Sociedad Astronómica de México, A.C. ISBN 0186-0577 Núm. 10 N$20 (precio Pacto) US $5 (extranjero)
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Portada: Una de las mejores fotos del eclipse total de Sol del 3 de noviembre de 1994, tomada desde el altiplano boliviano. (Foto: Francisco Diego)
Indice EL UNIVERSO NÚM. 10 Nueva época Abril-Junio 1995
El mensajero sideral
Fotografía astronómica
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Las imágenes del eclipse de Iguazú Cúmulos
3
Tecnoticias
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Universo
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Escalas en el Universo observable 1
Marconi y el centenario de la radiocomunicación
Eduardo del Pozo, José R. Valdés y Jesús Soto
José de la Herrán
Construya su telescopio
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Introducción a la astronomía
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Universo
Nebulosas planetarias Julieta Fierro
Bóveda celeste
11 ~
Construya una plataforma ecuatorial astrográfica portátil
Marte y los asteroides Leopoldo Urrea Reyes
Alberto Levy
Protagonistas
Leopoldo Urrea Reyes
Las 88 constelaciones
36
La Osa Mayor 11
Entrevista con el Dr. Bulmaro Alvarado Miguel Ángel Rivera
El eclipse de Iguazú
34
14
La astronomía fértil
Universo
Diccionario astronómico
Bulmaro Alvarado
Efemérides
40
Mapa estelar
44
SAM Actividades
47
17
El mensajero sideral Fundada en 1902 La Sociedad Astronámica de México, A. C. lamenta profundamente el fallecimiento de su destacado socio
SOCIEDAD ASTRONÓWCA
Dr. Othón Betancourt Vzllaseñor Acaecido el 28 de marzo de 1995 y se une a la pena que embarga a sus familiares y amigos
La Sociedad Astronámica de México, A. C. lamenta profundamente el fallecimiento de su destacado socio
Napoleón Correa Correa Acaecido el 20 de marzo de 1995 y se une a la pena que embarga a sus familiares y amigos De la Asociación Chilena de Astronomía
y Astronáutica
(ACHA y A)
Señor Ing. Leopoldo Urrea Reyes Presidente Sociedad Astronómica de México, AC. Estimados amigos: Con mucho gusto leímos la carta que nos enviaron. Al mismo tiempo queremos agradecer sinceramente el envío de vuestra excelente revista El Universo, la que ofrece amplia información sobre eclipses de Sol y otros temas, los cuales resultarán de mucho interés para preparamos en la observación del próximo eclipse del 3 de noviembre de 1994. Nos alegra mucho saber que reciben el boletín ACHAYA. A través de la presente deseamos confirmar la comunicación existente entre nuestras instituciones. Agradeciendo vuestra gentileza para con Achaya, reciban nuestros cordiales saludos. HerllfÍn Villarroel Presidente Achaya
Elías Rui: Secretario Achaya
La Sociedad Astronómica de México agradece el apoyo del Consejo Nacional de Ciencia y Tecnología y la Subsecretaría de Investigación Científica y Educación Superior de la SEr para la publicación de El Universo.
El Universo, revista trimestral coleccionable 1902. Registro de la Administración
de la Sociedad Astronómica
Los articulos expresan la opinión de los autores y no necesariamente Astronómica
de México, A.C. Se autoriza la reproducción
de 1995. Toda la correspondencia
puede
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México, Parque Felipe S. Xicoténcatl,
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el punto de vista de la Sociedad
parcial o total de los artículos siempre y cuando
se cite la fuente. Núm. lO, Epoca III, Año XCIII, abril-junio dirigirse a El Universo, Apartado
de México, A.C., fundada en
de Correos como articulo de 2a. Clase otorgado en diciembre de 1941.
de
DE MÉXICO
Presidente Leopoldo Urrea Reyes Vicepresidente Armando Higareda Llamas Secretario Administrativo Dionisio Valdés Mendoza Tesorero Rafael Zaldo Hernández Primer Vocal Alberto González Solís Segundo Vocal Miguel Ángel Figueroa Núñez Coordinador de Directores de la Comisión de Actividades Armando Higareda Llamas Direcciones: De Relaciones Públicas José de la Herrán Villagómez De Biblioteca Blanca Leticia Macías Del Taller de Óptica Alberto González Solís Del Planetario del "Ing. Joaquín Gallo" Bulmaro Alvarado Jiménez De la Unidad del Parque "Francisco Villa" Francisco Mandujano Ortiz Del Planetario "Valente Souza" Eduardo Gastelum Mijangos Del Observatorio "Luis G. León" Alejandro Muñoz Cabello Del Observatorio "Othón Betancourt" Fernando Correa Domínguez Del Observatorio Cerro de Las Ánimas Rafael García Arámbula Del Grupo Cri-eri Laura Hernández Arróyave Del Taller Mecánico Raúl Canales De Fototeca, Diapoteca y Videoteca Miguel Ángel Figueroa Núñez
UNIVERSO Editor Juan Tonda Mazón Jefe de Redacción Edgar Gómez Marín Diseño Rebeca Cerda Fotografía Agustín Estrada y Alberto Levy Producción editorial ADN Editores, S.A. de c.v.
Colonia Alamos, 03400 México, D.E Tel. 519-47·30.
El Universo Núm. lO, Abril-Junio
1995
Cúmulos
Francisco Javier Mandujano O. Grabado de Durero
La atmósfera de Quirón ecientemente se ha comprobado que la atmósfera que rodea al cometa más grande que se conoce (2060 Quirón) es de polvo, según imágenes del mismo registradas en el Observatorio Nacional en Arizona entre febrero y marzo de 1993 mediante la Cámara Planetaria del Telescopio Espacial Edwin Hubble. El grupo de observadores formado por Karen Meech, Marc
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las fotografías se distingue un Buie y Michael Belton encontró pequeño cuerpo de 1.5 kilómeun cambio en el brillo de la cabetros de diámetro, en órbita a un llera de Quirón a una distancia de centenar de kilómetros del 1,200 kilómetros del núcleo. Se asteroide. ¿Cómo se ha podido interpretó esta información como satelizar esta luna alrededor de un limite entre el polvo unido Ida? Esto toda vía no se sabe, pero gravitatoriamente al cometa y el los datos obtenidos por Galileo que escapa de éste. Estas observaciones confirsugieren que los dos cuerpos estarían constituidos por el mismo man un modelo de polvo propuesto originalmente por Meech _ material. Por tanto se puede imaginar que Ida y su luna se habrían y Belton en 1990. En tal modelo, formado al mismo tiempo, por las partículas de polvo se forman fragmentación de un cuerpo macuando se subliman el monóxido de carbono y otras sustancias yor. Éste también habría originacongeladas. Los gases formados do toda una familia de asteroides empujan el polvo de la superficie que acompañan a Ida en su trade Quirón. Según se ha podido yectoria. Dactyl es demasido peapreciar, el tamaño de este comequeña para que se pueda obserta comparado con el del núcleo var desde un observatorio terresdel Halley resulta por mucho gigantesco.@ tre: la fotografía del Galileo se
tomó desde una distancia de diez mil kilómetros. Como sólo es el segundo asteroide (después de Gaspra) que se ha observado tan de cerca, es posible que estos pequeños cuerpos del Sistema Solar estén dotados a menudo de satélites. Esto podría explicarpor qué algunos grandes cráteres de impacto en la Tierra parecen estaracompañados de un cráter más pequeño; se trataría de los vestigios del choque de un asteroide y de su luna.@
Muros cósmicos al sur y al norte e acuerdo con un estudio de distribución de las galaxias en una región del cielo del hemisferio sur, en el que se eligieron todas las galaxias cuyo brillo es
D
Ida y su satélite Dactyl o es cierto que sólo la Tierra,
NMarte, Plutón y los planetas
Los cometas Quirón y Halley.
El Universo Núm. 10, Abril-Junio
]995
gigantes poseen satélites. La sonda espacial Galileo, en su camino hacia Júpiter, recientemente descubrió que Ida, un asteroide de 57 kilómetros de largo, también tiene un satélite que ha sido bautizado con el nombre de Dactyl. En
Distribución de galaxias.
Lo...
~:::::_
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Supernova en 8.
superior a un determinado valor y cuya distancia se determinó mediante espectroscopía Doppler, se ha obtenido la distribución de 3,525 galaxias en las tres dimensiones del espacio. Esta distribución es extremadamente irregular, con grandes filamentos en los que se concentra la mayoría de las galaxias, separadas por burbujas casi vaCÍas. El mayor de estos filamentos, el "Muro del Sur", mide más de 150 millones de años luz de largo, lo que supera a todos los supercúmulos de galaxias conocidos. El mismotipodeestudio,efectuado en una región del cielo del Hemisferio Norte, también había revelado una estructura en forma de esponja y un "Gran Muro". Al sur y al norte, habría muros por todas partes pero los modelos cosmológicosexplican malla formación de estructuras tan grandes. Simplemente, no ha transcurrido bastante tiempo desde el inicio del Universo, hará unos diez mil millones de años, para que se haya podido agrupar tanta materia por efecto de la gravedad. Mientras el "Gran Muro" era el único de su especie, los escépticos podían decir que los
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observadores se habían encontrado por casualidad con una estructura excepcional. Pero con dos muros cósmicos el argumentos se debilita. Se están realizando varios estudios de este tipo, pero de mayor amplitud o sondeando más profundamente pequeñas regiones del cielo. Esto permitiría saber si el Universo contiene muros aún mayores. @
La supernova de los bucles n 1987 explotó la "supernova
Edel siglo" en la Nube Mayor de Magallanes y desde entonces sigue provocando sorpresas a los astrónomos. Uno de los problemas recientes es el ani Ilo gaseoso brillantequerodeaaestasupernova según las imágenes tomadas
tanto desde observatorios terrestres como desde el Telescopio Espacial Edwin Hubble. Ahora ya son tres los anillos encontrados. Desde luego que los astrónomos no están sorprendidos por encontrar materia alrededor de la supernova, ya que, antes de la explosión, la estrella masiva que tenía por nombre Sanduleak-69° 202 tuvo que pasar por unas fases llamadas de supergigante durante las que se esca pa materia de la estrella en forma de viento estelar. Pero como la estrella es esférica, se esperaba que la materia fuese eyectada en forma de concha, en vez de un anillo. Hasta ahora, las explicaciones propuestas por los astrónomos no son completamente satisfactorias; por
ejemplo, por razones misteriosas, la estrella parece haber dejado escapar mucha más materia por el ecuador que por los polos. Dos astrónomos han propuesto una explicación más natural. Hace unos diez millones de años se formó la estrella en un discode gas y polvo. Su intensa radiación ultra violeta evaporó luego todas las regiones internas del disco. Por tanto, en el momento de la explosión quedaba un anillo de gas alrededor de la estrella, del que vemos actua Imente su borde interior. Pero por lo que respecta a los otros dos anillos, que dibujan un gran ocho alrededor de la estrella, según las imágenes formadas en 1994 por el Edwin Hubble (ya reparado), los astrónomos todavía están rodeados por una espesa niebla ...@
Galaxia recién descubierta ituada a solamente unos 10
Smillones de años luz de la Vía
Galaxia Dwingeloo l.
Láctea hay una galaxia espiral barrada quese localiza en la constelación de Casiopeia y que es conocida como Dwingeloo l. El descubrimiento fue publicado el 3denoviembrede 1994.Elpolvo yel gas de la Vía Láctea bloquea-
El Universo
NI"IIIl.
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Astrolabio de Regiomontanus.
La nebulosa del Tornado.
ban la luz de muchas galaxias semejantes. Sin embargo, un radiotelescopio como el de 25 metros de Dwingeloo en Holanda puede penetrar este polvo y detectar la radiación de longitud de onda de 21 cm. La primera foto de esta galaxia se obtuvo después mediante el telescopio Isaac Newton de Palma de Mallorca, en las Islas Canarias. @
lejos, Halley es capaz de damos algunas sorpresas. En 1991, mostró una repentina erupción que fue detectada por casualidad; habría arrojado entonces alrededor de un millón de toneladas de gas y de polvo al espacio, lo que demuestra, contra todo lo esperado, que el cometa de Halley todavía puede desplegar cierta actividad aun encontrándose muy lejos del SoL@
Observando al Halley l célebre cometa de Halley observado en 1986, no volverá a ser visto por la mayoría hasta el año 2061. Sin embargo, unos astrónomos del Observatorio Europeo Austral (ESO) usando el Telescopio de Nueva Tecnología con una exposición de cuatro horas, han logradotomarle una fotografía cuando se encontraba a 2,820 millones de kilómetros del Sol, esto es más lejos que Urano ya casi la mitad del camino del punto de su trayectoria más alejado del Sol (afelio). En la foto, el cometa ya no revela signos de cauda. Ahora que se ha demostrado que es posible verificar la posición del cometa, tiene la intención de seguirlo hasta el afelio. Incluso tan
Erecientemente
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Las oscilaciones de Júpiter e la misma manera que el
D Sol, Júpiter, esa gran esfera
fluida, vibra. El estudio de estas oscilaciones permite acceder a información inédita sobre el interior del planeta, completamente oculto tras las espectaculares bandas de nubes de su atmósfera. Las oscilaciones procedentes de las regiones profundas del planeta, se traducen en la superficie en pequeñas variaciones de la frecuencia de las rayas espectral es emitidas por su atmósfera. De este modo, el estudio sismológico del planeta revela su interior. El fundamento de su registro se basa en el efecto Doppler que, en acústica, explica cómo varía la altura de un sonido con la velo-
cidad del emisor. En este caso, la radiación electromagnética que se analiza varía ligeramente con el ritmo de las ondas sísmicas que, al afectar todo el planeta, hacen oscilar a la alta atmósfera. Es extraordinariamente delicado detectar esta variación, ya que la señal es muy débil. La amplitud del movimiento es de un centenar de metros y los periodos son del orden de la decena de minutos. Para medir exactamente estas variaciones de frecuencia, se utilizan dos métodos espectrométricos diferentes. El primero, llamado "espectroscopía por resonancia", compara la frecuencia de la raya del sodio emitida por el Sol y reflejada por las nubes de Júpiter con la medida de una célula de sodio de referencia. El segundo que utiliza un espectrofotómetro de transformada de Fourier mide el desplazamiento Doppler del conjunto de rayas asociadas al metano de la atmósfera de Júpiter cuya referencia proporciona el láser metrológico.
