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Efemerides astronomicas el

diciembre 2011

Š Larry à lvarez

La vida de las

estrellas


Nacimiento, vida y muerte de las estrellas En nuestra galaxia, la Vía Láctea, existen cien mil millones de estrellas. Estas estrellas son de distintos tipos, todos hemos oído hablar de enanas blancas, supernovas, pulsars, agujeros negros, estrellas dobles, estrellas variables. Pues bien, de todo esto vamos hoy a hablar aquí, aunque es importante que partamos del hecho de que no todos los astros que vemos son estrellas, solo las que parpadean en la noche lo son. El resto de objetos que podemos confundir con estrellas suelen ser sobre todo planetas, cometas, galaxias, etc. Para poner un poco de orden a la gran cantidad de estrellas el astrónomo las clasifica según criterios medibles accesibles a la observación. Una de las magnitudes que más se usan es la temperatura superficial de la estrella. A poco que observemos el cielo nos podemos dar cuenta de que las estrellas son de distintos colores, es la temperatura que la estrella tiene en su capa más exterior la que determina el color de esta. El color de las estrellas de mayor a menor temperatura viene dado en la tabla 1.

Tipología

Color

Ejemplos

O

azules

Nebulosa de Orión (en Orión), azul a 20000 ºC

B

azules-blancas

Vega (en Lyra)

A

blancas

Sirio (en Cannis Mayor); Castor (en Géminis)

F

amarillas

Proción (en Cannis Menor)

G

amarillas-naranjas El Sol, amarilla-naranja a 5800 ºC

K

naranjas

Arturo (en Boyero)

M

rojas

Betelgeause (en Orión), roja a 3000 ºC; Antares (en Scorpio)

Tabla 1. Muestra la clasificación de las estrellas según su color

Otra de las magnitudes en base a la cual se pueden clasificar las estrellas es su luminosidad. Dicha luminosidad es la energía que emite por segundo en el espacio. Esta magnitud esta directamente relacionada con el brillo real de la estrella pero no con su magnitud aparente que es la que nosotros observamos. Dos estrellas de igual luminosidad pueden representar magnitudes aparentes distintas si se encuentran a distintas distancias de nosotros. Un ejemplo lo encontramos en Sirio, estrella de color blanco que se encuentra en la constelación del Can Mayor y cuya magnitud aparente la hace ser la estrella más brillante del firmamento. Sin embargo este brillo aparente radica en su cercanía a nosotros y no en su luminosidad. Si la comparamos con Deneb, la estrella más brillante de Cisne, veremos a esta última con un brillo menor sin embargo su luminosidad es 10 veces mayor pero debido a que se encuentra 2000 veces más lejos de nosotros que Sirio su magnitud aparente es menor que la de esta última. Por lo tanto para calcular la luminosidad de la estrella es necesario determinar la distancia que nos separa de ella, la cual la podemos calcular por ejemplo con métodos de paralaje1 que por ahora no trataremos aquí.


La relación entre la luminosidad de una estrella y su temperatura superficial se puede ver en el diagrama de Hertzsmung y Russell, o también conocido como diagrama HR, ver gráfica 1. Cada una de las estrellas que observamos en el cielo se localiza en un punto del diagrama H-R. Observando este diagrama podemos ver que la mayor parte de las estrellas se sitúan en una franja denominada Secuencia Principal, esta región del diagrama H-R se corresponde con el estado evolutivo en el que las estrellas pasan la mayor parte del tiempo. A lo largo de su vida, una estrella cambia su posición en el diagrama describiendo su traza evolutiva. Observando el diagrama nos podemos dar cuenta de que las estrellas que más energía emiten son las azules y las que menos las rojas. Todas las estrellas que están por encima del Sol emiten mayor energía que esta.

