sqDIIt1JIIISIIIIIMIl1lII~IEIIIII+I. FUNDADA
POR LUIS G. LEON EN 1902
"Por la Divulgación de la Astronomía" CONSEJO DIRECTIVO 1997-1998 Presidente Vicepresidente Secretario Tesorero Primer Vocal Segundo Vocal
Ing. Leopoldo Urrea R. Dr. Bulmaro Alvarado J. Ing. Dionisio Valdéz M. Ing. Francisco J. Mandujano O. Sr. Ruben Becerril M. Ing. Santiago de la Macorra S. CONSEJO
CONSULTIVO
Dr. Arcadio Poveda R. Ing. Rafael Robles Gil y M. Sr. Alberto Gonzáles 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.
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 170, año MCXXCVII, Enero-Marzo de 1997. Toda la Correspondencia puede dirigirse a: El Universo, Apartado Postal M-9647, 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
El Universo,
ORGANO DE DIFUSION DE LA SOCIEDAD ASTRONOMICA DE MEXICO A.C. Publicación Trimestral ISBN-0189-0577 CONTENIDO DE ESTE NUMERO
Editorial
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Diccionario
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Términos Astronómicos
Noticias
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Lo relevante de la astronomía durante 1996.
Conociendo La Precesión de los Equinoccios por Santiago de la Macorra S.
Protagonistas
Constelaciones
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6 Luis Enrique Erro por Paris Pishmis
Desarrollo Tecnológico
El Cielo Invernal por Bulmaro Alvarado J.
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La Revolución del CCD por Eric Roel S.
Sistema Solar
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Observatorio
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Efemérides Astronómicas por Alberto Gonzáles Solís
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Comisión de Actividades
Marte a la Vista
Programa de Actividades
Portada: Luis Enrique Erro
Contraportada: El cometa Hyakutake. Foto de Marcos Rodríguez
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EDITORIAL
En alguna ocasión Laplace dijo: u La astronomía, tanto por la dignidad de su objetivo como por la perfección de sus teorías, es el más bello momento del espíritu humano, el título más noble de su inteligencia u. Sin lugar a dudas, Luis Enrique Erro compartió esta misma forma de pensar. Su gran espíritu de lucha en favor de su patria logró que ahora México se encuentre dentro de los países privilegiados por contar con un grupo de astrofísicos cuya labor es reconocida a nivel internacional. Y pensar que todo comenzó no solamente por un momento ausente de egoísmo sino por toda una vida plena de un nacionalismo verdadero, de la entrega total en beneficio de los demás. Luis Enrique Erro fue también para la Sociedad Astronómica de México un elemento de gran valía. Su interés por la divulgación de la astronomía hizo posible que ahora contemos, entre otras cosas con un edificio sede y con el telescopio Fecker de 30 cm reinstalado actualmente en el observatorio que lleva el nombre del fundador de la Sociedad. Así mismo impulsó la producción de la revista El Universo en la cual se publicaron muchos de los trabajos realizados en el naciente observatorio de Tonantzintla. Hoy festejamos orgullosa mente el primer centenario del natalicio de quien hizo posible su sueño: Lograr que México incursionara dentro del campo de la astrofísica. Ojalá que en el futuro existan muchos semejantes a Erro en todas las áreas del conocimiento que permitan a nuestro país salir adelante pese a los altibajos propios del comportamiento humano. La revista El Universo retama el formato que durante casi noventa años mantuvo y continúa con su objetivo fundamental de ser el órgano interno de difusión de la Sociedad Astronómica de México A.C., esto es, una revista dirigida a los miembros de la asociación cuya finalidad es la de dar a conocer las actividades propias de la asociación, las noticias relevantes del ámbito astronómico, los proyectos por realizar dentro de la asociación y las efemérides del siguiente trimestre. De hoy en adelante, tengamos fe en esta empresa heroica y al evocar en el 95 aniversario la memoria de Don Luis G. León, creamos en la verdad que entraña el espíritu latino: No lo considereis ausente porque su espíritu está siempre en medio de nosotros y digamos como diría él: Adelante señores ... , siempre adelante.
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El Universo Enero-Marzo 1997
NOTICIAS LO RELEVANTE DE LA ASTRONOMIA
EN 1996
Mínimo Solar El año pasado, durante los meses de septiembre y octubre, se tuvo el período mas largo sin aparición de manchas en el Sol. Fueron 36 días consecutivos. La anterior vez que ocurrió fue en 1944. Y la vez con mayor número de días sin manchas fue en 1913 con 92 días. Recordemos que el rmrurno inmediato fue en 1986 y que existe una diferencia entre los términos: mínimo de manchas solares y mínimo solar, este último denota que también otros indicadores de la actividad solar disminuyen. Puede ser que el último haya ocurrido en marzo-abril de 1996. Así mismo, el Observatorio Solar y Heliosférico (SOHOL lanzado por la ESA-NASA, se mantuvo observando al Sol de manera permanente midiendo todo lo que se desea conocer de nuestra estrella, desde la temperatura de la corona (3.6 millones de grados) hasta las vibraciones causadas por las ondas sonoras en su interior. Estas últimas mediciones han forzado a los investigadores a reconsiderar el fenómeno de la convección. Rayos X de M 33 M33 se ha convertido en el objeto favorito de los satélites de rayos X ya que es un objeto brillante y cercano.
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A principio de los años 80s, los detectores a bordo de el satélite Einstein establecieron que el núcleo de M33 es el emisor mas poderoso de rayos X del Grupo Local e identificó otras 14 fuentes puntuales en la galaxia. Una década después, el Rosat dirigió su Contador Proporcional Sensible a la Posición (PSPC) hacia la galaxia espiral y captó el mapa adjunto. Con la ayuda del Rosat, Knox S. Lang (Space Telescope Institute) y su grupo identificaron 50 fuentes puntuales, incluyendo al núcleo así como una emisión no resuelta de rayos X de la galaxia. Muchas de las fuentes originales del Einstein son binarias, algunas de las cuales se encontró que son variables. En contraste, las nuevas observaciones del Rosat revelan una gran población de emisores de rayos X los cuales coinciden con las posiciones ópticas de remanentes de supernovas.
El análisis espectroscópico de la información del Rosat sugiere que el centro de M 33, que contiene el 70% de la emisión de rayos X de la galaxia, contiene una colección de fuentes binarias o de núcleos galácticos activos.
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Otra Galaxia de Núcleo Doble El Telescopio Espacial Edwin Hubble descubrió un núcleo doble en el corazón de NGC 4486 B, una galaxia elíptica de magnitud 14 que es compañera de M87 y que se localizan en el corazón del . Cúmulo de Virgo. Este descubrimiento es el segundo después del ocurrido con M31. Según Tod R. Lauer del KPNO y sus colegas, se trata de dos conglomerados separados 40 años luz uno del otro, conteniendo estrellas orbitando en un disco elíptico que gira alrededor de un invisible agujero negro. Un Planeta para 16 Cygni B Recientemente, investigadores de dos observatorios han descubierto un planeta que gira alrededor de la estrella 16 Cygni B, una estrella de magnitud 6.2 y clase espectral G2.5V, que es parte de un sistema triple situado a 70 años luz de la Tierra. De manera semejante a otros descubrimientos de este tipo, los observadores no han visto al planeta, sino que han deducido su existencia a partir del bamboleo de la estrella en su posición en el cielo. La primera detección de un planeta girando alrededor de un sistema triple parecería poco común, sin embargo el planeta presenta algunas características propias interesantes. Se trataría de un planeta con una masa 1.5 veces la de Júpiter, tiene un período orbital de 2.2 años en una órbita muy excéntrica (e = 0.67).