El huracán del espacio
durante más de una década. Sus primeras apreciaciones mostraron una nebulosa espiral en forma de embudo, por lo que varios astrónomos supusieron que se trataba del remanente de una explosión de supernova. Pero la ubicación del Tomado (en línea con el centro brillante de nuestra galaxia) hace muy difícil su observación. Usando un arreglo de radiotelescopios en Australia y coloreando la imagen ha sido posible encontrar la forma que presenta. Las áreas de color rojo parecen ser zonas de emisión intensa, las amarillas y azules son progresivamente menos intensas. Aunque todavía no es posible determinar de qué se trata, se cree que es el efecto de un pequeño agujero negro que emite materia gaseosa desde los polos; así, conforme orbita una estrella más masiva, los chorros trazarían la forma de un cono como si se tratase de un trompo en rotación. Otra posibilidad es quesetratede una nebulosa producida por estrellas fuera de nuestra galaxia; podría tratarse de un par de galaxias interactuando. @
a nebulosa del Tomado ha a los astrónomos
L intrigado
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Tecnoticias
Marconi y el centenario de la radiocomunicación José de la Herrán
; Cuál es el invento que más ha cambiado la " forma de vida de la humanidad?, es difícil asegurarlo; pero sin duda alguna, la radiocomunicación está entre los cinco primeros lugares. Es también difícil imaginar, aunque sea por un instante, qué seria de nosotros si de pronto desapareciera la posibilidad de comunicamos mediante las ondas de radio ... Para estar al tanto de los acontecimientos, dependemos cotidianamente del radio y de la televisión; la aviación no seria confiable sin la radiocomunicación; los barcos quedarian desconectados del mundo en sus travesías; desde luego, la era espacial, con sus naves y satélites, no hubiera tenido lugary no tendríamos teléfonos celulares ni una infinidad de otras aplicaciones. Tampoco existiria la radioastronornia, ciencia que nos ha permitido conocer un aspecto completamente nuevo y diferente del Universo que nos rodea. Recordemos también que, cuando ocurren grandes calamidades, terremotos, inundaciones, etc., no faltan radioaficionados que de inmediato habilitan redes de comunicación, dan a conocer la magnitud de la catástrofe para tomar las medidas más urgentes con las que se salvan multitud de preciosas vidas. Celebramos este año el centenario del advenimiento de la radiocomunicación y también a Guglielmo Marconi, quien fue el pionero de dicho concepto y de su desarrollo. Guglielmo Marconi vivía en las afueras de
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GuglieLmo Marconi nació en Bolonia, Italia, eL 25 de abril de 1874.
Bolonia, Italia, donde su familia tenía una fmca llamada Villa Grifone. A los 20 años, durante un viaje de paseo por Alemania, Marconi lee los trabajos de Heinrich Hertz y regresa casi obsesionado con la idea de aplicar las ondas hertzianas en la comunicación a distancia. De inmediato habilita en su labo-
ratorio, situado en el desván de la casona, los aparatos que Hertz describía en el artículo y a los pocos días logra los primeros resultados. En la primavera de 1895 se le ocurre instalar un conductor eléctrico a la salida de su rudimentario transmisor telegráfico y así surge el concepto de antena con la que logra
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Uno de los primeros aparatos inventados por Marconi, a los 20 años de edad, para probar la existencia de la transmisión inalámbrica.
comunicarse a cientos de metros de distancia, todavía dentro de la Villa. Aquel mismo año, ya con su patente en trámite, acude a las autoridades boloñesas para ofrecerles su invento, pero éstas no muestran mayor interés en él; aunque algo desanimado, no ceja en su empeño y le pide a su madre que lo recomiende mediante su primo en Inglaterra, a donde Marconi se dirige de inmediato. Ya en Londres, W. Preece, jefe de los telégrafos ingleses, lo recibe y queda impresionado con la primera demostración de "telegrafía sin hilos" que Marconi realiza sin dificultad. Le ofrece aljoven facilidades para seguir adelante y pocas semanas después logra Marconi atravesar el canal de Bristol, una distancia de 14 kilómetros ... Por su logro y con el apoyo económico del gobierno inglés, forma la Marconi Wireless Co., mejora sus sistemas de recepción y consigue comunicarse con los barcos a distancias cada vez mayores. En 1899 logra enviar un "radiotelegrama" a través del Canal de la Mancha, comunicando así por primera vez a Inglaterra con Francia. A principios de 1901, Marconi decide comunicar a Inglaterra ... [nada menos que con Norteamérica!, para ello construye en Poldhu, en el extremo oeste de la isla, un poderoso transmisor conectado a una gigantesca antena sostenida por 20 mástiles de madera en círculo, cada uno de 60 metros de altura. Por desgracia, un tornado derriba la
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complicada antena y Marconi se ve ogligado a construir una más sencilla. Parte después hacia el nuevo continente, acompañado de dos ayudantes y de su equipo receptor. Una vez en St. Johns, Newfoundland, instala el equipo y, utilizando un papalote, eleva la antena receptora hasta unos 120 metros de altura. El 12 de diciembre de 1901, a las 12:30 horas, Marconi recibe las señales enviadas desde Poldhu, consistentes en series de tres puntos, que en la clave Morse corresponden
Detector magnético. (Museo de Ciencia y Tecnología, Milán)
a la letra "S", realizaba así una de las hazañas técnicas más extraordinarias de la historia. Es interesante señalar que muchos científicos, De Forest entre ellos, consideraron el experimento de Marconi como una charlatanería; decían que era imposible esta comunicación ya que las ondas electromagnéticas viajan en linea recta y, debido a la curvatura de la Tierra, éstas escaparían al espacio y pasarían muy por encima del sitio de recepción. Marconi lo sabía, pero quizo arriesgar su propio dinero y su prestigio en aras de un resultado positivo, resultado que afortunadamente obtuvo; ni él ni los científicos de la época imaginaban que las capas ionizadas de la estratosfera reflejarían dichas ondas y que la recepción por lo tanto sería posible. Sin embargo, aún pasó largo tiempo antes de que la humanidad tomara conciencia del valor de la entonces naciente "telegrafía sin hilos". No fue sino hasta el salvamento de todos los tripulantes del barco Republic y poco después, en 1912, el de más de 800 pasajeros del Titanic, cuando se aceptó la inmensa importancia del inventodeMarconi. A partir de aquel momento, la telegrafía sin hilos (y más tarde la radiotelefonía) cobró su verdadera dimensión y comenzó su expansión a todos los países del orbe. A Marconi le debemos su comienzo y consolidación, y a una inmensa pléyade de científicos y tecnólogos de todo el mundo, su actual y descomunal desarrollo.@
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Universo
Nebulosas planetarias Julieta Fierro
Sir William Herschel acuñó el nombre de nebulosas planetarias para estas estrellas evolucionadas.
*
Introducción as nebulosas planetarias son estrellas de a la del Sol que están en sus últimas etapas de evolución y que han arrojado al espacio sus capas exteriores. Están formadas por una estrella central, muy caliente, que fue el núcleo de la progenitora, y una envolvente extendida y caliente. El nombre de nebulosa planetaria fue acuñado por sir Wi lIiarn Herschel en el siglo pasado debido a que estos objetos redondeados, verdosos y difusos se asemejaban en color y forma al planeta que él mismo descubrió: Urano (que originalmente Herschel había bautizado como Jorge en honor del rey del mismo nombre). Herschel dedicó, junto con su hermana Carolina, innumerables años a elaborar catálogos celestes, producto de sus escrupulosos estudios del cielo con telescopios que él mismo construía.
nes termonucleares. Cuando se agota el hidrógeno comienza la "quema del hel io" para transformarse en carbono que, siendo más energético, hace que la estrella se expanda hasta convertirse en gigante roja. En esta etapa su radio es tan grande como la distancia de la Tierra al Sol. Esta atmósfera extendida de las llamadas gigantes rojas comienza a oscilary finalmente se desprende de la estrella original, dando lugar a la nebulosa planetaria. La expansión es tal que después de unos diez mil años la envolvente se disuelve en el medio interestelar y deja de ser observable. Como las nebulosas planetarias tienen una vida un millón de veces menor que la de sus progenitoras, son un millón de veces menos abundantes. El núcleo de la nebulosa planetaria produce un viento estelar que algunas veces empuja a la envolvente produciendo formas complicadas.
Evolución de las estrellas similares al Sol
Propiedades generales de las nebulosas planetarias
Las estrellas con masa similar a la del Sol tienen una vida de unos diez mil millones de años, durante la cual transforman hidrógeno en helio en sus núcleos por medio de reaccio-
Las nebulosas planetarias están distribuidas en la galaxia igual que sus progenitoras, las estrellas de masa intermedia, es decir se encuentran en' el disco galáctico un poco hacia su centro en la región de Sagitario. Es interesante notarquehace treinta años, cuan-
L masa original parecida
do no se conocía el lugar preciso del centro galáctico, el doctorGuillermo Haro, astrónomo mexicano, hízo una estadística de la distribución espacial de las nebulosas planetarias y pudo encontrar la dirección del centro de nuestro conglomerado estelar. La distribución de velocidades de las nebulosas planetarias es también similar a la de las estrellas de masa intermedia, lo cual corrobora la idea de que las segundas son el origen de las primeras.
Las envolventes Las envolventes de las nebulosas planetarias pueden tener varias formas. Algunas son simétricas y esféricas, otras semejan una mariposa y otras más, llamadas bipolares, tienen grandes extensiones simétricas. La forma de las envolventes depende de los diversos mecanismos de eyección y de la existencia de toros de material denso alrededor de la estrella progenitora. La velocidad de expansión promedio de las envolventes de las nebulosas planetarias es de 20 km/s.
Las estrellas centrales
*Instituto de Astronomía de la UNAM.
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Durante años, el estudio de las estrellas centrales o núcleos de las planetarias fue sumamente complicado porque, siendo estrellas muy calientes que emiten gran parte de su luz como radiación ultra violeta (la mayor parte
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Las nebulosas planetarias pueden ser desde simétricas hastafiliformes, bipolares, aladas y helicoidales.
de la cual es absorbida por nuestra atmósfera), no existían telescopios capaces de observarias. Con la puesta en órbita del satélite ultra violeta IUE, fmalmente se pudieron observar directamente los espectros de estas estrellas. Una de sus cua Iidades más sorprendentes es que producen vientos sumamente intensos de hasta 4,000 km/s. La producción de estos vientos probablemente afecta la apariencia de las envolventes ya que choca contra ellas a gran velocidad. Gran parte de los núcleos de las nebulosas planetarias son sistemas binarios, es decir, pares de estrellas. Probablemente en algunos casos la presencia de una compañera influye en la evolución de la otra cuando son muy cercanas, ya que puede haber una transferencia importante de materia de una estrella a otra.
Composición química La composición química de las envolventes de las nebulosas planetarias permite conocer cuáles fueron los procesos que se llevaron a cabo en la estrella que le dio origen. Cuando esta estrella está en su etapa de gigante roja, convirtiendo helio en carbono, éste permanecería en el centro de la estrella si no fuera por
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pasando por
un proceso de "draga do" de la atmósfera estelar mediante el cual la materia del núcleo estelar es llevada a la superficie. Por consiguiente, cuando en las envolventes se encuentra sobreabundancia de sustancias químicas, como el carbono, se podrá saber que hubo procesos de dragado en la estrella progenitora y estudiar así la estructura interna de las estrellas gigantes rojas.
Nebulosas planetarias en otras galaxias Uno de los datos más difíciles de determinar respecto a las nebulosas planetarias es su distancia. Un método consiste, por ejemplo, en suponer que todas las nebulosas planetarias son del mismo tamaño y con base en su tamaño angular calcular su distancia. Sin embargo, este método tiene gran incertidumbre puesto que las nebulosas planetarias más evolucionadas tienen envolventes más extensas. Por lo tanto, el estudio de nebulosas planetarias que están a la misma distancia, en el núcleo de la galaxia o en las Nubes de Magallanes, por ejemplo, son ideales para hacer análisis estadísticos de estos objetos. Se ha descubierto que la composición
química de las nebulosas planetarias que se encuentran en las Nubes de Magallanes son subabundantes comparadas con el Sol, lo cual era de esperarse ya que estas galaxias son menos evolucionadas que la Vía Láctea.
Conclusión Las nebulosas planetarias han sido estudiadas por numerosos astrónomos mexicanos que han hecho importantes aportaciones, en particular relacionadas con su composición química y sus estructuras en radiofrecuencias. Incluso existen nebulosas planetarias que llevan el nombre de Haro, Costero, Bátiz y Peimbert. Y también nuestros más jóvenes, Echeva-rría, López, Peña y Tapia, han hecho aportes importantes referentes a las velocidades de expansión de sus envolventes y a sus propiedades infrarrojas.
