Sociedad Astronómica ISBN 0189-0577
de México, A.C.
Núm 8 N$ 12 (precio PECE) US $ 5.00 (extranjero)
PORTADA
Indice
"Horum Mexicum" reloj solar horizontal de 46 cms. de diámetro que indica la hora solar.
EL UNIVERSO NUM. 8 Nueva época Julio-Septiembre 1993
El mensajero sideral
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Protagonistas
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El Observatorio Lowell
Construya su telescopio
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El aficionado y su telescopio Alberto González Solís
Alberto Levy
Personajes
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Lothar M. Loske. Vida y obra Achim M. Loske
-Reportaje
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Mapa estelar
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Observatorio
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Un nuevo telescopio para México
Las perseidas Fernando Correa
Francisco Mandujano
Introducción a la astronomía
Efemérides
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El planeta Venus Astrología en el planetario Constelaciones
La osa menor Bulmaro Alvarado
30
GeorgeReed
Traducción: Santiago de la Macorra
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El mensajero sideral Carta de un colega de Brasil. Aosamigos: Venho por medio oeste, solicitar informa9óes de como proceder para ficar sócio desta institui98.0 e desfrutar de seus cotrecimentos, ben como adquirir publiyacóes e boletines esuonomicos com efemérides que forem de sus ediceo. Agradeco
emeccecememe
Fundada en 1902 Sociedad Astronómica de México A C. Presidente
Manuel Holguín V.
sus etenceo,
Vicepresidente
Aten9iosamente
Leopoldo Urrea R. Tesorero
Rafael Jorge Zaldo
José Luis Pereira
Secretario Administrativo
Rua Rio Grande do Sul 808 Sao Caetano do Sul, Brasil
Armando Higareda L. Primer Vocal
Jorge Gabriel P. Segundo Vocal
Amigo José Luís:
Dionisio Valdés
Gracias por su carta, usted puede disfrutar desde ahora de las publicaciones de la Asociación. Le estamos enviando el presente número de EL UNIVERSO, sin cargo. La Redacción.
UNIVERSO
Editor
Antonio Lamadrid Editor Técnico
Francisco Mandujano O. Formación de Computadora
Carta de un colega de Monterrey,
Guillermo A1ducin
N.L.
Negativos e Impresión Litográfica Oro S.A.
A quien corresponda: Primeramente quiero felicitarles por su magnífica idea de crear esta Sociedad, pues en un país como este es de gran importancia incrementar el número de personas, que tienden o se inclinan hacia la actividad científica, ya que indudablemente nuestro país se supera día con día integrándose en el mundo de los paises desarrollados. El motivo por el cual les escribo, va con el fin de pedirles, si es posible, que me asesoren acerca de como pertenecer a esta su Sociedad, o que debería hacer para formar parte de ella, pues la astronomía es para mi como una de las ciencias mas interesantes que me gustaría conocer a fondo.
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La Sociedad Astronómica de México agradece el apoyo CONACYT de la SEP, de la Subsecretaría de Educación Científica y Educación Superior para la publicación de El Universo.
Ricardo Uresti
Compañero Ricardo: Por conducto de correo estamos enviándote una solicitud de inscripción a nuestra Institución. Desde el día de su fundación en Marzo de 1902, fue creada con el fin de reunir a todos los interesados en las ciencias del cielo, para superar la cultura de nuestro país. La Redacción.
Aclaración: Por un error en el número 7 de El Universo, aparecieron publicadas dos fotos con el pie invertido. La Redacción. 2
El Universo, revista trimestral coleccionable de la Sociedad Astronómica de México A.C., fundada en 1902 Registro de la Administración de Correos como artículo de 2a. Clase otorgado en Diciembre de 1941. Los artículos expresan la opinión de los autores y no necesariamente el punto de vista de la Sociedad Astronómica de México A.C. Se autoriza la reproducción parcial o total de los artículos siempre y cuando se cite la fuente. Num. 7, Epoca III, Año LXXXVIII, Julio-Septiembre de 1993. Toda la correspondencia puede dirigirse a: El Universo, Apartado postal M 9647,06000 México D.F.o a la Sociedad Astronómica de México¡ Parque Felipe S. Xicoténcatl, Colonia Alamos, 03400, México, D.F. Tel. 519-47-30.
El Universo, Julio - Septiembre 1993
Protagonistas
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El Observatorio Lowell
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Alberto Levy, S.A.M. ulta de enorme interés retornar a un lugar, 25 años después de harlo visitado por primera vez; revivir aquel momento y comparar su evolución a esta época. En aquella ocasión, en 1967, Francisco Diego y yo subimos a pie la "Colina de Marte" de la ciudad de F1agstaff, Arizana, la que alberga los telescopios con los que Percival Lowell, Clyde Tombaugh y otros famosos astrónomos, produjeron grandes descubrimientos astronómicos. Durante esta nueva visita de los miembros de la Sociedad Astronómica de México: María Elena y Alejandro Cervantes y la familia Levy, fuimos atendidos por William Buckinham, actual Director de Programas del Observatorio quien; a pesar de ser ese un día feriado, nos recibió con extraordinaria hospitalidad de "colegas mexicanos". El observatorio fue fundado en el mes de Junio de 1894 por Percival Lowell (1855-1916), quien fue autor, diplomático y astrónomo; envió a los astrónomos de la Universidad de Harvard, Andrew Douglas y William Pickering al Estado de Arizona para localizar un lugar adecuado a la observación que reuniera las condiciones óptimas de cielos despejados y obscuros. Como un dato interesante, en cierto momento, se consideró instalar el observatorio en territorio mexicano. De ahí que Lowell emigra desde su ciudad natal, Bostón a Flagstaff, Arizana. Tan pronto como se instala el observatorio con un telescopio de 24 pulgadas (61 centímetros) construido por el famoso experto en óptica Alvan Clark, Percival Lowell publica sus primeras investigaciones sobre el planeta Marte, convirtiéndose en un vocero de la búsqueda de vida fuera de nuestro planeta. A partir de 1902 Lowell estudia las alteraciones observadas en la órbita del planeta Urano, concluyendo que lo afectaban fuerzas diferentes a las
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Comparador óptico de intermitencias con las placas originales donde se descubrió el planeta Plutón.
Mausoleo donde reposan los restos de Percíval LoweIl con forma de cúpula de observatorio. 3
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conocidas por la proximidad de Neptuno. De esta teoría se desprende la intensa búsqueda del Planeta X. Aún después del fallecimiento de Percival Lowell en 1916, se continuó con la investigación para el descubrimiento del planeta X, en la "Colina de Marte" y para ello, con la aportación económica de Lawrence Lowell (1856-1942). El observatorio instala un refractor fotográfico de 13 pulgadas de diámetro el año de 1928, con el que se redobla el trabajo de investigación. Antes de su muerte Percival Lowell designa como Director del observatorio a Vesto M. Slipher, quien logra analizar el corrimiento al rojo en los espectros de luz provenientes de galaxias distantes. En sus razonamientos indicaba que la mayoría de las galaxias distantes se están alejando de la Vía Láctea a mayor velocidad, de allí que sus trabajos contribuyen al nuevo concepto del universo en expansión. Clyde Tombaugh asistente del observatorio en 1929, revisando unas antiguas placas fotográficas de la región de Gernini, descubre un pequeño punto en movimiento al emplear un nuevo comparador intermitente fabricado por Zeiss. Reanudó el trabajo fotográfico en el mes de enero de 1930 y así Tombaugh descubre el ansiado planeta X, nombrándolo posteriormente como PLUTON. De esa forma el observatorio Lowell es el único de América donde se descubre un planeta del Sistema Solar. Otro de los trabajos fue el de establecer el periodo de rotación del planeta Venus a pesar de la densa capa de nubes que cubre su superficie, también se descubre el periodo de rotación de Urano, la composición atmosférica de los principales planetas y se establecen las temperaturas superficiales de Venus, Marte, Júpiter y Saturno. De enorme interés para la fuerza aérea de los EEU, fueron los mapas Lunares. Los primeros astronautas tuvieron la oportunidad de conocer por medio de los telescopios del observatorio, los posibles lugares del descenso. En este observatorio se han descubierto el mayor número de asteroides del mundo. En la actualidad, el equipo es más moderno y sofisticado para la solución de problemas de física cometaria, de asteroides, evolución estelar, etc. Los avances astronómicos ya no son medibles en base a "descubrimientos" como antaño, sino son importantes por el trabajo que se deEl Universo, Julio - Septiembre 1993
Astrocámara de placas de 32 cms. de diámetro con el que Clyde Tombaugh descubrió Plutón.
sarrolla para la comprensión del origen y evolución del universo. Debido al crecimiento de la ciudad de Flagstaff, a partir de 1961 las instalaciones del observatorio se expanden a una localidad situada a 18 km. al sureste y se montan 4 telescopios de gran diámetro, situados bajo cielos obscuros. El observatorio es muy visitado por astrónomos que vienen de distintos lugares del mundo, los cuales son atendidos por el personal científico, administrativo y de mantenimiento, que forman el cuerpo de empleados con más de cuarenta personas. Los gastos se sostienen por medio de donativos privados, subsidios de la NASA, de la Fundación Nacional de la Ciencia y de la Fundación Lowell. El público que lo visita puede hacer observaciones directas con el telescopio refractor Clark de 24 pulgadas que permanece dentro de la cúpula de madera donde trabajo su fundador Percival Lowell.
El Centro de Visitas a unos cuantos metros del telescopio, expone los instrumentos originales, tales como, el Espectrógrafo de Slipher, el Comparador fotográfico con las placas fotográficas originales utilizadas en el descubrimiento de Plutón y muchos otros que en su época fueron novedosos para lograr sus objetivos. Hoy en día son solamente piezas de la historia de la astronomía y reliquias de museo. Siempre resulta interesante e ilustrativo para cualquier astrónomo aficionado o profesional la visita a un observatorio. Mucho se aprende de la manera como se hacen las cosas en otros países y de como se las ingenian para resolver los problemas técnicos. Para nuestros anfitriones también resultó de mucho interés conocer el desarrollo astronómico y de la divulgación en México, así como establecer nuevas relaciones científicas y amistosas. O
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Universo Unidades
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de Medida
UNIDAD
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en la Astronomía.
ASTRONOMICA
LUZ
PARSEC Carlos R. Gaitán (SAM)
n los variados aspectos del saber humano, es de gran importancia el poder medir distancias. A través de la historia, el hombre ha establecido una serie de unidades de medida; algunas sin mayor fundamento que el capricho de algún personaje importante y en otras, realmente fundamentado científicamente. Como es bien sabido, la unidad de medida para dimensionar con el sistema métrico decimal, es el METRO, cuya definición dada en la Conferencia General de Pesas y Medidas celebrada en la Ciudad de París en 1960 es: 1'650,763.73 veces la longitud de onda en el vacío de la radiación anaranjada del Criptón 86. Como una unidad básica de medición de distancias, el metro es sumamente útil y adecuado pues nos da una idea muy clara de dimensionalidad, es decir, si alguien dice que un terreno tiene 50 metros de frente por 100 de fondo, aún sin tenerlo a la vista, se puede dar una idea bastante clara de la dimensión exacta. Para medidas pequeñas, todos conocemos el decímetro (0.1 m.), el centímetro (0.01 m.) y el milímetro (0.001 m.). Para medidas microscópicas tenemos la micra (0.0סס001 m. = a 1 milésima de milímetro) y el Angstrom (0.0ס0000001 m. = 1 diezmillonésima de milímetro). Tratándose de distancias mayores, si se habla en términos de metros, se pierde el sentido de dimensión, por ejemplo, si se dice que la distancia entre la ciudad de Monterrey y Acapulco es de un millón de metros en línea recta resulta incomprensible, en cambio, si se dice que dicha distancia es de 1,000 Km. ya resulta entendible. Cuando hablamos de distancias en el
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espacio exterior, resulta algo análogo si se utiliza la unidad de kilómetros. La unidad en kilómetros es muy útil para medir distancias terrestres, pero resulta inadecuado para medir distancias interplanetarias, interestelares o intergalácticas, en las cuales se requiere de otras unidades de medida.
La unidad astronómica
(VA).
