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II Época Nº 124

España: 5,00 € / Portugal: 6,25 €

FÍSICA SOLAR

Bruno Sánchez-Andrade y Klaus Puschmann

EL CIELO ESTÁ EN TU BARRIO Salvador Bará

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ALINEACIÓN CUÑAS ECUATORIALES José Manuel López


CONSEJO CIENTÍFICO ASESOR Presidente de Honor

S.A.R. El Príncipe de Asturias Miembros

José Cernicharo Profesor de Investigación del C.S.I.C., en el Centro de Astrobiología

Valeriano Claros Ingeniero de Telecomunicación. Departamento de Programas Espaciales y Ciencias del Espacio, Instituto Nacional de Técnica Aeroespacial

Jesús Martín Pintado Profesor de Investigación, C.S.I.C. Instituto de Estructura de la Materia (Astrofísica Molecular e Infrarroja)

Mariano Moles Profesor de Investigación, C.S.I.C. Instituto de Astrofísica de Andalucía

Arcadio Poveda Instituto de Astronomía de la UNAM, México

José María Quintana Profesor de Investigación, C.S.I.C. Instituto de Astrofísica de Andalucía

Teodoro Roca Instituto de Astrofísica de Canarias

Luis Ruiz de Gopégui Ex-Director de Estaciones Espaciales INTA - NASA

Jorge Sahade Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas, Instituto Argentino de Radioastronomía, Argentina

Agustín Sánchez Lavega Catedrático de Física Aplicada Universidad del País Vasco (Bilbao)

EN DEFENSA DEL CIELO OSCURO El pasado mes de agosto, en la clausura de la XXVII Asamblea General de la Unión Astronómica Internacional (UAI) celebrada en Rio de Janeiro, Brasil, y en la Resolución B5 -in Defence of the Night Sky and the Right to Starlight-, aprobada por unanimidad, se han ratificado los principios de la llamada «Declaración Starlight», adoptada en abril de 2007 durante la Conferencia Starlight en la isla canaria de La Palma (ver AstronomíA 96, junio 07, páginas 78-84). Creo que merece la pena destacar los cinco puntos de dicha resolución: «1. Un cielo nocturno sin contaminar que permita el disfrute y la contemplación del firmamento debería ser considerado un derecho ambiental y sociocultural fundamental. Igualmente, la progresiva degradación del cielo nocturno debería ser considerada como una pérdida esencial. 2. El control tanto de la iluminación intrusiva como del aumento del brillo nocturno deberían ser un elemento básico para las políticas de conservación de la naturaleza, ya que éstos tienen impactos adversos en los humanos, vida salvaje, hábitats, ecosistemas y paisajes. 3. El turismo responsable, en sus muchas formas, debería ser promovido para incluir el cielo nocturno como un recurso para proteger y valorar en todos los destinos. 4. Se encarece a los miembros de la UAI a tomar todas las medidas necesarias que involucren a las partes relacionadas con la protección del paisaje nocturno para que UN CIELO NOCTURNO aumenten la concienciación pública –ya sea a SIN CONTAMINAR ES UN nivel local, regional, nacional o internacional–, sobre los contenidos y objetivos de la ConfeDERECHO FUNDAMENTAL rencia Internacional en Defensa de la Calidad del Cielo Nocturno y el Derecho a Observar las Estrellas (www.starlight2007.net) , en particular la importancia educativa, científica, cultural, de ocio y bienestar de preservar un acceso a un cielo nocturno libre de contaminación para toda la humanidad. 5. La protección de la calidad astronómica de áreas adecuadas para la observación científica del Universo debería ser tenida en cuenta en el desarrollo y evaluación de las políticas científicas y medioambientales tanto nacionales como internacionales, con un debido respeto a los valores locales culturales y naturales.» Pienso que todos los que en mayor o menos medida tratamos de luchar contra la contaminación lumínica, el mayor de los riesgos para el cielo estrellado, somos conscientes de la importancia del espaldarazo de la Resolución de la UAI en la larga guerra contra el derroche injustificado de iluminación nocturna que se da en la sociedad moderna y que, por desgracia, no para de aumentar. No obstante, eppur si muove, y las cada vez más numerosas actividades de concienciación que se llevan a cabo en nuestro país van calando poco a poco con leyes y normativas que, esperamos, irán dando sus frutos.

Teodoro Vives Ex-director español del Centro Astronómico Hispano - Alemán de Calar Alto

Ángel Gómez Roldán agomez@equiposirius.com

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II ÉPOCA Nº 124 OCTUBRE 2009

EN PORTADA: ¿Qué es lo que sabemos y no de nuestra estrella, el Sol? El artículo de portada de este mes nos acercará al estado actual de la Física Solar, una de las disciplinas astronómicas más interesantes. La imagen corresponde a una enorme protuberancia eruptiva fotografiada por el satélite SOHO el 15 de mayo de 2001. (Cortesía SOHO –ESA/NASA–)

EDITORIAL ÚLTIMAS NOTICIAS PERITO EN LUNAS LA TRIBUNA FÍSICA SOLAR EN 2009 HISTORIA TELESCOPIO III ASTROBIOLOGÍA AGENDA CUERPOS MENORES ASOCIACIONES ESTRELLAS DOBLES

FÍSICA SOLAR EN 2009 BRUNO SÁNCHEZ-ANDRADE NUÑO Y KLAUS PUSCHMANN

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Todos los días el Sol sale por el Este y se pone por el Oeste, iluminando nuestros días y nuestras vidas. Este astro celeste ha estado siempre rodeado de misterios y mitos. Aún cuando ya lo hemos relegado de la esfera de los dioses, estamos todavía lejos de poder decir que entendemos su funcionamiento. 2009, Año Internacional de la Astronomía, celebra éstas y otras maravillas del firmamento. El estudio del Sol, nuestra estrella más cercana, sirve como perfecto paradigma de cómo la ciencia actual es capaz de acercarse aún más al Universo. Hoy en día, la bella complejidad e intrincada estructura del Sol empieza a estar al alcance de nuestros telescopios y teorías físicas. Este artículo versa sobre el estado actual de la Física solar, poniendo de relieve el trascendental y apasionante momento que vive esta disciplina.

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ALINEACIÓN ECUATORIAL

JOSÉ MANUEL LÓPEZ ARLAN

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ASTRONOMÍA URBANA DESTINOS ASTRONÓMICOS AIA - IYA 2009 EL CIELO EN TU BARIO ALINEACIÓN CUÑAS ECUATORIALES ASTROFOTOGRAFÍA: ESPECIAL ECLIPSE CUENTA ATRÁS PARADOJAS PRÓXIMO NÚMERO

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HISTORIA DEL TELESCOPIO III Francisco Gálvez

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ASTROBIOLOGÍA Alberto G. González Fairén

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N CUÑAS LES

NDIS Los buscadores polares para cuñas ecuatoriales están diseñados para ser utilizados antes de montar el telescopio sobre ellas, por lo que se usan para la alineación tosca. Sin embargo construyendo una plataforma de soporte regulable para el buscador podremos no sólo usarlo con el telescopio montado, sino también lograr de entrada una alineación precisa, utilizable para astrofotografía por si sola o con pequeñas correcciones. El objetivo es conseguir con el buscador polar una alineación real, que tenga en cuenta los desplazamientos de la cuña producidos al montar el telescopio y los errores de ortogonalidad de la montura.

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EL CIELO EN TU BARRIO Salvador Bará

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ASTROFOTOGRAFÍA: Especial eclipse

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ÚLTIMAS NOTICIAS SECCIÓN COORDINADA POR X. DOSITEO VEIGA CON LA COLABORACÍON DE Á NEBULOSAS SÚPER-PLANETARIAS, NUEVOS OBJETOS CÓSMICOS Científicos de Australia y Estados Unidos han descubierto un nuevo

tipo de objetos astronómicos que han resuelto en denominar «nebulosas súper-planetarias». Las nebulosas planetarias son objetos que, vistos desde la Tierra, recuerdan a una suerte de discos de

materia que estuvieran formando un sistema planetario. En realidad son lo contrario, capas de gas y materia resultado de la explosión de una estrella del tamaño de tipo solar o algo menor, cerca del

final de su existencia. Los investigadores han estado examinando con radiotelescopios quince nebulosas planetarias ya conocidas en las galaxias vecinas de las Nubes de Magallanes. Han encon-

La nebulosa planetaria de radio más brillante, JD04, en una fotografía visual del telescopio de 0,6 m del Observatorio de Cerro Tololo Curtis Schmidt. El recuadro ampliado muestra una porción de esta fotografía en radio, gracias al Australia Telescope Compact Array. (Montaje de E. Crawford y S. Griffith. Imagen óptica del equipo Magellanic Cloud Emission Line Survey –MCELS–) 8


ÁNGEL GÓMEZ ROLDÁN trado que estas nebulosas son unas fuentes de radio muy intensas. Estas nebulosas parecen haber tenido su origen en estrellas más masivas que nuestro Sol. «Ha sido una sorpresa para nosotros», afirma M. Filipovic, investigador principal perteneciente a la Universidad Sidney Western. «Nadie esperaba encontrar fuentes de radio en estos objetos. Hemos esperado tres años para publicar nuestros datos hasta estar seguros al 100 %

de que realmente eran nebulosas planetarias.» Las nuevas nebulosas súper-planetarias serían creadas a partir de estrellas progenitoras de hasta ocho veces la masa del Sol, mientras que el material nebular sería como mucho de unas 2,6 veces la masa del Sol. LAS SONDAS ROBÓTICAS MARCIANAS SIGUEN DANDO NOTICIAS La Spirit, aún a la espera de intentar nuevas maniobras para liberarse

del banco de arena en el que está atrapada, acaba de cumplir 2.000 soles (estaban previstos sólo 90 soles o días marcianos) el pasado mes de agosto. Su gemela, la Opportunity, se ha detenido en su viaje para examinar una extraña roca que ha resultado ser un meteorito de unos 76 cm de tamaño, el más grande detectado hasta ahora en el planeta. Ha recibido la denominación de «Isla Bloque». De color negro, destaca sobre la superficie rojiza sobre la que se asienta. Este hallazgo ha permitido

produndizar en el pasado de Marte. El meteorito parece demasiado grande para no haberse desintegrado al impactar en el suelo, por lo que se cree que la antigua atmósfera marciana era más gruesa. Un examen más cercano que incluye usar el microscopio permite descubrir pequeñas variaciones superficiales del material de la roca, lo que ayudará a conocer detalles climáticos de Marte. El hecho de estar sobre una planicie y no en un cráter, parece obedecer a diversos procesos geológicos

Fotografía en falso color de «Isla Bloque», compuesta a partir de las imágenes individuales de la cámara Pancam en filtros rojo, verde y azul. Se ha exagerado el color para potenciar la visibilidad de las diferencias entre los varios tipos de materiales del meteorito. (NASA/JPL-Caltech/Universidad de Cornell)

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ÚLTIMAS NOTICIAS - ÚLTIMAS NOTICIAS - ÚLTIMAS NOTICIAS (vientos y tormentas). El examen del meteorito ha incluído espectrometría y rayos X, concluyendo que está compuesto de hierro y níquel. «O Marte tiene reservas ocultas de hielo carbónico que puedan aportar grandes cantidades de dióxido de carbono a la atmósfera durante periodos templados de los ciclos climáticos más recientes, o la «Isla Bloque» cayó hace miles de millones de años», afirma Matt Golombek del Laboratorio de Propulsión a Chorro de la NASA en Pasadena (California). LAS GALAXIAS PRECISAN DE UN RECUENTO DE LAS ESTRELLAS Hasta ahora se creía que las estrellas en las

galaxias existían en una proporción constante, referida a sus masas. Así, en una galaxia común habría una estrella gigante (de unas quinientas veces la masa del Sol) por veinte estrellas mas pequeñas. De esta idea se extraía una ecuación denominada «función de masa estelar inicial». Realizando el recuento de las estrellas más brillantes de una galaxia se estimaba el número de estrellas que poseía. Las nuevas medidas indican que por cada estrella masiva hay, en realidad, dos mil estrellas más pequeñas, como si las estrellas más masivas enmascarasen con su brillo la presencia de estrellas más modestas. «Algunas de las típicas suposiciones que hacíamos no parecen

funcionar, al menos de forma constante», comenta Gerhardt Meurer, científico de la Universidad Johns Hopkins e investigador principal. Los investigadores se han servido de fotografías ultravioletas del telescopio espacial Galaxy Evolution Explorer (GALEX), filtrando con mucho cuidado las imágenes en luz roja de los telescopios del Observatorio Inter-Americano de Cerro Tololo en Chile. Observaron que muchas galaxias no forman muchas estrellas masivas, más bien poseen una gran cantidad de compañeras de pequeña masa. Las imágenes ultravioletas son sensibles a estrellas un poco más pequeñas que tres veces el Sol, mientras que las

imágenes ópticas filtradas sólo son sensibles a las estrellas más grandes de veinte o más veces la masa solar. CYGNUS X-1, AÚN DANDO QUE HABLAR Cygnus X-1 ha sido uno de los objetos más estudiados desde su descubrimiento hace 45 años. Una de las fuentes de rayos X más intensas conocidas, ha sido además el primer agujero negro reconocido como tal. El sistema está formado por un agujero negro con una masa diez veces la solar, con una estrella azul súper gigante de veinte veces la masa solar orbitando de forma muy próxima. Veloces vientos estelares de la súper gigante se dirigen al agujero negro,

La fotografía de la izquierda (galaxia espiral NGC 1566) fue obtenida por el GALEX en ultravioleta y la de la derecha (galaxia NGC 6902), en óptico desde el Observatorio de Cerro Tololo. La parte de las galaxias que es rica en estrellas masivas (estrellas tipo O) se muestra en blanco o rosa. Las zonas dominadas por las estrellas más pequeñas (tipo B), se muestran azules. (NASA/JPL-Caltech/JHU) 10


- ÚLTIMAS NOTICIAS - ÚLTIMAS NOTICIAS - ÚLTIMAS NOTICIAS A sólo 6.000 años luz de la Tierra, Cygnus X-1 ha sido profusamente estudiado por los astrónomos. (NASA/ CXC/SAO)

(Abajo): Recreación artística del aerogel (zonas verdes) que atrapó las partículas del cometa. Los impactos son las marcas verdosas con forma de lágrima. Las partículas se representan por puntos en el extremo de estas lágrimas. (NASA/JPL)

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formando un disco en espiral hacia su interior. Este gas atrapado genera una energía que se libera en forma de emisión de rayos X. Estos vientos estelares que alimentan a Cygnus X-1 han sido objeto de estudio de los observatorios espaciales Chandra de la NASA y XMM-Newton de la ESA, con el fin de detectar su tasa de giro. Se ha descubierto que gira lentamente, lo que podría indicar que se ha formado algún tipo inusual de supernova que evita, de alguna forma, que el agujero negro recientemente creado adquiera la misma rotación que otros agujeros negros estelares. DESCUBIERTOS AMINOÁCIDOS EN UN COMETA Científicos de la NASA han descubierto uno de los bloques fundamentales de la vida, la glicina, en muestras del cometa Wild 2 que han sido traídas por la sonda espacial Stardust. «La glicina es un aminoácido usado por los organismos vivos para fabricar proteínas, siendo la primerra vez que un aminoácido se encuentra en un cometa. Nuestro descubrimiento apoya la teoría de que algunos de los ingredientes de la vida se formaron en el espacio y fueron liberados en la Tierra durante mucho tempo por impactos de meteoritos y cometas», afirma Jamie Elsila del Centro de Vuelos Espaciales Goddard de la NASA. 11


ÚLTIMAS NOTICIAS - ÚLTIMAS NOTICIAS - ÚLTIMAS NOTICIAS Las proteínas son las moleculas más importantes de la vida, usadas en todo tipo de estructuras como el pelo o las encimas. Millones de proteínas diferentes son creadas por sólo veinte aminoácidos. La sonda Stardust atravesó el denso gas y polvo que rodeaba el núcleo helado del cometa Wild 2 el 2 de enero de 2004. Recogió muestras del material en una rejilla con un aerogel especial, trayéndolo a la Tierra dos años después. Desde entonces, los científicos han estado ocupados en su análisis, tratando de desentrañar los misterios de la formación de nuestro Sistema Solar. IMPRESIONANTES IMÁGENES DEL NUEVO HUBBLE El pasado mes de septiembre se hiceron públicas algunas de las primeras imágenes obtenidas con los nuevos instrumentos del Telescopio Espacial Hubble. La imagen adunta nos muestra sólo un ejemplo de las capacidades de uno de estos instrumentos, en concreto, la cámara de gran campo 3 (WFC 3). Arriba a la izquierda podemos ver en exquisito detalle las estructuras en forma de alas de mariposa de los gases de la nebulosa planetaria NGC 3602 en Scorpius. A su derecha, una toma del 12

Algunas de las nuevas imágenes del Hubble. Para más detalles, ver texto. (NASA, ESA y el Hubble SM4 ERO Team)

Quinteto de Stephan, un conocido grupito de galaxias –compárese con la imagen de la sección En el Foco de las páginas 22 y 23 de esta misma revista–. Abajo a la izquierda, un increible

despliegue de color estelar en el centro del cúmulo globular Omega Centauri, y por último, a su derecha, un pilar gaseoso perteneciente a la nebulosa de Carina, una activa región de formación

de estrellas en nuestra Galaxia. A medida que vayan saliendo a la luz las nuevas tomas del rejuvenecido Hubble, daremos buena cuenta de ellas en la revista.


- ÚLTIMAS NOTICIAS - ÚLTIMAS NOTICIAS - ÚLTIMAS NOTICIAS BREVES • El nuevo telescopio espacial Kepler de la NASA ha detectado la atmósfera de un planeta gigante gaseoso, ya conocido. Este descubrimiento demuestra la estraordinaria capacidad científica del telescopio, que apenas ha empezado sus investigaciones. Las observaciones se han realizado en el planeta HAT-P-7 mediante el método de tránsito estelar, cuando el planeta oscurece mínimamente la estrella que orbita, a unos 1.000 años luz de la Tierra. • Imágenes de los telescopios espaciales Chandra y Spitzer revelan que las estrellas masivas pueden disparar la tasa de formación estelar, más a menudo de lo que se pensaba hasta ahora. Las observaciones se han centrado en Cepheus B, una nube de hidrógeno molecular que se encuentra relativamente cerca, a unos 2.400 años luz. • La ESA investiga nuevos métodos para cartografiar los bosques tropicales desde el espacio. Estos bosques juegan un papel crucial en el ciclo del carbono terrestre, al absorberlo de la atmósfera y almacenarlo como biomasa. Su estudio desde el espacio es todo un reto técnico, pero la respuesta puede estar en el uso de radares aerotransportados. • La estrella súper gigante roja Betelgeuse, en la constelación de Orión, está perdiendo masa. Las imágenes tomadas desde el VLT del ESO son las más detalladas de esta cercana estrella. En ellas se observan claramente penachos de gas saliendo de la estrella hacia el espacio. Es una de las estrellas más brillantes en el cielo terrestre, con un tamaño equivalente al de mil soles. • El Observatorio de Ondas Gravitatorias por Intereferometría Láser (LIGO) concluye sus investigaciones sin detectar estas ondas predichas por la Relatividad General de Einstein, tal y como se espe- Fotografía compuesta a partir de imágenes raba. Además de un en rayos X e infrarrojos. La estrella masiva fondo de microondas HD 217086, en el exterior de la nube ya detectado, se cree molecular, comprime ésta favoreciendo así que el Big Bang creó la aparición de nuevas estrellas. (Rayos-X: una avalancha de NASA/CXC/PSU/K. Getman et al.; Infraondas gravitatorias, rrojo: NASA/JPL-Caltech/CfA/J. Wang como arrugas en la et al.) geometría del espacio-tiempo, que transportarían información precisa de cómo era el Universo justo tras la explosión. El experimento que ahora termina no ha encontrado esas ondas, pero ha acotado con mucha precisión la frecuencia muy baja y longitud de onda enorme que deben tener. Fotografía de Betelgeuse obtenida con el instrumento de óptica adaptativa NACO en el VLT del ESO. La resolución es tan fina como 37 milisegundos de arco, algo así como observar una pelota de tenis en la Estación Espacial Internacional desde el suelo. (ESO y P. Kervella)

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RAFAEL FERRANDO DESCUBRE UNA NOVA En el mes de agosto nos sorprendió el descubrimiento hecho por el infatigable Rafael Ferrando, desde su observatorio de Segorbe, en Castellón. Esta vez fue una nova en la galaxia M 31 de Andrómeda, detectada la noche del 15 en una de tantas fotografías que analiza diariamente en busca de novedades celestes. Provisionalmente se le dio el nombre de M31 2009-08d al que pocos días después se le cambió la última letra, d, por b. En el lapso de unas horas después del descubrimiento, la existencia de la nova fue confirmada por varios observatorios del mundo entre otros por el telescopio William Herschel de 4,2 metros de La Palma. Con este mismo telescopio se tomó el espectro que confirmó la naturaleza de nova del objeto. Ni novas, ni supernovas, ni asteroides (más de 450 descubiertos), nada escapa al penetrante ojo de este valenciano explorador del cielo quien tiene el orgullo de haber sido el primer descubridor de un NEO en España. Felicitaciones a Rafael por su nuevo hallazgo.

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Nova descubierta por Rafael Ferrando, desde Segorbe, Castellón, en la galaxia M 31 de Andrómeda. La foto de la galaxia fue cedida por Gustavo Muler y en ella se ha sobrepuesto una de las imágenes del descubridor.

FIESTA DE LAS ESTRELLAS EN OURENSE El pasado 17 de agosto, con la excusa de la lluvia de meteoros de las Perseidas, las concejalías de Cultura y Xuventude del Concello de Ourense elaboraron un completo programa de actividades de inspiración astronómica. En uno de los parques más céntricos de la ciudad, la Alameda, se colgaron varios paneles de astrofotografía con información obra de los miembros de la Asociación para la Divulgación Científica Ourense Astronómico. En el crepúsculo, la Banda Municipal de Ourense dio un concierto estelar. Desde bandas sonoras de películas como La Guerra

de las Galaxias, E.T. El Extraterrestre o Supermán, hasta música clásica como varios movimientos de Los Planetas de Holst. Al terminar de tocar la banda se produjo un apagado de la iluminación pública para favorecer la observación del cielo estrellado. Hasta diez telescopios provenientes de toda Galicia permitieron a los asistentes, unas 600 personas, observar Júpiter y sus satélites galileanos, la doble de Albireo, el cúmulo globular de Hércules... Todo ello posible gracias a la asistencia de los compañeros de Astronomía na Beirarrúa-USC (Santiago de Compostela), A. Astronómica Rías Baixas (Vigo), y Cielo Barbanza (A Coruña).

«DESCUBRE EL UNIVERSO» EN A POBRA DO CARAMIÑAL (A CORUÑA) Este año las asociaciones gallegas de aficionados están iniciando un trabajo muy interesante en red. Las observaciones públicas locales reciben el apoyo y la presencia del resto de asociaciones. De esta forma se aumenta el número de telescopios disponibles, se diseñan futuros proyectos y comparten conocimientos. El tercero de estos encuentros correspondió a la Asociación Cielo Barbanza en colaboración con el Concello da Pobra de Caramiñal y la empresa Actemsa. Un completo día de actividades el pasado 29 de agosto, incluyendo observación solar (PST Coronado


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Momento de la observación solar con un PST Coronado, durante la actividad «Descubre el Universo» en A Pobra do Caramiñal, A Coruña. (Foto X. Dosi Veiga)

y filtros Baader), lanzamiento de cohetes de agua, charla pública y observación nocturna con la presencia de 18 telescopios. Esta vez se acercaron socios de A. Astronómica Rías Baixas y Astrovigo (Ponteve-

dra), Agrupación Astronómica Ío (A Coruña), Asociación para a Divulgación Científica Ourense Astronómico, Astronomía na Beirarrúa-USC y Clube Vega (Santiago de Compostela). Según los cálculos de la organización, unas mil personas de todas las edades gozaron de las maravillas celestes hasta las 2 de la mañana cuando se empezaron a recoger los telescopios. El apagado de la iluminación pública del paseo marítimo permitió observar el cuarto creciente lunar, Júpiter, la doble de Albireo, la Galaxia de Andrómeda y muchos objetos más.

COLABORACIÓN PRO-AM EN INVESTIGACIÓN ASTRONÓMICA Una de las reuniones más importantes del Año Internacional de la Astronomía será este congreso sobre colaboración entre profesionales y aficionados en investigación astronómica, que tendrá lugar en el salón de actos del Rectorado de la Universidad de Córdoba el fin de semana del 20, 21 y 22 de noviembre de 2009, organizado por la Sociedad Española de Astronomía en colaboración con la Universidad de Córdoba, el Instituto de Astrofísica de Canarias, el Instituto de Astrofísica de Andalucía, Consolider-Ingenio GTC y el Ministerio de Ciencia e Innovación. El objetivo principal de este congreso es reunir por primera vez a astrónomos profesionales y no profesionales españoles para conocer el potencial observacional de los astrónomos amateur de nuestro país y ofrecer la oportunidad de su participación en proyectos de investigación científica competitivos en colaboración con astrónomos profesionales (colaboración Pro-Am). En este contexto, se plantean abordar los siguientes objetivos: - Confeccionar un listado de telescopios e instrumental de la comunidad de astrónomos amateur idóneo para el desarrollo de proyectos de investigación científica competitivos. - Actualizar las líneas de investigación prioritarias en las que la participación de astrónomos no profesionales puedan tener mayor impacto y encontrar aquellas que sean de interés para ambas comunidades. - Crear un protocolo de comunicación entre ambos colectivos que permita un rápido contacto entre ambas para la realización de proyectos de investigación conjuntos. El programa del congreso estará compuesto por una serie de ponencias invitadas que serán impartidas por una selección de astrónomos profesionales y amateur que han demostrado un papel relevante en la colaboración Pro-Am en nuestro país. Esta lista incluye expertos y observadores que han destacado recientemente en las diversas líneas que se debatirán durante el congreso, entre las que destacan: Arqueología galáctica, NEOS, objetos trans-neptunianos, meteoros y bólidos, estrellas variables cataclísmicas, actividad de tipo cometario en asteroides, brotes de rayos gamma y seguimiento de atmósferas planetarias. La lista también incluye al director del Instituto de Astrofísica de Canarias, al presidente de la Sociedad Española de Astronomía y al director del Centro Hispano-Alemán de Calar Alto. Más información sobre presentación de ponencias, pósteres e inscripciones en la página web del congreso en www.iac. es/congreso/proam, o en el correo-e proam@sea.am.ub.es. Las plazas son limitadas. II Época / Nº 124

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ÚLTIMAS NOTICIAS - ÚLTIMAS NOTICIAS - ÚLTIMAS NOTICIAS DESDE EL OBSERVATORIO EUROPEO AUSTRAL

OBSERVANDO EL NACIMIENTO DE SOLES Y SISTEMAS SOLARES Una mirada al interior de la nube cósmica conocida como RCW 38 nos permite comprobar que está atestada de estrellas y sistemas planetarios. Ahí, las estrellas jóvenes bombardean los incipientes soles y planetas con poderosos vientos de luz ardiente, ayudadas en esta tarea por estrellas masivas de corta vida que explosionan como supernovas. En algunos casos, estos violentos ataques crean la materia que puede formar nuevos sistemas solares. Algunos científicos creen que nuestro propio Sistema Solar salió de semejante entorno. El denso cúmulo de estrellas RCW 38 se encuentra a 5.500 años luz en la constelación de Vela. Al igual que el de la Nebulosa de Orión, es un «cúmulo empotrado», de modo que la nube primigenia de polvo y gas aún envuelve sus estrellas. Los astrónomos han determinado que la mayor parte de las estrellas, incluyendo las de poca masa, se originan en estos lugares llenos de materia. «Observando cúmulos estelares como RCW 38, podemos aprender muchas cosas sobre los orígenes de nuestro Sistema Solar y otros, así como de esas estrellas y planetas que se están formando», comenta Kim DeRose, autor principal de este nuevo estudio. Han dirigido sus esfuerzos a una pequeña área en el centro del cúmulo, alrededor de la estrella masiva IRS2, mediante el instrumento de óptica adaptativa NACO del telescopio VLT del ESO.

Imagen compuesta a partir de datos del infrarrojo cercano con tres filtros (J, H y K), abarcando un campo de un minuto de arco aproximadamente. Se observa en el centro la brillante estrella masiva IRS2 y la parte central del cúmulo estelar RCW 38. (ESO)

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- ÚLTIMAS NOTICIAS - ÚLTIMAS NOTICIAS - ÚLTIMAS NOTICIAS UNA VENTANA PARA EL TELESCOPIO ESPACIAL

GALAXIAS HIPERACTIVAS EN EL UNIVERSO TEMPRANO Los astrónomos han conseguido medir la velocidad de las estrellas en galaxias primitivas. La sorpresa ha sido calcular que estas estrellas giran a una velocidad de 1,6 millones de kilómetros por hora, aproximadamente el doble de la velocidad del Sol en la Vía Láctea. Lo más extraño, que el tamaño de estas galaxias es sólo una fracción de la nuestra. Tras mil millones de años de evolución darán lugar a las galaxias tal y como las conocemos hoy en día. «Esta galaxia es muy pequeña, pero las estrellas se mueven a toda velocidad por ella como si estuvieran en una galaxia gigante que encontraríamos cercana a nosotros y no tan lejos en el tiempo», comenta acerca de la galaxia estudiada Pieter van Dokkum, de la Universidad de Yale e investigador principal del proyecto. Todavía no se comprende cómo galaxias como éstas, de once mil millones de edad y pertenecientes a los primeros momentos del Universo, tan pequeñas y masivas, han evolucionado para llegar a la tipología de galaxias actual. Se usaron datos recolectados por el Telescopio Espacial Hubble hace dos años y observaciones realizadas desde el telescopio de 8 metros Gemini Sur, en Chile. En este telescopio han sido precisas 29 horas de observación mediante espectroscopia en infrarrojo cercano para detectar esta tenue galaxia, catalogada como 1255-0.

