El universo Núm 3

C贸m fot

Portada:

Indice

Una de las mejores fotos de la corona solar durante el eclipse total de Sol del 16 de febrero de 1980. en Kenya, Africa. La foto se tomó con un telescopio newtoniano de 15 cm de diámetro a f/4: película Ektachrome 400 y tiempo de exposición l/8 s. (Foto: Francisco Diego Q.)

EL UNIVERSO NU Nueva época Julio-Septiembre 1990

El mensajero sideral

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Investigación

Cúmulos

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Resoluciones a solicitudes de renovación del SNI 1990

Introducción a la astronomía

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Nuestro huésped de honor

El principio del Universo

Marte: el planeta rojo cerca de nosot ros

Leopoldo Urrea Reyes

Bóveda celeste

9

Prólogo a un hoyo negro Francisco Noreña

Protagonistas

29

13

Joaquín Gallo desde Tacubaya

Ernesto Juárez Davis

Diccionario astronómico

33

Construya su telescopio

35

El aficionado y su telescopio

J osé de la Herrán

(Tercera parte) Alberto González Solís

A cielo despejado

15 Las 88 constelaciones

Fotografía

16

Cómo capturar el eclipse de 1991 Alberto Levy

Bóveda celeste

23

40

El Aguila Bulmaro Alvarado

Efemérides

43

Mapa estelar

44

Reseñas

47

SAM actividades

48

Vida y muerte de las estrellas Héctor Ceceña

Universo

Diagrama de evolución estelar

24

El mensajero sideral

Fundada

en 1902

Sociedad Astronómica El Universo en Cuernavaca,

Morelos

Estimados amigos: El Centro de Divulgación de la Ciencia del estado de Morelos (CEDIAC) ha recibido con gran entusiasmo la nueva época de El Universo, órgano de difusión de la Sociedad Astronómica de México.

Con esta iniciativa, la divulgación de la astronomía adquiere su justa dimensión: una publicación seria, moderna y compenetrada de los temas afines a las ciencias del espacio. ¡Enhorabuena!

Físico Ernesto Márquez Nerey Director del CEDIAC A v. Morelos 107. Centro 62000 Cuernavaca, Morelos

¡Que veinte años no es nada!

Unas breves líneas para felicitarlos por tan magnífica revista. Fuí suscriptor de El Universo, en su época antigua, hace aproximadamente 20 años, ¡creí que no volvería a editarse!

A los responsables de la edición, envío mis más sinceros votos porque encuentren satisfacción en su trabajo y tengan mucho éxito y aceptación entre los estudiosos de la astronomía y el pueblo en general.

Fernando Elizondo Treviño Monterrey, Nuevo León

Solicita número atrasado Queridos amigos: Compré el número 2 de la revista El Universo. Leí los artículos y me gustaron mucho las fotos, por lo cual les mando una cordial felicitación.

Les pido encarecidamente, antes de que se agote, que me hagan llegar el número 1 de la revista, porque las secciones "Diccionario astronómico" y "Construya su telescopio" me interesan particularmente.

Anexo mi ficha de suscripción y giro postal, por lo cual espero recibir muy pronto el número 3 de este nuevo esfuerzo de divulgación. Muchas gracias.

Fausto Guillén Angula Culiacán, Sinaloa

Presidente José de la Herrán V. Vicepresidente Francisco Javier Mandujano Tesorero Leopoldo Urrea Reyes Secretario Administrativo Miguel Gil Guzmán Primer vocal Manuel Holguín V. Segundo vocal Alberto González Solís

su felicitación

y le comunicamos

que ya va en camino su ejemplar

La Redacción

2

El Universo

Núm.

3. Julio-Septiembre

1990

O.

UNIVERSO Editor Juan Tonda Editor Técnico Francisco Mandujano O. Asistente Editorial Norma Herrera Jefe de Redacción Edgar Gómez Diseño Rebeca Cerda Formación Juan del Olmo y Ana Lilia Tovar Ilustración Fernando Correa Fotografía Agustín Estrada y Alberto Levy Supervisión de Producción Manuel Holguín V. Tipografía Compañía Editorial Arma Impresión Talleres Delta La Sociedad Astronómica de México agradece el apoyo de la Subsecretaría de Investigación Cientifica y Educación Superior de la SEP para la publicación de El Universo.

El Universo, revista trimestral Astronómica

de México A.e.,

Administración de Correos do en diciembre de 1941.

Los artículos

expresan

coleccionable de la Sociedad fundada en 1902. Registro de la

como articulo

la opinión

de 2a. Clase otorga-

de los autores

y

no necesa-

riamente el punto de vista de la Sociedad Astronómica de México A.e. Se autoriza la reproducción parcial o total de los artículos siempre

Agradecemos atrasado.

de México, A.C.

y

cuando

se cite la fuente.

Núm. 3, Epoca

IIl,

Año LXXXVIII, julio-septiembre de 1990. Toda la correspondencia puede dirigirse a: El Universo, Apartado Postal M9647, 06000 México D.F., o a la Socieda9 Astronómica de México, Parque Felipe S. Xicotencatl, Colonia Alamos, 03400, México, D.F. Tel. 5-19-47-30

Cúmulos

El Sistema

Solar según Copcrnico

Francisco Mandujano O.

¿Hay un pulsor en la supernova de 87?

¿Es caótico el Sistema Solar?

¿Qué hay en el Sol y más allá?

C

E

nte el problema ocurrido con el telescopio espacial, ¿qué futuro les espera a las sondas robot? Sorprendentemente, la respuesta es buena, sin importar lo que suceda con el transbordador espacial estadounidense.

Alrededor de una docena de sondas espaciales serán lanzadas por otros cohetes de distintas nacionalidades. Tales sondas van desde satélites detectores de rayos X distantes hasta la misión euroamericana de la sonda Ulises, programada para este otoño que enviará las primeras imágenes del Polo Norte celeste del Sol. Además de esta sonda, se tienen la Magallanes que orbitará Venus en agosto, y la Galileo que en 1995 enviará fotografias de J úpiter. Para 1996 se tiene planeado lanzar la misión Cassini que observará un asteroide y se posará en la superficie de Titán. Titán, única luna con química orgánica semejante a la de la Tierra, ha sido el escenario favorito de lashistorias de ciencia ficción. Para 1995 se lanzará la nave CRAFT

cita muchos enigmas! Este objeto gira tan de prisa que si no se ha omo recordarán los lectores, desintegrado ya por la acción de el 23 de febrero de 1987 es- la fuerza centrífuga, no tardará talló la supernova del sigloa 150()()() mucho en que eso suceda. A prinaños luz de la Tierra. A pesar del cipios de este año, observadores tiempo transcurndo, este acontedel Instituto Max Planck han tracimiento sigue captando la atentado en vano de detectar nuevación de los astrónomos, que mente el pulsar. Quizás éste exishabían predicho el nacimiento de te, pero las nubes de polvo alreuna estrella de neutrones (estrededor de la supernova podrían oscurecer lo íntermitentemente.gs llas muy compactas constituidas por neutrones).

Los astrónomos interpretan los centenares de pulsares observados como estrellas de neutrones en rotación muy rápida sobre sí mismas. Desde la explosión de la supernova, se ha tratado de detectar el pulsor correspondiente.

El año pasado en la circular de la ¡AV (Unión Astronómica Internacional) núm. 4735 se menciona la aparición de un pulsar detectado hace 2 años que gira a muy alta velocidad, que según el modelo aceptado no es posible. En la ac- . tualidad existe la suposición de que el pulsar tiene un compañero, lo que resulta incomprensible. ¡Más que la esperada confirmación, el acontecimiento sus-

l Sistema Solar es un sistema dinámico complejo cuya evolución se intenta predecir. J. Láskar publicó en Nature 338 el resultado de un estudio según el cual el Sistema Solar no es casiperiódico sino caótico. Esto hace imposible predecir el comportamiento de los planetas más allá de un periodo de 10millones de años.

A

(Comet Rendesvouz El Universo

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Asteroid Fly1990

3

by) que sobrevolará un asteroide y, comenzando en el año 2000, acompañará durante tres años a un cometa en su trayectoria alrededor del Sol, en lo que se conoce como un vuelo en formación, con la finalidad de estudiar el material comentario que supuestamente es remanente del origen del Sistema Solar.

Lodo en Marte de Marte que Lastomófotografías el orbitador Vikingo revelaron que la superficie del planeta rojo se encuentra marcada por canales. Muchos geólogos planetario s toman esto como evidencia de que el clima de Marte pudo haber sido alguna vez semejante al de la Tierra y contener el agua suficiente para dejar marca de su trayectoria sobre el planeta.

Eric Christiansen, geólogo de la Bringham Young University, dice que los canales pueden tener un origen diferente, que no haya requerido de un pasado húmedo y caluroso. El cree que los volcanes fundieron el hielo que se encuentra debajo de la superficie del planeta.@

El telescopio Hubble esde que el Telescopio Espacial Hubble fue puesto en órbita a principios de este año y después de haber corregido los percances ocurridos a uno de sus páneles solares y a la antena principal, sus instrumentos científicos habrían podido producir imágenes 10 veces más detalladas que las de cualquier telescopio terrestre de no ser por la aberración esférica detectada en el sistema óptico.

En efecto, a principios de junio, se trató de enfocar seis veces

D

Eric Christiansen, geólogo de la Bringham Young University, cree que los volcanes marcianos fundieron el hielo que se encuentra debajo de la superficie. La foto corresponde a una imagen que tomó elorbitador Vikingo l.

(F%: NASA.)

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El Universo

Núm.

La Luna en cuarto menguan/e, tomada con un telescopio de 25 cm de diámetro y una distancia focal fl5.5. La foto se tomó con una película Fujichrome 100 y un tiempo de exposición de 1/250 s.

(F%: Alberto Levy.)

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la estrella Iota Carina sin conseguir más que una imagen borrosa.

La imagen de un cúmulo galáctico situado a 5 000 años luz también apareció como bolas de algodón.

El problema es grave pues por el momento no se pueden cambiar los espejos en el espacio, y regresar el Hubble a Tierra es demasiado riesgoso. Sin embargo, no es necesario tener imágenes definidas para trabajar con el espectrógrafo y los demás instrumentos; además, los científicos pueden compensar la falla instalando "modelos de segunda generación" y por medio de computadoras medir la distorsión para lograr una mayor definición de las imágenes recibidas. Las radioseñales pueden mover ligeramente el espejo secundario, pero no lo suficiente para evitar la falla.~

Formación de la Luna formaLa do,Lunasegúnpudounahaberse de las hipótesis al respecto, a partir de la materia que arrojó al espacio la joven Tierra cuando fue golpeada por un objeto casi del tamaño de Marte.

El impacto de tal cuerpo pudo ser la causa de la inclinación de 23.5° del eje de la Tierra. Sin embargo, un choque colosal como ese pudo haber fundido nuestro planeta, y no existe evidencia de tal fusión.

Aun así, muchos investigadores defienden esta teoría ya que otras no pueden describir con precisión los giros tanto de la Luna como de la Tierra. Quienes apoyan esta teoría admiten que debe haber una razón geoquímica por la que la Tierra no se fundió totalmente después del impacto.@

Introducción a la astronomía

El principio del Universo Galaxia irregular 11 en Ursa Major, NGC 3034 (M82).

(F%:

Observatorio Hale.)

Leopoldo Urrea Reyes

Gran Explosión o el La teoríasobrede ella origen del Universo es hoy Big

Bang

la más aceptada por los astrónomos. Según esta teoría hace aproximadamente quince mil millones de años la materia y la energía existentes en el espacio se encontraban concentradas en el "huevo cósmico", y de repente se originó una explosión gigantesca. La temperatura se elevó a miles de millones de grados y una gran bola de fuego empezó a desintegrarse expulsando enormes cantidades de materia cósmica hacia todas direcciones a una velocidad increíble. Fue una gran explosión termonuclear que dio lugar a lo que conocemos como universo en expansión, en el cual se empezaron a formar conglomerados de grandes masas que quemaban hidrógeno y helio por toneladas; muchas de ellas explotaban por haber consumido muy rápidamente su combustible y provocaban con esto la formación de grandes nubes de gas y materia interestelar; en estas nubes había ya nuevos elementos que sirvieron para dar vida a una segunda generación de estrellas.

En 1920el conocido astrónomo Edwin Hubble contaba con una herramienta muy poderosa para su tiempo, el telescopio reflector de 2.54 m del Observatorio de Monte Wilson. Con él descubrió que en el espectro de la luz proveniente de las galaxias había un

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corrimiento al rojo, por lo que dedujo, apoyándose en el efecto Doppler, que éstas se estaban alejando.

Otro científico, George Gamow, aseguró que la Gran Explosión debió de haber dejado rastros de radiación electromagnética y que ésta debería de estar aún presente en el Universo. Desgraciadamente él no pudo comprobar su teoría, pero sí lo hicieron, en 1965,los radioastrónomos Arno Penzias y Robert Wilson.

Recientemente la NASA lanzó el satélite cosmológico COBE (Cosmic Background Explorer) que con sus poderosos y avanzados instrumentos examinará más de mil regiones del Universo, con objeto de estudiar esa radiación que se generó en el principio del Universo.