Por definición, la Unidad Astronómica es igual al promedio de la distancia del centro de la Tierra al centro del Sol. Aquí es preciso recordar que la órbita de nuestro planeta alrededor del Sol es elíptica, existiendo un punto donde se encuentra más próxima al Sol llamado perihelio y otro opuesto llamado afelio, que es la distancia más lejana. El promedio de estas dos distancias es precisamente el equivalente de la Unidad Astronómica: 149' 597,870 kilómetros = 1 UA. Esta unidad de medida es muy útil cuando se trata de distancias dentro del sistema solar. Por ejemplo: El 28 de febrero de 1993, el planeta Venus se encontraba a 0.406 UA de la Tierra; Saturno a 9.852 UA del Sol y Neptuno a 30.187 UA del Sol. Bastaría multiplicar estas medidas en UA por su equivalente en kilómetros para obtener fIJ'736,735 kms., 1,473'838,200 kms. y 4,515'910,900 kms. sucesivamente. Como puede observarse en los casos de Saturno y Neptuno se está hablando de miles de millones de kilómetros lo cual ya resulta hasta difícil de imaginar.
velocidad de 300,000 Km. por segundo. Para conocer su equivalente en kilómetros habría que hacer la multiplicación siguiente: 300,000 X fIJ X fIJ X 24 X 365 = 9'460,000'000,000 kms. = 1 AL (Nueve billones cuatrocientos sesenta mil millones de kilómetros) o también = 63,240 UA. Esta unidad de medida de distancia causa confusión entre el común de la gente, debido a su nombre "Año-Luz" donde tal vez la palabra "Año" les da idea de medida de enormes cantidades de tiempo. Con los ejemplos siguientes se comprenderá lo valioso y útil que resulta el Año-Luz: La distancia de la Tierra al Sol 149'597,870 Kms = 1 UA = 8 MinutosLuz La distancia del Sol a la estrella más cercana Alfa del Centauro = 4.3 AL, A la nebulosa de la Constelación de Orión, = 1,600 AL. Al centro de la Vía Láctea (nuestra galaxia), = 30,000 AL. Diámetro de la Vía Láctea = 100,000 AL A Andrómeda, la Galaxia Espiral más cercana = 2'200,000 AL. * * Nótese que las distancias intergalácticas son de miles o de millones de Años-Luz.
El Parsec (pSC)
Para medir distancias entre las estrellas o entre las galaxias se utiliza el Año-Luz que es la distancia que recorre la luz durante un año, viajando a una
El Parsec es utilizado ampliamente por los astrónomos profesionales y se define de la siguiente manera: Distancia a la cual una estrella tendrá un paralaje de un segundo de arco, observado desde la Tierra. De allí su nombre de las palabras en el idioma inglés "PARallax SECond" (paralaje - segundo). Un segundo de arco es un ángulo muy pequeño: aproximadamente 1/1800 del diámetro aparente de la Luna. Esta definición si bien es precisa, puede resultarle al principiante difícil de entender, por lo cual daremos unos ejemplos: El Parsec es igual a 3.26 AL Distancia a la .Galaxia de Andrómeda = 2'200,000 AL = 700,000 PSc.= 700 Kpsc. (En el ejemplo se utilizó el KILOP ARSEC (Kpsc) equivalente a 1,000 PSC.) El conocimiento de estas tres unidades de medida de distancia le serán muy valiosas para la comprensión de la grandeza del Universo, o inversamente para entender en un concepto justo de la pequeñez del planeta en el cual vivimos, que visto desde el espacio exterior se apreciaría como un grano de arena, simplemente comparado con el diámetro del Sol. O
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El Año- Luz (A.L.)
Noticias
El misterio de Geminga se desvanece Francisco Mandujano SAM
urante un poco más de veinte años (1972), la fuente estelar eanacida como Geminga se mantuvo como algo misterioso. Se sabía que es una de las tres fuentes de radiación gamma más intensas del espacio, hasta que hace poco se descubrió que se trata de una fuente de rayos X y Gamma cuyo período es de 0.237 segundos; lo
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que indica que se trata de una estrella neutrónica que gira sobre sí misma a más de 4 revoluciones por segundo. Se trata del primer pulsar que no emite ninguna señal de radio. Esto fue posible gracias a los satélites ROSAT y GRO. Las otras dos fuentes (Vela y Cangrejo) fueron identificadas por los radio astrónomos como pulsares debido
a la observación de las pulsaciones que modulan la señal de radio, pero Geminga no emite en ninguna de tales frecuencias. Está situada a una distancia de 140 años luz del Sol, se trata del remanente de la supernova que estalló hace 300,000 años.
La Geminga 6
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¿Qué sucede con las galaxia s elípticas?
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Nueva Galaxia
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Las galaxias elípticas son objetos que resultan intracendentes para el aficionado a la astronomía: no tienen ni brazos ni barra de estrellas, sino únicamente miles de millones de estrellas (en su mayoría viejas) agrupadas en un elipsoide. En la morfología de las galaxias establecida por E. Hubble en los años treinta, se marca una frontera muy precisa entre este tipo de galaxias y las demás. Sin embargo, las observaciones realizadas en fechas recientes muestran que, debido a su contenido de gas y de polvo tienen formación de estrellas y además que también tienen estructura en forma de barra o de disco. Estas nuevas observaciones, analizando la forma de la imágen de las galaxias a diferentes luminosidades muestran que ésta frontera es más permeable de lo que se suponía.
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Nuevo Radiotelescopio El Reino Unido de Gran Bretaña cuenta ya con un nuevo radioteJescopio. Se trata de un equipo cuya antena mide 32 metros de diámetro con lo que la red MERLIN (Red Interferométrica Multielemento Radioenlazada) llega a un diámetro efectivo de 200 kilómetros. Esto le permitirá un poder de separación semejante a observar los faros de un carro a 8,000 kilómetros de distancia. Su precisión superficial llega a los 0.14 mm. Al incorporarse la red MERLIN a la Red Interferométrica Europea, ésta última tendrá un diámetro de antena efectivo de 2,000 kilómetros, que unidas a la red mundial la incrementarán a un diámetro efectivo de 7,000 kilómetros.
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Fondo Cosmológico
Las olas del fondo cosmológico. En las observaciones realizadas por el satélite COBE a principios del año pasado, se han encontrado por fin fluctuaciones en el fondo cosmológico. Hasta antes de esto, se suponía una uniformidad de los 3K del fondo de radiación cosmológica, remanente de la Gran Explosión que escapó de ella 10,000 años después del gran origen, que ocurrió supuestamente hace 15,000 millones de años. Esta uniformidad hacia suponer que el origen del Universo había sido homogéneo hasta un punto que resultaba inquietante para los cosmólogos: se requerían ínfimas fluctuaciones de la densidad para que se originasen las galaxias, los cúmulos de galaxias, etc. Estas fluctuaciones se han encontrado y corresponden al valor de 30+5 millonésimas de grado. Con esto, se ha evitado una revisión a fondo no sólo de la teoría cosmológica sino de la misma relatividad general.
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Arcos Luninosos
Nllevas galaxias enanas. La hipótesis de la formación de galaxias enanas, motivada en parte por las observaciones en la Nube Menor de Magallanes, se ha visto favorecida por observaciones recientes de colisiones entre galaxias espirales. En efecto, se ha encontrado que la interacción debida a la marea gravitatoria entre dos galaxias da como resultado la formación de unas zonas brillantes que son el resultado de una cantidad considerable de estrellas de reciente formación. Estas regiones contienen tanto hidrógeno atómico como la mayoría de las galaxias llamadas enanas irregulares. Esto nos convierte en testigos de la formación de una nueva galaxia cuya presencia será realidad dentro de varios millones de años.
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Personajes
LOTHAR M. LOSKE, Vida y obra. por: Achim M. Loske
Lothar Max Kuhnert, hijo de una familia humilde, nació en el pequeño pueblo de Deuben en Sajonia, Alemania, el 26 de Abril de 1920.
Lothar Loske (centro) con su amigo el Dr. Jaime Torres Bodet (Izquierda), en aquél entonces Secretario de Educación Pública y con el Sr. Embajador de Suiza en México, Dr. Fernando Bernoullll, en el Centro Relojero Suizo en 1964.
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esde pequeño, la ciencia y la tecnología despertaron en él una curiosidad poco común y era raro el juguete que no desarmaba para analizarlo y tratar de entender su mecanismo. La fascinación por los relojes solares, misma que lo acompañaría durante toda su vida, surgió cuando a los
seis años, observó por vez primera, el movimiento de la sombra del marco de la ventana, sobre el piso de su cuarto, al transcurrir el día. El fenómeno lo intrigó tanto que hizo perforaciones en este marco de madera, con el fin de seguir mes tras mes la trayectoria de los puntos luminosos, que con ello pretendía for-
mar en la sombra del marco. Lamentablemente estos puntos nunca se formaron, ya que no había hecho las perforaciones con el ángulo correspondiente a la inclinación del Sol sobre el horizonte. Su madre, quien no creyó que estos agujeros fueran producidos por la polilla, impidió que por ensayo y error, el
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Lothar Loske durante la construcción del calendario solar monumental "Hellotempus" en el Parque de la Pólvora en Villahermosa, Tabasco en 1988. pequeño "científico" encontrara el ángulo adecuado. Sin conocer aún las bases teóricas, estaba jugando ya con un calendario solar. Este juego posteriormente se transformaría en estudio serio y dedicado, que 10 convertiría muchos años más tarde en el diseñador de relojes solares más famoso del mundo. Su interés en los fenómenos astronómicos y sobre todo en la medición del tiempo fue nutrido en 1932 con una visita al "Mathematisch Physikalischer Salon" (Museo de Ciencias Físico-Maternáticas) en Dresden, Alemania, al observar aquella impresionante colección de relojes solares e instrumentos astronórnicos antiguos. Al cumplir 15 años, su madre le regaló un libro con el título "Das Sternzelt und seine Wunder" (El cielo estrelIado y sus maravillas), que tuvo un gran impacto en el curioso joven. En la portada de este querido libro, a un lado de la dedicatoria de su madre muchos años más tarde escribió: "Con este libro creció mi interés en la astronomía y la medición del tiempo, especialmente en los relojes solares. En aquél entonces yo tenía 15 años de edad. 1.othar M. Loske." En esa época, sin embargo, era costumbre que los jóvenes aprendieran una carrera técnica u oficio antes de El Universo, Julio - Septiembre 1993
comenzar con estudios profesionales, de modo que muy joven dejó la casa de sus padres y cursó la carrera de técnico relojero, demostrando gran habilidad. Casi paralelamente comenzó a cursar la carrera de ingeniería y mecánica de alta precisión y cronometría en el "Polytechnikum" de Leipzig y en la Universidad Militar de Aviación y Navegación en Berlín Adlershof, especializándose además en física y astronomía en Góttingen, Alemania. como parte de su servicio militar fue designado a los 22 años para realizar investigación en el carnpo de la navegación aérea, inventando un novedoso sistema electroautomático de localización nocturna de aviones, acoplado a un radar. Gracias a su ingenio, tuvo la gran fortuna de ser seleccionado para trabajar en diversos centros de investigación, de la Fuerza Aérea en Alemania y en la Holanda ocupada por los nazis, con un reducido grupo de científicos, que gozaban del privilegio y la tranquilidad de no estar en contacto directo con el fanatismo nazi, y de no tener que participar activamente en la Segunda Guerra Mundial. Dentro de este grupo, adquirió su madurez como científico, diseñador y constructor, de los más variados equi14
pos mecánicos y electro-automáticos. La pérdida de innumerables prototipos experimentales, que se destruyeron durante la guerra y fueron extraviados en los años de la postguerra, hace imposible citar cada uno de ellos. En el Instituto de Aeronáutica de Amsterdam, Holanda, diseñó sistemas electroautomáticos de cronometraje para la navegación e intercomunicación internacional, posteriormente trabajó en el Instituto de Aeronáutica de Bruselas, Bélgica como ingeniero de vuelo bajo las órdenes del Dr. Ing. Kindermann. A finales de la guerra fue diseñador y constructor de contadores y calculadoras mecánicas para la compañía Siemens en Den Haag, Holanda y posteriormente vivió como refugiado en Holanda y Bélgica hasta 1948. A su regreso a Alemania se le nombró en 1949 Profesor del Estado de Hessen. En esa época se dedicó además a la instalación de equipo de navegación aérea para la aviación comercial en Frankfurt (Lufthansa), Schipool (KLM) y Zurich (Swiss Air). urante su estancia como profesor en Wiesbaden, Alemania. Diseñó y construyó el reloj solar monumental más complejo y completo del mundo para la ciudad de Frankfurt, Alemania, mismo que hasta la fecha representa uno de los símbolos y orgullos de aquella ciudad. Todas las piezas pequeñas de este reloj, que tiene forma de esfera anular de más de una tonela de peso y 3.6 metros de diámetro, se ejecutaron a mano. Su manufactura, que concluyó en 1951, requirió de 6000 horas de trabajo, sin contar el tiempo del diseño y los cálculos correspondientes. Este fue el primer reloj solar del mundo capaz de determinar la hora solar verdadera, la hora media solar, y la hora normal del sitio de colocación, así como la de las 200 ciudades más importantes del mundo. Conociendo la posición geográfica del sitio de interés es incluso posible determinar la hora de cualquier lugar sobre la Tierra. Cuenta además con un calendario y múltiples indicaciones, diversas. En 1952 la compañía Tuerler AG le ofreció un puesto como diseñador de sistemas de cronometría en Zurich, Suiza, mismo que ocupó durante cinco años, diseñando un gran número de instrumentos, aparatos de precisión, relojes, planetarios, mecanismos de medición y maquinaria de precisión, en ge-
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Luna, un novedoso sistema mecánico de cuerda automática para relojes de pulso, que permitió reducir su espesor significativamente, cronómetros monumentales para eventos deportivos, como por ejemplo, el gigantesco marcador instalado en el Estadio Azteca antes de su inauguración, cuya carátula principal medía 4 x 4 metros, una máquina con doble minutería para relojes monumentales, relojes universales electromecánicos con planetario, relojes eléctricos con indicaciones de las horas normales, horas universales y calendarios automáticos, así como máquinas herramentales, para la fabricación de engranes especiales y maquinaria para la industria en general, como por ejemplo, molinos, hornos, componentes para maquinaria textil y de imprenta, dobladoras automáticas de alambre y varilla, máquinas de producción de perfiles, maquinaria para empaquetamiento de mercancía, fresadores, prensas, tornos y equipo para la industria petrolera. isitó México por primera vez en el año de 1955 por mediación del Gral. P.A. Alberto Salinas Carranza, de la entonces Secretaría de Aeronáutica Civil, con el cargo de asesor técnico en el campo de la navegación aérea y la cronometría, fundando además la empresa Saloske S.A., enfocada a la construcción de relojes para aeropuertos, fábricas, edificios públicos e instalaciones deportivas. En 1963 fundó el Centro Relojero Suizo, patrocinado por la Secretaría de
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"Gnomopolos", reloj solar ecuatorial de dos carátulas de latón montadas sobre mármol negro. Indica la hora solar verdadera del sitio de colocación. Diseñado en 1971. neral. Se le atribuye, por ejemplo, el invento del sistema para equilibrar la fuerza del muelle real en los relojes de bolsillo y de pulso, la creación de un mecanismo de relojería con duración de cuerda de 100 años y el péndulo de segundos con auto-impulso por medio de circuito eléctrico, con mercurio. En Suiza construyó además dos relojes solares ecuatoriales monumentales, uno para la ciudad de Zurich, de 1.85 m de diámetro y otro para Basilea, de 2.5 m de diámetro, inaugurados en 1957 y 1956 respectivamente. Hasta la fecha ambas obras se conservan en perfecto estado como patrimonio de estas bellas ciudades. Su ingenio técnico le permitió idear además el escape de relojería "rotativ-magnetique" totalmente silencioso, el cronómetro registrador de duración de sismos, relojes con indicaciones astronómicas, un globo terráqueo con mecanismo de relojería, mecanismos para la indicación de las fases de la
Pequeño planetario didáctico electromecánico construido alrededor de 1950.
