentimos las mismas inquietudes astronómicas; es un paso previo e ineludible. El simple hecho de observar el cielo, solo para deleitarse con las maravillas de la bóveda celeste, es ya, en sí misma, una actividad relajante, placentera, enriquecedora del espíritu y sin duda alguna formadora. Pero, ¿por qué no dar un paso más? Con un poco de esfuerzo extra, además de disfrutar, realizaremos una labor científica útil, además de hacer nuestra la máxima Herschel: “Para ser astrónomo hay que tener el horario de un búho, la dedicación de un monje y la paciencia de una madre”.

Las labores del (astrónomo) aﬁcionado. Bien, supongamos, que mis palabras han surtido efecto y que ustedes, sabiamente, han decidido unirse al grupo de los astrónomos aﬁcionados. ¿En qué área de la astronomía observacional podríamos ocupar nuestras jornadas de observación? Las posibilidades son muchas. Una vez que alguien ha tocado un poco de todo, enseguida se da cuenta de que hay alguna especialidad que le atrae más que las otras. Es simplemente cuestión de gusto personal. Se nos acaba de ofrecer una nueva ventaja: podemos elegir libremente, a nuestro antojo, a qué nos vamos a dedicar. Siempre tendremos la seguridad de hacer aquello que más nos gusta. La cuestión no es hacer lo que uno quiere, sino querer lo que uno hace. ¿Se dan cuenta de que todo son facilidades? Continuemos...

Po d r í a m o s e n u m e r a r b a s t a n t e s c a m p o s astronómicos para escoger. Por ejemplo: -Astrofotografía. Estudio de estrellas variables,curvas de luz. Astrometría de asteroides. Astrometría y fotometría de cometas. Planetaria. Cielo profundo: nebulosas, galaxias, cúmulos. Búsqueda de supernovas. El Sol: registro de su actividad diaria, eclipses. La Luna: ocultaciones, eclipses, dibujos. Lluvias de meteoros. Estrellas dobles. Etc. He citado en último lugar las estrellas dobles. Quizá muchos de ustedes se pregunten: ¿pero existen estrellas que sean dobles? La respuesta es sí. Y como habrán podido intuir, esa es precisamente la especialidad que yo elegí, allá por el año 1991, cuando decidí aliarme con la noche para robarle al cielo sus secretos.

¿Qué son las estrellas dobles? Cuando elevamos la mirada hacia el cielo nocturno, estamos acostumbrados a ver diminutos puntos brillantes de luz. Son las estrellas. Todos sabemos que son soles lejanos que pertenecen a nuestra galaxia, la Vía Láctea. A simple vista llegaríamos a c o n t a r u n a s 6 . 5 0 0 a p rox i m a d a m e n t e , e n condiciones atmosféricas impecables. Nuestra curiosidad nos invita a adquirir un pequeño telescopio para escudriñar el cielo. A través de él, el número de estrellas que podríamos contabilizar se dispara de manera alarmante. Paseando nuestra vista por la bóveda celeste, mirando a través de la pequeña ventana del telescopio, podemos observar que ciertos de esos soles no se ven como una fuente puntual de luz como ocurría a ojo desnudo. Efectivamente, algunas estrellas se desdoblan en dos puntitos brillantes muy cercanos e independientes. En ocasiones, se aprecian diferencias notables de color entre ellos y, en otras tantas, se hacen evidentes sus desiguales intensidades de luminosidad. Acabamos de contemplar nuestra primera estrella doble. Los más impacientes adelantarán enseguida: “Vaya curioso efecto de perspectiva: las dos estrellas parecen estar muy juntas por un simple efecto de proyección”. Los más calculadores y metódicos intentarán documentarse acerca de este tipo de objetos, y se sorprenderán al

encontrar que las estrellas están orbitando una alrededor de la otra, en mutua interacción gravitatoria, alrededor de un punto común denominado Centro de Masas del Sistema. Sistema, esa es la palabra. Se trata de un sistema estelar binario. Una estrella tiene como satélite, no ya a un conjunto de planetas, sino a otra estrella. Estamos ante una estrella doble física: las dos componentes permanecen enlazadas por las leyes de la física newtoniana y describen órbitas keplerianas. Ciertamente, el primer caso de estrellas dobles de perspectiva puede darse habitualmente: a la sazón, estaremos viendo una estrella doble óptica que, por otra parte, no tiene el menor interés astrofísico; si acaso, únicamente, el mero deleite visual de las componentes. Cuando, tras estudiar el comportamiento de un par físico a lo largo del tiempo, se consigan deﬁnir las características de su órbita, entonces denominaremos a la pareja como sistema orbital. Muchas veces varios astros más se unen al baile, y se conforman entonces sistemas triples, cuádruples… y de manera general múltiples. Este tipo de sistemas, más complicados dinámicamente, son también relativamente abundantes.

Existen otros tipos de estrellas binarias que no pueden ser resueltas visualmente a través del telescopio ni por medios fotográﬁcos o interferométricos. Sus separaciones angulares son tan cerradas que no somos capaces de separarlas. Sin embargo, la astronomía ha logrado detectarlas haciendo uso de otras técnicas no visuales. Podemos hablar así de las binarias espectroscópicas, que son detectadas mediante el análisis espectral de la luz de la “estrella visible”. En ocasiones se obtienen dos espectros diferenciados, con corrimientos Doppler, hacia el rojo y hacia el azul: mientras una estrella se aleja, la otra se acerca al observador. De esta manera se vislumbra la existencia de la otra componente. El estudio de los cambios que se producen en las velocidades radiales de los astros integrantes del sistema nos lleva a la conformación de la curva de velocidad radial. De este resultado se obtienen gran cantidad de datos acerca de la binaria. Otras veces, utilizando estrategias fotométricas, se observa que el nivel de luminosidad de una estrella aumenta y decrece de una manera cíclica y con cadencia. El efecto se produce porque una compañera invisible a nuestros ojos pasa por delante de la estrella principal eclipsándola. Esta clase de sistemas se denominan binarias eclipsantes o fotométricas. Mediante el análisis de la curva de luz del sistema, obtenida con los datos observacionales acumulados a lo largo del tiempo, se consiguen extraer importantes deducciones. Hablaríamos también de las binarias astrométricas, donde una de las componentes es ópticamente invisible porque su magnitud es mucho menos intensa que la de la principal; aunque la separación angular sea teóricamente resoluble por nuestro instrumento. Sencillamente, el enorme resplandor de la estrella visible engulle a la secundaria. El carácter binario se detecta en base a que la principal no presenta un movimiento propio lineal, sino que traza movimientos ondulatorios o sinusoidales al estar inﬂuenciada gravitatoriamente por la compañera invisible. Analizando este movimiento extraño se deduce cómo tiene que ser la compañera para que se produzca el comentado efecto visual. Por último, citaremos a las llamadas binarias de ocultación, observadas fotométricamente cuando la Luna oculta en su traslación a un sistema doble no

resoluble visualmente. La fotometría demuestra que la ocultación se produce en dos fases diferenciadas: se oculta la primera estrella y se registra una caída de brillo; después de un brevísimo período de tiempo se produce la segunda ocultación. Son muy escasas, por razones obvias. Hecha esta clasificación observacional, pueden ustedes deducir que, únicamente las binarias visuales son accesibles (en principio) para el astrónomo aficionado. El estudio de los tipos restantes requiere una dotación de medios técnicos e instrumentales muy sofisticados y caros que, generalmente, no están a nuestro alcance. Hemos visto cómo los sistemas binarios pertenecen a uno u otro grupo, según la forma con la que el astrónomo es capaz de detectarlos. Deducimos enseguida que el factor distancia es lo único que influye en este criterio de clasificación: los pares físicos son los mismos, pero a distancias muy diferentes de nosotros. Según escribe el doctor Juan Echeverría [1], en su obra Estrellas binarias interactivas, “...la diferencia real entre las distintas clases no es necesariamente cierta”, y a continuación nos argumenta una explicación muy gráfica para detallar su aseveración –cita que transcribimos aquíNo se puede expresar mejor: “Imaginemos a un sistema doble visual cuya órbita tenga un ángulo de inclinación de 90º con respecto a nosotros, es decir que vemos su órbita de canto. Si nos alejamos de este sistema, veremos que, poco a poco, sus componentes se ven más cerca, hasta el punto en que ya no las podemos separar. Si en ese momento la binaria es ocultada por la Luna, volveríamos a separar sus componentes, al observar una ocultación doble. Si procedemos a alejarnos más aún, llegará un momento en que ya no sea posible separar sus componentes por el método anterior. Sin embargo, si observamos su luz por un tiempo suficientemente largo veremos que, cuando una componente pase por delante de la otra, se producirán eclipses. De igual manera, si tomamos un espectro, veremos sus componentes individuales, y podremos medir sus movimientos sistemáticos de velocidad radial.”

Haciendo números La siguiente aseveración puede resultarles chocante: lo más normal es que las estrellas estén acompañadas y no evolucionen solas. Observemos que el caso de nuestro solitario Sol es una circunstancia rara. Estadísticamente, según estudios el profesor W. D. Heintz, que fue un gran especialista en el tema de las binarias, una muestra de 100 estrellas se reparte de la siguiente forma: -30 estrellas simples (30) -47 estrellas dobles (94) -23 estrellas múltiples (81) Del anterior prorrateo se extrae que 100 “estrellas” arrojarán un total de 205 componentes individuales. Y, asimismo, que el 85% del total de estrellas están dispuestas en sistemas. Según el tipo de sistemas, los resultados de las catalogaciones que actualmente se poseen ofrecen las siguientes cifras: -Binarias visuales: Se registran más de 152000 descubrimientos de estrellas dobles en la versión actual de catálogo WDS incluyendo también pares ópticos. Se han calculado unas 3235 órbitas, las cuales están registradas en el Six Catalog of Orbits of

Visual Binary Stars. Solo para una pequeña fracción de ellas se poseen datos seguros y exactos. -Binarias espectroscópicas: 3286 órbitas calculadas y recogidas en el SB9: The ninth catalogue of spectroscopic binary orbits. -Binarias fotométricas: 2922 sistemas catalogados en el Kepler Eclipsing Binary Catalog - Third Revision. Se habrán dado cuenta de que precisamente las estrellas dobles visuales, a cuyo estudio nos vamos a dedicar, es además el grupo más nutrido de todos. Por lo tanto, las candidatas disponibles para trabajar son muy numerosas: hay más de 1582.000 pares catalogados a lo largo de la historia. Por otra parte, muchos de ellos permanecen completamente en el olvido: ¡nadie ha actualizado sus parámetros desde hace más de 150 años! ¿La causa? Los profesionales no tienen tiempo material para revisar todos los registros. Eso es todo. A este grupo de parejas se las d e n o m i n a e s t re l l a s d o b l e s a b a n d o n a d a s (neglected). Si ya casi les tenía convencidos, estoy seguro que después de esta última proposición, los más indecisos ya son totalmente incondicionales a la empresa que vamos promover.