Agradecimientos Quisiera expresar mi agradecimiento a los integrantes de la SAM por sus numerosas invitaciones a colaborar con ellos durante los últimos 20 años.@
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Bóveda celeste
Construya una plataforma ecuatorial astrográfica portátil Alberto Levy Berman
n un artículo anterior de El Universo
E (núrn.S), hablamos de fotografiar el cielo nocturno con una cámara simple y mostramos ejemplos de ello. Sin embargo, es muy limitado el tiempo de exposición antes de que el movimiento de rotación de la Tierra produzca un barrido de las estrellas sobre la emulsión fotográfica. Para contrarrestar este efecto de rotación terrestre (de oeste a este), debemos producir un movimiento contrario (de este a oeste) en la montura de la cámara. En otras palabras, se requiere la llamada "montura ecuatorial". En términos generales, una montura ecuatoria~es un mecanismo con un eje de rotación principal, llamado "eje polar;' (o de ascensión recta), que debe orientarse paralelamente al eje de rotación terrestre, es decir, debe "apuntar" muy cerca de la Estrella Polar (Polaris). Éste es el eje sobre el que se produce el movimiento compensatorio. Perpendicular a este eje polar existe otro eje llamado de "declinación", que es el que nos permite mover el telescopio, a lo largo del meridiano Norte-Sur para localizar el objeto de interés, anclarlo posteriormente y permitir que sólo gire sobre el eje polar. Ahora bien, si a usted le gusta la fotografía estelar pero no quiere cargar pesados pedestales, monturas robustas, contrapesos, baterías, fuentes de poder, cables, etc., tiene una alternativa sencilla y barata: construir una plataforma ecuatorial de madera. Un importante requisito para este proyec-
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Posición de la cámara respecto al eje de rotación de la Tierra. to es tener un tripié sólido y estable, ya sea fotográfico o bien construido de madera o metal. Siguiendo algunos principios básicos, cualquiera puede diseñar una plataforma ecuatorial. Aquí sugerimos un diseño que puede elaborarse y complicarse aún más. Lista de materiales:
1) Dos tablitas de madera cepillada o lijada de 15 x 25 cm y de 1.9 cm (3/4") de espesor. 2) Una bisagra de latón de 7.5 cm (3") de largo, con buen ajuste y poco "juego" entre sus partes, o un tramo de bisagra "Piano". 3) Una barra roscada (de preferencia de latón para que no se corroa) de 1/8" o 3/16" de diámetro y 10 o 15 cm de largo. Esta barrita se colocará en la tabla dependiendo del tipo de cuerda que se consiga y el número de hilos por pulgada de rosca. 4) Una tuerca ancla para madera que se acople a la barra roscada anterior. 5) Dos tuercas anclas para madera de 1/4" estándar (20 hilos por pulgada). Son del mismo tipo de cuerda para sujetar las cámaras a las cabezas de tripié. 6) Un tomillo de 1/4" estándar por 1" (2.5 cm) de largo. 7) Una cabeza de tripié (lo más rígida posible). 8) Un trozo de aproximadamente 50 cm de chicote de velocimetro de automóvil. 9) Una vieja perilla de radio con alguna marca indicadora de posición. 10) Un popote de plástico. Instale la bisagra de latón en el lado corto de las tablas, permitiendo el libre movimiento entre ellas. El eje de la bisagra será el eje polar de la plataforma. Lo que sigue es un poco de matemáticas y trigonometría para calcular y localizar exactamente el punto donde se instalará la tuerca
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h
Bisagra
L
Tuerca ancla l/!.para soporte con tripié
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ancla para la barra rascada de 1/8" o 3/16" que se consiga; este tomillo largo se convertirá en el contral de movimiento de ascensión recta de la plataforma. Primera debemos conocer los hilos (o vueltas) por pulgada de la barra rascada: si es de 1/8" dediámetratendrá 32 y si esde 3/16" tendrá 24 hilos por pulgada. Ahora bien, si sabemos que en una hora, la Tierra gira 15 grados sobre su eje (360/24 horas = 15), lo que queremos es que ambas tablas de la plataforma tiendan a cerrarse una contra la otra precisamente 15 grados de arco en una hora. Debido a que la barra rascada es la que va a contralar esta velocidad de cierre y que giraremos la barra a razón de una vuelta por minuto, nos tomará 60 vueltas (una hora) desplazar una tabla sobre otra 15 grados de arco. Contemos 60 hilos (60 vueltas) y midamos esta distancia sobre la barra rascada. Para la de 1/8", h = 4.8 cm y para la de 3/16", h= 6.3 cm. Observando el diagrama podemos emplear la tangente trigonométrica del ángulo de 15 grados, y que es igual al cateto opuesto entre el cateto adyacente. En tablas trigonométricas encontramos que tan ang = h/b, es decir, tan 15 = 0.2679 = h/b, donde b es la distancia del eje de la bisagra a la barra rascada. O sea: 0.2679 x b = h; despejando, b = hjO.2679. Para la barra de 1/8", b = 4.8/0.2679 = 17.91 cm y para la barra de 3/16", b = 6.3/ 0.2679 = 23.52 cm. Ahora podemos marcar, perforar y anclar la tuerca en el lugar correcto. Al atornillar la barra rascada notaremos el lugar donde des-
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b
Barra rosca da
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Dos tablitas con bisagra y tuerca ancla. (Fotos: Alberto Levy)
Alineación de la plataforma ecuatorial a la Estrella Polar con ayuda del popo te buscador.
El Universo
NÚI1I.
io, Abril-Junio
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Sentido de rotación aparente de las estrellas
Cámara
Abriendo
Cerrando
Tripié
cansará en la tabla opuesta. Es recomendable fijar ahí una placa metálica con el propósito de que no se "clave" la barra en la madera y su deslizamiento al girar sea suave. Ahora, en el centro aproximado de la tabla instale la tuerca ancla de 1/4", y atornille en ella la cabeza del tripié. Corte un trozo de popote de 5 cm de largo y péguelo en el borde de la tabla, muy cerca del eje de la bisagra, ya que servirá como buscador de la estrella polar, y para alinear todo el mecanismo. Trate de acoplar el trozo de chicote a la barra roscada. Sugerimos alguna soldadura fuerte o plastilina epóxica, que al endurecer-
se mantenga firme la unión. Asimismo, fije la perilla con indicador al otro extremo del chicote. Lo que sigue es practicar un poco en casa, acoplando la plataforma ecuatorial al tripié, la cabeza universal de tripié y la cámara sobre este último. Separe ambas tablitas con la barra roscada el equivalente a 100 15 grados de arco. Fíjese algún punto de referencia en su casa, que tenga el mismo ángulo que la latitud de su punto geográfico. Ahora trate de mover solamente el tripié y el cabezal de éste y centrar ese punto de referencia mirando a través del
popote o buscador. Practicar esto es importante, ya que en el campo, después de localizar a la Estrella Polar, tendrá que centrarla mirando por el popote buscador. Como mencionamos anteriormente, la velocidad de cierre de las tablas será a razón de una vuelta de la perilla por minuto. Para ayudamos podemos emplear un reloj de carátula con segundero de maneci lla y "seguir" con la perilla las posiciones del segundero. Recuerde que el sentido en que requiere girar la barra dependerá de qué lado del tripié haya colocado la plataforma. Puede ser que tenga que separar las tablas en vez de cerrarías. Empiece tomando astrofotografías COIl su lente normal o gran angular, con película de sensibilidad rápida de 400 ASA o más, y con exposiciones inicialmente de unos tres m inutos, incrementándolas a 10 y 15 minutos. Siempre verifique que la velocidad de rotación de su barra sea lo más uniforme posible, sin avances ni frenones bruscos, y lubrique ligeramente la barra para suavizar el movimiento. Cada vez que salga de viaje, lleve su tripié, cámara y plataforma ecuatorial. Aproveche las oportunidades de cielos oscuros y despejados del mundo. De igual manera pllede modificar este diseño mejorándolo de acuerdo con sus necesidades. Con un poco de práctica notará los resultados fotografiando a las constelaciones, la Vía Láctea, cometas y nebulosas. Diviértase creando fotografías artísticas con la naturaleza circundante yun cielo lleno de estrellas. @ Plataforma ecuatorial en acción.
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Protagonistas
La astronomía fértil
Bulmaro Alvarado llustracion de Johannes Kepler sobre Ins grandes conjunciones de Soturno y Júpiter.
Jimene: Miguel Ángel Rivera
x seminarista, maestro titulado y médico especializado en cardiología, dermatología tropical y micología; astrónomo observacional por afición y profesor de astronomía, el doctor Bulmaro Alvarado Jiménez sostiene con fmneza la divisa que lo ha guiado a lo largo de sus 67 años: "Servir a los demás, para que la vida no sea estéril". y así lo ha hecho. Lo prueban su participación como jefe de redacción en el periódico de la Escuela Nacional de Maestros, cuando era estudiante; la placa de fundación del Hospital 20 de Noviembre -hoy convertido en Centro Médico Nacional-, donde figura su nombre; las casi 70 horas semanales que dedica a la medicina en instituciones públicas, y los 18 años de colaboración ininterrumpida con la Sociedad Astronómica de México, A.c. (SAM), en alguna ocasión como director del Planetario Valente Souza, durante un tiempo como profesor de historia de la astronomía y coordenadas celestes, y siempre al frente de su cátedra "Las 88 constelaciones", por la que han pasado 80 por ciento de los miembros de la SAM. La entrevista con el doctor Bulmaro tiene lugar en el consultorio-biblioteca instalado en la planta baja de su casa de la colonia Campestre Churubusco, en el sur de la ciudad de México. El sitio revela su manera de ser: ordenada, pulcra, austera. En cambio, la postura rigida de su cuerpo delgado y moreno, la formalidad de su traje, el pelo corto y engomado, el gesto adusto y la mirada direc-
E cirujano
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ta, enrnarcada en la gruesa armazón de unos lentes bifocales, no logran encubrir al corazón vehemente y algo tímido que alimenta a su cerebro, ávido y reflexivo. - Estoy a sus órdenes.
Frenesí lectivo Inicialmente, la charla gira en torno al origen y devenir de don Bulmaro. -Nací en un pueblo de Michoacán, llamado Puruándiro, el 20 de noviembre de 1927. -Es curioso, la fecha coincide con eL nombre deLhospitaL que ustedJundó. -Sí, el 20 me ha seguido. Por ejemplo, mi casa tiene el número 20, soy fundador del Hospital 20 de Noviembre, nací el 20 de noviembre y mi santo es el 20 de julio. -¿Es usted supersticioso? -No -se apresura a responder-, en absoluto. Estoy en contra de toda superstición. En eso soy muy estricto. Don Bulmaro es el primogénito de la familia formada por don Rafael Alvarado Ramos, ingeniero electricista, y de doña Sofía Jiménez Coria, quien "atendía el hogar". Lesiguen sus hermanos Esther, Joel y Samuel, éste último ya fallecido. -Como ve -comenta -, a mi madre le gustaban los nombres bíblicos. -¿Fue por influencia de ella que usted entró aLseminario? -No, mi padre fue quien me mandó. Yo
cursé la enseñanza primaria en mi pueblo natal y fui preparado ex profeso para ingresar al Seminario Tridentino de Morelia, al cual llegué en 1942 -a la edad de 15 años-o Ahí estuve siete años: cursé tres años de latín, tres de griego y el primero de filosofía. Me salí porque pensé que no tenía vocación para el sacerdocio. En 1949, a los 22 años de edad, don Bulmaro llegó a la ciudad de México y se instaló en casa de un hermano de su madre. "Él fue mi padre adoptivo, porque me sostuvoen todos los estudios que realicé después". y no fueron pocos. Como la Secretaría de Educación Pública no podía revalidarle los cursos tomados en el Seminario,don Bulmaro tomó clases y preparó exámenes a título de suficiencia, y en sólo un año obtuvo el certificado de Secundaria. En seguida, se inscribió en la Escuela Nacional Preparatoria, donde tomaba clases por las mañanas, y en la Escuela Nacional de Maestros, a la cual asistía por las tardes. -o sea que Ledaba usted duro al estudio. -Sí -adrnite-. Me titulé de maestro en la Normal; terminé el bachillerato y me inscribí en la Facultad de Medicina de la Universidad Nacional. Ahí me titulé como médico cirujano.
Cuestión de honor El nombre Bulmaro proviene del germánico wuLj, que significa "lobo" y simboliza al
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El doctor Bulmaro Alvarado fue uno de los fundadores del Hospital 20 de noviembre. Realizó la especialización de cardiologia y dermatología. Hoy dedica su tiempo libre a auscultar el cielo nocturno. (Foto: Agustín Estrada)
guerrero arrojado, y mar, que quiere decir "ilustre". Así,Bulmaroequivalea decir "guerrero ilustre". Y el doctor Alvarado Jiménez lo es. Después de ingresar al Hospital 20 de Noviembre como médico fundador, el doctor Bulmaro se especializó en cardiología. El jurado de su examen profesional estuvo compuesto por los doctores Ignacio Chá vez, creadar del Instituto Nacional de Cardiología, Demetrio Sodi Pallares y Alfonso de Gortari. "Se me iba a dar mención honorifica-relata-, pero el doctor Chávez no quiso, por algún asunto. Mi tesis, que tenía que ver con el tratamiento medicamentoso de la hipertensión arterial, fue libro de consulta durante dos años en el Instituto. Sin embargo, no me dieron la mención honorífica y me quedó la obsesión. Así es que cambié mi horario de trabajo en el hospital, para poder llevar por las mañanas la especialidad de dermatología tropical y micología médica en el Instituto de Enfermedades Tropicales. Hice la especialidad y obtuve la mención honorífica. Me la dio el doctor Antonio González Ochoa, que en ese entonces era el primer micólogo del mundo. Ahi está el diploma", dice, y señala hacia una de las dos paredes en que exhibe sus múltiples diplomas.
Medicina, familia y estrellas Don Bulmaro está casado con doña Concepción Jiménez Muñoz Ledo y tiene dos hijas,
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Alejandra y Conchita, que, como él, se dedican a la docencia, una en biología, la otra en historia. -Es clara su influencia en el desarrollo de sus hijas. -Sí -acepta, y una vez más sonríe y se ruboriza. Hombre disciplinado. y metódico, don Bulmaro se levanta todos los días a las cinco de la mañana. Dos horas después llega a su consultorio, en las oficinas centrales de la paraestatal Petróleos Mexicanos, de donde sale a las.2:45 de la tarde para dirigirse al Hospital 20 de Noviembre. Allí trabaja hasta las diez de la noche. Esta rutina se repite durante los primeros cinco días de la semana,
salvo los lunes, de 8:30 a 10:30 de la noche, que es cuando imparte su cátedra "Las 88 constelaciones" enel Planetario Joaquín Gallo de la SAM. "Nadie me lo puede creer, pero el sábado y el domingo los dedico íntegramente a preparar mi clase del lunes. Tengo unas 250 láminas de este tamaño -indica extendiendo la palma de la mano a la altura de la cubierta de su escritorio-, en las cuales mostró las últimas conquistas de la física de partículas elementales. Porque ahora divido mi clase en dos partes. En la primera habló de la constelación en estudio; la segunda la dedico exclusivamente a la física de partículas elementales, relaciono el microcosmos
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con el macrocosmos, es decir, hablo de la astronomía de hoy. El curso completo dura dos años, durante los cuales hago una exposición rigurosa y sistematizada. Primero trato de las 28 constelaciones boreales, comenzando por la Osa Mayor y terminando con Sagitta. Luego veo las constelaciones zodiacales, desde Aries hasta los peces. Y, por último, me adentro en las 48 constelaciones australes. Tengo 18 años ininterrumpidos de dar esta cátedra en la SAM. Antes daba tres clases: los lunes, historia de la astronomía; los miércoles, las coordenadas celestes, y los viernes, las 88 constelaciones. EI80 % de los concurrentes a la SAM ha pasado por mi cátedra. Es más, el actual presidente -don Leopoldo Urrea- fue mi alumno. -¿ y dónde obtuvo todos esos conoci11I ientos? -Bueno -responde orgulloso y sonriente-, en este aspecto soy autodidacto.
Mirar al cielo =-Pero ¿ cuándo y por qué comenzá a interesarse en el cielo don Bulmaro?
-La afición me la despertó mi padre. Viniendo en una ocasión de cacería, me señaló el planeta Venus y me dijo:"Hijo, ¿cómase llama esa estrella?". No le contesté, porque francamente me sorprendió la pregunta. Me dije, ¿qué las estrellas tienen nombre? Eso me motivó a indagar el nombre de las estrellas. "Pero quien francamente me orilló a la astronomía fue el maestro Manuel Gallardo, un catedrático de la normal que impartía la matería de cosmografía y meteorología. Era un hombre de una sabiduría y de un humanismo verdaderamente excepcionales. Por cierto, era miembro de la SAM. "Más tarde, estaba yo un día en la terraza de mi casa mirando hacia el sur con el telescopio, tenía en el campo a la estrella Canopus, de la constelación del Navío, pero en ese momento no podía recordar su nombre. Entonces llamé a la SAM; me contestó uno de los socios y me invitó a ingresar a la Sociedad. Y en esa forma 10 hice, a través de la estrella Cano pus. " -En elfondo de su corazón, dOCTOr, ¿por qué mira al cielo?
El doctor Bulmaro Alvarado lleva 18 años impartiendo el curso "Las 88 constelaciones" en las instalaciones de la SAM. (Foto: Agustín Estrad.a)
....----..,..--".