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que unen ciencia y arte como esculturas didácticas "con vida". Además de los ya mencionados relojes monumentales en Europa, cabe mencionar el reloj solar ecuatorial construído en 1977 para el parque de la residencia presidencial de "Los Pinos", el reloj solar multifacético de 22 carátulas instalado en 1988 en la ciudad de Villahermosa, Tabasco, que desgraciadamente ha sufrido las consecuencias del vandalismo y de la falta de mantenimiento y protección, así como el monumental reloj solar ecuatorial inaugurado en la Macroplaza de Monterrey, N.L., en septiembre de 1990 y el reloj solar más grande del mundo, ubicado en la hacienda de Zuazua en Nuevo León, sobre cuya carátula horizontal de 18 metros de diámetro se puede incluso caminar. Su obra fue parcialmente reportada y dada a conocer en México, por conducto de dos programas de televisión (Cronometría 1y 11),que dentro de la serie Ciencia y Desarrollo, se filmaron bajo el patrocinio del Consejo Nacional de Ciencia y Tecnología en el año de 1982. othar M. Loske fue, antes que nada, un idealista, un autodidacta, un amante de la armonía, la ciencia, la tecnología y el arte, con lIPa gran sensibilidad, siempre optimista y bromista, con una personalidad muy especial, pero a la vez sencillo y en algunos aspectos introvertido: "Soy un profesionista de tiempos pasados, porque sé poco de mucho, en contraste con los expertos actuales, que saben mucho, pero sobre poco". Con su filosofía de que "los cien primeros años son los más difíciles" impidió que los problemas que se le presentaban alteraran su estado de ánimo y su tranquilidad, que inspiraba a los demás con su presencia. Dominó el alemán, español, inglés y holandés. Se distinguió por ser una persona con talentos muy variados, de la que brotaban ideas nuevas a cada instante, generalmente adelantado a la época en que vivía. Su trabajo 10hacía con gusto y energía, era su "hobby" preferido. Al respecto, una vez escribió: "Si has encontrado tu vocación y amas tu trabajo serás feliz. Trabajar sin alegría es denigrante y triste. Piensa en 10 que vas a crear, no en la ganancia que de ello resultará." Además de las actividades mencionadas, fue traductor técnico, diseñó aparatos para la topografía, geodesia y meteorología, y practicó el dibujo téc-
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"Horologium Solarium Esfericum", reloj solar ecuatorial de 6S cm de diámetro fabricado en acero, cobre y latón. En sus carátulas pueden leerse directamente la hora solar verdadera y solar media de todo el mundo, así como la fecha. Su instalación es posible en cualquier latitud geográfica y merced a la ecuación del tiempo en su carátula, permite calcular la hora legal. Diseñado y construído en 1982. Educación Pública y la "Federation Horlogiere Suisse", posteriormente, el Instituto Mexicano de Cronometría, del cual fue director y profesor, así como un laboratorio de desarrollo tecnológico privado, estando además a cargo de la instalación y automatización de la señal de la hora por radio en la estación XEQK en colaboración con la UNAM y el Observatorio de la Hora Normal en Washington, E.U.A. A partir de 1969 fue Director Técnico de la Fábrica Nacional de Relojes Eléctricos y Cronómetros, S.A. Durante los últimos cincuenta años publicó más de 900 artículos cienEl Universo, Julio - Septiembre 1993
tíficos, técnicos y de divulgación, gran parte de ellos traducidos a cuatro e incluso seis idiomas, en materia de astronomía, cronometría, historia, navegación, mecánica de precisión, relojería y gnomónica, así como varios libros, fungiendo además como colaborador de la revista "Journal Suisse D' Horlogerie". Su habilidad para el dibujo 10llevó a realizar en forma personal todos sus diseños e ilustraciones para sus libros y artículos e incluso ilustrar textos de otros autores. omo gnomonista y artista de la cronometría es mundialmente conocido por sus obras públicas
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nico, la pintura, la escultura, además de la reconstrucción y reparación de relojes antiguos. Gracias a su amplia experiencia en la ingeniería, se desempeñó durante más de 25 años como perito independiente, dictaminando sobre controversias e indemnizaciones para compañías de seguros y reaseguradoras en México y en el extranjero, emitiendo más de 700 dictámenes periciales, sobre daños de transporte, incendio y catástrofe. Por otro lado demostró también talento e interés como autor de
nalidad mexicana, uno abogado y el otro ingeniero físico, laboran actualmente en la Cámara México Alemana de Industria y Comercio y en el Instituto de Física de la UNAM, respectivamente. EI6 de mayo de 1992, a la edad de 72 años, la muerte lo sorprende en plena
actividad, dejando inconclusas varias obras y proyectos. Nota: Todos los relojes, equipos y obras que aparecen ilustradas en este texto fueron diseñadas y construídas por L. M. Loske. Las fotos fueron tomadas por L. M. Loske a menos que se indique lo contrario. b
Fue un idealista, un autodidacta, un amante de la armonía, la ciencia, la tecnología y el arte, con una gran sensibilidad, siempre optimista y bromista, con una personalidad muy especial, pero a la vez sencillo. temas filosóficos y problemas de la vida cotidiana, publicando numerosos ensayos, dejando además inconclusos dos manuscritos sobre estos temas. Sus diseños artísticos dejan entrever una singular fusión, entre lo abstracto y lo futurista por un lado, y una infl uencia renacentista, por el otro. Cargados con detalles, acabados minuciosos y un sinnúmero de figuras, muestran una inclinación especial por la astronomía, así como por los signos del Zodiaco, mismos que en forma abstracta se repiten en casi la totalidad de sus obras de arte. ' n cuando sus actividades científicas y artísticas ocuparon la ~ ayor parte su vida, practicó el vuelo en planeadores, construídos por él junto con sus colegas, ganando el campeonato mundial de duración de vuelo en 1937. Ganó también importantes torneos en esgrima y a la edad de 62 años comenzó con la práctica del Karate. Durante sus últimos años de vida diseñó material didáctico para museos. Una de sus últimas creaciones es el reloj de agua monumental "Klepsydra", que se instalará en el Museo del Niño "El Papalote" en la Ciudad de México a fines de 1993. Sus dos hijos, de nacio-
Acercamiento de las carátulas del reloj solar ecuatorial de Frankfurt. La escala superior con números romanos muestra la hora solar verdadera de Frankfurt. En el borde inferior de la carátula principal (carátula ancha) los números arábigos indican la hora solar verdadera para el meridiano 15 grados este, seleccionado para determinar la hora legal en Alemania. Ya que la posición geográfica del reloj, 8 grados 40 minutos este, no coincide con el meridiano, existe una diferencia temporal de 25 minutos y 20 segundos entre la hora solar verdadera de Frankfurt y la hora solar verdadera del meridiano IS grados este. Los valores de la ecuación del tiempo para cada mes aparecen como 12 franjas a lo ancho de la carátula principal. La franja superior corresponde a enero, la inferior a diciembre. En el exterior del anillo móvil pueden apreciarse los nombre de 200 ciudades. Con esta carátula es posible determinar la hora solar verdadera y la hora solar media o legal en cada una de estas ciudades. Foto: Max Goellner, Frankfurt, Alemania. 17
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Reloj solar ecuatorial inaugurado en septiembre de 1990 en la Macroplaza de Monterrey, Nuevo León. Dos enormes medias lunas soportan la carátula y un anillo ecuatorial de 3.2 metros con los signos del Zodiaco. La sombra del indicador marca la hora solar verdadera de Monterrey la carátula con números romanos y la hora legal, sobre la de números arábigos. La sombra proyectada por los discos en el centro del anillo se desplaza a lo ancho de la carátula en el curso del año, e indica, de este modo, la fecha, los equinoccios y los solsticios.
Sección de una carátula de un marcador para un estadio de fútbol, diseñado y construído en México en 1960. El Universo, Julio - Septiembre 1993
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Reloj solar ecuatorial y esfera anular de bronce de 1.85 m de diámetro con indicaciones de la hora solar verdadera (números romanos), ecuación del tiempo, hora normal de Europa (números arábigos) y estaciones del año, todo ello por medio de la sombra que. proyecta la pequeña estrella suspendida en el centro de la esfera. Esta obra fue donada a la ciudad de Zurich, Suiza por Franz Tuerler en 1957.
"Olmeca", reloj solar ecuatorial con indicaciones de la hora solar verdadera y hora solar media sitio de colocación. Diseñado en 1985.
"Ecllptícum", reloj solar ecuatorial de dos carátulas montadas sobre mármol blanco, ajustable para todos los lugares del hemisferio norte. Sobre el anillo móvil exterior con 40 cm de diámetro se pueden apreciar representaciones de los signos del Zodiaco y de las constelaciones en la eclíptica. Diseñado en 1985.
