El Universo VOL 50 1997 Abril

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Ilrs,I~IIIBmBIIIII,g~IIIIiI,III~~. FUNDADA

POR LUIS G. LEON EN 1902

"Por la Divulgación de la Astronomía" CONSEJO DIRECTIVO 1997-1998 Ing. Leopoldo Urrea R. Dr. Bulmaro Alvarado J. Ing. Dionisio Valdez M. Ing. Francisco J. Mandujano O. Sr. Ruben Becerril M. Ing. Santiago de la Macorra S.

Presidente Vicepresidente Secretario Tesorero Primer Vocal Segundo Vocal CONSEJO

CONSULTIVO

Dr. Arcadio Poveda R. Ing. Rafael Robles Gil y M. Sr. Alberto González Solís. Dr. Francisco Diego O. Ing. José de la Herrán V.

COMISION

DE

HONOR

Sr. Alberto González Solís Sr. Antonio R. Viaud Lic Eric Roel S. Dr. Francisco Diego O. Ing. José de la Herrán V. Ing. Alberto Levy B. Ing. Francisco J. Mandujano O.

.., .

El Universo, revista trimestral coleccionable. Organo de difusión de la Sociedad Astronómica de México A.C., fundada por Luis G. León M., 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 mencione la fuente. Número 174, año XCV de la Sociedad AbrilJunio de 1997. Toda la Correspondencia puede dirigirse a: El Universo, Apartado Postal M9647, México D.F., C.P. 06000, o a la Sociedad Astronómica de México A.C., Parque Crl. Felipe S. Xicoténcatl, Colonia Alamos, C.P. 03400, México D.F. ó al teléfono 519-4730


ORGANO DE DIFUSION DE LA SOCIEDAD ASTRONOMICA Publicación Trimestral ISSN-0186-0577

DE MEXICO A.C.

CONTENIDO DE ESTE NUMERO

Editorial

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Conociendo El Manejo del Planisferio por Alejandro Cervantes M.

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Noticias Lo relevante de la astronomía

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Constelaciones La Ballena por Bulmaro Alvarado J.

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Sistema Solar

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Investigando

54

¿ A donde se fue la Familia de Plutón? por Santiago de la Macorra S.

Saturno Por Leopoldo Urrea R.

Construya Usted su Telescopio El Espejo Secundario por Alberto González Solís

40

Observatorio Efemérides Astronómicas por A. González S.

56

Desarrollo Tecnológico

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Comisión de Actividades Programa de Actividades

60

Los Oculares por Alberto González Solís

Diccionario Términos Astronómicos Francisco J. Mandujano O.

46 Portada: El Cometa Hale-Bopp Foto de Alberto Levy B. Contraportada: El cometa Hale-Bopp Foto de A. Levy.

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EDITORIAL

Como aficionado a la astronomía resulta muy halagador ver en estos pasados meses cuanta gente se ha acercado a la Sociedad Astronómica de México en busca de información pues la aparición de dos cometas consecutivos ha despertado su curiosidad por la observación del cielo, Hyakutake en 1996 y Hale-Bopp en 1997. Satisfactorio también resulta ver como ha aumentado el número de asistentes a las conferencias y cursos sin importar Que, en algunas ocasiones, la lluvia haya estado presente. Pero, Que un miembro de la Sociedad Astronómica de México logre introducirse dentro del campo profesional de la misma y más aun llegue a ser un elemento destacado de la comunidad internacional representa no solamente un gran gusto sino un orgullo. Oriundo de Mérida Yucatán, motivado por la observación del cielo, ingresa a la Sociedad Astronómica de México, donde ocupa el cargo de Secretario Administrativo en el período de 1949 a 1950; realiza sus estudios de Licenciatura en Física y Matemáticas en la Facultad de Ciencias de la UNAM y sus estudios de posgrado en la Universidad de California, Berckley, donde se doctora en 1956, año en Que se incorpora al Observatorio Astronómico Nacional como Investigador. Su trabajo de investigador lo conduce a encontrar un método Que lleva su nombre para determinar la masa de las galaxias y de los cúmulos de galaxias; así mismo ha demostrado Que la masa arrojada en la explosión de las supernovas es mucho menor de lo Que se pensaba hasta entonces; más tarde, con L. Woltjer, encuentra la relación L-D entre el brillo superficial en radio frecuencia y el diámetro de los restos gaseosos. Por otro lado, ha predicho Que las estrellas jóvenes son fuentes brillantes de radiación infrarroja. Ha sido director del Instituto de Astronomía (1968-1980) cuya gestión llevó a la construcción del Observatorio Astronómico Nacional en la Sierra de San Pedro Mártir Baja California; Coordinador de la Investigación Científica de la UNAM; así como Fundador y primer Director del Programa Universitario de Investi-gación y Desarrollo Espacial. Actualmente es miembro del Consejo Consultivo de la Sociedad Astronómica de México A.C., miembro de la Unión Astronómica Internacional, de la Sociedad Astronómica Americana y de la Academia de la Investigación Científica; del Colegio Nacional; del Consejo Consultivo de Ciencias de la Presidencia de la República; del Consejo Asesor del CONAYT, de la Junta de Gobierno de la Universidad Nacional Autónoma de México e investigador titular del Instituto de Astronomía. Con más de 40 años como investigador destacado, el Dr. Arcadio Poveda Ricalde fue nombrado el pasado 22 de abril Investigador Emérito de la Universidad Nacional Autónoma de México, distinción muy merecida por su amplia trayectoria. La Sociedad Astronómica de México A.C., felicita por este medio a su muy distinguido y apreciado socio Dr. Arcadio Poveda Ricalde por su nombramiento y le manifiesta su júbilo por contarlo entre sus asociados.

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NOTICIAS

Cuando el Viajero 2 visitó Neptuno en septiembre de 1996, nos mostró la bella imagen de un globo azul con una mancha oscura y diversas nubes blancas. Sin duda, esas han sido hasta hoy las mejores imágenes del planeta pero no indican nada sobre su comportamiento atmosférico. En 1994, gracias a las fotografías del Telescopio Espacial Edwin Hubble (HST), se supo que la gran mancha negra había desaparecido y que había aparecido otra semejante pero en latitudes nórdicas.

Ahora, gracias a la técnica combinada de estudios hechos con el Telescopio Infrarrojo de Hawaii y el HST acerca del período de rotación de 16.11 hs del planeta, el clima, caracterizado por una poderosa corriente de chorro y tormentas violentas, es un enigma. En la Tierra, el Sol ejerce una gran influencia en el clima, pero en Neptuno, éste es 900 veces más tenue, por lo que los vientos deberían ser menos intensos. A pesar de ello y del flujo interno de calor, el clima en Neptuno se encuentra entre los mas dinámicos del sistema solar.

Durante la pasada reunión de la Sociedad Astronómica Americana en enero de este año, se presentaron las imágenes de jóvenes nebulosas tomadas con el Telescopio Espacial Edwin Hubble. En ellas se aprecia la infancia de nebulosas de 2000 a 4000 años de edad, notándose que se presentan formas complejas durante su nacimiento. Se aprecia tanto en PK358-00'2 y en PK167-09'1 la presencia de compañeros subestelares como planetas o alguna enana café girando alrededor de la estrella que dio origen a la nebulosa. El Universo

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Influencia de las Perturbaciones Galácticas Durante muchos años se pensó que los comentas eran removidos de la Nube de Oort por el paso de alguna estrella por la cercanía de tal nube. El 20 de noviembre de 1996, John Matese y Daniel Whitmire presentaron evidencias para una teoría propuesta hace más de una década: la materia galáctica puede causar perturbaciones en la nube cometaria. Los astrónomos analizaron las órbitas de 84 cometas de largo período muy bien observados y encontraron señales de perturbacio-nes galácticas. Mas aún, es posible distinguir entre los efectos de la marea galáctica radial (que se debe a la materia distante en nuestra galaxia) y a la llamada marea z debida a la materia del plano galáctico cercana a nuestro sistema solar. Encontraron que la marea radial, que es 16 veces más débil que la marea z, perturba alrededor de un tercio de lo cometas de la Nube de Oort, probablemente debido a que la marea z puede influir solamente en aquellos cometas con órbitas inclinadas hacia el plano galáctico. Durante años, con base en los grande impactos cometarios observados en la Tierra, los astrónomos habían supuesto que el período de mayores impactos es de alrededor de 30 a 35 millones de años. Matese, Whitmire y Whitman han encontrado una periodicidad semejante en la lenta variación debida a los jalones gravitatorios de la marea radial galáctica. Estos resultados indican que estamos entrando a un período de incremento de la actividad.