Gráfica 1. Diagrama de Hertzsprung-Russell

Nacimiento de una estrella Las estrellas se forman a partir de las grandes nubes de gas y polvo presentes en el espacio interestelar. Este es un medio muy complejo debido a las condiciones físicas a las que se encuentra sometido. Su composición es sobre todo de Hidrogeno en un 75 % y Helio en un 25 %, junto con algunas trazas de Carbono, Nitrógeno, Oxigeno, Calcio, Sodio y otros elementos pesados. En este medio también podemos encontrar granos de polvo de un tamaño menor que micras, el núcleo puede ser de Hierro o Grafito rodeados de Amoniaco o Metano. La aparición de inestabilidades puede producir el inicio del proceso de contracción en las nubes que origina el nacimiento de la protoestrella. Para que se forme una protoestrella, es necesario que la energía gravitacional de la nube sea mayor que su energía térmica, de esta forma, la tendencia a juntar las partículas será más fuerte que la que tiende a dispersarlas. Conforme la contracción hace disminuir el tamaño del sistema, su interior se va haciendo opaco a la radiación y, en consecuencia comienza a calentarse. Cuando la temperatura del núcleo alcanza el millón de grados, se desencadenan las reacciones nucleares de fusión del Hidrogeno que contribuyen a aumentar la temperatura del interior. En este punto, la presión interna se hace suficientemente grande como para contrarrestar el colapso gravitatorio, deteniéndose la contracción. La protoestrella deja de serlo y se convierte en una estrella situada en la secuencia principal de diagrama H-R. La evolución futura de este cuerpo, queda determinada por la cantidad de masa que tiene en este momento. Cuando una estrella se encuentra en el proceso que la lleva hacia la secuencia principal se la denomina estrella T Tauri. Estas estrellas se caracterizan por tener una luminosidad variable lo que hace que al ser observadas a lo largo del tiempo podamos verla con distinta intensidad. Cuando la estrella alcanza la secuencia principal su magnitud se hace constante. Estrellas con magnitudes variables hay muchas pues aunque a nosotros nos parezca extraño lo habitual es que una estrella cambie su luminosidad, lo que ocurre es que este cambio se suele dar en una escala de tiempo muy grande de manera que nosotros no somos capaces de apreciarlo. Otras veces esta variación es tan pequeña que a simple vista no se nota, sin embargo todas las estrellas que se encuentran fuera de la secuencia principal son de magnitud variable. Esta representación artística nos acerca a la enana marrón y su disco de acreción, con los dos chorros bipolares de material molecular. © David A. Aguilar (CfA)


Las Pléyades, que en griego significa "palomas", es también conocida como Messier 45, es un cúmulo de estrellas jóvenes situado en la constelación de Tauro a unos 450 años luz de la Tierra. Se formó hace unos 100 millones de años.

Este hecho lo provocan los procesos internos de contracciones y dilataciones que sufre la estrella, bien porque esta alcanzando el equilibrio hiendo hacia la secuencia principal (T Tauri), o bien debido a su envejecimiento (gigantes rojas, enanas blancas). En el diagrama H-R esta dibujado la traza evolutiva de una estrella como el Sol, si durante toda su vida su luminosidad fuese constante este camino sería una línea horizontal. Sin embargo vemos que tanto en su nacimiento como al final de su vida su magnitud se vuelve variable. No todas las protoestrellas llegan a convertirse en estrellas, existe una masa límite por debajo de la cual el núcleo de la protoestrella no es capaz de alcanzar condiciones físicas necesarias para que comiencen las reacciones nucleares, lo que queda es una estrella frustrada denominada enana marrón. En nuestro propio Sistema Solar tenemos un ejemplo de este tipo ya que hay estudios que muestran a Júpiter como un planeta que estuvo a punto de ser una estrella compañera del Sol. Al igual que existe una masa mínima para que una protoestrella se convierta en estrella, también existe una masa superior. Por lo general cuando una nube se contrae por efectos gravitatorios, no lo hace de una forma única sino que a su vez van creándose una serie de subcontraciones que darán lugar a estrellas de distintas masas, formando un cúmulo estelar abierto. Todas estas estrellas se encuentran en un espacio relativamente reducido y se puede decir que nacieron a un mismo tiempo. Muchos de estos cúmulos son estrellas jóvenes como Las Pléyades otros pueden poseer estrellas más viejas. Con el paso de millones de años las estrellas de un cúmulo se van dispersando aunque a veces se da el caso de que una estrella tiene otra de compañera, a estas estrellas se las llama estrellas dobles. Como ejemplo podemos citar a las compañeras de Alcor y Mizar en La Osa Mayor. Las estrellas dobles están muy alejadas de nosotros y es por ello que no podemos distinguirlas por separado a simple vista. También puede ocurrir que se formen planetas alrededor de una estrella a partir del disco de acreción que queda alrededor de la estrella una vez que se ha formado esta. Los cuerpos más grandes atraen al resto de materiales cercanos, formándose cuerpos gigantescos en una serie de órbitas, los planetas.