Las galaxias, que son un conglomerado de miles de millones de estrellas, pueden ser de diferentes formas: desde esféricas hasta elípticas muy aplastadas, y pueden tener sus brazos desde muy abiertos hasta cerrados (véase figura 1). También hay galaxias irregulares, 'que contienen según se cree, nubes oscuras y estrellas agrupadas irregularmente.

Muchos aseguran que se trata de galaxias en formación. Un ejemplo de ellas son las nubes de Magallanes.

Nuestra galaxia, la Vía Láctea, es una entre las millones que surcan la inmensidad del Universo. Está situada en el centro de una enorme "burbuja" conocida como halo galáctico, que consiste en una distribución esférica de estrellas y cúmulos globulares (véase figura 2). Formada hace diez mil millones de años, la nuestra es una galaxia espiral que contiene aproximadamente cien mil millones de estrellas, tanto jóvenes como viejas, en un diámetro de unos cien mil años luz (el Sol se encuentra ubicado en uno de sus brazos, a unos 27 000 años luz del centro). El espesor de la galaxia es aproximadamente de 167000 años luz en el centro y de 3 000 años luz en los brazos.

La velocidad de rotación de nuestra galaxia es de aproximadamente 250 km/s y se desplaza en el Universo a unos 500 km/s.

El Sistema Solar se formó hace cinco mil millones de años, con elementos diferentes de los que existían cuando se originó la Gran Explosión, ya que las colisiones atómicas fueron formando otros elementos.

Nuestro Sol pertenece a una segunda generación de estrellas. Se especula que nació de una nebulosa enriquecida con material cósmico que dejó una supernova diez veces más masiva que éste. @

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Galaxia espiral M81 en Ursa Majar. (Foto: Observatorio Lick.)

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Disco galáctico

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70% de las Galaxias son elípticas, 15% espirales, y 15% irregulares.

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Nuestro Sol

Nuestra Vía Láctea es una espiral que cuenta con aproximadamente cien mil millones de estrellas.

Figura 2

Galaxia espiral NGC 253 en la constelación de Sculptor. (Foto: Observatorio Hale.)

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Bóveda celeste

Prólogo a un hoyo negro

La velocidad de escape de un objeto astronómico es una medida de la fuerza gravitatoria que posee.

(Pintura: Jorge Espinoza.)

Francisco Noreña

esde muy pequeños nos llama la atención el fenómeno de la gravedad; nos acostumbramos a que todas las cosas, incluidos nosotros, tienden a caer hacia "abajo" y se quedan pegadas al suelo, pero no deja de sorprendemos que las personas que viven del otro lado de la Tierra se encuentren de cabeza respecto a nosotros. Más tarde nos enteramos de que nuestro planeta, al igual que todos los planetas y cuerpos celestes, atrae a todos los objetos hacia su centro por la acción de la llamada fuerza de gravedad. Esta misteriosa fuerza ha sido estudiada desde hace mucho tiempo y desde diferentes puntos de vista. Hace unos 300 años Isaac Newton, basado en los descubrimientos de sus predecesores, la describió completamente.

Además de su formulación matemática, un aspecto importante de la ley de la gravitación de Newton es su carácter universal: es el mismo tipo de fuerza la que nos mantiene "atados" a la Tierra que la que mantiene a la Luna girando alrededor de nuestro planeta o la que hace que éste gire alrededor del Sol; también es esta la fuerza que gobierna las trayectorias de las naves espaciales y las órbitas de los satélites artificiales que el hombre ha sido capaz de poner alrededor de la Tierra.

La fuerza de gravedad nos mantiene fuertemente unidos a la superficie terrestre, y los intentos del hombre por romper esta atadura, total o parcialmente, han llevado a grandes avances científicos y tecnológicos. Por ejemplo, volar, que atrajo la atención de muchos hombres en diferentes épocas, es una forma de vencer parcialmente a la implacable gravedad. Sin embargo, el ser humano no se conformó con esto y se planteó la meta de volar cada vez más alto, salir de la atmósfera, llegar a la Luna ... huir definitivamente del campo de gravedad de la Tierra; una

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cial del objeto lanzado, más le cuesta a la fuerza de gravedad detenerlo, por lo que alcanza mayor altura. ¿Es posible lanzar un objeto con una velocidad tal que ya nunca regrese?, es decir, ¿existe alguna velocidad de lanzamiento del cuerpo, que la fuerza de gravedad no sea capaz de contrarrestar por completo? La teoría de la Gravitación Universal de Newton responde afirmativamente a esta pregunta. Basta hacer algunos cálculos no muy complicados para encontrar esta velocidad a la que por razones obvias se le ha dado el nombre de velocidad de escape. Además, resulta que la velocidad de escape es la misma para cualquier objeto, puesto que no depende de la masa del objeto lanzado. Por supuesto, nos costará mucho más trabajo imprimirle la velocidad de escape a un cuerpo muy pesado que a uno ligero, pero una vez que adquieren esta velocidad, ya no volverán a la Tierra ninguno de los dos. Otro resultado importante es que no es necesario lanzar el objeto hacia arriba, puede hacerse en cualquier dirección, incluso horizontal. Si el cuerpo alcanza la velocidad de escape ya no regresará a la Tierra sin importar la dirección de lanzamiento, siempre y cuando no choque con otro objeto.

La velocidad de escape es, pues, la mínima velocidad con la que hay que lanzar cualquier objeto para que se aleje constantemente de la Tierra. Hay que aclarar que para poner cuerpos en órbita se requiere una velocidad de lanzamiento menor que la de escape.

Si bien la velocidad de escape no depende de la masa del objeto lanzado, sí depende de la del planeta o cuerpo astronómico de cuya fuerza gravitacional se pretenda liberar al objeto. Por ejemplo, la velocidad de escape de la Luna es la velocidad con la que hay que lanzar un objeto desde la superficie de la Luna para que ya no regrese a ésta.

Pero hasta el momento no hemos hablado de números. ¿Cuál es la velocidad de escape de la Tierra? Para calcular la velocidad de escape de cualquier planeta, la fórmula que resulta a partir de la ley de gravitación es La velocidad de escape en la Tierra es de aproximadamente 40,000 km/h. (Pintura: Jorge Espinoza.]

ventaja en esta empresa es que mientras más lejos estamos de la Tierra, menos trabajo nos cuesta alejamos aún más, ya que la fuerza de gravedad disminuye rápidamente al aumentar la distancia al centro del planeta.

Pero no por ello es fácil la tarea; se requiere de un enorme esfuerzo para poder abandonar la Tierra. Imaginemos que lanzamos un objeto hacia arriba. La altura que éste alcanza depende evidentemente de la velocidad

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~

Xl.,c =

con la que lo lancemos, es decir que mientras mayor sea la velocidad que logremos imprimirle al objeto, mayor será la altura que alcance. Al soltarlo, el objeto queda sujeto únicamente a la fuerza de gravedad, la cual le va restando velocidad hasta detenerlo por completo a cierta altura, a partir de la cual comienza a hacerlo descender; la gravedad en ningún momento deja de actuar sobre el cuerpo. Mientras mayor es la velocidad ini-

2GM

--R- donde M es la masa del

planeta, R su radio y G es la llamada constante de gravitación universal que tiene un valor de G = 6.67 X 10-11 m3/kg • S2 (Sistema Internacional de unidades). Si en la fórmula anterior incluimos la masa de la Tierra, que es M = 6 X 1024 kg y su radio R = 6371 km, encontramos que la velocidad de escape de nuestro planeta es de 11.2 km/s, que corresponde a unos 39 600 km/h. El hombre ya es capaz de producir velocidades aún mayores que ésta. Gracias a ello hemos llegado a la Luna, a Marte (sin tripulantes) e incluso en estos momentos la sonda espacial

Voyager 2 está por abandonar el Sistema Solar para internarse en el medio interesterlar en el que vagará eternamente. .

La velocidad de escape de un planeta o cuerpo astronómico es una medida de la dificultad para abandonarlo, es decir, una medida de su fuerza de gravedad. Como vemos en la fórmula para la velocidad de escape, esto depende por supuesto de la masa del planeta, pero también de su tamaño. De hecho, depende de la concentración de la masa: un planeta tendrá una velocidad de escape mayor que otro con igual masa, pero de mayor tamaño. Para comprender mejor esto sugerimos al lector que calcule la velocidad de escape para varios planetas y satélites del Sistema Solar, incluso del Sol, de los que se conocen sus masas y radios.

Todos los objetos que se encuentran en la superficie de un planeta y que se mueven con velocidades menores a la de escape están atrapados por la fuerza de gravedad del planeta, mientras que aquellos que se mueven con velocidades mayores o iguales a la de escape del planeta pueden vencer la gravedad y escapan definitivamente de la influencia de éste. Cuando hablamos de objetos en la superficie del planeta nos referimos a cualquier cosa que tenga masa, es decir, a cualquier cosa que sienta la fuerza de graved. Desde que Albert Einstein formuló su teoría de la relatividad sabemos, mediante la famosa fórmula E = mc-, que cualquier forma de energía posee masa. Con base en esto, sin entrar en detalles, puede afirmarse que, por, ejemplo, la luz siente la fuerza de gravedad y puede ser desviada por ella. Por otro lado, la teoría de Einstein afirma que es imposible moverse con velocidades superiores a la de la luz (e = 300 000 kmls); es decir, que esta velocidad es la máxima que puede existir.

Con base en lo anterior podemos preguntamos si existe algún cuerpo con una concentración de masa tal que su velocidad de escape sea mayor que la velocidad de la luz. Si existiera un cuerpo así nada escaparía de él, ni siquiera la luz, que es lo que más rápido puede moverse en la naturaleza. A un cuerpo de este tipo se le ha dado el nombre de hoyo negro.

Para damos idea de la relación que debe haber entre la masa y el tamaño de un hoyo negro recurrimos a la fórmula para la velocidad de escape, en la que igualamos la velocidad de escape a la de la luz, es decir: Uuc

=

e

=.J2~M

si de esta fórmula despejamos R,

podemos calcular el tamaño que debe de te-

El diámetro que debería tener la Tierra para ser un hoyo negro es de 1.8 cm, es decir, el tamaño de una canica. (Pintura: Jorge Espinoza.)

ner una masa M para convertirse en hoyo negro. Por ejemplo, el radio que debería tener la Tierra para ser un hoyo negro es de 8.56 milímetros.

Para tener un hoyo negro basta concentrar una cierta masa en una esfera que tenga un radio dado por la fórmula anterior.

Una vez que hemos logrados "construir" un hoyo negro aquí en el papel, nos hacemos las siguientes preguntas: ¿es posible que exis-

tan estos objetos?, ¿hay en la naturaleza mecanismos mediante los cuales puede compactarse tanto una masa?, ¿cómo podemos darnos cuenta de que existen los hoyos negros, si de ellos no sale nada?, ¿en caso de existir, qué otras propiedades y características tienen los hoyos negros?, ¿cómo es la materia dentro de un hoyo negro?

Intentaremos dar respuesta a estas interrogantes en artículos posteriores. @ El Universo

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Protagonistas

Joaquín Gallo desde Tacubaya

José de la Herrán

a los ocho años, ya gustaba de Joaquín, las estrellas. Su padre, don Eduardo, a petición del niño, le había enseñado los nombres de las constelaciones y los de algunas de sus estrellas principales, en aquellas noches de invierno en que, desde el patio de la casa paterna en Tacubaya, lucían con inigualable esplendor en los diáfanos cielos de 1890.La ciudad de México apenas se delineaba al Oriente gracias a las lucesde gas que iluminaban tímidamente su parte central, o el Zócalo, como era conocido por sus habitantes, quienes en su mayoría se habían ya recogido en sus casas.

Quién hubiera podido imaginar que, en unos años más, Joaquín seria el director del Observatorio Astronómicó de Tacubaya, conocido en todo el mundo por su aportación (entre cientos de otras), al proyecto La Carta del Cielo, en el que trabajaban con ahínco los observatorios más prestigiados de muchos países.

Efectivamente, no hacía mucho que don Eduardo lo había llevado a aquel flamante observatorio, construido aliado del ex Arzobispado, histórico lugar en Tacubaya. Allí, el sabio astrónomo, Guillermo Beltrán y Puga, había mostrado a padre e hijo, a través del telescopio Gran Ecuatorial, ese misterioso planeta de los anillos. La visión conjunta del majestuoso instrumento y del planeta sin igual dejó una huella imborrable en el espíritu de Joaquín y tal vez por eso decidió estudiar formalmente la astronomía.

Para 1901,primer año del sigloXX, nuestro protagonista había terminado sus estudios de

preparatoria, en los que tuvo maestros de la talla de Miguel Schultz, Justo Sierra y José Vasconcelos, entre otros. Poco después ingresaba al Colegio de Minería y, paralelamente, comenzaba a trabajar en el Observatorio de Tacubaya con el cargo de "meritorio remunerado", puesto en el que había mucho más de lo primero que de lo segundo.

En el recorrido de su casa al trabajo, el "señorito" Joaquín no tardó en descubrir su primera estrella que, años después, se transformaría en doña Julia Sarlat de Gallo y en la compañera de toda su vida.

Retrato del ingeniero Joaquín Gallo Monterrubio realizado por su nieto Juan Pablo Gallo.