¿Por qué estudiar estrellas binarias visuales? La razón es sencilla, clara, contundente y de gran trascendencia cientíﬁca: el estudio de los sistemas binarios proporciona el único modo directo que poseen los astrónomos para calcular las masas de las estrellas. Efectivamente, la masa de una estrella solo se puede inferir directamente a través de su interacción gravitacional con otra masa. Este dato, la masa, junto con el radio y la luminosidad, es la piedra angular para los astrofísicos que trabajan en el campo de la evolución estelar. Sirve para reﬁnar las teorías de la formación y la

evolución de las estrellas en general; también se obtiene información sobre la estructura interna de las estrellas y de los procesos que se dan en su interior. Conociendo la masa inicial de una estrella y su composición se podrá predecir la evolución de todo su ciclo vital. Calculando las órbitas de sistemas binarios visuales se obtiene directamente la suma de sus masas gracias a la tercera ley de Kepler. En combinación con otros métodos de observación pueden deducirse, en ocasiones, también las masas individuales.

Un poco de historia Convendría antes de continuar, dar un pequeño paseo a través de los procesos históricos que han culminado en todos los conocimientos que hoy en día se poseen sobre el área de las estrellas binarias visuales. Es un aspecto fascinante de la historia de la astronomía. Muy por encima, ya que el tema es-

tremendamente extenso, podríamos dar una serie de notas interesantes que posibilitaron llegar hasta donde hoy nos encontramos. Por cierto, conviene remarcar que muchos de los hitos históricos que vamos a enumerar, fueron llevados a cabo por astrónomos aﬁcionados.

-En el siglo segundo a. de C. Ptolomeo asigna el término (estrella doble) cuando menciona la observación de las estrellas 1 y 2 Sgr, hoy día considerada como una doble óptica. -Se descubre telescópicamente la primera doble visual: Mizar en 1616. El autor, Benedetto Castelli, amigo de Galileo Galilei. Sin embargo, la atribución más oﬁcializada, aunque no cierta, es para Giovanni Battista Riccioli, en 1650. -Para toda la comunidad cientíﬁca de la época las nuevas estrellas dobles son alineamientos accidentales fruto del azar y de la perspectiva. Galilei propone usar estas asociaciones estelares para intentar medir la paralaje estelar: se corroboraría que la Tierra giraba alrededor del Sol como proponía el nuevo modelo copernicano y, por tanto, se podría medir también la distancia a las estrellas. Únicamente por esta razón se comenzó la búsqueda de estrellas dobles. -En los comienzos podemos hablar de Kirsch, Huygens, Hooke, Bradley, Pigott, Maskelyne, etc., que poco a poco aportaron descubrimientos de nuevos pares. -Mayer, publica en 1778 el primer catálogo de estrellas dobles (80 pares). -William Herschel, con la idea de Galileo en mente, recopila cuantos pares puede encontrar durante muchos años y publica dos catálogos. Al comprobar las posiciones de los pares medidos por él 20 años atrás, evidencia que las estrellas dotadas de mayor movimiento propio se han movido describiendo arcos de elipses. En 1802, publica un famoso artículo, donde anuncia el descubrimiento de las estrellas binarias, verdaderos sistemas estelares gobernados por las leyes de la Gravitación Universal. Se comprueba por primera vez que las leyes de Newton

también son válidas fuera del ámbito doméstico denuestro Sistema Solar. Se generó una verdadera revolución, aunque no consiguiera medir la paralaje. -A partir de aquí comienza una rápida carrera para descubrir, ahora sí, estrellas binarias visuales. Struve, retoma la catalogación de pares, realizando medidas muy precisas de sus posiciones relativas. Publica Mensurae micrometricae. -Nombres destacables como John Herschel, Argelander, Dembowski, Mädler, Dawes, Secchi, Almirante Smyth y un larguísimo etcétera, colaboraron con descubrimientos de nuevos pares. -Burnham, precursor de la era moderna, comenzó como aﬁcionado y descubrió unos 1.500 pares. Publicó A general catalogue of double stars, con 13665 entradas, en 1906. -Aitken, hace una búsqueda sistemática en el cielo norte y publica en 1932 el famoso ADS con más de 17000 pares. -Innes realiza la misma empresa desde el hemisferio sur y publica su Southern Double Stars (SDS). -Jeﬀers continúa la labor de Aitken y Van den Bos la de Innes. Entre los dos deciden publicar un nuevo catálogo englobando a las estrellas dobles de todo el cielo. Así nace el IDS: Index Catalogue of Visual Double Stars, en 1961, que marcó un hito en aquella época. Incluía 64.247 pares. -Worley, en 1984 publica el WDS con 73.160 pares, una nueva base de datos informatizada a nivel mundial. Nuevas versiones posteriores publicadas en 1996, 2001, 2006,5, hasta llegar a la actual, agrandan el número de pares a un total que sobrepasa los 150000 pares. A partir de la versión de 1996, Brian D. Mason, toma las riendas de su gestión. El catálogo está disponible on-line [2].

La inicial etapa de rodaje Imagino que estarán ustedes deseando iniciar sus propias observaciones de estrellas dobles visuales. Manos a la obra. Es recomendable que al principio se dediquen a desdoblar o resolver todos los pares que les sea posible, abarcando tanto los más difíciles o cerrados (hasta llegar al límite de sus instrumentos ópticos) pero, cómo no, deleitarse con los pares abiertos, mucho más fáciles y cómodos. Son cinco los factores que inﬂuirán en el hecho de poder

re s o l v e r u n p a r : l a s e p a r a c i ó n e n t re l a s componentes, la abertura del telescopio, las magnitudes aparentes de las dos estrellas, las condiciones atmosféricas (el llamado seeing, que cuantiﬁca el grado de turbulencia) y el nivel de pericia del observador. Según el peso de cada uno de estos elementos, ustedes podrán ver claramente en el campo visual dos estrellas separadas, otras veces parecerán tocarse (mostrando una -

familiar forma de ocho), algunos pares mostrarán una cierta elongación o forma oval y, otros, simplemente se verán como una estrella simple. En este transcurrir encontrarán, sin duda, pares extraordinariamente bellos, otros poco sugerentes (incluso sosos), otros con contrastes cromáticos muy delicados, otros con marcadas diferencias de magnitud entre las componentes, otros... En fin, llegarán a la conclusión de que no existe ninguna pareja igual a otra. Cada una posee un cariz como de personalidad propia. Una buena manera de autoestimularse en la observación de dobles, es completar la lista de pares que se propone en la Astronomical League Double Star Club [3]. Se compone de 100 estrellas dobles visuales de las más famosas y resolubles por pequeños telescopios. Cuando ustedes hayan desdoblado cada una de ellas, recibirán un certificado expedido a su nombre que lo acreditará y una insignia identificativa. También pueden ustedes hacer uso de las listas de estrellas dobles que se proponen en los apéndices del libro Observación de Estrellas Dobles [ver lecturas recomendadas], obra de la que tengo el orgullo de ser coautor. Por cierto, este manual de observación es la única obra actualizada en castellano sobre el tema que nos ocupa. Pasada esta etapa, entrarán a formar parte del distinguido grupo de los doblistas; con su esfuerzo han logrado hacerse con un apelativo dentro de la

astronomía amateur. Vamos consiguiendo logros. Cada vez con más ahínco intentarán documentarse sobre su área de trabajo. Lecturas sustanciosas, adquisición de catálogos impresos y guías de observación, usarán las modernas posibilidades de Internet para obtener listados de binarias para observar... Ni que decir tiene que anotarán a diario sus observaciones en un flamante cuaderno de campo enormemente estructurado, donde aportarán todos los datos técnicos que crean impor tantes, además de sus impresiones personales. A estas alturas esta labor ya no resulta nada tediosa, muy al contrario, es gratificante, ¿verdad? No en balde se grabó en su mente (como a cincel) la idea de que una estricta metodología de trabajo es el pilar fundamental que sustenta sus actividades astronómicas. Qué cosas, la planificación de su trabajo será ahora la tónica habitual. Ya no observarán por observar: por ejemplo, harán sondeos sistemáticos de porciones de cielo determinadas para no perder el tiempo realizando saltos inútiles de acá para allá. En otras palabras, están ustedes empezando a profesionalizarse. ¿No sienten como una especie de cosquilleo en el estómago? Bien, llegó la hora. Ya están preparados para dar el siguiente paso. Aún hay más: las estrellas dobles se pueden medir. Es más, se deben medir. De otra manera sus labores quedarían incompletas.

Medir, medir... pero, ¿qué y cómo? La “medición” de una estrella doble consistirá en determinar la posición relativa de la estrella secundaria con respecto a la principal, o lo que es lo mismo, en obtener su astrometría relativa. Para ello se establece un par de coordenadas polares (Figura 1) denominadas Ángulo de posición (AP o Theta) y Separación angular (D o Rho). La obtención de estos dos parámetros fundamentales ( junto con la fecha de observación y, si es posible, las magnitudes de las componentes) será, a partir de ahora, la meta de sus actividades. Vamos a deﬁnirlos de una manera más formal. Ángulo de posición. El campo del ocular deberá estar orientado con los puntos cardinales celestes. Theta se medirá siempre en sentido norte-este-sur-oeste -

(ﬁgura 1). Por convenio, la estrella o componente principal (o primaria) del par será la más brillante de la pareja y se designará con la letra A. La secundaria será la B y, en un sistema múltiple, la tercera componente se designará con la letra C, siguiéndose secuencialmente el orden alfabético para los demás miembros si los hubiere. Si se diera el caso de que la principal y secundaria fueran gemelas en cuanto a brillo, se tomará como principal a la estrella situada más al norte de la dos. Según este criterio un ángulo de posición de 90º signiﬁca que la secundaria está justo al este de la principal y, sucesivamente, si es de 180º estará al sur; y si mide 270º al oeste. Será lo mismo un ángulo de 0º que uno de 360º y en este caso la estrella más débil se hallará exactamente al-

norte de la principal. El ángulo de posición puede ser directo o retrógrado, según crezca o disminuya a lo largo del tiempo en un determinado sistema binario. El ángulo de posición se mide en grados y decimal de grado. -Separación angular (o distancia angular). Representa el ángulo con el cual vemos separadas a las dos estrellas al ser observadas desde la Tierra. Lógicamente son distancias angulares muy estrechas y se miden en segundos de arco con dos o tres decimales. Figura 1: Deﬁnición gráﬁca del ángulo de posición y de la separación angular.