Cronómetro de mesa con máquina electromecánica de batería y reloj solar ecuatorial, elaborado en caoba y latón. Diseñado en 1972.
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Report~~e
UN NUEVO
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TELESCOPIO
ENTREVISTA CON lA DOCTORA GLORIA KÓENISBERGER DIRECTORA DEL INSTITUTO DE ASTRONOMIA DE lA U.N.A.M.
aUniversidad Nacional Autónoma de México, tiene un gran interés en participar en el proyecto multinacional para la instalación de un nuevo telescopio dentro de las instalaciones que ocupa el Observatorio Astronómico Nacional en la cumbre del cerro de San Pedro Mártir en el estado de Baja California Norte.
L
Dra. Gloria KOenisberger Directora del Instituto de Astronomía de la U.N.A.M.
¿Cómo está formado el Observatorio Astronómico Nacional? México ha contribuido grandemente al progreso de la astronomía a través de su historia siendo la calidad de los trabajos realizados por los astrónomos mexicanos de reconocido prestigio. En la década de los años setentas, el Instituto de Astronomía (IAUNAM) inició la construcción del Observatorio Astronómico Nacional en San Pedro Mártir (OANSPM) adquiriendo el
La Doctora y nuestra reportera
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PARA MEXICO compromiso de desarrollo y operación del observatorio. Esto incluye el Centro de Operación e Investigaciones ubicado en Ensenada en donde se cuenta con 12 astrónomos y 22 técnicos los cuales han logrado que el desarrollo de la astronomía conlleve al crecimiento de otras áreas. Es importante hacer notar que el OANSPM es el observatorio más grande de Latinoamérica operado y desarrollado por un sólo país. Existen telescopios de 2.1 m, 1.5m y 0.84m. El telescopio de 2.1 m está equipado con tres sistemas CCD para imagen directa, espectroscopia echelle de alta resolución, espectroscopia de resolución media a baja y fotometría. Adicionalmente, este telescopio ha sido optimizado para fotometría IR en 2.5 micrones. Para finales del presente año se tendrán equipados los otros dos telescopios con equipos modernos CCD así como sistemas de guiado y control. En colaboración con la Universidad de Massachussetts, se está desarrollando un nuevo sistema NICMOS3 IR que operará en el telescopio de 2.1m en un periodo de corto tiempo. También se está desarrollando la adaptación de un interferómetro Fabry-Perot. El OANSPM está comunicado vía satélite, tanto con la Ciudad de México como con la Red Internacional NSF, permitiendo el acceso remoto de computadoras y la transferencia de información de la propia red.
¿Cuándo se comenzó a gestar la idea de un nuevo telescopio? En 1988, diversos miembros del IAUNAM comenzaron a estudiar las posibilidades de crecimiento y desarrollo de la astronomía en México. A mediados de 1991, se decidió concentrar los esfuerzos en la construcción de un El Universo, Julio - Septiembre 1993
telescopio IR de nueva tecnología, definiendo los parámetros para su diseño y construcción de la siguiente forma: 1.- Se daría prioridad a los sistemasque: a.-permitan que nuestra investigación sea competitiva en áreas de mayor interés e impacto entre los años 2000 y 21
2010 Y que sirvan como bases para la astronomía mexicana del siglo XXI. b.- nos permita reforzar lineas de investigación realizadas en en México y que tengan un gran impacto. 2.- El diseño del telescopio deberá incluir aquellos aspectos que permitan
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la operación eficiente del telescopio y de su instrumentación. 3.- Se deberá dar especial atención a la optimización de esfuerzos de todos los miembros de nuestra comunidad que se involucren en el proyecto. Esto implica que desarrollaremos en México solamente aquellos aspectos del proyecto donde se tenga experiencia previa (tales como en sistemas de control) o donde los esfuerzos puedan ser aplicados de manera más eficiente. 4.- Aquellas condiciones que permitan complementar los mejores sistemas de telescopio en otras partes del mundo. 5.- Deberá existir una fuerte colaboración con cuando menos una institución extranjera. 6.- Buscaremos el lugar más adecuado en el OANSPM para ubicar el telescopio.
¿Qué objetivos científicos se persiguen? Los objetivos científicos que deberán ser logrados por este telescopio son: a).- elevada resolución espacial; b).- excelente calidad de imagen; c).- optimización tanto en el visible como en IR; d).- elevada resolución espectroscópica.
¿Qué alternativas contemplado?
se han
Cuando comenzamos el estudio de las opciones disponibles para este proyecto, revisamos muchos de los diferentes proyectos existentes: (Gemini, Columbus, VLT Magallanes, Conversión MMT, Galileo, WYIN, ARC, SOAR, VISA, SST, CHARA). Los objetivos del estudio fueron dos: 1.- Determinar si cualquiera de los grupos responsables de estos dos proyectos consideraría construir el telescopio en México. 2.- Identificar las características de aquellos telescopios que fueran de interés adoptar para el diseño de un telescopio mexicano así como los modelos que serían aplicados para las etapas de construcción del telescopio. Excepto para el Columbus, (durante el corto periodo desde finales de 1991 hasta el comienzo de 1992), no ha sido posible considerar la construcción
de cualquier otro tipo de telescopio en México. Las actividades realizadas durante 1992 con relación a la definición del proyecto incluyen: A.- Para la definición del diseño: 1.- El estudio de la óptica (tama- • ños, características y disponibilidad de aluminio, panal, VLE, Zerodur, Berilio); 2.- Contacto con las empresas que han tenido experiencia en la construcción de monturas de telescopios (L&F, Ansaldo, Contravia); 3.- Visitas a los centros de desarrollo de los siguientes telescopio: Galileo (Milán, Arceti, Padua), VLT (ESO), VISA (Grenoble, WYN (V. de Wisconsin, NOAO), Magellan (Carnegie, Las Campanas, V. de Arizona), Columbus (Florencia, U. de Arizona). 4.- Invitaciones a México para reuniones y coloquios: P. Rafaneli, P. Srittmatter, C. Barbieri, J. Gallagher, H. MacAllister, W. Gallieni, B. Atwood. 5.- Reuniones con representantes de Zeiss, Schott, Ansaldo, L&F, ADS, REOSC, para obtener estimaciones de costos. B.- Para el programa de recursos humanos 1.- Comenzamos a trabajar con grupos de bachillerato con estudiantes que posteriormente estudiarán física e ingeniería. Se hace énfasis en los aspectos relacionados con la construcción de telescopios de nueva tecnología. 2.- Tres estudiantes se encuentran actualmente estudiando su doctorado en Francia en áreas relacionadas con procesamiento de señales y que son necesarias para el desarrollo de un sistema óptico adaptativo. 3.- Dentro del programa de graduados de astronomía, estamos comenzando a considerar la importancia del desarrollo de instrumentos e introduciendo a los estudiantes a las nuevas técnicas de observación. c.- Otras actividades 1.- La prueba del lugar se inició formalmente a principios de 1992, con la colaboración de la U. de Arizona, la U. de Massachussetts y el Carnegie Institute/Observatorio de las Campanas a continuación se presentan en una forma breve los resultados. 2.- Se realizó el cómputo preliminar de las características de los sistemas de soporte activo considerando un telescopio de 4.2 metros. 3.- Se consiguió el apoyo para la primera fase del 22
Telescopio principal de12.10 m. en el observatorio de San Pedro Mártir, Baja California.
desarrollo de un sensor de frente de onda para un sistema de óptica adaptativa.
EL LUGAR El OANSPM está situado a 2800 metros sobre el nivel del mar y a 2,300 metros sobre el nivel del desierto de San Felipe que se encuentra justo al noreste del observatorio. El OANSPM se encuentra ubicado dentro del parque nacional con 100 kilómetros de eje nortesur y 50 kilómetros de eje este-oeste. Las únicas construcciones existentes son las de los guardabosques y las propias del observatorio. Esto implica la ausencia total de cualquier tipo de contaminación: luminosa, humana, vehicular, etc. Desde que se realizaron los primeros estudios, SPM es el mejor lugar como observatorio de Norteamérica. Las condiciones meteorológicas son idénticas a las de Chile, excepto que los patrones están corridos 6 meses. Entre 1982 y 1992, solamente se tuvo 27.4 de noches con condiciones adversas. Entre 1984 y 1991, el 56.7% de las noches fueron de calidad fotométrica y el 80.4% de calidad espectroscópica. El contenido de vapor de agua tiene un valor promedio de 2.5 mm. El porcentaje de días excelentes es de 22% (mm) mientras que el valor de los días muy malos es de (lOmm) 7%. Es imporEl Universo, Julio - Septiembre 1993
tante hacer notar que estos valores fueron tomados de enero a mayo de 1992. Las mediciones del "seeing" realizadas mediante tres formas distintas reportaron un promedio de 0.65 segundos de arco, con los mejores valores cercanos a 0.4 segundos de arco. La brillantez del cielo en el visible se encuentra cercana a magnitud 22/arcseg2.
PROYECTO
PROPUESTO
Las tres opciones identificadas como deseables son las siguientes: 1.- Un telescopio de Nueva Tecnología con un espejo primario de 4.2 metros. 2.- Un telescopio de Nueva Tecnología con un espejo primario de 6.5 metros, como el Magallanes. 3.- Un arreglo interferométrico comoel VISA. Las primeras dos opciones satisfacen la mayoría de las necesidades impuestas por los programas científicos postuladas por nuestras comunidades. Es importante hacer notar que dadas las excelentes condiciones c1imáticas de SPM, el telescopio de 4.2 metros es competitivo con uno de 8 metros en otros lugares de la tierra con condiciones no tan buenas. El diseño, tanto del 4.2 metros como del 6.5 metros incluyen un primario tipo NTT rígido y óptica activa e incorpora innovaciones que permiten una reducción en cuanto a costos permitiendo la más alta calidad disponible. Se invertirá la mayor dedicación para asegurar la exactitud en el momento de la operación. El costo del proyecto incluye la instrumentación de primera luz con énfasis especial en espectroscopia e imagen de alta resolución IR (0.9 -3 um). En la figura adjunta se presenta el diseño preliminar de la opción de 4.2 metros que consiste en una estructura semejante a la del Columbus. Dado el bajo contenido de vapor de agua en SPM, el telescopio será optimizado para longitudes de onda IR (2.5 micrones). Posteriormente, dadas las excelentes condiciones de "seeing" la óptica se encauzará hacia trabajos de imágenes de difracción limitada, una vez que se haya instalado el sistema óptico adaptativo. La tercer opción representa técnicas por medio de las cuales se estudiarán muchos de los parámetros astrofísiEl Universo, Julio - Septiembre 1993
cos de interés para el siguiente milenio. Consideramos de gran importancia comenzar a estudiar los desafíos tecnológicos impuestos por los sistemas interferométricos, aunque reconocemos que muchos de los problemas inherentes a la combinación de haces en longitudes de Cúpula que aloja el telescopio de 85 cms. onda ópticas serán reObsérvese la calidad del cielo en el sueltos dentro de varios observatorio. años. Los arreglos interferométricos como los y especificaciones del telescopio, y otro desarrollados en el presente (VISA, técnico que supervisará los aspectos del CHARA) son un complemento a los diseño, construcción y pruebas iniciales telescopios de gran abertura. Considel telescopio y su instrumentación. deramos ventajoso contemplar la consEl diseño conceptual y de detalle trucción de un arreglo como una segunserán realizados por un experto internada fase dentro del desarrollo de SPM, cional en este campo y, con base en la después del proyecto que actualmente fase A del estudio se identificarán las presentamos. empresas que puedan dar el mejor ser¿Quienes participarían en el vicio al menor costo.
proyecto? Se trata de un proyecto nacional con colaboración internacional. Los miembros de la comunidad astronómiea, óptica e instrumental que participan en él son: La UNAM (Instituto de Astronomía, Instituto de Ingeniería, Centro de Instrumentos), el Centro de Investigaciones en Optica (CIO), el Instituto Nacional de Astrofísica Optica y Electrónica (INAOE) y la Universidad Autónoma de Puebla. Se han formado dos comités: uno científico con campo de acción sobre los objetivos científicos
ACTIVIDAD años dólares Estudio de factibilidad Ingeniería Optica Preparación del sitio Mecánica Instalación eléctrica Sistemas de control Sistemas activos de control Instrumentación Estructura externa Cámara de aluminizado TOTAL 23
¿Qué costo se tiene estimado? En la siguiente tabla se presenta el costo estimado para un telescopio de 4.2 metros de diámetro. De llevarse a cabo este proyecto estaríamos inaugurándolo para 1999.