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-Desde que ingresé al seminarío y tuve contacto con la cuestión religiosa me llamó particularmente la atención que haya sido un abad de la Universidad de Lovaina -Bélgica-, Georges Lemaitre, quien dio las bases de la actual teoría del Big Bang, A semejanza de él, aunque guardando las debidas distancias, me apasiona la astronomía porque veo que el hombre ha sido dotado con la capacidad de abstraer, y por eso se pregunta acerca de su origen y del origen del Universo. -¿ Es usted católico practicante? La pregunta desconcierta a don Bulmaro, quien inicia y deja truncas varias frases antes de responder: -La definición de Dios quehizo Einstein: "Creo en el Dios de Spinoza, que se revela a sí mismo en la armonía de todo lo que existe", es la más sublime, religiosamente hablando. Y yo pienso que, en último extremo, el conocimiento científico nos enfrenta con la concepción de un ser supremo. La cosmología habla de singularidad, y yo no podría decir otra cosa más que esa singularidad podría ser sinónimo de lo que llamamos Dios.
Por la divulgación de la astronomía Todos los fines de semana don Bulmaro viaja a una casa que tiene en la ciudad de Cuautla, Morelos, para observar estrellas. "Hago observaciones sistemáticas y el lunes vierto en mi clase los conocimientos que voy adquiriendo durante ellas o por medio de las revistas que recibo de Europa o de Estados Unidos". -¿ Los aficionados pueden hacer contribuciones significativas al conocimiento astronómico? -Hay referencias de descubrimientos trascendentales hechos por aficionados. Los mismos jóvenes que acuden a la SAM pueden hacer alguno. Todo depende de la perseverancia. -¿Hay algo que desee agregar, doctor? -Sí -declara después de una breve reflexión-, hay algo que me tiene tenso, y son los conocimientos, verdaderamente asombrosos, que se están dando en la física de partículas. Tengo la obsesión de poderelaborar artículos de divulgación en ese campo, quiero avivar el interés de las personas hacia esta ciencia, que va a la vanguardia de todo el conocimiento científico. Yo pienso que el conocimiento no debe ser exclusivo de un recinto, debe ir a todos los rincones de nuestra patria, que lo necesitan. Por eso estoy dispuesto a divulgarlo incondicionalmente. En este sentido, me gusta servir a los demás, para que la vida, mi vida, no sea estéril. @
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Universo
El eclipse de Iguazú Leopoldo Urrea Reyes
odos los eclipses son fastuosos, impresiopero el de Iguazú se distinguió además por la belleza de ese paradisiaco lugar enclavado en una zona selvática que se encuentra en la frontera de tres países sudamericanos: Argentina, Brasil y Paraguay. Las cataratas de Iguazú son las más bellas y las más extensas del mundo. A pesar de que es un lugar turistico, las autoridades de Argentina y de Brasil se han encargado de establecer reservas eco lógicas con el propósito de que todo se conserve en ese hermoso ambiente natural. La cercanía de los animales, el canto de los pájaros, el estruendo de las toneladas de agua que caen en formas diferentes, los coloridos arco iris que se levantan por el efecto del agua que se atomiza, los cielos azules, libres de esa contaminación que nos mata cada día, en fin, todo eso les brinda a sus visitantes una sensación de paz interna y un regocijo espiritual indescriptible y lleno de emociones. En recorridos que hicimos por las fronteras de estos países visitamos la enorme presa de Itaipú, que es la más grande del mundo y que genera 10,770 megawatts. Estuvimos en las minas de cielo abierto de Brasil, en donde nos encontramos a los miembros de la Organización de Planetarios Iberoamericanos (OIP) y tuvimos la oportunidad de saludar a su secretario general, el Ing. José de la Herrán, así como al director del Planetario Luis Enrique Erro, el Ing. Miguel Gil Guzmán,
T nantes y maravillosos,
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Corona solar. (Foto: Leopoldo Urrea)
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Vista panorámica
de las cataratas de Iguazú.
Anillo de diamantes durante el tercer contacto, t= 1/15 s y fl6.3. (Foto original a color: Rafael García)
..
Vista panorámica desde el ocular del telescopio, del eclipse total de Sol en Puerto Esperanza. La foto original es a color. (Foto: Alberto Levy)
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El Ing. Leopoldo Urrea, presidente de la SAM, durante una entrevista en el campamento de Puerto Esperanza. (Foto original a color: Martha Rangel de Dueñas)
Los únicos minutos para lafoto. Abajo Alberto Levy.(Foto original a color Mertha Rangel de Dueñas)
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MaTÍa E/ena Rui: Gallut y su esposo se preparan para el el eclipse. (Foto original o color: Martha Rangel de Dueñas)
quienes iban con un grupo cuyo objetivo era observar el eclipse desde el lado brasileño. La Sociedad Astronómica de México estuvo representada por 105 personas, hospedadas en el hotel Las Cascadas. El día del eclipse, poco después de las cinco de la mañana, partimos en camiones especiales hacia un lugar llamado Puerto Esperanza que, por encontrarse en la centralidad, era el mejor sitio para observar el fenómeno. Ese 3 de noviembre del año pasado, la sombra de la Luna entró al continente por el Océano Pacífico, pasó por el sur de Perú y norte de Chile, surde Bolivia, Paraguay, Argentina, Brasil y abandonó el continente porel Océano Atlántico. Al principio, durante la parcialidad, el clima era caluroso. Nos encontrábamos en la pista de un aeropuerto privado de Puerto Esperanza y los rayos del sol nos caían directamente a la cara mientras trabajábamos con nuestros telescopios o sacábamos fotografías. El cielo se iba llenando de nubes sin que nos diéramos cuenta, y conforme se aproximaba la totalidad nos fbamos poniendo nerviosos. Al ver las perlas de Ba ilYempezamos a hacer exclamaciones, y al salir el anillo de diamantes gritamos. Finalmente, cuando se hizo la totalidad, la temperatura bajó y quedamos a oscuras, contemplando el esplendor del eclipse, así como los planetas y estrellas que aparecieron en el cielo. Entonces se oyeron gritos, llantos y exclamaciones de alegría; los fotógrafos procuraban sacar el mayor número de fotografías con distintas
velocidades de exposición, así que manipulaban apurados sus cámaras con objeto de tomar primero la corona solar, y después las protuberancias solares (esas gigantescas explosiones de hidrógeno que ocurren en la superficie del Sol y que sobrepasan varios diámetros terrestres).
Últimos eclipses solares del siglo El 29 de abril habrá un eclipse anular que podrán admirar los habitantes del sur de Ecuador, norte de Perú, sur de Colombia, y norte de Brasil. El24 de octubre un eclipse total se verá en Irán, Paquistán, India, Carnbodia, Vietnam y al nort.e de Borneo. El 9 de marzo de 1997 también habrá un eclipse total que comenzará en Mongolia y cruzará el norte de Siberia. El26 de febrero de 1998 otro ecli pse tota 1 se verá en las Islas Galápagos, Panamá yel norte de Colombia y Venezuela. El22 de agosto de 1998 ocurrirá un eclipseanularque podrá verse en Sumatra,Malasia y Borneo. El eclipse anular del 16 de febrero de 1999 únicamente lo podrán gozar los australianos. y elll de agosto de 1999 habrá un eclipse total muy espectacular que podrán vermillones de personas: ingleses, franceses, alemanes; austríacos, húngaros, rumanos, turcos iraquíes, iraníes, paquistaníes e indúes. @
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Universo
Escalas en el Universo observable 1 Eduardo del Pozo, José R. Valdés y Jesús Soto *
a metagalaxia o Universo observable de galaxias que forman cúmulos, y las galaxias agrupan miles de millones de estrellas. Es habitual utilizar los términos galaxia, estrella, Sistema Solar, metagalaxia, planeta, universo, satélite, cometa, molécula, átomo, núcleo atómico, partículas elementales, etc. Se comenta, se da información sobre ellos, en particular sobre sus dimensiones y las distancias entre estos objetos, sin expresar con claridad que son de diferentes escalas. Las condiciones naturales nos llevan a utilizar diferentes unidades de medición. Sobre la superficie de la Tierra medimos en kilómetros, en e! Sistema Solar en millones de kilómetros o en unidades astronómicas, las distancias entre estrellas en la galaxia se expresan en años-luz y parsecs, unidades que resultan pequeñas para distancias entre galaxias, por lo que se utilizan el megaparsec y los millones de años-luz. Todo esto sin olvidar que para el micromundo tenemos que utilizar fracciones tan pequeñas de centímetro que se utiliza el Fermi (10 13 cm). Este proceder si bien facilita e! trabajo en cada escala, nos deja algo incompleta la información sobre la relación de magnitudes entre unos y otros objetos, y de la mayor o menor relación entre las distancias y las dimensiones de los objetos de una escala a
Ltiene miles de millones
*lnstituto de Geofísica y Astronomía de la Academia de Ciencias de Cuba.
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Cuadro 1. Unidades de longitud utilizadas en diferentes escalas.
Unidad Megaparsec Parsec Año-luz Unidad astronómica Kilómetro Milímetro Angstrom Fermi
Expresadas en años-luz
Expresadas en km
3.26 x 3.26
3.lx1019 3.1 X 1013 9.4 X 1012 1.5 x 1()B 1 1.0 X 10.6 1.0 X 1013 1.0 x 10 18
1()6
1
4.8 x 106 1.05 X 1013 1.05 X 1019 1.0 X 10.26 1.0 X 1031
otra. En el cuadro 1 se expresan algunas unidades de longitud en años-luz y km. Obsérvese que el kilómetro es aproximadamente intermedio en orden de magnitud entre el Angstrom y el año-luz. Por ejemplo cuando se dice que el Sol está a unos 150 millones de kilómetros de la Tierra, nos parece que estamos muy lejos, pero si la luz sólo necesita 8 minutos para recorrer esta distancia, y unos 4 años para viajar hasta la estrella más cercana: Alfa Centauro, cabe la pregunta: ¿Cuál es la distancia de! Sol a la Tierra expresada en añosluz? Pues algo menos que 16 millonésimas de año-luz. ¡Qué cerca está la Tierra del Sol con relación a las distancias entre estrellas!
Así, las nebulosas gaseosas que se observan alrededor de algunas estrellas son del orden de un año-luz de diámetro. Los cúmulos estelares y las grandes nebulosas de gas y polvo en la ga laxia donde se forman estrellas, son del orden de centenares y miles de añosluz. Aún más, con facilidad y soltura se mencionan las galaxias, sin reconocer su enormidad, la nuestra por ejemplo con unos cien mil millones de estrellas, es tan extensa que la luz necesita 100,000 años para recorrer su diámetro, unas 25,000 veces la distancia a Centauro. Cuando se refieren a la vecina y cercana galaxia de Andrómeda, apenas se menciona que la luz que ahora recibimos de ella,
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Representacián del orden de las esferas de Kepler.
La Nebulosa de Andrámeda. (Foto original en color: Alberto Levy)
Cuadro
2. Dimensiones de diferentes objetos astronómicos.
Objeto
Expresada en
Expresada en
Expresada en
(diámetro o distancia)
diámetros de la ga laxia
años-luz
kilómetros
Metagalaxia (diámetro) Galaxia M101 (distancia a) Galaxia de Andrómeda (distancia) Nuestra galaxia (diámetro) Cúmulo estelar de Perseo h (distancia a) Sol-Rigel (distancia) Cúmulo estelar de Perseo h (diámetro) Sol- Centauro (distancia) Sol-Tierra (distancia) Sol (diámetro) Tierra (diámetro) Pico Turquino (altura) Núcleo atómico
3.0 x lOS (A)
3.0 x 1010
2.8
228
2.3 x 107
2.1 x
22
2.2 x 10"
1.8 x 1019
1 (A)
1.0 x lOS
9.4
0.62
6.2 x 103
5.8 x 1016
0.01
1.1 x 103
1.0 x 1016
5.5 x 10-4(A)
55
5.2 x 1014
4.3 x 105
4.3
4.0 x 101J
1.6 x 10.10
1.6 X 10-5(B)
1.5 x
lOS
1.5 x 1012
1.5 X 10-7(B)
l.4x
10"
1.3 x 10-14
1.3 x 109(B)
1.2 x 104
2.0 x 10-18
2_0 x 10-13
1.9
1038
10'1
10-18
X l()2J
X
¡()20
1017
salió hace más de 2 millones de años. Esto significa que la galaxia de Andrómeda es aproximadaente medio millón de veces más distante que la estrella Alfa Centauro, sin embargo la distancia a la galaxia de Andrómeda es sólo unas 20 veces el diáme-. tro de nuestra galaxia, es decir están relativamente próximas en relación con sus dimensiones. Hay objetos que tienen gran diferencia de órdenes de magnitud y esta diferencia se puede comprender mejor expresando sus dimensiones en las mismas unidades. En el cuadro 2 para comparar las dimensiones de diferentes objetos se expresan en unidades de diámetro de la galaxia, en años-luz, en millones de km y en km. Estas tres últimas unidades son respectivamente del orden de la distancia a Alfa Centauro, al diámetro del Sol y a la altura de las montañas terrestres. Observe los señalamientos del cuadro 2: a. El diámetro de nuestra galaxia es intermedio en orden de magnitud entre la metagalaxia y la distancia entre estrellas. b. El diámetro del Sol es intermedio en orden de magnitud entre la distancia SolTierra y el diámetro de la Tierra. c. Las montañas terrestres son intermedias en orden de magnitud entre el diámetro de nuestra galaxia y el núcleo atómico. Esto último muestra que el hombre y los seres vivos, por sus dimensiones, están más próximos al orden de magnitud del núcleo atómico que a la galaxia. Para convencemos mejor de lo pequeño que somos respecto a la galaxia, utilicemos una escala representativa, tomando el diárneSigue en la p. 26
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Figura!. Dimensiones relativas de distintos objetos astronómicos
Grupo Local
a
b
Supercúmulo Hidra-Centaurus
Andrómeda
Centro del Grupo Local
+
Cúmulo de Virgo
e
us er rio~
~ ~ Tierra
..
Marte ;
.