Dibujo 1. Equilibrio hidrostático en una estrella como el Sol

Dibujo 2. Parte interna y atmósfera solar.

Sea como quiera la vecindad de una estrella todas ellas tienen una composición y comportamiento semejantes ya que cualquiera de ellas es una gigante bola de gases. Todas ellas deben mantener un doble equilibrio, por una lado la fuerza de la gravedad tendera a atraer los cuerpos entre sí comprimiendo los gases. Este efecto se contrarrestar por la presión que ejerce la misma materia hacia el exterior, estos dos efectos se compensan llegando a un equilibrio hidrostático. Por otro lado cada capa de la estrella debe desprender la misma energía que absorbe, a esto se le llama equilibrio térmico. El núcleo del Sol se encuentra a una temperatura de 15 millones de grados y a una presión de un millón de veces la terrestre, la materia en estas condiciones se encuentra en un estado muy denso denominado plasma que es capaz de reaccionar originando reacciones termonucleares de fusión. Estas reacciones generan la energía de la estrella que se transmite de dentro a fuera de la estrella mediante dos mecanismos. Primero por radiación, en una capa más interna denominada zona radiativa, la luz es absorbida y remitida un número infinito de veces por la materia que forma esta capa. Una vez que la energía deja la capa radiativa su transmisión será por convección en la capa convectiva. Este mecanismo es el que ocurre cuando calentamos agua en un cazo, la materia caliente sube hacia la superficie donde después de enfriarse desciende.


Evolución de una estrella Una estrella de tipo solar pasa la mayor parte de su vida en la secuencia principal en un estado de equilibrio muy estable, generando energía mediante reacciones nucleares de fusión de los átomos de Hidrogeno en Helio. El tiempo que la estrella permanece en este estado depende de la cantidad y tipo de combustible nuclear que tiene así como de la rapidez con que lo consume. Las estrellas más grandes, a pesar de que tienen una cantidad mayor de Hidrogeno, lo consumen a una velocidad tan grande, que se les acaba antes que a las menos masivas. El intervalo de tiempo oscila entre algunos millones de años para las más masivas, hasta decenas de miles de millones de años para las más pequeñas. Por ejemplo una estrella con la masa del Sol vivirá aproximadamente 10.000 millones de años. Cuando en el núcleo de la estrella se ha consumido todo el Hidrogeno y se ha transformado en Helio, disminuye la producción de energía en el núcleo lo que origina una contracción del mismo, con el consiguiente aumento de la temperatura. En este momento, la estructura de la estrella se compone de un núcleo inerte de Helio, rodeado por una capa termonuclearmente activa y, más alejada una atmósfera estelar dilatada y fría. El núcleo de Helio se va haciendo cada vez más grande por el aporte de la capa externa en la que se sigue produciendo este material a partir del Hidrogeno, hasta que las condiciones de temperatura y presión activan la reacción de fusión del Helio en Carbono. Justo antes de que se produzca este hecho, tiene lugar un aumento rápido y breve de la luminosidad de la estrella, conocido como Flash del Helio, que es el detonante de la nueva reacción de fusión nuclear. La superficie alcanza un tamaño muy grande pero esta a una temperatura muy baja. La estrella se encuentra en la fase de Gigante Roja. Cuando el Sol alcance esta fase, su luminosidad será de unas 1000 veces la luminosidad actual y su atmósfera se extenderá hasta la órbita de Venus (ver dibujo 3). La temperatura en la superficie de la Tierra será superior a la de fusión del plomo.