La ilustración permite comparar el tamaño de la Vía Láctea, a la izquierda, con el de una galaxia compacta del Universo temprano. (NASA, ESA y A. Feild –STScI–)

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p e r i to e n l u n a s @te l e fo n i c a . n e t

Oh tú, perito en lunas: que yo sepa qué luna es de mejor sabor y cepa. Miguel Hernández (1933)

¿Qué procesos se siguen para diseñar las órbitas de los ingenios que se mandan al espacio? Pregunta formulada por Rodolfo Herrera Baca, Alpedrete (Madrid)

Al cosmos se lanzan artilugios de muchos tipos: satélites artificiales en órbita baja, satélites artificiales en órbita alta (entre ellos, los geoestacionarios), sondas lunares, sondas interplanetarias, satélites artificiales de otros planetas... Cada modalidad conlleva unos problemas específicos y esto incide sobre los métodos que se aplican para el cálculo de las trayectorias. La base la constituye el «problema de Kepler», que consiste en considerar tan solo un objeto masivo y el vehículo espacial, suponiendo además que el astro masivo tiene simetría esférica perfecta y que no hay otros efectos. En estas condiciones idealizadas el aparato sigue una trayectoria kepleriana: una elipse, parábola o hipérbola de acuerdo con las leyes de Kepler. Pero esta idealización nunca resulta satisfactoria, porque multitud de circunstancias invalidan las hipótesis de partida. Si el cuerpo central es la Tierra, no siempre puede suponerse esférica y homogénea, a veces la atmósfera induce efectos considerables, la Luna y el Sol ejercen atracción sobre el aparato... En órbitas altas (como las geoestacionarias) algunos de estos efectos cuentan menos, pero otros (como el influjo lunar o la radiación solar) se intensifican. Incluso 20

para trayectorias interplanetarias en ningún caso se puede considerar el Sol como el único cuerpo presente, porque el resto de astros del Sistema Solar también afecta. ¿Cómo definir y trazar trayectorias en estas condiciones? Existen dos procedimientos generales para abordar el problema: el análisis de perturbaciones y el cálculo numérico. El análisis de perturbaciones constituye la técnica clásica. Solo se puede aplicar cuando uno de los cuerpos celestes implicados domina de manera absoluta sobre los demás. Entonces cabe resolver el problema idealizado de Kepler y luego añadir el resto de fuerzas tratándolas como «perturbaciones» de la solución kepleriana. Este procedimiento ha logrado éxitos clamorosos a lo largo de la historia aplicado al estudio del movimiento planetario. Para cada planeta se considera el sistema kepleriano formado por ese astro y el Sol, y luego se introducen los influjos de los otros planetas como perturbaciones pequeñas. Esta técnica condujo incluso al descubrimiento del planeta Neptuno en el siglo XIX. Las técnicas perturbativas se aplican también en astronáutica. Para satélites artificiales de la Tierra se tratan como perturbaciones los efectos de frenado atmosférico, el achatamiento y las heterogeneidades del globo terrestre, la presión de radiación solar, los influjos lunisolares... Sin embargo, esta aproximación tiene sus limitaciones, que crecen cuanto más intensas sean las perturbaciones. Cuando estas aumentan demasiado, ya no cabe considerar la solución kepleriana ideal como un buen punto de partida. Por ejemplo, la parte interplanetaria de la trayectoria de una sonda está dominada por la atracción del Sol, pero cuando el vehículo se aproxima al planeta de destino ya no se puede tratar su influjo como una perturbación pequeña y se requieren otros métodos. Los métodos numéricos consisten en efectuar una simulación por ordenador en la que se tienen en cuenta de manera simultánea todos los factores. Se requiere mucha potencia de cálculo,

pero si se dispone de buenas computadoras y de tiempo suficiente se alcanzan las mayores precisiones. De hecho, incluso el cálculo de efemérides planetarias en el Sistema Solar logra mejores resultados hoy día por métodos numéricos que a través de los procedimientos perturbativos clásicos. En los vuelos interplanetarios reales se efectúan cálculos preliminares de tipo aproximado y basados en técnicas perturbativas, pero las trayectorias finales se simulan siempre por métodos numéricos para lograr la máxima precisión. Para situaciones más cotidianas, como la navegación de satélites geoestacionarios, los requisitos de rapidez y precisión hacen más adecuado utilizar en todo momento métodos mixtos, semi-numéricos, que combinan elementos de las dos filosofías que hemos descrito. Por supuesto, una cosa es la planificación previa del vuelo y otra el vuelo real, en el que intervienen multitud de incertidumbres. Por tanto, no basta con calcular de antemano la trayectoria teórica, sino que tras el lanzamiento y en el curso de la misión hay que determinar lo mejor posible la posición y velocidad reales del vehículo espacial y aplicar las «correcciones de trayectoria» necesarias, para que el curso de la nave se ajuste a lo previsto. Si los métodos de cálculo dependen del tipo de aparato espacial, las técnicas de determinación de posiciones y velocidades también varían: no es igual estudiar el desplazamiento de un satélite geoestacionario, que se puede observar desde la Tierra con un telescopio, que de un aparato que gire alrededor de Saturno y que resulta por completo inobservable. La navegación espacial de precisión constituye un ejemplo muy interesante de ciencia clásica y pura que con el paso de los siglos ha encontrado aplicaciones insospechadas, en ocasiones de gran repercusión económica y social: en cada navegador GPS que funciona en un automóvil, o en cada trasmisión televisiva vía satélite encontramos a nuestro servicio, en plena acción, a la mecánica celeste más avanzada.


J UAN PAL ACI O S U R D A

PRIMITIVOS EN EL UNIVERSO Vivimos en el Universo, un lugar grande, tan inmenso que aunque tengamos bastantes estudios sobre él, lo desconocemos en parte. Muchos son los interrogantes que han sido objeto de estudio por distintas civilizaciones acerca del Cosmos identificándolo con lo surrealista, figurándolo con los sueños, como algo inalcanzable a lo puramente humano. Sin embargo, el poco avance tecnológico de tales civilizaciones les impidió confirmar que el Universo se trata de una realidad cuya investigación necesita tiempo, trabajo y colaboración. Si nos paseamos por la enciclopedia del Universo, muchos son los trabajos que se han planteado y llevado a cabo, pasando por Galileo Galilei, Isaac Newton, Max Planck, Albert Einstein, Edwin Hubble, Stephen Hawking, y llegando a dos personajes que se les menciona juntos a causa de un descubrimiento accidental que nos hizo saber algo más de la historia del Universo; Arno Penzias y Robert Wilson, responsables del descubrimiento de un nivel constante de radiación de fondo en el Cosmos. Me gustaría dedicarle unas líneas a este descubrimiento y a su correspondiente teoría. En el año 1964, en un lugar de Nueva Jersey, sirviendo a los laboratorios Bell en Holmdel, los mencionados Penzias y Wilson se encontraban trabajando en un nuevo tipo de antena comercial intentando anular un ruido producido por las ondas de microondas, hasta que se dieron cuenta de que desde cualquier dirección llegaba a la antena una radiación muy débil, que denominaron «cósmica». Se preguntaban a qué se debía dicha radiación, ya que venía desde todos los puntos del Universo, y además, como se trataba de una radiación muy débil, supusieron que era muy lejana. Tras las investigaciones, se la denoII Época / Nº 124

EL ESTUDIO DEL UNIVERSO DEBE LLEVARSE A CABO POR TODO EL PLANETA ENTERO SIN NINGÚN TIPO DE RIVALIDAD. minó «radiación cósmica de fondo». Estudios posteriores confirmaron que era el «eco» del Big Bang. Esta fue la prueba que plantó las bases de la teoría que actualmente nos sirve para explicar el supuesto origen del Universo y que hoy día cuenta con la aceptación de los científicos. Dicha teoría es tomada por los astrofísicos como la que indica el momento inicial del Universo. Se cree que tuvo lugar hace 13.700 millones según las últimas estimaciones, cuenta que todo lo existente en ese momento se encontraba concentrado en un punto minúsculo, tres minutos después se comienzan a formar núcleos atómicos a partir de una sopa de partículas, pasó el tiempo, y 300.000 años después emergieron los primeros grumos de materia, a partir de ahí se formaron todos los cuerpos existentes del espacio. En la actualidad la materia se está expandiendo continuamente en todas las direcciones del Cosmos y cada vez con más rapidez. Hay mucho que decir sobre lo que pasará a continuación, muchas predicciones anuncian que se separará tanto que haría dividir galaxias, estrellas, átomos…; pero ¿qué

pasará después? Nos encontramos con estudios que cuentan que el Universo es un proceso continuo y cíclico, que después de haberse expandido, vuelve a juntarse y a ser uno solo, por tanto, se podría decir que el Cosmos no pertenece a ninguna época, profeta de indeterminada era e inmortal en un tiempo que ni tan siquiera existe. En la actualidad parece que hemos dado con la solución de forma científica y demostrable sobre el origen del Universo, aunque aún siguen quedando muchas dudas que por supuesto se deben solventar, pero todo a su tiempo. Muchos estudios se han realizado, mucho camino en muy poco tiempo, y de ahora en adelante debemos de caminar con pies de plomo, para no cometer ningún error que nos haga perder años en su rectificación, pero debemos tener en cuenta que de los fallos se aprende, no diciendo con esto que el ser humano se equivoque continuamente, sino que no es perfecto. A veces el Hombre, con su instinto avaricioso, intenta llegar antes que los demás a lo que todavía no ha sido descubierto, pero en este caso se trata de un trabajo conjunto que debe llevarse a cabo por todo el planeta entero sin ningún tipo de rivalidad entre sociedades. Sólo de esta manera conseguiremos descubrir los grandes interrogantes del Universo. Aún sabemos que nos queda mucho camino, ésta es la gran realidad, somos primitivos en el extenso Cosmos. Juan Palacios Urda, un astrónomo aficionado. Para colaborar, enviad vuestros textos con un límite de unas 700 palabras a astronomia@equiposirius.com. La revista no se identifica ni con la opinión ni los contenidos de los artículos firmados, y se reserva el derecho a su publicación. 21


UN QUINTETO DINÁMICO

Esta fotografía compuesta en dos longitudes de onda nos muestra una nueva imagen del Quinteto de Stephan, un conocido grupo de galaxias descubierto hace unos 130 años y situado a 280 millones de años luz de la Tierra. La estructura curvada en color azul en el centro de la toma proviene de datos en rayos X obtenidos con el telescopio espacial Chandra, mientras que las propias imágenes de las galaxias se hicieron en el óptico con el telescopio Canada-Francia-Hawai. Una de las galaxias, NGC 7318b, se encuentra cruzando el centro del grupo a gran velocidad, causando probablemente la barra azulada de emisión en rayos X debido a la onda de choque que calienta el gas del cúmulo. Se piensa que también ha tenido lugar un calentamiento adicional cuasado por explosiones de supernova y vientos estelares. Un enorme halo de emisión en rayos X –no visible en esta imagen– detectado por el telescopio espacial XMM-Newton de la ESA puede ser una prueba de este calentamiento quizás producido por colisiones previas entre galaxias del Quinteto. Parte de la emision en rayos X proviene seguramente de sistemas binarios de estrellas masivas y estrellas de neutrones o agujeros negros que pierden materia cayendo hacia estos objetos compactos. El Quinteto de Stephan nos da una rara oportunidad de observar un grupo de galaxias en pleno proceso de evolucionar desde un sistema con emisión de rayos X débiles dominado por galaxias espirales, a uno más desarrollado dominado por galaxias elípticas y una fuerte emisión de rayos X. Ser testigos del dramático efecto de las colisiones galácticas en esta evolución es importante para aumentar nuestra comprensión de los orígenes de los halos brillantes de gas en rayos X en los grupos de galaxias. El Quinteto, además, exhibe signos de complejas interacciones gravitatorias en el pasado, en especial las colas de marea visibles en algunas de las galaxias, como la situada en el borde izquierdo de la imagen. Sugerencias: astronomia@equiposirius.com Crédito: Imagen compuesta en rayos X y óptico del Quinteto de Stephan, un grupo de galaxias en Pegaso situado a unos 280 millones de años luz. El campo de la imagen es de 6,3 minutos de arco, y el total del tiempo de exposición fue de 31 horas. (Rayos X: NASA/CXC/CfA/ E. O’Sullivan; Óptico: Canada-France-Hawaii-Telescope/Coelum) 22


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B R U N O S Á N C H E Z -A NDRADE NUÑO Y K L A U S P U S C H MA N N

Bruno Sánchez-Andrade Nuño es astrofísico en la George Mason University, Washington DC, y Klaus Puschmann, astrofísico también, trabaja en el Instituto de Astrofísica de Canarias. 24

Todos los días el Sol sale por el Este y se pone por el Oeste, iluminando nuestros días y nuestras vidas. Este astro celeste ha estado siempre rodeado de misterios y mitos. Aún cuando ya lo hemos relegado de la esfera de los dioses, estamos todavía lejos de poder decir que entendemos su funcionamiento. 2009, Año Internacional de la Astronomía, celebra éstas y otras maravillas del firmamento. El estudio del Sol, nuestra estrella más cercana, sirve como perfecto paradigma de cómo la ciencia actual es capaz de acercarse aún más al Universo. Hoy en día, la bella complejidad e intrincada estructura del Sol empieza a estar al alcance de nuestros telescopios y teorías físicas.

Usando diferentes técnicas es posible observar la atmósfera solar a diferentes alturas. (STEREO/EUVI)


Es difícil imaginar un objeto celeste más conocido y cotidiano. Por definición todos los días disfrutamos de su luz. Por su cercanía a nuestras vidas consideramos el Sol un objeto casi común. La realidad, sin embargo, es que estamos lejos de entender por completo cómo funciona el Sol, su relación con la Tierra o poder predecir en detalle su comportamiento futuro. En algunos casos no se trata de un tema cuantitativo, sino cualitativo: no es que no sepamos el número correcto, es que no conocemos siquiera el proceso físico que lo produce. Poco a poco la sociedad avanza y va creando herramientas que nos permiten afrontar problemas más difíciles: complejas formulaciones matemáticas, potentes ordenadores para procesamiento de datos, simulaciones y, por supuesto, avanzados telescopios. En torno a todo ello existe una creciente capacidad para emplear recursos humanos y económicos para formar investigadores y, en menor medida, emplearlos como tales.

El Sol, a pesar de ser centro de atención para toda civilización conocida, todavía guarda muchos misterios. 2009 está siendo el Año Internacional de la Astronomía, donde pretendemos hacer ver lo maravilloso e interesante que es este campo en general, y la etapa tan interesante en que vivimos. Sirva como ejemplo el hecho de que hasta años tan cercanos como 1957 no conocíamos la procedencia de la mayoría de los elementos del Universo. Hoy sabemos que se forman durante la vida de estrellas como el Sol. En este artículo pretendemos hacer un repaso no demasiado exhaustivo de los principales temas de investigación solar actual y sus últimos descubrimientos, destacando aquellos temas de reciente desarrollo.

EL SOL POR DENTRO Los modelos estelares sitúan el Sol actual en un estado de equilibrio entre la presión gravitatoria propia y la energía emitida por reacciones nucleares de su centro. Allí, la presión y su consecuente tem-

Ocultando el disco del Sol (circunferencia blanca en el centro), la tenue corona solar puede llegar a observarse desde el espacio. La imagen muestra dos potentes eyecciones de masa desarrollándose. (SOHO/LASCO)

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peratura es tan elevada que los propios elementos atómicos, hidrógeno principalmente, se fusionan entre sí, creando grandes cantidades de energía, que tienden a expandir el Sol, contrarrestando exactamente la tendencia a que todo caiga hacia dentro por su propio peso. De esta forma el Sol mantiene un equilibrio constante entre ambas fuerzas mastodónticas. Estas reacciones atómicas también crean otros elementos, como helio, a modo de «cenizas», y neutrinos. Éstos últimos nos dan la oportunidad de comprobar las teorías de fusión nuclear como fuente de energía solar, ya que escapan casi sin interaccionar con ningún otro átomo. Para dar una idea de la magnitud de la tasa de producción de neutrinos piense que a través de cada uno de sus ojos pasan inadvertidamente, cada segundo, billones de ellos. Existen, sin embargo, detectores de estas escurridizas partículas. Con ellos, a finales de los años 60, se observó que sólo llegan un tercio de los que se esperaba medir. O bien el Sol producía muchos menos neutrinos y el modelo solar era inexacto, o la física de esas partículas elementales tenía que ser revisada. De una forma u otra, el Sol se mostraba como un difícil reto para la ciencia actual. Años después, hacia el año 2000, se confirmó la existencia de una propiedad desconocida de los neutrinos. Una vez tenida en cuenta, se confirmaron las predicciones teóricas de los modelos del interior solar. Los fotones generados en las reacciones nucleares en el centro del Sol son absorbidos y reemitidos incesantemente por los átomos que se cruzan en su camino mientras se propagan hacia la superficie del

Gracias a múltiples y avanzadas técnicas, los telescopios en tierra pueden llegar a observar la superficie del Sol con una resolución de unos 100 km por píxel. En la imagen, la Tierra tendría el tamaño aproximado de la mancha oscura central. (Swedish Tower Telescope) 26

Los fotones son prácticamente el único medio de estudio del Sol. astro. En 1992 se calculó que un fotón tarda unos 200.000 años en viajar desde el núcleo a la superficie solar. El detallado proceso de interacción y emergencia de esta ingente cantidad de energía con la materia (plasma) que compone el interior del Sol y el campo magnético embebido en él, es objeto de múltiples campos teóricos y de simulaciones numéricas. Este campo de la astrofísica implica entre otras cosas entender cómo funciona la convección, de lo cual no existe más que una teoría empírica. Más aún, los


Imagen de la corona solar en el momento en que se produce una potente llamarada. Este tipo de eventos puede inducir efectos en la Tierra, lo que se denomina «clima espacial». (SOHO/EIT)

enrevesados campos magnéticos en su interior añaden mucha más complejidad al sistema. El estudio de estos fenómenos, la magnetohidrodinámica, no tiene más de treinta años. Hoy en día modelar el transporte y emergencia de energía desde el interior solar es sólo posible con redes de supercomputadores. Es precisamente la limitada capacidad de éstos para realizar los complejos cálculos lo que limita nuestro avance actual en este sentido. No existe, de hecho, una teoría completamente satisfactoria que pueda explicar la generación de este flujo magnético. La más aceptada, «el dinamo solar» deja todavía muchas cuestiones sin responder. El estudio del Sol por dentro usando observaciones es extremadamente complicado, ya que no lo vemos, no recibimos directamente radiación del interior solar. Sólo a través de métodos indirectos es posible estudiar la condiciones de ese interior solar. Una de las técnicas que más resultados ha proporcionado es la heliosismología global, en desarrollo II Época / Nº 124

desde hace sólo unos veinte años. Al igual que la sismología terrestre, en heliosismología se estudian las vibraciones de la superficie. Las características de las ondas que producen estas vibraciones dependen del medio por el que viajan. Algunas de esas ondas viajan por dentro del Sol, por tanto, estudiando el patrón de vibración podemos inferir las condiciones del interior solar. Sucede además, que la velocidad de las ondas es proporcional a la densidad del medio, así que en las zonas profundas, más densas, viajan más rápido y, por tanto, esas ondas casi no se ven afectadas por lo que pasa en las capas más profundas. Esto implica que para su detección se necesitan observaciones mucho más delicadas y continuas que los modos superficiales más fácilmente medibles. Puesto que la Tierra gira, esto exige redes heliosismológicas de telescopios interconectados o instrumentos a bordo de satélites; con ellos se tienen medidas de esas vibraciones 24 horas al día. Gracias a estas recientes iniciativas podemos extraer multitud de información 27


de estos modos de vibración, como del mencionado interior solar o, incluso, reconstruir la imagen de la cara del Sol opuesta a la Tierra. Aún más, recientes avances como la heliosismología local y holografía acústica permiten hacer estos estudios a nivel mucho más local, por ejemplo para deducir el aspecto del Sol justo por debajo de una mancha solar. Todos estos cálculos necesitan también avanzados modelos teóricos del interior solar y redes de ordenadores súper potentes donde realizar los cálculos, sólo disponibles en grandes centros de investigación.

SUPERFICIE Después del largo viaje por el interior del Sol, la energía creada por las reacciones nucleares llega a zonas con menor densidad, la fotosfera, donde el medio empieza a ser transparente y los fotones escapan al Universo. Algunos con dirección a la lejana Tierra donde llegaran, a la velocidad de la luz, ocho minutos después. Después de interaccionar con tantos átomos, la mayor parte de estos fotones tiene el mismo rango de energía. La evolución animal hizo que desarrollásemos ojos sensibles a este rango, y por eso lo llamamos visible. Para nosotros son los colores, por debajo de este rango están los que llamamos infrarrojos, microondas o radio, y por encima los ultravioleta, rayos X o rayos gamma. Los fotones son prácticamente el único medio de estudio del Sol. Pero la cantidad de información que transportan es asombrosa. Podemos estudiar el Sol con imágenes, simplemente capturando fotones y contando cuántos llegan. Desde los tiempos de Galileo, por ejemplo, se estudia la superficie del Sol y las manchas solares. En aquella época sólo las manchas grandes (varias veces el tamaño de la Tierra) eran visibles. Hoy en día podemos ver estructuras de 80 km en la superficie del Sol. Pero la luz transporta mucha más información. Hacia 1800 se descubrió que al arco iris, el espectro, le faltaban líneas de colores. Pocos años después se descubrió que cada línea correspondía a un elemento. Filtrar la luz de sol para sólo esas energías permitía pues observar sólo esos elementos en el Sol, a distancia. A esto se llamó espectroscopia. Gracias a esto, hoy en día, no sólo sabemos la composición del Sol sino la distribución de estos elementos dentro de la atmósfera o incluso su velocidad o los campos magnéticos a los que están sometidos. Todo esto sólo ha sido posible gracias al desarrollo paralelo de teorías físicas que explicasen los noveles resultados de los cada vez más avanzados espectrógrafos. Este desarrollo de la ciencia de los espectros acabó revolucionando toda la física, al crear todo un nuevo entorno de leyes naturales: la cuántica. En física solar su aplicación fue una nueva fuente de argumentos aplicados a la generación y transporte de energía, a la interacción de plasmas... incluso permitió descubrir una dimensión más dentro del ya rico espectro solar, un paso más allá: la polarimetría. Gracias a ella podemos medir, y entender, las condiciones 28


En ocasiones, no es suficiente con telescopios en tierra o en el espacio y es necesario colocar los instrumentos en cohetes sonda. Esta imagen ha sido tomada con uno de éstos y muestra la región de la atmósfera solar donde comienza el enigmático calentamiento de la atmósfera de nuestra estrella. (VAULT)

locales de los electrones que saltan en los niveles atómicos, las características locales de los campos magnéticos. La espectro-polarimetría es, hoy en día, un campo fundamental de observaciones que requiere de instrumentos muy sensibles que todavía estamos aprendiendo a hacer. Uno de los últimos y más exitosos espectropolarímetros solares está colocado en un telescopio aquí en España (en Tenerife) y ha sido diseñado por un español.

LA ATMÓSFERA TERRESTRE Aún cuando la física solar se limite a observar, esta misma luz transporta ingentes cantidades de información que, sabiendo tratarlas con las teorías adecuadas, aportan la práctica totalidad del conocimiento actual del Sol. Existen sin embargo muchas dificultades que superan a los más avanzados instrumentos. Las nubes, por ejemplo, o polvo en el aire o, simplemente, el viento. La atmósfera terrestre es un inconveniente para la astrofísica. La realidad es que nos protege absorbiendo las radiaciones altamente energéticas pero de esta forma también perdemos toda la información que conllevan. Incluso aquellas energías que no absorbe, como la luz visible, se ven afectadas y distorsionadas. Una solución es usar satélites que estén por encima de nuestra atmósfera, pero esta solución es extremadamente costosa y limita la capacidad de ajustar el instrumento una vez lanzado. Es por esto que hasta ahora, la mayoría de telescopios solares están en Tierra, en sitios altos, con atmósferas tranquilas y limpias. Aún así estas distorsiones limitan enormemente las capacidades de cualquier telescopio II Época / Nº 124

La relación Sol-Tierra es mucho más compleja e importante de lo que creíamos. moderno. Por eso fue necesario diseñar toda una serie de técnicas y programas para corregir en lo posible la degradación que la atmósfera introduce. Como por ejemplo espejos que se distorsionan instantáneamente para compensar exactamente los variables efectos de foco, miopía, astigmatismo... Esto se llama óptica adaptativa y se lleva implementando en física solar sólo unos quince años. Otros métodos guardan los

(En la página opuesta): Diversos ejemplos de arcos solares coronales, asociados a eventos de reconexión magnética. Su estructura, comportamiento y causas es todavía objeto de investigación. (TRACE) 29


Justo por encima de la superficie solar el Sol muestra una apariencia muy distinta. Gracias a técnicas espectroscópicas es posible observarla directamente. (Vacuum Tower Telescope)

datos distorsionados y, posteriormente, avanzados programas de ordenador se encargar de procesarlos. Estos métodos a posteriori con nombres como interferometría de motas o deconvolución ciega, obtienen los mejores resultados, pero requieren también muchas horas de cálculos computerizados. Aún las más recientes versiones, altamente optimizadas, necesitan decenas de ordenadores. Un ordenador portátil tardaría un año en procesar una hora de datos.