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Sin embargo, Brian Marsden de la Oficina Central de Telegramas Astronómicos de Cambridge Mass. Aunque no objeta esta teoría, cree que existen muy pocos datos para tener una decisión concluyente y que las órbitas de los cometas pueden variar debido principalmente a la emisión de gases conforme se acercan al Sol. A

Propósito

de Tunguska

Los astrónomos han discrepado durante décadas acerca de que fue lo que produjo la devastación del 30 de junio de 1908 en Siberia. Hace varios años, dos estudios teóricos sostenían que solamente un asteroide podría haber tenido la fuerza interna necesaria para penetrar la atmósfera terrestre y explotar a 8 ó 10 kilómetros de altura. Pero nunca se han encontrado los restos. Vladimi Svetsov del Instituto para las Dinámicas de las Geosferas de la Academia de Ciencias Rusa, presentó el 24 de octubre en la revista Nature, un artículo en el que concluye que "La ausencia de residuos meteoríticos es típico en la caída de bólidos rocosos o carbonáceos de decenas de metros de tamaño", debido a que la masa entera se evapora antes de que alcance el suelo. En sus simulaciones encontró que, cuando un objeto asteroideo se desliza en la atmósfera, su movimiento sufre una deceleración dramática, transfiriendo mucho de su energía cinética al aire circundante. Calentados a miles de grados, los gases atmosféricos y el material evaporado se vuelven opacos a la radiación mientras que el objeto se rompe en miles de pedazos menores que se ablaten completamente en segundos.

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Auroras

Con el Telescopio Espacial Edwin Hubble es posible observarlas diariamente y así registrar imágenes como las que vemos aquí. Se ha observado un "tubo de flujo" cargado eléctricamente que conecta a lo con el planeta. Las partículas emitidas frecuentemente por los volcanes de lo viajan a lo largo del tubo hacia los polos magnéticos del planeta. Cuando las partículas de lo chocan con la atmósfera superior del planeta reaccionan con el hidrógeno y producen fluorescencia. En estas imágenes se pone en evidencia como la aurora cambia tanto de brillo como de estructura. Si observa con cuidado, notará como el eje magnético de Júpiter está desfasado con respecto de su eje de rotación.

en Júpiter

Las auroras en Júpiter son 1,000 veces más vistosas que las de la Tierra. Esto se debe a que Júpiter gira a una velocidad mayor además de que sus campos magnéticos son mayores. La Estructura

de Júpiter

Finalmente la nave espacial Galileo ayudó a encontrar lo que sucede en la atmósfera de Júpiter: Gigantescas celdas de tormentas. Tales celdas fueron detectadas de manera indirecta por destellos del lado nocturno del planeta que fueron grabados por el Viajero en 1979. Las imágenes del Galileo tomadas el verano pasado muestran tormentas poderosas circulando alrededor de la gran Mancha Roja a velocidades de cerca de 500 Km./h. Los dos recuadros muestran como dos de las celdas se mueven y evolucionan en un tiempo de 70 minutos. En blanco se muestran las nubes altas mientras Que en negro se muestran las zonas más profundas de la atmósfera.

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SISTEMA

SOLAR

SATURNO Leopoldo

Desde que Galileo en 1609 descubrió a través de su telescopio a este planeta, se quedó perplejo por su hermosura y desde entonces ha sido admirado y sigue cautivando la atención de los observadores contemporáneos por su belleza extraordinaria. Lo que más llama la atención de este planeta son sus anillos, que pueden ser observados con pequeños telescopios. Giovanni Cassini observó una parte obscura de los anillos conocida ahora con su nombre; otros fenómenos fueron descubiertos por los científicos Maxwell, Huygens, Encke y Keeler. Fue realmente al llegar los Voyagers a Saturno, cuando los astrónomos se dieron cuenta que había más de 1,000 anillos, algunos con un ancho menor de 2 metros y otros hasta de 10 metros, constituidos de partícuas rocosas, cristales de agua, de polvo, helio y hasta pequeños satélites se encontraron sumergidos en ellos. Saturno, el sexto planeta de la familia del Sol, se encuentra a una distancia de 1,427,000 km de él.

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Urrea Reyes

Como un dato curioso podemos decir que, a pesar de que Saturno es 9 veces más grande que la Tierra, si lo pusiéramos en el agua, flotaría por ser su densidad menor que la del agua. Su período de rotación es de 1Oh 13m 59s y su diámetro ecuatorial tiene 120,660 kms. El planeta básicamente está constituido por gases y por su apariencia se asemeja mucho a Júpiter, presentando bandas claras que alternan con obscuras y sus componentes principales son el hidrógeno, el helio, el amoníaco y el metano. A la llegada del Voyager en 1979, se tomaron fotografías muy detalladas de estas bandas de donde se dedujo que existen turbulencias muy altas y lo vientos alcanzan velocidades muy altas de 1,600 km/hr. En el ecuador, disminuyendo notablemente en los polos. También se encontraron torbellinos semejantes a los que hay en Júpiter, destacándose las manchas Anne, Gran Bretaña, las 3 marrones y las manchas blancas que todas sobrepasan los 5,000 kms y al parecer giran en sentido anticiclónico.

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El campo magnético de Saturno da lugar a una magnetosfera que es 1,000 veces más grande que el de la Tierra y contiene cinturones de radiación cuya estructura está fuertemente influida por los anillos y los satélites. Saturno cuenta con 18 satélites, el mas grande es Titán, el cual cuenta con un diámetro de 5,150 kms. Esto lo hace mayor que Mercurio y Plutón y apesar de estar muy distante de la Tierra, se le puede observar con pequeños telescopios. Posee un campo magnético propio, cuenta con un núcleo grande, un manto rocoso, agua y nitrógeno en estado líquido, metano, etano e hidrocarburos pesados congelados. Es un satélite muy frío ya que sus temperaturas son de 180°C. Es el único satélite que está rodeado de una atmósfera rojiza tan densa que impide fotografiar su suelo. Por su distancia al planeta ocupa el 410 lugar. Su revolución es de 14d 22h 41 m. La nave espacial Huygens dejará caer en el año 2002, una sonda de pruebas sobre su atmósfera, con lo que se espera se disipen muchas dudas. Mimas es un satélite pequeño de 392 kms. Se encuentra situado a 183,590 km del planeta. Por lo que podemos observar ha sido despiadadamente acribillado por meteoritos, no hay indicio de vulcanismo o actividad tectónica, por lo que se le considera un satélite muerto. Lo más notable que se puede observar en esta luna es que cuenta con un circo de 130 km. de diámetro central con un pico de 9 km de altura. Al parecer esto fue 'causado por un impacto de un asteroide que fue tan grande que logró fracturar al satélite. Encelado es el séptimo de los satélites en orden a la distancia del planeta. Su distancia a este es de 238,000 kms. Su diámetro es de 510 kms.

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La mayoría de su superficie se conserva lisa lo que hace creer que existe actividad interna que borra los impactos causados por meteoros. Además es una luna que por su albedo es de las más brillantes del sistema solar. Hiperión está a 1,484,000 km de Saturno. Es un satélite pequeño de aproximadamente 500 km de diámetro. Desde la Tierra es posible observario con magnitud 13a• Así mismo, se observan Tetis don 10.3a, Dione con 10.4a, Rea con 9.7a y Japeto con 10.2a. Hiperión es muy raro ya que presenta un hemisterio obscuro y otro brillante, aparentemente parte de la superficie está cubierta por materia carbonosa y es por eso que solo refleja el 10% de luz incidente, mientras que la otra parte, separada por una zona de 300 kms está cubierta de hielo y esto hace que refleje el 50%' de la luz que recibe. lapeto es el 160 satélite en orden creciente, su distancia del planeta es de 3,560,100 km y tiene un diámetro de 1,460 kms.

Los anillos de Saturno vistos desde diferentes ángulos, La secuencia que se muestra en la figura adjunta corresponde a un ciclo completo que varía entre 15 y 17 años.