Dibujo 3: Tamaño del Sol cuando se convierta en gigante roja, comparado con el actual. Crédito: Wikipedia (GPL)

Foto 3. La Supergigante Roja Betelgeuse, estrella superior izquierda de la constelación de Orión.


Cadáveres de estrellas Debido al gran aumento de tamaño la superficie de la Gigante Roja se ha enfriado y esto hace que en su superficie se puedan formar moléculas y granos de polvo. La radiación empuja estos materiales hacia el espacio, originando una Nebulosa Planetaria (ver foto 4 y 5). La vida estimada de estas nebulosas es de unos 50000 años, transcurridos los cuales, la materia que las forma termina por diluirse en el medio interestelar.

Foto 4. MyCn18, reciente nebulosa planetaria localizada a uno 8000 años luz

Foto 5. Hen-1357, nebulosa planetaria conocida como Stingray.

Mientras la superficie se expande y enfría, en el centro se va produciendo un núcleo de Carbono. Cuando se agotan el Hidrogeno y el Helio, queda un núcleo compacto de Carbono del tamaño de un planeta como la Tierra, pero con una masa del orden de la del Sol. Inicialmente, este núcleo se encuentra a una temperatura muy elevada constituyendo una Enana Blanca, pero dado que en su interior ya no tienen lugar nuevas reacciones nucleares, es un cuerpo térmicamente inerte que se enfría con el paso del tiempo. La evolución de las estrellas con unas 5 veces la masa del Sol desemboca en fenómenos cataclísmicos. Tras permanecer en la secuencia principal Diferentes tipos de nebulosas planetarias transformando Hidrogeno en Helio en su núcleo, sobreviene la etapa de Supergigante Roja en la que, al igual que ocurría con las estrellas menos masivas, se han expandido las capas más externas mientras el núcleo sé hacia más pequeño y caliente. Las estrellas Arturo o Betelgeuse (ver foto 3) se encuentran en esta etapa de su evolución. La conversión de Hidrogeno en Helio se desplaza del centro y en el centro comienza la reacción que forma núcleos de Carbono. Cuando se acaba el Helio en el centro de la estrella una nueva contracción eleva su temperatura activándose una nueva reacción termonuclear que fusiona los núcleos de Carbono para producir otros más pesados de Magnesio, Oxigeno, etc. De esta manera el núcleo de la estreDibujo 4. Capas que forman una estrella a punto de lla adquiere una estructura con sucesivas capas en las que tiene lugar convertirse en Supernova. una reacción distinta (ver dibujo 4). Esta situación continúa hasta que H: Hidrogeno aparece en el centro de la estrella el Fe56, el isótopo más estable del He: Helio núcleo de Hierro. Este núcleo tiene la propiedad de ser más estable que C: Carbono el de cualquier otro elemento pesado, por lo que no hay ninguna reacNe: Neón ción nuclear que haga reaccionar al Fe56 para formar núcleos más peO: Oxígeno Si: Silicio Fe: Hierro


Creación de una Supernova Tipo Ia. Créditos: The Johns Hopkins University. Traducción: Damian Lima.