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La Nieve en Plutón Alan Ster, astrónomo del Southwest Research Intitute en Boulder Colorado, observó unos detalles en la superficie de Plutón mientras trabajaba con imágenes obtenidas con el Telescopio Espacial Hubble durante la rotación de 6.4 días del planeta. Pudo distinguir manchas oscuras y claras en la superficie helada de Plutón. Creen que tales detalles se deben a patrones transitorios debidos a la precipitación helada sobre la superficie de metano, nitrógeno y monóxido de carbono.
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El Telescopio Espacial Edwin Hubble Revela Agujero Negro en. NGC 4261 En la fotografía adjunta se puede observar la imagen lograda por el Telescopio Espacial Edwin Hubble del agujero negro en NGC 4261: Un disco de polvo y gas gira en las profundidades de un agujero negro con 500 millones de veces la masa del Sol. Ni la luz puede escapar de su intenso campo gravitato-rio; el punto brillante del centro es el destello final de la materia calentada.
Secretos de las Profundidades Hacia finales de 1995 y durante 10 días consecutivos, el telescopio Hubble estuvo tomando 342 fotografías de una sola imagen de un área del cielo que había sido seleccionada por contener muy pocas estrellas y galaxias en el visible. Podría parecer extraño desperdiciar tanto tiempo de telescopio para observar una región cercana a la nada en la constelación de la Osa Mayor, pero en 1996 los astrónomos revelaron lo que se muestra en la foto adjunta. Están presentes 1,500 galaxias distantes, la mayoría de ellas miles de millones de veces más débiles que lo que alcanza a ver el ojo humano a simple vista. A primera vista, parece un conglomerado de espirales, pero los astrónomos se encuentran determinando tanto la edad como las distancias de todas las galaxias lo que permitirá colocarlas en un orden cronológico. El Universo Enero - Marzo 1997
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PROTAGONISTAS LUIS ENRIQUE ERRO Dra. Paris Pishmis
Pocas personalidades en el mundo han podido hacer a un lado su debilidad natural humana ante la .riqueza y lograr no solamente no sucumbir ante la codicia sino transformar esta oportunidad personal en bienestar para la nación. Tal es el caso de nuestro protagonista Luis Enrique Erro, nacido en 1897. Diplomático afable y refinado y un entusiata observador de estrellas variables, fue gran amigo de qrandes personalidades del ámbito astronómico de los Estados Unidos de Norteamérica, entre los que estaba Leon Campbell, fundador en 1930 de la Asociación Americana de Observadores de Estrellas Variables (AA VSO), quien le reconoció ser uno de los miembros más trabajadores. . A mediados de los años 30, Erro era conocido como un importante revolucionario mexicano que, más tarde habría de ayudar a Lázaro Cárdenas a construir el México nuevo. Diez años antes, Erro estuvo refugiado en Cuba desde donde dirigía el contrabando de armas a Veracruz, apoyando de esta manera la fase armada de la Revolución Mexicana. Después de terminada esta, regresó a México donde ocupó varios cargos dentro del Gobierno encabezado por el Gral. Cárdenas. Dentro de estos, fue asesor presidencial de 1935 a 1955.
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Su actuación como diputado (1933-1934) siempre será recordada ya que intervino muy directamente en la radicación del Artículo 30 Constitucional en el cual se establece que la educación primaria debe ser obligatoria, gratuita y laica. Erro sufría de un problema auditivo que lo limitaba de manera severa. Al Presidente Cárdenas le preocupaba mucho esto y, en parte, para ayudarlo a obtener el mejor aparato auditivo que entonces era posible comprar, lo nombró Embajador en Francia, donde compró el aparato que usó hasta su muerte. En una ocasión, el Dr. Bart J. Bok de Harvard, gran amigo de Erro, platicaba como Luis Enrique le narró acerca de su máximo logro en la vida. El Presidente sintió que había llegado el momento de recompensar a Erro por los servicios prestados tanto a la Revolución como al joven Gobierno Revolucionario. Así que le preguntó a Luis Enrique que es lo que deseaba para sí mismo. La respuesta fue: "Un observatorio México".
astronómico
para
Cárdenas estuvo de acuerdo, pero le preguntó de inmediato a Erro de qué manera iba a llevar a cabo este propósito, si México no contaba con experiencia técnica y donde solamente había un observatorio, que era el Observatorio de Tacubaya, dirigido por Joaquín Gallo, cuyas
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actividades principales eran las de cronometría de la hora para México y el trabajo para completar la zona mexicana de la Carta del Cielo, el Catálogo Astrográfico y la publicación de un Anuario. Erro le contestó que contaba con buenos contactos en el Observatorio de Harvard, donde había llegado a conocer a Harlow Shapley. Fue así como Erro llegó a Harvard en 1939 solo y posteriormente, en 1940 acompañado por Carlos Graef. En el Observatorio de Harvard, Shapley había organizado varias reuniones informales a las cuales fueron invitados Cecilia PayneGaposchkin, Fred Whipple, Donald Menzel, George Dimitroff y Bart J. Bok. Fue allí donde surgió poco a poco el plan básico que más tarde condujo a la fundación del Observatorio Astrofísico de Tonantzintla. Durante el par de años que habían transcurrido desde la conversación entre Erro y Cárdenas, en México habían ocurrido varios cambios. El Presidente Cárdenas había nacionalizado la industria petrolera y la revolución social había alcanzado su mayoría de edad. Cárdenas fue sucedido por Manuel Avila Camacho, nativo del estado de Puebla y un amigo de muchos años de Erro. El Presidente Avila Camacho se expresó muy a favor del plan de Erro, pero insistió que el nuevo observatorio fuese construido en el Estado de Puebla.
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Para ello contaban también con el apoyo del gobernador del estado, el médico Gonzalo Bautista. Erro eligió un cerro cercano al pueblo de Tonantzintla, a aproximadamente 13 km de la Ciudad de Puebla. Era entonces un excelente sitio. Lamentablemente, 10 años más tarde la contaminación luminosa y ambiental lo convirtieron en un lugar mediocre para la astronomía. El Presidente Avila Camacho había nombrado a Erro director del nuevo observatorio. Erro por su parte nombró a Carlos Graef Director Asistente. Graef, quien poseía el grado de Doctor en Matemáticas del Instituto Tecnológico de Massachusetts. Los Profesores Francisco J. Escalante, Urquijo Alba y Félix Recillas, fueron los primeros miembros integrantes del personal de Tonantzintla. Los instrumentos principales comprendían una Cámara Schmidt 2731, con óptica Perkin-Elmer y mecánica del taller del Observatorio de Harvard. A esta cámara se le adicionó posteriormente un objetivo prisma de 4°. Un reflector de 12 pulgadas y varias cámaras de 3-5 pulgadas de las usadas en Harvard para patrullaje llegaron para completar el equipo original de telescopios del observatorio. Al principio, el énfasis de las investigaciones recayó en estudios de colores estelares, magnitudes y espectros de la Vía Láctea Austral. Más tarde fueron desarrollados planes de estudios solares.