Astrónomo interino y estudioso del Sol Los años 1904y 1905resultaron cruciales para Joaquín, ya entonces pasante: recibió el nombramiento de astrónomo interino, con la oportunidad de visitar varios observatorios en Estados Unidos; además el director del Observatorio, Felipe Valle, lo'comisionó junto con Valentín Gama, para fotografiar el importante eclipse total de Sol que tendría lugar en España. Ya desde entonces, los astrónomos no perdían la oportunidad de esudiar tan extraordinarios espectáculos. Relató sus experiencias de este viaje en sus Remembranzas de España. A su regreso a México recibe el nombramiento de astrónomo titular, tan esperado por él. Comienza a trabajar en la toma de placas fotográficas con el telescopio La Carta del Cielo, de 31 cm de diámetro. Además de participar en este proyecto, inicia sus investigaciones de espectroscopia solar y observa por primera vez en México las protuberancias solares.

El cometa Halley comenzó a ser observado desde 1909 en los principales observatorios y, lógicamente, el de Tacubaya no podía ser menos; a pesar del aumento de trabajo que esto significaba, Joaquín Gallo consiguió recibirse, fotografió el cometa e hizo un viaje de estudios por Europa a los principales observatorios. A poco de haber regresado a México, contrae matrimonio y, cuando esperaba poder dedicarse de lleno a su trabajo ya su recién formado hogar, surge la campaña de Francisco 1. Madero, la caída de Porfirio Díaz y la Revolución se apodera del país.

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E/ ingeniero Gallo y su esposa, con sus tres primeros hijos (22 de junio de /9/4). (Foto: Joaquín Gallo

E/ ingeniero Joaquín Gallo con sus nietos, en /952. (Foto: Joaquín Gallo Sarlat).

Sarlat).

A pesar de ello, Joaquín sigue trabajando en La Carta del Cielo y, gracias a su empeño y dedicación, es designado director del Observatorio en 1915. De inmediato se traslada con su familia a la casa del director, construida para ese fin, en las premisas del mismo; tiene que tomar a su cargo la Dirección de Estudios Geográficos y Climatológicos y comienza la lucha para mantener funcionando todo aquello, muchas veces sin dinero y algunas sin sustento.

Predicción del clima y la hora astronómica Durante aquellos años y los subsiguientes, Joaquín fue blanco de bromas y caricaturas en los diarios, pues se decía que cuando el astrónomo Gallo predecía tiempo despejado para el día siguiente, convenía llevar paragüas, ya que seguramente iba a llover. ..

Joaquín salía de su casa en aquellas ocasiones con su gabardina debajo del brazo, cosa que encantaba a los transeúntes de la ciudad de los palacios ya que ello manifestaba claramente su sentido del humor. ..

Otro eclipse total de Sol muy importante fue el de 1923 en Yerbanís, estado de Duran-

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go; para su observación se organizaron dos grupos y una de las fotografías que obtuvieron figura entre las más bellas e informativas que-se haya tomado de eclipse alguno.

Recordemos que la observación de las estrellas vecinas al Sol, durante un eclipse total, era trascendental para comprobar la teoría de la relatividad. En 1930, la radiodifusora XEW comenzó a proporcionar el servicio de la hora del observatorio por lo que, de inmediato, México y Centroamérica contaron con la hora exacta, astronómicamente obtenida.

Ya doctorado en la Universidad Northwestern de Chicago, y por la UNAM en México, el doctor Gallo ocupa los cargos de secretario y después de rector interino (1932) de la UNAM, sin dejar de atender el observatorio hasta 1947,en que por causas de salud cede la dirección del mismo al doctor Guido Munch (ahora en el ESO*). La Universidad lo nombra investigador emérito y poco después forma parte de su Junta de Gobierno.

El primer planetario de México En 1959, inaugura el Planetario de la Sociedad Astronómica de México (primero en

el país) y poco después recibe la medalla "Luis G. León" de la propia Sociedad que busca premiar su incansable labor de toda una vida como científico y divulgador.

El doctor Gallo, durante su carrera, siempre tuvo tiempo para atender al público y abrir las puertas del Observatorio de Tacubaya, semanalmente, para que la población de México tuviera oportunidad de maravillarse e instruirse en las observaciones que allí podía realizar. Además el libro de cosmografía que escribió con el profesor Anfossi, fue libro de texto en las escuelas preparatorias hasta que recientemente fue eliminada esa materia de los programas de estudio por razones que ignoramos.

Muchos viejos mexicanos recordamos haber observado alguna vez a Marte, a Júpiter y a los demás planetas, a través del Gran Ecuatorial de 41 cm del Observatorio de Tacubaya y haber escuchado con admiración las explicaciones que cariñosamente nos dedicaba el maestro Gallo, cuando subidos en aquella escalera de madera mirábamos por el ocular del telescopio y quedábamos asombrados de manera inolvidable.@ • European Southern

Observatory

Alejandro Garcia-Moreno E.

¿Qué diferencia hay entre una nebulosa y una galaxia?

Hoy está plenamente establecido que una nebulosa y una galaxia son dos objetos celestes totalmentes diferentes. Sin embargo, no fue sino hasta este siglo cuando pudo determinarse la diferencia entre una y otra.

En un principio se creyó que las galaxias eran nebulosas, es decir, nubes luminosas de gas. La confusión original se debió a que tanto las nebulosas como las galaxias aparecían como tenues objetos luminosos en los telescopios. De manera que la creencia general entre los astrónomos a principios del siglo XX era que las nebulosas formaban parte de nuestra galaxia y que la Vía Láctea, a su vez, ocupaba el Universo.

La hipótesis de que algunas de las nebulosas podrían ser otras galaxias ya había sido formulada por Emmanuel Kant en 1755, al considerar que "dichos objetos elípticos" eran "universos islas".

A principios del siglo XX, las nebulosas ya habían sido divididas en dos tipos de acuerdo con su forma: las irregulares y amorfas cercanas a la Vía Láctea, y las elípticas o con estructuras parecidas a una rueda, que en su mayoría se encontraban en partes del cielo alejadas de la Vía Láctea. Las observaciones apoyaban la hipótesis de que las nebulosas del segundo tipo eran de carácter extragaláctico.

Así, durante la segunda década del siglo existían dos posiciones con respecto a las nebulosas. Los astrónomos Harlow Shapley, del Observatorio de Monte Wilson y H. D. Curtis, del Observatorio Lick, encabezaron el debate, que culminó en 1920 ante la Academia Estadounidense de Ciencias. En éste Curtis apoyó la hipótesis de los "universos islas" .

La controversia fue resuelta finalmente en 1923 y 1924 por el astrónomo Edwin Hubble cuando encontró Ceféidas (estrellas variables supergigantes) en M31 (M = objeto Mesier), M33 y NGC6822 (NGC = New General Catalog; Nuevo Catálogo General) y

pudo establecer que dichas nebulosas eran de carácter extragaláctico, es decir, eran galaxias. Algunos astrónomos todavía se refieren a las galaxias como nebulosas extragalácticas.

Las galaxias están compuestas, entonces, por agrupaciones de miles de millones de estrellas, polvo interestelar y nebulosas.

Si bien es difícil observar galaxias con un telescopio pequeño, desde el Hemisferio Norte se puede ver con relativa facilidad la galaxia de Andrómeda (M31), que se encuentra a dos millones de años luz, y desde el Hemisferio Sur las Nubes de Magallanes, a una distancia aproximada de 170 000 años luz.

Finalmente, las nebulosas son grandes nubes de gas y pequeñas partículas sólidas que ocupan parte del espacio interestelar. El gas resulta ser principalmente hidrógeno y helio y se considera que el polvo cósmico se i compone básicamente de oxígeno, carbono, nitrógeno, rnagnesio, silicio, hierro y Las nebulosas posiblemente hidrógeno. son, en las mayoría de los casos, invisibles, por lo que su presencia tiene que ser deducida. De las nebulosas visibles, tal vez la más conocida es la gran nebulosa de Orion (M42) por ser la más brillante. Otras nebulosas famosas son las de La Laguna (M8) y Trífida (M20) en Sagittarius y la nebulosa de Cangrejo en Taurus, que puede observarse con unos binoculares.@

¿Cómo se mide la distancia a una estrella?

Una de las tareas más difíciles para los astrónomos ha sido medir la distancia de las estrellas. De hecho, el primer resultado satisfactorio en este sentido fue obtenido apenas en 1838, cuando el astrónomo alemán Friedrich Bessel midió la distancia a que se halla la estrella 61 Cygni.

Poco después, en ese mismo año, Thomas Henderson y Friedrich Struve midieron la distancia de Alfa Centauri y de Vega, res"

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pectivamente. Sin embargo, el primer método sólo podía utilizarse con las estrellas relativamente cercanas, por lo que sólo hasta fines del siglo XIX y durante el siglo XX se han encontrado las distancias de las estrellas más lejanas.

Para medir la distancia de las estrellas más cercanas se utiliza el método de triangulación, que consiste en observar una estrella desde los puntos extremos de una línea de base, en este caso el diámetro de la órbita de la Tierra. De esta manera, se observa una estrella desde dos puntos diferentes, A y B, separados por una distancia de 300 millones de km (2 unidades astronórnicas), por lo que las observaciones se hacen con seis meses de diferencia, con el objeto de encontrar un pequeño desplazamiento de la estrella en su posición aparente en relación con el fondo de estrellas. Este desplazamiento aparente se conoce como paralaje.

La paralaje de una estrella es el ángulo que se forma entre las líneas que parten de la estrella en dirección al Sol y a la Tierra.

Dicho de otro modo, la paralaje es la mitad del ángulo ACE, donde C es el punto en que se encuentra la estrella.

Debido a las grandes distancias de las estrellas, ninguna llega a tener una paralaje de un segundo de arco (un grado tiene 60 minutos de arco y un minuto tiene 60 segundos de arco); por ejemplo, la paralaje de Próxima Centauri, la estrella más cercana a nosotros, es de 0.76 segundos de arco.

Si existiera una estrella con una paralaje de 1" se encontraría a una distancia de 206265 unidades astronómicas (30 857 x 1012 km) que se define como un parsec (térmico derivado de paralaje y segundo). Un parsec equivale también a 3.26 años luz.

Así, Alfa Centauri se encuentra a 1.3 par secs (pc) o 4.3 años luz.

Debido a que el método de la paralaje sólo puede utilizarse con precisión para estrellas que se encuentran a no más de 30 parsecs o 98 años luz, se necesitan otros métodos para encontrar la distancia de las estrellas más lejanas,@

El Universo Núm. 3, Julio-Septiembre 1990

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Fotografía

Como capturar el eclipse de 1991 Alberto Levy

U

n eclipse total de Sol no sólo es un espectáculo celeste, sino que suscita aquí, en la Tierra, una serie de acciones y reacciones de toda índole. Parece que cuando la gente ha visto un eclipse total de Sol, queda "contagiada" con la fiebre de seguir observando nuevos eclipses, razón por la cualllegarán a México muchos extranjeros a observar y fotografiar el eclipse total de Sol, el próximo año.

¿Qué es un eclipse de Sol? Las órbitas y distancias de la Tierra, la Luna y el Sol son bien conocidas, por eso desde hace varios siglos puede calcularse dónde y cuándo ocurrirán los eclipses. Un eclipse total de Sol ocurre cuando la Luna pasa por delante del Sol y lo oculta (véase figura 1).

En un eclipse virtualmente coinciden los diámetros aparentes del Sol y la Luna vistos desde III superficie de la Tierra. Aunque el

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Sol

Figura l. Diagrama de un eclipse

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El Universo Núm. 3, Julio-Septiembre 1990

Sol es 400 veces más grande que la Luna, ésta se encuentra 400 veces más cerca de la Tierra.

Para poder ver la fase de totalidad en un eclipse, hay que estar situado dentro de la trayectoria de la umbra, es decir, la parte más oscura de la sombra. Como ya es de dominio público, para elll de julio de 1991 esta trayectoria cruzará por Hawai a través del Océano Pacífico y entrará a México por el extremo sur de la península de Baja California (véase el mapa), cruzando el resto del país longitudinalmente por los estados de Nayarit, Sinaloa, Jalisco, Zacatecas, Guanajuato, Michoacán, Querétaro, Hidalgo, Guerrero, Estado de México, Distrito Federal, Tlaxcala, Puebla, Veracruz, Oaxaca y Chiapas (véase mapa del eclipse en El Universo núm. 1).

Hay que hacer muchos preparativos para aprovechar al máximo un eclipse como éste, con más de 6 minutos de totalidad. Es importante, por ejemplo, decidir con muchos meses de anticipación a qué localidad

desplazarse de acuerdo con factores meteorológicos, carreteras de acceso, hoteles, campamentos, comida, seguridad, etcétera.

¿Qué hacer en un eclipse?

Determinado lo anterior, la pregunta es ¿qué hacer en un eclipse? A muchas personas les basta el simple hecho de observar este fenómeno; otros prefieren poder fotografiar una secuencia del mismo. En cualquier caso es necesario tomar todo tipo de precauciones.

El Sol es una estrella de magnitud -27, es decir, 400,000 veces más brillante que la Luna llena, por lo que su intensa radiación debe ser filtrada adecuadamente antes de observar o fotografiar al SoL Aun el famoso astrónomo italiano Galileo Galilei (1564-1642) sufrió de ceguera parcial debido a que no se protegió adecuadamente para observar el SoL El método más sencillo y seguro para observar el eclipse sin mirar directamente al Sol durante la fase parcial, consiste en proyectar la imagen del telescopio en una cartulina o pantalla blanca (véase figura 2), lo que permite la observación segura de varios espectadores a la vez. Además la proyección puede fotografiarse para obtener la secuencia del eclipse.