LA TENUE Y EXTENSA ATMÓSFERA SOLAR Aún cuando decimos que hay una superficie en el Sol esto no quiere decir que sea una superficie real, sólida. Es simplemente la zona desde donde se emite la mayor parte de la luz. Por encima de esta región sigue habiendo mucha materia, pero es mucho más tenue. Sabemos que existe una extensa atmósfera solar porque la podemos ver durante los eclipses totales solares. La Luna, a sólo un segundo de nosotros a la velocidad de la luz, está mucho más cerca que el Sol. Sin embargo, se da la maravillosa coincidencia que sus tamaños aparentes son muy parecidos. Durante los eclipses totales de Sol, la Luna oculta el disco solar, bloqueando la mayor parte de su luz. Observando con cuidado el borde lunar durante la fase de totalidad se ven penachos rojizos, la cromosfera, y una extensa aura blanca, la corona. Gracias a las técnicas espectroscópicas podemos saber que esos penachos rojizos se componen de hidrógeno. Más aún, hoy en 30

día somos capaces de filtrar el espectro solar sin que haya eclipses y observar sólo esta parte del espectro. Podemos, por tanto, ver esa capa de la atmósfera no sólo en el borde del Sol, como en un eclipse, sino en todo el disco solar. Con técnicas espectrométricas, inspiradas en teorías de transporte de radiación, es posible observar cada altura dentro de la atmósfera solar, similar a un escáner médico que puede ver cada sección del cuerpo. Lo que pronto se descubrió es que la atmósfera solar es asombrosamente diferente al interior solar. En la superficie solar el campo magnético se mueve al compás del plasma, que lo arrastra consigo. Según ascendemos por la atmósfera solar es el campo magnético quien empieza a dominar ahora el cada vez más tenue plasma, obligándolo a seguir las líneas de campo magnético. Esto crea toda una nueva apariencia en las imágenes de la atmósfera solar, donde se ven penachos de plasma dominados por enrevesados tubos magnéticos. Este nuevo dominio en la atmósfera solar de los campos magnéticos se extiende varias veces el tamaño del mismo Sol, formando la corona solar. Aún con estas técnicas espectroscópicas es muy difícil ver esta corona, ya que ésta emite principalmente en energías que nuestra atmósfera absorbe. Esto, entre otras cosas, inspiró a la comunidad científica a poner los telescopios, coronógrafos incluidos, en el espacio. Gracias a este tipo de proyectos, en 1971 se descubrieron las eyecciones de masa


coronal, uno de los mayores descubrimientos en física solar de los últimos años. Estas eyecciones expelen ingentes masas de plasma, mucho más grandes que la misma Tierra, al espacio. Uno de los primeras características observadas de la corona solar, además de las eyecciones, es que ésta está más caliente que la superficie del Sol. Esto es, posiblemente, uno de los mayores misterios de la astronomía. La energía proviene del centro, por tanto, era esperable que la temperatura vaya descendiendo progresivamente hacia el exterior. En el centro del Sol hay unos trece millones de grados de temperatura, que van decreciendo hasta alcanzar los cinco mil grados en la superficie. Por encima de ésta la temperatura sigue descendiendo, y a unos 500 km de altura se llegan a registrar temperaturas de «sólo» cuatro mil grados que permiten la existencia de moléculas simples como monóxido de carbono o agua. En la corona, sin embargo se llegan a ver los efectos de átomos de hierro que están calentados a temperaturas de millones de grados. El origen de este calentamiento es un misterio, pero se cree que la disipación de ondas que escapan desde la superficie o los fenómenos de reconexión magnética están detrás de este maravilloso misterio. Cuando la humanidad empezó a enviar sondas y telescopios al espacio aprendimos que el Sol, además de luz y esas esporádicas eyecciones de masa coronal, emite un flujo constante de partículas, llamado viento solar. Este río de partículas emana del Sol y viaja siguiendo las líneas del campo magnético. El viento solar no llega a la superficie terrestre ya que el campo magnético terrestre lo desvía alrededor nuestro, protegiéndonos dentro de nuestra magnetosfera. A su vez el viento solar y la heliosfera nos aporta cierta protección de partículas cósmicas de fuera del Sistema Solar. La magnetosfera es decenas de veces más grande que la Tierra, mientras que la heliosfera es decenas de miles de veces el tamaño del Sol, situando su frontera a unas trece horas viajando a la velocidad de la luz. Uno de los mayores hallazgos prácticos de la astrofísica moderna es lo que descubrieron y midieron

La corona solar está más caliente que la superficie del Sol, uno de los mayores misterios de la Astronomía. estas primeras sondas espaciales, el clima espacial. Este término engloba todos aquellos eventos que nos afectan en la Tierra y tienen su origen en el espacio. Un claro e importante ejemplo son las eyecciones de masa coronal antes mencionadas. En su viaje interplanetario algunas de ellas interceptan a la Tierra en su órbita. Nuestra magnetosfera nos protege de un impacto directo, pero ésta

http://sites.google.com/site/librosesirius/

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Amanecer desde el Observatorio del Teide. (Foto de José Almenara)

se ve afectada por las partículas y campos magnéticos que forman estas eyecciones. Esto puede crear las bellas auroras polares, como ha quedado constatado a lo largo de la historia, pero también afecta muy negativamente nuestra actual sociedad tecnológica. Las comunicaciones por radio se pueden ver anuladas, o los niveles de radiación en vuelos comerciales pueden aumentar a niveles peligrosos. Puede incluso cortocircuitar instalaciones eléctricas o destruir satélites en órbita. Todo esto ya ha ocurrido. En un mundo en el que cada vez dependemos más de las tecnologías y los satélites, predecir y mitigar los efectos de estas eyecciones es extremadamente importante. Mas aún, las eyecciones pueden anticiparse con horas o días, según las vemos llegar, pero existen otros fenómenos que también afectan nuestra magnetosfera como por ejemplo las llamaradas, que no conceden mayor aviso que nuestra escasa capacidad de predecir dónde estallará la siguiente. El Sol, como vemos, es una estrella tranquila a escalas estelares, pero con mucha actividad dinámica. Flujos internos de plasma, estructuras magnéticas como las manchas solares, penachos de plasma en su atmósfera, eyecciones de masa coronal... muchas de estas propiedades dinámicas surgen del papel del campo magnético solar, del cual no comprendemos perfectamente su origen o su interacción con el plasma. Sabemos, no obstante, que es muy variable a escalas globales. Se han constatado efectos de estas variaciones solares en hechos tan dispares como la composición del hielo de la Antártida, el precio del trigo a lo largo de los años, o la cantidad de plancton en el Mediterráneo. Todos estos marcadores se ajustan al ritmo de aparición de manchas solares que muestran un periódico ciclo de once años. Durante los picos de ese ciclo el Sol tiene 32

periodos de máxima actividad magnética, influyendo en esos y otros factores. Durante los mínimos de esos ciclos el Sol presenta mucha menos actividad magnética o incluso un brillo sutilmente menor. Sabemos que estos ciclos pueden estar relacionados con la teoría de la dinamo solar, pero quedan muchos misterios por resolver. Como por ejemplo por qué a veces este ciclo simplemente se interrumpe. Esto ha pasado varias veces a lo largo de la historia y ha tenido consecuencias importantes en el clima y las sociedades que tuvieron que vivirlo. Actualmente el Sol está en un mínimo solar, pero sabemos que el ciclo no está parado y tendremos nuestro próximo máximo dentro de unos tres años. Hemos avanzado mucho en el conocimiento del Sol. Una ciencia tan básica como la física solar ha demostrado ser suficientemente madura como para poder apreciar la complejidad del Sol y embarcarse en entenderlo como objeto físico, laboratorio de muchas leyes universales que interactúan entre sí en entornos completamente diferentes a lo que ocurre en nuestro día a día. Siendo una ciencia pura y en esencia alejada de la Tierra, ha ido proveyéndonos de conocimientos y herramientas prácticas. De hecho, nos acaba de enseñar que la relación Sol-Tierra es mucho más compleja y importante de lo que creíamos hace un par de generaciones. No sólo es un ejemplo del avance de la sociedad, sino una creciente necesidad para nuestro desarrollo tecnológico futuro. Nuestros ancestros admiraban al Sol como algo místico, un Dios, un misterio maravilloso inalcanzable. Nosotros vemos el mismo Sol en el cielo, ahora sin esa inopia mística, pero con mucho más asombro por su maravillosa complejidad y por su estrecha relación con la Tierra y nosotros.


FRANCISCO GÁLV E Z

EL TELESCOPIO, SU HISTORIA Y EVOLUCIÓN (III) Los largos refractores y los primeros reflectores

El diseño del telescopio galileano era el de una lente convergente como objetivo y otra divergente de ocular que se colocaba antes del foco de la primera. El resultado eran imágenes derechas y brillantes pero sólo efectivas con pocos aumentos. Con este diseño se realizaron los primeros descubrimientos astronómicos que detallamos en el capítulo anterior, a los que añadir los descubrimientos de la Nebulosa de Andrómeda (ahora Galaxia de Andrómeda o M 31) en diciembre de 1612 por el controvertido Simón Marius, y la Nebulosa de Orión por el jesuita Johann Baptist Cysat en 1618. Pero curiosamente, la primera mejora óptica en el telescopio proviene de un hombre cuya vista dejaba mucho que desear, el alemán Johannes Kepler (1571-1630), que además de miopía padecía poliopía monocular (visión múltiple en un mismo ojo) lo que le convertía en un no buen observador con telescopios, si bien desde el punto de vista teórico era un astrónomo muy reputado. Había trabajado como matemático con el gran Tycho Brahe (1546-1601) del que obtiene valiosos datos sobre las posiciones y brillos de los planetas, y en el mismo año que Galileo comienza sus observaciones con telescopio, Kepler, ya matemático imperial, publica las dos primeras de sus tres leyes del movimiento planetario (la tercera ley aparecerá en 1619), que darán consistencia y sobre todo simplicidad al modelo heliocéntrico de Copérnico, abriendo el camino a la Teoría General de la Gravitación. En 1610 Kepler pudo estudiar personalmente un telescopio prestado por el mecenas de Kepler, el elector Ernest de Colonia y a continuación escribe un tratado teórico titulado Dioptrice (el término dioptría tiene aquí su origen) que es publicado en 1611, desarrollando en él el sistema de óptica geométrica e 34

instrumental. Aunque Kepler desconocía la ley matemática de la refracción, sí se aproximó a ella, y describe por primera vez como la luz procedente de un punto brillante situado en el infinito se concentra, tras atravesar una lente convergente con superficies esféricas, no en un mismo punto sino en un foco difuminado. Es lo que se conoce como aberración esférica, y la pista la obtuvo Kepler de sus estudios del cristalino, la lente que posee el ojo humano. Kepler sabía que el ojo no mostraba, al menos de manera ostensible, ese defecto, y comprobó que el cristalino no era una lente con superficies esféricas, sosteniendo en conclusión que esta aberración podía corregirse si las lentes eran fabricadas con superficies más complejas. También en Dioptrice aparece el innovador diseño del conocido ahora como refractor kepleriano (ver Figura 1), sustituyendo el ocular divergente del diseño galileano por una lente convergente situada tras el foco del objetivo y haciendo coincidir en un mismo punto los focos de ambas lentes. El (Arriba): Telescopio Newton. (Todas las imágenes son cortesía del autor)


resultado, un campo más amplio y posibilidad de mayores aumentos efectivos, aunque con el resultado de una imagen invertida (lo que en astronomía importa muy poco). Pero como veremos más adelante, también permite el uso de instrumentos accesorios como el retículo o el micrómetro. Aún así, el diseño kepleriano pasa inadvertido en los primeros años del telescopio, y de hecho, durante tiempo se le adjudicó el diseño a Anton Maria Schyrle (15971660), un monje capuchino que lo mencionó en 1645. En cambió, a Schyrle si le debemos el telescopio terrestre en base a un diseño kepleriano ya que le incorpora dos nuevas lentes (al ocular) con el resultado final de una imagen derecha. A Schyrle también le debemos los términos ocular y objetivo. Poco a poco, el diseño galileano abandona la escena astronómica a favor del kepleriano (que es el que utilizamos hoy) y uno de los primeros astrónomos en utilizarlo (aunque tal vez sin saber que había sido propuesto ya por Kepler) fue el astrónomo y abogado italiano Franciscus Fontana (1580-1656) que observó las bandas de Júpiter y rasgos sobre Marte. II Época / Nº 124

Hoy sabemos que además de la aberración esférica, las lentes pueden adolecer de más «patologías» como aberración cromática, coma, curvatura de campo, astigmatismo y distorsión, pero de estas las más importantes por sus consecuencias son las aberraciones esférica y cromática, esta última consistente en que, cuando la luz atraviesa la lente, refracta de manera diferente las diferentes longitudes de onda (colores) que la componen, alargando la distancia focal según el espectro de la luz visible desde el violeta hasta el rojo. El resultado final en un telescopio que no tenga corregida esta deficiencia es una imagen borrosa y coloreada. Para buscar soluciones a estas aberraciones no vendría mal disponer de una ley matemática que diera cuenta de la refracción y ésta aparece en 1621 de la mano del matemático holandés Willebrord Snell Van Roijen (1591-1625), conocido sencillamente por Snellius. Pero tan importante ley pasa desapercibida hasta que el matemático y filósofo francés René Descartes (15961650), la reformula aunque no deja claro la procedencia, lo que propició que durante largo tiempo se creyese que fue él el descubridor. La ley de la refracción expone que cuando la luz pasa a través de la superficie de separación entre dos medios de diferentes índices de refracción, la razón entre los senos de los ángulos de incidencia y refractado permanece constante (e igual a la razón inversa de los índices de refracción). Con la potencia de la ley de Snell, Descartes demuestra la aberración esférica al igual que estudia los resultados ópticos de lentes con superficies elípticas e hiperbólicas. También emprende la fabricación de lentes que no padezcan de aberración esférica (lentes asféricas) pero fracasa, aunque sí demuestra la forma de atenuar su perjuicio que es aumentando la distancia focal, aunque esto era algo ya descubierto al menos experimentalmente. Y aunque la aberración cromática persistía, sus efectos son menos perceptibles. Si tenemos en cuenta además que en el nuevo diseño kepleriano el ocular se sitúa tras el plano focal del objetivo, entendemos la tendencia a la construcción de largos refractores. No todo eran mejoras, pues a mayor distancia focal más débiles son las imágenes, Pero en la balanza, tenían más peso las imágenes débiles y más nítidas que las imágenes brillantes pero muy borrosas. Así que comenzó la carrera por los largos telescopios (ver Figura 2) aunque para ello tuvieran que ser cada vez más delgados, grandes y pesados (en suma, más frágiles), lo que obligaba a sus constructores a eliminar todo lo que podía eliminarse, comenzando por los adornos y terminando con el tubo óptico en el caso de los telescopios aéreos. De resultas de esta tendencia, el astrónomo de Danzig Johannes Hevelius (1611-1687), abogado de profesión y procedente de una familia de cerveceros dispone de un observatorio astronómico con instrumentos construidos por él mismo. En 1647, tras cuatro años de estudio publica Selenographia: sive, Lunae Descriptio, el más completo atlas lunar hasta el momento (y en uso hasta prácticamente un siglo después) realizado con telescopios de hasta casi 4 metros y 50 aumentos. La exploración sistemática de la Luna ya se había iniciado con Langrenus (cosmógrafo belga de la corte del rey Felipe IV de España) nombre latinizado de Miguel Florencio Langren (1611-1687) y que 1645 publica una carta lunar con la reproducción de 270 formaciones. El nombre de selenografía procede de él, pero la nomenclatura utilizada para designar los accidentes lunares no prosperó, al igual que tampoco prosperaron los presentados por Heve35


Figura 1. Página de Dioptrice de Kepler donde se muestra gráficamente el diseño de telescopio con dos lentes convergentes.

lius. Si lo fueron en cambio los del jesuita italiano Giovanni Battista Riccioli (1598-1671) que ya observó las sombras de

Figura 2. Telescopio de Hevelius en su observatorio Sternenberg. 36

los satélites galileanos sobre Júpiter demostrando que este planeta no posee luz propia. Riccioli estudia profundamente la Luna en colaboración con el asimismo jesuita Francesco Grimaldi (1613-1663) el descubridor de la difracción. En el Nuevo Almagesto de 1651, Riccioli introduce el sistema aún utilizado hoy de bautizar a los cráteres y otras prominencias del relieve lunar con nombres de astrónomos y otros sabios muertos (ver Figura 3). Descontentos con los telescopios adquiridos, los hermanos Christian (1629-1695) (ver Figura 4) y Constantine Huygens elaboran un mejor sistema de tallar y pulir lentes, construyéndose sus propios telescopios. En 1655 construyen un telescopio de unos 5 cm de abertura y 3,6 m de distancia focal, de aproximadamente 50 aumentos. No observan nada especial en Saturno (la Tierra estaba prácticamente alineada con el anillo) pero el 25 de marzo de 1655 Christian descubre su satélite Titán. También observó las estrellas en el interior de la Nebulosa de Orión y pensó que la nebulosa brillaría gracias a ellas. Huygens siguió observando Saturno y construyendo telescopios cada vez más grandes hasta uno de prácticamente 40 m de largo, llegando a la conclusión de que Saturno tiene un anillo que lo rodea sin tocarlo, y anunciándolo en 1659 (ver Figura 5). Espoleado por los descubrimientos de Christian Huygens, Hevelius también construye diversos telescopios, a cual más grande, hasta llegar en 1673 al que mediría 46 metros, de listones de madera y suspendido de un poste de 27 metros de altura, aunque su uso era tan difícil (como atestiguó el mismo Halley que lo visitó) que sólo se usaba en casos puntuales. Huygens, una de las figuras más destacables de la ciencia por sus muchas aportaciones en diferentes campos, fue el primero en comprobar los efectos de la atmósfera en las imágenes telescópicas, al igual que desarrolló un nuevo diseño de ocular (el que lleva su nombre), pero en cuanto a sus telescopios evitó muchos de los inconvenientes que encontró Hevelius simplemente eliminando el tubo óptico. Montó el objetivo sobre un corto tubo de metal unido a un alto poste, el ocular igualmente se colocaba en un pequeño tubo metálico sobre un soporte de madera y ambos tubos se alineaban mediante cuerdas tensadas (ver Figura 6). Estos telescopios aéreos eran muy ligeros pero presentaban numerosos problemas como difícil ajuste y alineación, difusión de la luz, luz parásita, seguimiento… pero era lo mejor de la época y durante años seguían siendo la mejor solución. En 1722 el astrónomo británico James Bradley (16931762) observaba con un telescopio de 65 m, y el francés Adrien Auzout (1622-1691) quería construir uno de más de 300 m de largo pero se quedó sólo en el deseo. A pesar de la dificultad para observar con telescopios tan largos, se hicieron grandes descubrimientos con ellos. El astrónomo italiano Giovanni Domenico Cassini (1625-1712), nacionalizado posteriormente francés (cambiando su nombre de Giovanni Domenico a Jean Dominique), observó Júpiter, Marte y Saturno. En el primero observó una gran mancha casi redonda sobre su superficie en el año 1664 y en 1672 publicó un dibujo donde se aprecia dicha mancha. Pero el inglés Robert Hooke (1635-1703) también la vio en 1664 y durante años, la mancha, conocida en la actualidad como la Gran Mancha Roja, se conoció como la Mancha de Hooke. Aún en Italia, Cassini determina con gran exactitud los periodos de rotación


Figura 3. Mapa lunar realizado por Grimaldi con la nomenclatura de Riccioli, y publicado en Selenographia.

de Júpiter y de Marte. Igual que el astrónomo italiano Grimaldi, observa que Saturno y Júpiter no eran perfectamente redondos sino con forma elipsoidal. Esto le confirma al mismo Cassini la teoría de Kepler de la que aún guardaba serias dudas (la elipse está también en la naturaleza). En Francia, donde se traslada en 1669 a requerimiento de Luis XIV hasta el final de sus días y donde dio origen a una saga familiar de directores del Observatorio de París, estudia a Saturno con un telescopio de 41,5 m fabricado por Giusseppe Campani (que junto a Eustachio Divini, eran dos afamados fabricantes de telescopios de Europa) y descubre cuatro satélites más a los que les puso nombres de Titanes para seguir con la tradición. Japeto en 1671, Rea en 1672, Tetis y Dione en 1684 (estos dos con telescopios de 3 y 4,2 m de distancia focal). En 1675 descubrió una división en el anillo de Saturno, división que hoy lleva su mismo nombre. Incluso el telescopio podía ser utilizado para algo más que observar y descubrir. Podría ser parte de un instrumento mayor, por ejemplo un instrumento para medir posiciones. Así, en 1634, el francés Jean Morin concluyó que podía fijar un telescopio a una escala graduada a fin de obtener medidas más precisas, incluso con las estrellas que se observan de II Época / Nº 124

día lo que podía ayudar a calcular la longitud en el mar. Pero sería necesario poder fijar un punto en el campo de visión del telescopio, es decir, colocar una cruceta lo que no era posible con el telescopio galileano que utilizaba Morin. También podía utilizarse el telescopio en combinación con otros instrumentos o como base de ellos. Y de los primeros complementos del telescopio tenemos el reloj y el micrómetro. Gracias a la labor de Galileo (oscilación del péndulo) y de Huygens (oscilación cicloidea), el reloj tuvo la precisión necesaria para ser utilizado tanto en astronomía como navegación (principalmente para el cálculo de la longitud). Los relojes pronto probaron que los regulares movimientos celestes no eran tan regulares (ver Figura 7). El micrómetro es otro de los accesorios de los telescopios tipo kepleriano que potencia su uso, pues el micrómetro permite medir distancias y tamaños angulares (y terrestres). William Gascoigne (1612-1644) fue un astrónomo aficionado inglés que pensó que podía utilizarse hilo de araña para, colocado en el plano principal focal del objetivo, utilizarlo a modo de cruceta. Pero de la cruceta al micrómetro sólo hay un paso y es posible que ya en 1639 utilizara un rudimentario micrómetro para medir el diámetro del Sol, el de la Luna y 37


Figura 4. Christian Huygens.

otras distancias angulares. El micrómetro de Gascoigne consistía en dos placas de metal con bordes pulidos colocadas en el plano focal del objetivo y que se pueden desplazar una respecto a la otra con un tornillo de paso fino dividido en cien partes iguales (ver Figura 8). Por la posición del micrómetro era posible observar con definición tanto las placas como los objetos celestes. Conociendo la distancia focal del telescopio y la medida dada por el micrómetro, Gascoigne podía calcular perfectamente la distancia angular entre dos estrellas cercanas o el diámetro aparente de un planeta. La muerte temprana de Gascoigne con 24 años en la batalla de Marston Moor fue una gran pérdida, y sólo se conoce parte de su legado gracias a que se conservaron algunas cartas privadas. La primera publicación sobre el micrómetro proviene de Huygens en 1659 y utiliza dicho micrómetro aplicado al ocular compuesto. El micrómetro se extendió al igual que el sentido patrio sobre su nacionalidad, y en 1667 la Royal Society declara a su compatriota como su primer inventor. Pero es el astrónomo francés Jean Picard (1620-1682) quién idea utilizar todo el potencial del telescopio, el reloj y el micrómetro. Picard trabajó en el Observatorio de Paris junto a Cassini, Auzout (quién desarrolló un potente micrómetro de hilos) y el astrónomo danés, Olaus Roemer (1644-1710) que era su asistente. Picard desarrolla el micrómetro con la intención de medir los diámetros de los objetos celestes. También acopla telescopios equipados con «crucetas» o micrómetros en el lugar de la alidada o brazo móvil de los grandes cuadrantes murales para conseguir un mayor grado de precisión en la medida de posiciones. El cuadrante está alineado con el meridiano, y con el telescopio calcula con exactitud la altura de la estrella (o su declinación), y con un reloj de precisión la ascensión recta (Picard poseía un reloj con un error de un minuto cada dos meses). De este instrumento Roemer, o posiblemente Picard (que no viviría para verlo) ideó el que sería el telescopio de tránsito. En él, el telescopio sólo es libre en la dirección Norte-Sur siguiendo el meridiano celeste, con su eje anclado entre dos muros que corren paralelos al meridiano, y básicamente, mientras uno de los hilos señala la declinación (o la altura de una estrella sobre el horizonte), el otro hilo que corre a lo largo del meridiano, combinado con un reloj, permite determinar la ascensión recta. Tampoco colocó

Figura 5. Fases de Saturno por Huygens. 38


las lentes en los extremos de un tubo cilíndrico, sino que las dispuso en un tubo construido por dos troncos de cono unidos por sus bases mayores para mayor rigidez y precisión. Posteriormente Roemer abandono el movimiento del telescopio a lo largo de un cuadrante para sustituirlo por un círculo que discurre paralelo al meridiano, y dando forma cónica también a sus ejes para evitar deformaciones. Es el telescopio Círculo Meridiano (ver Figura 9). Con telescopios equipados con micrómetro y con un reloj preciso podían acometerse cálculos de paralaje para conocer las distancias de los planetas del Sistema Solar. Se requería hacer mediciones precisas de posiciones de un mismo objeto desde puntos muy alejados y en el mismo preciso momento. Con la ley de Kepler que relaciona la distancia (p. e. en unidades astronómicas) con el periodo de traslación (p. e. en años terrestres) de un planeta al Sol, los astrónomos tenían un mapa del Sistema Solar «a escala» pero sin saber el verdadero valor de la escala. Sólo era necesaria una distancia real entre dos astros para conocer el resto de las distancias y tamaños en el Sistema Solar. Y Marte podría ser la clave (también lo sería Venus con los tránsitos). Una oposición de Marte es el momento adecuado por su menor distancia a la Tierra, brilla más, y se observa a medianoche. Picard y Cassini quisieron aprovechar una de las oposiciones de Marte para medir por paralaje la distancia de separación de ambos cuerpos y decidieron enviar al astrónomo Jean Richer (1630-1696) a la ciudad de Cayenne en la actual Guayana Francesa para hacer doble estación con Paris. Richer, que permaneció en Cayenne desde 1671 hasta 1673, hizo dos grandes observaciones. La primera referida a su reloj de péndulo que parecía atrasar según se acercaba al ecuador terrestre. La explicación apareció en 1687 en la forma de la Ley de la Gravitación Universal, según la cual, un cuerpo al girar produce un efecto centrífugo que contrarresta parcialmente a la fuerza de la gravedad. Richer de todos modos tomó en cuenta esta diferencia de «latido» de su reloj e hizo las mediciones de Marte cuando este se encontraba casi en su punto más cercano a la Tierra. En 1673, Cassini calculó la paralaje de Marte y de inmediato se conocieron las medidas del Sistema Solar. Los datos eran realmente muy buenos si tenemos en cuenta la precisión de los instrumentos de la época. Así, la distancia de la Tierra al Sol se calculó que era aproximadamente 140 millones de km, 10 millones menos de la distancia real. Y claro, también aparecieron grandes descubrimientos indirectos. Desde sus días en Italia, Cassini estudiaba los movimientos de los satélites galileanos a fin de utilizarlos como un «reloj celeste» y solucionar el acuciante problema del cálculo de la longitud. Ya desde el Observatorio de París, Cassini sigue estudiando los movimientos de los satélites galileanos a fin de dar solución al problema del cálculo de la longitud en el mar. Ayudado por un reloj de péndulo (que claramente era inadecuado en la navegación) observa que los satélites no parecen seguir las pautas esperadas. A veces se adelantan y a veces se atrasan. En 1675, Roemer se pregunta si la luz tenía algo que ver con estas variaciones en las efemérides. Olaf Römer (su nombre real) llega a la conclusión (De arriba a abajo): Figura 6. Telescopio aéreo de Huygens. Figura 7. Reloj de Huygens.

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de que la velocidad de la luz es finita y ésta necesita veintidós minutos para cruzar la órbita terrestre. A partir de las medidas calculadas para el Sistema Solar, Roemer calculó que la velocidad de la luz debía ser 227.000 km/s, lo que era una muy buena aproximación para la fecha y para los datos que manejaba en su momento. Pero volviendo a la persistente aberración cromática, esta parece detener la evolución de los refractores, pues es inherente a las lentes (por la refracción). Por ello, muchos sabios de la época piensan que la solución está en los espejos, y en 1616, el jesuita Niccolo Zucchi del Colegio Romano, propone el uso de un espejo cóncavo en vez de una lente convergente de objetivo. Pero las pruebas que realizó no les satisfizo, ni a él ni a otros contemporáneos suyos. Pero eso no significó que esta línea de investigación, que tiene su origen posiblemente en el siglo XVI de la mano de Leonard Digges (como vimos en el capítulo 1) se abandonara. Eso sí, aquellos reflectores presentaban de entrada muchos problemas como lo son las propias de las lentes salvo la aberración cromática, además de la poca capacidad reflectora. Y aún más, el hecho de que el observador se situase delante del espejo para observar resultaba ser el principal obstáculo. Respecto a lo último, el polifacético Marin Mersenne (1588,1648) propone un telescopio con dos espejos cóncavos, el primero más grande con un agujero practicado en su centro, y el segundo más pequeño y situado frente al agujero, actúa de ocular reflejando la luz que le llegaba del primero a través del agujero, para que el observador observará desde detrás del espejo principal. A pesar de ser una idea revolucionaria, no parece que este telescopio viese la luz (al menos en la época de Mersenne), y hay que esperar a Gregory y a Newton para el espaldarazo a los reflectores. Newton había abordado el estudio de la aberración cromática a partir de una «lente» más sencilla, el prisma. Anterior a Newton se sabía que si un fino rayo de luz solar atraviesa un prisma, aparecen los colores del arco iris achacándolo a una propiedad del propio prisma y no a la luz propiamente que consideraban pura. Newton descubre la verdadera naturaleza de la luz al colocar un segundo prisma pero en posición invertida para volver a componer el arco iris de colores en un fino rayo de luz blanca. Halla que la aberración cromática está ligada a las lentes pues la luz se refracta según un índice de refracción característico del color (y más tarde se supo que también del medio, lo que no supo Newton). Tal vez si hubiera seguido investigando hubiera descubierto cómo fabricar telescopios acromáticos, pero su intuición le abandonó al intentar resolver el problema y desvió su atención a los telescopios reflectores. Los espejos de antes no eran como los de ahora. En la actualidad, estos son piezas de cristal pulido con una fina lámina de metal reflectora adherida, pero en el siglo XVII esto no era posible y los espejos eran piezas de metal pulido y abrillantado, y además, había que darles forma. En 1663, el escocés James Gregory expuso su diseño de telescopio reflector en un libro titulado Optica promota. La luz procedente de un objeto luminoso entra en el tubo óptico y lo atraviesa hasta que se refleja en el espejo principal cóncavo y parabólico que posee un agujero central. Tras reflejarse des(De arriba a abajo): Figura 8. Micrómetro de Gascoigne. Figura 9. Círculo meridiano de Roemer. 40


pués del foco en otro espejo cóncavo pero de superficie elíptica situado delante del agujero, la luz atraviesa éste hasta llegar a un ocular situado tras el espejo principal. Debido a la forma de los espejos, el telescopio corrige las aberraciones esférica y cromática (salvo la que ocasiona el ocular). Gregory no consiguió nunca disponer de un telescopio que le convenciera, pues la dificultad también estribaba en la fabricación de una superficie parabólica. Hubieron de pasar unos diez años para que Robert Hooke construyese un espejo parabólico (cuando mejoró la técnica se construyeron telescopios gregorianos que funcionaron perfectamente). Newton no ambicionaba tanto como Gregory y trabajó con espejos esféricos a pesar de su aberración, y tampoco se complicó buscando configuraciones «diferentes», sino que colocó en el eje óptico delante del espejo principal un pequeño espejo plano inclinado 45° para llevar el foco fuera del tubo óptico. Sí puso más énfasis en la aleación metálica con la que construir su espejo y resolvió que el bronce (cobre y estaño) era el mejor candidato por su precio y su dureza a la corrosión. Pero como el bronce le da un tono amarillento a las imágenes, aumenta la proporción de estaño y agrega arsénico (a fin de blanquear la imagen) quedando cobre, estaño y arsénico en una proporción de 6:2:1 respectivamente (aunque perdía lustro rápidamente). Su primer telescopio que data de 1668 y construido por él mismo, poseía un espejo de 2,5 cm de abertura y unos 15 cm de distancia focal, con un ocular simple daba unos 35 aumentos. Newton, a tenor de su forma

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de ser, no anunció su invento. Lo dio a conocer construyendo un segundo telescopio de 5 cm de diámetro que presentó el 11 de enero de 1672 (con el rey Carlos II de testigo) a la Royal Society junto un informe sobre su investigación sobre la luz (el telescopio sigue en esta institución). En este encuentro de la Royal Society, Newton fue admitido como miembro. Pero este mismo año de 1672, el francés Cassegrain propuso un tercer tipo de diseño. Es similar a un gregoriano salvo que el espejo secundario se coloca delante del foco del espejo principal y es además convexo, es decir, diverge el haz de luz. Este particular diseño tiene la desventaja que pierde algo de potencia, en cambio posee un tubo óptico más corto y lo que es más, corrige algo de la aberración esférica (un Cassegrain se puede convertir en un Newtoniano colocando un espejo plano inclinado 45°). A partir de 1680, el telescopio reflector con su tubo más corto se convirtió en un telescopio factible que fue ganando popularidad (popularidad que se mantiene hoy en día). Pero a pesar de sus ventajas el profesional seguía trabajando con los refractores, pues los espejos reflejaban sólo una pequeña porción de la luz que recibían (el de Newton sólo un 16 %), se deslustraban fácilmente volviéndose completamente opacos y además, era más difícil usar un micrómetro en los reflectores que en los refractores. Francisco Javier Gálvez es director de auladelcielo.es y vicepresidente de la Sociedad Malagueña de Astronomía.