Sistema Solar
Vía Láctea Vecindad del Sol
a. La metagalaxia está formada por cúmulos de galaxias. Se representa el cúmulo de galaxias al cual pertenece la galaxia en que vivimos. b. Galaxias más cercanas que componen el "Grupo Local". Se hallan en un espacio que tiene unos 4 millones de años-luz de diámetro. c. Nuestra galaxia, la Vía Láctea, con unos mil cien millones de estrellas y 100,000 años-luz de diámetro. d. Vecindad del Sol: región de la galaxia
con más de un millón de estrellas y un diámetro de unos 8,000 años-luz. En ella se encuentran las aproximadamente 6,000 estrellas observables a simple vista que danforma a las constelaciones. e. Sistema Solar que hasta la órbita del planeta Plutón no tiene más de unas 791 millonésimas de año-luz. Entre las dos últimas representaciones cabe una de aproximadamente 26 añosluz de diámetro, que contiene las 31 estrellas más cercanas, de éstas sólo 8
son visibles a simple vista. Además de lo representado, puede continuarse con otros objetos como la Tierra de unos 12,000 km de diámetro, sus montañas del orden de varios km de altitud, el hombre, las moléculas, el átomo, el núcleo atómico, etc.
tro de ésta Dg= 1 km, el año-luz será igual a un centímetro. Así, la distancia del Sol a Rigel sería de unos 10 metros y a Alfa Centauro de unos 4.3 cm, el Sol tendría 1.5 millonésimas de milímetro de diámetro con la Tierra orbitando a 0.16 milésimas de milímetro de él y Plutón a unas 6 milésimas de milímetro. Además la distancia del Sol a la Tierra es de 10.15 del diámetro de la metagalaxia, que es la relación que existe entre el metro y el Fermi, es decir la distancia Sol-Tierra al nivel de la metagalaxia es equivalente a la del núcleo atómico con relación al hombre. Y buscar un objeto como la Luna en la galaxia que es unas 1015 veces mayor, es equivalente a localizar un determinado núcleo atómico en el cuerpo del hombre (véase figura 1).
La velocidad
mente el valor de la unidad, esto es, por ejemplo, equivalente a expresarla en añosluz/año, lo que está vinculado a la definición de año-luz como unidad de distancia: e = 3 X IOSkm/s = 1.08 X 109krn/h = 9.5 X 1012km/año = 1 año-luz/año La velocidad de la luz para él micromundo e incluso para nuestro planeta es una velocidad elevada con relación a las distancias y a las dimensiones de los objetos. El viaje de la luz a la Luna es de aproximadamente 1.3 segundos, pero al considerar el diámetro del Sistema Solar y las distancias interplanetarias que son del orden de miles y cientos de millones de kilómetros, la luz requiere horas o minutos para recorrerlas, lo que es una limitación natural al desarrollo de las comunicaciones.
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Para las velocidades se usan unidades que nos son familiares como el km/s, y no la diversidad de unidades que se usan para las longitudes, pero puede preguntarse: ¿por qué no se usan unidades de velocidad como el millón de kilómetros por segundo o el añoluz por segundo? Pues porque no es práctico, ya que existe una velocidad límite, la de la luz, y aunque se conocen distancias cada vez mayores, no existen velocidades de órdenes superiores. Esta velocidad límite es unas tres veces menor que un millón de km/s y unas 3 cienmillonésimas de año-luz/s. Las velocidades expresadas en estas unidades serían números muy pequeños. A la velocidad de la luz se le da ocasional-
Estafigura está basada en la que aparece en Scientific American, v. 257, núm. 3 , 1987 en el artículo de Alan Dressler, "The Large Scale Streaming o/ Galaxies".
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300,000 km/s
10"
---1 1
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1 1
1012
1 1
Sistema Solar
Tierra "-... 10"
Cúmulo de estrellas
La galaxia I
10'
Figura 2. Velocidades relativas de diferentes objetos astronámicos.
Para recorrer longitudes aún mayores, como el diámetro de la galaxia, la luz requiere de unos 100,000 años, que para nosotros es un tiempo muy grande, unas 20 veces mayor que la edad de nuestra civilización, y cuando observamos galaxias distantes los movimientos entre ellas son relativamente lentos, pero con relación a los miles de millones de años de la vida de una estrella estas velocidades pueden ser consideradas elevadas. La magnitud de una velocidad se puede comparar con el largo del objeto que se desplaza, así la velocidad de una hormiga de tres milímetros de largo que se mueve a 3 mm/s es una velocidad relativamente equivalente a la de un automóvil de 3 metros de largo que se mueve a 3 rn/s. Si expresamos la velocidad de la luz en unidades relativas (Cob) en diámetros del objeto recorrido por segundo (DoJs), es decir con relación al tamaño de cada objeto, será una velocidad relativamente menor a medida que el objeto sea mayor.
Arriba a la izquierda: galaxia espiral típica. Abajo: Nebulosa del Anillo en Lyra. (JPL-NASA)
El Universo Núm. 10, Abril-Junio
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Expresando el diámetro del objeto DOben kilómetros puede formularse como sigue: <,=3oo,OOO/Dob Como se ilustra en la figura 2, para un objeto de l km la velocidad relativa en DoJs coincide con 300,000 krn/s, para la Tierra Dob = 12,000 km YC Obesde unos 25 DoJs, lo que significa que la luz recorre en' un segundo unos 25 diámetros terrestres y un objeto de sus dimensiones no podrá alcanzar esta velocidad. Para el Sol Cob = 0.2 D Js, para el Sistema Solares del orden de 1O·fD oJs y para la galaxia de 10·\3 DoJs. Para ilustrar lo relativamente lenta de la velocidad de la luz en la galaxia de acuerdo a nuestra escala de tiempo, tomemos la escala representativa de un año-luz equivalente a 100 metros, la galaxia sería aproximadamente del tamaño real del planeta Tierra, la estrella más cercana distaría a casi medio kilómetro del Sol y la Tierra a unos 1.6 milímetros, y la velocidad de la luz de sólo 100m/año. La velocidad límite tiene otras implicaciones prácticas, por ejemplo, al considerar las radiobservaciones del centro de nuestra galaxia podemos conocer los fenómenos de esta zona tal como eran hace 30,000 años: mientras más lejos esté el objeto en estudio, más tiempo requieren las ondas electromagnéticaspara llegar a nosotros. Al estudiar el Univeso estudiamos el pasado, los fenómenos que ocurrieron decenas, miles, millones y miles de millones de años atrás. @
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Telescopio de Nasniytli de 20 pulgadas.
Contruya su telescopio
El aficionado y su telescopio
Sexta parte
Alberto Gonzále: Solís
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la prueba de Foucault, al introducir la navaja en el punto focal y antes del completo bloqueo de la luz, el espejo aparenta tener una superficie gris y completamente plana, y en la prueba de Ronchi aparece en el disco la imagen de sólo cuatro de sus líneas y éstas son rectas de orilla a orilla, la concavidad es esferoidal. En el caso de que ese espejo tenga una distancia focal -mitad de su radio de curvatura - con la relación FfD = 10 o mayor, producirá buenas imágenes del infinito. Lo que resta es su aluminización y montaje. Un espejo que tenga una relación focal de FfD = 9 o menor, por ejemplo: espejo de D = 15 cm y F = 120 cm (FfD = 8, f:8) dará excelentes imágenes sólo si su superficie cóncava es paraboloide. La esfera que se ha logrado habrá que transformarla en parábola por medio de movimientos controlados de mayor amplitud.
S muy lentamente
El círculo y la parábola Definiciones. Si dos curvas, una circular y otra parabólica, se trazan con un mismo centro de curvatura, se nota que en las inmediaciones del eje principal las dos líneas se confunden; pero los brazos de la parábola se separan y se prolongan indefinidamente afuera del círculo (véase figura 1). La curva del círculo corresponde a un centro de curvatura; todos sus radios se reúnen en un punto. La curva de la parábola, con su radio en el centro,
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•
Centro de la esfera
• Centro de la parábola
Esfera
Relieve aparente
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Figura 1. Las curvas de la esfera y la parábola. va teniendo progresivamente otros radios de mayor longitud al separarse del eje principal. Este efecto permite analizar la curvatura que debe tener el espejo para que sea perfecto. Un espejo esférico, cuando es pequeño en proporción a su distancia focal, está en el caso en que las dos curvaturas se confunden, lo que no sucede cuando el espejo tiene mayor diámetro. Todo 10 anterior se aplica al examinar los rayos de luz que parten del centro de curvatura. En el telescopio, los rayos llegan al espejo del infinito y todos son paralelos. Si inciden en una superficie de corte parabólico, de curva más pronunciada en el centro que en
la zona periférica, se reflejan hacia su eje en diferentes ángulos: son mínimos en las inmediaciones del centro pero se amplían en la misma proporción en que se acercan a la orilla; de esto resulta una compensación que hace que todos los rayos se reúnan en un mismo punto. Con los rayos paralelos que llegan a una esfera, este efecto es opuesto; no se juntan los rayos sino cuando provienen del centro de curvatura (véase figura 2). Al examinar las condiciones del espejo en su centro de curvatura, donde se ubica la lámpara de pruebas, los rayos que refleja la zona central del espejo parabólico se reúnen más cerca y los del borde un poco más lejos
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Parábola ~
Figura 3. Rayos reflejados por la parábola y por la esfera. El punto A es elfoco de la zona DD que corresponde a la parábola. El punto B es elfoco de la zona CC, la esfera.
a
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necesario agregar a la lámpara que se describió en la parte IV (véase El Universo, pp. 3940) una escala colocada en la zona donde se ha de mover en sentido longitudinal la base ··.C en que se ha fijado la navaja. Lo más sencillo es la escala ticómica o de reducción que se ilustra en la figura 4, con eIla se pueden evaluar diferencias de centésimos de pulgada. Cópiese con mucho cuidado esa esca la en una pequeña hoja de plástico o cartulina rígida y fíjese en la tabla de la lámpara de modo que la base de la navaja provista con un indicador de corte recto y perpendicular al movimiento a longitudinal en dirección del espejo pase rasante sobre la escala. Ésta está diseñada para medir fracciones de pulgada, previendo que el aficionado con ingenio encuentre la manera de mover la navaja hacia adelante o hacia atrás con un tomillo micrométrico, que puede ser uno con cuerda de ~~~------------------~~-- 20 hilos por pulgada. Cada rotación del tomillo conduce un trayecto de cinco centéFigura 2. La reflexión de los rayos simas de pulgada. paralelos: a) en el espejo esférico, cuyo centro de curvatura está en C; b) en el paraboloide. (véase figura 3). Es posible medir la diferencia entre los dos puntos en décimos de milímetro o en milésimos de pulgada. Esto parece fantástico, pero téngase en cuenta que con la lámpara de pruebas de Foucault se pueden estimar diferencias amplificadas 100,000 veces. Para practicar tales mediciones, es
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Figura 4. La escala de mediciones. Cada espacio entre líneas horizontales mide 0.1", Y entre verticales 0.25". Las líneas diagonales ocupan, en toda Sil extensián; 0.1 " Y son divididas por las verticales en 0.2"
Telescopio que aparece el/ la Óptica de Newton.
La Luna en Cuarto Menguante. (Foto: Alberto Levy)
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Figura 5 Movimientos en la parabolizacián. a) Desgaste normal. b) Desgaste acentuado al centro. c) Desgaste acentuado hacia el borde.
La parabolización
Nebulosa de Norteamérica y nebulosa "El Pelícano ", astrocámara de 35 cm, flJ· 7 Y t=20 min. (Foto: Alberto Levy)
El espejo de superficie esférica adquirirá la forma de parábola si se trabaja de modo que se haga gradualmente más profundo hacia la zona central. Hay que operar con movimientos especiales, carreras de mayor amplitud y vigilando el perfecto contacto con la capa de brea. Para que la herramienta acentúe su acción en las regiones del centro del espejo, háganse movimientos largos, de 1/3 del diámetro, casi centrales. Una acción más controlada la produce el vaivén en forma de W, con rebasamiento frontal y lateral. También se puede localizar la acción con movimientos dirigidos (véase figura 5). La presión debe ser suave, con movimientos de ritmo pausado, con algunas variaciones direccionales. Háganse de vez en cuando carreras menos largas para emparejar el trabajo y revísese con frecuencia con la lámpara de Foucault. Es posible que, después de algunos minutos de trabajo, con la prueba de Foucault, cortando los rayos en el punto focal con la navaja, ya aparezca el hundimiento de la zona central. Si las operaciones fueron realizadas correctamente, el disco aparece como si fuera iluminado por el lado derecho, con la zona del borde de ese lado bri liante y también la intermedia del lado izquierdo, con sombras altemadas entre ellas en el centro y hacia el borde izquierdo y una línea brillante en la orilla de todo el disco. Este aspecto es parecido al de unas pastillas llamadas "salva vi-
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" Figura 6. Espejo parabolizado. a) Corte de los rayos en la zonadel 70%. b) A través de la rejilla de Ronchi.
Figura 7. Las líneas punteadas marcan las zonas que se van a medir.
das" o al de una dona. Pero sombras y luces deben aparecer suavemente esfumadas entre sí; el abultamiento aparente en la zona intermedia -la "cresta" de la ondulación- debe localizarse en e170% del radio. La visual con la rejilla de Ronchi mostrará las líneas algo curvadas, con suave separación acentuada hacia el centro. Esas condiciones revelarán cómo se alcanzó la perfección del modelado de la parábola (véase figura 6).
Las mediciones de la parábola Para conocer la forma que ha adquirido el espejo es necesario medir en su centro de curvatura los rayos que provienen de varias de sus zonas y evaluar, por medio de una sencilla ecuación, la diferencia entre su foco y la zona central. Esos valores se representan con la fórmula r/R, donde r es el radio de la zona que se va a medir y R el radio de curvatura del espejo. Una mascarilla delante del espejo con espacios calados en la zona central y en dos de sus príncipales radios permite examinar aisladamente cada zona (véase figura 7). Primero mídanse (al milímetro) el radio de la superficie reflejante del espejo (es decir, no todo el cuerpo del disco, sino sólo hasta el bisel) y el radio de su centro de curvatura. Este último se conoce haciendo que la imagen de la rendija se proyecte nítida en una pequeña pantalla colocada junto a la rendija y en su mismo plano. La distancia desde la cara del espejo hasta la rendija es R. Calcúlese ahora el 95 yeI70.7% del radio del espejo; el primero se escoge por ser la zona inmedia-
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ta a la orilla (el 100% es considerado sólo por su brillo en todo el borde); eI70.7% del radio representa el límite entre dos áreas de la superficie, la central y la periférica, que son iguales. Al probar con la ventana circular de la mascarilla, el radio de la zona central se toma cuando la luz se desvanece uniforme, como si fuera un pequeño espejo esférico. Obsérvese con cuidado queel oscurecimiento acaece simultáneamente en las otras ventani11ascuando la navaja corta la luz y señala los respectivos centros de curvatura. De acuerdo con la fórmula r/R, con un espejo de 15 cm f:8 se obtienen las siguientes cantidades en los radios respectivos: 95 % - 2.11 mrn, o bien 0.083" 70% - 1.17 rnm, o 0.046". Si el aficionado elaboró un espejo de 150 rnm con distancia focal de 1,200 rnm y registra esas cifras en sus pruebas, puede considerarse un verdadero genio. Sin embargo, en un espejo no mayor de 15 cm, f:8 puede haber diferencias mayores o menores hasta en un 45%. Si los registros no sobrepasaron ese limite, el telescopio dará buenas imágenes.