Otro método seguro (el de la cámara oscura) es hacer una pequeña perforación en una cartulina o lámina y proyectar una imagen del Sol sobre otro cartón o dentro de una caja, dejando una ventana para la proyección.

(Tome siempre la precaución de añadir un filtro al pequeño telescopio buscador o cubrirlo, para evitar que algún curioso se asome y dañe SU retina, parcial o permanentemente.)

A) Telescopio B) Pantalla de

proyección C) Cámara fotográfica

Figura 2. Proyección de la imagen del Sol en una cartulina o pantalla.

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Tabla de diferentes programas de exposición.

Precauciones para observar el Sol El Sol nunca se debe observar directamente y mucho menos a través de binoculares o telescopios sin los filtros adecuados. Los filtros idóneos son los que se colocan delante de los objetivos o lentes principales de los telescopios, binoculares, cámaras, etcétera. Con estos filtros nos protegemos de gran parte de la radiación, tanto infrarroja como ultra violeta, que emite el Sol. La determinación del estado aprobatorio para un filtro solar, tiene un limite máximo de 2,700 watts por metro cuadrado de superficie iluminada. Cualquier energía superior a ésta producirá una lesión permanente en la retina.

Las células fotorreceptoras del ojo (bastones y conos) se dañan cuando la temperatura sube 23° Celsius o centígrados por encima de la temperatura normal del cuerpo humano.

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El Universo Núm. 3, Julio-Septiembre 1990

Filtros solares Los materiales recomendados para filtros solares van desde la película blanco y negro (velada y revelada), láminas plásticas o cristales metalizado s al vacío, hasta filtros más complicados que filtran todo el espectro, menos una fracción de la longitud de onda de luz del hidrógeno o H-a.

Según pruebas efectuadas, las películas de blanco y negro expuestas totalmente a la luz y reveladas al máximo de densidad pueden considerarse como filtros de densidad neutra a lo largo del espectro electromagnético, no así la película o negativo de color que sí deja pasar una parte de rayos infrarrojos y ultravioleta por lo que no se recomiendan. Aun empleando películas de blanco y negro como filtros, no se deben hacer observaciones por períodos mayores de 30 segundos continuos, además debe cuidarse que los negativos no

tengan defectos en la emulsión, como rayones o perforaciones, lo cual crea un gran riesgo para el observador.

Los vidrios de soldador "sombra núm. 14" (no menores) pasan las pruebas de transmisión, pero como son cristales con poca calidad óptica no producen la resolución y calidad deseadas al emplearlos sobre objetivos telescópicos. Nunca debe de emplearse este ti-

po defiltros sobre el ocular del telescopio, ya que ése es el punto de concentración luminica y calorifica del Sol y suelen estrellarse sin advertencia, dañando casi instantanéamente el ojo del observador.

Los filtros de cristales metalizados al vacío con aluminio, plata o con la combinación de cromo y níquel, producen buena resolución, pero resultan de manejo delicado, pues aun al quererlos limpiar se pueden causar rayones o defectos que permitirían el paso de ra-

diación sobre los filtros, además de que son más caros y dificiles de adquirir.

En las últimas dos décadas se ha popularizado el empleo del Mylar -laminado de poliéster- metalizado al vacio con aluminio, el cual se emplea comúnmente como plásticoespejo en decoración y envolturas para regalo. Existen diversas calidades y densidades del metalizado sobre el Mylar. Se recomienda revisar la superficie del Mylar a través de una fuente luminosa (un foco, por ejemplo) y seleccionar las áreas menos transparentes y defectuosas. Háganse pruebas de observación instantánea al Sol, hasta dar con el número de capas necesarias para no ver resplandor alguno alrededor del disco solar. Parte de las características del Mylar metalizado es la de reflejar prácticamente toda la radiación infrarroja y ultravioleta con una calidad óptica aceptable.

Un tipo de filtro más elaborado y caro, que tiende a popularizarse entre los astrónomos aficionados y que permite observar detalles de la cromosfera en una sola longitud de onda de luz es conocido como Hidrógeno-a. Estos filtros, que rechazan todo el espectro luminoso dejando pasar únicamente la luz que corresponde a la longitud de onda de 6,563 Angstroms, (lO-lO metros), son los adecuados para el estudio de protuberancias, filamentos, manchas y granulaciones solares.

Los filtros solares sólo son necesarios durante las fases parciales de entrada y salida de la Luna. Durante la totalidad no es necesario filtro alguno ya que estamos inmersos en la sombra del eclipse y puede hacerse la observación a simple vista, recordando que habrá que tomar nuevamente la precaución de colocar el filtro correspondiente al empezar la fase parcial de salida.

Fotografía del eclipse Fotografiar el eclipse resulta muy motivamente para aficionados, profesionales y observadores en general.

Es importante prepararse de antemano con los instrumentos o equipo de fotografía disponibles, y hacer pruebas de práctica fotografiando el Sol con uno o varios de los tipos de filtros apropiados descritos arriba.

Fotografiar el disco completo del Solo sus fases parciales, es prácticamente lo mismo, así que desde ahora podemos determinar la mejor combinación para el resultado que buscamos. Las exposiciones para fotografía solar se pueden determinar con la siguiente fórmula:

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Serie de fotos del Sol con diferentes filtros solares (película Fujichrome 1(0). 1) El Sol tomado con un filtro H-O/, fl14, tiempo de exposición 1/1000 s y densidad = 4; 2) El Sol con un filtro metalizado de cromo-níquel, f1/5, tiempo de exposición 111000 s y densidad = 4; 3) El Sol con un filtro Mylar (metalizado con aluminio), fI / 5, tiempo de exposición 111000 s y densidad = 3.7; 4) El Sol con un filtro de negativo en blanco y negro (velado y revelado), fl/6, tiempo de exposición l/50 s y densidad = 5, Y 5) El Sol tomado con un filtro para soldador, sombra núm 14, f116, tiempo de exposición 1/250 s. (Fotos: Alberto Levy.)

donde f es la relación de luminosidad de nuestro sistema fotográfico (telefoto con el diafragma a: f/4.5, f/5.6, f/11, etcétera o telescopio a: f/ lO, f/ 15, ectétera. S es la sensibilidad o velocidad de la película en ASA o ISO; t es el tiempo de exposición o velocidad del obturador, y d es la densidad del filtro solar.

La medida estándar de un filtro reductor de luz está dada por su densidad. Un filtro con una densidad de 5 (no confundirlo con un filtro 5x, que se refiere a otra cosa), que reduce la intensidad de la luz 100,000 veces, es el apropiado para la observación solar.

Es importante recordar que el filtro siempre se coloca por delante del telescopio (véase figura 4), instrumento de observación o cámara de fotografia y nunca en medio o al final de la trayectoria de luz.

Ejemplo de cálculo Empleando un filtro de Mylar de densidad 5, una película con valor ISO! ASA de 100y un telefoto o lente de 400 mm a f/ 8, la velocidad del obturador será: f = 8 S = 100 d = 5

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Se deben hacer pruebas fotográficas con anticipación para evaluar el resultado del cálculo; por lo tanto, habrá que hacer varias tomas, incluyendo velocidades superiores e inferiores a la calculada y así definir la exposición específica correspondiente al equipo o instrumentos empleados.

En el segundo contacto, es decir, el momento en que la Luna cubre la mayor parte del disco solar, aparecerán sobre el piso una serie de bandas oscuras y claras conocidas como "sombras volantes", que corresponden a la turbulencia atmosférica (estas sombras se aprecian mejor sobre superficies blancas). A partir de este momento empieza la totalidad del eclipse y puede quitarse el filtro.

Subsecuentemente, se pueden apreciar pequeños rayos de luz que pasan entre las montañas y valles del perfil de la Luna; estos rayos, que fueron definidos como "hilo de perlas" por Francis Baily (1774-1844), pueden verse durante varios segundos, se-

guidos por el ya conocido "anillo de diamante" que es el último punto luminoso antes de la totalidad.

A continuación se observa un disco negro rodeado por la corona solar, el cual varía en forma y tamaño dependiendo de la actividad del Sol en ese momento, por lo que se pueden apreciar protuberancias en el perímetro del disco negro.

Durante la totalidad es recomendable hacer series de fotografias con diferentes velocidades del obturador, desde un máximo de 1! 500 s a un mínimo de 1/2 s, para tener la secuencia del cambio de luminosidad en la primera parte de la totalidad. El procedimiento debe invertirse para la segunda parte.

Las series fotográficas son importantes para registrar la evolución a partir de las perlas de Baily, el anillo de diamante, las protuberancias solares, la baja corona y la alta corona, e incluso algunas estrellas y planetas luminosos.

En el tercer contacto, el momento en que la Luna empieza a salir del disco solar, se incrementa el brillo con gran rapidez por lo que hay que volver a colocar el filtro correspondiente, y repetir el proceso empleado en las tomas fotográficas de las fases parciales.

La tabla que se muestra sirve de guía para planear diferentes programas de exposiciones.

Con información y preparación suficientes, un eclipse total de Sol resulta una experiencia inolvidable para todo mundo; sólo resta esperar que tengamos cielos despejados. (j) El Universo Núm. 3, Julio-Septiembre 1990

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Bóveda celeste

Vida y muerte de las estrellas Héctor Ceceña

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uando se trabaja con cosas tan grandes como estrellas o galaxias, sucede una cosa muy curiosa -sobre todo si uno está interesado en que alguien que no conoce de esto sea capaz de comprenderlo-: no hay manera de hacer comparaciones que tengan que ver con nuestras dimensiones cotidianas. Y para que usted pueda adentrarse en esto, empecemos por un número. Imagínese usted 1057 átomos. ¿Ya? No, no quiero que se imagine el número (un 1 con 57 ceros o lo que es lo mismo, unos renglones de ceros como los que a continuación presentamos: 10000000000000 0000000000000000000000000000000000000 000‫סס‬00), quiero que se imagine la cantidad. ¿Qué hay en la Tierra que tenga esa cantidad de átomos? Tal vez usted se haya imaginado el total de todos los granos de arena de todas las playas del mundo. Pues no, este total asciende tan solo a 1025 (1000000000000000 ‫ס‬0‫ס‬0000000). Y para no irnos tan lejos, le diré que aquel número (1057) es mayor al número total de átomos que tiene la Tierra. A esto me refiero cuando hablo de números que no tienen comparación con nuestra realidad de todos los días.

Hay, entonces, números, cantidades, que son del dominio de las estrellas. Demos unas cuantas cosas más que funcionen en dimensiones estelares: un volumen de varios billones de kilómetros de radio, varios miles de millones de años y la más débil de las cuatro interacciones fundamentales de la naturaleza: la gravitatoria. ¿Qué se puede obtener de

esta mezcla donde imperan millones, billones, trillones y n-llones junto con la interacción gravitacional?

Pues si estamos hablando de dimensiones estelares, una posible y razonable respuesta sería una estrella. Si distribuimos 1057 átomos de hidrógeno (que es el elemento más abundante en el Universo) en un volumen de varios miles de millones de kilómetros de radio, a lo largo de miles de millones de años se formará, por efecto de la fuerza de gravedad, una nube en continua contracción que conocen los astrónomos como nube oscura o molecular, debido a que se trata de una especie de gas muy poco denso, cuya opacidad aumenta al contraerse (hay más materia por unidad de volumen para tapar la luz que pudiera pasar por ella) y donde los choques aleatorios entre los átomos han formado moléculas de, por ejemplo, monóxido de carbono. La temperatura de este tipo de nube es de aproximadamente -263 grados Celsius o centígrados y, de hecho, son los objetos más fríos que se conocen en todo el Universo. Esta nube sigue su andar de contracción gravitatoria durante algunos millones de años más, provocando que su temperatura aumente. Microscópicamente, los átomos que se encontraban distribuidos en miles de millones de kilómetros, disponen ahora de mucho menos espacio que originalmente y, conforme la nube se va compactando, los choques entre ellos -átomos de hidrógeno principalmentese van haciendo cada vez más frecuentes y violentos. Los físicos lla-

man a esto aumento de la energía cinética de un gas y es la versión técnica de lo que conocemos como aumento en la temperatura.

La nube, efectivamente, aumenta su temperatura de manera continua hasta llegar a los 50,000 grados Celsius y disminuye su tamaño de varios miles de millones de kilómetros a unos 150 millones. Ya en este momento, en el interior de este cuerpo, los choques entre los átomos son a tal velocidad y con tal fuerza, que pueden arrancar a los electrones de sus órbitas y formar una mezcla de dos gases: uno de protones y otro de electrones. Se forma, entonces, lo que se conoce como protoestrella. Una protoestrella como la que imaginariamente estamos formando emite energía en forma de luz y calor. De hecho, es un objeto más brillante que nuestro Sol pero no se le denomina estrella debido a que esta energía se obtiene del autocolapso gravitatorio que está sufriendo la nube, y no de las reacciones nucleares que caracterizan a las estrellas.

Después de 10 millones de años de continua contracción y aumento de temperatura, la protoestrella tendrá un tamaño de aproximadamente 2.5 millones de kilómetros y una temperatura en su superficie de 10 millones de grados Celsius. Este momento es importante en la historia de cualquier estrella; para poder entenderla mejor, utilicemos de nuevo el microscopio de la imaginación.