¿En que situación se encuentra actualmente el proyecto? El proyecto está siendo revisado para los fondos por el Consejo Nacional de Ciencia y Tecnología CONACyT. b
DURACION
0.5 1 2 2 4-5 3 4 4 5 2 2 5
COSTO
200,000 1,500,000 6,000,000 700,000 4,000,000 2,000,000 1,500,000 1,000,000 5,000,000 4,000,000 1,000,000 26,900,000
Venus
El explorador Magallanes desarroll贸 las im谩genes de Venus volando sobre las nubes del planeta revelando la superficie.
Reconstrucci贸n por computadora de la superficie de Venus del Monte de Gula, tomada por sistema de im谩gen por radar con el orbitador "Magallanes" .
Introducción a la Astronomía
El Sistema Solar Segunda parte Leopoldo Urrea Reyes
Venus lcalor interior y la atmósfera de un planeta son como la sangre que le determinan su vida. Su manera de crear, almacenar y perder el calor, define su pasado, presente y futuro. Los volcanes, los movimientos de tierra, la sobreposición de sus placas, fallas y la construcción de sus relieves y montañas, son simplemente los inten-
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tos vigorosos del cuerpo planetario para expulsar el calor interno. Los planetas terrestres grandes como Venus y la Tierra, al detener su proceso de calentamiento, se enfrían más lentamente que los planetas pequeños, que disipan rápidamente su calor por no tener una capa gruesa de rocas que les proporcionen protección térmica. Estos cuerpos pequeños como la Luna terrestre se enfrían rápidamente,
los planetas grandes retienen la actividad volcánica durante millones de años. Conoceremos el interior de un planeta, observando los relieves y su topografía. En estos detalles hay una inmensa cantidad de información, referente al estado actual de su interior. La superficie de un planeta es el campo de batalla entre las fuerzas interiores de su vulcanismo que eleva porciones de la superficie creando sus relieves, y las fuerzas
Orbita estacionaria del orbitador Magallanes en Venus.
Primera fotografía tomada por el Mariner 10 en la que se dá evidencia de la superficie. 26
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exteriores, como la erosión del viento y del agua que tratan de pulir la superficie creando grandes llanuras y desiertos.
Efecto de invernadero. enus tiene semejanzas con el planeta Tierra en su tamaño, composición física y densidad, más que cualquiera otro conocido. Sin embargo, los vehículos espaciales han descubierto grandes diferencias. Totalmente cubierto por densas nubes, nuestro vecino planeta, ha sido el primer objetivo de la exploración interplanetaria. El "Mariner" fue el primero de más de una docena de vehículos americanos y soviéticos enviados a estudiar al misterioso planeta. A medida que penetró en la atmósfera para posarse en la superficie, fueron terminando los mitos románticos y las especulaciones acerca del planeta. La atmósfera venusina contiene un 90% de dióxido de carbono y es cientos de veces más densa que en la Tierra. El
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principal constituyente de la atmósfera de la Tierra es el nitrógeno. En Venus, la gruesa atmósfera de dióxido de carbono, actúa como una válvula en un sólo sentido; la radiación solar penetra hasta la superficie quedando atrapada por las densas nubes, sin permitir la salida del calor hacia el espacio exterior, este fenómeno es llamado efecto de invernadero. Como resultado, en la superficie asciende la temperatura hasta 480 grados centígrados, capaces de fundir los metales suaves como el plomo. Los fuertes vientos circulan el intenso calor alrededor del planeta, para crear un ambiente donde es insignificante la diferencia de temperatura durante el día o en la noche. La presión atmosférica en la superficie de Venus, que es casi cien veces mayor que en la Tierra, el intenso calor bajo sus nubes, el alto contenido de ácido sulfúrico en la alta atmósfera y la carencia total de agua en estado
Líquido, hacen de Venus un planeta inhóspito e inhabitable, donde no hay posibilidades para el desarrollo de la vida, tal como la conocemos en la Tierra. Las dos primeras naves soviéticas, Venera 9 y 10, que descendieron en Venus para reportar desde diferentes regiones, fueron destruidas en unos cuantos minutos, después de tocar la superficie, debido a la fuerte presión atmosférica y el calcinante calor.
Superficie planetaria. asseñales del Radar a bordo del orbitador "Pioneer" que penetraron a través de la densa capa de nubes, determinaron los detalles de la superficie, mostrando dos áreas continentales elevadas, una del tamaño de la mitad del continente africano, localizada en la región ecuatorial y la otra de las dimensiones de Australia hacia el hemisferio Norte. Evidenció también, la existencia de dos grandes cadenas vol-
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Venus.
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Cronología del Magallanes El Presidente Carter incluye en su presupuesto fiscal de 1981 el proyecto VOIR (del inglés, Venus Orbiting Imaging Radar), el Congreso aprueba eí proyecto para el presupuesto de 1982. VOIR es removido por el Presidente Reagan, para 1983. 1981 Mar. 1983 Ene. 31 NASA incluye una version del "mapeador por radar", el Congreso aprueba el proyecto. El mapeador Venus por radar es rebautizado "Magallanes" 1986 Ene. 6 El Magallanes es lanzado a bordo del Atlantis: Primera nave 1989 May. 4 espaciatl desde 1978 y primero en la historia en un transbordador. 1990 Año. 10 Se enciende el combustible sólido durante 83 segundos cuando está detrás del planeta Venus, para describir una órbita elíptica de 3.3 hs. El sistema de Radar se enciende y se prueba. Ago.15 La señal del Radar se pierde durante la segunda órbita de prueba Ago.16 el JPL se esfuerza por recuperar el control. La señal se pierde por segunda ocasión, durante 17.5 horas. Ago.21 Sep. 15 Ciclo 1, el mapeo se inicia con el Radar viendo hacia el lado izquierdo. Nov.15 Tercera pérdida de la imágen (45 minutos) El satélite espacial comienza a sobre calentarse, los controladores 1991 Feb.13 cortan el mapeo cada diez minutos para dirigir la antena hacia el Sol, para producirle sombra. Cuarta pérdida de la señal. ( 13 hs.) Mar. 4 El sobrecalentamiento persiste; los controladores sacrifican 55% May.9 de cada trayectoria del mapeo para poner al satélite en la sombra. May.lO Quinta pérdida de la señal (32 hr.) May.15 El ciclo 1 termina con un 84% de cobertura, el ciclo 2 comienza con vistas excelentes del mapeo viendo el polo Sur con pequeñas aberturas. Jul. 3 La causa de pérdida de señal se descubre y es corregida. El modulador del transmisor A falla: el transmisor B presenta 1992 Ene. 4 problemas por lo que se requiere cortar la telemetrra hasta un 50%. Ene. 15 El ciclo 2 termina con 96 % de cobertura (el ciclo 3 se inicia, para hacer imágenes estereoscópicas. Jul. El ruido del transmisor B se incrementa; los controladores lo apagan para salvar las últimas tomas mayores. Todos los esfuerzos para corregir el transmisor B fallan para lograr Sep. las tomas mayores. El ciclo 3 termina con 98 % de cobertura, se inicia el ciclo 4A, Sep14 (reconocimiento de la gravedad). El ciclo 4 termina; se inicia el experimento de transmisión 1993 May24 Jun. 30 La misión está llegando a su final. Año 26 El experimento de transmisión con una órbita casi circular (ciclo 5 se inicia). 1994 Abr. 27 El ciclo 5 termina; comienza el ciclo 6 Termina el ciclo 6. Oct31
1980 Nov. 1
Cada ciclo es de 243 días, durante el cual Venus gira completamente debajo del plano orbital del Magallanes. **Las futuras actividades requieren fundamentos no aprobados como lo fueron el primero de Junio.
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cánicas, una de estas mayor que la cadena volcánica de Hawai, con un enorme pico más elevado que el Monte Everest. El descubrimiento de vulcanismo en Venus, lo convierte en el tercer cuerpo dentro del sistema solar con actividad volcánica. Los otros dos son la Tierra y el satélite lo, en el planeta Júpiter. En el planeta Venus se formó una atmósfera pesada de dióxido de carbono, debido a que no tiene agua en estado líquido donde este gas es soluble. En la Tierra, el dióxido de carbono se deposita en el agua de los océanos y contribuye a formar rocas carbonáceas, calizas y dolomitas, que permeabilizan los fondos de los océanos. Si todas las rocas carbonáceas existentes en la tierra fueran inversamente convertidas en dióxido de carbono tendriamos una atmósfera cien veces mayor en el contenido de este gas y podriamos considerar a Venus, nuestro planeta gemelo. El agua reciclada por evaporación, crea una atmósfera húmeda, lo que provoca la formación de nubes y lluvias que aceleran el proceso constante de depuración atmosférica .por el proceso de destilación. Otro de los estudios que se llevan a cabo por las misiones enviadas a Venus es el tipo de reacciones químicas que toman lugar en la atmósfera baja. Es muy importante cuantificar la reducción de la atmósfera por oxidación, por ejemplo; al existir la presencia de metales en la superficie y combinarse con el vapor del agua, contribuye a la reacción química para reducir la densidad atmosférica. Las fotografías tomadas de la superficie de Venus, muestran grandes áreas coloreadas de un intenso color sepia, lo cual indica que esas enormes llanuras están altamente oxidadas, por lo que se deduce que en las etapas primitivas de la formación del planeta, poseía una escasa cantidad de agua que no fue suficiente para absorber la enorme cantidad de bióxido de carbono que fue expulsado hacia la atmósfera por la prolongada actividad volcánica. Los geólogos están convencidos que los aparatos que se han posado en la superficie, proporcionan una información más valiosa que la de las misiones puestas en órbita que sólo dan una El Universo, Julio - Septiembre 1993
idea de las formaciones en conjunto, ya que los instrumentos en la superficie pueden informar con mayor detalle, acerca de la constitución de una zona en particular, aunque su permanencia está limitada a unos cuantos minutos antes de ser destruída por acción de las fuerzas naturales del planeta.
vegó en una órbita de tres horas y nueve minutos, tomando imágenes de alta resolución de objetos de 25 a 30 metros de diámetro. Esta nave entregó un mapa completo en el término de 24 días, utilizando un novedoso sistema de imagen
Alta tecnología en el espacio. s preocupación constante de los científicos, el conocimiento preciso de la historia geofísica del planeta Venus, principalmente, la estructura de la superficie, las propiedades eléctricas y los procesos de control. Estas características fueron analizadas por medio de un proyecto de estudio a partir del envío de la misión Magallanes, que llevó un equipo de Radar para hacer un "mapeo" detallado de la superficie. Este satélite circunna-
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que supera al sistema convencional de RADAR, en el cual la resolución depende del tamaño de una gran antena para detallar mejor. En el sistema del Magallanes la resolución se logra en el procesamiento computarizado de las señales recibidas en las estaciones Terrestres de monitoreo, simulando una antena montada en el artefacto espacial, combinando dos señales para obtener imágenes estereoscópicaso La computadora opera como si a bordo se llevara una antena de cientos de metros de diámetro, cuando en realidad es de 3.4 metros. El orbitador Magallanes es una maravilla de eficiencia, de acuerdo al costo moderado de los últimos programas de la NASA y es una contribución al conocimiento para entender el origen, la evolución y el estado presente del sistema solar. O
Constelaciones
LA OSA MENOR Por el Dr. Bulmaro Alvarado, SAM
Origen del nombre. ara Claudio Ptolomeo "Arctos Micrá" significa Osa Menor. Su nombre latino es Ursa Minor (Osa Menor o pequeña Osa).