Además de estos dos términos, sería conveniente que ustedes registraran también las magnitudes visuales de las componentes y sus colores. Las magnitudes visuales se estiman por comparación con estrellas vecinas de brillo conocido. Puede utilizarse, por ejemplo, el método de Argelander, muy utilizado por los variabilistas. Como en todo, este procedimiento, requiere práctica continuada para que sea preciso. Ensayo y error, así se avanza. Con el tiempo conseguiremos precisiones de una décima de magnitud sin mucho esfuerzo. En este punto ya conocen ustedes qué es lo que hay que medir. Ahora se estarán preguntando, seguramente, cómo medir esos parámetros y con qué medios. Existen varios métodos para realizar la micrometría del ángulo de posición y de la separación angular, desde los más sencillos y fáciles de implementar al telescopio hasta los más modernos y soﬁsticados. No es el objetivo de este escrito explicar todos los pormenores de las técnicas de medición con cada uno de los instrumentos. Para profundizar en estas técnicas les recomiendo nuevamente la obra Observación de Estrellas Dobles. Sin embargo, una somera idea acerca de su naturaleza saciará, estoy seguro, sus evidentes ansias de conocimiento. Tradicionalmente, el instrumento más emblemático usado en la Astronomía de Estrellas Dobles ha sido el Micrómetro Filar (o Micrómetro de Posición) en cualquiera de sus variantes (ﬁgura 2). La gran mayoría de las mediciones acumuladas fueron realizadas con él y constituye un valioso legado histórico respaldado por la alta precisión de las medidas. Su uso efectivo requiere destreza y dedicación y constituye la más pura esencia de la-

micrometría visual. En síntesis, el instrumento consta de un círculo graduado exterior de 0º a 360º con la escala en sentido antihorario sobre el que se medirá el ángulo de posición. En el interior del cuerpo del aparato va montado un retículo formado por dos hilos fijos perpendiculares situados en el plano focal. Otro hilo móvil y paralelo a uno de los fijos puede desplazarse por el campo al accionar sobre un tornillo micrométrico, en cuyo tambor graduado es posible leer el número de divisiones que separan a las dos componentes. De acuerdo a la constante del micrómetro, que vendrá dada en función de la distancia focal del telescopio, se obtendrá el valor final de la separación en segundos de arco. Para conocer la constante del micrómetro, será necesaria una calibración previa que permitirá establecer la equivalencia en segundos de arco correspondiente a una división del tambor del instrumento. El ocular, acoplado detrás del micrómetro permite ver simultáneamente el campo estelar y los hilos, los cuales son iluminados mediante una débil luz roja que incide lateralmente sobre ellos.

Figura 2: Micrómetro ﬁlar construido por Warner & Swasey alrededor de 1900.

Los micrómetros filares antiguos son, en sí mismos, verdaderas obras de arte y se guardan con celo en los museos astronómicos de los grandes obser vatorios. Actualmente son difíciles de conseguir y generalmente se fabrican por encargo. Se trata de un instrumento de precisión y, como tal, su precio es elevado, aunque si se dispone de maquinaria especializada el propio doblista puede acometer la tarea de su fabricación. Sí, también el astrobricolaje puede ser una actividad más que el astrónomo aficionado puede acometer. Generalmente las tareas de ingeniería vienen de la mano de patentes carencias económicas para la adquisición de instrumental. La escasez de fondos, es suplida en muchas ocasiones con un poco de ingenio, maña y empeño. Se pueden construir accesorios destinados a la instrumentación por poco dinero. Y suelen funcionar y ser eficaces. La satisfacción personal es enorme. Para ilustrar mis palabras permítanme mostrarles uno de los micrómetros filares que construí hace unos años. Existen otros instrumentos menos sofisticados con los que es posible realizar medidas válidas y publicables y por un desembolso económico prácticamente nulo. Quizá, uno de los más utilizados hace unos años en el ámbito amateur (en su origen fue desarrollado y usado por profesionales) es el Micrómetro Cronométrico (o Método de los tránsitos) [4]. Básicamente, consta de un ocular reticulado al que se le adosa una aguja o índice que servirá para marcar el ángulo de posición sobre un disco graduado solidario al por taocular. La separación angular se obtiene cronometrando –con el motor de seguimiento parado- los segundos que tardan las estrellas del par en cruzar por uno de los hilos de retículo cuyo arbitrario ángulo de inclinación con respecto al par es conocido. El tiempo de

Figura 3: Micrómetro ﬁlar construido por el autor. El tambor del tornillo micrométrico ha sido sustituido por un reloj comparador centesimal. La separación, medida en micras sobre el plano focal, se convierte a segundos de arco en base a la escala de imagen determinada por la focal del telescopio.

tránsito (como promedio de varias medidas) se introduce en una sencilla ecuación que involucra al ángulo de posición previamente medido y la declinación media del par. El resultado será la separación o distancia angular en segundos de arco. Sin entrar en más detalles sobre la metodología, con este procedimiento ustedes podrán medir estrellas dobles relativamente abiertas y brillantes con unas precisiones aceptables, aparte de constituir un muy buen entrenamiento en las tareas micrométricas. Este instrumento es muy fácil de construir por uno mismo. A lo largo de estos años he visto inﬁnidad de diseños, a cuál más original, pues cada doblista siempre aporta su toque personal. Les mostraré el esquema general y el que yo fabriqué dotado de iluminador de campo (ﬁgura 4). Figura 4. Micrómetro cronométrico construido por el autor. Izquierda: esquema de montaje. Derecha: el instrumento fabricado íntegramente en aluminio. Puede apreciarse el conector que provee la alimentación eléctrica para el iluminador de campo a LED.

Un método muy asequible es el llamado Micrómetro Angular [5], inventado en 1991 por mi colega, el doblista argentino Alejandro Eduardo Russo. Si bien el ángulo de posición se obtiene de la misma manera que en el método de los tránsitos, la ingeniosa novedad es que, en la obtención de la separación, ahora no inﬂuye la declinación del sistema ni la rotación de la Tierra, lo que supone una gran ventaja. Tampoco es necesario realizar ningún tipo de cronometraje de tiempos y basta con medir otro ángulo auxiliar que -junto al valor del radio del campo ocular- nos servirá para calcular la separación trigonométricamente. Otra opción, relativamente económica, que ustedes podrían evaluar sería la adquisición de uno de los oculares micrómetricos [6] que actualmente están disponibles en el mercado (Micro Guide, Meade Astrometric MA). Son oculares reticulados eiluminados especialmente concebidos para realizar mediciones angulares en el telescopio gracias a sus múltiples escalas distribuidas por todo el campo visual (ﬁgura 5). Para las estrellas dobles se utiliza la escala circular más externa, que medirá el ángulo de posición y la escala lineal, que servirá para medir la separación. Antes de poder utilizar la escala lineal como una verdadera “regla de medir” será necesario calibrarla, es decir, establecer a cuántos segundos de arco equivale una división de la misma. Con esta operación previa se obtendrá la llamada constante de escala, que vendrá dada en función de la longitud focal del telescopio usado. Es un método sencillo con el que se podrán medir estrellas dobles relativamente abiertas y su uso fue muy habitual hace unos años. Como aval en su favor el catálogo WDS incluye un volumen importante de medidas realizadas con estos instrumentos. Estos métodos de micrometría visual que les he comentado someramente son quizá los más

populares. Habrán podido intuir que, con todos ellos, los resultados de las mediciones se obtienen en el transcurso de la jornada de observación. Digamos que medimos las estrellas dobles in live, si hacemos válido el símil. En contraposición, si ustedes se decantaran por utilizar las más modernas técnicas CCD, la situación no sería la misma. Me explicaré. Hoy en día y desde hace unos años, la astronomía profesional “no pone el ojo en ocular”, más bien, solo hace fotos. Toda la información contenida en una imagen digital tomada a través del telescopio, mediante un dispositivo de carga acoplada o CCD, será extraída a posteriori, después del hecho físico de la propia obser vación. Es el momento de la reducción de las imágenes. Este proceso se lleva a cabo frente al ordenador y usa herramientas software especíﬁcas desarrolladas para extraer la información requerida, del tipo que sea. Frecuentemente ocurre que las reducciones consumen más tiempo que las observaciones. Estas técnicas tienen la ventaja de que se elimina por completo el factor personal o humano ya que no son los astrónomos los que miden, sino algoritmos matemáticos caracterizados por ofrecer una más que probada linealidad. En deﬁnitiva, nuestros ojos son sustituidos por el sensor CCD (o CMOS) y nuestras manipulaciones en los instrumentos por el proceso de reducción. Las cámaras CCD, pues, han supuesto una verdadera revolución para la astronomía. En el arranque de su desarrollo eran instrumentos muy caros solo al alcance de la comunidad profesional. En aquellos primeros tiempos los astrónomos llegamos a la conclusión de que las estrellas eran en realidad “cuadradas” debido a la poca resolución de los sensores. Aún así, supusieron un gran avance para la investigación astronómica. Lentamente, y en la medida en que las tecnologías se fueron perfeccionando, los sensores CCD fueron cada vezFigura 5. Ocular micrométrico Meade Astrometric MA12. A la derecha se muestran las escalas de medición visibles en el campo.