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CONSTRUYA (Octava

SU TELESCOPIO

Parte)* Alberto

González Solís

EL ESPEJO SECUNDARIO (continuación) Para pulir el pequeño espejo hay que formar una capa pulidora, operación que se hace reproduciendo el proceso del pulido del primario (v. en el Vol. anterior el ejemplar núm. 6 pp.38-39). Téngase a la mano un recipiente con una mezcla espesa de jabonadura con pulidor -óxido de Cerio u otrouna brocha y una placa cuadrada, limpia y seca, asentada sobre una superficie plana. Caliéntese el disco que portará la capa pulidora; al retirarlo del calor, ya bien seco, úntese su superficie con aguarrás circúndese con una tira de papel encerado o de aluminio, que rebase un poco el espesor del disco. Al mismo tiempo deberá de estarse fundiendo la brea; estando ésta bien fluida, viértase sobre el disco lo suficiente para formar una capa de unos tres milímetros de espesor. Empezará su enfriamiento; mientras tanto, con una brocha póngase en el vidrio cuadrado la mezcla de jabonadura - pulidor, extendida en un área comparable al diámetro del disco. Al llegar la brea al estado pastoso, retírese el cerco y colóquese encima el moldeador de canales - mojado con la jabonadura - y sobre ellos el vidrio cuadrado, con su cara cubierta con la jabonadura contra la capa de brea. Enseguida póngase encima un peso de varios kilos; después de unos minutos todas las superficies quedarán en contacto y la capa de brea habrá adquirido la planicidad del vidrio. Si se nota alguna irregularidad, repítase el calentamiento sólo para ablandar un poco la brea y vuélvase al prensado sin el moldeador.

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(Si se utilizó el disco-herramienta del primario para montar las piezas en retoque, su cara convexa debe estar asentada de modo que ese bloque no tenga balanceo Para esto, su superficie curva debe estar apoyada en el hueco circular de un cartón grueso; el diámetro de este espacio libre debe ser % menor que el disco). Procédase a la fricción entre el bloque y la herramienta pulidora. Para evitar la generación de curvaturas, háganse carreras cortas, - no más de un sexto del diámetro - y poco desplazamiento lateral, alternando periódicamente las posiciones encima-debajo cada diez o quince minutos y continúese esta operación hasta observar que las superficies llegaron al perfecto pulimento. Lo que resta es liberar las piezas pulidas. Caliéntese el bloque en baño María, a fuego suave o al calor del radiador eléctrico. Al reblandecer lo suficiente la parafina podrán desprenderse las piezas. Límpiense con cuidado con aguarrás o gasolina. En seguida protéjanse las superficies pulidas con cinta auto adherente para darles el contorno indicado con anterioridad (v. Fig, 2a); la pieza elegida que será el secundario debe tener el chaflán como aparece en la figura 2b. Los demás vidrios, que también adquirieron planicidad, guárdense como reserva bien protegidos.

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* Por error, en la edición de la parte anterior a esta, se mencionó que se trataba de la octava parte en lugar de decir que era la séptima. 1997

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DESARROLLO TECNOLOGICO EL OCULAR Alberto El complemento del sistema óptico es el ocular. Como se mencionó al principio de este curso, el ocular tiene la función de amplificar la imagen formada por el espejo primario. Es sólo una lupa de fuerte aumento que permite alojo ver amplificada y definida esa imagen en un ángulo visual agrandado. El ojo en su condición normal, puede ver fácilmente, desde objetos muy distantes en el infinito, hasta los cercanos a unos 25 cm. (fig.

1 a). A menor distancia se necesita el apoyo de una lente amplificadora para apreciar sin esfuerzo los detalles de objetos cercanos. Al acercar un objeto X cantidad de veces, la lente de aumento hace ver agrandada y con claridad su imagen (virtual, como la de un espejo común) bajo un ángulo X veces mayor (fig. 1 b).

El Aumento.La imagen formada por el espejo, comparada con la de visión al natural, ya obtuvo una primera amplificación por efecto de su proyección a la distancia focal del primario. Si el haz se concentra en el punto focal a la distancia de 125 cm,

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González Salís

ahí se forma una imagen real amplificada unas cinco veces (5X), comparada con la vista al natural. Esto se comprueba si se mira por el telescopio sin el ocular, retirando el ojo del punto focal a la distancia de la visión distinta, o visión del ojo en reposo - unos 25 cm - se verá la imagen del objeto claramente como suspendida en el aire, o también se podrá examinar en un medio translúcido, como el vidrio despulido o en papel de calca. Al observaría por medio de una lente de aumento que permita verla claramente a solo 25 mm, con el acercamiento ya se verá aumentada 10 veces (1 Ox). Puesto que con la proyección del primario ya se obtuvieron 5 aumentos, el tamaño final de esa imagen se hace 50x mayor.

En otros términos, el poder amplificador del telescopio se conoce fácilmente con la expresión: a = F/f donde a, es el aumento; F, es la distancia focal del objetivo y, f, es la distancia focal del ocular.

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También es posible conocerlo mediante la relación: M = AF/TF donde M, es el aumento; AF, es el campo aparente del ocular y,TF, es el campo verdadero. Una lente sencilla convergente plano-convexa o biconvexa puede servir para la observación, aún para grandes aumentos (fig.2a). Aunque esta tiene la cualidad de menor absorción de la luz recibida del espejo, conlleva dos defectos principales: la reducción del campo útil y su cromatismo. Para evitarlos se coloca cerca de la imagen focal otro elemento, la lente de campo, que reúne los rayos que provienen del objetivo-espejo hacia la verdadera lente ocular (fig. 2b). Así la lente de campo neutraliza la aberración cromática y amplifica el campo útil con iluminación uniforme. La distancia focal de una lente simple se encuentra al medir el espacio entre la lente y la imagen enfocada del Sol, la Luna o alguna luz muy distante. (En general, cuanto más pequeña es la lente y más curvas sus caras, menor es su distancia focal y por consecuencia, mayor su poder emplificador). En el caso de los oculares compuestos por dos elementos, la lente ocular y la de campo, su distancia focal equivalente fe se representa como: fe= f1.f2/f1 +f2 - d donde fl y f2 son las distancias focales de las lentes y d. su separación en mm. Con base en la longitud focal de los oculares, es posible obtener diversos aumentos con el mismo telescopio. En la práctica, es conveniente tener oculares de diverso poder amplificador. Quienes carecen de experiencia podrán creer que lo mejor de su telescopio está en sus mayores aumento. En rigor, con frecuencia una gran amplificación es indeseable.

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Con el aumento también se amplifican los efectos adversos que limitan las cualidades de cualquier telescopio como son: la abertura del instrumento, sus fallas ópticas y mecánicas, la turbulencia atmosférica, así como alguna anomalía visual del observador. Pero esto, contando con una atmósfera sin turbulencia y también con muy buenas cualidades en la óptica dél instrumento. Más adelante se dan las sugerencias para que el aficionado obtenga sus oculares al utilizar elementos ópticos de otros instrumentos o aún improvisando con lentes sueltas un buen ocular con poco costo. Antes, le conviene conocer las propiedades ópticas de cada tipo de ocular. Los hay de varios modelos y los mejores no siempre son necesarios para cualquier tipo de observación. Además del poder amplificador ya precisado, hay que conocer otros factores comunes en los oculares como son: el campo aparente, el campo real y la pupila de salida o disco de Ramsden. El Campo Aparente.- Es el ángulo bajo el cual se ve el diafragma del campo desde el punto de vista. (en los oculares del telescopio astronómico, el diámetro del campo se designa en medidas angulares). El Campo Real.- Es el ángulo bajo el cual vería el observador a simple vista el área del campo que abarca el diafragma del ocular. Estos dos y el aumento están relacionados así: aumento = campo aparente/camporeal o bien, campo real = campo aparente/aumento Un mayor aumento disminuye la cantidad de luz, que está limitada por la

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Esta combinación es incómoda pues hay que acercar mucho el ojo al ocular. También para quienes usan anteojos; en este caso se prefiere no usarlas y reenfocar la imagen. Además de la expresión para conocer el aumento del telescopio antes citada, la medición de la pupila de salida es útil para saberlo al dividir el diámetro del espejo entre el diámetro de la pupila de salida.

abertura del objetivo: a mayor ampliación, más oscura es la imagen. El límite del aumento útil está en la relación de 20x por cada centímetro de la abertura del objetivo; de este modo, con un espejo de 15 cm de abertura, el mayor aumento útil es de 300x; otro de 12.5 cm, 250x. La Pupila de Salida (contraparte de la pupila de entrada, que es el espejo).- Es el pequeño disco luminoso que se ve detrás del ocular cuando se mira a éste a la distancia de unos 20 ó 25 cm y el telescopio se dirige hacia un campo luminoso. Es la imagen reducida del objetivo o espejo (debe aparecer libre de alguna obstrucción entre éste y el ocular que oculte o limite su perfil). Su diámetro es igual al del espejo dividido por el aumento del telescopio. Este número, elevado al cuadrado mide la luminosidad relativa del instrumento cuando se observan objetos no puntuales y alcanza un valor límite superior cuando el diámetro del disco llega a ser igual al de la pupila del observador (Figs. 2 a y bl.