Cuando el aficionado ha invertido muchas horas en tallar, pulir y modelar un espejo esperando que el resultado sea como se ha descrito e ilustrado, pero encuentra que en las pruebas aparece con sombras irregulares, las líneas de Ronchi quebradas y las mediciones muy distintas a la fórmula, aún tiene el recurso de enmendar todos los defectos de la parábola; sólo en los casos críticos, como en
presencia de una hipérbola -centro demasiado hundido-, un borde rebajado o una superficie parecida a las galletas "soda", se debe regresar a conformar la esfera. Ésta se corrige operando con movimientos cortos, de menos de un sexto del diámetro y escasa desviación lateral. Los impulsos deben deslizarse con suavidad; si no es así, el contacto con la brea es imperfecto. Caliéntese ligeramente la herramienta y hágase el prensado para reanudar el trabajo. Al probar con la lámpara, déjese enfriar algunos mínutos el espejo hasta que se alcance la temperatura ambiente. Háganse varias mediciones de los radios y anótese su promedio. Si resultan menores, continúese con movimientos largos para acentuar la parábola o con carreras cortas para atenuarla. El movimiento largo también acerca las "crestas" hacia la orilla; el impulso corto las lleva hacia el centro. Procúrese que la diferencia entre el 70 y el 95% estén más cercanos a los indicados por la fórmula, pues esas partes ejercen la mayor influencia en la calidad de la imagen que la parte central. Examínese sin la mascarilla para ver si la superficie en general aparece limpia y que luces y sombras se fundan suavemente. Es muy útil recordar las indicaciones para corregir la esfera (véase El Universo núm. 8, p. 38). La tersura de la superficie es tan importante, o más, que la exactitud de las mediciones. Concluido el trabajo del espejo primario, seguiremos con el secundario "diagonal". @
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Introducción a la astronomía
Marte y los
asteroides Leopoldo Urrea Reyes
l planeta rojo siempre ha estado rodeado
Ede misteriosas historias. Por mucho tiempo se creyó que en él habitaban seres cuya inteligencia era superior a la de los terrícolas y que podían desplazarse por el sistema planetario, incluso se temía que invadieran nuestro planeta. Gracias a los datos que han enviado las sondas Mariners y Vikings sobre el suelo de Marte, se comprobó que no existe vida en ese planeta. La distancia de Marte al Sol es de 228 millones de kilómetros, es decir 1.524 unidades astronómicas. El año marciano es de 687 días y el día de 24 horas 37 minutos, 22.65 segundos. El planeta no es muy grande
El planeta rojo.
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pues su radio ecuatorial mide-3,39O km, un poco más que la mitad del de la Tierra, que es de 6,378 km. Su densidad es baja, de aproximadamente 3.9 gjcm3, y su temperatura en el ecuador fluctúa entre 20°C en el día, y -90 °C en la noche. Su atmósfera está compuesta básicamente de 95 % de dióxido de carbono, 3 % de nitrógeno, 1.5% de argón y el otro 0.5% de monóxido de carbono, oxígeno, vapor de agua, kriptón, xenón y ozono. Los vientos que se producen llegan a formar tormentas, sobre todo en las regiones polares y dependiendo de la estación que prevalezca en la zona. Algunas de ellas pueden observarse desde la Tierra. Las primeras observaciones telescópicas fueron hechas en 1610 por Galileo, quien únicamente notó las fases de Marte; Maraldi y Cassini advirtieron algunas partes oscuras sobre la superficie. En 1877 Shiaparelli descubrió surcos a los que llamó canales. El planeta presenta un aspecto rojizo de magnitud -2.6. Hoy en día podemos admirar estas fotografías tomadas por los ingenios Vikings 1 y TI, que orbitaron Marte y se posaron en su superficie dejándonos un legado de conocimientos de lo que son sus depresiones llamadas mares, de más de 2,000 km, como el Hélade; mesetas de enormes dimensiones, cañones, canales, cráteres. Con toda esta información se han podido levantarma pas muy exactos de lo que es hoy el planeta Marte, cuyo nombre fue tomado del dios romano de la guerra; semanalmente lo recor-
damos todos los martes y lo nombramos durante 31 días seguidos en el mes de marzo. La duración en días terrestres de la primavera austral u otoño boreal es de 146; del verano austral o invierno boreal, de 160, del otoño austral o primavera boreal, de 199 y el invierno austral o verano boreal de 182. El espectáculo más impresionante que hay en Marte es el Monte Olimpo, el más grande de los volcanes del sistema solar, que mide 27 km de altura con un diámetro en la base de 600 km, y un cráter en la cumbre de 70 km. Otro menos famoso pero igualmente imponente es el Monte Arsia. Otra maravilla marciana es el cañón que se encuentra en el
El suelo marciano.
El l lniverso Núm. 10, Abril-Junio 1995
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Principales asteroides Bamberg
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EXTREMO EXTERIOR DEL CINTURÓN PRINCIPAL Tomado de: Andrew Chaikin, The New Solar System, Sky Publishing Corporation.
valle Mariner, de 4,000 km de longitud. Marte tiene dos lunas, Fobos (miedo) y Deimos (horror), descubiertas en 1877 por Asath Hall. Por su pequeñez se cree que eran asteroides que quedaron atrapados por el planeta. Los dos están formados por materiales opacos y rocosos, probablemente condoritos carbonosos. Fobos, de superficie irregular, tiene un diámetro de 28 km máximo y 19 mínimo. Cuenta con un cráter grandísimo de 10 km de diámetro, el Stickney, cerca del cual hay una grieta de 700 m de ancho y 90 de profundidad. Se estima que la edad de este satélite es de 3,400 millones de años. Deimos tiene un diámetro de 16 km, su superficie presenta cráteres sepultados en polvo. Ambos satélites contienen agua y elementos orgánicos, lo que ha despertado mucho la atención de los astrónomos.
Hermes. El primer asteroide y el más grande de todos fue descubierto por el astrónomo Monge y por el director del Observatorio de Nápoles, Giussepe Piazzi, en Palermo, el 1Q de enero de 1801 y se le dio el nombre de la diosa de la fertilidad, Ceres. Este asteroide tiene un radio de 501.5 km; tarda 4.6 años en darle la vuelta a su órbita y su rotación es de 9 horas. Cuando se descubrió Ceres hubo muchas controversias; unos decían que era un planeta; otros, un satélite, y otros más, un cometa. Finalmente, el astrónomo William Herschel dedujo que era un tipo de cuerpo celeste diferente, al que llamó asteroide. Palas es otro de los asteroides grandes,
Asteroides Entre las órbitas de Marte y Júpiter existe una banda o cinturón de asteroides o planetoides que son cuerpos celestes rocosos de dimensiones reducidas que se mueven en órbitas de tipo planetario alrededor del Sol. Hay asteroides cuya órbita no está limitada por la banda, por ejemplo, el Hidalgo que en su afelio alcanza la órbita de Satumo y tarda en recorrer su órbita 14 años. Hay otros que se acercan mucho a la órbita de la Tierra, como Eras, Apolo, Adonis y sobre todo
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Lafamosa cara de Marte tomada por el Viking. (Finley Holiday Films)
con un diámetro de 550 km, un periodo de revolución alrededor del Sol de 4.6 años y una rotación de 10 horas. Juno, descubierto por Harding en 1804, tiene un radio de 124 km, un periodo de traslación de 4.37 años y un periodo de rotación de 7.2 horas. Vesta, descubierto por Olber en 1807, es el más brillante de todos los asteroides y en ocasiones puede observarse incluso a simple vista, ya que tiene un albedo de 0.23. Hay otros asteroides importantes, como Melpómene, Ícaro, Eros, Apolo, Juno y Hermes. Se conocen con detalle más de 1,600 órbitas de estos cuerpos celestes, y se han logrado fotografiar más de 30,000. Hay algunos asteroides que no se encuentran orbitando en este cinturón, como es el caso del grupo conocido como los Troyanos, que gravitan en los puntos de Lagrange, situados en la órbita de Júpiter, éstos se dividen en los que preceden a Júpiter, como es el caso de Aquiles, Héctor, Néstor, Agamenón, Ulises, Ajax, etc., y los que siguen a Júpiter, como son Patroclo, Príamo, Eneas, Anguises, Troilo, etcétera. Hay otros asteroides que gravitan separados, como es el caso de Quirón, que fue descubierto en 1977 entre las órbitas de Satumo y Urano; tiene un radio de 325 km Y tarda en recorrer su órbita 50, 68 años, es un astro poco luminoso ya que su brillo máximo es de 14! magnitud. @
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~
Diccionario astronómico
Francisco Mandujano O.
R (asociaciones). Grupos coincidentes de estrellas en una nebulosa de reflexión. Típicamente consisten en estrellas BOA2 con gigantes o supergigantes rojas ocasionales. R (estreUas). Estrellas con características espectrales semejantes a las estrellas G y K excepto porque no tienen las bandas moleculares C2, CN y CH. R (galaxia). Galaxia clasificada en el sistema de Yerkes de 1974, que muestra una simetría rotativa sin estructura espiral claramente marcada (antiguamente se le conocía como galaxia D). R (magnitud). Magnitud derívada de observaciones a 6,800 Angstrorns. R (zonas). Regiones en la corona solar en las que se observan variaciones de radiofrecuencia de corta duración. Radial (velocidad). Velocidad a lo largo de la línea de visión. La velocidad se considera negativa si es en dirección al observador y positiva en la dirección contraria Radiante. Punto convergente hacia el cual parecen viajar las estrellas de un cúmulo en movimiento, o del cual parecen provenir los meteoros en una lluvia de estrellas. Radiación (era). Periodo comprendido entre los 10 y los 100 segundos posteriores a la gran explosión, cuando la temperatura cayó hasta 1()9 K Y la relación del par de aniquilación electrón-positrón excedió la velocidad de su producción, dejando a la radiación como el principal constituyente dominante del Universo. A los 200 segundos de la gran explosión, la nucleosíntesis se dio de manera abrupta y virtualmente
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Representación de Kepler de los epicic/os ptolomeicos.
todo el deuterio se convirtió en helio. A esta era sigue la era de la materia. Radioastronomía. Rama de la astronomía en que se hacen observaciones en longitudes de onda de radio. Radiochorro. Objeto extragaláctico con una fuerte emisión de radio o chorro. Los estudios de su interacción con el medio intracumular pueden revelar información acerca de la naturaleza de tal medio. Radiogalaxia. Galaxia extremadamente luminosa en longitudes de onda de radio. Por 10 general se trata de una galaxia elíptica gigante -la mayor en un cúmulo- y que es un fuerte emisor de radiación sincrotónica. Ejemplos de radiogalaxias se encuentran en M82 y M87. Radioestrella. Estrella con fuerte emisión en longitud de onda de radio. Ejemplos de estos astros son los pulsares, las estrellas ráfaga, algunas estrellas infrarrojas y algunas de rayos X. Existe una clase pequeña de estrellas binarias cercanas que muestran una radioemisión débil, aparentemente no periódica y no térmica. Esta clase incluye a B Lyrae, B Persei (Algol), HDE 226868 (Cygnus x-u, CC Casi 0peiae, AR Lacertae, y RS Canum Venaticorum. Radiofuente. Fuente de radiación en longitudes de onda de metros y centímetros fuera del Sistema Solar. La más fuerte es CassiopeiaA,lesiguen CygnusAy Taurus A (cangrejo). Radioventana. Longitudes de onda entre unos cuantos milímetros y cerca de 30 metros en las cuales la atmósfera terrestre
es transparente a la radiación. Ras Algheti (a Herculis). Estrella gigante variable semirregular M5 II (p = 50-30 días) a cerca de 125 pc de distancia. RA TAN. Acrónimoruso para el Radio Telescopio de la Academia de Ciencias. Se trata de un radiotelescopio con antena de 600 metros ubicado en Zelenchuk, en el Cáucaso Norte, designado para observar la región del espectro de 30 cm a 8 rnm. Rayleigh (R). Unidad de medición de luminosidad de la intensidad de la aurora, que es igual a 1()6 fotones emitidos por 4 steradianes por cm? de columna vertical por segundo. Rayleigh-Jeans (ley). Aproximación de la fórmula del cuerpo negro de Plank, que se usa a menudo en radíoastronomía. La temperatura de brillo de una fuente observada con un radiotelescopio es la temperatura requerida para fijar la temperatura específica observada con la fórmula de Ray leigh- Jeans. Rayleigh (límite). Ángulo mínimo resoluble entre la longitud de onda de dos lineas espectrales. Razin-Tsytovich (efecto). Supresión fuerte de radiación de baja frecuencia por electrones que se mueven en un plasma frío sin colisiones. Rectángulo rojo. La estrella HD 44179 Y la nebulosa asociada. Reflexión (nebulosa). Nube de gas interestelar y polvo cuyo espectro contiene líneas de absorción características del espectro de las estrellas cercanas que la iluminan. La componente de emisión de
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Ilustración de Johannes Kepler sobre los espacios entre los planetas y las excentricidades de sus órbitas.