potentes y, muy importe, también más baratos. En nuestros días existe en el mercado una extensísima gama de cámaras digitales de las más variadas prestaciones destinadas específicamente para la astronomía y cuyos precios son cada vez más asequibles. Es de destacar que la comunidad amateur ha sabido estar al día en estas innovaciones y está sacando un excelente partido de ellas. La prueba es que la mayoría de los trabajos serios que se están realizando desde nuestra perspectiva utilizan observaciones CCD. Como estarán imaginando, es posible medir los parámetros de las estrellas dobles usando CCD y, hoy por hoy, es la técnica más precisa a la que podemos acceder. Con un telescopio de 200 mm de abertura en combinación con una lente de Barlow de 2 ó 3 aumentos y una CCD no muy sofisticada es posible captar pares débiles en torno a la magnitud 14 ó 14,5 y en condiciones de cielo con un alto grado de contaminación lumínica (figura 6). El truco está en que las CCD pueden sumar cientos de fotogramas de cortos tiempos de exposición hasta obtener una imagen con una idónea relación señal/ruido. Algo impensable de alcanzar con la observación visual tradicional. Pero, además, una simple webcam adaptada convenientemente al por taocular registrará estrellas dobles rozando la magnitud 9 sin mayor problema. Para la reducción de las imágenes contamos con un software especial llamado Reduc [7] (figura 7) desarrollado específicamente para medir estrellas dobles. Nuestras imágenes de estrellas dobles son cargadas en Reduc y sus algoritmos nos devuelven directamente el ángulo de posición y la separación angular, previo conocimiento de la escala de imagen y la eventual rotación de la toma CCD con respecto al cielo. Florent Losse, su creador, distribuye Reduc de forma totalmente gratuita a cualquier doblista que se lo solicite vía e-mail. Una prueba más del total altruismo que caracteriza a los astrónomos aficionados, siempre dispuestos a compartir. Reduc es sencillo de utilizar, preciso, potente y está extendido internacionalmente. Otra opción (también usando sus propias imágenes CCD) que llevaría a obtener el mismo resultado sería determinar las coordenadas ecuatoriales (Ascensión Recta y Declinación) de las dos componentes del par y, en un paso posterior, derivar las coordenadas polares (ángulo de posición y distancia) usando dos

sencillas ecuaciones de conversión. Esta forma de trabajar conlleva también su propio apelativo: se convertirían ustedes en astrometristas de estrellas dobles visuales. La reducción astrométrica de las placas de estrellas dobles se realiza mediante una herramienta software denominada Astrometrica [8] (entre otras). Astrometrica (figura 8) selecciona sobre la imagen CCD un número determinado de estrellas de referencia cuyas precisas coordenadas ecuatoriales son extraídas de algún catálogo astrométrico profesional, como por ejemplo el UCAC4. En base a ellas, el programa es capaz de calcular las posiciones de las componentes de la pareja que se esté midiendo. El procedimiento es tanto más preciso cuantas más estrellas de referencia sean encontradas, por lo que habrá que usar una configuración óptica que procure un campo visual lo suficiente grande. La conversión de las coordenadas ecuatoriales en las polares podrá automatizarse con un útil programa llamado Dobles [9] que interacciona con Astrometrica leyendo los datos de la astrometría realizada y generando un fichero de texto con los resultados. Pero aún podrían ustedes completar más su currículum vitae. Ya vimos que la estimación visual de las magnitudes de las componentes era un dato importante digno de ser aportado. Por otra parte, y frecuentemente, las magnitudes listadas por el catálogo WDS son imprecisas y en el peor de los casos ni siquiera están presentes. Hallarán aquí una buena oportunidad para actualizar, corregir o proporcionar la fotometría. Bien, esta información puede extraerse también de sus imágenes CCD y existen herramientas que facilitan su cálculo.

Figura 6. Cámara CCD Meade DSI Pro utilizada por el autor.

De nuevo, Astrometrica, ahora en conjunción con el catálogo USNOA2.0, más una aplicación específica llamada FocAsII (Fotometría con Astrometrica) [10], desarrollada por el astrónomo aficionado Julio Castellano, posibilitará derivar las magnitudes en cuestión. No serán magnitudes visuales (V) sino más bien muy cercanas a la banda R, ya que esta es la más parecida a la respuesta de las cámaras CCD sin filtro fotométrico, pero constituirán una excelente referencia fotométrica no contaminada por las imprecisiones de la estimación visual. Por otro lado, suele ser habitual –pues es un dato muy demandado- no deducir los valores de las magnitudes, sino la diferencia entre ellas: el conocido Dm. En este sentido, Reduc realiza automáticamente el cálculo cuando mide. De esta forma, se habrán convertido ustedes en fotometristas de estrellas dobles visuales. Pueden encontrar una completa y pormenorizada exposición de todo el proceso de cálculo astrométrico y fotométrico con CCD en el trabajo publicado por Lahuerta et al. [11]. Para todos aquellos que no dispongan del equipo necesario para abordar este tipo de tareas (Telescopio en ecuatorial + CCD + Ordenador), pero sí ganas de trabajar, he reservado una pequeña sorpresa. Desde los años 50 del pasado siglo hasta la actualidad, la astronomía profesional viene realizando variados surveys celestes fotográficos que engloban todo el cielo (DSS, SuperCosmos, 2MASS,

Figura 7. El sofware Reduc de Florent Losse en pleno proceso de medición

SDSS). Pues resulta que todas estas imágenes están disponibles vía Internet y son de libre acceso para cualquiera haciendo uso del denominado Observatorio Virtual. Basta descargar las imágenes de la región de cielo deseada y medir sobre ellas con los métodos comentados más arriba. Esta interesante forma de actuar permite realizar estudios serios, sobre todo para confirmar la existencia de estrellas dobles olvidadas con tan solo una medida oficial: la de su descubrimiento. Así podrán ustedes ponerse a trabajar con carácter inmediato e ir adquiriendo paulatinamente, de acuerdo a sus posibilidades, el equipo óptico y técnico requerido para capturar sus propias imágenes CCD. No me negarán que todo son facilidades. Nótese que todas las aplicaciones informáticas referidas en las líneas precedentes han sido desarrolladas exclusivamente por astrónomos aficionados. ¿Un poco abrumados? No es para tanto. Con un poco de práctica la tarea no resulta muy complicada, se lo puedo asegurar. Es recomendable que, primeramente, se midan estrellas dobles reconocidas como fijas para evaluarse a sí mismos en lo tocante a sus tendencias micrométricas personales e instrumentales. Este tipo de parejas se denominan pares de calibración. Una lista con 32 pares estables muy recomendada puede descargarse de la Comisión de Estrellas Dobles de la Sociedad Astronómica de Francia (SAF) [12].

Figura 8. Astrometría realizada con el software Astrometrica de Herbert Raab. Los círculos verdes señalan las estrellas de referencia en el catálogo UCAC4.

Una vez que ustedes hayan medido su primer par y comprueben que los resultados obtenidos están en excelente acuerdo con los valores de las efemérides (posiciones previstas de una estrella doble para la fecha de observación), habrán escalado un peldaño

más en el escalafón: serán micrometristas de sistemas binarios visuales. Quién se lo iba a decir, tan solo unas cuantas páginas más arriba, ¿verdad? A partir de este momento gozan de una categoría superior. Disfrútenla. Se la han ganado

Las órbitas Es posible que, a algunos de ustedes, les esté rondando por la cabeza una pregunta del estilo: ¿para que se utilizan posteriormente las mediciones micrométricas de estrellas binarias visuales que han ido acumulándose a lo largo del tiempo, y que proceden de distintos obser vadores? Buena pregunta. La respuesta es sencilla: con todos esos datos los astrónomos profesionales que se dedican al cálculo de órbitas irán componiendo, punto a punto, trozos de la curva elíptica que define la órbita aparente del sistema binario estudiado. Cuanto mayor sea el número de observaciones, mayor será la exactitud conseguida. Los movimientos orbitales con frecuencia son sumamente lentos, necesitándose el transcurso de muchos años para que la secundaria describa una revolución completa de la órbita. Queda claro que sus contribuciones individuales en este campo entrarán a formar parte en última instancia- de un trabajo conjunto realizado por muchos observadores que, habitualmente, engloba a varias generaciones de astrónomos. Al final se obtendrán los elementos orbitales de nuestra binaria; con ellos sabremos cómo es su movimiento orbital y dónde se halla la estrella secundaria en cualquier instante de la escala temporal. A continuación, les mostraré cuales son esos famosos siete elementos orbitales (figura 9). P. El periodo orbital. El número de años que emplea la compañera en dar una revolución completa. Se mide en años y fracción, y está expresado en años solares medios. T. La época del periastro. Fecha en la que la secundaria pasa por el periastro. Se expresa en años y fracciones de éste. e. La excentricidad de la órbita relativa. Nos dice cómo es de achatada según estos intervalos: si e = 0 la órbita es circular; si 0 < e < 1 es elíptica; si e = 1 es parabólica, y si e > 1 la órbita será hiperbólica. a. El semieje mayor de la órbita en segundos de arco.

i. La inclinación de la órbita. Ángulo que media entre la órbita relativa y el plano del cielo. Puede variar entre 0º y 180º. Cuando la órbita tiene una inclinación de 90º significa que la vemos de canto. Si i < 90º el sentido del movimiento orbital es directo, es decir, con ángulos de posición crecientes. Por último, si la inclinación es mayor de 90º el movimiento es retrógrado y presentará ángulos de posición decrecientes. . Argumento o longitud del periastro. Se define en el plano de la órbita relativa como el ángulo formado por la línea de los nodos (partiendo del nodo ascendente) y el periastro. Se mide en la dirección del movimiento de la compañera y oscila entre 0º y 360º. . El ángulo de posición del nodo ascendente. Es el ángulo comprendido entre la línea norte-sur (de norte a este) y la línea de nodos. Varía entre 0º y 180º. Los tres primeros elementos se denominan elementos dinámicos pues definen el movimiento en la órbita y son totalmente independientes de la localización en el espacio del sistema. Los cuatro restantes, llamados elementos geométricos, informan sobre el tamaño y la orientación de la órbita verdadera. Cuando ustedes necesiten información sobre un determinado sistema orbital o examinar las efemérides para una fecha de observación concreta, será de obligada consulta el Sixth Catalog of Orbits of Visual Binary Stars [13], mantenido también por el U. S. Naval Observatory. Otra excelente fuente de información es el Catálogo de Órbitas y Efemérides de Estrellas Dobles Visuales [14], compilado en el Observatorio Astronómico Ramón María Aller de Santiago de Compostela, cuna y escuela de varias generaciones de destacados doblistas profesionales españoles. Aunque el cálculo de órbitas, está prácticamente relegado a los profesionales, como en todo, siempre hay excepciones.