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Después de los excitantes días de la inauguración, Erro (17 de febrero de 1942) se puso a trabajar en la edificación de la Astronomía y Astrofísica modernas de México. Los primeros años no fueron nada fáciles para Erro. Soñó que algunos de los •mejores físicos vendrían a Tonantzintla para convertirse en astrofísicos. Esto no resultó de la manera como fue planeado. Sin embargo, consiguió que cuatro grandes personajes de la astronomía mexicana acudieran a su llamado: Agustín Prieto, Octavio Cano, Luis Rivera Terrazas y posteriormente, Guillermo Haro, éste último se convirtió después en la mano derecha de Erro. Erro se esforzó por dar personalmente instrucción astronómica a estos jóvenes animándolos durante las frías noches de observación, entusiasmándolos personalmente. En marzo de 1943, un año después de la inauguración del observatorio, se organizó un congreso de física en Puebla, a la que asistió un elenco de científicos extranjeros. Fue idea de Luis Enrique Erro, quien de esta manera tendría la ocasión de llamar la atención sobre el nuevo Observatorio e impulsar la ciencia en México. El tiempo transcurrió, a pesar de las actividades de superación promovidas por Erro, estas no fueron suficientes para satisfacer los anhelos y aspiraciones de lo jóvenes del nuevo Observatorio congregados con la expectación de hacer ciencia. El trabajo observacional no les daba satisfacción suficiente pues no se veía una meta justificada y atacable teóricamente;
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la teoría y la observación estaban separadas puesto que la Cámara Schmidt, aún en su mejor estado no rendiría datos astrofísicos cuantitativos. Existía una inquietud y aumentaban las tensiones entre el personal y la dirección por un proceso de retro alimentación. Un éxodo principiaba. Varios elementos valiosos se alejaron como persona non grata y se integraron al instituto de Física o al de Matemáticas, recientemente formado en la U.N.A.M. Ante esto, Luis Enrique dijo: "He logrado crear todo esto - es decir el Observatorio - pero he fracasado en mi trato con los científicos." Afortunadamente, el poco personal que permaneció fiel pudo sobrellevar la situación. Guillermo Haro había regresado de su entrenamiento en Harvard. Luis Rivera Terrazas, quien había sido enviado a Yerkes había regresado también. En 1945, la perspectiva era halagadora, pues el espejo de la Cámara Schmidt, había sido refinado por Perkin Elmer y se contaba además con un nuevo prisma objetivo. Ahora si se diversificaba la investigación realizable con el telescopio dando la enorme ventaja de poder estudiar el espectro de los objetos celestes, estrellas y nebulosas. Con el sabido uso de las posibles técnicas, uso de filtros, hipersensibilizado de las placas fotográficas, mucho empeño, imaginación, tenacidad y entusiasmo pronto empezó el rendimiento astrofísico del Observatorio. Se advertía un nuevo y segundo período de euforia;
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Los resultados ya se publicaban en revistas, las pláticas dadas en la Sociedad Astronómica de México y los reportes en la revista ..El Universo" delatan elocuentemente la intensa actividad con las nuevas posibilidades del equipo en Tonantzintla. Los campos de investigación fueron tanto galácticos como extra galácticos. Erro finalmente cosechaba el fruto tan deseado de la institución que fundó y guió durante los primeros años difíciles y de incertidumbre.
Luis Enrique acerca
Erro explica
del funcionamiento
al Gobernador del telescopio
Luis Enrique Erro murió de un ataque cardíaco en enero de 1955. Desde entonces, la enseñanza de la astronomía ha seguido ininterrumpidamente. Todo estudiante con dedicación y capacidad ha tenido oportunidad de emprender estudios de posgrado en universidades extranjeras, contribuyendo a su regreso a la diversificación de los temas cultivados en México y a la superación de la astrofísica, cumpliéndose así el sueño de un pionero y gran patriota: Luis Enrique Erro.
del Distrito de Fecker
Federal,
Lic. Javier
de la Sociedad
Rojo
Gómez
Astronómica
de
México.
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DESARROLLO TECNOLOGICO LA REVOLUCION DE LOS SENSORES CCD LIC. ERIC ROEL S. Hasta hace muy poco tiempo, la fotografía era el único procedimiento al alcance de los aficionados con cierta experiencia para capturar imágenes astronómicas. Para ello, era necesario hacer uso tanto de las películas de alta sensibilidad como de las especiales, principalmente las espectroscópicas, y practicar con los distintos reveladores, tanto técnicas de hipersensibilizado como de procesamiento dentro del cuarto obscuro, esto último para lograr sacarle lo mejor a un negativo cuya exposición, en el mejor de los casos, duró varias decenas de minutos, aguantando las inclemencias del tiempo y bajo la fuerte tensión que representa mantenerse con la vista fija en la imagen de la estrella situada en la retícula iluminada del telescopio guía, todo esto con la finalidad de evitar el más mrrumo movimiento que produjera más de una imagen en el negativo, o bien, una imagen barrida. Con la aparición de los detectores fotoeléctricos CCD, (apócope de Charged Coupled Devices) en 1981 , se rrucia la revolución electrónica como medio de captación de imágenes estelares, con lo cual todo está cambiando a una velocidad insólita.
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El cambio se debe principalmente a que las emulsiones fotográficas tienen una eficiencia máxima del 3 al 4 por ciento (esto significa de cada 100 fotones 3 ó 4 reaccionan con los sensores de plata y crean una imagen), mientras que, en los sensores CCD la eficiencia es de cerca del 40 %. Esto ha hecho que, comparados con la emulsión fotográfica, los CCD hayan producido una revolución en la astronomía tanto profesional como amateur. Hace algunos años, estos dispositivos no estaban al alcance del aficionado por su elevado costo pero, con el paso de los años, el desarrollo tecnológico ha permitido poner al alcance del aficionado estos extraordinarios equipos. Y es que, realmente, el avance que se ha tenido de 1991 a la fecha es increíble. Hablando burda mente, la astrofotografía ha servido a los aficionados en tres maneras: Para la mayoría significa recoger más de lo que ve el ojo y por lo tanto, extender el alcance efectivo de un telescopio; una pequeña mancha podía convertirse en minutos en una bella imagen.