Entonces: aumento = diámetro del espejo/diámetro de pupila de salida. Modelos

de Oculares

Se ha mencionado que los defectos de una lente sencilla se evitan agregando otra lente. Así, el ocular es compuesto por dos elementos. Pero aún subsisten otras fallas como son: residuos de aberraciones esférica y cromática, curvatura del campo, distorsión, astigmatismo, etc.

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La pupila de salida se forma dejando un espacio libre entre el ocular y el ojo y ese espacio es tanto menor cuanto mayor es el aumento; además, su diámetro se reduce en igual proporción. El Universo

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Para corregirlas se ha diseñado diversas combinaciones en que hay lentes sencillas junto a una o varias lentes compuestas de dos o tres elementos pegados formando una unidad llamada

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Las más comunes son:La Lente de Hastings (fig. 3a) es una lupa fina triplete usada para disecciones en los microscopios simples; en el telescopio produce muy buenas imágenes en aumentos moderados; su campo aparente es de unos 30°. Pertenece a la línea de oculares llamados "positivos" en los que el plano focal está delante de la lente. El ocular de Huygens. Es el primero diseñado con dos lentes plano-convexas para evitar los defectos de las lentes sencillas. Es muy utilizado en microscopios y telescopios refractores, pero no es adecuado para los reflectores porque en éstos el haz convergente más abierto le resta eficiencia. No obstante, es el más económico y puede ser útil con reflectores de larga distancia focal relativa f: 1 O o mayor - o para observaciones con poco aumento. El punto focal se encuentra entre las dos lentes, por lo que es llamado ocular "negativo" (fig. 3b). El ocular de Ramsden, compuesto con dos lentes plano-convexas iguales, con sus superficies curvas hacia dentro, separadas entre sí a de su distancia focal; su campo aparente es de unos 40, ; su corrección cromática es mediana pero es un ocular económico. El plano focal está cerca de la lente de campo; esto permite que allí se pueda colocar una retícula (fig. 3c). El ocular de Kellner, versión corregida del ocular de Ramsden; lo forman la lente ocular acromática y la lente de campo sencilla; el campo aparente es de 40,; su corrección es mejor pero tiene el inconveniente de producir reflejos causados por las reflexiones reciprocas de las caras internas de sus elementos (fig. 3d). Produce muy buenas imágenes si es acromático. ".4

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El ocular Simétrico (P16ss11, formado por dos dobletes plano-convexas iguales con las caras curvas hacia dentro y muy cercanas; el campo aparente es de unos 40° y no tiene reflejos. Es de los mejores oculares (fig.3e). El ocular Ortoscópico (Abbe), formado con dos elementos: una lente sencilla plano-convexa y una biconvexa compuesta de tres lentes cementadas; el campo aparente es de 40° . Su buena corrección cromática y esférica así como el mayor espacio libre entre el ojo y la lente ocular, lo hacen muy recomendable para observaciones delicadas, como las planetarias (fig. 3f). La Lente Barlow No se trata de un ocular, pero es un accesorio muy útil al duplicar, por lo común, el aumento al colocada delante del ocular, antes de la convergencia del punto fecal. Por ser lente divergente, modifica el haz del espejo al prolongar el punto focal, como si éste fuera de mayor relación f/d. Oculares de Improvisación. Adquirir los oculares en el comercio representa un gasto que no siempre es fácil hacer. Además, los mejores solo se encuentran de importación. Si el aficionado desea economizar, podrá tener sus oculares al utilizar las partes ópticas de aparatos en desuso, por ejemplo: Objetivos de cámaras fotográficas antiguas y baratas; lentes de cámaras cinematográficas, que son de corta distancia focal y de buena calidad; los binoculares deteriorados pueden proporcionar un buen ocular de 20 ó 25 mm de distancia focal, así como el objetivo del buscador, que será necesario para guiar el telescopio.

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:1

3a Lupa triple de Hastings

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¡. -:--., ;;;,í,-i -.~./

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Lente de campo

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3b Ocular de Huygens

3d Ocular Kellner

3c Ocular Ramsden

3e Ocular Simétrico

3f Ocular Ortoscópico

En el mercado de baratijas es posible encontrar cualesquiera de estos artículos y hasta los oculares ya citados, con mayor frecuencia los de microscopio. Se puede integrar un ocular si se escogen entre lentes sueltas las adecuadas para copiar los modelos ya descritos. Un surtido de ellas lo presenta en su catálogo la empresa estadounidense Edmund Scientific. Oept. 160, N937 Edscorp Bldg. Barrington , New Jersey 08007-1380 USA.

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Por ejemplo, es posible escoger un triplete Hastings de 1 pulgada de distancia focal y 1 5 mm de diámetro y la plano-convexa de las mismas medidas con los que se integraría un buen ocular ortoscópico de costo reducido. El aficionado usará su ingenio para montar esos artículos en un tubo corto que tenga la medida estándar de 31.75 mm (1 ~ de pulgada) de diámetro exterior. Ese podría ser el envase de los cartuchos de películas fotográfica de 35 mm que se presta para el caso.

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TERMINOS ASTRO NO MICOS

N Ing. Francisco Javier. Mandujano Nadir Punto en la esfera celeste directamente opuesto al cenit, debajo de los pies del observado, en dirección de la gravedad. Nebulosa Término previamente aplicado a toda clase de objetos difusos en el cielo, muchos de los cuales resultaron ser galaxias o cúmulos de galaxias. Nebulosa Difusa Nube interestelar de gas o de polvo, de forma irregular cuyo espectro puede contener líneas de emisión o de absorción características del espectro de las estrellas cercanas que la iluminan. Nebulosa Gaseosa Nube brillante de gas interestelar: Región H 11, remanente de supernova, o nebulosa planetaria. Las primeras tienen un espectro de líneas de emisión y un espectro térmico continuo, declinando en intensidad conforme la longitud de onda se incrementa. Los remanentes de supernova tienen un espectro de líneas de emisión y un espectro de radio no térmico. Sus temperaturas son mayores que en el caso de las regiones H 11. Neptuno Octavo planeta del sistema solar. Situado a 30.6 U.A. del Sol. Su órbita tiene una excentricidad de 0.009 y una inclinación de 1 0.8. Su período orbital es de 1 64.8 años. Su período sinódico es de 367.49 días; su albedo de 0.62. Máximo brillo aparente, magnitud 7.6. Su período de revolución sobre su eje es de 1 8 h en el ecuador.

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O.

Fue descubierto por cálculos matemáticos por Urbano Leverrier en 1846. Nereida Satélite exterior de Neptuno (radio 250 km). Período de rotación de 360 días, directo. Tiene la órbita mas excéntrica de todos los satélites. Descubierto por Kuiper

1950. Neuman líneas Grupo de líneas paralelas en los meteoritos ferrosos . Neutrino Partícula estable sin carga, sin masa y con spin de Y2. Si principal característica es la debilidad de sus interacciones con las demás partículas. Debido a que las longitudes de onda de los neutrinos a las energías a las que normalmente son emitidos desde los núcleos inestables son solamente unas milésimas de un angstrom, tienen probabilidad negativa de interactuar con la materia. Los neutrinos se generan en las regiones de producción de energía de las estrellas y proveen una evidencia directa de las condiciones de los núcleos estelares. Neutrino bremsstrahlung Reacción en la cual un electrón se dispersa de un núcleo emitiendo un par neutrinoantineutrino. Neutrón Partícula nuclear con carga cero y con una masa ligeramente mayor a la del protón (1.008665 uma). Un neutrón libre decae, después de 16.6 minutos en un protón, un electrón y un antineutrino.

Abril - Junio 1997

El Universo


Neutrónica estrella Estrella cuyo centro está formado principalmente de neutrones, lo que le da una alta densidad. Los pulsares son estrellas neutrónicas en rotación. NGC (New General Catalog) Catálogo de mas de 7,000 objetos nebulosos compilado por J. L.E. Dreyer hacia finales del siglo XIX. Ney-Allen Nebulosa Fuente infrarroja extendida en la región del Trapecio de Orión, que muestra una fuerte emisión en 10mm, como resultado de cascarones interestelares de polvo silicoso. N líneas Dos líneas verdes prohibidas de oxígeno doblemente ionizado (O 111). Nodo (sistema solar) Dos puntos donde la órbita de un cuerpo se intersecta con la eclíptca. Nódico mes Intervalo de tiempo (27.2122 días) entre dos tránsitos sucesivos de la Luna en el nodo ascendente.