Tal es el caso del astrónomo aficionado emeritense Francisco Rica Romero, quien regularmente publica órbitas de excelente calidad utilizando métodos analíticos. Una recomendable manera de iniciarse en el cálculo orbital consiste en atacar el problema utilizando, a la antigua usanza, exclusivamente métodos gráficos, que resultan mucho más sencillos e intuitivos (aunque también menos precisos). De cualquier manera, no se desalienten: sus medidas de Theta y Rho son ya un trabajo serio y de utilidad científica. Figura 9. Esquema de la órbita relativa y de la órbita aparente. La órbita kepleriana que describe la estrella secundaria con respecto a la principal se denomina órbita relativa y su proyección sobre el plano tangente a la bóveda celeste es la órbita aparente. Si los datos observacionales estuvieran exentos de errores se podría trazar directamente la órbita aparente.

¿Qué hacer con el archivo de medidas? Han acumulado ustedes cierta cantidad de mediciones de pares olvidados, con la idea de actualizar sus parámetros. De acuerdo. ¿Qué se puede hacer con estos datos? ¿Seguir acumulándolos para su satisfacción personal? La respuesta es no. Hay que ponerlos en manos de los profesionales para que hagan uso de ellos. Existen varias alternativas para hacerlo. En general, como paso previo a la inclusión de medidas en el WDS, será necesario redactar y publicar un ar tículo conteniendo las medidas en sí y donde además (y muy importante) se incluyan todos los pormenores relativos a las mediciones, tanto instrumentales como metodológicos: la abertura del telescopio usado, el método de medición empleado (micrómetro, CCD, etc.), estimación de los errores de sus medidas, tanto internos como externos, etc. Existen algunos grupos o asociaciones, a nivel internacional, que recogen especialmente trabajos de estrellas dobles realizados por astrónomos amateurs. El vehículo para dar a conocer los trabajos, consiste en la edición periódica de revistas o circulares, tanto en formato papel como electrónico. Los trabajos publicados son enviados a Washington (Observatorio Naval de los Estados Unidos, USNO), sede del WDS. Una vez aquí, si las medidas son de la calidad exigida, pasan a incluirse en el catálogo. La primera vez que sus medidas se incluyan en el WDS, le será asignado un código de obser vador o descubridor especíﬁco que le acompañará durante toda su trayectoria como doblista. Normalmente, su designación oﬁcial será un código de tres letras, que suelen formar parte de su

primer apellido. A continuación, les indico algunos sitios donde se pueden publicar esos valiosos datos: Observations et Travaux (O&T) Revista cuatrimestral de las comisiones cientíﬁcas de la Sociedad Astronómica de Francia (SAF). Para enviar trabajos contactar con la Comisión de Estrellas Dobles. En francés.

https://saf.etoilesdoubles.free.fr/ The Webb Deep-Sky Society – Double Star Section Circulars (DSSC) Circulares periódicas. En inglés.

https://www.webbdeepsky.com/notes/doublest01.ht ml Journal of Double Star Observations (JDSO) Revista electrónica editada por la Universidad de Alabama del Sur en Estados Unidos. Cuatro números anuales. En inglés.

https://www.jdso.org/ Il Bollettino delle Stelle Doppie (BolSD) Publicación electrónica semestral. En italiano.

https://sites.google.com/site/ilbollettinodellestelled oppie/home El Observador de estrellas dobles (OED) Publicación electrónica semestral de la que soy coeditor junto a Rafael Benavides Palencia y Juan Luis González Carballo. Son ya 11 años aportando datos a la astronomía de estrellas dobles publicando miles de medidas y descubrimientos al catálogo WDS. Sin duda una de las publicaciones punteras en su-

género. En castellano. https://elobservadordeestrellasdobles.wordpress.co m/ Envío directo al WDS También es posible acelerar el proceso de inclusión, enviando las medidas en un formato tabular especíﬁco que le indicarán tras contactar con la sede del catálogo. Este método puede resultar muy útil si, por-

ejemplo, usted publica sus trabajos en el característico boletín interno de su asociación astronómica cuya difusión, generalmente, suele estar limitada a los socios de la agrupación. Es una manera de garantizar que cualquier modesta publicación, pero no por ello menos efectiva, tenga las mismas opciones de hacer valer cualquier trabajo serio. ¿Se puede pedir más? ¡Siempre se puede pedir más!

Otras tareas adicionales Como ya les he comentado anteriormente, su principal referencia para la planificación de los programas de observación será el catálogo WDS. Este, es un catálogo general de estrellas dobles visuales en el más amplio sentido del término; es decir, no es un catálogo específico de estrellas binarias visuales. Como consecuencia, este hecho peculiar conlleva colateralmente que los listados del WDS estén muy poblados de meros y clarísimos pares ópticos sin interés. Sin embargo, las componentes de otro buen montante de pares habrán demostrado su carácter físico a lo largo del tiempo, aunque sea prematuro aún calcular sus órbitas. Otros serán pares orbitales y, finalmente, el resto permanecerán en un estado indefinido sobre los que poco o nada se conoce acerca de su naturaleza. A estas alturas ustedes ya habrán asimilado que trabajar en la medición de pares ópticos supone un gasto inútil de tiempo y recursos. Así pues, ante la eventual amenaza de realizar un trabajo que no tenga utilidad científica, sus mentes despiertas se preguntarán: ¿es factible evaluar de alguna manera y con un cierto grado de fiabilidad la posible binariedad de una estrella doble? Pues sí, es posible hacerlo y por varios caminos independientes que se complementarán. Hagamos un repaso. En una primera instancia, es muy recomendable estudiar la tendencia de las mediciones históricas de ángulo de posición y distancia que, gracias a otros observadores, se han acumulado a lo largo del tiempo. Ustedes podrán acceder a estos datos, solicitando al USNO -vía Internet- el archivo de observaciones de un par en concreto. Si el número de medidas es suficientemente grande y están muy distanciadas en el tiempo, es fácil comprobar cómo se ha ido moviendo la estrella secundaria con-

respecto a la principal. Se verá claramente si se acercan, se alejan o la distancia a permanecido estable y a qué ritmo se han producido los cambios de posición relativa en distancia. El ángulo de posición también puede mantenerse invariable, o por el contrario aumentar o disminuir siendo directo o retrógrado. En deﬁnitiva, en una verdadera estrella binaria el ángulo de posición variará progresivamente y la distancia entre ambas estrellas oscilará entre un mínimo y un máximo. En una primera aproximación, un claro movimiento rectilíneo de la secundaria sería un buen indicativo de opticidad, aunque este tipo de cinemática también puede resultar engañoso: podría darse el caso de que la doble fuera física, pero con un periodo orbital de miles de años y cuya órbita fuera extremadamente excéntrica. Según esta geometría, las observaciones disponibles simplemente nos estarían enseñando un trozo de arco orbital muy “plano”, casi asumible a una recta. Como verán, el tomar partido no es una cuestión tan sencilla a priori. Aquí convendría hacer algún comentario acerca de los movimientos propios de las componentes. Los movimientos propios de las componentes de un sistema binario, es decir, de un sistema físico, deben ser muy similares en un porcentaje bastante alto (de un 90% o más). Debemos tener en cuenta que ambas estrellas viajan juntas en el espacio a la misma velocidad, en la misma dirección y se sitúan a la misma distancia de nosotros; por lo tanto, los movimientos espaciales de ambas componentes deben ser iguales. Sin embargo, al describir el sistema un movimiento orbital kepleriano los "movimientos propios" de las componentes que vemos desde la Tierra son, en realidad, una combinación del verdadero movimiento propio de-

cada componente más el movimiento orbital sobre el centro común de gravedad del sistema. Por esta razón, los movimientos propios pueden ser ligeramente diferentes. Esta diferencia en los movimientos propios, llamada movimiento propio relativo del sistema, es de suma importancia pues nos está informando del movimiento orbital relativo del sistema. Así pues, si las dos estrellas poseen movimientos propios similares y se sitúan a la misma distancia de nosotros, existen muchas probabilidades de que realmente estén enlazadas físicamente. En este caso particular la doble será bautizada como par de movimiento propio común. El movimiento propio común es una condición necesaria para que haya binariedad, aunque no suﬁciente. Puede ocurrir que las estrellas hayan nacido juntas en la misma nube de gas progenitora y que compartan movimiento propio pero que jamás lleguen a orbitar. En este caso hablaríamos de un par de origen común. Es una actividad más que recomendable que ustedes recaben toda la información que puedan conseguir sobre las componentes de un par en estudio mediante una exhaustiva consulta a la l i t e r a t u r a a s t ro n ó m i c a d i s p o n i b l e . D a t o s astrométricos, fotométricos, cinemáticos, tipos espectrales y clases de luminosidad, paralajes, distancias, masas, etc., pueden ser extraídos mediante la llamada minería de datos gracias al enorme potencial que Internet a puesto en nuestras manos. Les aconsejo que para estas tareas visiten el Centro de Datos Astronómicos de Estrasburgo (CDS) [15] que ofrece tres fundamentales herramientas de investigación: SIMBAD (base de datos astronómicos), VizieR (servidor de catálogos) y Aladin (atlas celeste interactivo). Igualmente, resulta imprescindible acceder a The SAO/NASA Astrophysics Data System (ADS) [16], una inmensa librería digital, donde podrán consultar trabajos profesionales de todo tipo. Tras este inciso y utilizando las herramientas comentadas, los movimientos propios más precisos (expresados en milisegundos de arco por año (msa/año)) serán encontrados en los catálogos Tycho2 y UCAC4, y más modernamente en las versiones preliminares del catálogo que está produciendo el revolucionario satélite Gaia. Frecuentemente, solo es posible disponer del

movimiento propio para la componente principal. Ustedes podrán estimar el valor correspondiente para la secundaria si previamente se ha calculado el movimiento propio relativo en base a las mediciones históricas del WDS, suponiendo que haya un número suficientemente nutrido de ellas. En el peor de los casos, ante la falta total de datos en la literatura, los movimientos propios podrán estimarse utilizando las astrometrías (AR y Dec) medidas sobre placas fotográficas antiguas y modernas separadas en el tiempo lo más posible: será suficiente realizar un ajuste lineal de las posiciones de cada coordenada frente al tiempo para obtener (mediante la pendiente de la línea de ajuste) una buena aproximación del movimiento propio en ascensión recta y declinación. Como ustedes habrán observado, tras el análisis de los argumentos expuestos, no resulta fácil decantarse acerca de la naturaleza física u óptica de un sistema, por lo que serían necesarios más elementos de juicio. En este sentido, podrían avanzar más en sus investigaciones usando diversos criterios de caracterización auxiliares y desarrollados por astrónomos profesionales. Estos criterios relacionan elementos empíricos, estadísticos, probabilísticos, cinemáticos, fotométricos, espectroscópicos, etc. En la actualidad son muy escasos los astrónomos amateurs que usan esta clase de criterios; la Sección de Estrellas Dobles de la LIADA [17] fue pionera en este tipo de estudios astrofísicos, gracias al impulso de su primer coordinador, Francisco Manuel Rica Romero. Por ello, les animo a profundizar en estos temas tan atractivos y les aseguro que progresarán rápidamente en su nivel teórico y técnico. Ni que decir tiene que, si ustedes se encuentran con una nueva estrella doble no catalogada, deberán asegurarse de que las dos estrellas tengan las suficientes garantías de constituir un par físico, por lo que las tareas que les he comentado ligeramente serán imprescindibles. Con ello aseguramos que, si el nuevo descubrimiento es incluido en el WDS, lo haga con todo el derecho, minimizándose el riesgo de incluir un par óptico sin ninguna relevancia. Asimismo, además de una buena partida de cálculos astrofísicos, sería factible estimar el tipo espectral y la clase de luminosidad de cada una de las componentes con un alto grado de fiabilidad y -