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Luego, los fotógrafos del cielo profundo trascendían lo mundano para convertirlo en algo artístico. Por último, la presencia de la ciencia, descubrimiento de cometas, asteroides y novas; mediciones astrométricas y fotométricas y muchos otros proyectos posibles con la astrofotografía. Con los CCD, la terminología empleada en astrofotografía ha cambiado. En lugar de tiempo de exposición se habla de integración; por resolución se entiende el tamaño del CCD (conocido como chip) expresado en pixeles (apócope en inglés de picture elements o elementos de imagen). De esta forma, un chip de 192 x 165 pixels significa que el sensor tiene un total de 31680 elementos de imagen o fotositos. Ahora bien, cada fotosito tiene una medida que dependerá de la marca y modelo principalmente. Por ejemplo, el chip del equipo Starlight Xpress está formado por 31680 fotositos de 12.7 x 16.6 micrones cada uno, es decir que la superficie sensora es un cuadrado de 2.5 mm x 2.5 mm. Visto al microscopio, el chip mostrará miles de pixeles (31680 para ser exactos) de forma rectangular, cada uno de los cuales deberá llenarse de electrones. Con el fin de hacer más clara la explicación sobre el funcionamiento del chip, imaginemos una cancha de futbol en la que se tienen muchas cubetas colocadas una junto a la otra; necesitaremos también de un día lluvioso.
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Después de que ha llovido sobre las cubetas, se podrá notar que no hay la misma cantidad de agua en todas las cubetas y que, algunas pueden estar incluso vacías. Relacionando el chip con la cancha de fútbol, este contendría 192 x 165 cubetas (resolución) y la lluvia equivaldría a los fotones recibidos desde el espacio. Ahora bien, para determinar en forma gráfica la manera en la que llovió en el terreno de juego, será necesario hacer un plano o levantamiento del campo en donde queden debidamente numeradas las cubetas y al irlas vaciando, se registrarán tanto el volumen de agua que contiene cada una como la posición dentro del campo de fútbol. En el caso del chip, cada fotón proveniente del espacio al chocar con un fotosito libera un electrón que permanece guardado en ese fotosito en forma de un paquete eléctrico, cuyo tamaño dependerá del número de electrones acumulados. Semejantes a las cubetas del ejemplo, cada fotosito es independiente por lo cual tendrán diferentes cargas eléctricas que, una vez amplificadas en el circuito electrónico, pasarán a un convertidor que cambiará la señal de analógica a digital esto es, la hará numérica para poder procesarla, por medio de un programa, en una computadora.
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Este tipo de procesamiento electrónico equivale al revelado y procesado de la película solamente que ahora, sentado cómodamente frente a la pantalla de una computadora, sin desperdiciar reactivos, sin ensuciarse los dedos y sin la posibilidad de velar la película ya que, si algo de lo que se realizó no nos gusta, podemos regresar a la primera imagen de la cual partimos. Las ventajas son muchas; con un equipo CCD es posible obtener imágenes estelares del orden de la 18" a 19" magnitud, empleando un telescopio de 20 cm de diámetro y desde nuestra querida y contaminada Ciudad de México, cosa que fotográficamente sería imposible debido tanto a la contaminación atmosférica como luminosa de nuestro cielo citadino.
2 minutos
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¿Cómo lograr esto? Simplemente "quitando" de la imagen tanto la luminosidad no deseada, como manipulando el contraste y dejando solamente las estrellas y objetos captados que se desean ya que habrá que recordar que la imagen está compuesta por números a los que se puede dar el valor conveniente. La revolución del CCD hace posible que el aficionado a la astronomía que viva en la ciudad y no cuente con un cielo oscuro pueda realizar estudios serios en astrometría, fotometría y también lograr imágenes de alta resolución tanto del sistema solar como del espacio profundo; de ahí mi invitación a incorporarse a este nuevo campo. Las siguientes imágenes se obtuvieron con un telescopio de 25 cm de abertura y un CCD Starlight Xpress. Las exposiciones se indican en cada imagen.
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MARTE A LA VISTA El planeta Marte, que ha estado nuevamente tanto en las páginas de los periódicos como en la mayoría de las revistas debido a la muy divulgada especulación sobre probable vida primitiva en su superficie hace varios miles de millones de años, hace su aparición en los planes de observación de quienes nos gusta la observación del cielo. Recordemos que aquí en México, el profesor Elpidio López y el Dr. Francisco Javier Escalante, ambos pilares de la Sociedad Astronómica de México A.C., realizaron un estudio de observación del planeta rojo, mismo que culminó con la publicación de un bien documentado libro. Como un reconocimiento a la labor del profesor Escalante, la Unión Astronómica Internacional puso su nombre a un cráter ubicado en el meridiano 2450 y el ecuador marciano.
El Universo Enero - Marzo 1997
En esta ocasión, el planeta se nos presenta en una de sus oposiciones mas alejadas dentro de su ciclo de 16 años. El día 20 de marzo el planeta se encontrará en la parte de su órbita mas cercana a la Tierra desde hace dos y medio años, cuando esté a 96.6 millones de kilómetros. Presentará un diámetro de 14.2 segundos de arco y estará brillando con una magnitud de -1 .3. El diámetro presentado en esta ocasión será superado hasta agosto 27 de 2003, cuando sea el máximo acercamiento del planeta a la Tierra. Con un telescopio de alta calidad de 15 ó 20 cm de diámetro en una noche excelente, es posible observar detalles como el casquete polar norte, las marcas oscuras de su superficie, las ocasionales nubes blancas, la niebla del limbo y tal vez alguna tormenta de arena.
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Tenemos ahora la gran fortuna de que Marte se encuentre en el límite entre la constelación de Leo y Virgo ya que nos permitirá tenerlo muy elevado sobre el horizonte.
COMO
OBSERVARLO
El planeta Marte nunca ha sido fácil de estudiar y en esta ocasión su diámetro pequeño lo hace mas difícil aún. El mejor telescopio será el de distancia focal mayor, un refractor de alta calidad o un Newtoniano con sus espejos de primera, perfectamente colimados. Por lo general, el factor limitante es la calidad atmosférica. El estudio de los planetas significa una gran dedicación cazando el mejor momento de la observación la cual se presenta como un parpadeo. Algo de considerar es que mientras mas observe mejor entrenado estará para ver detalles. Los filtros de colores resultan ser un factor de gran ayuda para la observación planetaria ya que mejoran el contraste de los detalles del planeta ayudando algunas veces a diagnosticar su naturaleza y a mejorar la visibilidad (principalmente el filtro rojo). Conforme nos movemos del rojo al azul del espectro, es posible ver mas de la atmósfera y de las nubes del planeta y menos de su superficie. Para lograr la mejor vista de detalles atmosféricos se recomienda usar el filtro Wratten 47 ó 47B.