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AL BE RTO G O NZ ÁL E Z FAIR É N

¿CAUSÓ EL IMPACTO DE CHICXULUB LA EXTINCIÓN DE K/T? Hace 65 millones de años, un gran impacto meteorítico en Chicxulub, en lo que hoy es la península del Yucatán (México), excavó un enorme cráter de impacto. Se ha sugerido que la extinción asociada al final del Cretácico e inicio de la Era Terciaria (límite K/T) fue una consecuencia directa de la colisión. Nuevas evidencias cuestionan esta teoría, poniendo de manifiesto que fue probablemente la combinación de causas diversas lo que condujo a la catástrofe ecológica.

La teoría más extendida de todas las que intentan explicar la extinción del 65 % de las especies que habitaban la Tierra hace 65 millones de años, se refiere al impacto de un gran meteorito en Chicxulub que formó un cráter de 180 kilómetros de diámetro (Figura 1). La prueba esgrimida como definitiva fue el hallazgo de esférulas (Figura 2) derivadas del impacto inmediatamente debajo del límite estratigráfico entre el Cretácico y el Terciario, junto con la detección de una anomalía de iridio coincidente con la extinción masiva de foraminíferos marinos, y el descubrimiento y datación del propio cráter de Chicxulub. Un equipo de investigación dirigido por Gerta Keller, de la Universidad de Princeton, aportó pruebas adicionales el pasado mes de enero que refuerzan su hipótesis inicialmente publicada en 2004 de que, en realidad, el impacto de Chicxulub ocurrió al menos 300.000 años antes del final del Cretácico. Analizando la geología de varios lugares en México, el grupo de Keller descubrió que entre cuatro y nueve metros de sedimentos fueron depositados a un ritmo de 44

los sedimentos se puede explicar por los efectos del tsunami que habría provocado el mismo impacto, que habría alterado la secuencia estratigráfica. Pero el complejo sedimentario analizado por el grupo de Keller no se depositó en horas o en días, sino en cientos de miles de años. Además, los sedimentos no presentan evidencia alguna de perturbación estructural. Por otro lado, el grupo de Keller ha determinado que el impacto no tuvo un efecto especialmente dramático en la diversidad de especies

Figura 1. Situación de los continentes a finales del Cretácico. El cráter de Chicxulub está señalado en el centro de la imagen. (C. R. Scotese)

dos o tres centímetros por año después del impacto. Y el nivel estratigráfico que marca el límite K/T (Figura 3) se puede encontrar en los sedimentos depositados por encima de los anteriores, lo que indica que el impacto tuvo lugar mucho antes de producirse la extinción masiva. Se ha sugerido que esta distancia entre

sobre la Tierra. En una de las secuencias estratigráficas analizadas encontraron exactamente las mismas 52 especies por debajo y por encima de la capa que contiene las esférulas creadas por el impacto. Estas conclusiones no constituyen en realidad sorpresa alguna. Ninguna otra


Figura 2. Muestras de esférulas derivadas del proceso de impacto. (G. Keller) Figura 3. Límite K/T en La Sierrita, México. (G. Keller)

de las cinco grandes extinciones masivas de seres vivos que ha sufrido la biosfera ha sido relacionada con un cráter de impacto concreto, y no existe constancia de que ninguno de los grandes cráteres de impacto que existen sobre la Tierra (algunos mucho mayores que Chicxulub) haya causado una extinción significativa. La hipótesis alternativa más aceptada para explicar no sólo la extinción K/T, sino las cinco grandes extinciones de la historia de la Tierra, se refiere a cambios climáticos drásticos: a medida que las especies se especializaban a su entorno, cualquier cambio repentino o II Época / Nº 124

importante afectaría sustancialmente a sus posibilidades de supervivencia. Dewey McLean, de la Universidad Politécnica de Virginia, propuso ya en la década de 1970 que un episodio de vulcanismo masivo al final del Cretácico en lo que hoy es la meseta del Decán, en el centro-sur de la India, provocó un calentamiento global que afectó al ciclo del carbono y cambió el pH de los océanos. Estudios más recientes dirigidos por Simon Kelley, de la Open University, han demostrado que, en realidad, las enormes cantidades de polvo y gas habrían bloqueado la luz solar. Además, la cantidad de CO 2 liberada por el vulcanismo habría sido insuficiente para elevar las temperaturas del planeta, mientras que el SO 2 emitido sí habría contribuido a enfriar la atmósfera. Y el registro geológico confirma un enfriamiento importante de la Tierra al principio del Terciario. El hecho de que también al final del Pérmico, momento en el que se registró la mayor extinción masiva de la historia de la vida sobre la Tierra, tuviera lugar una época de intenso vulcanismo en lo que hoy es Siberia, parece confirmar la influencia de los episodios volcánicos masivos sobre la biosfera. Alternativamente, se ha sugerido que la posición de los continentes afectó decisivamente al clima del Mesozoico. Durante el Triásico, toda la tierra emergida formaba un único supercontinente que determinaba su propio clima, básicamente seco y desértico, con algunas áreas tropicales boscosas. En el

Jurásico, el supercontinente se dividió por la mitad, aumentando las lluvias y elevándose el nivel del mar, lo que cubrió de bosques tropicales las masas continentales. Al final del Cretácico, los continentes se dividieron aún más, como fase previa a la distribución continental actual, lo que trajo consigo enormes fluctuaciones climáticas que afectaron a la capacidad de supervivencia de muchas especies. Los movimientos tectónicos también alteraron los ciclos oceánicos que regulan el clima de la Tierra, y de los que El Niño y La Niña son testamento en nuestros días. George Poinar, de la Universidad de Oregón, ha propuesto una posible causa alternativa para la extinción de los dinosaurios al final del Cretácico. Poinar sostiene que en los continentes cubiertos de bosques tropicales que caracterizaban el paisaje del Cretácico se produjo una rápida expansión y diversificación de las plantas con flores, que trajo consigo un inusitado aumento en las poblaciones de insectos, muchos de ellos vehículo de transporte de multitud de infecciones. Una prueba de la enorme expansión de los insectos en esta época se encuentra en la ingente cantidad de ellos atrapados en ámbar que están datados precisamente en el tiempo en que se produjo la gran extinción. El estudio de estos insectos bien preservados ha permitido determinar que durante el Cretácico ya transmitían tipos de leishmaniasis o de malaria que hoy afectan a aves y reptiles. Además, el análisis de las heces de dinosaurios ha desvelado la presencia de nematodos, trematodos y protozoos capaces de causar disentería y otras enfermedades intestinales, y cuyos agentes infectivos pudieron ser los insectos. Tales enfermedades eran nuevas e invasivas, y los vertebrados carecían de las respuestas inmunitarias que han evolucionado posteriormente en reptiles, aves y mamíferos. Esta hipótesis explicaría el pausado declinar de las poblaciones de dinosaurios millones de años antes del impacto de Chicxulub.

Para contactar: alberto.g.fairen@nasa.gov

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AGENDA

Antonio Bernal González

CENIT ¿Cómo se fija la rotación de Júpiter? Si todos los accidentes de la superficie visible de Júpiter giran a velocidad variable y, además, diferente según la latitud, entonces, ¿cómo fijar la rotación del planeta?

Desde que el planeta Júpiter le mostró su cara por primera vez a los telescopios, todos los astrónomos se abalanzaron a observarlo cada vez con mejores equipos, pues era el cuerpo celeste que más posibilidades ofrecía para nuevos descubrimientos. En efecto, Mercurio es un planeta difícil de observar por estar muy cercano al Sol; Venus no muestra más detalle que sus fases, porque tiene una capa de nubes permanentes muy espesas que cubren todo el planeta; Marte es muy pequeño, sus accidentes superficiales muy difíciles de precisar y las temporadas de observación cortas y a intervalos de más de dos años; Saturno está tan lejano que son necesarios unos buenos equipos para distinguir algo que valga la pena en su superficie externa. A Júpiter, en cambio, el menor de los telescopios ya le deja ver sus bandas nubosas, las sombras de los satélites que transitan por el disco del planeta y, si el anteojo es de mediana potencia, se logran ver detalles bastante claros. A pesar de esta disposición para dejarse observar, el principal rasgo de su superficie, la Gran Mancha Roja, no fue descubierto sino en 1664, 54 años después de que el primer telescopio apuntara hacia el planeta gigante. Hay que anotar que en 1610, Kepler anticipó la existencia de este accidente joviano, en una carta en la que interpreta uno de los conocidos anagramas de Galileo con la siguiente frase «Hay en Júpiter una mancha roja que gira matemáticamente.» Es inexplicable cómo adivinó el astrónomo alemán la existencia de ese accidente de las nubes de Júpiter, pero nadie ha intentado buscarle solución al enigma y esa descripción tan perfecta no ha pasado de ser para la ciencia sino un episodio más de los tantos ocurridos a uno de los astrónomos más incomprendidos de la historia. Uno de los observadores a quienes se les atribuye el descubrimiento de la 48

MANCHA ROJA DE JÚPITER Fecha

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15 oct.

6:28 16:23

26 oct.

0:37 10:33 20:28

6 nov.

4:43 14:39

16 oct.

2:19 12:15 22:11

27 oct.

6:24 16:20

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17 oct.

8:06 18:02

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2:16 12:12 22:07

8 nov.

6:22 16:18

18 oct.

3:58 13:53 23:49

29 oct.

8:03 17:59

9 nov.

2:13 12:09 22:05

19 oct.

9:45 19:41

30 oct.

3:55 13:50 23:46

10 nov.

8:01 17:56

20 oct.

5:36 15:32

31 oct.

9:42 19:38

11 nov.

3:52 13:48 23:44

21 oct.

1:28 11:24 21:19

1 nov.

5:33 15:29

12 nov.

9:40 19:35

22 oct.

7:15 17:11

2 nov.

1:25 11:21 21:17

13 nov.

5:31 15:27

23 oct.

3:07 13:02 22:58

3 nov.

7:12 17:08

14 nov.

1:23 11:19 21:14

24 oct.

8:54 18:50

4 nov.

3:04 13:00 22:55

25 oct.

4:45 14:41

5 nov.

8:51 18:47

Fecha y hora de los pasos de la Gran Mancha Roja de Júpiter por el meridiano central del planeta, entre el 15 de octubre y el 14 de noviembre (Tiempo Universal). Los cálculos se han hecho suponiendo que la longitud de la Mancha es de 137 grados con respecto al meridiano magnético del planeta. Pero esa longitud cambia con el tiempo.


Mancha es Giovanni Domenico Cassini, el genio italiano que fue «fichado» y nacionalizado en Francia por el rey Luis XIV, para que dirigiera los destinos de la astronomía en su país. Los otros dos astrónomos son Roberk Hook, curador de experimentos de la Royal Society y Eustachio Divini, un conocido fabricante de instrumentos ópticos de Roma. Desde que fue descubierta, la Mancha Roja fue utilizada por los observadores para calcular la velocidad de rotación del planeta Júpiter. El procedimiento es muy sencillo pues basta con cronometrar los tiempos de paso de la mancha por el meridiano central del planeta, pero requiere mucha precisión en las mediciones. La rotación fue fijada por este método en 9 horas y 55 minutos, un valor sorprendente porque nos indica que gira a más del doble de la velocidad terrestre. Si a este giro tan rápido le añadimos el hecho de que el planeta tiene un gran diámetro, encontramos que la velocidad periférica es fantástica. Pensemos, como ejemplo, que una persona que se encuentre en la línea ecuatorial terrestre se mueve, por efecto del giro de la Tierra, a una velocidad de 1.600 kilómetros por hora; si estuviera en Júpiter, también en el ecuador, lo haría a más de 37.000. Pero pronto los observadores notaron que la velocidad de la Mancha Roja no es constante sino que va cambiando con el tiempo, por lo que en un periodo suficientemente grande le da la vuelta completa al planeta. ¿Cómo fijar entonces un punto de referencia, un meridiano cero o, en otras palabras, un Greenwich joviano? No es tarea fácil, puesto que las marcas de la superficie se mueven, y menos aún si tenemos en cuenta que hay una «rotación diferencial» descubierta por el propio Cassini. Esto quiere decir que el ecuador de Júpiter gira a una velocidad diferente a la de latitudes más elevadas. En el ecuador, por ejemplo, la revolución tarda 9 horas 50 minutos y 30 segundos, mientras que a la latitud de la Gran Mancha Roja –que en la Tierra sería equivalente a la del trópico de Capricornio o a la ciudad de Sao Paulo– el tiempo de rotación es mayor en 5 minutos y 10 segundos, lo cual quiere decir que Júpiter gira más rápidamente en el ecuador que en latitudes superiores. La diferencia en velocidad de rotación para distintas latitudes es típica de II Época / Nº 124

El giro de Júpiter alrededor de su eje es diferente a distintas latitudes. En el ecuador es más rápido mientras que a la latitud de la Gran Mancha Roja (unos 23°) tarda cinco minutos más en dar una vuelta entera. (Gráfico del autor sobre imagen NASA/JPL)

los cuerpos celestes gaseosos, como el Sol. Aunque se supone que los planetas gigantes tienen un interior líquido y, probablemente, un núcleo sólido, lo que vemos en ellos desde la Tierra es la parte externa de su atmósfera, bastante más espesa que la nuestra, por lo que en ellos esta rotación diferencial es un fenómeno natural. No se puede, entonces determinar velocidad de giro del planeta, ni por los movimientos que vemos en su ecuador, ni por el de la Gran Mancha Roja, ni por el de ningún accidente visible en la superficie externa del planeta. Basta con saber que en los últimos tres años la Gran Mancha Roja ha aumentado en 25 grados su longitud geográfica (mejor deberíamos decir jovigráfica) lo que en la tierra equivaldría casi a decir que, en ese mismo periodo de tiempo, Barcelona se trasladó al sitio en el que está

Estambul. Para tener una referencia más estable, los astrónomos optaron por utilizar ondas de radio para medir la rotación del campo magnético del planeta gigante, que si parece ser muy constante: una vuelta en 9 horas 55 minutos y 29,71 segundos. Pero para el observador común y corriente esta referencia tiene poca importancia porque no le queda fácil verla ni medirla. Lo que sí es interesante es saber la posición de la Gran Mancha Roja con respecto al meridiano cero magnético para poder calcular los momentos en los que será visible en la parte central del planeta. Es una posición que se anuncia con cierta periodicidad en Internet, que se puede calcular con programas planetario comerciales y que nos permite saber con anticipación en qué fechas y horas podremos observar el más conocido de los accidentes de Júpiter. 49


Norte

Latitud: 40°Norte b

Antonio Bernal González Ángela María Tamayo Cadavid

Calculado para: UMa

r

a

h

Lyn

2:57

4:07

5:17

6:26

b

B Cr 7293

Blanc o1

Scl

a Psa Mic

55

Phe a

Gru ba

Sur

Ser

Oeste Oph

Ic4665

M14

p

Ca M30

288

M10

d 6 6633 Ic475

z

a a

r He Lyr M57 9 Cr39

l

a

Sge

b

2 M9

a M56

b

Stock 1 M71

l De

b

d

3

50

3 M1

b g

26 68 9 Cr41

a

e g

Lac

d

25

El planisferio representa el cielo que se ve desde una latitud de 40 grados norte en las fechas y horas indicadas arriba, pero puede ser usado para otras latitudes. Para utilizarlo, mire hacia el punto cardinal en el que desea encontrar los cuerpos celestes de su elección, luego gire el planisferio hasta que la palabra correspondiente a ese punto cardinal quede al derecho. Su cenit estará marcado por la escala amarilla del centro del mapa, de acuerdo con la latitud. Para latitudes menores de 40° algunas estrellas no mostradas aparecerán por el sur y otras desaparecerán en el norte. Los colores son sólo indicativos aproximados del color real de las estrellas. Los números sin letras representan los objetos NGC.

Ser

1:47

28

0:35

M

15

606 4

14

606 5

13

22

12

M

11

Sct

10

09

70

Menguante

54

9

b

Aqr

24 6

M

23:22

a

6712

22:07

u Eq

M2

55

20:54

10°

M

19:47

M1

d

18:48

a z

q

18:01

M 3 9 Tr 37

17:22

Llena

a Cep

8

3

16:50

7

46

16:23

6

Cr

15:59

5

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4

15:37

4

20°

Aq

46

15:15

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Cr

14:51

2

a

14:26

7686

1

62

31

76

30

b a

29

a

28

s

27

Ca

26

Creciente

b

Pe

5

g

13:57

M31

13:23

c

12:41

Ps

11:52

b

10:55

Sto c Tr k 2 2

9:51

Nueva

UMi

C

8:43

752

25

r3 3

7:33

24

a

b Ca m M34

6:21

23

b

5:10

22

M33

3:58

21

40°

30°

g

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2:44

20

50°

h

1:30

i Er

0:15

a

18

19

Tri

17

a

Per

16

Mel 2 0

15

Ari

14

DO

a

13

SA

VI

l

12

JU

MI

MA

Hyades

Este

Calendario octubre/noviembre Fase y hora de salida de la Luna LU

62

Luna Llena a las 19:14 T.U. Lluvia de estrellas Táuridas Mercurio en su máximo brillo (mag -1,4) Perigeo lunar. Distancia 368.840 km Cuarto Menguante a las 15:56 T.U.

Tau a

2 3 4 7 9

a

Cr

b

Noviembre

b

Lluvia de estrellas Píscidas Luna Nueva a las 5:33 T.U. Lluvia de estrellas Oriónidas (THZ=25) Cambio de la hora de verano: las 3 a.m. pasan a ser las 2 a.m. Apogeo lunar. Distancia 404.174 km Cuarto Creciente a las 0:42 T.U.

Au r

13 18 22 25 25 26

o Bo d

b

28 1

2

Octubre

M101

Día

6572

Efemérides Octubre de 2008

1 de Octubre a la 23:00 15 de Octubre a las 22:00 31 de Octubre a la 21:00 15 de Noviembre a las 20:00

Miza

AGENDA

Galaxia: Cúmulo abierto: Cúmulo globular:

Nebulosa difusa: Nebulosa planetaria: Estrella doble: Magnitudes estelares: <1,5 1,5-3 3-4 >4 Eclíptica: Ecuador Celeste: Cenit para diferentes latitudes: Los objetos de cielo profundo no están a escala de tamaño

40° 30°


AGENDA Antonio Bernal González

LOS PLANETAS EN OCTUBRE DE 2009

Latitud: 40° N

Salida, puesta y posición en el cielo del Sol, la Luna, los planetas, las estrellas más brillantes y las principales constelaciones. Para el Sol y los p los días 15 del primer mes (inicio de la flecha), 1 del segundo mes (disco de color) y 15 del segundo mes (punta de la flecha); para los demás p Luna se ve los días de las fases principales y otros intermedios indicados en la carta. Las ascensiones rectas son líneas verticales (no mostradas) y puesta de los cuerpos celestes puede leerse para el 15 del primer mes por medio de las líneas diagonales. (Más información y explicaciones Planeta Mercurio

Mercurio Venus

Marte

Marte Júpiter Saturno Urano Neptuno Plutón

Venus Júpiter

Plutón

10 seg Saturno 52

Urano

Neptuno

Fecha 15 oct. 29 oct. 15 nov. 15 oct. 29 oct. 15 nov. 15 oct. 29 oct. 15 nov. 15 oct. 15 oct. 15 oct. 15 oct. 15 oct.

A. R. 12h 30m 13h 57m 15h 44m 12h 02m 13h 07m 14h 27m 8h 06m 8h 34m 9h 03m 21h 20m 11h 57m 23h 38m 21h 45m 18h 04m

Dec. -1° 03' -10° 50' -20° 37' 1° 24' -5° 26' -13° 12' 21° 23' 20° 11' 18° 50' -16° 42' 2° 31' -3° 16' -13° 59' -18° 06'


planetas Mercurio, Venus y Marte se muestran las posiciones planetas se muestra la posición el día 15 del primer mes. La y las declinaciones son horizontales. La hora civil de salida de este gráfico en www.astronomia-e.com/planetas.html) Mag. -1,0 -1,2 -0,9 -3,9 -3,9 -3,9 0,7 0,5 0,2 -2,6 1,1 5,7 7,9 14,0

Diám. 5,64'' 4,81'' 4,67'' 10,82'' 10,48'' 10,17'' 7,13'' 7,75'' 8,72'' 43,64'' 16,09'' 3,65'' 2,27'' 0,22''

Fase 0,83 0,99 0,99 0,93 0,95 0,97 0,88 0,89 0,89 0,99 1,00 1,00 1,00 1,00

Elong. 14,6° O 4,9° O 5,7° E 21,8° O 18,3° O 14,1° O 82,6° O 89,8° O 100,0° O 115,5° E 23,5° O 151,9° E 122,1° E 69,3° E

En la tabla se leen las posiciones y las condiciones de visibilidad de los planetas. En las figuras, los planetas se ven a la misma escala relativa en la que se verían con un telescopio. Plutón tendría un diámetro de menos de dos décimas de milímetro por lo que no se muestra. La elongación va de 0 a 180° Este u Oeste. Los planetas exteriores se mueven muy lentamente por lo que sus posiciones pueden extenderse hasta el mes siguiente.

Cada línea horizontal corresponde a las 0 horas T.U. del día señalado. La banda central representa el diámetro del planeta a escala. Los satélites de Saturno no se ocultan detrás del planeta sino que tienen la perspectiva que aparece en la figura inferior. El este está a la derecha.

Fecha 15 oct. 29 oct. 15 nov. II Época / Nº 124

TABLA DE SALIDA Y PUESTA DEL SOL Y DE LOS CREPÚSCULOS Matutino Vespertino C. Astronómico C. Civil Salida Puesta C. Civil C. Astronómico 6:40 7:43 8:10 19:21 19:48 20:50 5:55 6:58 7:26 18:01 18:29 19:33 6:11 7:16 7:45 17:44 18:13 19:18 53


ASTRONOMÍA DIURNA / Ángel Alberto González Coroas (aagcoroas07@yahoo.es) LA NASA OBSERVA LA CARA OCULTA DEL SOL (2ª PARTE) El viaje de las naves STEREO al ««lado oscuro» del Sol comenzó el 25 de octubre de 2006, cuando las sondas gemelas dejaron la Tierra juntas a bordo de un cohete Delta II. A gran altura sobre la atmósfera, se separaron y viajaron hasta la Luna. Nuestro satélite actuó como honda gravitatoria, impulsando a las dos sondas en direcciones opuestas (STEREO-A frente a la Tierra y STEREO-B detrás de ella). Desde entonces, se han ido separando paulatinamente. Debido a la manera en la cual gira el Sol (en dirección contraria a las manecillas del reloj, en el diagrama que se muestra), la nave STEREO-B puede ver por adelantado las manchas solares y los agujeros coronales antes de que giren hasta quedar frente a la Tierra; esto es ventajoso para los pronosticadores. En este momento, la sonda STEREO-B disfruta de una ventaja de tres días de adelanto respecto de los observatorios terrestres. Esto ha permitido a los investigadores predecir tormentas geomagnéticas hasta 72 horas antes de que lo que se lograba con anterioridad. En varias ocasiones, a finales de 2008, la nave STEREO-B detectó, antes que ninguna otra nave, agujeros coronales que expelían viento solar. Cuando Posición actual de las naves STEREO: De frente (rojo) y detrás (verde) en el viento solar golpeó la Tierra, el pronóstico de largo alcance relación con el Sol (naranja) y la Tierra (azul). Las líneas punteadas indican el desplazamiento angular desde la Tierra. (Cortesía del autor) de la sonda STEREO-B fue validado por auroras. Las dos naves STEREO están calificadas como dos de los observatorios más sofisticados que la NASA ha lanzado al espacio hasta la fecha. Están equipadas con sensores que miden la velocidad, dirección y composición del viento solar; asimismo, poseen receptores que captan emisiones de radio producidas por explosiones y ondas de choque en la atmósfera del Sol y también cuentan con telescopios que forman imágenes de la superficie solar y de todas las tempestades que azotan furiosas allí, además de coronógrafos para monitorizar eventos en la atmósfera exterior del Sol.

CREPÚSCULO ANTONIO BERNAL GONZÁLEZ

¿Qué tienen en común Venus y la Luna? Para el astrónomo, que son los cuerpos celestes nocturnos más luminosos del cielo y que ambos presentan ciclo completo de fases. Para el común de la gente, que ambos están relacionados con el mismo sentimiento humano: Venus, la diosa del amor; la Luna, farol de los lances pasionales. Cuando estos dos astros adornan el crepúsculo, la naturaleza toda parece convertir el paisaje en obra de arte, hasta algunas frías y antiestéticas construcciones humanas, como pudo verse el 18 de agosto pasado al amanecer. Esta escena se repetirá el 16 de octubre, poco antes de la salida del Sol, pero esta vez formarán parte del cuadro los planetas Saturno y Mercurio. (Fotografía A. Bernal)

54


FENÓMENOS DE LOS SATÉLITES DE JÚPITER Fecha

Hora

Satélite

Fenómeno

15 oct.

17:59:15

Ío

R.Ec.

15 oct.

18:03:14

Europa

I.Tr.

15 oct.

20:28:49

Europa

I.S.

15 oct.

20:55:14

Europa

F.Tr.

15 oct.

23:21:14

Europa

F.S.

17 oct.

18:22:51

Europa

R.Ec.

FENÓMENOS MUTUOS DE LOS SATÉLITES DE JÚPITER Fecha

Hora

Satélites

Separación

16 oct.

21:14:00

Europa/Ganímedes

1''

17 oct.

23:04:10

Ío/Europa

1''

19 oct.

22:33:36

Ío/Ganímedes

-1''

22 oct.

23:00:55

Europa/Calisto

-3''

22 oct.

23:14:52

Ío/Ganímedes

1''

19 oct.

19:19:23

Ganímedes

R.Oc.

1 nov.

18:38:46

Ganímedes/Calisto

2''

19 oct.

20:46:14

Ganímedes

D.Ec.

2 nov.

18:52:39

Europa/Ganímedes

0''

20 oct.

21:52:31

Ío

D.Oc.

9 nov.

22:06:02

Europa/Ganímedes

0''

21 oct.

19:10:20

Ío

I.Tr.

11 nov.

19:08:49

Ío/Europa

0''

21 oct.

20:27:31

Ío

I.S.

21 oct.

21:28:37

Ío

F.Tr.

21 oct.

22:45:33

Ío

F.S.

A veces los satélites de Júpiter se ocultan unos a otros, dando lugar a una serie de fenómenos mutuos que pueden ser observados desde la Tierra. En la tabla están aquellos fenómenos en los que el acercamiento de los dos satélites es menor de 10 segundos de arco.

22 oct.

19:54:34

Ío

R.Ec.

22 oct.

20:32:19

Europa

I.Tr.

22 oct.

22:23:36

Calisto

D.Oc.

22 oct.

23:04:53

Europa

I.S.

22 oct.

23:24:28

Europa

F.Tr.

24 oct.

21:00:58

Europa

R.Ec.

26 oct.

19:30:51

Ganímedes

D.Oc.

26 oct.

23:09:48

Ganímedes

R.Oc.

28 oct.

21:03:45

Ío

I.Tr.

28 oct.

22:23:21

Ío

I.S.

29 oct.

18:13:37

Ío

D.Oc.

29 oct.

21:49:57

Ío

R.Ec.

29 oct.

23:03:52

Europa

I.Tr.

30 oct.

17:50:29

Ío

F.Tr.

30 oct.

18:34:02

Ganímedes

F.S.

30 oct.

19:10:11

Ío

F.S.

31 oct.

18:02:41

Europa

D.Oc.

31 oct.

18:39:08

Calisto

I.S.

2 nov.

17:52:00

Europa

F.S.

5 nov.

20:07:49

Ío

D.Oc.

6 nov.

17:09:42

Ganímedes

F.Tr.

6 nov.

17:27:03

Ío

I.Tr.

6 nov.

18:48:05

Ío

I.S.

6 nov.

18:58:29

Ganímedes

I.S.

6 nov.

19:45:18

Ío

F.Tr. F.S.

6 nov.

21:05:56

Ío

6 nov.

22:35:37

Ganímedes

F.S.

7 nov.

18:14:18

Ío

R.Ec.

7 nov.

20:39:15

Europa

D.Oc.

8 nov.

20:49:25

Calisto

R.Oc.

9 nov.

17:35:47

Europa

I.S.

9 nov.

17:48:06

Europa

F.Tr.

9 nov.

20:28:35

Europa

F.S.

12 nov.

22:03:07

Ío

D.Oc.

13 nov.

17:32:57

Ganímedes

I.Tr.

13 nov.

19:22:56

Ío

I.Tr.

13 nov.

20:43:54

Ío

I.S.

13 nov.

21:12:19

Ganímedes

F.Tr.

13 nov.

21:41:09

Ío

F.Tr.

14 nov.

20:09:48

Ío

R.Ec.

II Época / Nº 124

El número relativo de Wolf es un índice que ha permitido conocer el comportamiento de la actividad solar durante varios siglos. Se determina diariamente multiplicando por 10 el total de grupos de manchas existentes en el disco solar, a lo cual se le suma el total de manchas y poros que integran dichos grupos y se expresa por R = 10 • g + m. (Datos obtenidos por Ángel Alberto González Coroas)

Los cuatro satélites galileanos de Júpiter; Ío, Europa, Ganímedes y Calisto, pueden verse con un pequeño telescopio a un lado u otro del planeta. En algunas ocasiones uno o varios de ellos desaparecen detrás del planeta, reaparecen después de haber estado ocultos por un tiempo, o pasan por delante de Júpiter y entonces se pierden durante unas horas inmersos en su luminosidad. En algunos de estos pasos por el planeta se puede ver cómo la sombra del satélite transita por el disco de Júpiter en forma de un pequeño círculo negro. En la tabla están las horas de ocurrencia de estos fenómenos durante el mes, en tiempo civil. D = Desaparición, R = Reaparición, I = Inicio, F = Fin, Ec = Eclipse, Oc = Ocultación, S = Sombra, Tr = Tránsito.