¡sin necesitar de un espectroscopio! Utilizando la fotometría disponible en la literatura y/o aquella deducida por ustedes, principalmente en bandas óptico-infrarrojas (BVIJHK), podrán calcular los espectros sintéticamente en base a la distribución espectral de energías (en esencia, consiste en transformar las magnitudes en unidades de energía absoluta, obteniéndose la cur va espectral observada, la cual será comparada con otras curvas teóricas patrón perfectamente deﬁnidas por la observación espectroscópica profesional, con lo que el tipo espectral podrá ser inducido). Esta es una herramienta empleada habitualmente en la-

astronomía profesional y, si ustedes se deciden a utilizarla, estarán haciendo espectrofotometría estelar o espectroscopia fotométrica. ¿Recuerdan mis palabras al comienzo de este texto?: “Habrá que equiparar al máximo nuestro método de trabajo con el que usa el astrónomo de profesión.” Pues aquí tienen la prueba más evidente e irrefutable de su aplicación. ¿A que no se habían imaginado que los trabajos de los astrónomos aﬁcionados podían llegar a ser tan serios, formales y relevantes?

A modo de despedida Y bien, señores, hemos llegado al final. ¿Al final? En absoluto. Nunca se llega al final. Tras cada obstáculo que vayan salvando siempre se abrirán nuevos proyectos interesantes en los que ocuparse. Siempre quedan cosas por hacer. Quizá algunos de ustedes me lo corroboren dentro de unos años. Si después de esta exposición, he conseguido -al menos- sembrar en ustedes la semilla de la Astronomía de Estrellas Dobles, estaría completamente satisfecho. La astrofilia es una enfermedad que cala hondo y que acompaña para siempre al afectado. Así pues, espero y deseo haberles inoculado una pequeña dosis del potente veneno astronómico. Me permitirán que, finalmente, les proporcione unas cuantas razones de peso por las que ustedes podrían abrazar esta rama de la astronomía. Observen ustedes estrellas dobles porque no se requieren grandes medios instrumentales para hacerlo. Observen ustedes estrellas dobles porque no se precisan cielos oscuros y perfectos, la polución lumínica no estorba demasiado y la luz de la Luna a veces, incluso, hasta beneficia. Observen ustedes estrellas dobles porque la cantidad de objetos “estudiables” es muy extensa y se reparte por todo el cielo. Observen ustedes estrellas dobles porque no se precisan fechas concretas para observar: todas las noches son nuestras. Observen ustedes estrellas-

dobles porque, como ya habrán comprobado, las contribuciones científicas derivadas de esta actividad son muy importantes. Para que se hagan una idea, según palabras del propio Brian Mason, gestor del WDS, la aportación de medidas anuales que se incorporan al catálogo provenientes del ámbito “amateur” supera el 50% del total. En verdad, tras un parón de bastantes años, la dedicación a las estrellas dobles está teniendo una explosiva eclosión en los últimos tiempos. Brian Mason, que aprecia en su justa valía nuestros trabajos, cuida al astrónomo aficionado (él prefiere denominarnos “astrónomos de estrellas dobles sin compensación económica”) y potencia, apoya y estimula en lo que puede nuestra participación. En definitiva, si ustedes tienen arraigadas las inquietudes, disponen de los medios técnicos y cuentan con el apoyo del sector profesional, ¿a qué están esperando? ¡Salgan y desdoblen el firmamento! Una última (y profunda) reflexión: alguien escribió alguna vez que “la mayoría de los humanos pasamos nuestra vida chapoteando en las cloacas, pero algunos lo hacemos mirando a las estrellas”. Dobles, en nuestro caso.

CAMPAÑAS DE OBSERVACIÓN. Proyecto SEDA-WDS: Seguimiento de Estrellas Dobles Abandonadas en el catálogo WDS. Campañas de observación semestrales propuestas por los editores de la revista El Observador de Estrellas Dobles (OED). https://sites.google.com/site/sedawds/

Referencias [1] Echeverría, J., 1987, Estrellas binarias interactivas, México: Fondo de Cultura Económica, ISBN 9681627121, 9789681627126

[10] Julio Castellano, FocAs II:

[2] The Washington Double Star Catalog (WDS): http://astro.gsu.edu/wds/

[11] Lahuerta, L.; Lahuerta, S.; Patiño, J.; Villares, F., 2006, Astrometría y Fotometría de Estrellas Dobles con CCD, Astronomía, 82

[3] Astronomical League Double Star Club:

http://www.astrosurf.com/cometas-obs/_Articulos/Focas/Focas.htm

http://www.astroleague.org/al/obsclubs/dblstar/dblstar1.html

[12] Lista de pares de calibración: http://saf.etoilesdoubles.free.fr/

[4] Alejandro Eduardo Russo, Micrométro Cronométrico:

[13] Sixth Catalog of Orbits of Visual Binary Stars: http://www.astro.gsu.edu/wds/orb6.html

http://estrellasbinarias.com.ar/micrometro-angular-es.html [5] Alejandro Eduardo Russo, Micrómetro Angular:

[14] Catálogo de Órbitas y Efemérides de Estrellas Dobles Visuales:

http://www.geocities.com/CapeCanaveral/Runway/8879/spanishangular.html

http://www.usc.es/astro/catalogo.htm

[6] Edgardo Rubén Masa Martín, Oculares micrométricos: Circular nº 1 de Syrma-MED,

[15] CDS, Centro de Datos Astronómicos de Estrasburgo:

Petición al autor.

[16] The SAO/NASA Astrophysics Data System (ADS):

http://cdsweb.u-strasbg.fr/

[7] Florent Losse, Reduc: http://www.astrosurf.com/hfosaf/

http://adswww.harvard.edu/

[8] Herbert Raab, Astrometrica: http://www.astrometrica.at/

[17] Sección de Estrellas Dobles de la LIADA:

[9] Julio Castellano, Dobles:

https://estrellasdobles.wordpress.com/

http://astrosurf.com/cometas-obs/ArtSoftUtil/Software.html

Lecturas recomendadas Aitken, R. G., 1964, The Binary Stars, New York: Dover Publications

Compostela: Universidade de Santiago de Compostela, Servizo de Publicacións e Intercambio Cientíﬁco, ISBN: 978-84-15876-72-4

Argyle, Bob (Editor), 2004, Observing and Measuring Visual Double Stars, ISBN: 978-1-85233-558-8

Docobo, J. A., 1992, Estrellas Dobles, Madrid: Equipo Sirius, ISBN: 8486639611, 9788486639617

Benavides, R., Estrellas Dobles, Revista AstronomíA (sección ﬁja mensual), Madrid: Equipo Sirius

Benavides, R., González, J. L., Masa, E. R., Rica, F. M., 2013, Nuevo Catálogo Comellas de Estrellas Dobles Visuales

Comellas, J. L., 1988, Catálogo de estrellas dobles visuales, Madrid: Equipo Sirius, ISBN: 8486639107, 9788486639105

https://sites.google.com/site/nuevocatalogocomellas/

Libros y Revistas:

Couteau, P., 1978, L'observation des étoiles doubles visuelles, Flammarion, versión en pdf disponible en http://saf.etoilesdoubles.free.fr/ con autorización de los editores Couteau, P., 2013, Esos astrónomos locos por el cielo o la historia de la observación de las dobles (traducción de Joseﬁna. F. Ling), Santiago de

Lipunov, V. M., 2003, El mundo de las estrellas dobles, Editorial URSS, ISBN: 9785354005185 Benavides, R., González, J. L., Masa, E. R., 2017, Observación de Estrellas Dobles, Barcelona: Marcombo, ISBN: 978-84-267-2382-6obles de la LIADA: https://estrellasdobles.wordpress.com/

Observado un fenómeno cuántico predicho teóricamente hace tiempo

Un sistema estelar en crecimiento, alimentado directamente por la nube nodriza

Un equipo de investigadores ha estudiado la relación entre la masa y el radio en las estrellas enanas blancas, observando en sus datos pruebas de fenómenos relacionados con la mecánica cuántica y la teoría general de la relatividad de Einstein.

Los resultados son prueba de que el ambiente a gran escala alredeor de las estrellas en formación ejerce una inﬂuencia importante sobre la formación y evolución de los discos a pequeña escala.

Una familia de meteoritos extraños probablemente procede de un planetesimal con núcleo magnético

ALMA encuentra posibles señales de una estrella de neutrones en la supernova 1987A

La mayoría de los meteoritos que han aterrizado en la Tierra son fragmentos de planetesimales, los primeros cuerpos protoplanetarios del sistema solar. Pero un grupo de ellos parece haberse fragmentado a partir de un mismo cuerpo progenitor y su composición indica que dicho cuerpo era una sorprendente quimera que se encontraba fundido y no fundido a la vez.

Dos equipos de astrónomos han publicado datos nuevos apoyando la existencia de una estrella de neutrones escondida a gran profundidad en los restos de una estrella que explotó, la conocida como supernova 1987A. Si existe, se trataría de la estrella de neutrones más joven conocida hasta la fecha.