A estas temperaturas y dimensiones, los choques entre los protones son lo suficientemente violentos como para poder vencer el rechazo El Universo

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ENANAS BLANCAS

en el centro de la estrella. Cuando una estrella, tras mucho tiempo de estar encendida, ha consumido la mayor parte de su combustible, esto es, del hidrógeno que la mantiene encendida, la fuerza gravitatoria empieza a ganar la batalla por contraerla dado que el ritmo de la fusión nuclear disminuye (ya no hay suficientes átomos para seguir fusionándose al mismo ritmo que antes) y tiene lugar un curioso efecto: la temperatura vuelve a ascender con lo cual se recalienta el núcleo y provoca que el ritmo de producción de helio vuelva a incrementarse. Esto, a su vez, ocasiona que el núcleo caliente rechace a la masa de gas que lo rodea y ésta pasa de contraerse a expandirse. Al expandirse, la temperatura disminuye y, como cíclica consecuencia, disminuye el ritmo de producción de helio; la estrella vuelve a contraerse y la historia se repite, aumentando cada vez más la temperatura, hasta llegar al valor necesario para poder lograr la fusión nuclear con helio como combustible para producir átomos de carbono y oxígeno. A este momento se le conoce con el nombre de "el relámpago de helio" . La estrella crece y su color pasa de amarillo a rojo: se ha convertido en una gigante roja. En el caso de nuestro Sol, está "infladita" hará que su superficie llegue hasta la órbita de Marte. Tierra: caput.

Doble cúmulo de Perseus, en la constelación del mismo nombre. Foto tomada con una astrocámara de 35 cm de diámetro a f/ 1.7; la película original es Fujichrome 100, aunque aquí aparece en blanco y negro. El tiempo de exposición fue de 15 mino (Foto: Alberto Levy.)

electromagnético entre ellos y quedar al alcance de las fuerza nucleares que son de muy corto alcance. Cuando esto sucede, dos protones pueden quedar pegados, fusionados, debido a estas fuerzas y se forma un átomo de deuterio (una variante del átomo de hidrógeno), liberando un poco de energía.

Imagínese la cantidad de energía liberada cuando pensamos que hay del orden de 1057 átomos para realizar este proceso, mejor conocido como fusión nuclear. Cuando esto ocurre, oficialmente ha nacido una estrella como nuestro Sol. 17 millones de años después de que comienza la fusión nuclear en su centro; 27 millones de años después de que la protoestrella empieza a contraerse llega a la etapa de estabilidad más larga de su existencia. Aproximadamente el 90070 de su vida "vivirá" con base en la producción de helio

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El Universo

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a partir de hidrógeno, en un equilibrio entre la fuerza gravitatoria que lucha por contraerla y las fuerzas nucleares que luchan por hacerla explotar. Como diría mi abuelita: "Ni tanto que se colapse el astro, ni tanto que ya no alumbre ... " Mientras haya hidrógeno, habrá estabilidad. Nuestro Sol está a la mitad de esta etapa y llegó a ella hace aproximadamente 4 500 millones de años.

No se preocupe, todavía nos quedan algo así como cinco mil millones de años para emigrar del planeta. Porque habrá que salir de este planeta ...

El helio va formando un núcleo central que se encuentra tremendamente comprimido por la presión de las capas exteriores que caen hacia el interior de la estrella. Este núcleo está sometido a tales presiones que podemos concebirlo como una esfera sólida

A partir de este momento, la historia de la estrella dependerá principalmente de su masa: para nuestra estrella madre, este proceso de expansión de las capas exteriores -con la consecuente disminución en su temperatura- continuará hasta formar una especie de nebulosa esférica alrededor de un cuerpo central tremendamente masivo con un radio de unos 30,000 km, consistente en un núcleo de carbono y oxígeno y una coraza de helio sólido ardiendo a una temperatura de unos 30,000 grados Celsius; la estrella será de color blanco. Nuestro Sol terminará sus días como una enana blanca que lentamente irradiará el poco calor que genere, hasta convertirse en un oscuro objeto: una lápida en el panteón estelar.

Sin embargo, si tuviéramos una estrella con una masa cuatro o más veces mayor que la de nuestro Sol, otra sería la historia. Una estrella así es capaz de generar tal cantidad de energía en su contracción que puede llegar a elevar la temperatura hasta 600 millones de grados y dar lugar a un "relámpago de carbono" . La estrella puede fusionar átomos de carbono para dar lugar a átomos más complejos como los del neón, el hierro y el magnesio.

Este relámpago de carbono, aunque del mismo tipo que el de helio descrito previamente, es muchísimo más violento y, para estrellas de 4 y 8 masas solares, puede llegar a producir una detonación estelarmente violenta llamada supernova. La mecánica es más o

menos como sigue: la contracción de la gran masa de esta estrella es suficiente para elevar la temperatura del núcleo pero, debido a características peculiares de incompresibililidad (no se puede comprimir) que se dan en él, este es incapaz de expandirse y enfriarse como en el caso del helio. Resultado: la temperatura aumenta, el ritmo de producción de carbono se incrementa, lo cual a su vez, aumenta la temperatura de la estrella, que aumenta la temperatura del núcleo ... y así sucesivamente.

La estrella se transforma: pasa de ser un reactor de fusión controlada a una bomba de carbono que produce una detonación estelar.

Paradójicamente, si la estrella es mayor a las ocho masas solares no se produce el relámpago de carbono, pues las densidades en su centro no son tan altas como las de sus hermanas menores. Esto hace que la temperatura aumente gradual y continuamente permitiendo la ignición del oxígeno previamente formado y la creación de elementos más pesados. Esta historia sigue más o menos de esta forma: cuando la mayor parte de oxígeno se ha consumido, la estrella se contrae, aumenta su temperatura, se inician reacciones nucleares con base en elementos más complejos, esto detiene la contracción, etcétera. Todo igual hasta que se llega al hierro. Este elemento tiene la característica sobresaliente de no proveer energía cuando se inician reacciones nucleares con base en él; necesita que se le suministre energía. El hierro no provee de material para obtener energía, muy por el contrario, la fusión nuclear en el caso de este elemento hace que la estrella se apague. De esta forma el colapso gravitatorio no tiene ya rival y comprime a la estrella. La energía que, en los casos anteriores, hacia aumentar la temperatura durante la compresión, es ahora absorbida por el núcleo de hierro que para estos momentos tendrá una temperatura de varios billones de grados. La contracción se acelera hasta que los núcleos de átomos vecinos se tocan. En ese momento se detiene y la estrella, comprimida como un gigantesco resorte, repentinamente se distiende en una titánica explosión estelar. Otro tipo de supernova. ¿Qué sucede con la estrella tras la increíble explosión? En el centro de la explosión queda una esfera de poco más de 30 kilómetros de diámetro, tan tremendamente comprimida que los electrones y los protones se combinan para formar neutrones.

Su nombre no puede ser más original: estrella de neutrones.

Sin embargo, bajo ciertas condiciones (que escapan a las intenciones de este artículo) la contracción no se detiene ahí y puede seguir hasta convertir a la estrella en una esfera de unos 6 kilómetros de diámetro, con un campo gravitatorio tan intenso que cualquier objeto que caiga en ella no podrá jamás escapar, ni siquiera lo más veloz que

Nebulosa La Trifida (M20) y Nebulosa La Laguna (M8); el trazo diagonal corresponde al paso de un meteorito. La foto se tomó con una astrocámara de 35 cm de diámetro a f/1. 7; película Fujichrome 100; tiempo de exposición: 20 minutos. (Foto: Alberto Levy.) conocemos: la luz. Se forma lo que se conoce como hoyo negro.

En un planeta como el nuestro todos experimentamos el tirón gravitacional y sabemos que si lanzamos una pelota hacia arriba, ésta llegará más alto mientras más "fuerte" la lancemos. ¿Qué tan "fuerte" habría que lanzar una pelota para que no volviera a caer? Si logramos imprimir a la pelota una velocidad de aproximadamente 12 kilómetros por segundo, la pelota no volverá a caer.

Saldrá de la influencia del campo gravitatorio terrestre.

En el caso de un hoyo negro, la velocidad que tendríamos que alcanzar sería mayor a la velocidad de la luz. Einstein demostró que no hay nada en nuestro Universo que pueda viajar con una velocidad mayor a la de la luz.

Un hoyo negro es un cuerpo en cuyo inte-

rior las leyes de la física se rompen tal y como las conocemos. Baste decir lo siguiente: como nada de lo que cae vuelve a salir, un hoyo negro debe aumentar su masa a lo largo del tiempo; al aumentar su masa, la contracción sigue su camino y entonces ... ya no sabemos. ¿Podría ser que obtuviéramos un cuerpo con volumen cero? ¿ Y si la contracción no se detiene ahí? ¿Tendría caso hablar de volúmenes negativos? Estas ya son meras especulaciones. Lo que no es especulación, es que con un poco más -pensando en dimensiones estelares, claro está- de los 1057 átomos con los que comenzamos podemos formar un hoyo negro como el que posíblemente se encuentra en el centro de nuestra galaxia.

Así que si usted dispone de 1057 átomos y no sabe qué hacer con ellos ... @ El Universo

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2. Diámetro aparente y magnitud del disco rnarciano a través del telescopio, en 1990.

Miles de rocas porosas en la Planicie de la Utopia, tomadas por el Vikingo, 2. (FOIO: NASA.)

incluso al ser observado a través del telescopio, podremos observar claramente los colores que dan contraste a su superficie; el amarillo-anaranjado, el café oscuro y verdoso de algunas planicies y el blanco de los casquetes polares. Si empezamos a observario en los meses de julio, agosto y septiembre, probablemente no nos impresionemos tanto, ya que el tamaño aparente del globo marciano será aún pequeño, y además presentará la fase como la de la Luna después del cuarto creciente.

Conforme la Tierra se acerque a Marte, durante los meses venideros, el tamaño del globo mar-

30

El Universo

ciano se incrementará mente.

notable-

Marte a través del telescopio Para poder observar claramente el planeta rojo durante esta oposición, se requiere un pequeño telescopio de por lo menos 60 mm de diámetro en el objetivo y 900 mm de distancia Iocal. Debido a que el diámetro aparente del disco marciano es muy pequeño (en este caso alcanzará 18.1 segundos de arco) es necesario utilizar los oculares que den el mayor número de aumentos. Los oculares de un telescopio tienen una clasificación

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milimétrica, y se pueden encontrar para distintas distancias focales. Para pocos aumentos podemos utilizar oculares de 40, 32, 25 Y 18 mm; para un término medio, de 12 y 9 mm, y para grandes aumentos, de 7, 6, 5 o 4 mm.

Para saber el número de aumentos, sólo hay que dividir la distancia f'ocal de nuestro telescopio entre los milímetros de nuestro ocular: así por ejemplo, un telescopio de I 500 mm de distancia focal con un ocular de 6 mm amplificará la imagen 250 veces.

También se puede utilizar una lente Barlow y duplicar o triplicar la potencia según el ocular, pero

recordemos que a mayor aumento, más oscura será la imagen y mayor distorsió n at mosférica podrá notarse, dependiendo de la hora y lugar de observación.

Por otra parte es necesario que la montura del instrumento esté bien apoyada y sea estable, ya Que la vibración y la turbulencia hacen difícil la observación.

La montura puede ser altazimutal o ecuatorial, dependiendo del tipo y calidad del instrumento, y puede contar con un motor para contrarrestar la rotación de la Tierra y poder hacer observaciones prolongadas, sin tener Que estar corrigiendo la deriva.

/::1 gran volcán Olympus, rodeado por roca fracturada erosionado troto. NASA.)

y

Canal murciano de tamaño intermedio, situado a 4 000 km al noroeste del lugar donde amar/izó el Vikingo l. (F%: NASA.)

Características principales de la observación Siempre es emocionante mirar a través del telescopio y poder contemplar lo que sucede en otro mundo; como en el caso de Marte, una joya del Sistema Solar con muchos fenómenos estacionales y cíclicos visibles desde la Tierra.

En un área de Marte, la región de Tharsis, surgen enormes conos volcánicos de un antiplano. El monte Olympus tiene más de 600 km de diámetro y 25 km de altura con una caldera de unos 80 metros de diámetro.

Precipicios verticales de 2 km de alto rodean la periferia, indicando la existencia de

erosión atmosférica debido a la gran cantidad de polvo. Un suceso tectónico principal ha hendido la superficie situada inmediatamente al sur del ecuador y ha producido un cañón de 5 000 km de largo con hasta 140 km de ancho y casi 5 km de profundidad.

Este cañón experimenta, a todo su largo, inversiones térmicas que causan grandes tempestades de polvo y arena, las cuales se esparcen por toda la superficie oscureciendo los detalles que el planeta nos muestra.

También podemos observar claramente y debido a su brillantez los casquetes polares, los

cuales están formados por bióxido de carbono condensado con indicios de vapor de agua, los cuales experimentan un incremento de tamaño a mediados del otoño y empiezan a decrecer al iniciarse la primavera.

También podemos percatamos de la rotación del planeta, realizando observaciones a distintas horas, iniciándolas desde los primeros momentos de la noche.

Tomar fotografías es muy emocíonante, ya que la fotografía es de una ayuda invaluable para la observación.