55


AGENDA

Antonio Bernal González Ángela María Tamayo Cadavid

Latitud: 30°Sur

Calculado para: 1 octubre a las 23:00 15 octubre a las 22:00 31 octubre a las 21:00 15 nov a las 20:00

Norte 10°N

10°S

Este

Oeste

20°S

30°S

Galaxia Cúmulo abierto Cúmulo globular Nebulosa difusa Nebulosa planetaria

Eclíptica:

Sur

Ecuador Celeste:

Magnitudes estelares:

40°

<1,5

1,5-3 3-4 >4

Cenit para diferentes latitudes:

30°

Estrella doble:

El planisferio representa el cielo que se ve desde una latitud de 30º sur en las fechas y horas indicadas arriba, pero puede ser usado para otras latitudes. Para utilizarlo, mire hacia el punto cardinal en el que desea encontrar los cuerpos celestes de su elección, luego gire el planisferio hasta que la palabra correspondiente a ese punto cardinal quede al derecho. Su cenit estará marcado por la escala amarilla del centro del mapa, de acuerdo con la latitud. Para latitudes más altas de 30º algunas estrellas no mostradas aparecerán por el norte y otras desaparecerán por el sur. Los colores son sólo indicativos aproximados del color real de las estrellas. Los números sin letras representan los objetos NGC. 56


MARK KI D G E R

COMETAS Y METEOROS EN OCTUBRE Parece que la mala suerte geográfica ha hecho perder a los españoles una de las mejores lluvias de las Perseidas en muchos años con tres máximos por encima de los 150 meteoros por hora a lo largo de 24 horas entre el 12 y el 13 de agosto, ninguno de ellos visible desde España. Lo sorprendente en este caso no es que los máximos no fuesen previstos sino que han sido bastante más grandes de lo que pensaba. Pese a las molestias considerables causadas por la presencia de una Luna brillante en el cielo las Perseidas han recuperado sus glorias de los años 90.

METEOROS EN OCTUBRE Durante el mes de octubre hay dos lluvias importantes y varias más que pueden ser de interés. Este año la Luna afectará muy poco a las Oriónidas cuyo máximo casi coincidirá con el novilunio del 18 de octubre. A finales del mes la Luna gibosa molestará mucho a la observación de las Táuridas, sobre todo las Táuridas Sur contarán con unas condiciones muy malas. Otra lluvia menor, aunque interesante, las Epsilon Gemínidas, también disfrutará de buenas condiciones de Luna como las Oriónidas. A menudo se comenta que las Oriónidas muestran varios máximos durante su periodo de actividad y que el efecto de tales sub-máximos es dar un nivel relativamente constante de actividad a lo largo de varias noches. No obstante, más recientemente se ha visto que la estructura del radiante de la lluvia en el cielo es mucho menos compleja de lo que previamente se había supuesto a partir de las observaciones visuales. Al ser una órbita retrograda y, además, de periodo relativamente largo con encuentro casi de cara, la velocidad de las Oriónidas es bastante elevada, casi la máxima posible. Esto significa que la 58

Oriónida típica es un meteoroide muy pequeño, incluso más pequeño que las Perseidas. Los estudios de la actividad de la lluvia demuestran que resulta bastante variable de año a año con una THZ que ha oscilado entre 14 y 31 entre 1984 y 2001. Sin embargo, además hay pequeños estallidos ocasiones que pueden tener lugar lejos del máximo. Hay una periodicidad aproximada de doce años en el nivel de actividad, esperándose el máximo del ciclo entre 2008 y 2010. Esa periodicidad se debe a las perturbaciones por parte de Júpiter que van concentrando el material en su órbita, y estamos justo en medio de los años en los que se puede prever una actividad ligeramente aumentada de las Oriónidas, aunque probablemente sin ser evidente para el observador casual. Las Táuridas prácticamente coinciden con el radiante del antihelio, pero son una lluvia propia procedente del cometa 2P/Encke. Hay brotes ocasionales de meteoroides grandes en el enjambre mezclados con el material más fino, aunque la próxima «lluvia de bólidos» se esperaba en 2008. El llamado «Complejo de las Táuridas» incluye el cometa Encke, al menos dos lluvias de meteoros

(las Táuridas y las Beta Táuridas de Día), hasta 17 asteroides posiblemente asociados con el complejo e incluso tal vez varios cometas, lo cuál demuestra que el 2P/Encke tiene que haber sido un objeto gigante en el pasado lejano. Las Táuridas tienen una baja velocidad de entrada en la atmósfera como todos las enjambres ecuatoriales ya que se desplazan en su órbita en el mismo sentido que la Tierra y, por tanto, deben adelantar a la Tierra en su órbita. A 28 km/s es de las lluvias de meteoros más lentos, lo cual repercute en la actividad observada: una Perseida de magnitud 0 tiene una masa de 0,13 gramos; en cambio, una Táurida de magnitud 0 tiene una masa de 2,1 gramos. O sea, para poder verse visualmente una Táurida tiene que ser 16 veces más masiva que una Perseida. Por consiguiente, a simple vista detectamos un porcentaje muy bajo de todas las Táuridas que entran en la atmósfera y, por tanto, se estima que la densidad de meteoroides en el enjambre de las Táuridas es más de dos veces la densidad del enjambre de las Perseidas, o sea, con una actividad real de caída de materia más del doble que la actividad de las Perseidas. PERSEIDAS 2009 Existían razones para creer que en 2009 la actividad de las Perseidas podría ser inusual. Sendos encuentros con el enjambre de material dejado por el cometa 109P/Swift-Tuttle en 1610 y en 1862 ofrecían la posibilidad de ver dos picos adicionales de actividad, aunque muy modesta. Lo que no se contempló en ningún momento fue la posibilidad de que la actividad podría acercarse a los 200 meteoros por hora nada menos que tres veces a lo largo de veinticuatro


LLUVIAS DE METEOROS EN OCTUBRE Fecha máximo

Fechas límite

THZ máxima

ε Gemínidas

18 oct.

14-27 oct.

2

Oriónidas

21 oct.

2 oct.- 7 nov.

25

Táuridas Sur Táuridas Norte

5 nov. 12 nov.

1 oct.- 25 nov. 1 oct.- 25 nov.

5 5

Lluvia

horas. Entre medias, la tasa horaria bajaba hasta 50, justamente cuando la mayoría de los observadores españoles habrían estado observando durante la madrugada del día 13 de agosto. Sin embargo, la presencia de la Luna en el cielo ha complicado el trabajo y probablemente es la razón por la que las estimaciones de la tasa de actividad son tan dispersas. Si miramos a la curva de actividad publicada por el International Meteor Organization (IMO) para el 12 y 13 de agosto vemos que algunas de las estimaciones distan mucho de la tendencia de la mayoría de los observadores (Figura 1). Asimismo hay que tener en cuenta que la distribución de los observadores no es uniforme. La inmensa mayoría de las observaciones han sido realizadas desde Europa Central y desde Europa del Este. Incluso ha habido muy pocos observadores en la Europa Occidental (¡sólo 5!) y sólo uno en toda la Asia Central desde el Golfo Pérsico hasta la costa de China, de modo que algunos rangos horarios del máximo están escasamente cubiertos. Lo que es evidente es que hay tres máximos claros en torno a las 8 TU del día 12, a 160 por hora; en torno a las 17 TU del día 12, también a unos 160 por hora; y a las 6 TU del día 13, a 200 por hora. Si presentamos los datos en una escala vertical logarítmica, podemos ver

Notas Meteoros muy rápidos, poca actividad. Muy buenas condiciones de Luna en 2009. El máximo puede durar varios días. Buenas condiciones de Luna. Posible pequeño aumento en la actividad. Condiciones muy malas para el máximo en 2009.

Figura 1. La curva de actividad del máximo de las Perseidas 2009 a base de 12.567 meteoros observados por 182 observadores en 32 países distintos presentados por el International Meteor Organization (IMO) en la página web www.imo.net/live/perseids2009. La inmensa mayoría de los datos proceden de los observadores en Europa Central y Europa del Este, por lo que ciertos intervalos de tiempo están mucho mejor cubiertos que el resto de las horas. (IMO)

Figura 2. La curva de actividad del máximo de las Perseidas 2009 presentada en una escala logarítmica, de modo que las subidas y las bajadas muestran una pendiente lineal si la actividad se incrementa o se reduce de una forma suave. Hasta la 1 TU del día 13 la actividad está dominada por la subida y la bajada lenta del máximo anual; en cambio, durante la madrugada del día 13 se puede apreciar un estallido con una duración total de unas 8 horas. (Gráfica cortesía del autor)

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TABLA 1 Máximo

Hora prevista

Actividad prevista

Hora observada

Actividad observada

Duración a medio máximo

1610

12 ago. 9 TU

Hasta 100

12 ago. 8 TU

100

0,5 h

1862

12 ago. 5 TU

10

No se detectó

Anual

12 ago. 18:30 TU

100

12 ago. 17:30 TU

165

5h

?

-

-

13 ago. 6 TU

180

1h

más claramente los distintos componentes de la actividad (Figura 2). Hasta la medianoche del día 12 la actividad está dominada por el máximo anual de las Perseidas. A la medianoche del 11 al 12 la tasa horaria estaba en 30 y subiendo progresivamente. Según el ajuste a los datos, el máximo de la actividad anual normal se alcanzó a las 17:30 TU, momento cuando llegó a los 165 meteoros por hora. Esta cota es más del doble de la actividad en un máximo normal. En las siete horas y media siguientes la tasa horaria bajaba hasta tan sólo 50 por hora. Lo esperable normalmente habría sido que la actividad bajara hasta unos

Figura 3. Imagen del cometa C/2006 W3 (Christensen) realizada el 3 de agosto de 2009 desde Montcabrer (Barcelona, MPC 213) por Ramón «Big Arnie» Naves y Montse «Terminator» Campàs. Este montaje incluye dos procesados de color real combinando imágenes en filtros azul, verde, rojo e infrarrojo. En el centro del campo está la imagen en color «normal» RGB (rojo + verde + azul), mostrando una condensación bastante intensa y un color verdoso de la coma. En la esquina superior derecha, la imagen compuesta de la combinación de las imágenes en luz verde, rojo e infrarrojo: exhibe un tono fuertemente azulado, mostrando que la luz del cometa tiene un fuerte componente verdoso, cosa sorprendente en un cometa lejos del Sol. A la izquierda, dos presentaciones del cometa en falso color. 60

25 meteoros por hora a las 6 TU del día 13 pero, en vez de eso, la tasa horaria empezó a aumentar rápidamente, hasta alcanzar los 200 por hora a las 6 TU, cuando ya era de día en España. La duración completa de ese estallido fue de unas ocho horas de principio a fin. No obstante, también vemos un máximo de muy corta duración durante la subida al máximo anual. Ese estallido duró aproximadamente dos horas desde principio a final, con el máximo sobre las 8 TU; en una hora la tasa de actividad aumentó de 60 a 200 por hora antes de volver a bajar igual de rápidamente. La duración del máximo nos proporciona una buena idea de la edad del

material que la Tierra ha encontrado: cuanto más breve el máximo, menos se ha dispersado y, por consiguiente, más joven es. No obstante, eso no cuadra con las predicciones que la Tierra encontraría material del retorno del cometa Swift-Tuttle de 1610 y de 1862 antes del máximo anual, sin prever ninguna actividad inusual después. ¿Cómo de buenas entonces han sido las predicciones? En la Tabla 1 vemos que el acuerdo con las previsiones es excelente para el máximo de 1610 y el máximo anual. En cambio, como hemos visto, no había ninguna previsión de una actividad inusual tras el máximo anual. La dura-


ción del máximo en la mañana del día 13 sugiere que se debe a un retorno del cometa, hasta entonces sin identificar, hacía principios del siglo XIII o finales del siglo XIV. Lo que es muy interesante es la capacidad de esta lluvia de sorprendernos, incluso ya más de quince años después del paso del cometa por el perihelio.

EFEMÉRIDES COMETA C/2006 W3 (Christensen) Fecha

A. R.

Dec.

(2000)

Delta

r

Elong.

Fase

m1

26 sep. 2009

19 19,57

+02 20,1

2,781

3,224

107,3

17,3

8,7

1 oct. 2009

19 16,33

+00 23,4

2,878

3,236

101,9

17,6

8,8

6 oct. 2009

19 13,84

-01 25,1

2,979

3,249

96,6

17,8

8,9

11 oct. 2009 19 12,04 -03 05,6 3,083 3,263 91,3 17,8 9,0 COMETAS EN OCTUBRE 16 oct. 2009 19 10,86 -04 38,6 3,190 3,277 86,1 17,7 9,1 En cuanto a los cometas, la situación es de pocos cambios. El cometa más 21 oct. 2009 19 10,26 -06 04,5 3,297 3,292 81,0 17,4 9,2 brillante con diferencia sigue siendo el C/2006 W3 (Christensen), aunque 26 oct. 2009 19 10,18 -07 23,6 3,404 3,307 76,0 17,0 9,3 su visibilidad en el cielo vespertino 31 oct. 2009 19 10,56 -08 36,6 3,511 3,323 71,0 16,4 9,4 empieza a reducirse muy rápidamente a lo largo de octubre. Además, cruzará 5 nov. 2009 19 11,35 -09 44,0 3,616 3,339 66,1 15,7 9,5 el ecuador celeste en octubre y empieza a dirigirse al cielo austral, reduciendo aún más su visibilidad desde el hemisferio Norte. Probablemente se perderá en el crepúsculo vespertino hacia finales de noviembre pero durante la primera quincena del mes de octubre el cometa está muy bien posicionado en el cielo vespertino para observarse a una hora muy cómoda. Tr a s a l c a n z a r s u máximo brillo en la primera quincena de agosto, los efectos del progresivo alejamiento del perihelio empiezan a hacerse notar. A principios del mes ya hará tres meses que habrá pasado por el perihelio, aunque de forma lenta. Figura 4. Imagen del cometa C/2006 W3 (Christensen) realizada el 24 de agosto de 2009 por Gustavo Muler desde Más significativo es el el Observatorio de Nazaret (Lanzarote, MPC J47). Vemos la condensación nuclear muy intensa –casi estelar– con hecho que la Tierra y el una coma más dispersa rodeándolo. A la izquierda, una ampliación de la zona central de la coma, procesada para cometa ya empiezan a revelar posibles estructuras: se puede apreciar una débil hacia la izquierda. encontrarse a lados opuesLas imágenes muestran una coma tos del Sol y que la distancia desde la 2009.htm, de hecho, es difícil elegir sólo redonda y bastante simétrica, sin eviTierra empieza a aumentar de forma muy una o dos emblemáticas. rápida. El resultado es un debilitamiento Uno de los problemas habituales dencia obvia de un alargamiento en significativo del cometa a lo largo del de los cometas con una distancia al la dirección de la cola. La coma se ve mes, aunque sólo de media magnitud. A perihelio muy elevada es que por fuerza bastante condensada y, en muchas de principios de mes aún estará por encima siempre se tienen que observar de cara, las imágenes, casi estelar, lo cuál es del umbral de la magnitud 9, que suele mirando a lo largo de la cola. Además indicativo de un cometa con una activiseparar a los cometas visuales relativa- estamos en fechas de sol quieto, sin gran dad constante. A finales de agosto hay mente fáciles de los más difíciles. actividad en el viento solar que podría evidencia de un caparazón en forma de Hay muchas imágenes bonitas de dar lugar a una estructura interesante en paraguas hacia el Sol pero, en general, este cometa (como las Figuras 3 y 4) la cola de gas. Pese a esos inconvenien- no ha habido en ningún momento una en www.observadores-cometas.com/ tes aunque no puede considerarse un estructura de chorros cerca del núcleo del cometa. cometas/2006w3/imagenes/2006w3_ cometa espectacular, es interesante. II Época / Nº 124

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AL BE RTO RO ME RO Y LY DI A G AR C Í A

AGRUPACIÓN ASTRONÓMICA ARAGONESA La Agrupación Astronómica Aragonesa se fundó en el año 1989 por un reducido grupo de personas a las que les unía un interés común, la Astronomía.

Un día de verano de ese año decidieron juntar sus esfuerzos y crear una Agrupación que sirviera de base para el estudio y difusión de la Astronomía y aprender de lo que pudieran aportar otras personas. Así empezaron a dar los primeros pasos en un local prestado por otra asociación cultural y posteriormente se instalaron en el Centro Cívico del Barrio Delicias de la ciudad de Zaragoza, donde el Ayuntamiento de Zaragoza les cedió el aula número 2. Allí han permanecido hasta la actualidad, compartiendo sus conocimientos, realizando clases prácticas de iniciación a la Astronomía, talleres para la construcción de telescopios, e impartiendo conferencias tanto por los propios socios, como por profesionales en la materia como han sido y son D. Rafael Cid Palacios (1918-2004) que fue Catedrático de Universidad de Zaragoza, Astrónomo y Meteorólogo; D. Antonio Elipe Sánchez, Catedrático de la Universidad de Zaragoza en el Departamento de Matemática Aplicada 62

Momento de una de las charlas habituales de la Agrupación. (Todas las imágenes son cortesía de la Agrupación Astronómica Aragonesa)

de la Facultad de Ciencias, Grupo de Mecánica Espacial; D. Miguel Ángel Sabadell, Astrofísico y D. Alberto Virto Medina, Astrofísico, ambos de la Universidad de Zaragoza; y D. Javier Járboles Marañón, experto investigador de la Sección de Heliofísica de la Agru-

pación y colaborador con Observatorios Astronómicos tanto Nacionales como Internacionales. También se debaten temas astronómicos en mesas redondas en el aula, donde participan todos los que lo deseen y con asistencia de público en general


El Observatorio de Manuel Navales, en Monegrillo, es utilizado habitualmente por la Agrupación Astronómica Aragonesa.

ya que todas las actividades que se realizan son de carácter público, debido a que pertenecen al Grupo de Actividades Ciudadanas del ayuntamiento zaragozano. También proyectan videos de Astronomía, Astronáutica y Óptica e Instrumental Astronómico. Tanto las conferencias como las proyecciones se realizan en el aula o en el salón de actos del Centro Cultural, dependiendo de la audiencia. En las actividades también se hacen salidas a un parque próximo, para realizar prácticas con un telescopio portátil y aprender su manejo, y una vez al mes efectúan una excursión fuera del casco urbano, concretamente a Monegrilllo (a unos 45 km de Zaragoza) donde hay emplazado un observatorio propiedad de D. Manuel Navales Iranzo, uno de los fundadores y primer presidente de la Agrupación, que apoya la actividad de observación prestando su observatorio para los socios, con un instrumental consistente en un reflector computerizado de la marca Celestron de 356 mm de abertura modelo SchmidtCassegrain de 3.450 mm de focal. El observatorio consta de tres plantas; la primera es un recibidor con área de descanso, la segunda es una sala de estudio y bibliográfica y en la tercera planta se ubica la cúpula que alberga el telescopio. La Agrupación, por su parte, dispone del siguiente instrumental: • 1 Telescopio reflector con montura Dobson de 300 mm de abertura y 1.450 mm de focal. II Época / Nº 124

• 1 Telescopio reflector con montura Dobson de 150 mm de abertura y 1.000 mm de focal. • 1 Telescopio refractor solar de 103 mm de abertura y 1.000 mm de focal. • 1 Telescopio refractor solar de 80 mm de abertura y 500 mm de focal. • 1 Trípode con rótula. • 1 Prismáticos de 11 x 80 mm. • 1 Prismáticos de 10 x 25 mm. • 1 Equipo Tv/video con conexión informática. • 1 Proyector de diapositivas. • Proyector de transparencias. A lo largo de estos veinte años de existencia ha habido mucha fluctuación de asociado en algunos momentos han llegado a ser cerca de 250 personas, pero en la actualidad la forman 84 miembros. Ello es debido a diferentes circunstancias, entre ellas está la gran expansión de Internet, este medio de información que permite acceder a ella sin necesidad de salir de casa. Aunque esta ciencia es muy atractiva y se han efectuado gestiones para atraer a la juventud hay que reconocer que es muy selectiva y que verdaderamente hace que participen aquellas personas que sienten muy profunda su ilusión. Pero esto no hace decaer a los responsables de la Dirección Organizativa y permanecen al frente en su labor. La Agrupación confecciona un Boletín Informativo que se edita bimensualmente, con la colaboración de los socios. Para poder acceder al Boletín es preciso hacerse socio. La cuota anual es de 25 euros.

El pasado mes de febrero de 2009 y debido a unas obras de restauración que se están llevando a cabo en el Centro Cívico Delicias, se les ha asignado provisionalmente unas nuevas instalaciones en el Centro Cívico de La Almozara, aula seminario, planta 2, Avda. Puerta Sancho, 30, de Zaragoza. Los componentes de la Junta Directiva son en estos momentos sólo dos personas que llevan todas las gestiones: Presidencia, Dirección del Boletín y Departamento de Información y Prensa: D. Francisco Izaguerri Gracia. Secretario y Tesorero: D. Faustino Lafuente Andaluz. Su página web es www.agrupacionastronomicaaragonesa.es, y el correo electrónico de contacto centroastronomico@gmail.com. Año Internacional de la Astronomía Con motivo del Año Internacional de la Astronomía, la Agrupación Astronómica Aragonesa ha desarrollado una serie de actividades para participar en este importante evento coordinados con el Nodo Nacional del AIA-IYA 2009. Éstas han consistido en conferencias en el salón de actos del Centro Cívico La Almozara, desde el mes de marzo hasta el mes de junio, una plantada de telescopios en el parque Castillo Palomar, y una semana de colaboración conjunta con el Consejo Superior de Investigaciones Científicas (CSIC) el pasado mes de mayo. También se está trabajando con el Colegio Oficial de Físicos de Zaragoza en actividades conjuntas. Asimismo la Agrupación participa en las aulas de diferentes colegios, para incentivar a los más pequeños en esta ciencia tan bonita. Para contactar con la Sección de Asociaciones: info@aacadiz.com. 63


J UAN L UI S G O NZ ÁL E Z CARBA L L O

ALGO SE MUEVE EN LAS ESTRELLAS DOBLES La observación y estudio de estrellas dobles es uno de los campos de trabajo tradicionalmente asociados a los amateur: son miles, decenas de miles, las estrellas dobles catalogadas y muy poco el tiempo disponible en los observatorios profesionales. Hay países en los que esta afición goza de gran tradición, como EE.UU., Gran Bretaña o, sobre todo, Francia..

Sin embargo, siempre me llamó la atención el escaso número de observadores activos dedicados a las dobles en nuestro país. Cuando comencé a interesarme por ellas, la única referencia visible eran los trabajos desarrollados hace unas décadas por el gran José Luis Comellas o, más recientemente, los de Tòfol Tobal. Esta sección de la revista AstronomíA, magníficamente dirigida por Rafael Benavides y, anteriormente, por Francisco M. Rica, era una de las pocas fuentes a las que recurrir. Si no me crees, haz esta simple reflexión: ¿cuántas asociaciones conoces con una sección específica dedicada a las dobles? Me temo que se cuentan con los dedos de una mano, y las que existen no han sido, hasta el momento, especialmente activas. No obstante, algo parece estar cambiando. De hecho, en los últimos años asistimos a un cambio de tendencia. ¿En qué baso semejante afirmación? En primer lugar en una percepción personal: cada vez son más los interesados que contactan conmigo (o con otros amateur más expertos) con el afán de aprender técnicas y métodos, solucionar dudas, etc. Algunos, incluso, hacen su presentación con medidas de calidad empleando métodos perfectamente válidos que han aprendido de manera autodidacta. 64

Figura 1. BVD 34, descubierta por Rafael Benavides desde su observatorio de Posadas (Córdoba). Imagen obtenida con una cámara Atik 16 HR en un C11.

Pero aún hay más pruebas: El Observador de Estrellas Dobles (OED), por ejemplo. Los doblistas de habla hispana pueden disfrutar, desde principios de este año, de una publicación digital enteramente dedicada a este apasionante mundo. Las publicaciones de este tipo a nivel mundial son realmente escasas y disfrutar de una hecha en España supone un verdadero privilegio. Aunque se trata de una revista todavía joven, varios aspectos hacen pensar en un futuro prometedor: cada número ha supuesto un aumento del número de colaboradores y de artículos publicados. Aunque es evidente que este ritmo será difícil de mantener a largo plazo, el hecho de

que varios doblistas franceses, maestros en este campo (como Florent Losse), soliciten publicar en OED constituye todo un logro. Y el haber recibido casi 6.000 visitas en ocho meses refuerza esta idea. Paralelamente, algo se mueve en ciertos foros de Internet. La actividad doblística comienza a ser más visible en ellos. Y no sólo en el especializado y excelente foro de la Liga Iberoamericana de Astronomía (LIADA), también en otros, como en el principal de ámbito estatal (por número de miembros y actividad): el de la Agrupación Astronómica Hubble de Martos, Jaén. Allí existe una sección muy activa a la que muchos


Figura 2. CRB 1, primer sistema doble descubierto por Juan Luis González Carballo mediante una cámara Atik 16 IC con un C8 desde Valencia de Alcántara (Cáceres).

observadores envían sus trabajos, consultan dudas y, en general, mantienen un animado debate en torno a este tema. Y esto sin olvidar que comienzan a aparecer en nuestro país blogs y páginas web dedicadas total o parcialmente a las estrellas dobles, al tiempo que la publicación internacional más prestigiosa en este campo, el Journal of Double Stars Observations (JDSO), de la South Alabama University, en sus cinco años de existencia ha publicado 118 artículos, de los cuales casi el 20 % pertenecen a astrónomos aficionados españoles. Finalmente, para finales del próximo año se prevé la realización de un encuentro internacional dedicado monográficamente a las estrellas dobles, organizado por el Observatori Astronòmic del Garraf (para más información, visitar la web www.oagarraf.net). Por todo ello, sinceramente creo que nos espera un futuro prometedor. Una nueva generación de observadores viene pisando fuerte y cada vez son más los interesados. Sin embargo, puede que te estés preguntando todavía qué pueden aportarte las estrellas dobles. Permíteme que te responda con una pregunta: ¿por qué eres aficionado a la Astronomía? Sin duda, coincidiremos en que la mejor respuesta es porque nos divierte. Sin embargo, otros añaden a esa respuesta intuitiva, para aportar algo a la ciencia. Si eres de los que piensa así, sin duda las dobles tienen mucho que ofrecerte. La forma habitual de hacer aportaciones a la ciencia de los cielos es obtener medidas, datos e imágenes de cuerpos celestes (asteroides, estrellas variables… y, claro, también estrellas dobles). En nuestro caso, tenemos más de 100.000 estreII Época / Nº 124

llas catalogadas en el Washington Double Stars Catalog (WDS) a la espera de recibir medidas que actualicen las existentes. Como bien decía José Luis Comellas, hay más estrellas dobles en cualquier porción del cielo que cualquier otro tipo de cuerpos celestes. Hacerlo no es complicado. Hay métodos y estrellas para todo tipo de aficionados. Existen estrellas dobles orbitales brillantes y otras tan débiles que se requieren enormes telescopios para poder verlas; binarias tan unidas que el principal reto es poder separarlas, y otras tan separadas que bastan unos binoculares normales para resolverlas. Algunos pares poseen unos matices cromáticos que harán las delicias de los amantes de lo estético. Un buen número de ellas hace más de cien años que no son observadas (¡estrellas que antes sólo vieron los ojos de Herschel o Struve!) y, finalmente, otras que, catalogadas hace mucho tiempo, no aparecen por ningún lado. La fauna doblística es verdaderamente diversa. Para observarlas no se requieren grandes instrumentos, ni siquiera costosas técnicas. Hoy por hoy el equipo estándar suele ser un telescopio de abertura mediana o grande dotado de una webcam o una cámara CCD. Si dispones de él, tu aportación puede ser realmente relevante. Pero hay más… puedes usar un ocular micrométrico o fabricarte tu propio micrómetro; Ernö Berkó es un doblista húngaro que obtiene medidas de gran valor ¡usando una cámara réflex digital! Y sin embargo, no cabe duda de que el aficionado que realiza un trabajo sistemático y perseverante puede encontrarse con algo nuevo: realizar un descubrimiento. En ese caso nuestra aportación será crucial.