Evento Astronómico Ocultación de Marte por la Luna (9/8/2020)

Datos de las imágenes Prof. Dr. Raúl Roberto Podestá

Ubicación: Foco Primario

Telescopio: Catadióptrico Maksutov Cassegrain 1500mm/127mm

Formato: Tiﬀ

Cámara: CCD Planetaria

Procesadas con Photoshop

Artículo

Impacto 2 Ignacio Ferrin, Ph.D. Profesor Titular Instituto de Física, Universidad de Antioquia. Medellín, Colombia ignacio.ferrin@udea.edu.co

Introducción Nuestro planeta está siendo bombardeado por fragmentos cósmicos de asteroides y cometas. Solo basta recordar que el 30 de Junio de 1908 un fragmento de unos 90 m de diámetro impactó en una región desierta de la taiga Siberiana denominada Tunguska, tumbando 80 millones de árboles en un radio de unos 40 km. Y 104 años después, el 15 de Febrero del 2013, otro fragmento penetró la Tierra sobre la región siberiana de Chelyabinsk, hiriendo a 1700 personas, y dañando ediﬁcio en un radio de 30

km. Estos dos eventos fueron desintegraciones en la atmósfera, equivalentes a la explosión de 1600 y 33 bombas de Hiroshima, respectivamente. Pero hubo otro impacto adicional hace muy poco. El 18 de Diciembre del 2018, un meteoroide con un poder de impacto de 12 Hiroshimas chocó con nuestro planeta en la península de Kamchatka. Es una casualidad que los tres impactos ocurrieron en Siberia y en regiones muy desoladas. Pero ¿hasta cuándo vamos a seguir teniendo suerte?

Dos eventos contiguos Para recordarnos de que esta amenaza está todavía latente, acabamos de salvarnos por los pelos de 2 impactos semejantes en intensidad. El 17 de Mar zo pasado, astrónomos del Observatorio de la Montaña Púrpura en Chima, descubrieron un asteroide y lo reportaron al Centro de Pequeños Planetas de la Unión Astronómica Internacional, quien le dio la denominación de 2020 FD2. Lo terroríﬁco de este asunto es que había pasado 2 días antes por su mínima distancia a la Tierra, a tan solo 0.72 distancias a la Luna, o 52 radios terrestres. Como su tamaño estimado era de unos 25 metros, su poder destructivo era mayor que el impacto de Chelyabinsk.

Figura 1. Nuestro planeta está siendo bombardeado por asteroides y cometas. (Crédito: NASA/JPL-Caltech)

Pero esto no fue todo. Dos días después, el 19 de Marzo, astrónomos del mismo obser vatorio descubren otro asteroide, y como antes lo reportan al Minor Planet Center, quien lo denominó 2020 FL2. Su diámetro era de unos 19 metros, idéntico al objeto de Chelyabinsk. ¡Y su mínimo acercamiento a la Tierra era de tan solo 0.37 distancias a la Luna o 19 radios terrestres! En este caso el mínimo acercamiento tendría lugar 4 días después, el 23 de Marzo. Un pequeño desplazamiento de unos miles

de kilómetros, y hubiera impactado la Tierra. Cuando supe esta noticia, se me pusieron los pelos de punta y me dio carne de gallina. La NASA tiene un programa de búsqueda de asteroides potencialmente peligrosos para la Tierra, usando grandes telescopios en Hawaii y Chile. Pero estas dos piedras se colaron entre las redes sin ser detectados. ¡Por un pelo pudieron haber chocado con nuestro planeta, y sin previo aviso!

¿Qué hubiera pasado si este último objeto estuviese en una trayectoria de impacto con nuestro planeta? En cuestión de horas los astrónomos tendrían que calcular el lugar del impacto sobre la Tierra. Cierto, el 75% de nuestro planeta está cubierto de agua. Pero en el pasado los eventos de Tunguska y Chelyabinsk no ocurrieron sobre agua sino sobre áreas poco habitadas de la Tierra.

Figura 2. La explosión en Chelyabinsk fue mas brillante que el Sol. Esta imagen corresponde al momento exacto. (Crédito: Wikipedia Commons)

Posibilidad de Impacto El 2020 FL2 fue descubierto 4 días antes del impacto, Ti – 4d. ¿Y si 2020 FL2 fuese a caer sobre una zona muy habitada como podría ser la costa Este de los Estados Unidos, o el centro de Europa o la propia China? La NASA y el Centro de Pequeños Planetas tienen que determinar el lugar de impacto en menos de 1 día. La información se la pasan al Presidente de los Estados Unidos, y este tendría que llamar al Presidente del país a quien le tocó esa lotería, en Ti-3 días.

días?¿Cómo va a ser esa estampida de personas escapando del lugar? Caos total. ¿Cuántos millones de personas van a morir instantáneamente? (Después se descubrió que el Presidente había dilatado en 1 día la notiﬁcación, para permitir que los miembros de su partido escapasen primero). En comparación, la pandemia del Covid-19 es un asunto lento y hasta cierto punto controlable. La caída de un asteroide es un asunto inmediato e incontrolable.

¿Cómo le van a avisar a esa gente que una explosión de 50 Hiroshimas les va a caer encima dentro de Ti-2

Desde el punto de vista de una catástrofe cósmica,nuestra civilización es virgen La pregunta no es de si va a suceder o no. La pregunta es cuándo.

Artículo

Ciclo de charlas virtuales de la LIADA durante la pandemia por el COVID-19 Manuel Rojas Aquije (Lima, Perú), Presidente de la Liga Iberoamericana de Astronomía (LIADA) y miembro de la Asociación Peruana de Astronomíֵ a (APA). manoloastro@yahoo.com

Desde el inicio de la pandemia del Covid-19 la Liga Iberoamericana de Astronomía (LIADA) empezó un ciclo de charlas astronómicas virtuales, a través de plataformas de videoconferencia, con el objetivo de ser un espacio de reunión para astrónomos profesionales y aﬁcionados de diversos países que quieran exponer sus trabajos, proyectos o conocimientos al más diverso público iberoamericano. Hasta el momento, julio del 2020, el espacio de charlas ha sido un total éxito y ha dado lugar a la creación del canal de Youtube, LIADA TV, que es el repositorio

donde todas estas charlas quedan guardadas en video para quienes deseen verlas posteriormente. En el canal LIADA TV se presentarán, también, próximamente, tutoriales, cursos, registros de eventos o actividades astronómicas realizados por los miembros de la LIADA. El primer video subido a nuestro canal de Youtube fue el del eclipse total de Sol del 2 de julio del 2019 realizado desde las cercanías del pueblo Almirante La Torre, región de Coquimbo, Chile, por los miembros de la expedición peruana de la LIADA que viajó hasta dicho lugar a observar el fenómeno.

Hasta el momento se han dado o están programadas las siguientes charlas en nuestro ciclo: Lunes 25 de mayo: "El cometa C/2019 Y4 Atlas", por el Dr. Pedro Deaza Rincón (Colombia). Martes 26 de mayo: "El cometa C/2020 F8 Swan", por el Dr. Pedro Deaza Rincón (Colombia). Martes 2 de junio: "Introducción a las Ocultaciones Asteroidales", por el Prof. Luis Mansilla Salvo (Argentina). Martes 9 de junio: "Cinco años de la Sección Lunar de la LIADA, logros y proyectos", por el Prof. Alberto Anunziato (Argentina). Miércoles 17 de junio: "Astrofotografía en el Perú", por Guillermo Spiers (Perú) Lunes 22 de junio: "Tormentas Geomagnéticas" por el Ing. Edgar Castro Bathen (Guatemala). Martes 30 de junio: "Próximo Impacto", por el Dr. Ignacio Ferrín (Venezuela). Miércoles 8 de julio: "Cuando Kepler renuncia a la órbita circular de Marte", por el Prof. Rafael Girola (Argentina). Miércoles 15 de julio: "Tópicos de Astronomía Solar", por el Prof. Julio Vannini (Nicaragua). Miércoles 22 de julio: "La Gravedad: tan elegante, tan presente...", por el Prof. Hugo Julián Lanas (Argentina). Jueves 30 de julio: "Tras las Sombras del Sistema Solar: Ocultaciones Estelares por Cuerpos Menores", por el Ing. Físico Luis Salazar Manzano (Colombia). Miércoles 5 de agosto: "Viajando por los planetarios de Sudamérica", por Bryant González (Venezuela). Jueves 13 de agosto: "Filosofía y la búsqueda de vida en el universo", por el Dr. Octavio Chon Torres (Perú). Viernes 21 de agosto: "Estrellas Dobles: desdoblar el ﬁrmamento", por Edgardo Masa Martín (España). Sábado 29 de agosto: “Astronomia en cuarentena”, por Carlos Costa Reibal

Cada charla dura en promedio una hora, luego los asistentes realizan preguntas al expositor. En cada fecha se ha notado un masivo interés por asistir a nuestro ciclo de charlas que cada semana tiene mayor presencia en redes sociales y foros de internet. Los expositores han sido reconocidos profesionales o aﬁcionados a la astronomía, miembros o amigos de la LIADA. Se ha tratado, también, de abarcar la mayor variedad de temas y que las charlas sean de todo nivel, es decir, desde muy especializadas hasta las que son bastante sencillas.

Mientras dure la pandemia, y en algunos países la cuarentena, por el Covid-19 el ciclo de charlas astronómicas virtuales de la LIADA continuará con su labor de divulgación cientíﬁca a todos los países de nuestra región, pues nuestra labor, como institución astronómica, no se detiene, ni aún en las difíciles circunstancias actuales. Desde este espacio invitamos a los lectores de Universo Digital a permanecer atentos a nuestros foros, redes sociales y espacios de comunicación donde anunciaremos oportunamente cada próxima charla semanal.

Las imágenes mostradas en este articulo son algunas de las capturas y ﬂayers de charlas realizadas en este periodo.

La nube alargada de Marte ha vuelto Una enigmática nube estrecha y alargada ha vuelto a aparecer sobre el volcán marciano de Arsia Mons, de 20 km de altura. La nube, que constituye una formación recurrente, está formada por hielo de agua y, a pesar de las apariencias, no se trata de una columna debida a la actividad volcánica. Este curioso penacho se forma cuando el ﬂujo de aire experimenta la inﬂuencia de la pendiente a sotavento del volcán. “Hemos estado investigando este misterioso fenómeno y esperábamos que la nube volviera a formarse más o menos ahora”, explica Jorge Hernández-Bernal, doctorando de la Universidad del País Vasco y autor principal del estudio en curso.