Para tomar algunas fotos del planeta debemos contar con una cámara de 35 mm del tiEl Universo

po réflex, de lentes desmontables, asi como con un adaptador que nos permita conectar la cámara al telescopio e insertar un ocular dentro de este adaptador, para seleccionar los aumentos necesarios. a fin de que el disco del planeta aparezca de un tamaño considerable en nuestra foto y se puedan distinguir claramente los detalles importantes.

Se puede hacer el intento con película en blanco y negro o a color (se recomiendan la Tri X-Pan-400 y la Ektachrome 200, respectivamente), y probar exposiciones que van desde 1/4 de segundo hasta 2 segundos.@ Núm. 3, Julio-Septiembre

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Diccionario astronómico

Weber (Wb). Unidad de flujo magnético igual a 106 maxwells.

Werner (líneas de). Líneas espectrales de hidrógeno molecular en la región ultravioleta del espectro, en la misma región general que las líneas Lyman del hidrógeno atómico.

Westerhout (catálogo). Catálogo primitivo de radiofuentes compilado por el astrónomo Gary Westerhout de la U niversidad de Maryland en 1950.

W3 (Westerhout 3) (le 1795). Nube densa de gas, región HII y máser OH, situada a 3 kiloparsecs (kpc) en Orión. Tiene una velocidad peculiar mayor a 10 kms :': W4. Región HII brillante asociada con el cúmulo IC 1805.

W5. Región HII brillante asociada con el cúmulo IC 1848.

W43. Complejo

de regiones HII'

W44. Radiofuente, remanente de supernova con una muy distorsionada estructura .de cascarón situada entre 2 y 3 kpc del plano central de la galaxia. Se encuentra rodeada por una fría nube densa de hidrógeno y es la fuente de emisión de CO y H20.

W49. Radiofuente, región HII gigante en Orión e intensa fuente máser de agua, situada a 14 kpc. W49A es la radio fuente térmica más poderosa conocida dentro de la Vía Láctea; W498 no es térmica.

Widmastiitten (figuras). Trazos geométricos encontrados en algunos meteoritos férreos (octahedritas), consistentes en grupos de líneas paralelas que se intercruzan con diferentes ángulos.

Wiener (teorema). La función de correlación de una variable aleatoria es proporcional a la transformada de Fourier de la función de distribución asociada.

Wien (ley). La longitud de onda en la cual un cuerpo negro emite la mayor cantidad de radiación es inversamente proporcional a su temperatura absoluta.

Wiik (clasificación).

En 1956, Wiik clasificó las condritas carbonáceas de la siguiente manera: Cl , las menos densas y más fuertemente magnéticas; son las más primitivas y muestran una alteración química mínima. C2, débilmente magnéticas o no magnéticas; C3, son las más densas, pobres en contenido de agua y por lo general en su mayor parte son de olivino.

Wílson-Bappu (efecto). Relación lineal entre el ancho del centro de emisión K2 en la línea de resonancia del Ca., a 3933 Á, detectable para estrellas del último tipo, así como para las magnitudes absolutas de las estrellas.

WLM (galaxia Wolf-Lundmark-Melotte).

Galaxia enana del tipo de las de Magallanes, que fue descubierta por M. Wolf en Heidelberg a principios de siglo y redescubierta por Lundmark y Melotte, y que se encuentra a una distancia entre 1.3 y 1.76 Mpc; probablemente pertenece al Grupo Local. Tiene poco brillo superficiai (Mv = -15.98).

Wolf (número) (R). Conocido también como número relativo de manchas solares. Proporciona un índice del número de manchas solares, así como del número de grupos de manchas, en un tiempo dado.

R = k (lOg + f), donde k es una constante que depende de las condiciones de observación, g es el número de grupos de manchas y f es el número de manchas individuales visibles en el Sol en un tiempo dado.

Wo1f-Rayet (estrellas).

Una de las clases de estrellas muy luminosas, muy calientes (500 000 K), cuyo espectro presenta líneas de emisión anchas (principalmente de H, y HII), que se cree se hayan originado a partir de material continuamente eyectado de la estrella a velocidades del orden de 2 000 km S-l. Pueden ser los núcleos de helio de las estrellas expuestos que en algún momento se encontraban en la secuencia principal quemando hidrógeno.

Algunos espectros Wolf-Rayet muestran líneas de emisión dominantes que provienen de iones de carbono (estrellas WC); otros muestran líneas de emisión dominantes de iones de nitrógeno (estrellas WN).

Wollaslon (prisma). Prisma empleado ner luz polarizada en un plano.

para obte-

WRA 977. Estrella 81.5 la, compañera de la radio fuente X 4U 1223-62 (con periodo de 700 s).@ El Universo

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Construya su telescopio ~

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El aficionado y su telescopio

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Tercera parte

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Alberto

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continuar el desbastado, la Al zona central esmerilada se amplía hasta alcanzar todo el borde del espejo. Ya habrá concavidad, aunque no la suficiente.

Una regla colocada sobre el disco de vidrio en su diámetro sólo tocará los bordes, dejando un pequeño espacio en el centro. Al continuar el trabajo, la superficie cóncava se hará más profunda. Si no se registra el progreso, se corre el riesgo de un exceso que habrá que rectificar regresando, a costa de más tiempo y esfuerzo. Por lo tanto, deben empezar las medidiones.

Verificación de la curvatura El patrón o plantilla descrito antes entre los utensilios, se coloca sobre la superficie esmerilada ante un fondo bastante claro. Si la luz pasa sólo por los bordes, habrá que proseguir en la tarea; si no hay intersticios visibles a todo lo largo, ya se completó el desbastado; si se ve un claro en la zona de en medio, se ha excavado excesivamente y habrá que trabajar retrocediendo.

Cuando el patrón de registro está por cubrir todo el diámetro del espejo, la operación debe hacerse moderada; podrá aflojarse la presión inicial, y los impulsos o carreras a través de los discos de-

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El Universo

Núm.

ben ser más cortos; el espejo ha de rebasar sobre la herramienta unos 3 cm como máximo. Si la plantilla indicó una curvatura exagerada, el error puede remediarse esmerilando con la posición de los discos a la inversa, es decir, poniendo el espejo abajo y trabajando con la herramienta encima de aquel, con los movimientos de menor amplitud mencionados antes. (Si el esmerilado continuara en esta forma por un lapso igual al empleado hasta aquí, se podría, si se deseara, restablecer las superficies planas en ambos discos.)

En el transcurso de la tarea, el abrasivo necesitará renovarse frecuentemente porque muchos granos se desbordarán alrededor de la herramienta sin haber sido completamente triturados. Este material puede recogerse al final de cada sesión; el abrasivo con el polvo de vidrio se vaciará en un tarro con agua donde, después de agitarlo, se depositará en el fondo por la gravedad. Al cabo de cierto tiempo quedará arriba el agua blanquecina del polvo de vidrio que se vaciará. El abrasivo remanente se recupera para su empleo.

Por estar parcialmente fracturados los granos son más útiles después del terminar con el abrasivo núm. 80.

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El grado de la concavidad del espejo y su curvatura se relacionan íntimamente con su longitud focal, que en el telescopio que se está construyendo se procura que sea de 1.20 m. Las leyes de la óptica establecen que la distancia focal es igual a 1/2 del radio de curvatura del espejo esférico.

Por lo tanto, cuando la plantilla llegue casi a tocar todo el diámetro del espejo es muy conveniente medir con más precisión la profundidad lograda. Hasta aquí ese patrón ha servido para medir grosso modo, pero no se podrá determinar con toda precisión la distancia focal requerida sin observar el reflejo de la superficie que se está modelando. Hay que medir, ya sea la distancia focal o el radio de curvatura o ambos mediante luz reflejada por el espejo.

Control de la distancia focal La medición de las distancias se efectúa en el exterior del improvisado taller, reflejando la luz solar, o también en el interior del cuarto en penumbra, observando el reflejo de una luz portátil; en ambos casos, teniendo el espejo mojado.

El radio de la curvatura del espejo esférico se mide en el interior de un cuarto y deberá disponer-

se de un espacio libre frente al espejo de, por lo menos, tres metros.

Lávese el espejo y sin secarlo, se coloca de canto en un sitio en que quede firmemente apoyado para impedir que ruede o se caiga. Debe descansar apoyado casi verticalmente entre dos estaquitas en su parte inferior y dispuesto a una altura menor que los ojos del operador. (Para ésto es preferible utilizar parte del dispositivo que servirá en las pruebas de Foucault, que se puede armar con dos tablas, una cuadrada, de 20 cm por lado y otra rectangular, de 20 x 30 cm, colocadas según se observa en la figura l. Bajo la tabla larga que sirve de base se ponen una o dos cuñas para dar una ligera inclinación hacia atrás al conjunto y poder variar esa inclinación al grado conveniente).

Estando a menos de un metro frente al espejo mojado, enciéndase una luz portátil-una linterna de baterías- sostenida a un lado de la cabeza, junto alojo correspondiente; se podrá encontrar el reflejo luminoso moviendo la luz en varias direcciones.

Cuidando que la luz quede cerca y a un lado de la cara, retrocédase poco a poco alejándose del espejo y procurando al mismo tiempo que el reflejo no desaparezca de

la superficie mojada. Conforme se vaya aumentando la distancia al espejo, se notará que el reflejo se va haciendo más extenso; a la vez, esa imagen se desplazará en la misma dirección que sea movida la luz lateralmente. Llegará un momento en que el disco se ve lleno de luz. Aquí se está cerca del centro de la curvatura. Si se sigue retrocediendo se verá que el reflejo vuelve a reducir su tamaño y que al llevar la luz hacia un lado, el reflejo se desplaza hacia el lado contrario. Aquí se habrá sobrepasado al centro de curvatura.

Regrésese hacia el espejo y muévase la luz, siempre cercana al ojo, y obsérvese con cuidado hacia qué lado se va el reflejo. Entre dos puntos en que se mueve en direcciones opuestas, hay uno en que ese reflejo inunda todo el espejo y se enciende y desaparece sin poderse precisar en qué dirección se mueve. Allí se encuentra el centro de la esfera del espejo que se está midiendo. Se deberá marcar en alguna forma el sitio, por ejemplo en el piso, para referencias posteriores, cuidando que en ellas el espejo quede colocado en el mismo lugar ocupado en la primera vez.

La distancia focal se puede registrar con bastante precisión reflejando la luz solar. No estando el Sol muy alto y con el espejo mojado, se le lleva ante su luz. Se puede estar a la sombra de alguna pared, o umbral de puerta o ventana. Una varilla o bastón de 1.5 m de largo servirá para marcar dónde queda la distancia focal. Preséntese el espejo al Sol y encuéntrese el reflejo de la superficie mojada.

A menos de un metro de separación de la pantalla improvisada, el reflejo es casi del tamaño del espejo; alejándose lentamente se reduce hasta formar un pequeño círculo de 1 cm aproximadamente. Con más separación espejoreflejo, se vuelve a ampliar la imagen. Con la varilla apoyada donde se recibe el reflejo y el espejo junto a ella, márquese el punto en que esté ti espejo cuando el reflejo se hace más pequeño y definido. Esa es su distancia focal.

Si con el reflejo de la lámpara la marca señaló una distancia cercana de 2.5 m, o con el Sol 1.25 m, suspéndase el trabajo del esmeril más

Figura l. Dispositivo para realizar las pruebas de Foucault,

grueso, el núm. 80. Si es mayor en 10 o más centímetros en el primer caso o de más de 5 cm en el segundo, continúese con el mismo abrasivo, pero con movimientos de menor amplitud, y aflojando la presión, como se indicó antes. En el caso de que las distancias sean menores que 2.40 m o 1.20 m, respectivamente, hay que regresar operando con las posiciones a la inversa: espejo abajo y herramienta encima.

El trabajo con esmeril grueso y movimientos largos produce' la profundidad deseada. Sin embargo, la concavidad no será precisamente la esferoidal que se desea producir. Habrá un hundimiento exagerado en el centro del espejo, así como una pendiente más acentuada hacia el borde de la herramienta (véase figura 2).

Por lo tanto, al progresar el desbastado y acercarse a la profundidad requerida, según lo registrado en las pruebas con la plantilla o con los reflejos, es necesario acortar los movimientos de vaivén; el espejo sólo habrá de rebasar la herramienta un tercio de su diámetro. Así se logrará que poco a poco, ambos discos modelen recíprocamente su curvatura, de modo que en cualesquiera de las posiciones posibles entre sí, se correspondan sus superficies. Es posibles que el radio de curvatura

Figura 2. Hundimiento en el centro del espejo y pendiente más acentuada en el borde del mismo.

sea alargado un poco con este método: unos cinco o 10 cm máximo. Sin embargo, ese radio se acortará aún durante lo que reste trabajando con el abrasivo núm.

80, o con los dos subsecuentes, al cabo de lo cual, se llegará con mayor aproximación al radio de curvatura escogido. Al final del desbastado, el aficionado habrá empleado unas tres horas de su tiempo de trabajo efectivo.