Descubrir nuevas binarias es un verdadero reto que acompaña al trabajo de cualquier doblista dedicado. Y España parece ser una buena cantera para los descubridores de estrellas dobles. Desde hace años, algunos amateur que trabajan en el foro de la LIADA habían logrado caracterizar nuevas binarias, estrellas dobles que realmente tienen relación física entre sí, no simples estrellas que parecen estar juntas en el cielo. Sin embargo, en los últimos meses ese «algo se mueve» que anunciaba al comienzo del artículo se está convirtiendo en una verdadera revolución. Ejemplos no faltan: Rafael Benavides, por ejemplo, ha descubierto más de 160 estrellas dobles en los últimos años (próximamente verá la luz un artículo en el JDSO de más de sesenta páginas con lo más reciente de su catálogo); en la misma línea, en el número 3 de OED se anuncia el descubrimiento de alguna doble inédita. Pero hay más: a la colaboración Pro-Am de alto nivel de Francisco M. Rica (que está desarrollando un apasionante proyecto con el Instituto de Astrofísica de Canarias), se suman las impresionantes aportaciones (en proceso de estudio) del amateur madrileño Rafael Caballero, que en breve también tendrá un catálogo de descubrimientos de similares características al de Rafael Benavides, o los del vallisoletano Edgar Rubén Masa. Incluso el autor de estas palabras, casi un recién llegado a esta afición, ya se he topado con algún par que ha merecido la pena ser catalogado. Otros observadores están localizando actualmente nuevas binarias en muchas zonas del cielo; será cuestión de tiempo analizar su interés astrofísico y, llegado el momento, todas ellas formarán parte del WDS con las iniciales del descubridor. Formaremos parte de la familia de doblistas que han hecho su aportación a la historia de esta apasionante ciencia. Este campo tiene mucho que ofrecer y tu trabajo será bienvenido. Si estás un poco cansado de obtener la enésima fotografía de aquel cúmulo globular o de ese cráter de la Luna…, plantéate esta pregunta: ¿por qué no las dobles? Antes que nada una advertencia: medítalo; si pruebas puede ser que quedes enganchado. Lo digo por experiencia. Para contactar: rafaelbenpal@gmail.com 65


PEPE GÓME Z P E P E GÓ ME Z

DESDE EL TAPIZ DE BAYEUX

No sólo desde la concepción y creación de uno de los retratos más antiguos y mejor concebidos del cometa 1P/Halley, como lo es el famoso Tapiz de Bayeux del año 1066 –en el que se ve cómo el rey Harold de Inglaterra se lamenta por la invasión de la isla por Guillermo el Conquistador, mientras sus cortesanos admiran una estrella de múltiple cola con la leyenda Isti Mirant Stella–; sino desde su primera aparición y acercamiento al Sol, este bloque de hielo y tierra sucia, en su apogeo cada 75-76 años refulgente cometa de larga cola, deja en su ancestral autovía particular los restos de su mismo cuerpo que cada año y entre los meses de octubre y noviembre, al ser cruzada por nuestro planeta nos deja ver una magnífica lluvia de meteoros: las Oriónidas.

Son visibles desde la segunda quincena de octubre –sobre todo el día 21 poco antes del alba, en el que alcanza su máximo–, hasta bien entrado noviembre, aunque su actividad es moderada, con una cadencia de 25-26 meteoros/hora. Y dado su radiante, al norte de la estrella Betelgeuse, muy cerca del ecuador celeste, son perceptibles desde todo el globo. Sus trazos rápidos no defraudarán a cualquier observador, que aunque menos en comparación con las famosísimas Perseidas, no por ello dejan de ser interesantes. Bien empleada será la vigilia que se gaste en su contemplación, que desde estas líneas recomiendo. Después de reseñar este espectáculo al alcance de todos, para este mes de octubre tenemos que tener en cuenta como siempre la posición y visibilidad de nuestros compañeros de viaje, y comenzamos con Mercurio, que durante la primera quincena del mes será visible al amanecer, al Este, sobre todo los días 5, 6 y 7 del mes; pudiéndosele ver entre Venus y Saturno, con la compañía de Denébola, precisamente el día 7. 66

Por su parte Venus, que durante la segunda semana del mes hace su transición desde Leo a Virgo, igualmente se ve durante el alba en la misma dirección Este, y tiene una magnitud que roza -3,9. Aparte del día 7, «danza» en las amanecidas de los días 11 y 16 con los mencionados, Saturno, Mercurio y Denébola; haciéndolo también con la Luna creciente el día 16, a la que los tres planetas y la brillante estrella de Leo parecen hacer guardia de honor al nacimiento de Selene. Marte tiene su orto por el Este-Nordeste sobre la medianoche. Su camino discurre entre las constelaciones de Cáncer y Géminis, y su brillo va creciendo paulatinamente cada día, empezando el mes en 0,8 y acabándolo en 0,5. Sobre la medianoche del día 11 forma parte con Castor y Pólux de una magnífica diadema que ciñe la frente de la naciente Luna, y que el día 12 a la misma hora se incrementa con la estrella Alhena. (Arriba): Júpiter fotografiado el 22 de agosto de 2009 con un telescopio Takahashi-Mewlon 210, a f/11,5, con proyección de ocular a f /35 y una webcam Logitech 3000, por Nicolás Fontanilla.


Conjunción LunaJúpiter. Cámara canon EOS 350D y tele Takumar Pentax 200 mm a f /5,6. Suma de dos fotos de 1/60 y 1,6 segundos a ISO 800, desde el Observatorio Urbano de Santa Bárbara, en el centro de Sevilla. (Nicolás Fontanilla y Pepe Gómez)

Ahora le toca el turno a nuestro «segundo sol»: Júpiter. Jove para los romanos y Zeus para los griegos, que con una magnitud de -2,6 se encuentra este mes estacionado en Capricornio, y es sólo visible durante la primera mitad de la noche, ya que se oculta en las primeras horas de la madrugada por el Oeste-Suroeste. Cuando le he nombrado segundo sol, tenía que haber dicho nuestro «probable segundo sol», ya que Júpiter tiene una masa aproximadamente ocho veces menor de la necesaria para haber podido alcanzar el momento crítico para iniciar una fusión nuclear que lo hubiera convertido inmediatamente en una pequeña compañera del Sol. Por tanto, el Sistema Solar pudo haber sido un sistema doble, e igualmente por la misma causalidad quizás en la Tierra jamás hubiera florecido la vida tal como la conocemos. Nada más hay que observarlo al telescopio para admirar su pequeña corte de satélites-planetas que dan confirmación casi de su fallido carácter estelar. Igualmente a una hipotética civilización cercana, si desde su planeta mirara nuestro entorno con telescopios del rango de aficionados, o quizás tan poco avanzados como los de Galileo, les parecería estar viendo dos estrellas cercanas, cada una con sus planetas tributarios correspondientes. Por cierto, hablando de Galileo, y ya que este año 2009 es mundialmente proclamado Año Internacional de la Astronomía dado que hace cuatro centurias tuvo la ocurrencia de mirar a los cielos con su pequeño telescopio y descubrir los satélites de Júpiter que desde entonces reciben el nombre de «Galileanos»; pienso que deberían recibir el nombre de «Gandedianos» por haber sido su descubridor mucho antes, al menos de dos de ellos, el astrólogo y astrónomo chino Gan De, nacido 364 años antes de Cristo, y, por tanto, 1.973 antes de la observación de Galileo. Gan De a simple vista descubrió dos de ellos: Ganímedes y Calisto, de lo cual dejó prontas noticias en sus escritos. Y la manera de hacerlo, a ojo desnudo y sin telescopio, fue tapar con un delgado filamento el limbo del planeta cuando estaba en oposición, con sus satéII Época / Nº 124

lites perpendiculares a su eje, y observar concienzudamente sus alrededores con esos instrumentos que jamás deben faltar en los avíos del astrónomo: paciencia, entusiasmo y perseverancia, hasta llegar a la conclusión de que las estrellitas que veía siempre junto al gigante, ora a un lado o al otro, las dos juntas o por separado, no eran otra cosa que satélites de aquella brillante estrella. Igualmente se entretuvo Gan De junto con su compañero Shi Shen, en la compilación de un Catálogo de Estrellas, el primero de la historia, que fue seguido por el del griego Hiparco, que lo hizo a la manera occidental. Asimismo ambos calcularon el periodo sideral de Júpiter en 12 años, modernamente se sabe que es 11,862615 años; el sinódico de Venus en 587,25 días, actualmente calculado en 583,93 días;

La estrella doble Gamma de Andrómeda. (Cortesía del autor) 67


Conjunción de Venus, Mercurio y Saturno (entre las nubes, abajo a la derecha) del 27 de agosto de 2006, tomada con un teleobjetivo de 200 mm. (Cortesía del autor)

y el periodo sinódico de Mercurio en 136 días, estimado hoy en día en 115,88 días. De la misma manera Gan De dividió la esfera celeste en 365 ¼ grados, con un año trópico de 365 ¼ días. Comparando sus resultados con los Babilonios vemos que éstos lo hicieron en 360°. Entre sus libros y escritos se halla un Tratado sobre Júpiter, y otro en ocho volúmenes sobre Astrología Astronómica, ambos perdidos, aunque quedan noticias de los mismos en el Tratado sobre Astrología de la Era Kaiyuan. También escribió un libro sobre Observación Estelar. Vaya esta pequeña anotación para intentar romper una lanza a favor de tan insigne y esforzado observador; lo que no creo que sea óbice para mermar la merecida fama de nuestro celebrado astrónomo pisano. Y finalmente Saturno se hace visible durante el alba, al Este, aunque adelanta su salida con el paso del mes. Está en Virgo con magnitud 1,1. En la amanecida del día 8 se encuentra a solo 0,3° a la izquierda de Mercurio y en la mañana del 13 a 0,6° de Venus, igualmente a la izquierda. Buena ocasión para cazar a los tres, como yo hice en la fotografía que acompaño a lo escrito. Y no quiero dejar de la mano lo referente al cometa de Halley y el tapiz de Bayeux. Cuando iba a venir de nuevo nuestro asiduo visitante en 1986, me compré un librito titulado El cometa de Halley del gran Isaac Asimov, una especie de guía para localizarlo y cazarlo; en el cual entre muchos consejos, historias, anécdotas, celebraciones y conmemoraciones dedicadas al astro de fastuosa cabellera, se pueden ver las efemérides del mismo desde el año 467 a.C. donde comienza diciendo: «Posible mención en testimonios europeos. Antes de esto, nada». A partir de aquí, y siguiendo hasta nuestros días todas las noticias sobre la aparición del cometa, podemos ver que la primera después de ésta dice: «año 239 a.C., 30 de marzo. Men68

ción de testimonios chinos». De donde se deduce que la aplicación y trabajo de los astrólogos chinos contribuyeron también en este campo al estudio de la Astronomía. Y cuando llegue mayo de 2010 en el Jarro de Acuario tendrán su radiante las Eta Acuáridas, la otra lluvia de estrellas que nos regala anualmente el cometa de Don Edmundo Halley, anticipándose a las flores de principio de mes. De esos meteoros hablaremos en su día. Inmersos de lleno en los días de tardes doradas que nos depara el mes de octubre, durante las primeras partes de sus noches mirando al cenit nos podemos deleitar con las constelaciones correspondientes a su otoñal estación como Andrómeda, Pegaso, La Ballena, Acuario y Casiopea; y como decía en el artículo de septiembre, con gran cantidad de objetos a la vista como las estrellas dobles Eta e Iota Casiopea, Ni y Psi de Dragón, Eta de Perseo, Zeta Acuario, Epsilón Pegasi, Gamma y Pi de Andrómeda, Gamma de Aries y Alfa de los Peces y de la Ballena, Algol y Mira Ceti. Amén de las nebulosas planetarias NGC 7009 o Nebulosa Saturno en Acuario, los cúmulos abiertos como el Doble Cúmulo o «Mango de la espada» y M 34 en Perseo, M 52 y M 103 en Casiopea, y M 45 en Tauro y M 36 y 38 en Auriga. Siendo los cúmulos globulares observables M 2 en Acuario y M 15 en Pegaso. A la hora en que según los antiguos y los supersticiosos los espíritus abandonan su irreal morada para vagar libremente velando el sueño de los vivos, majestuosamente avanza por el Este toda una cohorte de nuevas luminarias que capitaneadas por Betelgeuse, flanqueada por Capella y precedida por Aldebarán y sus hijas, nos empiezan a abrir de improviso el maravilloso cielo de invierno. Pero este será material para otro artículo. Vale. Para contactar: pepegomezk2r@gmail.com y el blog astronomiaurbana.blogspot.com


LA SPECOLA DE BOLONIA El destino astronómico de este mes nos lleva a Bolonia. En el Palacio Poggi, un espléndido edificio del siglo XVI, sede de la Universidad desde 1803, se encuentra el Museo della Specola, un pequeño museo que reúne los instrumentos utilizados por varias generaciones de astrónomos italianos y que esconde algunas joyas de la historia de la Astronomía.

La enseñanza de la Astronomía cuenta con una larga tradición en la Universidad de Bolonia. En la época de Dante, a la sazón estudiante en sus aulas, Cecco d’Ascoli tenía una cátedra de filosofía y astrología. En 1496 un joven Nicolás Copérnico llegaba a Bolonia, donde estudiaría durante cuatro años, como atestigua en su De Revolutionibus Orbium Coelestium (AstronomíA, nº 122). A mediados del siglo XVI el fraile dominico Egnatio Danti construyó una meridiana en la basílica de San Petronio. Esta meridiana permitió calcular con precisión la duración exacta de un año solar. La determinación de este valor dio paso a la Reforma Gregoriana del calendario. A finales del mismo siglo Galileo Galilei, que contaba entonces con 23 años, solicitó la cátedra de astronomía que había dejado vacante Danti, pero 70

finalmente el elegido para el puesto fue otro profesor de más edad, Giovanni Antonio Magini, muy conocido en la época. Otro destacado astrónomo que trabajó en Bolonia fue Giovanni Domenico Cassini, que midió las posiciones de los satélites de Júpiter y en 1655 perfeccionó la meridiana de San Petronio (AstronomíA, nº 120). En 1669 Cassini fue llamado a la corte de Luis XIV de Francia para hacerse cargo del Observatorio Real de París. Por este motivo también es frecuente encontrar su nombre como Jean-Dominique Cassini. Arriba: Dibujos al pastel de Maria Clara Eimmart con observaciones telescópicas de Mercurio, Venus, Marte, Júpiter, Saturno y un cometa. (Todas las imágenes son cortesía del autor excepto donde se indique lo contrario)


PACO BE L L I D O

Dibujos al pastel de Maria Clara Eimmart con varias fases lunares.

A finales del siglo XVIII el conde Luigi Ferdinando Marsili planeó la creación de una nueva academia en la ciudad. El encargado de organizar las investigaciones astronómicas fue el joven Eustachio Manfredi quien, junto a otros eruditos, incluido el médico Giovan Battista Morgagni, había fundado la Accademia degli Inquieti, una sociedad que sería el núcleo de la futura Academia de Ciencias. En 1709 el conde donó todas sus colecciones de material científico, instrumentos y libros a la ciudad de Bolonia. Esto permitió la fundación de la Academia de Ciencias en el Palazzo Poggi, que en la actualidad sigue albergando la sede de la Universidad. A fin de potenciar los trabajos astronómicos se realizaron una serie de arreglos encaminados a construir una torre observatorio en el palacio. Las obras fueron iniciadas por el arquitecto Giuseppe Antonio Torri en 1712 y completadas por Carlo Francesco Dotti en 1726. Durante los primeros años el observatorio se dedicó a resolver los problemas clásicos de la época, especialmente el estudio de los movimientos planetarios para comprobar la exactitud de las teorías de Isaac Newton. También se estableció la longitud geográfica de Bolonia para comprender mejor la forma de la Tierra. La obra más importante de Manfredi fueron las Ephemerides Bononienses, que se consideran uno de los catálogos astronómicos más precisos de la época y que confirmaron la aberración anual de la luz descubierta por James Bradley. EL MUSEO El museo está alojado sobre la torre astronómica del Palazzo Poggi. Abrió sus puertas en 1979 tras la renovación de la Sala de la Meridiana. La habitación de la torreta, en el piso superior, fue abierta al público en 1985 y la sala de los globos en 1991. Las últimas incorporaciones han sido la sala Guido Horn d’Arturo, abierta en 2004, y la Sala Meteorológica abierta en 2007. Los interesantes archivos del observatorio guardan distintos tipos de material astronómico editado entre 1676 y 1957. II Época / Nº 124

La visita se inicia en la sala de la meridiana, situada en el piso inferior de la torre. Consta de un «muro meridiano» que la atraviesa de Sur a Norte. En esta sala se realizaban observaciones de la culminación de los astros durante su paso por el meridiano. Actualmente alberga un gran cuadrante mural de 3 metros de diámetro fabricado en Roma por la firma Lusverg. También se exhiben varios cuadrantes móviles de factura italiana e inglesa y diversos instrumentos de paso. La línea meridiana instalada en el suelo de la sala permitía poner en hora los relojes de la ciudad. Hasta mediados del siglo XIX se anunciaba el mediodía gracias a las observaciones aquí realizadas, la señal se enviaba por un procedimiento óptico y,

Varios espejos de telescopios y retrato de Giovanni Domenico Cassini.

Una de las salas del museo con mapas y cartas náuticas. 71


obligado entre 1938 y 1945 debido a las persecuciones raciales durante la guerra) y creador de un ingenioso sistema óptico. En la sala se puede ver su escritorio de trabajo y el espejo teselado que inventó en 1932, un precursor de los instrumentos multiespejo actuales, como el telescopio del Observatorio Keck de Hawaii. En 1952 Horn completó su instrumento definitivo formado por 61 segmentos hexagonales, y que contaba con un diámetro total de 1,8 metros. El asteroide 3744 Horn-d’Arturo descubierto en Bolonia en 1983 fue bautizado en su honor. En la sala de los globos se pueden apreciar varios globos terráqueos y celestes de gran interés. El más antiguo de ellos data

Escalera de caracol de acceso a la torreta.

posteriormente, mediante un mecanismo eléctrico, a la torre del Ayuntamiento o a una batería de artillería situada en los jardines de Montagnola. En las paredes de la sala se pueden ver varias pinturas al pastel sobre cartón azul realizadas en Nüremberg por la astrónoma Maria Clara Eimmart (1676-1707), hija de Georg Christoph Eimmart, astrónomo, matemático y grabador alemán. Estos cuadros muestran diversos detalles de las fases lunares y los diferentes aspectos al telescopio de varios planetas y cometas. Eimmart es una de las pocas mujeres cuyo nombre ha pasado a la historia de la Selenología. Su detallada serie de dibujos de observaciones telescópicas de las fases de la Luna, 250 en total, ocupa un lugar de honor en la cartografía lunar. De las doce tablas donadas por el padre de Maria Clara a Marsili se conservan sólo diez, estas obras atestiguan la habilidad y las dotes de observación de Eimmart. El resto de su obra se encuentra en San Petersburgo. Algunos de los instrumentos de esta sala aparecen en una serie de ocho cuadros titulada Observaciones astronómicas de Donato Creti, que actualmente pueden verse en los Museos Vaticanos (ver AstronomíA, nº 118). La sala central del primer piso está dedicada al sabio Guido Horn d’Arturo, nacido en Trieste, director del observatorio astronómico universitario de 1921 a 1954 (con un paréntesis 72

Detalle de la meridiana. (Cortesía Museo della Specola)

Telescopio refractor.


Vista desde la terraza del observatorio de la Specola.

de la primera mitad del siglo XVII y es obra del holandés Willem Janszoon Blaeuw, discípulo de Tycho y experto tanto en astronomía como en el arte de la impresión. La colección se completa con otros globos de origen holandés e inglés y dos esferas armilares del siglo XVIII que plasman el sistema copernicano. Las paredes de esta sala están decoradas con cartas náuticas en pergamino de mediados del siglo XVI. Quizás las piezas más interesantes de la sala sean dos raras cartas chinas de principios del siglo XVII. Una de ellas es un mapa geográfico realizado en China por el padre Matteo Ricci S.J., fundador de las misiones católicas en aquel país, mientras que la carta celeste es obra de otro jesuita, el padre Schall von Bell, dueño del primer telescopio que viajó a China. No se conoce bien cómo estas cartas llegaron a Bolonia, una hipótesis sugiere que fue a través del padre Riccioli, profesor en Bolonia, que se refiere en su obra a Matteo Ricci y la astronomía china. La parte más alta del observatorio, la torreta, está girada respecto al edificio y orientada según los puntos cardinales. Las observaciones se hacían a través de ocho grandes ventanales y del techo, una abertura circular permitía observar el cénit. Actualmente los grandes telescopios de Bolonia pueden admirarse en la misma sala en la que se utilizaron. Se exponen diversos modelos de refractores y reflectores fabricados en Italia e Inglaterra. Destacan los modelos construidos por Dollond y un pequeño telescopio con montura universal fabricado por George Adams. En las vitrinas de la sala también se pueden ver varios instrumentos notables: un astrolabio árabe del siglo XIII, otro holandés de 1565 y un curioso globo de Venus. La visita a la Specola termina en la terraza de la torre, situada a una altura de 46,8 metros sobre el nivel de la calle. Una pequeña cúpula de madera alberga un par de telescopios adaptados para observación solar. Desde este lugar el visitante II Época / Nº 124

Carta celeste del padre Schall von Bell, S.J.

puede disfrutar de una vista privilegiada de la ciudad, con los tejados rojos de la parte vieja de la ciudad y las torres de San Luca, de la Osservanza y las colinas del sur. Para llegar a la terraza hay que subir una escalera de caracol con 272 escalones, en este lugar Giovanni Battista Guglielmini realizó un experimento en 1790 para medir la desviación de un cuerpo en caída libre respecto a la vertical. El experimento demostró que la Tierra gira alrededor de su eje sesenta años antes del conocido experimento de Foucault y su péndulo. La parte baja del Palazzo Poggi acoge otros interesantes Museos Universitarios, que exhiben colecciones de gran interés científico y cultural. Destaca el Museo de Anatomía, en el que se puede ver una extraordinaria colección de modelos en cera de órganos, vísceras, extremidades, etc. Las figuras de cera fueron realizadas por el pintor Ercole Lelli (1702-1762) y se consideran las figuras anatómicas de cera más antiguas del mundo. También son notables las figuras modeladas por el matrimonio Manzolini. En la sala de obstetricia se exponen modelos de úteros fabricados en terracota que servían para la formación de las futuras comadronas. Bibliografía Fabrizio Bònoli, Bologna. Il Museo della Specola, Editrice Compositori, 2007. Jonathan D. Spence, El palacio de la memoria de Matteo Ricci: un jesuita en la China del siglo XVI, Tusquets Editores, 2002. Joanna Waley-Cohen, The Sextants of Beijing: Global Currents in Chinese History, W.W. Norton & Co., 2000. Museo della Specola: www.bo.astro.it/dip/Museum/ MuseumHome.html Cuaderno de viaje: viajero.blogalia.com

Paco Bellido es astrónomo aficionado especializado en selenografía y autor del blog «El Beso en la Luna» (mizar. blogalia.com). 73


ÁNG EL G ÓME Z ROLDÁN

DE PERSEIDAS, GALILEO Y GRANDES NÚMEROS

estrellas más popular del año. Fueron muchos los que no quisieron perderse este espectáculo que cada verano nos brinda el firmamento y que este Año Internacional de la Astronomía cobra un significado especial. Una vez más, esta Tercera Fiesta de Estrellas no habría sido posible sin la participación de los astrónomos amateur. En esta ocasión más de treinta agrupaciones astronómicas de toda España han ofrecido al público la posibilidad de contemplar esta lluvia de estrellas desde enclaves excepcionales y fuera de lo común, empleándose a fondo para instruir a los asistentes sobre cuestiones básicas relacionadas con el cielo y con nuestro Universo. El buen tiempo sirvió como excusa para la organización de observaciones en lugares costeros. Agrupaciones astronómicas como la de San Fernando, Cantabria, Rías Baixas, La Safor, Aster y la Sociedad Malagueña de Astronomía celebraron sus respectivas fiestas de estrellas en las playas de Cádiz, Santander, Pontevedra, Gandía (Valencia), Barcelona y Málaga, a las que asistieron cerca de 4.000 personas, toalla en mano. Echados en la arena o en tumbonas contemplaron las estrellas fugaces sobrevolando el mar. Los amantes del senderismo optaron por las caminatas nocturnas bajo las estrellas como la organizada por la

Agrupación Astronómica de Huesca en la Ermita de la Alegría del Monzón, a la que asistieron unas 300 personas y donde se instalaron siete telescopios. También el Centro de Investigación y Divulgación Astronómica del Mediterráneo organizó una marcha senderista que culminó en el Merendero Hondón de las Nieves, en Alicante, donde invitaron al público –unas 500 personas– a una buena chocolatada por cortesía de la marca Valor y donde sortearon un telescopio y varios libros. Al Mirador de la Foz de Abaryún, a una hora de Pamplona, se desplazó medio millar de personas para celebrar la Tercera Fiesta de Estrellas en un paraje especialmente oscuro. Algunos de los asistentes, muchos de ellos niños, pudieron observar por primera vez nuestra Galaxia, la Vía Láctea. El pantano de Garaio (Vitoria), el Torcal de Antequera (Málaga), la ciudad íbero-romana de Valeria (Cuenca), o el Cerro de La Picota (Miranda de Ebro, Burgos) fueron algunos de los parajes en los que los astrónomos emplazaron al público para observar esta lluvia de estrellas. Una espectacular observación fue la que tuvo lugar a 8 millas de la costa de Santander, a bordo de la goleta Cantabria Infinita, donde 55 pasajeros organizados por la Agrupación Astronómica de

El balance de la Tercera Fiesta de Estrellas del pasado mes de agosto, la presentación del proyecto Las Noches de Galileo, y unas cifras «astronómicas» de participación popular son el tema de la sección dedicada al Año Internacional de la Astronomía de este mes.

BALANCE TERCERA FIESTA DE ESTRELLAS (Texto adaptado del informe del Nodo Nacional del AIA-IYA 2009): La Tercera Fiesta de Estrellas ha sido todo un éxito. La noche del pasado 12 al 13 de agosto alrededor de 17.000 personas procedentes de diversos lugares de España participaron en alguna de las actividades organizadas con motivo de esta celebración. Todas ellas salieron a la calle para observar las Perseidas, la lluvia de 74

Los observadores amateur han conseguido que la Tercera Fiesta de Estrellas haya sido un éxito. (TWAN/Babak Tafreshi)


Santander pudieron disfrutar de las Perseidas bajo un cielo despejado y desde el mar. Algunas observaciones públicas se realizaron desde las ciudades, como la celebrada en la Plaza de La Viña (Alicante), a cargo del Centro de Investigación Astronómica de Alicante; o el encuentro organizado por AstroHenares en Coslada (Madrid), donde unas 250 personas pudieron observar, además de la lluvia de estrellas, la Luna y Júpiter gracias a cuatro telescopios. Hubo también observaciones en parques tecnológicos, como la convocada por la Agrupación Astronómica de Huesca en el P. T. de Walqa y donde se congregaron unas 3.000 personas. En Vizcaya, en el Centro de Biodiversidad de Euskadi, los miembros de la Agrupación Astronómica Vizcaína ofrecieron una charla sobre las Perseidas, consiguiendo llenar totalmente el auditorio. Y, por supuesto, no podían faltar a la cita los observatorios. El Observatorio Astronómico Municipal de Monte Deva (Gijón, Asturias), el Observatorio Astronómico de Cantabria y el Observatorio Astronómico Cabezo de La Jara (Puerto Lumbreras, Murcia), instalaron telescopios y ofrecieron charlas divulgativas a los asistentes. GRANDES NÚMEROS Las actividades del AIA-IYA 2009 a lo largo y ancho del planeta están movilizando a una gran cantidad de personas. Basten unas cuantas cifras para dar idea de la repercusión que está teniendo: la Olimpiada Brasileña de Astronomía y Astronáutica en Rio de Janeiro ha tenido una participación de más de 750.000 estudiantes de 32.500 escuelas; en Paraguay, la inauguración del Año se celebró con un concierto en el que intervinieron más de 1.600 músicos con más de 15.000 asistentes; en Noruega, cada alumno escolarizado entre los 5 y los 11 años recibirá un kit astronómico gratis, en el que se incluye el famoso Galileoscopio; más de setenta agencias postales de todo el mundo han emitido en los primeros seis meses del año unos 140 sellos inspirados en la Astronomía; y por último, la Unión Astronómica Internacional estima que más de un millón de personas II Época / Nº 124

Logotipo de Las Noches de Galileo. (IYA 2009/IAU)

Un Galileoscopio y un libro gratis para todos los alumnos de primaria de Noruega es la contribución del Nodo del IYA 2009 en ese país nórdico. (Astronomiåret 2009)

han mirado a través de un telescopio por vez primera en alguno de los miles de actos del AIA-IYA 2009 hasta mediados de año. Un éxito en el que la voluntariedad y entusiasmo de los aficionados son los primeros responsables. LAS NOCHES DE GALILEO Después del éxito mundial de las 100 Horas de Astronomía, en las que durante cuatro días seguidos se realizaron actividades astronómicas por todo el planeta en el mes de abril, arranca un nuevo proyecto pilar: Las Noches de Galileo, cuyo objetivo es mostrar a todo el mundo, y durante todo un fin de semana, las maravillas que Galileo observó a través de su telescopio hace 400 años.

El fin de semana elegido es el del 22 al 24 de octubre, y España se aúna a este proyecto en el que astrónomos amateur y profesionales «tomarán» las calles para mostrar el Sol, los satélites de Júpiter, nuestra Luna, y las muchas maravillas que hay en el cielo. Para contactar, la coordinadora nacional en España es Blanca Throughton (blanca.througto@terra.es). La web internacional se puede visitar en www. galileannights.com. Ángel Gómez Roldán es el redactor jefe de la revista AstronomíA. Toda la información actualizada sobre el AIA-IYA 2009 en www.astronomia2009.es

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El cielo está en tu barrio SALVADOR BARÁ

¿Puede el cielo volver a formar parte de la vida cotidiana en las sociedades urbanas del siglo XXI? ¿Pueden las actividades de Astronomía contribuir a la dinamización de las comunidades locales? ¿Pueden ayudar a conseguir barrios más estructurados, con un asociacionismo más rico y variado, con mayor intensidad de convivencia y con una mejor calidad de vida? ¿Puede eso revertir en un incremento del interés por las ciencias y las humanidades? Desde Astronomía na beirarrúa apostamos por esas posibilidades. Astronomía na beirarrúa es una acción conjunta de la Universidade de Santiago de Compostela y el Clube Compostelán de Astronomía «Vega» para organizar actividades de Astronomía en las calles y plazas de nuestros barrios en estrecha colaboración con las asociaciones vecinales, culturales y ciudadanas de cada lugar. Este programa, que comenzó su andadura en junio de 2006, tiene como objetivos: 76

• Favorecer el contacto con la ciencia desde la vida cotidiana, • Recuperar el cielo nocturno como parte del paisaje urbano, • Promover la puesta en valor del cielo como recurso cultural, • Contribuir a reforzar el tejido asociativo de los barrios de Santiago de Compostela, • Permeabilizar las fronteras entre la Universidad y su entorno, y • Apoyar a las asociaciones gallegas de aficionados y aficionadas a la Astronomía.