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Un buen juego de filtros está formado por los siguientes: rojo o anaranjado (Wratten 25 ó 23A), verde (W58), azul-verde (W64), azul(W38A ó W80A) y violeta (W4 7). Los filtros W25 y el W47 son muy oscuros y se recomiendan solamente para grandes aperturas o para fotografía. Si su telescopio está entre los 7.5 y los 15 cm el filtro W15 puede ser el mejor. La técnica mas antigua resulta ser la mejor. Se trata de dibujar lo que ve. Dibujar enfoca su atención, lo cual hace que vea más detalles. El diámetro recomendado para hacer los dibujos es de 42 mm. Dibuje sobre la fase esperada del planeta. Use un lápiz y marque suavemente los detalles. Asegúrese de que realmente esté dibujando lo que observa. Puede suavizar el sombreado del lápiz usando la yema de su dedo meñique. Para indicar un detalle particularmente brillante use el sombreado una vez que lo haya delineado. Escriba la hora y la fecha tan pronto como haya dibujado las áreas mayores, después añada los detalles menores. Para determinar que lado Marte está viendo, encuentre longitud del meridiano central Marte mediante la tabla adjunta.
de la de
El Universo Enero - Marzo 1997
Para comparar en un mapa lo que ve en Marte, necesita saber que lado del planeta está observando. En otras palabras, la longitud del meridiano central del disco. La tabla que se adjunta indica la longitud del meridiano central a las 00:00 de Tiempo Universal cada día de febrero a abril.
MERIDIANO CENTRAL DE MARTE
Notará que Marte muestra casi la misma cara noche tras noche. Esto se debe a que el día marciano es solamente 40 minutos mas largo que. el terrestre. Para ver otras partes del planeta, deberá observar a distintas horas durante la noche, deje pasar una o dos semanas y notará la diferencia del lugar observado. DETALLES PARA OBSERVAR Detalles brillantes, tales como los grandes desiertos cubiertos de fina arena. Conforme sopla el viento, las áreas oscuras cambian de localización. Estos cambios son indicadores del viento marciano.
,
Este año, el polo norte marciano está ligeramente inclinado hacia la Tierra, dándonos una oportunidad de conocer detalles del mismo. Las nubes son otro detalle importante de observar y, por último, las tormentas de arena, debidas a los intensos vientos marcianos.
I
FECHA 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31
FEB 6 357 348 339 329 320 311 302 293 284 275 266 257 248 239 230 221 212 203 .194 186 177 168 159 150 141 132 124
MARZO 115 106 97 89 80 71 62 54 45 36 27 19 10 1 353 344 335 327 318 309 301 292 283 274 266 257 248 240 231 222 213
ABRIL 205 196 187 178 170 161 152 143 134 125 117 108 99 90 81 72 63 54 45 36 27 18 9
O 351 342 333 324 314 305
Observe los cambios repentinos de intensidad de algunos detalles brillantes así como las sombras oscuras del planeta.
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TERMINOS ASTRONOMICOS
o 08 asociaciones Asociaciones estelares de tipos espectrales 0-82. Por lo general se les reconoce solamente dentro de 3kpc alrededor del Sol. Oberón Satélite de Urano, Descubierto por Herschell en 1787. P 13.46 días (rotacional y orbital); e = 0.0007. Objetivo Lente principal en un telescopio refractor ó espejo primario en uno reflector. Objetivo (prisma) Prisma de ángulo pequeño que se coloca al frente de un telescopio para convertir la imagen puntual de una estrella en su espectro correspondiente. Oblicuidad Angulo entre el eje de rotación de un planeta y el polo de su órbita. Es la responsable de las estaciones del año. La oblicuidad de la Tierra decrece O" .4 7 por año (varía de 24°.5 a 22°.1, completándose un ciclo en 41,000 años). La oblicuidad de la eclíptica para la época 2000 es e = 23°26"21 ".448. Ocultación Corte de luz de un cuerpo luminoso causado por su paso detrás de otro. Oef estrellas Estrellas del tipo O cuyos espectros presentan dobles líneas de emisión en Hell 14686.
ING. FRANCISCO J. MANDUJANO O. OF estrellas Estrellas tipo O en las que se encuentran presentes a 114634-4641 de .N 111 Y 14686 de He 11. Poseen un espectro de absorción bien desarrollado lo que implica que, a diferencia de las estrellas Wolf-Rayet el mecanismo de excitación de las líneas de emisión es selectivo. Su espectro es variable y la intensidad de las líneas de emisión varía de forma irregular. Olbers paradoja Formulada en 1826 por el astrónomo alemán Heinrich Olbers: ¿Por qué el cielo es oscuro de noche? Sabemos que la intensidad de la luz disminuye en forma directamente proporcional al cuadrado de la distancia y también sabemos que la proporción de estrellas aumenta en relación directamente proporcional al cuadrado de la distancia, lo que cancelaría ambos planteamientos obteniéndose un cielo muy brillante, lo cual no vemos. Olbers consideró 1) espacio es euclidiano, 2) infinito y, 3) que es estático.
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O magnitud Magnitud derivada de la observación a 11 mm. Omega nebulosa (conocida también como del cisne, M 17, NGC 6618) Es una región H 11 brillante, localizada en Sagitarius. Se trata de una radio fuente doble y un fuerte emisor en el infrarrojo lejano.
Oersted Unidad de fuerza de un campo magnético. Equivale a 1000/4n amperes por metro. 16
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Oort nubes de Regiones H I extendiéndose de decenas a miles de UA del Sol, equilibradas gravitatoriamente. Se les atribuye ser la fuente de los cometas. Oort constantes (A y B) Parámetros que caracterizan la rotación diferencial de nuestra galaxia a la distancia del Sol desde el centro: A=15 km/seg kpc; B= -10 krn/s kpc. Opacidad Medida de la capacidad de un gas por absorber radiación. La opacidad de las estrellas aumenta al incrementarse la proporción de elementos pesados. Óptica (ventana) Rango comprendido entre 3200A y 7600A.
Óptico (par de estrellas Estrellas que aparentan estar cercanas entre sí por efecto de perspectiva. Orgeil meteorito Condrita carbonácea Tipo I que cayó en Francia en 1864 en la cual se encontraron aminoácidos. Origem de radio Gemini.
Círculo de gas de 60 pc ubicado entre Orión y
Orión A Radio fuente centrada en el trapecio. Orión B NGC 2024
3C145
Radio fuente continua
Orbital (elementos) Siete parámetros necesrios para establecer la órbita de un cuerpo celeste.
Orión (brazo de) Brazo de la Vía Láctea donde se ubica al Sol. Se encuentra entre el brazo de Perseus y el de Sagitarius. Mide 600 pc de extensión.
Orbital (velocidad) Velocidad requerida por un cuerpo para mantener una órbita circular alrededor de otro.
OMCI y OMC2 moleculares localizadas central de la nebulosa.
Oppenheimer-Vlkoff límite Límite superior de la masa de una estrella neutrónica (1.5 a 2.0 Mo). Más allá de este límite, las configuraciones son inestables.
Orión (nebulosa) Conocida también como M42, NGC 1976. Región H 11 situada a 460 pc. Región de formación reciente hace 20,000 años. Contiene estrellas jóvenes.
Oposición de un planeta planeta- Tierra-Sol de 180°.
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Nubes en el área
Angulo
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CONOCIENDO PRECES ION DE LOS EQUINOCCIOS ING. SANTIAGO DE LA MACORRA S.