Comienzo del alisado Al comprobarse que se está cerca del radio elegido, se estará en condición de continuar el trabajo El Universo

con el esmerilante que sigue de menor grueso, el núm. 120. Antes de trabajar con estos granos es obligatorio limpiar todo perfectamente. (Esto es indispensable cuando se pase de un esmerila otro más menudo). Se deberá eliminar radicalmente todo lo que quede del abrasivo núm. 80, sin que haya algún vestigio de ese material en los discos, la mesa, los retenes, vasijas, manos, uñas, ropa del operador y cuanto objeto haya en el lugar de trabajo. Lávense los vidrios con suficiente agua frotándolos con una muñeca hecha con trapos que se eliminará. Esta operación no se debe desestimar Núm. 3, Julio-Septiembre

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Cuadrantede John Hadd~l~e~~,~I~L~?3;-"':;;'~':':;'~~;:¡_"Í!f--

Figura 3. Prueba de contacto.

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pues es sorprendente cómo algún granito de esmeril suele esconderse en cualquier parte, sólo para aparecer en una operación posterior, cuando es un material completamente indeseable. Aún la partícula de un abrasivo fino, depositada en la brea pulidora, será capaz de dejar su huella con rayas, que se borrarán sólo regresando a trabajar con el esmeril que las produjo.

Vuélvase a disponer las cosas como al principio y continúese esmerilando con el segundo abrasivo. Sígase la rotación de los discos pero acórtese la longitud de los impulsos y dése preferencia al trayecto diametral, de modo que el espejo no rebase a la herramienta más de un tercio del diámetro. Después de varias rotaciones, el radio de curvatura se acortará; revísese su distancia. Como el espejo tendrá una textura menos áspera, el reflejo luminoso será más claro. Continúese el trabajo hasta que el radio llegue a 2.5 m o la distancia focal a 1.25 m. Será preciso ahondar la concavidad con esmeril de este grado, pues los siguientes serán poco efectivos para modificar la curvatura y sólo se emplearán para alisar gradualmente la superficie.

Si se llegó a la medida ya mencionada, ahora revísense las condiciones de la superficie. Es muy importante que los minúsculos pozos dejados por el esmeril grueso, desaparezcan por efecto del abrasivo que le sigue en turno.

Esto se detecta por medio de una lupa de fuerte aumento (5x o 6x).

Lávese el espejo y después de secarlo examínese por transparencia contra la luz. Mirando con atención, se notarán entre la textura unos hoyitos que se destacan: son los que deberán desaparecer.

En estos hay que perseverar desde el principio. Es erróneo dejar los hoyitos o que la textura del borde del espejo sea más aspera que la del centro, en la creencia de que bastará prolongar el trabajo con el último esmeril para que eso desaparezca, pues no sucederá. Por lo tanto, examínese con atención toda la superficie del espejo y compruébese que la textura sea uniforme, tanto en el centro como en la periferia (si se prefiere dejar la profundidad con esa última medición, o aún con 1.30m co-

mo máximo, el espejo funcionará a la perfección, siempre que se cumplan las condiciones recomendadas para obtener una superficie de buena calidad. Sólo habrá de hacerse un tubo de mayor tamaño).

En el esmerilado grueso, con los abrasivos 80 y 120, se procuró excavar lo más posible para lograr la depresión en menor tiempo, pero la concavidad no corresponde a la réplica de una esfera que hay que conseguir. Las partículas del material son demasiado grandes y es difícil y poco práctico en esta etapa, el esfuerzo para obtener la curvatura esferoidal. Es probable que el espejo tenga concavidad hiperboloide (véase figura 2). Para corregir ese defecto es necesario hacer que ambos discos entren en contacto uniforme en todos los puntos de sus superficies. Esa es la importante tarea a seguir, además de conseguir una textura homogénea antes de terminar el trabajo con el esmeril 120. Para esto, acórtense los movimientos aflojando la presión; sólo influirá el peso del disco de encima más el de las manos del operador, no habrá más esfuerzo que el dirigir los impulsos de vaivén. También procúrese repartir mejor el material y póngase sólo el indispensable para que cubra toda la extensión de las superficies, sin acumularse en alguna zona.

La prueba del contacto. Lávense ambos vidrios y séquense bien. Con la palma de la mano, límpiese cualquier mota que haya dejado el lienzo o toalla que los secó. Con un lápiz de grado muy suave o mejor con carboncillo (varita de carbón para bocetos en pintura o dibujo), trácense dos líneas en forma de cruz a través del diámetro del disco-herramienta, o en ambos, si se prefiere. Colóquense como si se volviera al trabajo, pero ahora sin nada entre ellos. Hágase girar el disco de encima sobre el interior concéntricamente, aplicando cierta presión, o bien, hágase el vaivén, como el esmerilado, pero con movimientos muy cortos, frotando durante cerca de medio minuto. Los trazos desaparecen si las superficies son esféricas. Al estar en perfecto contacto las superficies, con el frotamiento se

• •••

reparten el grafito o el carbón, que dejará de estar concentrado en las líneas y prácticamente desaparece. Las marcas se borrarán parcialmente cuando los discos se tocan sólo en ciertos puntos. Con esta prueba se tiene el indicio de las zonas donde quedan espacios que, midiendo sólo 0.05 de micra (cinco cien milésimas de milímetro) son significativos para que la superficie del espejo no produzca imágenes precisas, si se le deja así hasta el final del proceso. Puede haber contacto sólo en el borde, o en el centro o en la zona intermedia, como se ilustra en la figura 3.

Otro indicio de la forma de las superficies se tiene cuando el trabajo con abrasivos gruesos está por finalizar. Obsérvese que en la mezcla de abrasivo yagua se forman burbujas de diversos tamaños; en el centro se localizan las más grandes. Conforme sea triturado el material, se reducirá el espacio entre los discos y entonces las burbujas se hacen más pequeñas. Examínese con atención.

Si las burbujas del centro se conservan de mayor tamaño o si se acumulan en la parte central, se tiene la señal de que allí hay más espacio libre entre los discos. Los impulsos no tendrán un deslizamiento uniforme y se producirá una succión por efecto del hueco central que hará que los discos tiendan a la adherencia. Tales efectos se corrigen al separar el espejo de la herramienta deslizándolo con un movimiento en curva hacia afuera del área de la herramienta. Al ponerlo nuevamente encima el material queda mejor repartido para continuar las operaciones normalmente.

Cuando la textura de la periferia sea idéntica a la del centro, se continuará el trabajo con el tercer abrasivo, con el que se completarán los ajustes de la distancia focal o radio de curvatura y la esfericidad.

En la tercera etapa, con el esrneril de granos medianos (180 o 220), es posible el control del radio de curvatura dentro de límites bastante estrechos. Si hay que acortar la distancia, el espejo se trabaja sobre la herramienta; si se ha de alargar, la herramienta se lleva encima. Al estar en las proximidades de la distancia escogida, es

posible mantener casi la misma longitud alternando las posiciones en cada carga de esmerilante. Así se dispone de un seguro control de la distancia foca!. Al finalizar este esmerilado, la diferencia que haya no excederá del medio centímetro; con los siguientes grados y el pulido, se llega a la distancia definitiva.

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Precauciones Antes de pasar al siguiente abrasivo se deberá estar seguro de que la concavidad no se aparta de la esferoidal y que la textura es uniforme. Se extremará el cuidado de limpieza. El peligro de que aparezcan rayaduras es mayor en las etapas siguientes. Cámbiense las esponjas, toallas o lienzos y revísense los utensilios. Si en los bordes de los discos desapareció el bisel renuévese usando el abrasivo en turno o el siguiente más fino. Los vidrios que presentan bordes ásperos o filosos pueden desprender partículas causantes de rayas que podrán ser más profundas que las de granos de esmeri!.

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OPTICAL

El esmerilado fino Al continuar el trabajo con los esmeriles finos, a partir del 400, es preferible su uso en suspensión de agua. En una botella de plástico con tapa en pico, como las de algunas salsas o champúes, póngase el esmeril con agua en la proporción 1:l. Antes de ponerlo sobre el vidrio, agítese bien. Viertase pocas gotas de la mezcla acuosa y continuése con los impulsos de no más de un tercio del diámetro. En cada una de las cargas debe comenzarse con movimientos muy suaves, sin presiones. Si se oye algún ruido ríspido, de inmediato levántese el espejo. Alguna partícula habrá dejado una rayadura. Si es leve, podrá continuarse. Vuélvanse a lavar los discos y repítanse las operaciones con movimientos casi centrados, como siguiendo un trazo en W alargada. Esto evita que se produzcan desigualdades locales por repetición de carreras uniformes. Siendo el rebasamiento frontal de casi un tercio del diámetro, el lateral será,

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El Universo

Núm. 3, Julio-Septiembre

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cuando más, la mitad (1/6). Ocasionalmente podrá trabajarse con el método de movimientos circulares, como los descritos al principio en el desbastado, pero ahora con trayectos de poca amplitud, alrededor del centro del disco inferior. Téngase presente que hay que evitar la uniformidad. Procúrese dar variaciones a los impulsos para no trabajar sistemáticamente con algún movimiento vicioso -como cierta presión acentuada en una misma zona de la carrera. En cada tanda de seis u ocho impulsos se gira un poco el disco superior mientras se da el paso lateral hacia el lado opuesto; estos movimientos deben ser pausados, 50 o 60 por minuto como máximo, y si se afloja la presión sobre los discos, el alisado se logrará sin desviaciones de la curvatura esférica y de producirse no serán muy diferentes al promedio de la esfera sino en magnitud muy inferior al calibre de los granos del abrasivo interpuesto.

Con el abrasivo 400 y siguientes, las condiciones de la superficie óptica en formación se comprueban con más eficiencia al examinar el reflejo de una lámpara visto en la superficie esmerilada. Revísese la uniformidad de la textura y la forma esférica antes de pasar al siguiente abrasivo. El espejo debe estar seco. Sosteniéndolo en dirección de la lámpara, se puede apreciar el reflejo en su superficie. La granulación producida por el esmeril 400 impide que el reflejo sea brillante, pero sí se podrá apreciar si es uniforme si la superficie refleja por igual en toda su área. Compárese particularmente el borde con el centro y no se pase al siguiente abrasivo hasta que el reflejo sea idéntico en toda la superficie. El reflejo se hace más evidente en la textura de los abrasivos finos. Habiendo un ángulo corto entre lámpara y espejo, el reflejo será casi rasante en la superficie y el brillo de la luz incidente es intenso. Si se aumenta el ángulo entre lámpara y espejo la imagen se torna opaca, rojiza y difusa. Entonces es fácil distinguir si el brillo varía de intensidad al llevar el reflejo a través de toda el área. El brillo del borde tarda más en igualar al del centro.

Si hay alguna otra zona de opaci-

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El Universo Núm. 3, Julio-Septiembre 1990

dad, es indicio de que allí hay una depresión; donde hay más brillo, existe una elevación. Por lo tanto, no se tiene superficie esferoidal uniforme. Continúese el trabajo hasta comprobar la ausencia de desigualdades antes de pasar a laborar con el siguiente abrasivo.

Al operar con los granos más finos, la ración esmeril-agua depositada debe ser la indispensable para que al poner el disco encima haya sólo una delgada capa del material. Al principio de cada renuevo deben eliminarse las burbujas grandes que se forman. Para esto deslícese el espejo sobre la herramienta con una corta rotación hacia su periferia; así se hará que esas burbujas se desplacen hacia fuera, dejando sólo la capa de agua y abrasivo entre los vidrios.

Prueba del reflejo para el alisado de la superficie.

Pegado de los discos Conforme se progrese con los granos más finos, hay una tendencia creciente a que se peguen los discos. Es importante evitarlo manteniendo la suficiente humedad. Agréguense unas gotas de agua si se siente que el deslizamiento se dificulta. Si se secan las superficies, los discos se pegarán fácilmente al quedarse en reposo por un breve momento. Inténtese despegarlos bajo un chorro de agua que podrá penetrar por sus bordes, o también dejándolos sumergidos por un rato en una bandeja con agua. Si esto falla, póngaseles algún solvente: alcohol o petróleo. Esta situación no es fácil remediarla y algunos operadores han seguido el método extremo: el canto de uno de los discos se apoya contra un tope de madera. Por el extremo opuesto, apoyando en el canto del otro disco, poner un madero y sobre éste dar un golpe seco con un martillo.

Con las debidas precauciones se logrará la separación.

Si hay completa seguridad de que la curva cóncava del espejo es esférica y que su superficie presenta una textura uniforme (el espejo está semitransparente), considérese haber logrado una de las principales fases de la tarea óptica. El próximo paso es la pulimentación.@

Aclaración En el pie del diagrama de la página 37, de El Universo núm. I (primera parte de estos artículos), dice: "Telescopio refractor tipo Galileo", debe decir: "telescopio refractor".

En la página 36, de El Universo, núm. 2 el pie de la figura 2 dice: "formas de pulir el espejo", y se señalan "Movimientos para-pulir el espejo"; debe decir: "formas (o movimientos) para desbastar el espejo".

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Las 88 constelaciones

La constelación del

Aguila Bulmaro Alvarado

C

ontinuamos con nuestro aprendizaje del "alfabeto astronómico", compuesto por las 88 constelaciones.

En esta ocasión toca el turno a la constelación del Aguila.

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Mitología Altair, nombre de la estrella brillante de este grupo estelar, procede del arábigo el -nasr-eltair que significa "el águila que vuela". Sin embargo, su etimologia no prueba per se que los árabes no hayan tomado este nombre de los griegos, como lo hicieron con tantos otros.

El águila volante de los árabes fue llamada así para distinguirla de otra águila, de la cual nada supieron los griegos o nada nos han contado.