Fotografía

de la nebulosa

El Universo

planetaria

Nava Estrella que exhibe una emisión repentina de energía, incrementando temporalmente su luminosidad tanto como 17 magnitudes. Son estrellas viejas de la población del disco galáctico Retienen su forma estelar después de la explosión. Núcleo cometario Núcleo helado de apariencia estelar, conteniendo la mayoría de la masa del cometa. Nucleosíntesis Formación de núcleos atómicos como resultado de reacciones nucleares. Nutación Oscilación pequeña irregular en el movimiento de precesión del eje de rotación de la Tierra, causado principalmente por las perturbaciones lunares. Su período es de 18.6 años y mueve el equinoccio tanto como 17" de su posición principal. La constante de nutación para la época 2000, N = 9".2109

bipolar arquetípica

MyCn18

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CONOCIENDO Observando

con un Planisferio Alejandro

Gran cantidad de personas con deseos de observar el cielo compran un telescopio solamente para descubrir que pueden localizar la Luna o algún otro objeto muy brillante. ¿Su problema? No han aprendido la forma de observar el cielo como se hace a simple vista y tratan de usar cartas estelares inadecuadas. En esta sección se presentan algunos trucos sencillos para aprender el camino, lo que le ahorrará muchos disgustos. Primero lo primero. Necesita un planisferio o "rueda de estrellas". Se trata de un mapa estelar de todo el cielo, para. usarlo a simple vista, en donde se muestran las estrellas mas brillantes y las constelaciones tal y como se las ve en un determinado día, hora y latitud. Con él podrá, con solo mover el disco con respecto al señalador, tener un mapa de todo el cielo para todo el año. Como podrá verse en la siguiente página, el planisferio consta de dos discos sobrepuestos: En uno están impresas las estrellas y en el superior que es transparente, se encuentran las fechas del año y la ventana de observación dependiente de la latitud del lugar. Cabe mencionar aquí que los planisferios están construidos para una determinada latitud, por lo que es necesario conseguir uno cuya latitud sea la más cercana a la del lugar donde se va a usar.

48

Cervantes

M.

La orilla de la ventana representa el horizonte alrededor del observador, como si estuviera sentado en un campo abierto y girando alrededor de un círculo completo. Pueden estar señaladas las direcciones de los puntos cardinales. El centro del círculo representa la parte del cielo que se encuentra exactamente sobre su cabeza (cenit). Una estrella que se encuentre ilustrada en el círculo a la mitad del camino entre la orilla y el centro, corresponderá a la misma posición de tal estrella, a la mitad del camino entre el horizonte y el cenit. iEsto es todo lo que hay que hacer! Muchos planisferios se han hecho de manera comercial, todos ellos están pobremente diseñados. En la Sociedad Astronómica puede adquirir uno cuyas estrellas están finamente dibujadas como puntos y contiene además figuras de constelaciones. Este será muy fácil de acomodar a sus ojos cuando esté frente al cielo estrellado. Evite los fosforescentes; este tipo de pintura no puede imprimirse con gran precisión por lo que el resultado es un mapa bonito pero confuso. Así mismo, en los ejemplares de la revista El Universo se presenta un mapa estelar circular para la latitud de la Ciudad de México. Funciona de la misma forma: la orilla circular es el horizonte alrededor suyo (con las direcciones de la brújula indicadas) y el centro es el punto sobre su cabeza. Este mapa se presenta para el trimestre respectivo (indicado en la esquina inferior izquierda).

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El Universo


También es posible, mediante un programas de astronomía hechos para computadoras poder desplegar e imprimir un mapa comercial para cualquier época del año, latitud, fecha y longitud que le especifique.

COMO

USARLO

DE NOCHE

Para leer el planisferio en el lugar de la observación, traiga consigo una linterna cuya luz sea tenue y de color rojo, no blanca; La luz roja no afecta la dilatación de la pupila como lo hace la luz blanca o la azul. Puede colocar un pedazo de papel celofán de color rojo al frente de su linterna para disminuir la intensidad y colorearia. Una vez en el lugar de la observación, haga coincidir la fecha con la hora de observación de ese momento.

El Universo

Levante el planisferio y colóquelo frente a usted de manera que coincidan el norte de su ubicación con el norte del planisferio y busque en su mapa las estrellas más brillantes. A diferencia entre las estrellas brillantes y las débiles en el cielo es mucho mayor que lo que se ha representado en el papel. De hecho, si vive en un lugar muy iluminado, la contaminación luminosa, (brillo artificial del cielo), hace que las estrellas débiles sean completamente invisibles. Tome en cuenta también que las estrellas mipresas sobre el papel aparecerán mucho mas pequeñas que como las verá en el cielo. ¡Las constelaciones en el cielo son mucho mas grandes! Cada vez que salga a observar lleve su mapa o planisferio y úselo para aprender todas las constelaciones que pueda. Estará estableciendo las condiciones familiares para posteriores observaciones con mapas más detallados, con binoculares o con un telescopio.

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CONSTELACIONES CETUS Dr. Bulmaro Alvarado Mitología

de la Constelación

Recordando la leyenda de Androme-da y Perseus no dudaremos en identificar al monstruo marino que casi devora a la bella encadenada, con la figura mítica que representa a la constelación de la ballena. En relación a ello podemos decir que lejos del consorcio celestial que integran los legendarios nombres de Casiopeia, Cepheus y Pegasus unidos a los de Perseus y Andromeda, se encuentra la Ballena, separada de dichos personajes por toda la amplitud del zodíaco. Sin embargo, pudiera decirse que esto no es estrictamente cierto, ya que Ptolomeo sitúa a una de las estrellas septentrionales de la Ballena a cinco grados de la eclfptica y, por lo tanto, realmente en el zodíaco. Que Cetus es "muy parecida a una ballena" o siquiera que se le parece, es cosa dudosa. Pero, en primer lugar, el grupo grande y bien definido, está justo en el lugar en que, de acuerdo con las exigencias de la leyenda, debería estar. Y, en segundo lugar, Kl1TllS no significo, en modo alguno, para los que hicieron las constelaciones, lo que nosotros llamamos ballena. Lo poco que la gente del Mediterráneo inclusive en una fecha mucho posterior, sabía acerca de estos gigantescos pero inofensivos monstruos, lo demuestra claramente la historia de Nearce, almirante de Alejandro, que con un atrevimiento digno del propio Alejandro, condujo a su flota en orden de batalla contra una tropa de ballenas que se le atravesó en el Océano Indico.

50

J.

Abril - Junio

Para Homero, Kl1TOs podría significar cualquier monstruo de las profundidades marinas, desde las focas del rebaño de Proteo hasta las extrañas figuras para las que Escila pescaba. Entre las aterradoras y sobrenaturales criaturas con que los antíguos cartógrafos poblaban el mar hay algunas que se parecen a la Cetus estelar mucho más que cualquier forma de ballena. Ciertamente, la serpiente marina de Is modernas leyendas que saca un cuello de plesiosaurio de las olas que ocultan un cuerpo de reptil, ofrecería realmente un aspecto bastante semejante al de la constelación de la Ballena. Nombre

de la Constelación

Para Claudius Ptolemeus, el astrónomo de Alejandría, deriva del griego con el vocablo Kl1TOS que significa "monstruo Marino". También deriva del latín con el vocablo CETUS, CETI, la ballena. Localización

de la Constelación

Para localizar la constelación, podemos seguir los siguientes métodos: uno de ellos es valiéndonos de la estrella beta de Andrómeda y alfa de Pisces; unidas por una línea imaginaria que atraviese el ecuador celeste, conduzcan a la estrella omicron de la ballena o Mira Ceti (la Maravillosa).