Imagen de Marte con una misteriosa nube alargada y delgada que aparece de forma recurrente sobre el volcán Arsia Mons. Crédito: ESA/GCP/UPV/EHU Bilbao. http://www.esa.int/Space_in_Member_States/Spain/La_nube _alargada_de_Marte_ha_vuelto

Artículo

Evidencia de calentamiento global en Merida, Venezuela Ignacio Ferrin, Ph.D. Profesor Titular Instituto de Física, Universidad de Antioquia. Medellín, Colombia ignacio.ferrin@udea.edu.co

Las dos fotos que se adjuntan, son de Pico Bolivar, el cual tiene 4970 m de altura sobre el nivel del mar, y es visible todo el tiempo desde la ciudad de Mérida. Fueron tomadas en 1976 y 2020, una diferencia de 44 años. Ambas fueron tomadas en la época del verano, Junio-Julio, de modo que no existe diferencia de mes en las fotos que pudiera explicar la disminución del área nevada. Se aprecia una gran disminución de esa

área, superior a un 75%, en tan solo 44 años. Como la ciudad está a 1600 msnm, y como por migración local está disminuyendo de tamaño, el efecto sobre el glacial no puede ser debido al calentamiento de la ciudad. La única explicación probable es el calentamiento global.

Evento Astronómico

El cometa NEOWISE en los cielos de Tarija Rodolfo Zalles. Director del Observatorio Astronómico Nacional Universidad Autónoma Juan Misael Saracho Tarija - Bolivia

La expectativa que despertó el anuncio de la observación del Cometa NEOWISE en nuestra región fue tan grande, que los artículos referidos al tema, fueron de los más leídos en los medios digitales. Lo impredecible de los cometas, hace que estos puedan de repente tener un estallido de brillo o bajar de magnitud intempestivamente. Aunque el pronóstico de su posición en el cielo es preciso. En el caso del Cometa NEOWISE, que lleva ese nombre por el telescopio espacial que lo descubrió, fue espectacular y observado a simple vista en el hemisferio norte desde su descubrimiento el 27 de marzo del presente año. Es un cometa de largo periodo visita el Sistema Solar solo una vez aproximadamente cada 6800 años. A partir del 23 de julio ya fue observado en el hemisferio sur, aunque sin el brillo que lo precedió. Lamentablemente no es visible a simple vista, es posible verlo usando binoculares conociendo su ubicación. Las noches de su máxima aproximación a la Tierra fue perdiendo brillo debido a su alejamiento del Sol, ya que los cometas brillan cuando se produce su

perihelio (mayor cercanía a nuestra estrella). Par te del personal técnico del Obser vatorio Astronómico Nacional junto a su director, intentaron las primeras noches registrar el ya famoso Cometa infructuosamente, debido al horizonte con humo y nubes, pero la noches del 26 y 27 de julio con condiciones climáticas muy favorables, se hicieron las primeras imágenes del NEOWISE, usando para este fin una cámara fotográfica Nikon con un lente de 80 mm y el telescopio SIGMA ORI 25 que cuenta con cámara CCD, telescopio que es par te del proyecto International Scientific Optical Network (ISON), Red Mundial de la Federación Rusa para el monitoreo de Basura Espacial y Asteroides. El cometa NEOWISE continúa su viaje alejándose del Sol y de la Tierra y se hace cada vez menos brillante, pero mientras esté al alcance de los telescopios del Observatorio Astronómico Nacional de Tarija, la institución compartirá la emoción de registrarlo con toda la población gracias a los medios de comunicación.

Evento Astronómico

Trayectoria del cometa C/2019 U6 Lemmon en fotos Sergio babino- Director de la SAO, Sociedad Astronomica Octante de Montevideo, Uruguay. Miembro de la Sección Lunar de la LIADA y de la SLA, Sociedad Lunar Argentina ser.babino@gmail.com

El 21 de mayo se publicó la foto de Stephen James O'Meara con el recorrido del cometa Lemmon entre el 16 y 18 de mayo tomadas desde África. Ahora tomando como base la imagen de O'Meara se incorporaron muestras de aﬁcionados: Andrés Chapman de Argentina,Hugo Espina y Sergio Babino de Uruguay mas una foto de un astrónomo profesional como es Jaime García el cual muy gentilmente nos permitió usarla en este trabajo.

cámara+lente y García, Chapman, Babino con telescopio. La imagen de Chapman y otra de Espina no aparecen en la foto de portada. La razón es que fueron tomadas en fechas (mayo 9 y 19) que quedan fuera del campo cubierto por la foto base de O'Meara y por tanto fuera de la imagen.

Jaime García es director cientíﬁco del Instituto Copérnico en Mendoza, Argentina.

Para verlas todas juntas tuve que hacer un campo de estrellas sintético con imágenes DSO del StarryNight 8 PP , que cubriera todas las fechas para entonces alinear todo por coordenadas y luego sumar las imágenes.

A las tres muestras de la foto original se suman una del 18 de mayo de Hugo Espina, 17 de mayo por Jaime García y 15 de mayo por Sergio Babino.

Ahora la foto base es la del Starry y no la de O'Meara, todas ocupan la posición y orientación con respecto al cielo representado en esta imagen base.

Se ve una línea roja uniendo las muestras y las coordenadas ecuatoriales son exactas y sacadas con programas de astrometría.

El resultado es este: Faltó una foto del 22 de mayo de Jaime García que me quedaba fuera del campo cubierto por la foto base pero la voy a incorporar más adelante ya que nos va a enviar más imágenes y Chapman también, junto con las que vaya tomando Espina y SAO.

Si ponen atención, se deslizó un error en la declinación de la imagen de Jaime García que aparece cortada y su valor es -21 22 16,09 (HMS). La idea era que se notara la superﬁcie de cada cuadro de manera de ver claramente la diferencia en el FOV de cada foto que es enorme: Espina y O'Meara con

A continuación en orden las fotos originales empezando por la de Chapman del 9 de mayo: A. Chapman 9 de mayo 2020 S. Babino 15 de mayo 2020 Jaime García 17 de mayo 2020 Hugo Espina 18 de mayo 2020 Hugo Espina 19 de mayo 2020 Stephen J. O'Meara 16,17 y 18 de mayo 2020 Todo el trabajo lo hice con Pixinsight 1885 y StarryNight 8 Pro Plus, ambos con licencia.

El cometa se mueve para arriba en la foto y para ese lado hay que seguir generando el mosaico.

Sección Astrofotografía

Tránsito del planeta Mercurio frente a la granulación solar Fotografía tomada el 11 de noviembre del 2019 con un telescopio Maksutov de 180mm de apertura, una lámina solar Baader OD3.8 y una cámara ZWO 290MM. Eduardo Schaberger Poupeau

Cometa C/2016 U6 Lemmon, tomada en Galvez, Pcia de Santa Fe. Telescopio Celestron C8 Byers. Montura SW EQ6 R Pro. Camara Meade DSI II Pro. Autoguía Tele Minolta 300 mm + Camara ZWO ASI 290. Exp. 60 seg Binnig 1x. Distancia: 0.8992au. Distancia solar: 0.9168au. Velocidad: 44.0km/s. Raul Melia

Molino: Udaquila, Ayacucho. Seteo: Cámara: Canon T3. Lente Tokina 11-16 en 11mm. F: 2.8. ISO 3200. Exposición: 30s. Procesado: Photoshop. Cristian Lopez.

Omega Centauri y Centaurus A. Parque nacional Lihué Calel. Seteo: Cámara: Canon T3. Lente Sigma 70/300 en 81mm. F: 4. ISO 1600. Exposición: 4 minutos Procesado: Photoshop. Cristian Lopez.

Videos que no se puede perder 1- El mejor video de Marte en super-alta-4k https://www.youtube.com/watch?v=ZEyAs3NWH4A 2- Las fotos mas raras de Marte https://www.youtube.com/watch?v=thnX3sOY5B0 3- La bomba atómica de Hiroshima https://www.youtube.com/watch?v=yJ9265P5NqQ 4-Vuelo sobre el crater korolev de Marte el cual esta lleno de agua todo el año marciano https://www.youtube.com/watch?v=p8o6IGvGwZE 5- Explosión brillante en la luna https://www.youtube.com/watch?v=PCwzWTea4yE 6- Prototipo del cohete para viajar a Marte https://edition.cnn.com/2020/08/05/tech/spacex-starship-hoptest-scn/index.html 7-Lanzamiento del Rover "perseverance" a Marte https://www.youtube.com/watch?v=cGQu5ks34Fs 8- Nuevas imágenes del Rover "curiosity" en Marte https://www.youtube.com/watch?v=weCG_yODtvM 9- Elon Musk presentando (en ingles) el navío "starship2 que será utilizado en el viaje a Marte https://www.youtube.com/watch?v=UkpqMRFxcS4 10- El genio de Elon Musk https://www.youtube.com/watch?v=jeplhWnwyMI

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INDICE

Contenido UniVerso Digital Atlas Mundial de la Contaminación Lumínica

Ciclo de charlas virtuales de la liada durante la

Fabio Falchi

pandemia por el COVID-19 Manuel Rojas Aquije

Lanzamiento y puesta en órbita del satélite Saocom 1B desde una base en Estados Unidos Jorge Coghlan

Evidencia de calentamiento global en Merida, Venezuela Ignacio Ferrín

Observatorio “Costa Teguise”, E-Z39 Agustín Acosta

El cometa NEOWISE en los cielos de Tarija Rodolfo Zalles.

El observador de estrellas dobles. Edgardo Rubén Masa Martín

Trayectoria del cometa C/2019 U6 Lemmon en fotos.

Ocultación de Marte por la Luna

Sergio Babino

Raúl Roberto Podestá

Impacto 2

Sección de Astrofotografía

Ignacio Ferrín

Galería de autores

Fabio Falchi

Jorge Coghlan

Raúl R. Podestá

Ignacio Ferrín

Agustín Acosta

Manuel Rojas Aquije

E. R. Masa Martín

Sergio Babino

Fuente de AstroNoticias: https://observatori.uv.es/category/noticias-del-cosmos https://www.eso.org/public/spain

Miscelanias LIADA

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