El movrrruento de rotación de la Tierra se efectúa en torno a un eje inclinado de 23°27' respecto de la perpendicular al plano de la órbita, o sea, si se prefiere, con una inclinación de 66°33' respecto a este plano. A consecuencia de esta oblicuidad, la dirección del eje se conserva paralela a sí misma durante el movimiento de traslación, y el globo terrestre se va exponiendo, según diversas orientaciones, a la iluminación solar: de ello resultan las estaciones y las desigualdades en la duración de los días y de las noches para un lugar determinado. Decir que la inclinación del eje conserva una dirección paralela a sí misma, es por comodidad, para poder explicar de una manera simple el mecanismo de las estaciones, pero en realidad la orientación de dicho eje va modificándose de una manera constante, a causa de la combinación de diversos movimientos, cuya amplitud y duración son desiguales. El más importante de estos movimientos le hace describir un cono cuyo vértice sería el centro de la Tierra, trazando en el cielo una circunferencia de 23°27' de radio en torno al polo de la eclíptica, o, dicho de otro modo, al punto que en la esfera celeste fija la perpendicular al plano de la órbita.
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Este movimiento se compara al que describe un trompo, el cual, al mismo tiempo que gira sobre su eje apoyado en el plano sobre el que ha sido lanzado, se balancea de tal manera que su eje describe un cono cuyo vértice es la misma punta del trompo. El movimiento de precesión es una consecuencia de la forma del globo terrestre, que no es perfectamente esférico, sino que está achatado en los polos y ensanchado en el ecuador y debido a la disimetría en la atracción gravitatoria ejercidas por el Sol y la Luna sobre la Tierra, el eje de nuestro globo cambia constantemente de dirección en el espacio. Tal movimiento es de gran lentitud. En efecto, el tiempo, ligeramente variable según las épocas, empleado por el eje de la Tierra para describir su cono completo ha tenido los siguiente cambios: Fue de 26,000 años para el año 50 D.C., de 25,788 para 1900, de 25,782 para 1950 y será de 25,777 para el año 2,000. Esta variación se debe al desplazamiento anual del punto equinoccial sobre la órbita terrestre. Actualmente se alarga.
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Así, al mismo tiempo que el polo de rotación efectúa el trazado de su circunferencia aparente sobre la esfera celeste, los puntos equinocciales (el del primavera se ha elegido como origen de ciertas coordenadas) parecen retroceder respecto a las estrellas. El valor angular de este retroceso es de 50"26 anualmente. El movimiento de precesion la va acercando poco a poco al polo, pero jamás ocupará exactamente ese lugar. Su máximo acercamiento será en el año 2095 cuando esté a una distancia de 265'.
Principio
de la Precesión
de los equinoccios
Consideremos a hora el ángulo que, a causa de la inclinación del eje de rotación del Globo Terráqueo forma el plano de su ecuador con el de la eclíptica, ángulo que se llama oblicuidad de la eclíptica. Los dos puntos opuestos que sobre la esfera celeste señalan la intersección de estos dos planos, son los equinoccios, por los que el Sol parece pasar dos veces anualmente. A causa del movimiento cónico del eje, y puesto que el plano ecuatorial permanece de manera constante perpendicular a la dirección de éste, experimentan, pues, el correspondiente arrastre, que hace que su orientación gire respecto a la eclíptica en sentido contrario al movimiento de traslación de la Tierra.
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Dentro de ciento veinte siglos, será Vega (a de Lira) la estrella más brillante de nuestro cielo boreal, la que servirá de "polar", aunque podrá ser polar con cierta indulgencia pues en realidad su distancia al polo de rotación será entonces de cerca de 10 veces superior a la de la actual "Estrella Polar". Durante este largo ciclo, el polo celeste parece, por tanto, ocupar los puntos de la circunferencia trazada y por lo mismo, todas las estrellas por las cuales pasa esta circunferencia serán "polares" a su debido tiempo. El que una estrella sea calificada de "polar" no implica necesariamente que se encuentre en un polo celeste, sino que ocupa una posición lo bastante próxima a éste para que con un examen sencillo nos parezca prácticamente inmóvil, en comparación con todas las estrellas que efectúan una rotación en torno a ella. Tal es el caso de "Polaris" que está separada actualmente del polo verdadero por una distancia angular cercana a 0.75°.
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En el año 3,000 antes de J.C., el equinoccio de primavera, el Sol localizaba proyectado contra estrellas que forman la constelación Taurus.
en se las de
Hoy en día, se ve que el Sol aparece en el comienzo de la primavera en la reqron del cielo conocida como Pisces. El equinoccio de la primavera, Punto Vernal o Primer Punto de Aries (y) se produce cuando el Sol se encuentra en la intersección de dos círculos inventados por el hombre y que reciben el nombre de Ecuador Celeste y Eclíptica.
El prímero es la proyección del ecuador terrestre en el cielo y el segundo es el camino aparente que recorren el Sol, la Luna y los planetas. En los 5,000 años que han pasado, la posición del equinoccio de primavera se ha movido hacia el oeste, saliendo de la constelación de Tauro, pasando por Aries, encontrándose en el presente entre las constelaciones de Pisces y Acuarius. Esto es que en 5,000 años, el Sol se ha "movido" a través de tres constelaciones zodiacales. Hacer el recorrido total le llevaría, para esta época, 25.780. Por esto, el movimiento de precesión se llama también precesión de los equinoccios.
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El Universo Enero - Marzo 1997
CONSTELACIONES CONSTELACIONES DE INVIERNO Dr. Bulmaro Alvarado J. La estación invernal a la cual corresponde el presente número de El Universo es rica en estrellas brillantes, que facilitan la orientación de los nuevos aficionados en la bóveda celeste. La constelación dominante por su tamaño y esplendor es la del gigante Orión, con sus brillantes estrellas: Betelgeuse, Rigel y las tres que forman el llamado cinturón. Si prolongamos una línea desde el cinturón hacia el oriente, encontramos la constelación del Canis Major que ostenta la estrella mas brillante del cielo: Sirius. Del otro lado de Orión notamos el resplador rojizo de Aldebarán de la constelación del Toro, en el mismo lado resplandecen también las Pléyades, conocidas también como las siete cabrillas. En seguida, encontramos a Perseus, constelación en done se encuentra la estrella Algol, que es una estrella variable eclipsante. En seguida de Perseus encontramos dos constelaciones con nombres femeninos: Andrómeda, tendida a lo largo y Cassiopeia con su forma típica de W. La mas alta de las constelaciones del grupo de invierno es la de Auriga en la que se encuentra la brillante estrella Capella, una de las mas brillantes del cielo.
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La línea que une a Rigel y Betelgeuse en Orión apunta a Gemini cuyas estrellas mas importantes son Castor y Pollux. Si trazamos un arco entre Sirius y Pollux, este pasará por la estrella Procyon de Canis Minor y a un lado de la constelación de Cancer . Desde Rigel en Orión, podemos seguir los serpenteos del Río Eridanus y recorrerlos hasta encontrar la estrella Achernar. Si trazamos una línea al sur de Sirius, junto a la banda de la Vía Láctea, llegamos a las constelaciones que conforman el legendario navío Argos: Vela, Pupis y Carina, esta última con la estrella Canopus, segunda en brillo después de Sirius. Esta estrella ha sido usada como referencia para la navegación de vuelos espaciales. Pasemos a hora a describir brevemente los objetos más interesantes para el aficionado a la astronomía encontrados en estas constelaciones: Alfa Orionis Betelgeuse. Supergigante roja, pulsante, de configuración irregular, clase espectral M, cuya magnitud varía desde 0.2 hasta 1.2. Su luminosidad es de 14,000 veces la del Sol. Se trata de una estrella anaranjada distante 520 años luz (a.l.) de la Tierra. Su diámetro oscila entre 550 y 920 veces el diámetro del Sol y su masa es equivalente a 20 masas solares.