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En dos cosas se puede estar de acuerdo: primero, en que las dos osas, sin tomar en cuenta a que cosa se parezcan, se asemejan muchísimo entre sí; y segundo, en que respecto a la Osa Menor, no cabe la menor duda acerca de cuales de las estrellas que comprende deben ser consideradas como la cola, ciertamente, los griegos tenían otro nombre para designar este grupo, que puede ser más antiguo que la época en que, según se dice, Tales de Mileto dio a conocer el nombre que ahora lleva y ese otro nombre era "Cinosura" (la cola del perro) mismo que en la actualidad se le da a la estrella más brillante de la cola (polaris). La constelación es conocida también con los nombres de Pequeño Cazo, Pequeño Carro, etc. y es la constelación que más cerca se encuentra del Polo Celeste, al cuadrángulo que forma el cuerpo principal se le llama el pequeño cazo y a lo que correspondería a la cola, se le denomina también el mango de la taza o del pequeño arado. 30
La Polaris. La notabilidad de la estrella Polar se debe no tanto a sus paricularidades físicas, como a su proximidad al Polo Norte Celeste, en su proximidad no existe ninguna que pueda competir con ella en brillo. El particular papel de la estrella polar en el firmamento es temporal. El movimiento de precesión del eje terrestre se hace sentir aunque con mucha lentitud; el polo celeste viaja entre varias constelaciones. Hace unos tres mil años, la estrella más cercana a este era Beta de la Osa Menor, que lleva el nombre de Kochab o Cejab (que procede del nombre árabe "Cejab-el-Shemalí"), lo que significa "estrella del norte". En China era llamada "Estrella Regia" y en este eco de los tiempos lejanos se pueden percibir los rasgos del papel esencial de la estrella de navegación que hoy día se adjudica a la estrella Polar.
Estrella Pulsante. La característica distintiva de la Estrella Polar es notable porque es pulsante, aumentando o disminuyendo su volumen. Al mismo tiempo cambian su temperatura y su brillo aparente. En su máximo se convierte en estrella de 1.96 m y en el mínimo es de 2.05 m. Este raro mecanismo funciona rítmicamente El Universo, Julio - Septiembre 1993
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Midiendo 6 veces la separación de las punteras estrella Polaris en la Osa Menor.
con un periodo de cuatro días terrestres. La estrella Polar es una Cefeida típica (estrellas ecIipsantes). La distancia que nos separa de ella es tal que el rayo de luz que abandona su superficie alcanzará a la Tierra transcurridos 472 años. Esto significa que actúalmente vemos a la estrella tal y como era en realidad en los tiempos de Cristóbal Colón.
Nuestro Sol no tiene similitud. El Sol, nuestra estrella, no tiene El Universo, Julio - Septiembre 1993
ningún parecido con la estrella Polaris o con cualquier Cefeida, dando por resultado que es mejor así, ya que estaríamos condenados a sufrir las oscilaciones incesantes y rápidas de temperatura y de la intensidad de iluminación, que nos conducirían a consecuencias catastróficas y aún en el caso de que la Polar no fuera Cefeida, al irradiar torrentes de luz y calor casi 10,000 veces más potentes que el Sol, la estrella Polar reduciría a cenizas el mundo orgánico del planeta. Para la localización de esta estrella 31
se localiza la
se utilizan dos procedimientos prácticos: tomamos como referencia a dos estrellas de la Osa Mayor, llamadas DUBHE y MERAK que están en el lado externo de la taza (opuesto al mango) y se prolonga la distancia de las dos estrellas, seis veces en dirección hacia el norte se encontrará la Polar. El segundo, es trazando una línea recta entre la estrella delta de la Osa Mayor (Megréz) en dirección de alfa de Cassiopea y a la mitad de su trayecto pasará por la Estrella Polar. O
Diccionario
Términos Asfronómicos Francisco
Tangencial (velocidad) Componente de la velocidad de una estrella (con respecto al Sol) que cae en ángulo recto con respecto a la línea de visibilidad. Se expresa en Kms -1. T (asociaciones) Asociaciones de estrellas T Tauri. Tauri Estrellas variables eruptivas jóvenes(l06 años), de baja masa (MO) asociadas con material interestelar y en proceso de contracción gravitatoria en su camino hacia la secuencia principal. Se caracterizan por presentar fuertes líneas de emisión de Balmer, emisión continua azul y ultravioleta. TTauri se encuentra a 170 Parcecs, es del tipo dKO y está embebida en una nube fría (11 º K) Taurus A (véase Nebulosa del Cangrejo)
senta relación geológica alguna con las formaciones donde fue hallada. Terminador Línea divisoria entre la luz y oscuridad que se presenta en la Luna y los planetas. Tétis Cuarto satélite de Saturno descubierto por Cassini en 1684. Diámetro = 1000 Km y período de 1.87 días. Teoría de Thomas-FermiTeoría de la energía de la materia parcialmente ion izada en el limite de la alta densidad. Thubán a Draconis. Estrella de 4a magnitud tipo AO. Fue la estrella polar en la época en la que los egipcios construyeron las pirámides. Titán El satélite más brillante de Saturno (albedo 0.21), descubierto por Huyghens en 1655. Es ligeramente mayor que Mercurio. posee una atmósfera de Hidrógeno molecular, Metano, Etano, Acetileno y etileno. Tiene un periodo de 15d 22h 41m, i= 0.3, e= 0.03.
Javier
Mandujano
O.
riada de rotación 10.2h). Periodo orbital 584 día, 2 días (8/5 del terrestre). Se acerca a la Tierra cada 8 años a una distancia de 0.15 UA. Tránsito Paso de una estrella por el meridiano. Paso de un planeta interior por el disco del Sol. Transición (región) Tenue capa de la atmósfera solar entre la cromosfera y la corona sobre la cual la temperatura se eleva bruscamente hasta millones de grados. Trapecio Nebulosidad luminosa a 470 pc en el centro de la Nebulosa de Orión. Dentro de ella se localizan cuatro estrellas muy jóvenes ( ,000 años) que forman los vértices del trapecio (HD 37022) con magnitudes visuales entre 8.0 y 5.1. Triángulo (galaxia) M33, NGC 598. Galaxia espiral Se 11-11I satélite de M31 situada a 800 kpc. Masa total 2x1010 MO; Mv= -18.9.
Taurus (nube oscura) El agregado de polvo y gas más cercano (150pc) en el que se realiza el proceso de formación de estrellas. Contiene muchas estrellas tipo T Tauri y objetos Herbig-Haro, Dentro de sus contornos caen las nebulosas de reflexión IC 359 y IC 2087.
Titania Cuarto y mayor satélite de Urano (P=8d17h), descubierto por Herschel en 1787. Diámetro de 1700 Km.
Trífida(nebulosa) M20, NGC 6514. Nebulosa de emisión en sagitario, situada a 2.1 kpc. Es tanto una región ópticamente brillante H 11, como en radio e infrarrojo lejano.
Tectita Cuerpo vítreo de rico contenido de silicio, pequeño y oscuro, que no contiene cristales, probablemente de origen meteorítico y que no pre-
Toro Asteroide 1658 que cruza la órbita de la Tierra. Fue descubierto en 1948 y redescubierto en 1964 (a=1.368 UA, e= 0.436, i= 9.37, pe-
Triple pulsación Cefeidas con tres modos de pulsación. Como ejemplo están TU Cassiopeiae y AC Andrómedae.
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El Universo, Julio - Septiembre 1993
"Terminador" de la luz y sombra en la luna.
Tritón Satélite de Neptuno, descubierto en 1846 por Lassell. Es mayor que la Luna con una órbita retrógrada de 5 días 21 horas. Su órbita es inestable, girando en forma espiral hacia Neptuno.
Troyanos Asteroides localizados en los puntos Lagrangeanos de la órbita de Júpiter alrededor del Sol. Aquiles, el primer troyano fué descubierto en 1906. Se conocen más de 50.
Tropical (año) Intervalo de tiempo entre dos equinoccios vernal es. Es igual a 365.242 días solares.
Tropopausa Límite superior de la Troposfera (15 Km) donde el gradiente de temperatura se va a cero.
Tropósfera Límite inferior de la atmósfera terrestre en la que ocurren la mayoría de los cambios c1imáticos.
Trumpler (estrellas) Clase de estrellas extremadamente luminosas.
47 Tucanae NCG104.
Cúmulo globular rico en metales a 5.1 kpc. Tiene una latitud galáctica elevada y un enrojecimiento bajo.
Tycho (estrella) b Cassiopeiae. Remanente de supernova Tipo 1, 3- 5 kpc observada por Ticho en 1572. En su máximo fué tan brillante como Venus y fué visible durante el día. Es una fuente de radio (3C 10) y de rayos X (4U 0022+63). El remanente fue identificado por Baade en 1949.
Superficie de Trltón durante la visita del viajero no. 2 en Neptuno. El Universo, Julio - Septiembre 1993
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Construya su Telescopio
EL AFICIONADO TELESCOPIO
Y SU Alberto González Solís
El espejo que el óptico aficionado tiene en proceso, para formar imágenes claras, debe reunir los rayos reflejados de un punto, en una área no mayor de 0.00007 mm. (siete centésimos de micra).
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El Universo, Julio - Septiembre 1993
B
A
D
C
Del centro de curvatura Plano focal del centro y de la orilla
Lámpara
stacondición la cumplen los espejos con superficie cóncava, esferoidal o paraboloide, bien conformada. Quien observó todas las condiciones recomendadas para realizar una concavidad normal, habrá logrado casi automáticamente que su espejo esté muy cerca de la precisión mencionada al llegar a la etapa de pulirlo. Cuando ese espejo pueda reflejar la luz en toda su superficie, habrá que comprobar cómo llegan los rayos a su convergencia. Esto es posible con el sencillo aparato ilustrado en el artículo precedente (Ver "El Universo" No. 6, Págs. 39 Y40). En 1858 el notable físico francés Jean Bertrand León Foucault (1819-
E
c.. La navaja
B.· La navaja corta el haz en el centro de curvatura.
El Universo, Julio - Septiembre 1993
variado aspecto y sorprendente relieve, como si fuera iluminado por luz rasante colocada a un lado. Con ese aspecto aparente quedan evidentes las zonas que se apartan de la curvatura esferoidal, elevaciones o depresiones que en la superficie del vidrio se miden con milimicras, pero que en el área de reunión de los rayos; la imagen cubre algunas micras y en el sentido longitudinal, en el eje óptico ocupan varios milímetros. Resultado: la imagen es difusa. En la ilustración de las funciones de un espejo esférico-c6ncavo (ver "El Universo" No. 3, pág. 39) se observa que los rayos procedentes de su centro de curvatura, que son los radios de la
C
B
A
A.· La navaja corta el haz reflejado delante del centro de curvatura.
1868), dio a conocer su método para verificar la calidad de los espejos de telescopio. Este consiste en proyectar un haz de luz a través de un pequeño orificio (una estrella artificial) que se sitúa inmediato al centro de curvatura del espejo. Este refleja la luz casi al mismo sitio de origen formando la imagen puntual. Un ojo, colocado detrás y a muy corta distancia de esa imagen ve el espejo brillante, iluminado en toda su área. Si en un punto intermedio donde se juntan los rayos para formar la imagen se interpone una pequeña navaja, el espejo, si es esférico, se oscurece gradualmente y da apariencia llana; si no lo es, muestra áreas de luz y sombra de
corta el haz detrás del
centro de curvatura.
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D
D.' Espejo con superficie irregular: el centro levantado y el borde rebajado. La navaja corta el haz en la intercesión de los rayos de la zona intermedia.