suespectro se produce por el gas excitado; el espectro de absorción es la luz estelar reflejada por el polvo. Véase también nebulosa difusa. Regolito. Capa de los fragmentos producidos por el impacto meteorítico sobre la superficie de la Luna o de un planeta. Regresión de los nodos. Movimiento lento en dirección oeste (190 21' por año, 3600 en 18.6 años) de los nodos de la órbita de la Luna debido a la perturbación que ejercen la Tierra y el Sol. Regulus (a Leonis). Estrella triplevisuaIB8 V situada a 26 pc. Relajamiento. Periodo requerido para el restablecimiento de una distribución aleatoria del movimiento en un cúmulo de estrellas. Relatividad. Teoría especial concerniente a las mediciones de tiempo y espacio hechas por dos observadores en movimiento relativo uniforme, que aclara la noción de simultaneidad relativa a tales observadores. La teoría general de la relatividad se relaciona con la generalización de la ley de la gravitación universal de Newton cuando masas que se mueven bajo su influencia mutua adquieren velocidades comparables con la de la luz; su postulado básico, derivado de la igualdad de la masa inercial y de la gravitatoria, es que todas las aceleraciones son métricas en origen. Relativo (número de manchas solares). Véase número de Wolf. Relativistico (bremsstrahlung gravitatorio). Radiación gravitatoria emitida cuando dos estrellas pasan una junto a la
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otra a gran velocidad y se desvían ligeramente de su trayectoria. Relativistico, Dícese de los objetos cuya velocidad se aproxima a la de la luz. Reseau (pI., reseaux). Rejilla que se fotografía mediante una exposición separada sobre la misma placa con imágenes de estrellas o de galaxias. Resolución (poder de). Cociente de la longitud de onda promedio de dos líneas resueltas entre la longitud de onda de separación entre ellas, R= A/t.t... El poder resolutivo del ojo humano es de cerca de tres minutos de arco. Reticula. Cruz empleada en el campo del ocular de un telescopio. Reticulum (sistema). Probable miembro del Grupo Local. Cúmulo globular o galaxia enana análoga a la galaxia enana del Dragón, cercana a la Nube Mayor de Magallanes. Roche (límite). Distancia máxima a la cual un satélite se encuentra en equilibrio bajo la ~influenciade su propia gravitación y la de una masa central alrededor de la cual describe una órbita circular kepleriana. Roja (gigante). Tipo de estrella de gran luminosidad (K o M) de radio muy grande, que ocupa la región superior del diagrama H-R. Se trata de estrellas que han consumido su combustible nuclear y cuya luminosidad se debe a la combustión de la cubierta de hidrógeno. Roja (mancha). Mancha elíptica de 40,000 x 15,000 km situada en el hemisferio sur de Júpiter. Su color e intensidad varían con el tiempo. Ha sido observada de ma-
nera continua durante al menos los últimos 100 años. Se encuentra en los registros de Cassini del siglo XVII. Actualmente se supone que se trata del vórtice de una tormenta ciclónica de larga duración. Rojo (corrimiento). Corrimiento de las líneas espectrales hacia longitudes de onda mayores debido al efecto Doppler o al efecto Einstein. El corrimiento al rojo de las galaxias distantes fue notado primero por Slipher en 1913 y subsecuentemente interpretado por Hubble y Humason en términos de una gran expansión cósmica. Roseta (nebulosa). Región brillante HII en Monoceros, situada a 1.5 kpc de distancia. Está rodeada del cúmulo abierto NGC 2244 e incluye a los NGC 2237, 2238, 2239 Y 2246. Ross 614 B. Última estrella masiva autoluminosa conocida (0.062 ± 0.009 Mo). Se encuentra a 4 pc de distancia. Rossiter (efecto). Distorsión rotacional de las curvas de velocidad de las binarias eclipsantes.@
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Las 88 constelaciones
La Osa Mayor Segunda parte
Bulmaro Alvarado
l carro de la Osa Mayor y, en general, características de las constelaciones están creadas por la combinación casual de distancias y lurninosidades de las estrellas. Pero volvamos a las estrellas del carro; excepto Dubhe, todas éstas son estrellas gigantes, blancas y calientes, con temperatura superficial de unos 10,000 °C; (la de Ackair alcanza casi los 18,000 0C). Dubhe es una estrella gigante, anaranjada, algo más fría que nuestro Sol; la temperatura de su superficie se aproxima a los 5,000 "C. Las estrellas del carro, igual que todas las restantes, se mueven en el espacio. Pero incluso aquí no vemos la unidad de acción que su similitud externa parece pregonar. Proyectándolas en una bóveda celeste imaginaria, las estrellas extremas, Alkaid y Dubhe, viajan impetuosamente en dirección contraria a las demás. El resultado de esta circunstancia es la desfiguración constante de la forma del carro, aunque extremadamente lenta para el observador. De las siete estrellas del carro, cinco son parecidas entre sí por sus propiedades físicas y viajan en el espacio casi en la misma dirección y a la misma velocidad. Esto permite creer que no son simplemente compañeras de viaje en en el espacio, sino un torrente estelar, es decir una formación de estrellas que, por lo visto, tienen procedencia común. Casi a la mitad de la distancia que hay entre las patas delanteras y traseras de la Osa
E todas las figuras
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Grabado de Durero.
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UrsaMajor
Galaxia M 81, en Ursa Major
Mayor, existe una pequeña estrella de magnitud 6.5, es decir que sólo personas de una agudeza visual extraordinaria, pueden verla sin ayuda de instrumentos. Se conoce como estrella de Grumbridge, en honor del astrónomo que descubrió sus particularidades asombrosas. En el catálogo que Grumbridge publicó en 1810, esta estrellita figura con el número 1830. Pero ¿por qué es notable? Exteriormente, no parece tener interés. Es pequeña, amarilla e irradia casi siete veces menos luz que el Sol. A ésta le va mejor el nombre de "enana amarilla". Lo extraordinario radica en su impetuoso movimiento a través del espacio. En cien años se desplaza en la bóveda celeste una distancia angular poco mayor que un tercio del disco lunar. Si las estrellas del carro de la Osa Mayor se dispersasen a esta velocidad, hace muchos siglos que se habría descubierto el movimiento de las estrellas. En el espectro de la estrella de Grumbridge las líneas están corridas hacia el violeta. Esto quiere decir que la estrella se acerca a nosotros a una velocidad (juzgando por la magnituddel corrimiento) de 98 km/s. La velocidad totalen el espacio de la estrella de Grumbridge se aproxima a 300 km/s. Con semejante velocidad, esta estrella abandonará relativamente pronto la Osa Mayor, dentro de 6,000 años estará en la Cabellera de Berenice, y dentro de 12,000 años, ¡en la constelación de Leo! Los antiguos creyeron en la invariabilidad
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del cielo en parte porque ninguna de las estrellas que veían tenía un movimiento tan veloz. La distancia angular entre Mizar y Alcor se aproxima a los 12' de arco, que es un poco más de un tercio del disco lunar visible. Pero la proximidad aparente de estas dos estrellas se explica por su gran alejamiento con respecto a nuestra estrella. En realidad, la distancia entre Mizar y Alcor es por lo menos 17,000 veces mayor de la existente entre la Tierra y el Sol, es decir, aproximadamente ¡dos billones y medio de kilómetros! Pero en el Universo todo es relativo. En la escala estelar Alcor y Mizar son estrellas cercanas, pues la distancia entre ellas es 16 veces menor de la existente entre el Sol y Alfa del Centauro; por esta razón no se descarta que Mizar y Alcor formen un sistema físico de dos estrellas que giran alrededor de un centro de gravedad común, aunque todavía nadie ha observado este movimiento y es difícil suponer que esto pueda lograrse en un futuro cercano, pues el periodo de revolución de Alcor alrededor de Mizar es de no menos de dos millones de años. ¿Qué hay de extraño en que durante centenas de años de observaciones incesantes los astrónomos no hayan descubierto todavía un desplazamiento notable de Alcor en su órbita? Con un telescopio pequeño se puede ver sin dificultad que Mizar se compone de dos estrellas que, a simple vista, parecen una sola. Esto lo descubrió el astrónomo Riccioli,
coetáneo de Galileo. Ambas estrellas, Mizar A y Mizar B, son gigantes blancas calientes. Ambas giran alrededor de un centro de gravedad común ¡con un periodo de unos 20,000 años! Pero esto no es todo. Por medio del análisis espectral se logró establecer que Mizar A, se compone, a su vez, de dos estrellas que casi rozan entre sí y que giran como si danzaran un impetuoso vals cósmico (¿cómo caracterizar de otra manera a este sistema en el que el periodo de revolución es solamente de ¡20 días y medio!?) Repetimos que esta situación no se puede notar con ningún telescopio y solamente los delicados efectos espectrales nos llegan a persuadir de su existencia. En la constelación de la Osa Mayorno son pocas las estrellas dobles. Pero entre todas ellas es particularmente digna de atención una estrellita de 4! magnitud, relativamente brillante, que se designa con la letra ~ y que puede buscarse debajo de las "patas" traseras de la Osa Mayor, cerca de la constelación del León Menor. Dos estrellitas amarillas y casi iguales, muy parecidas a nuestro Sol, giran alrededor de un centro de gravedad común con un periodo de 60 años. La estrella Xi de la Osa Mayor es la primera doble, a la que en 1830 se le calculó la órbita (de una estrella respecto a la otra) y se determinó con seguridad su periodo de revolución. Así se demostró que la ley de la atracción es verdaderamente universal.
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Telescopio de Wi/liam Herschel.
GaLaxia M 82, en Ursa Major.
Mucho después se descubrió (también en el análisis espectral) que las estrellas ~ A y ~B tienen a su vez estrellas satélites y que el periodo de revolución de uno de estos sistemas es de 669 días, mientras que el del otro es de solamente cuatro. [De nuevo un sistema de cuatro soles, y esta vez no cabe duda de que están ligados físicamente entre sí! Las observaciones minuciosas demuestran que muchas de las estrellas de la Osa Mayor, principalmente las que sólo se ven con el telescopio, cambian su brillo, su luminosidad visible. De todas las estrellas variables de la Osa Mayor concentremos nuestra atención en una de ellas, que pertenece al grupo de las llamadas estrellas variables a eclipse. Se trata de la estrella W de la Osa Mayor, que es única, y no sólo en la Osa Mayor sino en todo el firmamento. Las dos estrellas que forman este sistema se encuentran tan cerca una de la otra que por la atracción gravitatoria cambiaron la forma esferoidal común de las estrellas y se convirtieron en elipsoides estirados en forma de melón. Estos dos astros, que giran alrededor de un centro de gravedad común, están constantemente dirigidos uno hacia el otro por sus partes más "agudas ". Se requieren solamente ocho horas para que ambas estrellas retornen a su posición inicial; un periodo de cambio de brillo tan corto no se encuentra en ninguna otra estrella variable.
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No es difícil comprender que, llevando el corro, las estrellas que forman la W de la Osa Mayor o bien se vuelvan de cara hacia el observador terrestre, o bien de lado. Es claro que al mismo tiempo también cambia la cantidad de luz que las estrellas envían en dirección de la Tierra. Estas estrellas no se ven por separado con ningún telescopio. Todos los conocimiento respecto a la W de la Osa Mayor han sido obtenidos con el análisis minucioso de la curva del cambio de brillo visible que varia entre las magnitudes 7.8 y 8.6. Ahora imaginemos qué aspecto insólito tendría el cielo si cambiásemos el Sol por la estrella única de la Osa Mayor. En lugar del astro deslumbrante y sereno por el cielo se desplazarían ¡dos soles en forma de melón casi rozándose! En la constelación de la Osa Mayor existen seis nebulosas brillantes que figuran en el catálogo de Messier con los números 81, 82, 97,101, 108 Y 109. Cinco de ellas son similares por su naturaleza y representan sistemas estelares remotos: las galaxias. La sexta nebulosa, que se designa con el símbolo M97 (se lee: "Messier 97"), se diferencia considerablemente de las restantes. Ante todo, esta nebulosa no es un sistema estelar, sino una nube gigante esferoidal de gas luminiscente. Exteriormente la nebulosa recuerda un poco los discos de los planetas y por esto, como hemos mencionado anteriormente, a las formaciones de este género se las
ha denominado nebulosas planetarias. Cuando se observa con potentes telescopios, la nebulosa planetaria de la Osa Mayor parece una lechuza, de ahí que los astrónomos la llaman coloquialmente "Lechuza". En el centro de la nebulosa, como de costumbre, se ve una estrella blanca muy caliente. Hay razones para suponer que los gases que forman la nebulosa fueron arrojados en cierto tiempo por la estrella central al producirse una explosión no del todo comprensible. En todo caso, la nebulosa se extiende actualmente en todas direcciones a partir de la estrella, lo que indica evidentemente cuál fue la fuente que la engendró. La nebulosa "Lechuza" es un objeto muy lejano y difícil de observar; está a 2,290 parsecs y su brillo aparente se aproxima a 12! magnitud. Su diámetro es casi 230,000 veces mayor que el de la órbita terrestre. A pesar de esto, la nebulosa se encuentra en nuestra Galaxia. Solamente la imperfección del telescopio de Messier obligó al investigador a mezclar en su catálogo las nebulosas con otros sistemas estelares. Entre los tesoros de la Osa Mayor, ocultos alojo humano desarmado, hay una multitud de galaxias. De todas ellas mencionaremos solamente tres: M101, M81 y M82. Con un telescopio pequeño la galaxia M 101 puede encontrarse en forma de una manchita nebulosa -Iuminiscente (de 8.2! magnitud estelar) no lejos de Mizar, sobre la cola de la Osa Mayor. En la fotografía apare-
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Galaxia M 101, en Ursa Major.
ce como una espléndida espiral estelar que, gracias a un caso fortuito, vemos "de plano". Este grandioso sistema estelar está compuesto de miles de millones de soles. Miles o quizá millones de planetas de esa galaxia podrian estar poblados por seres que también hubieran inscrito en sus catálogos estelares nuestra galaxia, pues desde allí, desde la galaxia MlOl, ésta se ve perfectamente. Si aquellos habitantes tuvieran "supertelescopios" que permitiesen ver todo lo que ocurre en nuestra Tierra, verían ahora lo que ocurrió hace aproximadamente 8 millones de años: ¡tal es el tiempo que necesita un rayo de luz para vencer la distancia que hay entre MlOl y nuestra galaxia! Las otras dos galaxias, M81 y M82, con magnitudes de 7.9 y 9.2, forman un sistema binario. Estas galaxias se ven en el cielo muy cerca una de la otra, entre las estrellas que forman el hocico de la Osa Mayor. La distancia hasta este par de galaxias es de 2,300 parsecs. La galaxia M81 (igual que la MlOl) es muy parecida a la nuestra, pero su diámetro es casi cuatro veces menor. Aunque está vuelta hacia nosotros un poco de lado,su estructura espiral se ve perfectamente. La galaxia M82 tiene un aspecto completamente diferente. Como nos presenta uno de sus costados, tiene el aspecto de una nebulosa en pedazos. Esta galaxia es de tipo irregular (asíllaman los astrónomos a los objetos de este tipo). La distribución de la materia en la parte
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del Universo observable tiene una particularidad: su extrema irregularidad. Las estrellas forman sistemas dobles, triples y en general múltiples. Desde ellas sale una fila ininterrumpida que va hacia los cúmulos estelares y galaxias. Pero a su vez los sistemas estelares frecuentemente se unen en pares, grupos e incluso en nubes gigantes de galaxias, que difícilmente puede uno imaginárselas con claridad. En la Osa Mayor se conocen tres de estas nubes o cúmulos de galaxias, el más numeroso de los cuales está compuesto por 300 de ellas. La parte central de este cúmulo tiene un diámetro de 200 kiloparsecs (6, 260 billones de kilómetros); sin embargo, ocupa en la bóveda celeste una superficie un poco mayor que la del disco lunar. Este cúmulo de galaxias se aleja de la Tierra a una velocidad de ¡15,000 km/s!, es decir, IO,OOOveces más rápido que una bala. Se ha dicho que todas las galaxias se alejan de la Tierra pero no debe pensarse que nuestro planeta es el sitio más desagradable del Universo del cual todas las galaxias procuran alejarse. No, simplemente es que todo el sistema de galaxias que conocemos se ensancha, "se hincha"; en esto estriba la esencia, la causa del célebre e indudablemente real "corrimiento de las ondas espectrales hacia el rojo". Por lo visto, hace miles de millones de años una explosión de potencia inconcebible originó la carrera de las galaxias.No pode-
mos saber si esto ocurre en todo el Universo, pero, al menos en la parte que podemos observar, la expansión es indudable. Los majestuosos cuadros que se ven en la constelación de la Osa Mayor nos obligan a reflexionar sobre los enigmas que hay en tomo a la evolución de las estrellas y las galaxias. Consideremos, por ejemplo, el par de galaxias ya mencionado: M81 y M82. A juzgar por sus espectros, se alejan de nosotros a una velocidad de 187 km/s, una, y 74 km/s, la otra. Por lo tanto, estas galaxias se alejan una de la otra a una velocidad no menor de 113 km/s, Debe deducirse que ambas galaxias nacieron simultáneamente y que al surgir adquirieron velocidades iniciales que obligan al sistema a ensancharse ininterrumpidamente. Ejemplos como éstos hay muchos y no dejan dudas de que las galaxias (igual que las estrellas) nacen en grupos, de alguna materia "pre-estelar" de naturaleza desconocida.é'
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Efemérides
Alberto Gonzále: Solís
Junio
OBSERVATORIOS Observatorio
Luis G. León
Parque Felipe S. Xicoténcatl Col. Alamos, México, D.F. Longitud 99° 08' 30" W = 6h36m34s Latitud + 19° 23' 55" N Altitud 2,246 m
Observatorio Cerro de Las Ánimas Cerro de Las Ánimas Chapa de Mota, Estado de México Longitud 99° 31' 23.4" W = 6h 38 m 05.5 s Latitud + 19° 47' 24" N Altitud 3,070 m
Segundo trimestre Horario del Meridiano de Greenwich (Tiempo Universal) 6 horas menos en Tiempo del Centro (Meridiano 90° al O de Greenwich). Mes
Día
Hora
Abril
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13 20 14 16 12 13
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09 12 09 10 18 05 20 20 17
Mayo
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05 08 03 08 01
Aldebarán a 3° al S de la Luna Pollux a 12° al N de la Luna Marte a 8° al N de la Luna Regulus a 5° al N de la Luna Satumo a 0.5° al S de Venus* Mercurio en conjunción superior con el Sol Spica a 1° al S de la Luna* Eclipse parcial de Luna Júpiter a 3° al S de la Luna Antares a 8° al S de la Luna Neptuno a 5° al S de la Luna Urano a 6° al S de la Luna Satumo a 6° al S de la Luna Venus a 4° al S de la Luna Eclipse anular de Sol
Mercurio a 4° al S de la Luna Aldebarán a 3° al S de la Luna Pollux a 12° al N de la Luna Marte a 7° al N de la Luna Regulus a 5° al N de la Luna
* Fenómenos interesantes, apulsos o posibles ocultaciones. Las posiciones
12
02
12 15 16 19 19 23 24 27 29' 30
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11 09 07
5 5 9 12 12 14 15 15 15 18 19 19 21
08 20 06 07 08 14 10 19 21 20 02 19 20
26 26 29
02 16 16
29
15
Lluvia de Abril 21. Mayo 4. Junio 20.