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El Universo


Otro será localizando la estrella alfa de la constelación en estudio para lo cual tiramos una línea que una a las estrellas alfa de Pisces o Al Risha a la estrella Betelgeuse, dicha línea pasará por la estrella alfa de la Ballena, llamada Menkar o Menkab, localizada ésta podemos determinar la cabeza del cetáceo uniendo esta estrella con otras cercanas con las que casi formará un polígono que se acerca mucho a regular. Uniendo la cabeza con ornicron y descendiendo en zig-zag hasta cerca del Pez Austral y Acuarius, precisamente la terminación de la constelación con la estrella que sigue a beta de la constelación de la Ballena o sea Difda. Otro método será circunscribiéndola por las limítrofes que son: hacia el norte, Aries y Pisces; hacia el sur Fornax y Sculptor; hacia el este, Eridanus y hacia el oeste, Acuarius. Finalmente describiremos el método de la culminación superior en que la constelación se verá acompañada en su paso por el meridiano, por las constelaciones de Octans, Pequeña Nube de Magallanes, Hydra, Eridanus, Phoenix, Aries, Pisces, Triangulum, parte de Pegasus, Andromeda, Cepheus, Cassiopeia y Ursa Major. Descripción

Estando completamente seguro de que ésta era una estrella nova, semejante a la que Tycho Brahe observó en el año de 1572, Fabricius puso fin a sus observaciones. ¡Cual sería el asombro de Fabricius cuando, transcurridos trece años, en febrero de 1609, vio de nuevo a la extraordinaria estrella!

de la Constelación

Cetus es una de las más extensas del firmamento. Incluye exactamente 100 estrellas accesibles a simple vista. ¿ Cuál de ellas es la más brillante? La respuesta no es fácil, radicando la dificultad en que la estrella más brillante (a veces) es una estrella variable. David Fabricius, coetáneo de Galileo y uno de los mejores observadores de aquella época, se fijó en esto por primera vez.

El Universo

El descubrimiento fue absolutamente casual. En la mañana del 13 de agosto de 1596, Fabricius estaba dedicado a observar Mercurio. Entonces no existían todavía los telescopios y Fabricius se disponía a medir la distancia angular del planeta hasta la estrella de 3a magnitud de la Ballena. No había visto jamás esta estrella, tampoco la encontró en las cartas ni en los globos estelares de aquel tiempo. Cabe decir que tanto unas como los otros eran inexactos y la omisión de alguna estrella, no muy brillante, no era ninguna excepción. A pesar de ello y por ser un observador muy cuidadoso, Fabricius comenzó a observar la estrella desconocida. Hacia finales de agosto, su brillo aumentó a la segunda magnitud, pero después palideció y a mediados de octubre desapareció por completo.

Abril - Junio

A mediados del siglo XVII se estableció que la estrella enigmática de la constelación de la Ballena es una estrella variable con un período muy largo y de gran amplitud. Así fue como se descubrió por primera vez en Europa a la estrella variable, en el sentido completo de la palabra, que encabezó la clase especial de estrellas variables de período largo. Hevelius ya la había nombrado Mira o la maravillosa.

1997

51


Ahora se sabe que tanto su cambio de brillo, que varía de 2.0 a 10.1, como su período 331 días, son valores promedio ya que presentan variaciones, representadas en la curva siguiente.

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Tanto Mira como las demás variables del mismo tipo son gigantes rojas con muy baja temperatura superficial (cerca de 2,0000C). Sus atmósferas son tan frías que en sus espectros se encuentran abundantes bandas de absorción de diferentes combinaciones químicas (en particular óxidos de Titanio y Circonio). Estas combinaciones son muy sensibles, incluso a pequeñas variaciones de la temperatura, las cuales se hacen sentir inmediatamente en las variaciones de la intensidad de las bandas. Precisamente por esta razón, las oscilaciones del brillo de las variables de período largo en los rayos visibles tienen una amplitud muy grande, mientras que la radiación total de la estrella varía entre límites mucho menores. En el espectro de Mira y demás estrellas semejantes a ella, aparecen líneas claras de radiación, en los períodos de brillo máximo, pertenecientes al hidrógeno y a algunos metales. ¿ Cómo se puede explicar las variabilidad de Mira y de las demás estrellas de esta clase? Cuando las gigantes rojas oscilan, cambia también la temperatura de su superficie, lo que inmediatamente se hace sentir (esto no lo tienen las cefeidas más calientes) en las propiedades ópticas de las atmósferas. En el mínimo de brillo éstas se convierten en líneas de absorción.

52

Las variables de período largo, oscilan igual que las cefeidas, como lo demuestran completamente los corrimientos periódicos de las líneas de sus espectros. Al elevarse la temperatura, las combinaciones químicas se descomponen y la atmósfera se hace más diáfana, mientras que a temperaturas bajas, ocurre al revés. En esto, corresponde un determinado papel a las masas calientes de hidrógeno arrojadas a las atmósferas en épocas de máximo brillo y que aumentan complementariamente el fulgor de la estrella (precisamente son estas masas las que originan en el espectro intensas líneas de emisión). Tal es la explicación más verosímil de los sorprendentes cambios que tienen lugar en la Maravillosa de la Ballena. En 1919 se observó que sobre el espectro de Mira se impone un segúndo espectro perteneciente a alguna estrella blanca muy caliente. Transcurridos cuatro años, muy cerca de Mira Ceti y solamente a una distancia de 0".9 de ésta, se descubrió un satélite: una estrella blanca de 1O" magnitud. Este último, por lo visto, da una vuelta alrededor de la estrella principal en varios centenares de años. Se sospecha que este satélite es a su vez una estrella variable de tipo desconocido. La "colaboración" estrecha, en todo el sentido de la palabra, de dos estrellas absolutamente diferentes por sus características físicas y además variables, es muy interesante. Podemos solamente estar contentos de que nuestro Sol no pertenezca a la clase de variables de largo período. La irradiación de Mira (en el visible) varía del máximo al rrururno ien centenares de veces! Si la irradiación solar cambiase tan bruscamente, influiría de una forma muy perniciosa en el mundo orgánico de la Tierra.

Abril - Junio 1997

El Universo


de los planetas que dan vueltas alrededor de estrellas más frías. Estos planetas, igual que en nuestro sistema solar, adquirieron la energía de rotación faltante (momento angular) y por ello, las estrellas, a cu-yo alrededor giran, poseen una rota-ción axial muy lenta. Precisamente, por todas estas causas se ha sospe-chado que Tau Ceti no sólo se parece exteriormente a nuestro Sol, sino que pueda ser que alrededor de ella igiren planetas habitados! Esta sospecha es tan seria que durante varios meses los radiotelescopios norteamericanos "escucharon" en dirección a Tau Ceti, esperando captar señales de nuestros lejanos "hermanos".

Por esto es poco probable que alrededor de Mira y de las demás estrellas parecidas a ella, giren planetas habitados. Busquemos en la constelación de la Ballena una estrella brillante de magnitud 3.5, de la que se puede afirmar todo lo contrario. Esta es tau de la Ballena. Que en los últimos dos años ha recibido gran notoriedad. El encontraria en la carta celeste no supone dificultad alguna. Tau de la Ballena posee un movimiento muy veloz. En un año se desplaza en el firmamento casi en 2". Este es un indicio seguro de la inmediación de la estrella respecto a la Tierra. Y efectivamente, Tau de la Ballena es una de las estrellas más cercanas. La distancia a ella es de solamente 12 años luz. ARt

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48

Tau de la Ballena es una enana amarilla parecida a nuestro Sol, aunque un poco más pequeña y más fría que éste. Igual que el Sol, gira lentamente alrededor de su eje. Mientras tanto, las estrellas calientes de la clase espectral A y las más "tempranas" giran a velocidades centenares de veces mayor. Comenzando por las estrellas de la clase espectral F, se observa un salto brusco en la velocidad de rotación. Existen motivos serios para pensar que este salto está provocado por la influencia El Universo

37

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CETUS

Abril - Junio

2 h

Esta sospecha es tan seria que durante varios meses los radiotelescopios norteamericanos "escucharon" en dirección a Tau Ceti, esperando captar señales de nuestros lejanos "hermanos". Por ahora el Cosmos guarda silencio pero ¿Quién puede garantizar que esta audaz empresa no termine con un brillante descubrimiento, creador de una época completamente nueva? Mientras tanto busquemos en el cielo a Tau Ceti y contemplemos a este gemelo del Sol. 1997

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INVESTIGANDO A DONDE SE FUE LA FAMILIA

DE PLUTON Ing. Santiago de la Macorra

La formación de discos de gas y polvo alrededor de estrellas es muy común según se ha podido determinar a partir de los estudios que se han realizado a estrellas muy jóvenes del tipo del Sol, conocidas como estrellas T Tauri. Según el estudio, estas estrellas tienen un viento estelar muy intenso el cual puede dispersar rápidamente sus discos de polvo y gas. La observación nos indica qque, debido a la gran actividad unclear que desarrollan en sus primeras etapas de la formación de la estrella, les es posible deshacerse de sus discos en un tiempo de uno a diez millones de años. Las pequeñas partículas tanto de polvo como de roca pueden ser arrastradas fácilmente fuera de ese sistema solar, sin embargo estas partículas pueden agregarse para formar otras de mayor tamaño y de esta manera resistir el empuje del viento estelar. Según los modelos llevados a cabo en computadoras, se observa que si es factible que se presente el fenómeno de agregación conocido como acreción en el que, al ir chocando las partículas, se forman aglomerados más grandes hasta formar planetas. Las partículas que no chocan con los planetas son lanzadas a órbitas más alejadas o bien, son expulsadas de ese sistema solar. Se acepta por parte de los astrónomos que dichas eyecciones han dado como resultado la distante Nube de Oort, formada por 100 mil millones de planetesimales de hielo, conocidos como