Las Iineas de Ronchi en espejo esférico.
esfera, forman un haz cónico cuyo vértice está en el centro de curvatura y su base es el espejo. La luz que procede del centro de curvatura, incide en la superficie del espejo y es reflejada precisamente hacia su punto de origen y allí se forma su imagen. En ese lugar no es posible examinarla, pero cualquier desplazamiento de la lámpara, transversal o longitudinal respecto al eje óptico, traslada la imagen en sentido opuesto al movimiento. Se forma un segundo cono, situado su vértice al lado de la lámpara, forma la imagen real del punto de luz y así el ojo la recibe y analiza. En ese punto se cruzan los rayos y forman un tercer cono, que es necesario
considerar en el análisis de la imagen reflejada. Estas circunstancias deben recordarse en la pruebas del espejo. La lámpara, de construcción sencilla, es la fuente luminosa conformada con una pequeña bombilla de 10 watts, alojada en un tubo de 12 ó 15 cm. de alto, circular o cuadrado (un angosto envase de lámina), con una perforación al nivel de la bombilla, de 8 ó 10 mm., circular o cuadrada; este diámetro es útil para localizar sin dificultad el reflejo aliado izquierdo de la lámpara y ya situado se le cubre adaptándole enfrente una lámina, perforada con la punta de una aguja, o bien, una estrecha rendija conformada por dos hojas de rasurar separadas en sus aristas por 0.3 mm., (el 36
espesor de tres o cuatro hojas de papel para máquina). La ranura tiene la ventaja sobre la estrella artificial por proporcionar mayor luminosidad sin alterar la calidad de las mediciones que serán necesarias en un espejo de superficie paraboloide. AlIado de la lámpara, que es fija, está la navaja que ha de interceptar los rayos reflejados; ésta puede ser una lámina delgada de borde recto o una hoja de afeitar, montada en un poste, deslizable en sentido longitudinal hacia el espejo y transversal hacia la lámpara. Para las pruebas de un espejo paraboloide es necesario agregar una escala fija donde se han de medir las posiciones longitudinales de la navaja. Una variación de la prueba de Foucault se obtiene al substituir la navaja por una rejilla de numerosas líneas, que puede ser un trozo de malla de filtro, como el utilizado para la gasolina de los automóviles, o alguna otra aplicación similar. Esta modificación se conoce como la prueba de Ronchi, por el nombre de su autor, Vesco Ronchi. El equipo para las pruebas, lámpara y tablero, éste ya descrito anteriormente (ver "El Universo" No. 3, pp. 34 Y35) deben asentarse firmemente, separados a la distancia de 2.5 m. o el radio de curvatura del espejo a probar y a la altura conveniente para que el examinador, sentado tenga la lámpara a la altura de sus ojos. El cuarto ha de permanecer a media luz y sin corrientes de aire que interfieran en el lugar de las pruebas. De ser posible, hacer la instalación permanente. La prueba del espejo pulido es semejante a la aplicada con el espejo mojado en el control del la distancia focal, descrito en mismo capítulo mencionado, sólo que ahora se facilita por el reflejo , propio del espejo seco, ya establecida la distancia de su radio de curvatura. Estando el espejo bien asentado en su tablero y con la lámpara encendida, su luz llega al espejo para reflejarse en las El Universo, Julio - Septiembre 1993
luz adentro del haz cónico reflejado; al hacerla detrás del cruce de los rayos, en el área del tercer cono, las sombras se invierten y dan una imagen opuesta a la realidad.
Las pruebas ópticas.
Las Iineas de Ronchi en el espejo con los defectos.
cercanías del mismo; localícese ese reflejo, imagen de la perforación de 8 a 10 mm., mediante una pantalla translúcida, con una hoja de papel de dibujo (albanene) o un vidrio despulido coloeados inmediatamente detrás de la lámpara es posible descubrir la imagen reflejadapor ambos frentes; al trasladar la imagen moviendo el tablero con el espejo, o por detrás, moviendo la lámpara y llevando el reflejo junto a ella, para quedarjunto a la navaja, en donde el ojo recibe la imagen; entonces, ya sin la pantalla se ve el espejo muy iluminado; cúbrase la ventana con la rendija y a unos veinte centímetros detrás de la lámpara, el ojo ve una franja brillante en el espejo. La navaja ha de estar coEl Universo, Julio - Septiembre 1993
locada con su borde paralelo a la ranura. Para ajustar el paralelismo véase la franja de luz, muévase la navaja lentamente hacia la lámpara, que oculte el reflejo: si la franja de luz se desvanece uniforme a todo su largo, está en posición correcta; si el reflejo se apaga desde arriba o desde abajo, la navaja está inclinada en un sentido o el otro; rectifíquese su posición. Hecho esto, acérquese el ojo a unos dos centímetros de la navaja; así la franja ilumina todo el espejo y la imagen de la rendija está muy cercana al centro de curvatura, que es donde se efectúan las pruebas. La interpretación correcta de las sombras que produce la navaja se obtiene siempre que ésta intercepte la 37
Al empezar, la imagen reflejada debe formarse entre la lámpara y la navaja, un poco atrás de ésta, para que el ojo del analista la reciba con facilidad. Deslícese la lámpara unos tres centímetros hacia el espejo; se descubre en él, como flotando en su superficie, una franja de luz difractada, que es la imagen de la ranura; retrocédase la lámpara ó acérquese más el ojo hacia aquella la franja crece y se ensancha hasta llenar todo el espejo. Entonces deslícese lentamente la navaja hacia el cuerpo de la lámpara; al avanzar intercepta la luz y se observa su sombra recta que se introduce por el lado izquierdo. Ahora deslícese hacia atrás la navaja, allí el movimiento de la sombra se hace más violento y su perfil es impreciso al acercarse al punto focal, donde se cruzan los rayos reflejados. En el mismo foco, introdúzcase muy lentamente la navaja; si el espejo es perfectamente esférico su iluminación desaparece bruscamente en toda su área. Retírese la navaja hacia atrás del punto focal y obsérvese que al deslizarla hacia la derecha, su sombra surge por el lado derecho del espejo avanzando hacia la izquierda, en sentido opuesto al movimiento de la navaja; entonces se interfieren los rayos del tercer cono que se prolonga indefinidamente hacia atrás del punto focal ( ver figura ). La rejilla Ronchi, al substituir a la navaja, facilita la apreciación de sus posiciones a 10 largo del eje óptico así como las características generales de la superficie del espejo cuando está situada muy cerca del punto foca\. Procéda-
la herramienta y colóquese ese recorte en el centro de la brea reblandecida. Póngase encima el espejo y las pesas. Al prensado, el papel hundirá esa área lo suficiente para que allí no haya fricción, después de habcrlo retirado. Continúese con impulsos normales. El desgaste se efectúa en el resto de la superficie para emparejar los niveles. Entonces vuélvase al prensado normal para desaparecer la huella de la brea hundida.
se observando a través de la rejilla como lo descrito al operar con la navaja. Al estar a unos tres centímetros adentro del foco, se ven numerosas líneas negras en el espejo, muy definidas si los hilos verticales de la rejilla son paralelos a la ranura; si no es así corríjase su posición. Al acercar la rejilla hacia el punto de cruce de los rayos las líneas se ensanchan cuanto más cercanas están al foco; en ese punto sólo un hilo obscurece el espejo o un espacio entre los hilos lo ilumina totalmente. Al retroceder más la rejilla, vuelven a verse las líneas negras. Pero recuérdese que todas las pruebas se efectúan adentro del cono reflejado. Si a pesar de las precauciones para lograr un esmerilado correcto o un buen contacto de la brea, las sombras de la navaja en el centro de curvatura son de diversas formas, el espejo no es completamente esférico. Hay en él zonas de variada curvatura por efecto de movimientos impropios en el pulido. Las de mayor curvatura forman su foco más cerca del espejo, la navaja intercepta su luz en el cono divergente trasero y su sombra surge por la derecha, en tanto que en las zonas de menor curvatura sus rayos convergen a mayor distancia, la navaja los corta antes de que alcancen su centro de curvatura y su sombra avanza por la izquierda. Con la prueba de Ronchi las franjas aparecen curvadas; en zonas de mayor radio de curvatura se juntan y se separan en las depresiones, de radio más corto. Recuérdese que estos aspectos se producen adentro del haz cónico convergente. Puede haber una miscelánea de somhras, pero si no son muy acentuadas, el trabajo posterior en el espejo con movimientos cortos, pausados y el buen contacto de la capa de brea, corregirá las anormalidades.
uniforme en toda su área. Obsérvese con atención el aspecto de todas las facetas a través del vidrio. El deslizamiento no ha de ser dificultoso. Estas son condiciones de un contacto normal trabájese con impulsos pausados -en promedio 60 por minuto- y de corta amplitud, de 1/6 del diámetro del espejo, con trayectos en forma de W, no muy abierta. El efecto de la fricción es más acentuado por el borde de la herramienta; su paso frecuente sobre las zonas de apariencia abultada, las de menor curvatura, produce su normalización. Después de que el espejo haya tenido 3 ó 4 rotaciones completas revísese su reflejo en la lámpara de Foucault. Es muy útil llevar un registro del aspecto de las sombras en una hoja de control, donde se dibuje la forma de las sombras y se anota el tratamiento aplicado.
El tratamiento de las anomalías
Defectos centrales
Si el espejo no es esférico, prosígase con la pulimentación. Es prohable que el borde aún esté gris y aparezca rebajado. Antes de empezar cada sesión, hágase el prensado para que el contacto de la brea en el espejo sea
Depresión central.- Es posible con ésta una forma hiperboloide. Los movimientos cortos, en zigzag o en W de 1/6 del diámetro, levantan el centro. Si la depresión es muy profunda, recórtcse un cuadrado o una estrella de papel al tamaño del área del defecto, caliéntese
Son el resultado de cualesquiera de dos defectos: vaivenes sistemáticos y uniformes con escaso o nulo desplazamiento lateral o peor aún, el cuadriculado en la brea es muy centrado; lo que se indicó evitar en la formación de los canales en la IV parte de esta serie. (ver "El Universo" No. 6 y su ilustración). En este caso, renuévese la capa de brea de acuerdo con la citada indicación. Si en la prueba de Foucault, al introducir la navaja muy lentamente en el foco y antes del completo bloqueo de la luz, el espejo aparenta una superficie gris y plana, sin ondulaciones notables y con la rejilla de Ronchi, con sólo cuatro líneas en el disco éstas son rectas de orilla a orilla, su concavidad es esferoidal. Si su distancia focal (mitad de su radio de curvatura), está en relación F!D=9 ó mayor, ya está en condición de ser modelado en paraholoide.O
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El Universo, Julio - Septiembre 1993
Defectos en el borde Borde rebajado Es evidente cuando la navaja corta el haz en el foco o muy cerca de él: la orilla del lado derecho es un semicírculo brillante y en el izquierdo hay sombra. Trabájese con impulsos casi diametrales, con cierta presión; carreras de 1/4 del diámetro. Cuando se ha corregido, aparece una fina línea de luz en todo el borde del espejo, aún ya estando en sombra el resto de la superficie.
Borde levantado La orilla izquierda es más brillante que la opuesta. Con la rejilla de Ronchi, las líneas negras se curvan hacia afuera en el borde. Se corrige con movimientos más largos, 1/3 o más del diámetro, pero opérese con precaución. Puede aparecer un hoyo en el centro. Revísese al completar dos rotaciones del espejo.
Centro levantado Esa apariencia corresponde a la zona con menor curva; esfera aplanada, elipsoide. Su radio es más largo. Las líneas de Ronchi se estrechan hacia el centro del espejo. Trabájese con movimientos largos y mayor desplazamiento lateral; en promedio, el borde de la herramienta ha de llegar cerca de la mayor prominencia observada. Si hay excesos en este tratamiento, se genera un hoyo central. No se hagan más de dos rotaciones completas sin llevar el espejo a la prueba de Foucault.
Huellas circulares concéntricas
Efemérides
OBSERVATORIOS OBSERVATORIO "LUISG. LEON" Parque" Felipe S. Xicoténcatl" Colonia Alamos México, D. F. Longitud 992 08' 30" W 6h 36m 34s Latitud + 19223' 55" N Altitud 2.246 m
=
OBSERVATORIO CERRO DE LAS ANIMAS Cerro de Las Animas Chapa de Mota, Estado de México. Longitud 99231' 23.4" W + 6h38m 5.5s Latitud + 19247' 24" N Altitud 3.070 m
Alberto González Solís
EVENTOS ASTRONOMICOS - TERCER TRIMESTRE DE 1993 TIEMPO UNIVERSAL. horario del Meridiano de Greenwich,
DIA HORA JU LIO 1 4 4 4 7 12 12 15 15 16 19 19 21 23 24 25 31 31
13 15 17 22 23 03 14 01 07 01 01 07 20 03 14 13 21 22
Antares en conjunción con la Luna Neptuno a 32 al S de la Luna Urano a 42 al S de la Luna Tierra en el afelio Saturno, 7º al S de la Luna Neptuno en oposición con el Sol Urano en oposición con el Sol Mercurio en conjunción inferior Venus, 32 al N de Aldebarán Venus, 22 al S de la Luna Mercurio en conj. con la Luna Póllux en conj. con la Luna Régulus en conj. con la Luna Marte, 6º al S de la Luma Júpiter a 6º al S de la Luna Spica en conj. con la Luna Neptuno a 3º al S de la Luna Urano, 4º al S de la Luna
02
4 6 12 15 15
04 02 00 02 17
18 18 19 20 21 21 22 28 29
06 22 23 16 04 20 23 02 08
31
06
del centro, Meridiano 902 al W. de G.