¿DE DÓNDE PARTIMOS? A la hora de plantearnos una acción de este tipo, partimos de tres ideas básicas: • La Astronomía tiene público: A pesar de que la contaminación lumínica hace estragos y resulta cada vez Figura 1. Hoja informativa de Astronomia na beirarrúa. (Excepto donde se indique, todas las imágenes son cortesía Astronomía na beirarrúa; imagen del VLT cortesía ESO)


más difícil la contemplación del cielo estrellado, y de que los ritmos personales y sociales no vienen ya determinados por el calendario astronómico, el cielo sigue siendo un poderoso centro de interés para muchas personas, probablemente más de las que a primera vista se podría pensar. Las razones de este interés son variadas y a menudo incluyen una mezcla en proporciones variables de curiosidad, interés científico, disfrute estético y preguntas sobre nuestro lugar en el cosmos. Pocas son las personas que permanecen indiferentes antes las últimas imágenes del Hubble o la visión en directo de los anillos de Saturno. Las actividades relacionadas con la Astronomía tienen, sin duda, público. • El público tiene estructura: Un elemento a veces pasado por alto al organizar actividades públicas de Astronomía es que el público tiene estructura. La mayoría de las personas a las que nos dirigimos no viven aisladas: desarrollan su vida cotidiana en el marco de un entramado de relaciones, que van desde la participación en grupos informales hasta en asociaciones de todo tipo, más o menos estructuradas y con mayor o menor presencia social. Algunos de estos grupos y asociaciones (vecinales, culturales, deportivas, peñas gastronómicas, comisiones de fiestas, etc) juegan un papel fundamental en la dinamización de la vida de sus comunidades locales. • Cooperando ganamos todos: Organizando nuestras actividades de Astronomía en cooperación con las asociaciones activas en cada barrio multiplicamos significativamente el número de personas a las que podemos llegar. Las redes asociativas locales tienen canales de comunicación, en su mayoría informales, que son tremendamente efectivos. El «boca a boca» es a menudo mucho más eficaz que una serie de anuncios en prensa o una campaña de marketing tradicional (sin que una cosa impida la otra). Cooperando ganamos en alcance e incidencia. ¿Qué ganan o pueden ganar las asociaciones de un barrio organizando con nosotros actividades de Astronomía? Algo igualmente interesante: estas actividades son atractivas, permiten complementar la oferta en fiestas y ciclos culturales, son una herramienta II Época / Nº 124

Figura 2: Observando el cielo... y disfrutando de castañas en un magosto organizado por la Asociación Vecinal «A Xuntanza» en Porta do Camiño, noviembre de 2007.

ideal para favorecer el encuentro y la convivencia vecinal en lugares públicos, y son actividades en general consideradas positivamente, bien valoradas por la mayoría de la población y que suscitan relativamente pocas críticas (en caso de que susciten alguna), por lo que las asociaciones coorganizadoras obtienen adicionalmente un plus de reconocimiento en términos de imagen pública que puede reforzar su capacidad de incidencia en el barrio. Y este es un elemento muy a tener en cuenta: con todos los matices que haya que hacer, barrios con asociaciones activas, presentes en la vida de cada día e interrelacionadas entre sí tienden a ser barrios mejor preparados para hacer frente a los importantes retos que nuestra sociedad tiene planteados. ¿QUÉ HACEMOS? Las actividades que organizamos no se diferencian de las que realizan las numerosas y dinámicas asociaciones gallegas de aficionados a la Astronomía: observaciones en la calle, muestras de telescopios, edición de materiales informativos, promoción de software libre para Astronomía, etc. La actividad que probablemente más caracteriza a este

programa son las observaciones públicas en ferias y fiestas de barrios (cuanto más cerca del palco de la orquesta, mejor...). Actividades realizadas con un enfoque lúdico, de convivencia vecinal y de disfrute estético del cielo, y con las siguientes caracteristicas: • En cooperación: con las asociaciones o comisiones de fiestas, o con grupos informales de vecinos interesados, pero siempre en cooperación. Eso conlleva un proceso de contactos previos, preparación, identificación de oportunidades e intereses comunes... el objetivo es que la actividad sea realmente fruto de la colaboración con las entidades de cada lugar, y no el resultado de la acción aislada de unos «paracaidistas astronómicos» que aterrizan en el barrio. Es un proceso lento al comienzo (una observación astronómica no es algo que la mayoría de comisiones de fiestas piensen introducir a priori en su programación), y que requiere en muchos casos resolver un sudoku casi imposible: combinar con éxito el calendario social (fiestas y actividades del barrio), el astronómico (¡no todas las fiestas se organizan con Luna creciente!), el meteorológico 77


Figura 3. Cartel anunciador de una observación organizada con la Asociación Vecinal «Raigame» del barrio del Ensanche en Compostela.

(en paises atlánticos como Galicia las condiciones del cielo cambian drástica y frecuentemente en plazos de pocas horas) y el personal.

• Con continuidad: o por lo menos intentándolo, en la medida de lo posible. Un objetivo del programa es hacer cotidiana la experiencia de

Figura 4. Observación en fiestas de barrio, junio de 2008. 78

la contemplación del cielo como actividad normalizada, no como acto puntual vinculado exclusivamente a fenómenos celestes especiales (eclipses, etc). • De vecinos a vecinos: uno de los factores que a veces dificulta el acercamiento a la Astronomía es la percepción social de que para disfrutar de ella hay que ser un experto o tener alguno cerca, y de que los expertos son personas difícilmente accesibles o proclives a usar su saber como instrumento de poder para marcar cierta superioridad. Con este programa queremos promover el disfrute de la Astronomía desde muy diversas perspectivas, evitando en lo posible la jerarquización implícita o explícita de las personas (lo que excluye el uso de calificativos como «novato» o «neófito», entre otras cosas). Ofrecemos ayuda técnica cualificada pero antes que expertos, y más importante que eso, somos vecinos. • Con la mínima intermediación tecnológica: considerando la instrumentación como una ayuda para la observación y no como un fin en sí misma. Promoviendo la observación visual, a simple vista y con prismáticos y/o telescopios dependiendo del fenómeno a observar. Enseñando a fotografiar objetos celestes con cámaras digitales de gama baja o con teléfonos móviles. Primando en la calle la visión personal y directa, antes que la de imágenes captadas con equipos sofisticados y mostradas en la pantalla de un ordenador. El objetivo es proporcionar una experiencia del cielo lo más directa posible, contra el prejuicio de que para disfrutar del mismo se necesitan inevitablemente equipos caros y/o de alta tecnología. • Para ver y tocar: con telescopios a disposición de las personas que acuden, no sólo para ver a través de ellos sino para manejarlos por sí mismas. Se trata de que los participantes vivan la experiencia de manejar un telescopio, de seguir manualmente el cuerpo celeste que están observando, de perderlo y volverlo a encontrar, desenfocar y enfocar... El objetivo es contribuir a derribar esa primera barrera que se interpone entre las personas y los equipos de observación: el miedo excesivo a no saber manejarlos o a deteriorarlos (En previsión de que esta estrategia


pudiese efectivamente causar algunas «bajas» en nuestro instrumental decidimos usar telescopios de bajo coste y calidad suficiente... pero afortunadamente, después de tres años de actividad frenética y de haber pasado por miles de manos, sólo hemos tenido que lamentar hasta el momento la pérdida de dos tapas de portaoculares. ¡Cruzamos los dedos!). • Promoviendo la puesta en valor de los telescopios que la gente tiene en su casa: Es difícil estimar la superficie captadora de luz que duerme el sueño de los justos en forma de telescopio arrinconado en un desván o como mero objeto decorativo en un salón. Convertir esos adornos en herramientas útiles, colaborando con sus propietarios, es otra de las líneas de actuación. A lo largo del año organizamos, en promedio, entre diez y quince actividades de calle, que tienden a concentrarse en el periodo marzo-diciembre. La mayor parte de ellas, hasta ahora, se desarrollaron en dos barrios de Compostela de fuerte tradición asociativa, el de San Pedro (en colaboración con la Asociación Veciñal «A Xuntanza» y la Comisión de Festas) y el del Ensanche (en colaboración con la Asociación Veciñal «Raigame»). Con menor intensidad organizamos actividades con asociaciones y grupos de vecinos en otros barrios (Salgueiriños, Castiñeiriño...), estando prevista en este otoño la extensión a varios más (Conxo, Cidade Vella, Basquiños...). Asimismo, y aunque el ámbito de actuación de Astronomía na beirarrúa está prioritariamente centrado en la cooperación con la sociedad civil y no tanto en la participación en actividades organizadas directamente por la Administración, hemos colaborado en ocasiones con el Clube Vega para realizar actividades a iniciativa de los departamentos de educación y/o cultura de Santiago de Compostela y concellos limítrofes. Con alguna frecuencia colaboramos en actividades de centros educativos, campamentos de verano e iniciativas de cooperación entre las asociaciones astronómicas gallegas (AstroGalicia 2009). Y, con carácter puntual, hemos organizado alguna actividad de sensibilización sobre contaminación lumínica en lugares con cierta relevancia mediática, como la Xuntanza de Telescopios de Galicia celebrada en mayo II Época / Nº 124

Figura 5. Cartel anunciador de la «Feira da Primavera» de 2008 organizada por las entidades del barrio de San Pedro con, entre otras, actividades de Astronomía. (Comisión de Festas do Barrio de San Pedro, Compostela) 79


La sostenibilidad de un programa de este tipo, basado en el trabajo voluntario de un número relativamente reducido de personas, pasa por incorporar al mismo nuevos miembros. Con esa intención se han desarrollado durante este Año Internacional de la Astronomía varias acciones formativas, dirigidas tanto a estudiantes de la USC de todas las titulaciones (Programa de Cooperación Cultural Descubre o ceo) como a personas interesadas en la puesta en valor del cielo como recurso sociocultural y turístico (Curso Ceos de Compostela, en colaboración con la empresa municipal Turismo de Santiago–Incolsa), que complementan las realizadas en el año anterior (Curso de verano de la USC sobre Contaminación Lumínica coorganizado con el Observatorio Astronómico «Ramón María Aller»).

Figura 6. Música y telescopios en la «Feira da Primavera», mayo de 2009.

Figura 7. Puesto informativo a pie de calle.

de este año en la Praza do Obradoiro, con apagón de las luces de la catedral 80

(ver sección de noticias en AstronomíA, núm. 121-122, pág. 15).

LOGROS Y RETOS PENDIENTES Tras tres años de funcionamiento de este programa los logros conseguidos son modestos pero esperanzadores. De entre ellos destacaríamos los tres siguientes: • En varios barrios de Compostela la Astronomía ha pasado a formar parte de las actividades organizadas a lo largo del año, y en particular de casi todos los programas de fiestas. En la medida en que estas actividades han sido percibidas como interesantes por parte de las asociaciones del barrio, más allá del interés meramente individual de algunos de sus miembros, han ganado en permanencia y estabilidad. Son actividades esperadas y solicitadas. De la oferta hemos pasado a la demanda. • Las actividades han servido para conocer a un amplio número de personas interesadas, inicialmente desconectadas entre sí, con las que mantenemos contacto a través de listas de correo. Algunas de esas personas han pasado a ser colaboradoras del programa. • Las observaciones en la calle han servido para concienciar sobre los efectos de la contaminación lumínica. En general hemos encontrado una actitud ante este problema más positiva de la que inicialmente esperábamos. Uno de los objetivos del trabajo en este campo era contribuír a conseguir el apoyo -o por


lo menos, la no oposición- de las asociaciones vecinales compostelanas para futuros cambios en el sistema de alumbrado público. Los resultados han superado las expectativas: las asociaciones miembros del Consello Municipal de Relacións Veciñais han solicitado formalmente al Concello de Santiago, en mayo de 2008, un sistema de alumbrado respetuoso con el medio ambiente, que permita la puesta en valor del cielo como recurso cultural y turístico y que permita observar la Vía Láctea desde la Praza do Obradoiro. Quedan, sin embargo, aspectos importantes en los que es necesario avanzar todavía más, de los que destacamos dos: • Uno, ya comentado, afecta a la sostenibilidad del programa. Astronomía na beirarrúa, como tantas otras iniciativas, depende fundamentalmente del trabajo voluntario de un número reducido de personas con disponibilidad limitada por compromisos familiares y laborales.

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Extender la acción a barrios en los que no estamos e intensificarla allí donde ya actuamos requiere inevitablemente incorporar a más personas con la formación básica necesaria para trabajar en medio abierto y en cooperación con entidades asociativas. Aunque los primeros pasos en la formación han sido dados, queda incorporar de forma efectiva y estable a más personas a esta acción. • Otro tiene que ver con el hecho de que la mayoría de las personas interesadas en la Astronomía que encontramos en las actividades desean tener más oportunidades para observar el cielo pero no hasta el punto de decidirse a formar parte de una asociación de aficionados. Hay una cierta falta de oferta dirigida a este colectivo intermedio, al que a día de hoy no hemos dado una respuesta adecuada. Si esa respuesta pasa por organizar actividades específicas a nivel de toda la ciudad, por potenciar que se formen grupos informales de Astronomía en torno a las asociaciones vecinales o una combinación de ambas cosas, es algo que aún está por definir.

El equipo de trabajo de Astronomía na beirarrúa está formado por Rubén Díez, Suso García, Ramón I. Marzoa, Nana Molina, Manuel Rodríguez, Javier Rodríguez, Josué Neira y Salva Bará. Actualmente es una iniciativa apoyada por el Programa de Cooperación Cultural de la USC e incluida dentro de las acciones promovidas por esta universidad en el marco del Año Internacional de la Astronomía 2009. Las opiniones aquí expresadas son las del autor. Webs relacionadas 1.- astronabeira.blogspot.com 2.- www.clubevega.org 3.- www.usc.es/aia2009 4.- www.astrogalicia.org

Salvador Bará es profesor en la Universidad de Santiago de Compostela.

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Alineación real con un soporte regulable J OS É MA NUE L L Ó P E Z ARL ANDI S

Los buscadores polares para cuñas ecuatoriales están diseñados para ser utilizados antes de montar el telescopio sobre ellas, por lo que se usan para la alineación tosca. Sin embargo construyendo una plataforma de soporte regulable para el buscador podremos no solo usarlo con el telescopio montado, sino también lograr de entrada una alineación precisa, utilizable para astrofotografía por si sola o con pequeñas correcciones. El objetivo es conseguir con el buscador polar una alineación real, que tenga en cuenta los desplazamientos de la cuña producidos al montar el telescopio y los errores de ortogonalidad de la montura. 82

FUNDAMENTOS El alineamiento polar de un telescopio con montura de horquilla requiere el uso de una cuña ecuatorial, y se basa en la perpendicularidad de la plataforma de la cuña que sirve de base a la montura respecto del eje de la Tierra (PNC). Si esta perpendicularidad se cumple, en teoría los ejes de altitud y acimut de la montura se corresponderán con los ejes de declinación y ascensión recta respectivamente. Para ello debemos orientar la citada plataforma exactamente hacia el PNC. Los telescopios de montura alemana suelen incorporar un buscador polar en la montura, pero en los de horquilla esto no es posible dado que el eje está ocupado por el propio

telescopio. Se puede sin embargo acoplar un buscador polar a la cuña antes de montar el telescopio. Existen para ello buscadores comerciales (como el Polarmate, de Astro Engineering, utilizado en este artículo) o es posible imitar este diseño construyendo uno con un buscador sencillo (1). Quitando el hecho de que al montar el telescopio el peso y las vibraciones puedan alterar la (Arriba): El telescopio apuntando al PNC con la plataforma sobre la cuña y con el buscador polar sobre la plataforma. En la parte media de las barras las tuercas sobre las arandelas solo fijan éstas, no las aprietan sobre la cuña para que el conjunto sea fácil de montar y desmontar. (Todas las imágenes son cortesía del autor)


alineación conseguida con el buscador, parece que la solución es perfecta y que alineando la cuña luego el telescopio quedará alineado. Sin embargo en la realidad esta alineación será solo aproximada, y habrá que recurrir luego a métodos de alineación fina como el iterativo o el de la deriva. La razón habrá que buscarla en que la montura añade un error a la orientación de la cuña. Las monturas tienen una propiedad llamada ortogonalidad, que se refiere a si el eje óptico del telescopio es perpendicular al eje de declinación de la montura, y es de este modo paralelo al eje polar. Cuanto mejor sea la ortogonalidad menos errores introducirá la montura respecto a la buena orientación de la cuña. Una ortogonalidad perfecta es difícil de conseguir incluso con telescopios de alta gama. Siempre van a existir defectos de construcción en los ejes, inclinación del tubo respecto a la horquilla, diferencias entre los brazos de la horquilla, etc. Estos defectos pueden ser mínimos, pero la precisión que exigimos es muy alta. LA EVIDENCIA DEL ERROR DE LA MONTURA Este error añadido es fácilmente puesto en evidencia: 1. Tras orientar la cuña con buscador polar, montar el tubo sobre la cuña y orientarlo con 90° de declinación (paralelo a la horquilla), hacemos oscilar el tubo en AR. Variamos mientras la declinación buscando el momento en que el punto del cielo hacia el que apunta el tubo (observado con un buscador de punto rojo o un tubo buscador) gire sobre si mismo y no se desplace. En este momento tubo y horquilla estarán realmente en paralelo y la declinación será de 90°. Pues bien, este punto no coincide con el PNC que habíamos determinado con el buscador polar. Esto es, consiguiendo una alineación tubo-montura correcta y con la cuña orientada al PNC, el tubo no apunta exactamente al PNC. 2. Tras un buen alineamiento por el método de la deriva, si desmontamos el tubo y apuntamos al cielo el buscador polar montado sobre la cuña desde esta posición teóricamente exacta, la Polar no se sitúa correctamente en el buscador polar, estamos lejos debido a las correcciones introducidas con el II Época / Nº 124

Figura 1. Aspecto anterior y posterior de la plataforma.

método de alineación fina que hayamos utilizado. LAS CAUSAS PROBABLES Así pues, la teoría de que existe un alineamiento perfecto cuña-horquillatubo no se cumple. Hay diversas causas posibles de error: unos se refieren a la elasticidad de los elementos que hacen que los ajustes se pierdan (hundimiento del terreno, holguras en el trípode, holguras y alabeo en la cuña), y otros a defectos en el alineamiento, perpendicularidad y giro de los ejes de la montura. Si la plataforma de la cuña es de calidad y el buscador es exacto, la orientación de la cuña debe ser correcta. Con un buscador será posible poner la cuña perpendicular al Norte incluso

con la base del trípode no nivelada con la horizontal. Por lo tanto, el error más importante debe derivar de defectos de fabricación de la montura. El error de montura será la distancia angular entre el Polo Norte Celeste de la cuña (el que nos da el buscador antes de instalar el tubo y que se supone es el real si el buscador es exacto) y el Polo Norte Celeste de la montura (el que nos daría el mismo buscador si lo pudiéramos poner sobre la cuña tras un buen alineamiento por deriva). Evidentemente Polo Norte Celeste solo hay uno, y se trata solo de resaltar la necesidad de orientar la cuña compensando el error introducido por la montura. Tomamos el método de la deriva como patrón de excelencia porque no depende de la 83


Figura 2. Sujeción de la placa a las barras de soporte (hay restos de pintura en los soportes, es mejor no caer en la tentación de pintar las barras de aluminio). Hay dos tuercas entre la plataforma y la barra: la de abajo sujeta la plataforma al tornillo y no se mueve nunca, la de arriba regula la distancia entre la doble barra y la plataforma. Las dos tuercas de arriba fijan la barra una vez conseguida la separación deseada. La superior es una tuerca autobloqueante. El tornillo de la izquierda hace de tope sobre la cuña y soporta la arandela ancha que fija el conjunto a la cuña en su parte superior.

construcción de los elementos ni de la orientación a la Polar. LA SOLUCIÓN EN TEORÍA El alineamiento tiene dos elementos: conseguir un seguimiento correcto mediante una orientación exacta de la cuña y acoplar el planisferio del ordenador del telescopio con el cielo real. Cuando se dispone de una instalación fija ya alineada basta con poner el tubo sobre el soporte para tener resuelta la primera operación. El método de sincronización posterior es sencillo, y variará según el telescopio de que se trate. Nuestro objetivo es simular esta situación con una instalación móvil de una sesión a otra. La solución será encontrar una manera fácil de dirigir el buscador desde el principio al Polo Norte Celeste de la montura. Con ello partiremos de una situación parecida a si dispusiéramos de una instalación fija, y habremos ahorrado mucho tiempo. Sería además necesario que la compensación del error de montura se llevara a cabo con el telescopio instalado sobre la cuña para evitar el desplazamiento de éste por golpes o por el peso. 84

UNA SOLUCIÓN PRÁCTICA. PLATAFORMA PARA EL BUSCADOR POLAR Necesitamos un buscador polar que pueda ser instalado sobre la plataforma de la cuña que soporta la montura, que pueda manejarse con el telescopio montado y que sea regulable (que pueda realinearse). Un dispositivo así no existe en el mercado pero es fácil de construir adaptándolo a nuestro telescopio y nuestra cuña. En mi caso de trata de una cuña Milburn (de Bonney Lake Astro Works) y un telescopio Meade LX200 GPS de 8”. Necesitamos una plataforma fijada sobre dos tubos cuadrados que se apoyen sobre la cuña y prolonguen la superficie de apoyo, permitiéndonos instalar sobre ella un buscador. Si es un Polarmate necesitaremos reproducir en la plataforma el perfil superior de la cuña donde se apoya el tubo, y si es un buscador de montura ecuatorial necesitaremos hacer un orificio para sujetarlo. A esta plataforma le llamaremos soporte del buscador. La fijación a la cuña variará según el tipo de montura y de cuña, pero no será difícil el modo de llevarla a cabo en cada caso.

Descripción: Una plancha de metacrilato con el mismo perfil que la cuña, incluyendo la hendidura en la que se ajusta el Polarmate. Dos perfiles de aluminio a cada lado (superpuestos, pegados y atornillados) permiten deslizar el conjunto sobre la superficie de apoyo de la montura en la cuña, prolongando así ésta hacia atrás. Los tornillos de acero M6 permiten variar la distancia entre la plataforma y los soportes para alinear la plataforma con el eje polar. Unas arandelas anchas sujetan por arriba los soportes a la cuña, mientras que por el otro extremo se sujetan con pinzas. En el tornillo que sostiene las arandelas una tuerca sirve de tope al conjunto para que no se deslice hacia abajo, aprovechando su forma hexagonal para conseguir un apoyo simétrico de ambos brazos sobre la cuña. Una arandela de plástico recortada sobre la muesca añade el grosor necesario para que pueda ajustarse el buscador. LA PRIMERA ALINEACIÓN DEL SOPORTE DEL BUSCADOR 1. Nivelar el trípode con la cuña montada. No es totalmente necesario,


Figura 3. La placa sobre la cuña. El conjunto se desliza sobre la cuña y queda encajado en la parte superior. Debajo se sujeta con unas simples pinzas, para lo cual una de las dos barras unidas sobresale a la otra.

pero si lo hacemos la labor en otras noches de observación será más rápida. Es posible obtener una posición perpendicular de la plataforma de la cuña respecto del eje polar aunque la cuña esté desnivelada de la horizontal, pero si la nivelamos partiremos de una situación repetible y serán necesarias menos correcciones sobre la cuña en cada montaje. 2. Proceder a un alineamiento tosco y posteriormente al fino por los métodos conocidos. Podemos comenzar orientando la cuña con el buscador polar, y luego utilizar el método iterativo o, preferentemente, el de la deriva. 3. Una vez conseguida una buena alineación y sin quitar el telescopio, instalar el soporte sobre la cuña con el buscador puesto, y sin mover en absoluto los tornillos de control de la cuña (solo manipulando los tornillos que fijan la plataforma a los dos brazos de apoyo), alinear el buscador con el Norte celeste. 4. Fijar bien los tornillos de orientación de la plataforma y retirarla. Queda así ajustada para las siguientes sesiones. LAS SIGUIENTES ALINEACIONES USANDO EL SOPORTE 1. Nivelar el trípode con la cuña puesta y orientar correctamente la cuña dirigida al Norte con una brújula

Figura 4. Sujección y ajuste superior de la plataforma del buscador. La arandela pude ajustarse de modo muy fino para que se deslice suave y firmemente sobre la cuña. La plataforma hace tope en la cuña sobre las tuercas. Dado que éstas son hexagonales, al girarlas podemos corregir pequeños defectos y conseguir que el apoyo se produzca sobre ambos lados. La última tuerca es autobloqueante.

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Figura 5. Sujección inferior de la plataforma a la cuña. Para asegurarse de que las barras apoyen en la base y en los lados conviene marcar las perforaciones en la placa de PVC con las barras sujetas en posición a la cuña con pinzas o gatos. Montar dos barras pegadas y atornilladas asegura una mayor firmeza contra la flexión. La superior es más corta para permitir colocar la pinza. He pensado en métodos más estéticos que la pinza, pero ninguno tan seguro y práctico.

Figura 6. El montaje visto desde la posición de observación, con el tubo del telescopio en 90° de declinación (paralelo a la horquilla) y el Polarmate instalado. Es la posición de búsqueda de la Polar y el Polo Norte geográfico, que no se ve impedida por los buscadores instalados sobre el tubo si la altura de la plataforma es correcta. El hueco tallado en la parte inferior pretendía poder extraer el telescopio sin retirar la plataforma, pero no es útil.

de mapas sobre su plataforma horizontal corrigiendo la declinación magnética (lo mejor es determinarla en la práctica en la primera sesión y recordar este valor). 2. Montar el tubo sobre la cuña. Poner el tubo más o menos paralelo a la horquilla (Dec. 90°) 86

para permitir la visión con el buscador. 3. Montar el soporte sobre la cuña y con ayuda del buscador localizar el Norte celeste con los tornillos de control de la cuña. Dado que el soporte incorpora el error de montura estaremos reproduciendo

la orientación de la cuña al final de la sesión anterior. 4. Si vamos a hacer fotografía de muy larga exposición podemos asegurarnos de la exactitud del proceso mediante un método de la deriva que, si todo ha ido bien, será muy breve. Si tenemos que realizar


correcciones podemos realinear ahora el soporte para la siguiente sesión, o simplemente recordar la posición en que quedó la Polar en el diagrama del ocular del buscador. 5. Seguir el menú de alineamiento del telescopio para orientarlo en la búsqueda de objetos sin modificar para nada la posición de la cuña. Algunos menús ajustan al tiempo la cuña y la orientación del programa de apuntado automático, con lo cual exigirían paradójicamente la modificación de una cuña que ya hemos orientado. Una descripción completa de este problema para el LX200 GPS, métodos de alineación y fotografías adicionales están disponibles en la web de Astroalcoy (2). CAUSAS DE ERROR Suelo blando. Si el suelo no es firme las patas del trípode pueden hundirse durante los minutos siguientes a la instalación de la montura sobre la cuña, dando lugar a un movimiento progresivo hacia abajo en altitud. Si el suelo es blando debemos esperar unos minutos a que las patas se afirmen, comprobar la posición del Norte con el buscador pasado un tiempo o poner soportes bajo las patas. Los soportes de goma utilizados para evitar vibraciones pueden ser útiles, pero los puristas afirman que pueden ceder y arruinar la puesta en estación. Holgura del trípode. Las patas del trípode se ajustan a la base de éste sobre un eje que puede

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tener holguras. Es decepcionante ver como cuidamos errores mínimos de seguimiento y luego un pequeño golpe desplaza la base del trípode varios milímetros. Cuña de mala calidad o insuficiente. Hay quien hace maravillas con una cuña de madera hecha por él mismo. Puede parecer que cualquier cuña sirve, pero es poco probable que sea así. Si una cuña tiene una estructura débil puede alabearse con el peso del telescopio, y lo peor, variar su error de una noche a otra. En el caso del LX200 la cuña Ultrawedge de Meade es ampliamente utilizada, pero existen también cuñas de producción más limitada como las de Mitty Industries, Mettler, Ulti, APT y Milburn. En general son mucho más sólidas y de ajuste más fino, pero también más pesadas. Ajustes poco firmes. Puede parecer un error absurdo, pero pequeños desplazamientos por no hacer firmes los ajustes de la cuña pueden producir alineamientos fallidos. Construcción del soporte extensor. La estructura del soporte extensor tiene que ser rígida, pues debe conservar memoria del error de la montura de una sesión a otra. Construí al principio el soporte extensor con madera de parquet flotante y una lámina de plástico, tornillos de M5 y un único perfil cuadrado de acero de 12 mm. Luego me dio miedo que la

madera se hinchara y encargué una lámina de metacrilato en una fábrica de rótulos. También doblé la anchura de los perfiles de soporte pegando dos de ellos y utilizando aluminio para quitar peso y tornillos de acero de M6 con contratuercas autobloqueantes. La verdad es que el de madera funcionaba y la lámina de metacrilato me costó 48 euros en una fábrica de rótulos. Calidad del telescopio. Podemos adaptar los principios expuestos a otros telescopios con montura de horquilla en ecuatorial. Evidentemente cuanto más baja sea la gama peores serán los resultados.