54

S.

cometas. Evidencia de este proceso de acreción se tiene del estudio químico de la Luna, el cual indica que ésta se formó por el choque de un cuerpo del tamaño de Marte y la jóven Tierra. Con esta introducción general de la formación planetaria, no es muy difícil imaginarse a Plutón como una reliquia solitaria de un embrión planetario que fue fortuitamente eyectado a una órbita no muy lejana y segura, en donde ha permanecido desde entonces. Las órbitas de Plutón y de Neptuno están unidas gravitatoriamente en un estado llamado de resonancia que evita que Plutón pueda acercarse a una distancia menor de 17 unidades astronómicas (ua) de Neptuno, protegiéndose así de ser expulsado. ¿ Porqué entonces tanto alboroto? ¿ Porqué es tan difícil unir la existencia de Plutón con la arquitectura del Sistema Solar? El problema se llama Caronte, la única luna de Plutón. Las observaciones han demostrado que Plutón y Caronte son un par muy fuera de lo común. Tanto Plutón como Caronte son de baja densidad y están envueltos superficialmente por hielo, lo cual indica que se formaron en la parte externa y fría del sistema solar. Mientras que la mayoría de los planetas son mucho más grandes que sus lunas, el tamaño de Caronte es de la mitad de Plutón y su masa es casi el 20% de la masa del planeta. Ningún proceso conocido podría hacer que durante la acreción de Plutón, se pudiese formar un satélite tan grande. Por otra parte, el momento angular de Plutón y Caronte, descarta

Abril - Junio 1997

El Universo


el hecho de que Caronte se formara de un desprendimiento por la rápida rotación de un Plutón en formación. En su lugar se tiene la certeza de que Plutón y Caronte evolucionaron de forma independiente y que posteriormente chocaron para dar lugar al sistema Plutón-Caronte. Este incidente explica la semejanza de las masas, la inclinación de 17° de la Orbita de Plutón, su gran excentricidad y el hecho de que, tanto Plutón como Caronte tengan su movimiento de rotación inclinado como el de Neptuno. Sin embargo, esta teoría que ha sido aceptada por bastantes astrónomos, tiene un grave inconveniente y es que, en la inmensidad del espacio en que se encuentran estos dos cuerpos, la probabilidad de que llegaran a chocar es más que nula. Una Solución muy adecuada para que se pueda dar dicha colisión es la de incrementar el número de cuerpos del tamaño de Plutón y Caronte girando en la región exterior del Sistema Solar durante la época de formación de Urano y Neptuno. Para que la probabilidad fuera de un 50%, se encesitarían por lo menos unos 1,000 cuerpos en una región entre 20 y 30 unidades astronómicas del Sol. Ciertamente, es una separación muy radical del punto de vista del modelo de la arquitectura del sistema solar el pretender de además de los 9 planetas conocidos se hubieran formado cientos o miles de planetas de hielo con diámetros de los 1,000 a los 3,000 km. En cambio, si se formaran pequeños planetas de hielo o témpanos enanos, este modelo no estaría tan descabellado. Una de las principales restricciones sería la cantidad de materia disponible en la región en donde se formaron Urano y Neptuno. Una evidencia en favor de la teoría tiene que ver con Tritón, la luna más gran-de de Neptuno. Tritón es un poco más granEl Universo

Abril - Junio

de que Plutón y gira alrededor del planeta en forma retrógrada. Este tipo de órbita se reconoce como una huella de que un cuerpo en órbita solar ha sido capturado por otro cuerpo, quedando en órbita alrededor de él. Pero la probabilidad de que esta captura se realice sería si en la zona comprendida a 30 u.a., del Sol hubieran existido cientos de Tritones orbitando al Sol. Una mayor evidencia de que si pudo haber miles de protoplanetas de hielo en órbitas muy distantes está dada por la inclinación de los ejes de Urano y de Neptuno. Esta Inclinación es de 98°y de 30° respectivamente. Los astrofísicos han encontrado que inclinaciones tan marcadas son debido a colisiones (hacia el final de su etapa de acreción) con otros cuerpos de tamaño planetario. Para dar como resultado inclinaciones tan grandes se necesita una masa de 0.2 a 5 masas terrestres, dependiento de la velocidad del impacto y de la dirección del golpe. Es interesante saber que la órbita retrógrada de Tritón tiende a decaer en unos miles de años, en cuyo tiempo se estrellará contra Neptuno y formará parte de él. Si viviéramos después de este evento en lugar de ahora, la información que nos da Tritón en el presente sería desconocida para nosotros. Para aceptar la hipótesis de los témpanos de hielo es natural preguntarse ¿A dónde se han ido todos los planetas enanos de hielo? Con los resultados que han obtenido los distintos grupos de los estudios realizados se tiene que se ha lanzado una mayor cantidad de masa de la necesaria par formar Urano y Neptuno más allá de las 40u.a. Los astrónomos que buscan al décimo planeta se encontrarán con que quedan cientos de miles de planetas por descubrir. Por su tamaño tan pequeño y a la distancia a la que se encuentran, será difícil observarlos. Sin embargo, desde 1992 se han descubierto más de 10. 1997

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OBSERVATORIOS Efemérides Abril - Junio de 1997

"LUIS

"CERRO DE LAS ANIMAS"

G. LEON"

PARQUE "FELIPE XICOTENCATL" COLONIA ALAMOS MEXICO D.F. 19° 23' 55" N LATITUD LONGITUD 6h 36m 34s W ALTITUD 2,246 msnm

ABRIL 00: 00 El cometa

Hale-Bopp

en

el perihelio. La Luna pasa 4°al norte de Neptuno

3

2: 00 La Luna pasa 4° al norte de Júpiter

5

19: 00 Mercurio

en su máxima

elongación

10

oriental

00: 00 La Luna pasa 0.5°

al

norte de Aldebarán

19

1 : 00 La Luna pasa 4° al sur de Marte

21

25

Máximo

de la lluvia

estrellas"

Liridas"

de

6 : 00 Mercurio

en conjunción

inferior

29

6 : 00 La Luna pasa 4° al norte de Neptuno

22: 00 La Luna pasa 5° al norte de Urano

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CERRO DE LAS ANIMAS CHAPA DE MOTA ESTADO DE MEXICO LATITUD 19°47""24" N LONGITUD 6h 38m 05 W ALTITUD 3,070 msnm

Los buscadores de Mercurio deberán estar alerta para el día 8. La Luna de apenas un día se encontrará a tan solamente ]O al sur del tenue planeta en el crepúsculo vespertino. Resulta un buen reto tratar de localizar ambos objetos 30 ó 45 minutos después de que el Sol se ha puesto. Mercurio es el planeta más cercano al Sol y debido a ello casi nunca sale de su resplandor. Sin embargo, para los observadores localizados en las latitudes nórdicas las primeras dos semanas de abril representan una buena oportunidad para observarlo ya que el planeta se encontrará bastante elevado en el cielo del atardecer. Si sabe por donde buscar, Mercurio será un objeto muy interesante para comenzar su observación del cielo. Aparecerá bajo en el horizonte del oeste poco después de que el Sol se oculta y el atardecer se convierte en noche, brillando con magnitud -0.6 al principio del mes, e irá decayendo a magnitud 0.8 para el día 10. El 5 de abril alcanzará su máxima altura de 12° para caer después hacia el Sol, desapareciendo de la vista alrededor de mediados del mes. Busque con unos binoculares alrededor de un horizonte plano 30 ó 45 minutos después de que el Sol se haya ocultado un punto anaranjado. Trate de ubicarlo a simple vista. Con un telescopio podrá verle fase. No se desanime e ingrese al selecto grupo de observadores de este elusivo objeto. Si no tiene suerte, el 3 de agosto es la siguiente oportunidad, cuando Mercurio alcance su máxima elongación en el año: 27°.