Se trata de nasr-elwaki, que significa "el águila que cae" y es la brillante estrella Vega de la constelación de la Lira, cuyo nombre es una corrupción de waki y sus dos satélites, las estrellas epsilon y tseta de la Lira que representan las alas cerradas.

Es muy probable, quizá cierto, que la constelación del Aguila recibía el mismo nombre tanto entre los árabes prehelénicos como entre los árabes que aprendieron astrononúa griega. Por otra

40

El Universo

ev

Diagrama de la constelación de El Aguila.

parte, no podemos dudar que el águila de las tablillas babilónicas, que se eleva al ponerse la estrella Sirio, es la misma estrella o grupo de estrellas que el actual. Pero lo más extraño es decubrir que las dos estrellas Aguila de los árabes son reconocidas, como un par, en la remota Australia.

Al respecto, un cuento australiano nos narra: "este era un aguilucho que yacía en su nido

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presa de pánico, asolado por el hambre y acechado por otros volátiles rapaces; sus padres, al parecer, se habían olvidado de su existencia y al cebarse en él la fatalidad, un viento huracanado lo arrancó de los acantilados y junto con su nido (nuestra Corona Boreal) empezó a ascender impetuoso. Pero el cielo compadecido de su desdicha hizo surgir, casi al mismo tiempo pero a cierta dis-

tancia una de la otra, dos estrellas brillantes que son las águilas preocupadas por la seguridad del aguilucho que olvidaron." La moraleja es que el cielo no perdona: el castigo de los despreocupados padres ha sido vagar eternamente en los cielos nórdicos sin jamás llegar a compartir el nido con la olvidada ave rapaz.

Sin duda, a los ojos de sus creadores, el casi circular grupo de

Para localizarla, seguiremos tres pasos: tomando como guía la estrella Alfa (Deneb) de la constelaciónde Cygnus, hay que identificar dos estrellas de primera magnitud que con la anterior forman un triángulo muy notable: la estrella que se encuentra en el extremo sur será Altair, es decir, la estrella Ci (alfa) de la constelación del Aguila. Identificada A Itair, la unimos a otras dos estrellas ubicadas a cada lado para presenciar la parte esencial de nuestra constelación: después identificaremos las estrellas circundantes restantes.

En el movimiento de ascención recta, de este a oeste, la veremos aparecer delante del Delfín y detrás de la Serpiente, Ofiuco y Hércules.

Respecto a la época del año en que pasa por el círculo horario local, estará acompañada de Cefeus, Cygnus, la Flecha, Sagittarius, el Pavo y el Octante.

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estrellas -en el cual, otros australianos ven un boomerang; los árabes, un plato desfondado, y los griegos, un anillo- se parecía al nido de esta pedagógica fábula. Pero el caso de las águilas es más notable. No creemos que las dos estrellas del relato tengan relación con la Corona Boreal. Se trata, pues, de las estrellas que actualmente llamamos Altair y Vega. Altair es águila tanto para los

griegos como para los árabes; Vega -aunque los griegos sólo la conocieron como Liraes también un águila para los árabes: águila posada, en tanto Altair es águila que vuela.

Por otra parte, es importante mencionar que e'l número de estrellas que conforman la constelación del Aguila varió siempre, según consta en las figuras de Ptolomeo, Hiparco, Arato y Eu-

doxo. Cuando fue dibujada por primera vez sólo contenía cuatro estrellas: la cuarta de ellas, probablemente la más pequeña, está cerca de Altair porque era, sin duda la más pequeña en la época de Ptolomeo.

Actualmente es difícil distinguirla por el resplandor de su vecina, hoy más brillante que en tiempos de los antiguos.

Otra consideración al respecto, señala que al sur de la constelación del Aguila existen varias estrellas -aunque débiles, distinguiblesque en las figuras antiquísimas formaban parte de otra constelación: la de Antinoo.

Antinoo, quien murió ahogado en Egipto, era uno de los esclavos favoritos del emperador Adriano.

Para congraciarse con el monarca, sus aduladores elevaron la figura del súbdito a los cielos. No obstante, esta constelación terminó sus días al igual que la del Toro, de Poniatowski; la de las Regalías, de Federico; la del Arpa, de George y la del Gato, de Lalande.

Nombre y localización del AguiJa Deriva del griesgo Ad-óJ. y del latín Aquila Aquilae que significan águila, El Universo

Descripción de la constelación Altair, o alfa del Aguila, es una estrella azul caliente, muy cercana a nosotros (5 parsecs). Su luminosidad es ocho veces superior a la del Sol, en tanto su diámetro lo es 2.2 veces. Junto a una gigante como Deneb, Altair parece ser una estrella mediocre. A juzgar por el espectro, la distancia entre Altair y nosotros se reduce 26 km cada segundo.

Inmediatamente abajo de AItair, más cerca del horizonte, encontraremos la ceféida brillante eta del Aguila, cuya variabilidad fue descubierta por un amigo y vecino de John Goodrike, Edward Pigott (1750-1807) quien era un magnífico investigador de las estrellas variables.

El descubrimiento tuvo lugar a finales de. 1783, un año antes de descubrir la variabilidad de la delta de Cefeus. Sería másjusto llamar a las estrellas variables de este tipo "aguiladas" y no "ceféidas"; sin embargo este último nombre se ha conservado históricamente.

La variable eta del Aguila es una típica ceféida, con un periodo de 7.18 días. Finalmente en la constelación del Aguila hay varias estrellas dobles, algo débiles por su brillo.@ Núm. 3, Julio-Septiembre

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Directorio Nacional PLANETARIO DEL CENTRO CULTURAL ALFA Coetzacoalcos No. 1000 Fracc. Carrizalejo Garza Garda. Nuevo León Apdo. Postal 1177 Monterrey. N.l.

Lada (83) 78·38·16 78·35·52 PLANETARIO DE LA CIUDAD DE MORELlA Calz. Ventura Puente y Ticateme Morelia, Mich. cr. 58070 Lada (451) 4-62-84 4·24-65 PLANETARIO DEL CENTRO CULTURAL TUUANA Av. Paseo de los Héroes Zona del Río Tijuana Tijuana. Baja California Norte c.r. 22320 Lada (66) 84-11-11 84-11-29

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PLANETARIO NUNDEHUI Cúspide del Cerro del Fortín Apartado Postal 112 Oaxaca, Oax.

c.r. 68050

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PLANETARIO DEL PARQUE RECREATIVO CHAPUL TEPEC Parque de Chapultepec Cuernavaca, Mor. Lada (73) 15·17-74 15-15-49 PLANETARIO VALENTE SOUZA DE LA SOCIEDAD ASTRONOMICA DE MEXICO Parque Felipe Xicoténcarl Isabel la Católica y Cédíz Col. Alamos Apdo. Postal M-9647 México, D.F. 519-47-30 PLANETRIO DE SAN LUIS Parque Tangamanga 1 Calle 13 No. 706 Col. Industrial Aviación San Luis Potosí, S.l.P. cr. 78140 Lada (481) 7-52-95

PLANETARIO VIAJERO Pujato No. 64 Col. lindavlsta México, D.F. c.P. 07300 754-29-61 586-68-50

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Diciembre

Efemérides

Alberto González Solis

OBSER VA TORIOS Observatorio Luis G. León

Observatorio Cerro de las Animas

Parque Santiago F. Xicoténcatl Colonia Alamos, México, D.F.

Cerro de Las Animas Chapa de Mota, Estado de México Longitud 99° 31' 23.4" W = 6h 38m 05.5s Latitud + 19° 47' 24"N Altitud 3 070 m.

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99° 08' 30" W = 6h 36m 34s Latitud + 19° 23' 55" N Altitud 2 246 m

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Noviembre 22. Saturno. Visible en NO del Atlántico y Pacífico sur Diciembre 15. A las 22 h Antares: en NE de Asia, Alaska y O de Nonteamérica.

Diciembre 19. A las 15 h Saturno; S de Sudamérica y Africa Central.

El Universo Núm. 3, Julio-Septiembre 1990

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1

Reseñas

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Gómez Silva, Roberto, La cuenta regresiva ... contimía, Ed. Lirnusa-Noriega, México, 1990, la. cd., 127 pp.

Todo empezó el 4 de octubre de 1957: la Unión de Repúblicas Soviéticas Socialistas tomaba la delantera en la "carrera espacial", al lanzar y poner en órbita elíptica -a 900 km de apogeoal primer satélite artificial, el Sputnik l.

Más tarde, el 12 de abril de 1961, el joven astronauta ruso Yuri Alexeyevich Gagar in , se consolidó como el primer conquistador del espacio sideral, al lograr atravesar la atmósfera y viajar en órbita alrededor del mundo durante hora y media, en su vehículo espacial de casi cinco mil kilogramos de masa.

Iniciada la carrera, Estados Unidos no podia quedarse a la zaga y j vaya que no fue asi! Pronto se anotó su primer gran triunfo al poner al primer hombre en la Luna: eil A. Armstrong. Era el 20 de julio de 1969 y Neil daba su primer paso lunar.

Pero estos grandes saltos para la humanidad no constituyeron más que el principio de la historia de la act ividad espacial, carrera a la que pronto se han incorporado or ras potencias; carrera ascendente, descubridora de múltiple, conocimientos y generadora de maravillosas tecnologías; carrera, cuya metal final -esperemo,sea liberarse de las Irom cras geográficas. política, : ideológicas, en beneficio de la humanidad.

Un revolucionario programa espacial estadounidense Experto en la aeronática y amante de la actividad espacial -que aumenta día a día en todo el mundo-, el capitán Roberto Gómez Silva nos transmite en su libro, con un lenguaje claro, sencillo y ameno, información técnica básica sobre los componentes, siste-

mas, procedimientos de operación y características de uno de los programas estadounidenses más importantes: el Sistema de Transporte Espacial, cuya versatilidad -dice el autorpermite diferentes variantes de operación tanto espacial como de vuelo atmosférico.

Después de los programas Apollo y Skylab, el interés de los estadounidenses se concent ró en la producción de un vehículo orbital capaz de insertar en órbita baja grandes volúmenes de carga: los transbordadores u orbiiadores espaciales.

La flota de orbitadores demostró, en múltiples ocasiones, su gran capacidad de carga útil para transportar satélites, equipo y personal. Las cxitosas misiones fueron abrupt amcru e frenadas por cl lamentable accidente del t ransbordador Ch u l l e n g e r, ocurrido cl 28 dc enero de 1986.

LI autor dc La cuenta regresiva ... continúu nos acerca al dramat ismo de la tragedia, nos explica las causas que originaron tan fat idico percance y señala las rnodi Iicacioncs hechas, tras varias investigaciones, a los vehículos espaciales restantes: el Disco\'e/y, el Cotumbia y el A tlantis.

Además, el capitán Gómez Silva analiza la vida y la industrialización en el espacio. ¿ Indust rializucion't Sí, término que -señala el autorse originó en el programa del transbordador y que según un reporte de la Comisión Espacial de Estados Unidos, englobará a t res grupos de empresas: las industrias de apoyo en la superficie terrestre, las empresas espaciales con mercado para sus productos en el planeta y las industrias cuyo mercado se localizará precisamente en el espacio.

Finalmente, el autor nos informa de los más recientes programas de trabajo de la National Aeronautics and Space Administration, la NASA. Norma Herrera

Haycan S" Rckuividod ptrr« princiniantcs, Colección . 'La Ciencia de-de Mcxico"; núm. 7R., Fondo dc Cultura lconómiva , IIR pp.

Acepté con mucho gusto la agradable tarea de reseñar otro libro del doctor Hacyan.

Habiendo leído y reseñado otro de sus libros (Hoyos negros ... ) para esta misma revista, decidí tomarme un tiempo -¿o deberia decir cspacio tiempo?especial para disfrutar a mis anchas de esta lectura. Así, entonces, con los conciertos de Brandenburgo de Bach para acompañar este divert irncnto núm. 2 para neurona y est rellas en divulgación mayor de Hacyan, me dejé llevar. . , "La Tierra se mueve en el espacio como un grano de polvo en un vendaval: gira alrededor del Sol a 30 kilómetros por segundo, y este astro se mueve a su vez a 300 kilómetros por segundo alrededor del centro de la Vía Láctea, que es sólo una galaxia entre los millones de galaxias que efectúan un baile cósmico enlazadas por sus mutuas interacciones gravitacionales", De esta manera comienza el autor su libro, que trata, desde lo que es un sistema de referencia incrcial, el sistema de rcf'crcncia absoluto buscado por Ncwi on y su postulación de la existencia del éter, la naturaleza de la luz, las fuerzas que actúan a distancia como la gravitatoria y la electromagnét ica, hasta conceptos como los de naves alimentadas de una combinación de materia con antimateria para hacer viajes interestelares, partículas que viajan a una velocidad mayor que la de la luz y que, por ese "simple" hecho, viajan al mismo tiempo hacia el pasado, etcétera. ¿Sabía usted que una nave construida con la actual tecnología espacial (con combustibles químicos: tardaría alrededor de 400,000 años en llegar a la estrella más cercana? ¿Sabía que si usted está dentro El Universo

de un elevador y repentinamente empieza a sentir que" flota", no hay manen! (sin mirar hacia afuera, claro está) de que usted pueda diferenciar entre si está cayendo libremente o le desactivaron el campo gravitacional terrestre?

Mejor lea este interesante libro que vale la pena leer. Simplemente, déjese llevar.

Héctor Ceceña Núm.

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