Mercurio en mayor elongación; 22° al E del Sol (vespertino) Spica a 1° al S de la Luna* Antares a 6° al S de la Luna Júpiter a 2° al S de la Luna Neptuno a 4° al S de la Luna Urano a 5° al S de la Luna Satumo a 6° al S de la Luna Marte a 10° al N de Regulus Venus a 0.5° al S de la Luna* Aldebarán a 3° al S de la Luna Mercurio en conjunción con la Luna
Júpiter en oposición con el Sol Pollux a 2° al S de la Luna Mercurio en conjunción inferior con el Sol Regulus a 4° al N de la Luna Marte a 6° al N de la Luna Spica a 1.1° al S de la Luna* Antares a 8° al S de la Luna Júpiter a 2° al S de la Luna Júpiter a 5° al N de Antares Neptuno a 5° al S de la Luna Urano a 6° al S de la Luna Mercurio a 2° al N de Aldebarán* Aldebarán a 3° al S de la Luna Mercurio a 4° al S de la Luna Satumo a 6° al S de la Luna Sol en Gémini (90°0 Solsticio de Verano) Mercurio a 0.6° al S de la Luna* Venus a 3° al N de la Luna Mercurio en la mayor elongación; 22° al oeste del Sol (matutino) Pollux a 11° al S de la Luna
estrellas Líridas Acuáridas Ofiúquidas
Fases de la Luna
Luna Nueva • Cuarto Creciente Luna Llena O Cuarto Menguante <r
»
Abril d h m 29 17 37 8 05 36 15 12 08 22 03 19
Distancias Perigeo (mínima) Abril 17, Mayo 15, Junio 12
Mayo d h m 29 09 28 7 21 45 14 20 49 21 11 36
Junio d h m 28 00 51 61027 130404 19 22 02
Apogeo (máxima) Abril 5, Mayo ¡y 30, Junio 26
Estaciones Junio 21. Sol en Gemini, a las 21 h 20 m. Solsticio de Verano. Eclipses Abril 15. Eclipse parcial de Luna. Visible en su principio en la República Mexicana. Circunstancias del eclipse:
de la Luna son guía para identificar los astros a los que se acerca.
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Principio del eclipse parcial 11 h 29 m (T'Ll.) Máximo del eclipse 12 h 19 m Fin del eclipse 12 h 56 m Abril 29. Eclipse anular de Sol. Visible como parcial en la mitad sur de la República Mexicana, en Centroamérica y norte de Sudamérica. Como anular la franja cruzará por Ecuador, Perú, Colombia y Brasil. Circunstancias del eclipse: Principio del eclipse parcial 14 h 33 m (T'Ll.) Mitad del eclipse 17 h 23 m Fin del eclipse 20 h 31 m (véase mapa) Hora sideral (a las O h T'D')
d 1 10 20 30
Abril h m 12 35 13 11 13 50 14 30
s 5 1 4 O
d 1 11 21 31
Mayo h m 14 33 15 13 15 52 16 32
s 8 2 7 6
d 1 10 20 30
Junio h m 16 36 17 11 17 50 18 30
s 1 5 9 3
En fechas intermedias, agréguense 3.9 m por cada día. Por cada seis horas después de las 0.0 h agréguese un minuto. Días julianos A las 12 h T.U. comienza: Abrill dj 2449808, 10 dj 2449817, 20 dj2449827, 30 dj 2449837 Mayo 1dj 2449838, 11 dj 2449848,21 dj 2449858, 31 dj 2449868 Junio 1dj 2449869,10 dj 244987&, 20dj2449888, 30dj 2449898 Nebulosa M 17 en La constelación de Sagitario. (Foto: Alberto Levy)
Mapa del eclipse de Sol parcial del 29 de abril de 1995. Se apreciará en la parte central de la República Mexicana una pequeña uña de 10% del diámetro del Sol. En Oaxaca, Chiapas y Quintana Roo, la parcialidad será de 20%. El Universo Núm. 10, Abril-Junio
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LOS PLANETAS EN 1995 Elongación oriental
Elongación occidental
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() Tauro Este diagrama indica las posiciones aproximadas de los cinco planetas más visibles en su recorrido entre las constelaciones zodiacales. Estas son representadas por las franjas diagonales. Su desigual anchura da noción del espacio ocupado por la ec1íptica en cada constelación. Las subdivisiones en los márgenes verticales señalan intervalos de diez días; en los márgenes horizontales se indican las distancias angulares respecto al Sol cada diez grados. El orden de aparición de los planetas en determinada fecha se encuentra revisando la gráfica de izquierda a derecha. Es difícil o imposible distinguir los situados a menos de diez grados del Sol. Elongaciones. Mercurio y Venus llegan a su elongación oriental en el cielo vespertino y a la occidental en el cielo matutino. Conjunciones. En el margen izquierdo Mercurio y Venus salen de
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Géminis § Cáncer 6¿Leo n:¡, Virgo .n Libra
m. Escorpión-Ofiuco
la conjunción superior (planeta atrás del Sol) y llegan a la inferior (planeta entre Sol y Tierra). En el lado derecho, pasan de la conjunción inferior a la superior. Marte, Júpiter y Satumo tienen su conjunción con el Sol al quedar sus trazos tocando los márgenes laterales. En los días de la conjunción y los cercanos a ella, los planetas son invisibles. Oposiciones. Los planetas exteriores, Marte, Júpiter y Saturno, están en oposición con el Sol cuando su trazo cruza la línea central de la media noche. En esa fecha y los días cercanos, son visibles en toda la noche. Ejemplo: en mayo, al principio del mes, Mercurio está por llegar a su mayor altura en el poniente; Marte aparece en lo alto, hacia el oeste en la constelación Leo. En el cielo matutino, a la media noche Júpiter se acerca al cenit; Saturno aparece arriba de Venus por el oriente, antes del alba. . El Universo Núm. 10, Abril-Junio
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Este
Oeste
Este
Oeste
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Los satélites de Júpiter En las gráficas se representa a Júpiter con las líneas paralelas del centro y a sus cuatro satélites mayores por los trazos curvos. En el margen izquierdo se indican las fechas de cada mes a la medianoche. Así se pueden estimar las posiciones de los satélites en sus movimientos alrededor de Júpiter, Se nota que en su curso hacia el oeste pasan enfrente del planeta (tránsito) y en dirección contraria, al este, desaparecen atrás del cuerpo de Júpiter o por la sombra de éste (ocultación o eclipse). Los satélites se identifican con los números 1:lo, II: Europa, III: Ganimedes y IV: Callisto. La posición de las gráficas corresponde a la visual en un telescopio astronómico (imagen invertida), oeste a la izquierda, este a la derecha. Si la observación es con binoculares, inviértase la página.
Júpiter con uno de sus satélites. (Foto: NASA) El Universo Núm. 10, Abril-Junio
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Acérquese a conocer las maravillas del cielo LA SOCIEDAD ASTRONÓMICA DE MÉXICO le ofrece en sus instalaciones de Parque Felipe Xicoténcatl, Col. Álamos, 03400 México, D.F., Tel. 519-47-30 -Conferencias (miércoles, 20:30 hrs.) »Sesiones de planetarios «Observacián en telescopio - Taller de construcción de telescopios «Cursos de astronomía - Astronomía para niños con el grupo Cri-Cri - Biblioteca de astronomía - Revista El Universo - Boletín Galáctico 46
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SAM Actividades
a Sociedad Astronómica
de México civil no lucrativa, formada por aficionados a la astronomía, que busca divulgar y promover la afición por esta ciencia. Para ello, mantiene relación con varias organizaciones astronómicas de todo el mundo y organiza diversas actividades para el público en general: conferencias, cursos, talleres, sesiones de planetarios y actividades astronómicas para niños.
L(SAM) es una asoéiación
Conferencias
Galáctico Boletín de Información Mensual de la SAM
Página de la SAM en Internet
Consulte cada mes nuestro boletín mensual Galáctico. Usted lo podrá adquirir sin níngún costo en las instalaciones de la SAM: Parque Felipe S. Xicoténcatl sin, Col. Álamos, 03400, México,D.F.
Usted podrá enviarsu mensaje por correo electrónico a través de la Red Internet, con la siguiente clave de Internet:
17 "La edad del Universo", por el doctor Manuel Peimbert, Instituto de Astronomía de la UNAM, miembro del Colegio Nacional. 24 Título pendiente, por la doctora Rosario Peniche, Instituto de Astronomía de la UNAM. 31 Pendiente. Junio 14 Asamblea General Ordinaria de la SAM 21 Pendiente 28 Pendiente
Cursos para todo público Todos los miércoles a las 20:30 horas en el Salón de Actos de la SAM se imparte una conferencia sobre astronomía o algún tema reiacionado con esta disciplina como ciencias del espacio, geofísica, ingeniería, geografía u otra disciplina científica. El calendario de conferencias del segundo trimestre de 1995 es el siguiente: Abril 5 "Cúmulos cinemáticos", por el doctor Miguel Ángel Herrera, Instituto de Astronomía de la UNAM. 19 "Regiones de formación estelar", por la doctora Silvia Torres de Peimbert, Instituto de Astronomía de la UNAM. 26 "Simulaciones numéricas de flujos de estrellas", por Susana Viro, Instituto de Astronomía de la UNAM Mayo 3 Título pendiente, por la maestra en ciencias Julieta Fierro, Instituto de Astronomía de la UNAM.
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La Sociedad Astronómica de México ofrece gratuitamente los siguientes cursos: • "Astrografía", por el profesor Eduardo Gastelum e invitados, los miércoles de 19:00 a 21 :oohoras en el Salón de Actos de la sede del Parque Felipe S. Xicoténcatl. • "Taller de óptica ", por don Alberto González Solís, los lunes, miércoles y viernes de 19:00 a 21:00 horas en la planta baja de la sede del Parque Felipe S. Xicoténcatl. • "Fabricación de telecopios", por don Alberto González Solís, los lunes, miércoles y viernes a partir de las 20:30 horas Cualquier aficionado a la astronomía podrá tallar su propio telecopio, posteriormente aluminizarlo, construir su cuerpo y su base. Únicamente se cobra el costo de los materiales necesarios para fabricar el telescopio. • "Las 88.constelaciones", por el Dr. Bulmaro Alvarado, los lunes a partir de las 20:30 horas en el Planetario Joaquín Gallo del Parque Francisco Villa.
http://www.spin.com.mx/usuarios/scalderon/sam.htm
Grupo Cri-CrÍ El grupo Cri-Crí ofrece talleres de astronomía para niños entre 5 y 12 años de edad, los cuales se reúnen los sábados de 17:ooa 19:00 horas, en la sede del Parque Felipe S. Xicoténcatl. Para mayores informes sobre el grupo Cri-Crí comunicarse con Laura Hernández aI519-47-30. Cabe aclarar que el grupo lleva el nombre de Cri-Crí como un modesto homenaje a Francisco Gabilondo Soler. Este gran músico de los niños, el grillito cantor, fue un astrónomo aficionado, miembro de la Sociedad Astronómica de México durante muchos años y benefactor de la misma, al donarle su colección de telescopios y equipos.
Observatorios La SAM cuenta con tres observatorios: el Luis G. León y el Othón Betancourt, que se encuentran en la sede de la Sociedad, en el Parque Felipe S. Xicoténcatl, colonia Álamos, y el observatorio Cerro de las Ánimas, que se encuentra en Chapa de Mota, Estado de México. El observatorio Luis G. León cuenta con un telescopio refractor de 20 cm de diámetro, f/15. El observatorio Othón Betancourt tiene un refractor de 10 cm, fl 15. Si las condiciones lo permiten, todos los lunes, miércoles y jueves de 19:30 a 21:30 horas, los aficionados a la astronomía pueden asistir a estos observatorios para admirar los planetas Por su parte, el observatorio Cerro de las Ánimas cuenta con seis telescopios y una
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• Conferencias • Sesiones de planetarios • Construcción de telescopios • Observación en telescopios • Cursos de astronomía • Astronomía para niños
Parque Felipe Xicoténcatl Col. Álamos 03400 México, D.F. Tel. 519-47-30