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Beta Orions Rigel. Supergigante blanca con un diámetro igual a 50 veces el del Sol. Es la séptima estrella del cielo por orden de brillo. Magnitud de 0.14. Distancia a la Tierra: 800 a.1. Luminosidad: 57,000 veces la del Sol. Posee una compañera separada 9.4" de magnitud 6.7.
Dseta Orionis - Alnitak. Estrella triple, con dos componentes próximos separados 2.6" (magnitudes de 1.9 y 5.5). El tercer componente se encuentra a 57.6" de distancia de su componente A. La distancia promedio del conjunto a la Tierra es de 1,600 a.l. M 42 - NGC 1976 Nebulosa de Orión. Complejo de gas interestelar, polvo y moléculas cuya distancia oscila entre 1,300 y 1,900 a.I., con un diámetro aproximado de 30 a.1. Es visible debido a la emisión procedente del grupo de estrellas conocido como "El Trapecio". Su masa total bastaría para la formación de 10,000 estrellas como el Sol, Sirius
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Arriba: Movimiento propio aparente de las estrellas Sirius A y B. El centro de gravedad (T) del sistema se mueve a lo largo de una línea recta. 22
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Canis Major: Alfa Canis Majoris - Sirius. La estrella mas brillante del firmamento. Su magnitud es de -1.45 Y su color, blanco. Es la quinta estrella mas cercana a nosotros y se encuentra a una distancia de 8.7 a.1. Su diámetro es 1 .8 veces el del Sol; su temperatura superficial de 10,000oK, 23 veces la luminosidad del Sol. Posee una compañera, Sirius B, cuya magnitud de 6.5 y su cercanía a Sirius A la hacen visible solamente con telescopios de gran diámetro. Es la mejor conocida de las enanas blancas. Bessel predijo su existencia a partir de las variaciones observadas en el movimiento propio de Sirius A en la década de 1833-1844. Eridani : Alfa Eridani-Achernar. Novena estrella en el firmamento por orden de brillo. Tiene una magnitud de 0.53. Se trata de una gigante azul muy caliente, cuya temperatura es de 14,000oK en superficie y su luminosidad equivale a 560 veces la del Sol. Se encuentra a una distancia de 120 a.1. de la Tierra. Epsilon Eridani. Una de las estrellas más cercanas al Sol. Su distancia es de solamente 10 a.l. Sus dimensiones, masa, clase espectral y luminosidad son semejantes a las del Sol, por lo que se le puso especial interés en la búsqueda de planetas. Omicron 2 Eridani (40 Eridanil. Estrella triple de interés excepcional que debido a la proximidad del sistema (16 años luz) proporciona la oportunidad de observar una enana blanca componente B con pequeños telescopios. El Universo Enero - Marzo 1997
Su diámetro es ligeramente superior al doble del diámetro terrestre, pero su masa es equivalente a la mitad de la del Sol. Presenta también interés el componente C enana roja de masa extremadamente pequeña, 0.2 masas solares. El sistema se mueve muy rápidamente a una velocidad de 4.08" por año. NGC 2237 + 2244. Cúmulo abierto y Nebulosa Roseta respectivamente. La nebulosa, que rodea al cúmulo, es muy difícil de ver, pero el cúmulo central puede distinguirse fácilmente con binoculares. El enjambre consta de estrellas calientes de clases espectrales O y B. En las fotografías, la nebulosa es una de las más bellas de contemplar. Tiene un diámetro de 55 a.l., y dista 2,600 a.l., con una masa equivalente a 11,000 masas solares. Beta de Monoceros. Estrella triple de muy agradable contemplación ya que puede verse a través de pequeños telescopios; Su distancia a la Tierra es de 200 años luz. M 1 - NGC 1952 - Nebulosa del Cangrejo. Es el resto de supernova mejor conocido y quizás el objeto celeste más notable de los conocidos. Puede verse como una tenue nube difusa alargada que mide 5' x 3'. En 1844 Lord Rosse observó los delgados filamentos que salen de la nebulosa como las patas de un cangrejo. Es fuente intensa de emisiones de rayos X y en su centro gira una estrella de neutrones que emite pulsaciones de 0.03309 segundos.
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M44 - NGC 2632 - Praesepe (la Colmena). Cúmulo abierto brillante, extenso, visible a simple vista. Puede observarse con binoculares o con pequeños telescopios. Su diámetro angular es mayor de 10 (dos Lunas). Contiene unas 200 estrellas cuy brillo oscila desde 6.3 hasta 14. Se encuentra a una distancia de 525 años luz de la Tierra y su diámetro real es de 40 años luz. NGC 2419. Cúmulo globular situado fuera de nuestra galaxia a 21,000 años luz del centro y 128,000 a.1. del Sol. El diámetro real del cúmulo es de 380 años luz y su luminosidad equivalente es de 175,000 veces la luminosidad del Sol. M67 NGC 2682. Cúmulo abierto, rico en estrellas, con diámetro aparente de 15 ". Contiene mas de 500 estrellas. Se encuentra a una distancia de 2,500 años luz. NGC 2477. Es el más rico de los numerosos cúmulos de estrellas de Puppis. Existen 300 estrellas dentro de un círculo de 20" de radio. Su distancia a la Tierra varía entre 3,000 y 9,000 a.l.
Auriga: M36 NGC 1960. Contiene aproximadamente 60 estrellas de magnitudes 9 a 14, distantes de nuestro planeta 1,400 a.1. M37 - NGC 2099. Cúmulo muy rico en estrellas y fácil de observar. Contiene 150 estrellas de magnitudes 9 a 12.5 Su distancia a la Tierra es de 4,600 a.l., y su diámetro es de 25 años luz. 25 a.1. 24
M35 NGC 2168. Cúmulo abierto de estrellas, brillante. En el límite de visibilidad a simple vista. Contiene 120 estrellas de magnitud 8 y otras más brillantes. Dista de la Tierra 2.200 años luz. Diámetro:30 años luz. NGC 2392 Nebulosa del Esquimal. Alrededor de la estrella central de magnitud 10.0 existe un anillo interior brillante separado por un vacío oscuro de otro anillo exterior. Su distancia a la Tierra es de 3,600 años luz. NGC 1232. Galaxia espiral (tipo Sc) con numerosos brazos espirales; tiene una magnitud de 10.7 y sus dimensiones angulares don 7.0' x 6.0". NGC 2264. Cúmulo abierto de estrellas ligado a NGC 2261 o Nebulosa Variable de Hubble. El cúmulo tiene 150 miembros y está a una distancia de 2,600 a.1. El miembro más brillante es la estrella S de Monoceros una gigante blanca muy caliente de clase espectral O con luminosidad 8,500 veces la del Sol. Beta de Monoceros. Estrella triple de muy agradable contemplación ya que puede verse a través de pequeños telescopios; Su distancia a la Tierra es de 200 años luz.