REFERENCIAS: 1. Covington, M. A., Telescopios modernos para aficionados, Capítulo 4.3.4: Alineamiento tosco del eje polar con la estrella Polar. Akal S.A., Madrid, págs. 44-47. 2. López Arlandis, J. M., «Alineamiento polar del telescopio LX200», www.astroalcoy.org/Articulos/LX200/alineacion_polar_del_ LX200.htm

José Manuel López Arlandis (lopez_ jma@telefonica.net) pertenece a la Agrupación Astronómica de Alcoy.

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Co o r d i n a d o p o r ÁNG E L G Ó ME Z RO L D Á N

Han sido cientos de aficionados españoles los que se desplazaron a China el pasado mes de julio para presenciar el eclipse total de Sol del día 22 y, a pesar de que el tiempo atmosférico no colaboró demasiado en casi todo el país, algunas imágenes se obtuvieron del fenómeno, y que compartimos aquí con los lectores. Incluimos además las dos fotos premiadas en el Concurso de Astrofotografía de la Edición de Astromartos de este año.

En la categoría de astrofotografía con teleobjetivo (focales iguales o menores de 500 mm), el primer premio fue para la foto titulada Astromartos, en la que se ve la Vía Láctea desde el lugar de observación de Astromartos. Françesc Pruneda Agustí, de Palamós (Girona), usó una cámara Canon EOS 300D sin modificar a 800 ISO, objetivo Olympus 50 f /1,8, cincuenta exposiciones de 10 segundos (total: 8:20 min.). Alineado de las estrellas con Deep Sky Stacker + Adobe Photoshop CS2 e Inamenomic Noiseware. 86


Una de las expediciones que tuvo mejores condiciones meteorológicas en este eclipse total de Sol fue la Shelios 2009 (www.shelios.com/sh2009), quienes desde la ciudad china de Chongqing pudieron disfrutar del fenómeno con sólo unas finas nubes altas. La imagen, de Juan Carlos Casado, es una composición de tomas en la que se ve la corona interior y los rosarios de perlas del segundo y tercer contactos.

El pasado mes de agosto se falló el IV Concurso de Astrofotografía Astromartos 2009. En la categoría de astrofotografía con telescopio (focales mayores de 500 mm), el primer premio fue para la foto titulada ¡Y ya han pasado cuarenta años! Luis Miguel Azorín Albero, de Elda (Alicante), utilizó un Maksutov-Cassegrain Orion 6” f /12 sobre montura Sky View Pro Goto, cámara DMK21AU04 y filtro Baader IR Pass 685 nm. 400 mejores fotogramas de un total de 10 minutos a 30 fps. Wavelets con PixInsight + tratamiento de histograma, curvas de color y tratamiento de ruido con Photoshop CS3. Mosaico montado con el mismo programa.

Francisco A. Rodríguez Ramírez, de Gran Canaria, nos escribe: «La Expedición SAROS-AstroEduca 2009 (www.saros.org) situó su punto de observación en la región de Xiantao, a unos 120 km al Oeste de la ciudad de Wuhan. Poco antes de la fase total se crearon algunos cirros, en torno al Sol, que no imposibilitaron la observación del eclipse, posiblemente alimentados por el propio microclima que arrastra la sombra de la Luna y debido a la inestabilidad atmosférica existente en la zona con tormentas hacia el Este.» Para hacer esta secuencia utilizó un telescopio refractor ED ORION EON 72 mm f /6 + multiplicador x1,4 y cámara Canon EOS 350D sobre montura ecuatorial CG4.

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IM A GEN DEL ME S Desde Wuzhen, China, Leonor Ana Hernández y Fernando G. Fonseca, de Madrid (astronomadas.jimdo.com), emplearon una cámara Canon EOS 350D sobre trípode fotográfico, con teleobjetivo Canon estabilizado 75-300 mm. Imagen tomada con 300 mm de focal a f /5,6. Comentan: «Minutos antes diluviaba literalmente, pero la moral se mantuvo hasta el final y cuando iba a llegar el anillo de diamantes... se abrieron los cielos.» Por la perseverancia, se hacen merecedores de la Imagen del Mes.

La imagen seleccionada recibirá un libro de Astronomía de Equipo Sirius.

Esta bonita imagen de Óscar Martín Mesonero, Salamanca, elegida por el APOD –imagen astronómica del día de la NASA– del 8 de agosto, fue realizada con una cámara Canon EOS 400D acoplada a un refractor Sky Watcher de 102 mm f /5 a foco primario desde Xiantao, China, dentro de la expedición SAROS. En ella se distinguen las perlas de Baily del comienzo de la totalidad a través de las nubes.

La expedición de la Agrupación Astronómica de Madrid, desde Anji, en China, también sufrió las numerosas nubes que hubo en casi todo el país, pero se pudieron obtener algunas imágenes de la totalidad como la adjunta, obra de Alejandro Mendiolagoitia y Juan Manuel Rivero. Telescopio Megrez 80 II-ED + Barlow 2,5x y cámara Canon 350D sobre montura EQ-3. Exposición 1/2.000 de segundo. A pesar de una densa capa de nubes, se distinguen detalles en la corona interna e incluso una protuberancia en la posición de las 2 h. 88


J O S É L UI S HE L L Í N MAQ U E D A

En Marte, el rover Opportunity se ha topado con un meteorito metálico que puede ayudar a comprender mejor la historia medioambiental del planeta. Esta misma historia deja perplejos a los científicos europeos que no dejan de encontrar rastros de metano –un gas típicamente biológico, si no volcánico– en los datos que llegan de la Mars Express. Aquí, en la Tierra, la Agencia Espacial Europea busca una fórmula para diseñar ciudades con mejores estándares de vida, lejos de las islas de calor que nos empeñamos en construir. Parece que la crisis evita de forma elegante el campo científico. Espero que las vacas rollizas encuentren pronto la vereda hacia el caserío. Si no, cuando las barbas de tu vecino veas cortar...

TELESCOPIO ESPACIAL HUBBLE: EXCELENTE VUELTA AL TRABAJO El 19 de julio pasado, Anthony Wesley, astrónomo aficionado residente en Murrumbateman (Australia), fotografió lo que parecía un muy reciente impacto de un objeto de grandes dimensiones sobre la alta atmósfera de Júpiter.

La Cámara Planetaria y de Gran Campo 3 ha jugado un papel importante en la observación del reciente impacto en Júpiter. (NASA/Amanda Diller) 92

Anthony había visto el choque, en 1994, de los fragmentos del cometa Shoemaker-Levy 9 sobre la masa gaseosa del planeta y reconoció enseguida la similitud del fenómeno. Su rápido aviso provocó que muchos telescopios se orientaran hacia al gran planeta en los días siguientes. Según Don Yeomans, de la NEOO (Oficina de Objetos Cercanos

a la Tierra, los inquietantes NEO) en el Laboratorio de Propulsión a Chorro de Pasadena, «creemos que fue un cometa o un asteroide que medía varios cientos de metros. […] Si un objeto similar cayera sobre la Tierra, estamos hablando de 2.000 megatones –la bomba de Hiroshima sólo fueron 20 kilotones, cien mil veces menos potente–, lo que oca-


sionaría una devastación regional de grandes proporciones o un gigantesco tsunami.» Por pura casualidad, un telescopio del Observatorio de Mauna Kea (Hawai) tenía previsto fotografiar Júpiter el día 20. Gracias al instrumento infrarrojo asociado, los científicos pudieron apreciar una nube alta, más cálida que su entorno, y del tamaño del planeta Marte. El telescopio espacial Hubble se hallaba inmerso en su proceso de calibración instrumental después de su reciente puesta a punto; sin embargo, los técnicos opinaron que se podrían retrasar un poco dichas tareas y dirigir el potente objetivo hacia Júpiter. El 23 de julio, la nueva Cámara de Gran Campo 3 obtenía excelentes imágenes del fenómeno y nos mostraba una gigantesca nube de residuos que empezaba a alterarse por efecto de los fuertes vientos polares. Desde tierra, los científicos husmean dentro de esa nube para ver si deja escapar espectros que identifiquen la composición del objeto. En caso de contener cantidades significativas de agua, se trataría de un cometa que habría escapado a la vigilancia de los cazadores de cometas; si no es así, podría tratarse de un pequeño asteroide rocoso, e incluso metálico, muy difícil de detectar a esa distancia. Quizás en las fechas en la que este número llega a los quioscos ya se haya desvelado el misterio. A LA BÚSQUEDA DE GALAXIAS DE ANTIMATERIA Cuando ya se creía cerrado el programa de vuelos de lanzaderas a la Estación Espacial Internacional, el Congreso de Estados Unidos ha admitido una misión más a realizar para finales de 2010. Inmersos en una aguda crisis económica, y cuando el presidente Obama se replantea el tema de volver a la Luna tal como lo tenía diseñado la anterior administración, lo aprobado por los congresistas encarecerá si cabe más una empresa cuya contabilidad sacaría de sus casillas al más pintado chupatintas. Pero si los sesudos señores del Capitolio lo han hecho así, será porque los resultados esperados merecen el esfuerzo adicional. El objetivo de la nueva misión sería acoplar al gran complejo espacial un sabueso muy especial valorado inicialmente en 1.500 millones de dólares, el Espectrómetro Alfa Magnético o AMS. II Época / Nº 124

Impresión artística del AMS. (NASA)

Su dedicación exclusiva: encontrar galaxias formadas por antimateria. En palabras de Samuel Ting, premio Nóbel de Física en 1976 y profesor del Instituto de Tecnología de Massachusetts, «AMS se parece a los grandes aceleradores de partículas que tenemos aquí, en la Tierra, como el CERN sito en Ginebra», no tanto por su funcionalidad sino por los sensores que utilizan para detectar los rayos de partículas que crean. En el caso del AMS, medirá los rayos cósmicos de muy alta energía con gran precisión. Esta forma de energía constituye el indicio de realidades tan exóticas como la antimateria, la materia oscura –esa sustancia misteriosa y esquiva que forma el 83 % del Universo– y los strangelets, una forma de materia que todavía no ha abandonado el campo de la especulación teórica y que podría estar constituida por los quarks extraños. Este conocimiento permitiría entender los datos que ofrezcan microcuásares y los diminutos agujeros negros primordiales. Está claro: Física en su más pura definición. Sin embargo, dos diferencias esenciales distinguen el AMS de un acelerador en tierra: de una parte, un acelerador hace chocar las partículas entre sí para aprender más sobre ellas, mientras que el AMS recoge las partículas que llegan del espacio profundo para aprender más sobre el Universo; por otra parte, los núcleos pesados cósmicos poseen una energía mucho mayor que la que puede conseguirse en un acelerador. Ejemplo,

el Gran Colisionador de Hadrones del CERN trabaja en el rango de los 7 tera-electronvoltios (TeV); en contraste, un rayo cósmico puede sobrepasar los 100 millones de TeV. Naturalmente, este instrumental genera tal cantidad de información y necesita de una computación de tales dimensiones que sólo la Estación Espacial Internacional se presenta como el lugar adecuado en el espacio cercano a la Tierra; no sería posible –o sería muy caro– un satélite ad hoc. El AMS necesita una supercomputadora con 650 unidades de procesamiento y con una potencia de 2,5 kilovatios; los 100 kilovatios de la ISS y su sistema de comunicaciones y almacenamiento masivo la hacen ideal para ser anfitriona del AMS. Con un poder de recolección de partículas doscientas veces superior a cualquier instrumento precedente, AMS ayudará a desvelar misterios tales como la ausencia de antimateria en nuestro entorno inmediato. El Big Bang sigue siendo un rompecabezas que desafía con frecuencia toda lógica. Si hacemos caso de la teoría más razonable, en el momento de la Gran Explosión debió crearse tanta cantidad de materia como de antimateria; y si fuera así y las cantidades estuvieran equitativamente distribuidas en el espacio, recibiríamos muchos rayos X procedentes de la desintegración de ambas formas de materia al entrar en contacto; pero no es así, lo que nos indica que en nuestro entorno más cercano –hablo de distancias inconcebibles, medidas en megaparsec– no 93


hay antimateria. La explicación podría consistir en algo tan sencillo como que la antimateria quedó para el espacio profundo, más allá de los 1.000 megaparsec, y la materia dentro de nuestros límites del Universo observable. Si existen las galaxias de antimateria, AMS debería detectar algún núcleo de anti-helio o de otra antipartícula pesada. Si no es así, el misterio se retuerce más sobre sí mismo hasta la desesperación intelectual. La otra arca perdida, la materia oscura, puede comenzar a recibir algo de luz gracias a AMS. Hasta el momento, los científicos sólo han podido elucubrar sobre qué hace que el Universo se mantenga más unido gravitatoriamente de lo que la materia detectable puede conseguir. Quizá todo es un error de cálculo o de planteamiento, pero los indicios parecen apuntar a algo formado por una enigmática partícula llamada neutralino. El choque violento de estas partículas unas con otras debería producir un exceso de positrones de alta energía. Si no es así, si esos positrones no se encuentran, habrá que revisar desde el principio algunos planteamientos del micro y del macrocosmos. UN «PORCHE» JAPONÉS EN EL ESPACIO Cuidado que no le falta la «s», que no es un coche sino un soportal, lo que significa la palabra catalana de la que procede. Pues aunque parezca una banalidad, los astronautas de la Estación Espacial Internacional llevaban mucho tiempo esperando contar con un porche en su complejo habitado. Y no es por salir de cuando en cuando a recrear aquella imagen de las pelis del viejo Oeste donde la madre o el abuelo se mecían tranquilamente en su butaca bajo el cobertizo de la casa, mientras declinaba el día en el horizonte. Engawa («porche» en japonés) es una estructura llevada hasta la ISS el pasado 22 de julio por la lanzadera Endeavour. Bien mirado, más que un porche parece un solárium o terraza, similar a otros de que ya dispone la Estación; solárium porque hasta nueve diferentes experimentos pueden acomodarse en él para quedar expuestos al medioambiente espacial, además de equipos de comunicaciones, almacenaje y un anclaje para la plataforma expuesta japonesa HTV. Pero a diferencia de los otros solárium, Engawa o JEF (por 94

Una vista del «porche» del laboratorio japonés Kibo en la ISS. (NASA)

sus siglas en inglés) puede controlar la temperatura mediante un sistema de refrigeración, y no sólo de calefacción como los otros. Además, todo lo que se coloque en el JEF queda al alcance del brazo articulado japonés del módulo Kibo. La primera prueba práctica se realizó el 24 de julio, cuando el brazo robot recogió de la bodega del transbordador dos experimentos y los depositó sobre el JEF; el sistema ahorrará muchas salidas extravehiculares. SEDA-AP servirá para registrar la degradación que sufren los materiales en el medioambiente espacial y así escoger los mejores para futuros diseños de astronaves, instrumentos y equipos. Se mide el efecto que producen la luz ultravioleta, la radiación del espacio profundo, el ataque de neutrones, plasma, iones pesados, partículas de alta energía, oxígeno atómico y polvo cósmico. El otro experimento, MAXI, consiste en un dispositivo de rayos X que estudia todo el cielo mediante cámaras supersensibles a esta radiación para buscar explosiones de estrellas, agujeros negros y otras fuentes radiantes. Conectado permanentemente a Internet, sus alertas pueden difundirse por todo el mundo a los distintos observatorios en apenas 30 segundos, lo que permitirá el seguimiento de estos fenómenos, a veces tan esquivos y efímeros como los GRB (explosiones de rayos gamma).

La NASA tiene previsto usar Engawa el próximo otoño para otros dos experimentos. RAIDS, o Sistema de Detección Remota Ionosférica y Atmosférica, elaborará el estudio más exhaustivo realizado en las últimas décadas sobre la Ionosfera y la Termosfera, el hábitat natural de muchas naves y satélites terrestres. Por su parte, HICO, o Trazador de Imágenes Hiperespectrales del Océano Costero, estudiará las regiones marítimas cercanas a las costas en cientos de bandas espectrales, y no sólo en varias, como hasta ahora hacían los satélites de observación terrestre. En realidad, HICO es un instrumento de demostración tecnológica; su posición en el JEF permite retirarlo para sustituirle elementos y mejorar su diseño; una vez optimizado éste, se podrá instalar en plataformas satelitales independientes. El estudio de las áreas costeras, tanto marítimas como terrestres, cada vez se vuelve más prioritario, toda vez que la población mundial tiende a desplazarse para residir en una franja de cien kilómetros cerca de las costas. DEIMOS-1, EL PRIMER SATÉLITE PRIVADO ESPAÑOL DE OBSERVACIÓN TERRESTRE Ya se reciben las primeras imágenes en media resolución del satélite Deimos-1. Lanzado el 29 de julio pasado junto a otros cinco pequeños satélites desde el cosmódromo de Baikonur, forma parte


de los bosques del planeta y asegurar su conservación.» El Laboratorio de Teledetección de la Universidad de Valladolid colaborará estrechamente con Deimos Imaging para el tratamiento de los datos antes de facilitarlos a los clientes potenciales.

Primera imagen obtenida por el satélite español Deimos-1. (DEIMOS Imaging S.L.)

de la Disaster Monitoring Constellation de la ESA dentro del programa Global Monitoring for Environment and Security (GMES). Las aplicaciones de Deimos-1 nos las explica Miguel Belló Mora: «Sus datos nos permiten confeccionar informes sobre campos agrícolas para mejorar las cosechas, o en la vigilancia de incendios forestales podemos hacer un seguimiento continuo del territorio antes del fuego, durante el mismo en tiempo real y después, definiendo la tierra quemada con una perimetría exacta. [Otras aplicaciones serán] el control de barcos piratas en cualquier océano del mundo, la vigilancia de barcos de inmigrantes ilegales o el seguimiento del urbanismo y los espacios naturales, el control de la pesca para mejorar su eficacia y para proteger los stocks, el control de vertidos ilegales, etcétera.» Pedro Duque, ahora en excedencia como astronauta y director de Deimos Imaging, la propietaria del satélite, abunda en el tema: «El Deimos-1 es el satélite ideal para ayudar al control del medio ambiente tanto a escala local como mundial; en particular puede tener un papel muy relevante en el seguimiento del estado del territorio y II Época / Nº 124

TELESCOPIO ESPACIAL KEPLER: COMIENZA EL ESPECTÁCULO Recién estrenado el telescopio Kepler, ya aparecen los primeros resultados que pronostican una era apasionante kepleriana en lo que a descubrimientos de planetas extrasolares se refiere. La función principal de Kepler ya la hemos comentado en números anteriores. Consistirá en observar más de cien mil estrellas durante tres años para establecer cuál de ellas posee planetas del tamaño terrestre dentro de la zona habitable de su eclíptica. Hasta ahora se han descubierto planetas gigantes que orbitan muy cerca de sus estrellas progenitoras, con periodos de pocos días; en estrellas similares al Sol, un

El telescopio espacial Kepler, poco antes de su lanzamiento. (Ball Aerospace) 95


El Director General de la ESA, Jean-Jacques Dordain. (ESA)

planeta con condiciones para la vida no debería estar ni tan cerca como Venus, ni tan lejos como Marte. Por ello necesitamos observar una misma estrella durante periodos largos de tiempo, para detectar al menos un par de tránsitos de esos pequeños planetas que nos den información sobre su periodo y condiciones orbitales. Pero otra posibilidad de Kepler es el estudio de la atmósfera de esos planetas. Y para probar esa capacidad, los técnicos decidieron dirigir el ojo del telescopio hacia un exoplaneta conocido como HAT-P-7, en órbita en torno a una estrella situada a 1.000 años luz de distancia. El planeta es algo mayor que Júpiter y tarda tan sólo 2,2 días en completar su órbita; tanta cercanía a la estrella (26 veces más cerca que la Tierra del Sol) elevan la temperatura de su superficie hasta los 2.377° C; además, la sensibilidad de Kepler ha permitido distinguir entre las distintas fases que el planeta presentaba en su translación, como vemos que le ocurre a Venus cuando es visible. Semejante precisión en los datos augura unos resultados sorprendentes en los próximos tres años. EUROPA Y EL REGRESO DEL HOMBRE A LA LUNA En una entrevista realizada al Director General de la ESA, Jean-Jacques Dordain, el responsable de la agencia 96

europea se muestra convencido del regreso del hombre a la Luna. Destacamos algunos fragmentos de dicha entrevista: «El objetivo ya no será plantar allí una bandera. Más bien se tratará de utilizar la Luna como una parte más de nuestro entorno, para hacer estudios científicos, para establecer un sistema de alerta frente a asteroides o cualquier otra amenaza que se cierna sobre la Tierra, o como fuente de recursos para trasladarlos a la Tierra. […] Volveremos a la Luna, pero lo haremos unidos y no en el contexto de dos países rivales.» «Europa participará en la exploración internacional de la Luna, aunque todavía no sé con qué medios. Es una elección a nivel político, no de la agen-

cia. Esto se debe a que actualmente Europa depende de otros para llevar astronautas a la Luna. […] Todo cuanto podemos hacer es colaborar con el programa de exploración liderado por Estados Unidos. [Desarrollar un sistema propio de transporte de astronautas] demandaría una decisión política de alto nivel.» «¿Cuándo?[…] No importa mucho. Dentro de cien años a nadie le preocupará si volvimos en 2020 o en 2025.» «[¿Por qué invertir fondos que ahora son escasos en la exploración lunar?] Porque no es posible considerar el futuro a largo plazo de la Tierra sin tener en cuenta nuestro entorno, y la Luna y Marte son parte de nuestro entorno. Por lo tanto, la primera razón es la preparación para el largo plazo. [En segundo lugar,] desarrollo de tecnologías innovadoras […], por ejemplo, el reciclaje de recursos. No podemos llevarnos a la Luna cada litro de agua, cada litro de oxígeno ni cada kilogramo de comida. […] Estas tecnologías, en las que ya estamos trabajando y que serán necesarias en una base lunar, tendrán muchas consecuencias en la manera de utilizar los recursos en la Tierra. [Además,] debemos ofrecer a las generaciones más jóvenes proyectos estimulantes, con el fin de atraer las mejores mentes hacia la ciencia y la tecnología.»


MI Q UE L BARC E L Ó

Del espejismo de Dios Como bien saben los lectores asiduos a estas Paradojas, acostumbro a comentar en la del mes de octubre (que escribo a finales de agosto) alguna lectura del verano. Esta vez, y aún siendo consciente de que me voy a complicar un poco la vida, les hablaré del último libro de Richard Dawkins, The God Delusion (2006), que entre nosotros se ha titulado El espejismo de Dios. Dawkins es conocido por su hipótesis del gen egoísta, por su arriesgada transposición de una idea parecida al mundo de la cultura con el tema de los «memes» y, en general, por su carácter polémico y, rasgo raro en los hombres de ciencia que suelen contemporizar mucho más, su militancia activa en el ateísmo. El espejismo de Dios es, sin ninguna duda, una crítica a la religión y una defensa del ateísmo racionalista que se construye, básicamente, al amparo de la idea de la evolución darwiniana. No siempre estoy de acuerdo con Dawkins, pero sí me parece muy lícito e interesante ese intento de poner en duda el adoctrinamiento sobre temas religiosos generalmente recibido durante nuestra infancia. Científicos incluidos. Siempre me ha parecido paradójico que una gran mayoría de científicos, educados en la racionalidad, dejen de usar su mejor arma intelectual, la razón, para revisar críticamente esa visión religiosa del Universo inculcada en la mayoría de ellos durante la infancia, cuando menores eran sus defensas críticas intelectuales. En resumen, Dawkins se plantea analizar la que él llama la «Hipótesis de Dios», que define y concreta como la idea de que «existe una inteligencia sobrenatural y sobrehumana que, deliberadamente, diseñó y creó el Universo y todo lo que contiene, incluyéndonos a nosotros». También añade reflexiones sobre el hecho de que esa inteligencia sobrenatural pueda estar II Época / Nº 124

o no «pendiente» de nosotros y de lo que hacemos, e incluso si tiene sentido intentar «forzar» su comportamiento con mecanismos como la oración. Para ello, Dawkins analiza y discute diversas posturas ante la «Hipótesis de Dios» (deísmo, teísmo, politeísmo, monoteísmo, agnosticismo, laicidad, etc.), sin olvidar discutir los argumentos existentes sobre la hipotética existencia de Dios. Vuelve en cierta forma a los razonamientos ya implícitos en su libro El relojero ciego (1986, The Blind Watchmaker) sobre «la innecesariedad de Dios», y analiza tanto las raíces de la religión, como las de la moralidad. Como libro de defensa del ateísmo es, a mi entender, uno Richard Dawkins. (Foto cortesía Mike Cornwell) más de los varios existentes, aunque esta vez muy centrado en la evo• Dawkins afirma que «se puede ser un lución darwinista como soporte final a la ateo feliz, equilibrado y moralmente mayor parte de sus razonamientos. realizado», ante la que él considera A destacar la dura crítica que Dawopinión principal de rechazo sin más kins dedica a esa visión contemporizaal ateísmo, dora y «tibia» que es la del agnosticismo • también destaca «el poder de las y lo que Stephen Jay Gould llamó explicaciones tales como la selección MANS (Magisterios no solapados), que natural» como manera de evitar esa dejaría en dos ámbitos distintos y clainfantil referencia al famoso relojero... ramente separados a religión y ciencia. sea ciego o no. Dawkins se enfrenta agresivamente a • de gran relevancia es la reflexión ese «nadar y guardar la ropa» de algunos sobre «todo lo relativo a religión y niñez» y la crítica a ese adoctrinacientíficos... miento infantil temprano del que les En cualquier caso, cada lector habrá hablaba antes. de hacerse su propia opinión de un libro • el cuarto y último mensaje de conque resulta sumamente atractivo e intecienciación de Dawkins sería lo que resante para todo aquel que no parta de él llama el «orgullo del ateísmo», el prejuicios y se atreva a pensar. Aunque atreverse a situar el fenómeno relisólo sea por la cantidad de información gioso y deísta bajo el prisma de la ofrecida, el libro resulta muy interesante razón. Nada, ni siquiera la religión, y, evidentemente, polémico. debería quedar al margen del análisis Para finalizar, explicitaré los cuatro racional. Al fin y al cabo solemos sugerentes «mensajes de concienciadecir que el ser humano es un animal ción» que Dawkins plantea ya en el racional... ¿no? prólogo del libro: 97


EN EL PRÓXIMO NÚMERO...

ÁNGEL GÓMEZ ROLDÁN

75 ANIVERSARIO DEL NACIMIENTO DE CARL SAGAN (NASA/JPL-Caltech)

El próximo mes de noviembre se conmemora el 75º aniversario del nacimiento del que sería uno de los más populares divulgadores de la ciencia y de la astronomía de la historia moderna, el desaparecido astrónomo estadounidense Carl Sagan. Gracias a su personalidad emblemática y fuerte carisma, y en especial por su serie televisiva Cosmos, Sagan supuso para toda una generación el descubrimiento de la pasión por la ciencia. Este breve artículo le rendirá homenaje.

(V. Peris, CAHA-OAUV)

La ciencia moderna se apoya en tres pilares fundamentales: la investigación, la educación y la divulgación. En Astronomía, donde la imagen tiene especial importancia, la fotografía es una técnica que encuentra aplicaciones en esos tres pilares. El Centro Astronómico Hispano Alemán y el Observatori Astronòmic de la Universitat de València han emprendido un programa innovador de astrofotografía con medios profesionales. El artículo nos hablará de este proyecto, mostrando sus primeros resultados y discutiendo sus perspectivas de futuro.

ÍNDICE DE ANUNCIANTES (por orden alfabético) Astrodidáctico ..........................................41 Astrotienda.com .......................................91 Cientemas.................................................96 Equipo Sirius..................................4, 31, 42 Estrellas en el Pirineo...............................81 Hotel Marruecos.......................................87

Colaboradores: Alicante: Manuel Rodríguez; Badajoz: Francisco M. Rica; Baleares: Salvador Sánchez; Barcelona: José María Aymamí, Miquel Barceló, Juan Carlos Casado, Ángela Mª Tamayo, Josep Mª Trigo; Cáceres: Francisco A. Violat; Cádiz: Lydia García, Maritxu Poyal, Alberto Romero y Jesús Vargas; Cuba: Ángel Alberto González Coroas; Gran Canaria: Francisco A. Rodríguez; León: Jesús Valero; Lugo: Moisés Lameiro; Madrid: Pedro Arranz, Gabriel Castilla, Felipe Frías, César González, Bartolo Luque, Alejandro Mendiolagoitia, Francisco Pujol, José Ripero; Málaga: Javier Ballesteros, Francisco Gálvez, Carlos Malagón, Blanca Troughton; Murcia: Juan Pedro Gómez Sánchez, Sensi Pastor, José Antonio de los Reyes; Sevilla: José Luis Comellas; Tenerife: Toño González, Miquel Serra; Valencia: Joanma Bullón, Julio Castellano, José Lull Redacción, suscripciones: Antequera, 2 28041 Madrid (España) Tel.: 91 710 73 49 Fax.: 91 475 13 05 Redacción: astronomia@equiposirius.com Cartas: cartas@equiposirius.com Rastrillo: rastrillo@equiposirius.com Suscripciones: suscripciones@equiposirius.com Compras: pedidos@equiposirius.com Equipo Sirius: sirius@equiposirius.com Gestión comercial: comercial@equiposirius.com Web: www.astronomia-e.com Edición y Fotocomposición: Equipo Sirius, S.A. Imprime: Rigorma Distribuye: S.G.E.L. D. L.: GU-389/85 ISSN: 1699-7751

DAVID GALADÍ-ENRÍQUEZ Y VICENT PERIS

ASTROFOTOGRAFÍA PROFESIONAL

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IMVO .......................................2, 3, 99, 100 Lunático ...................................................33 Microciencia ......................................16, 17 Óptica Roma ......................................46, 47 Telescoshop ..............................................57 Valkanik .............................................43, 69

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AstronomiA  

Ejemplar de octubre 2009

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