Abril - Junio

1997

El Universo


MAYO

4

12 : 00 Máximo

de la lluvia de

estrellas

de la eta

Acuáridas

6

Luna Nueva

14

Cuarto

22

18:

Creciente

00

Mercurio

en su máxima

elongación

poniente

Luna llena

25

5 : 00 Plutón en oposición

27

3: 00 La Luna pasa 40 al norte de Urano

28

1 : 00 La Luna pasa 40 al norte de Júpiter

29

Cuarto

31

22: 00

Menguante

La Luna pasa 0.50 norte de Saturno

El Universo

al

Levántese temprano por la mañana, sobre todo a principios del mes y busque el asterismo de la jarra de agua de Acuarius en busca de meteoritos. Para nuestra latitud, el radiante se eleva una o dos horas antes del crepúsculo matutino. Como la mayoría de las lluvias meteóricas, la mejor hora de observación es el amanecer debido a que es cuando la parte de la Tierra donde usted está observando encara el enjambre meteórico. En esta ocasión, la lluvia corresponde con material dejado por el cometa Halley. Son muy brillantes, rápidas y persistentes. Si está interesado en fotografiar estos vertiginosos visitantes simplemente coloque su cámara en un trípode, centre su campo en Eta Acuarius y, en la posición de bulbo, de un disparo de 10 minutos, recorra el rollo y dispare nuevamente. Los trazos de las estrellas se combinarán con los de los meteoritos. Para obtener las estrellas fijas, deberá contar con una montura ecuatorial y sistema de relojería. Si no dispone de equipo fotográfico, siéntese en una silla de playa y disfrute de esta relajante actividad: observar una lluvia de estrellas.

Abril - Junio

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5

JUNIO Luna Nueva

13

Cuarto Creciente La Luna pasa 0.30 al sur de Marte

20

Luna llena

21

3:

00

Solsticio

(verano en el

norte/invierno

22

en el Sur)

17 : 00 La Luna pasa 40 al norte de Neptuno

23

8: 00 La Luna pasa 40 al norte de Júpiter

25

14: 00 Mercurio superior

27

en conjunción

Luna en cuarto menguante

28

7: 00 La Luna pasa 0.20 a) norte de Saturno.

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La Vía Láctea es sin duda uno de los mayores atractivos de los cielos de verano, naturalmente en donde la civilización no ha contaminado con las luces artificiales. ¿Es usted de las personas que han gozado en alguna ocasión de un cielo de estos? Si no lo es, esta es una buena oportunidad de salir al campo, lejos de las ciudades iluminadas y goce del espectáculo nocturno. Comience trazándola desde el noreste, cerca del rey Cepheus y de la cruz de Cygnus. Observe con los binoculares; lo que parece nebuloso a simple vista es en realidad un conjunto de miles de estrellas. Conforme avanza dentro del cisne, note como la Vía Láctea se hace más brillante y más densa. Esto marca directamente la línea hacia abajo de el brazo espiral al cual pertenece nuestro Sol. Moviéndosé hacia el sur, dentro de Aquilae y Ophiucus, la galaxia disminuye de brillo y se ramifica. Esta marca oscura consiste de gas y polvo e indica el plano galáctico. Continuando hacia Scutum y Sagittarius se observa mucho material brillante. Esta viendo hacia el centro de la Vía Láctea. Habiendo terminado su recorrido a simple vista, tome un atlas estelar, un telescopio y haga este verano del 97 un viaje a través de la Vía Láctea.

Abril - Junio 1997

El Universo


MAPA ESTELAR DEL TRIMESTRE

El cielo del segundo trimestre. Corresponde a la media noche de cada mes para la latitud de 20掳. En el meridiano: Ascensi贸n Recta: 14 h para Abril a las O h; para Mayo a las 22 h y para Junio a las 20h.

El Universo

Abril - Junio

1997

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COMISION DE ACTIVIDADES Durante el pasado trimestre siguientes resultados:

se realizaron

las tres reuniones

programadas

con los

1.- Nombramiento de los coordinadores de cada área, cuyos cargos y nombres se presentan en la tercera de forros del presente número. 2.- Inventario de los objetos que se encuentran bajo custodia de cada una de las personas a que se refiere el inciso anterior. 3.- Exposición de necesidades de cada una de las áreas. Las reuniones del siguiente trimestre se realizarán Enrique Erro a las 20:00 hs los siguientes días: 23 de Abril, La finalidad

de tales reuniones

7 de Mayo

y

18

en el Salón

de Actos

Luis

de Junio.

será :

1 .- Conocer el programa de actividades de cada una de las áreas para el presente año. 2. - Presentar el informe de actividades del semestre previo a la asamblea semestral. 3.- Exposición

de necesidades

de cada área.

ACTIVIDADES

DENTRO DE LA ASOCIACION

Lunes, Miércoles y Viernes a partir de las 19:30 "Construya su Propio Telescopio" Lo imparte Don Alberto González Salís Lunes 20:00 Revelado e Impresión Fotográfica Imparte: Ruben Becerril M. Lunes 20:30 hs "Las 88 Constelaciones" en el Planetario" Lo imparte el Dr. Bulmaro Alvarado J.

Joaquin

Gallo"

Jueves 20:30 hs "Curso de Astronomía 11" . Salón "Luis Enrique Erro" Lo imparte el Ing. Santiago de la Macorra S. Viernes 20:00 "Astronomía Observacional" . Salón "Luis Enrique Erro" Lo imparte Alejandro Muñoz C. Sábados 17 hs "Grupo Cri-Cri". Edificio Sede Lo coordina la QFB. Laura Hernández

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Arroyave

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ATENCION AL PUBLICO Observatorio

"Luis G. León"

Lunes y viernes a partir de las 19:30 hs Observatorio

del "Cerro de las Animas"

Sábados a partir de las 19:30 de Luna Nueva.

hs previa cita excepto

los días

PLANETARIOS "Valente Souza" para visitantes

Lunes, miércoles

y viernes,

Sesiones

"Joaquin Gallo" Lunes a viernes de 9 a 11 hs. Atención a escuelas previa cita. Lunes 20:30

hs, "Las 88 Constelaciones"

Festejo del Día del Niño del Grupo Cri-Cri,

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SOCIEDAD ASTRONOMICA DE MEXICO A.C. Fines de la Sociedad El objeto principal de la Sociedad es el de desarrollar los estudios astronómicos entre sus afiliados y extender los conocimientos de la misma naturaleza entre las personas que no pueden concurrir a centros de enseñanza superior para hacer estudios especiales. Por lo tanto, los conocimientos que imparta serán para divulgar la cultura astronómica, procurando conseguir su finalidad por medio de: a),- Conferencias y pláticas ilustradas en sus auditorios b). - Publicación de la revista El Universo y la edición de folletos suplementarios c),- Impartición de cursos en sus planetarios d) ,- Observación a través de sus telescopios en sus observatorios e),- La biblioteca central de la asociación y sus periféricas SOCIOS La Sociedad reconoce las siguientes categorías Honorarios, Titulares y Juveniles.

de Socios:

Son fundadores los que firmaron el acta constitutiva el 1902, Honorarios, los que nombre la Sociedad a través Socios, Titulares, los que se ajusten a lo prescrito por los que sean mayores de 18 años. Juveniles, los que se ajusten estatutos vigentes y sean menores de 18 años.

Fundadores,

día 10, de marzo de de su Asamblea de estatutos vigentes y a lo prescrito por los

Para ser socio Titular o Juvenil, el aspirante deberá presentar una solicitud apoyada por un socio activo de cualquier categoría en uso de sus derechos estatutarios, la cual, juntamente con la cuota de inscripción y anualidad correspondiente, deberá enviarse al Secretario Administrativo quien previa aprobación de la asamblea, le dará el trámite necesario y en su caso comunicará su aceptación o rechazo al solicitante, Para ser propuesto como miembro de la Sociedad, el aspirante deberá haber cumplido con algún curso de los impartidos en su centros de divulgación a satisfacción del instructor, cuyo visto bueno deberá constar en la solicitud de ingreso, Tanto la cuota de inscripción como la anualidad correspondiente serán fijadas por el Consejo Directivo, de conformidad con las necesidades de la Sociedad. Todos los socios, cualquiera que sea su categoría, tendrán derecho a: 1,- Concurrir a los locales sociales de la Sociedad y hacer uso correcto tanto de los telescopios como del acervo de la biblioteca, sujetándose a los Reglamentos Interiores correspondientes, 2, - Asistir a las conferencias, clases, exhibiciones y actos culturales que se promuevan en la Sociedad. 3,- Recibir un ejemplar de cada número de El Universo, durante su permanencia como asociado.



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