Régulus en conj. con la Luna Mercurio en conj. con la Luna Saturno en oposición con el Sol Marte, 52 al N de la Luna Júpiter, 52 al N de la Luna Spica en conj. con la Luna Venus, en conj. con Póllux Neptuno, 4º al S de la Luna Mercurio en conjunción superior con el Sol Saturno a 7º al S de la Luna SEPTIEMBRE
AGOSTO 4
= - 6h en Tiempo
Mercurio en su mayor elongación; 20º al oeste del Sol (matutino) Saturno, 7º al S de la Luna Mercurio en conj. con Pollux Perséidas Lluvia de estrellas (*) Venus, 22 al N de la Luna Pollux en conj. con la Luna
6 8 11 16 17 17 18 21 21 23
23 13 03 10 08 23 06 07 06 00
24 24 26 27
07 12 08 09
Marte a 0.9º al S de Júpiter (*) Aldebarán en conj. con la Luna PólLux en conj. con la Luna Marte a 2º al S de Spica Mercurio a 5º al N de la Luna Júpiter a 5º al N de la Luna Marte a 4º al N de la Luna Antares en conj. con la Luna Venus a 4º al N de Régulus Sol en (*) Libra (* *), Equinoccio de Otoño (**) signo de Constelación de Virgo Urano a 4º al N de la Luna Mercurio a 2º al S de Júpiter (*) Mercurio a 1.12 al N de Spica (*) Saturno a 7º al S de la Luna
(*) Eventos interesantes; apulsos, ocultaciones.
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El Universo, Julio - Septiembre 1993
F ASES DE LA LUNA LUNA LLENA 3 erO.MENGUANTE LUNA NUEVA era. CRECIENTE
JULIO __ 23h 56m
AGOSTO 2 -- 12h 11m
SEPTIEMBRE 1 -- 02h 34m y 30 -- 18 54
11 19
-- 22 -- 11
50 25
10 -- 15 17 -- 19
20 29
9 -- 06 16 -- 03
26
-- 03
26
24 -- 09
59
22 -- 19 33
RADIANTES
METEORICOS
28 de Julio: 12 de agosto
Acuáridas Perseida.
27 12
ESTACIONES 23 de septiembre
-
Equinoccio de OTOÑO
HORA SIDERAL A Oh del meridiano 902 WG (hora JULIO AGOSTO 1 -- 18h 37m 135 1 -- 20h 39m 275 11 -- 19 16 30 11 -- 21 16 52 21--19 56 04 21--2158 18 31 -- 20 35 30 31 -- 22 37 43
del centro) SEPTIEMBRE 1 -- 22h 41 m 405 10 -- 23 17 09 20--2356 34 30 -- 00 36 00
Galileo y
DIAS JULIANOS A
o" del Meridiano
90 WG (Hora del Centro):
JULIO 1, dj 2449170 - AGOSTO 1, dJ 2449201 SEPTIEMBRE 1, dJ 2449232
LOS PLANETAS EN EL TERCER TRIMESTRE En Julio, al principio de la noche, por el oeste se encuentra Mercurio y a mayor altura Marte en Leo y Júpiter en Virgo. Después de media noche, Saturno se acerca al meridiano y Venus brilla antes del alba por el este. -- En AGOSTO, Marte y Júpiter están cerea del horizonte oeste y Saturno, en la oposición el día 19 brillará toda la noche en Acuario. Antes del alba por el este está Venus. Mercurio estará en mayor elongación al O del Sol. -- En SEPTIEMBRE, al poniente se agrupan, Mercurio, Marte y Júpiter. Este estará en apulso con Marte el día 6 y con Mercurio el 24. Saturno habrá pasado por el meridiano y Venus se acerca al horizonte oriental antes del alba.O
El Universo, Julio - Septiembre 1993
40
SU
telescopio
LOS PLANETAS elongaciónoccidental CIELO MATUTINO O 30 60 90 I'·.J
1993
...I
1
11
MEDIA NOCHE 150 180 150
. 120
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EN 1993 elongaci6noriental CIELO VESPERTINO 90 60 30 O
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Las Perseidas
La lluvia de estrellas
PERSEIDAS Fernando Correa Domínguez
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PERSEIDAS ESTE ANO PROMETE SER UNA LLUVIA ESPECTACUIAR, DADO EL RECIENTE PASO POR EL PERIHELIO DEL COMETA QUE LAS ORIGINA, EL SWIFT-TUTTLE.
LOS COMETAS y LAS LLUVIAS DE ESTRELLAS. Como se sabe los cometas giran alrededor de sol en órbitas (elípticas, parabólicas o hiperbólicas), de acuerdo con el astrónomo holandés Jan Ort, estos cuerpos provienen de regiones recónditas del sistema solar de la llamada nube de Ort, constituida por millones de cometas y situada entre las 10,000 y 20,000 unidades astronómicas (la unidad astronómica es la distancia tierrasol, 150 millones de Kms.) a tales distancias los cometas deben ser entendidos como los describió desde los 50's el astrónomo inglés Fred L. Whipple, escencialmente son "bolas de nieve sucia", gas congelado y partículas de polvo y pedruscos. Fríos y sin brillo propio los cometas son indetectables, hasta que se acercan al sol, la "bola de nieve sucia" se sublima (pasa del estado sólido al gaseososin pasar por el líquido ) y al acercarse más al sollos cometas generan a
su alrededor una cabeza nebulosa formada por gases y polvo que se desprendieron del núcleo comentario, la coma o cabeza alcanza diámetros de millones de Kms., conforme más se acerca al sol, se acelera y la coma se "desmorona" generando las espectaculares caudas cometarias, millones de partículas de gas y polvo constituyen la cauda o cola, y todo este material, sobre todo el polvo (de varios milímetros a cms.) queda flotando en el espacio dejando el rastro por donde pasó un cometa. Miles y millones de cometas han pasado cerca de la órbita de la tierra y donde se cruzan las órbitas del cometa y de nuestro planeta está en un "enjambre" de material cometario, la tierra al seguir su órbita se encuentra con éste y al impactar con nuestra atmósfera generan las vistosas "estrellas fugaces" y así una lluvia de estrellas o radiante meteórico.
LAS PERSEIDAS En 1862 el cazador de cometas Lewis Swift y Horace Tuttle descubrieron el astro que ahora lleva sus nombres: el cometa Swift- Tuttle, en 1866 el 43
astrónomo italiano Giovanni Schiaparelli, realizó estudios serios sobre la órbita de este cometa y se percató que la posición de la lluvia de estrellas Perse idas coincidía con la órbita del SwiftTuttle, a la época estimada en un período de 120 años según Schiaparelli, lo que indica que este cometa regresaría a su perihelio (distancia más cercana al sol) en 1980-82, los astrónomos aficionados y profesionales buscaron et cometa Swift-Tuttle que no apareció en esas fechas. El astrónomo inglés Brian Marsden se interesó por él y empezó a investigar sus apariciones para precisar el periodo de la órbita y poder explicar por que no regresó en 1980. Marsden estimó el regreso del Swift-Tuttle en Noviembre de 1992. Desde Septiembre de 1992, el japonés Tsuruniko Kiuchi recuperó el cometa periódico Swift-Tuttle, que alcanzó el . perihelio en Diciembre del mismo año y ahora se aleja hacia las oscuridades del Sistema solar externo, pero detrás de si dejó de nuevo el rastro de material El Universo, Julio - Septiembre 1993
cada vez mejor estudiada, el astrónomo aficionado británico William Denning encabezó el estudio moderno de las perseidas de 1869 a 1898 estudiando todos los registros anuales del radiante, en agosto 9 de 1911 estimó 50 meteoros por hora.
Todo registro formal de ésta o cualquier lluvia de estrellas es de gran valor por los centros científicos comentario que vivifica la lluvia de estrellas Perseidas. Esta lluvia o Radiante Meteórico es uno de los más viejos es el que hicieron los astrónomos de la corte China en el año 36 D.C. cuando vieron "cientos de estrellas fugaces moviéndose en todas direcciones". Otros registros históricos de las perseidas son las lluvias del 10 de agosto de 258 D.C. y en agosto de 811 D.C. a partir de esta fecha las Perseidas han sido una lluvia constante y El Universo, Julio - Septiembre 1993
Cada año el promedio varía pero lo más importante es que la lluvia no desaparece al contrario puede crecer aún más este año, recordemos que en 1920 reportaron 250 meteoros por hora, en 1970 captaron 65 meteoros por hora en 1991 contaron 70 por hora, el año pasado en Japón de las 19 hrs. a las 20 hrs. contaron 200 meteoros el día 11 de Agosto. 44
Todo registro formal de ésta o cualquier lluvia de estrellas es de gran valor por los centros científicos que se dedicaban a este tema, envíe su reporte dando fecha, hora local, posición geográfica y número de meteoros por hora observados a la International Meteor Organization con Sede en la University ofWestern Ontario, London, ON NGA 3K7, su información será de ayuda al mejor cálculo de cada radiante meteórico.
COMO REGISTRAR EL RADIANTE METEORICO. e requiere elegir un lugar alejado de la ciudad donde las luces no opaquen el brillo de las estrellas, es necesario un mapa de la región del cielo a observar, en este caso la constelación de Perseo (de ahí el nombre de
S
Perseidas) y sus alrededores, se recomienda usar lámpara enmascaradas con celofan rojo, para que esta luz tenue nos mantenga adaptados a la oscuridad, es mejor si se posee un radio de onda corta para escuchar la hora exacta en tiempo universal emitida por la WWV en los 5, 10 Y15 Mhz, o en su defecto un radio que marque la hora local exacta para dar testimonio del promedio de meteoros vistos cada hora, además de realizar la observación bien abrigados, con café calientey alimentos que nos mantengan despiertos. Para mayor información diríjase a la Sociedad Astronómica de México, A.C. Te!. 519-47-30 en México, D.F.
IA LLUVIA ESTE AÑO PUEDE SER TORMENTA. eacuerdo al anuario de la British Astronomical Association este año las perseidas estarán en actividad de julio 20 a Agosto 26, alcanzando su máximo los días 11 a 12 de Agosto. Cerca de la estrella Eta de Perseo está el Centro del radiante meteórico en las 3 h 06 m de asención recta y los + 58 de declinación, el radiante se desplaza hacia el este 1.35 por día y hacia el norte 1/6 de grado por día. Las perseidas tienden a ser muy brillantes dejando trazos amarillos azul osos tras de sí, las partículas cometarias friccionan con la atmósfera a alturas de 100
KMS con velocidades de 72 Kms/hr, fundiéndose con el aire donde los átomos y las moléculas alcanzan altas temperaturas y se ionizan liberando su energía en forma de luz, cada vez que observamos una estrella fugaz presenciamos la muerte de una partícula cometaria, el año anterior la luna iIena opacó la observación de las perseidas, pero este año elll de agosto la luna está a pocos días de ser luna nueva y no impedirá que la noche y la madrugada del 11 y 12 de agosto, esté oscuro el cielo. El reciente paso del Cometa Swift- Tuttle indica que nuevo material cometario flota cerca de nuestra órbita esperando que la tierra lo alcance y produzca un fenómeno tan bello.O
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Astrología
ASTROLOGIA PLANETARIO
EN EL
por: George Reed osoy un astrólogo, no creo en la astrología y nunca he creído en la astrología. Me ha sido muy difícil entender a las personas que dicen creer en la astrología, sin embargo, debido a que ésta ha tenido un papel preponderante en la historia de la astronomía y porque en el presente continúa influyendo a la sociedad, yo me dedico a enseñar astrología. El mayor problema que tengo es entender cómo funciona la astrología. ¿Por qué la posición de los planetas tiene influencia en los eventos de una vida desde el momento de su nacimiento? Nunca he podido tener una respuesta convincente de un astrólogo, o de una persona que sea creyente de la astrología o de un libro que trate de ésta materia.
Al escuchar lo que dicen los alumnos para describir a uno de sus maestros, me recuerda a los astrólogos "Es tan inteligente que no entiendo lo que dice", por lo visto este argumento hace que los maestros que saben enseñar, sean tontos).
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T
os astrólogos se esconden dentro de 4alabras muy técnicas y de terminología que no es familiar a la mayoría de la gente: -ascendente, casas, órbita, oposición, los signos que rigen a los planetas-, etc. De manera similar a como piensan los estudiantes citados en el párrafo anterior, hay personas que obviamente piensan que los astrólogos son muy inteligentes y que saben lo que están hablando, por la sencilla razón de que la persona que los escucha no tiene
Piedra del Sol, conocida como "Calendario Azteca"
(Viiieta reproducida del libro Astronomy, Menzel)
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