Perseus: Cúmulo Doble. NGC 884 y 869. Visible a simple vista. Cada uno tiene un diámetro de 70 años luz.
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OBSERVATORIOS Efemérides Enero - Marzo 1997 "LUIS G. LEON" PARQUE "FELIPE XICOTENCATL" COLONIA ALAMOS MEXICO D.F. LATITUD 19° 23' 55" N LONGITUD 6h 36m 34s W ALTITUD 2,246 msnm
"CERRO DE LAS ANIMAS" CERRO DE LAS ANIMAS CHAPA DE MOTA ESTADO DE MEXICO LATITUD 19°47"" 24" N LONGITUD 6h 38m 05 W ALTITUD 3,070 msnm
ENERO 18:00 Mercurio
en conjunción
inferior.
3
lVIáximo
de la lluvia
de
estrellas .. Cuadrántidas"
7
lVIediodía La Luna pasa 5° al norte de Venus
12
7:00 Mercurio norte
13
LA LLUVIA DE ESTRELLAS DEL AÑO NUEVO
pasa 3° al
de Venus
lVIedianoche
La lluvia de estrellas de las cuadrántidas, cuyo radiante se encuentra localizado entre las constelaciones de Draco, Bootes, Ursa Major y Hercules, tiene mucho que ofrecer.
La Luna pasa 2° al norte de Saturno
17
6:00 Neptuno
en conjunción
con el Sol
19
6:00 .Júpiter
en conjunción
con el Sol
23
lVIedianoche Mercurio elongación
24
en su máxima oeste
7:00 Urano
en conjunción
con el Sol
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Un observador situado en un cielo oscuro, podrá observar mas de 100 trazos por hora, antes del amanecer del día 3 de enero. Cada trazo corresponde a una partícula que se incendia en la atmósfera superior de la Tierra cuando incide en ésta a una velocidad de 40 kilómetros por segundo.
14:00 La Luna pasa 3° al sur
Es un buen momento de observar esta lluvia ya que, aunque la Luna estará en fase menguante, usted podrá colocarse de tal forma que la luz de la Luna no le moleste en la observación.
de Marte
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FEBRERO: SE INICIA LA OBSERVACION DE MARTE
FEBRERO 4:00 Venus pasa 10 al sur de Neptuno 2
23:00 Vesta en conjunción con el Sol
5
17:00 Venus pasa 0.30 al sur de .Júpiter. 21:00 La Luna pasa 50 al norte de Mercurio
6
1:00 La Luna pasa 40 al norte de Neptuno
7
7:00 Venus pasa 0.20 al sur de Urano. 13:00 Mercurio pasa 1-40 al sur de Neptuno
10
Mediodia La Luna pasa 1.80 al norte de Saturno
12
7:00 Mercurio pasa 1.00 al sur de Júpiter 17:00 Mercurio pasa 0.90 al sur de Urano
15
4 :00 La Luna pasa 0.60 al norte de Aldebarán
16
1:00 Júpiter pasa 0.20 al norte de Urano
24
18:00 La Luna pasa 30 al sur de Marte
26
El mes de marzo, el planeta Marte nos brinda la oportunidad de observarlo favorablemente. Dentro de su ciclo de 16 años entre cada oposición, en esta ocasión el planeta se encontrará en la oposición mas lejana. El día 20, el planeta se encontrará en la parte de su órbita mas cercana a la Tierra desde hace dos y medio años, cuando esté a 96.6 millones de kilómetros. Presentará un diámetro de 14.2 segundos de arco y estará brillando con una magnitud de -1.3. Aproveche que el día 23 hay eclipse de Luna, tendrá a Marte muy cerca de la Luna para fotografiarlos. Pero no tiene que esperar hasta marzo para observar a Marte. Comience a hacerlo desde principios del año y tendrá mucha experiencia para observar detalles de su superficie cuando alcance el máximo brillo. Observe los casquetes polares y vea si puede detectar cambios en su tamaño durante los próximos dos meses. Observe en el resto del planeta las marcas oscuras y dibuje lo que observa cada día. Los observadores experimentados sugieren usar como ayuda los filtros Wratten 21 anaranjado y el 23A de color rojo, para ganar contraste. Aunque necesitaremos esperar hasta el año 2003 para tener una gran oposición, Esta es una gran oportunidad de observar al planeta rojo, así que manos al telescopio. El Universo Enero - Marzo 1997
MARZO 5
13:00 La Luna pasa 4° al norte de Neptuno
6
2:00 La Luna pasa 5° al norte de Urano 7:00 La Luna pasa 5° al norte de Júpiter
10
11
2:00 La Luna pasa 1.4° al norte de Saturno 9:00 Mercurio en conjunción superior
14
12:00 La Luna pasa 0.5° al norte de Aldebarán
17
1 :00 Marte en oposición
20
7:00 Equinoccio Comienza la primavera en el hemisferio norte y el otoño en el hemisferio sur.
23
7:00 La Luna pasa 4° al sur de Marte. Medianoche Eclipse parcial de Luna
SUMÉRJASE EN LA SOMBRA Que mejor oportunidad para observar un eclipse de Luna que la que se nos presenta el mes de marzo. La noche del domingo 23 al lunes 24 de marzo habrá que desvelarse pues tendremos la oportunidad de ver hacia la media noche un eclipse de Luna casi total, ya que se ocultará en un 92 % visto desde el centro del Valle de México. Este fenómeno iniciará a las 19h 41 m cuando la luna roce el borde del disco producido por el cono de penumbra de la Tierra. Hacia las 20:58, la Luna comienza a internarse en la sombra, llega al máximo del eclipse a las 22:40 y sale de ésta a las 00:21 del día 24. El eclipse termina a las 01 :38. Prepare su equipo fotográfico ya que en esta noche podrá tomar fotografías tanto del eclipse con Marte a 4° y como por la madrugada del cometa Hale-Bopp. El viernes anterior al eclipse, tendremos una reunión en la Sociedad Astronómica para platicar sobre la observación y fotografía del evento.
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MAPA ESTELAR DEL TRIMESTRE
El cielo del primer trimestre. Corresponde a la media noche de cada mes para la latitud de 20°. En el meridiano: Ascención Recta: 8 h para enero a las O h; para febrero a las 22 h Y para marzo a las 20h. De frente, al norte, se observa que Ursa Majar se ha elevado; sus estrellas alfa y beta conocidas como "los apuntadores" se alinean hacia Polaris (alfa de Ursa Minar). Al NNW se observa a Casiopeia y más arriba está Perseus; más alto, hacia el cenit, se encuentran Capella del Cochero y Castor y Pollux de Gemini. Hacia el sur se observa el navío Argos con su brillante estrella Canopus. Desde Sirius, hacia el oriente se observa al gigante Orión con sus brillantes estrellas: Betelgeuse y Rigel. En dirección del cinto hacia el oeste se observa Aldebarán de Taurus y el cúmulo abierto de las Pléyades.
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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.