sados. Cuando el núcleo de Hierro de la estrella adquiere un tamaño importante y la temperatura alcanza el valor de 5000 millones de grados el equilibrio hidrostático que ha mantenido la estrella durante toda su vida, se rompe definitivamente. En tiempos del orden de un segundo, todas las capas del núcleo se precipitan hacia el centro formándose un núcleo atómico gigante compuesto por neutrones de una dureza inimaginable, sobre el que colisionan las partes más externas del núcleo que salen eyectadas hacia el exterior a velocidades del orden de varios miles de kilómetros por segundo. Durante unos días, la estrella alcanza un brillo comparable al de toda una galaxia y muchas veces este espectáculo es visible desde la Tierra, bien a simple vista o con instrumentos. En una explosión de este tipo, conocida como Supernova del tipo II, se inyectan en el espacio interestelar una serie de núcleos pesados producidos en el interior de la estrella que pasaran a formar parte de otras estrellas y sistemas planetarios, si eventualmente alcanzan una región en la que más tarde se formaran nuevas estrellas y planetas, como es el caso del Sistema Solar. En lo que antes era el centro de la estrella, puede quedar un objeto compacto, que será una enana blanca si su masa es inferior a 1.4 veces la masa del Sol, una Estrella de Neutrones (ver foto 6) si su masa esta comprendida entre 1.4 y aproximadamente 2.5 masas solares, o un Agujero Negro (ver foto 7) si el objeto compacto es más masivo. Las estrellas de neutrones son auténticos núcleos atómicos pero con un tamaño de algunas decenas de Kilómetros de diámetro. Su rápida rotación permite observarlos como emisores de pulsos de ondas de radio bajo la denominación de Púlsars. Si la masa del objeto colapsado es todavía mayor, ni siquiera la presión de los neutrones degenerados es capaz de contrarrestar el colapso gravitatorio, por lo que ninguna otra fuerza de la naturaleza puede vencer a la gravitación. En estas condiciones, el objeto se colapsa indefinidamente y, cuando en su superficie la gravedad es tan intensa que ni siquiera la luz puede escapar de ella, se dice que se ha formado un agujero negro.

Foto 6. Estrella de neutrones vista en luz visible.

Foto 7. En el centro de la galaxia espiral M87 hay un agujero negro supermasivo.


Nuevo descubrimiento sobre Supernovas

Las supernovas de Tipo Ia (SNIa) son cruciales en astrofísica ya que sirven como referencia para calcular las distancias entre las galaxias y, por lo tanto, el tamaño del Universo y el ritmo de su expansión, más conocido como constante de Hubble. No se sabe exactamente los detalles de la formación de supernovas, pero en el caso del Tipo Ia se supone que se generan a partir de la acreción de material proveniente de una estrella gigante roja alrededor de una enana blanca en un sistema binario. Sin embargo, hace tiempo que se propuso una segunda teoría para explicar este tipo de supernovas: la colisión de dos enanas blancas en un sistema binario. Recientemente, se publicó un sensacional descubrimiento utilizando datos del telescopio espacial Chandra. Tras estudiar los datos de seis galaxias, incluyendo el núcleo de M31, se ha detectado una menor emisión de rayos X de la esperada. Aunque obviamente no todos los rayos X detectados provienen de supernovas, esto indica que el modelo de colisión de enanas blancas es, contra todo pronóstico, el mecanismo de creación de supernovas más común en el Universo. Según el estudio, sólo el 5% de las supernovas de Tipo Ia en galaxias elípticas son debidas a la acreción, aunque este porcentaje podría aumentar en galaxias espirales. Pero, siempre hay un "pero", no todo está tan claro: determinados modelos proponen que las SNIa pueden tener lugar mediante el mecanismo de acreción antes de que la enana blanca alcance la masa límite, lo que explicaría la poca emisión de rayos X, aunque estos modelos no han logrado explicar la curva de luz de este tipo de supernovas. Por otro lado, es posible que el déficit de rayos X responda a algún tipo de característica desconocida propia de las galaxias estudiadas y que no sea extrapolable a todo el Universo, aunque esto es obviamente algo altamente improbable, pero en todo caso es evidente que hacen falta observaciones en rayos X de más galaxias antes de llegar a una conclusión precipitada. Por último, los modelos teóricos que sirven para calcular la emisión de rayos X podrían ser erróneos, pero en este punto los astrónomos son bastante escépticos de que exista un error tan significativo, teniendo en cuenta las décadas de estudio sobre el tema. Imagen de la supernova Tycho o SN 1572 tomada en Rayos X e Infrarrojo. © NASA/CXC/JPL-Caltech/Calar Alto Observatory


visibilidad de los planetas mercurio venus marte júpiter saturno urano neptuno

Lo veremos a finales de mes, en el horizonte este-sureste al amanecer. Al anochecer en el horizonte OESTE. Visible antes de que amanezca sobre el horizonte ESTE en Leo. Visible a lo largo de toda la noche entre Aries y Piscis. Podemos verlo, a finales de mes, al amanecer sobre el horizonte ESTE justo antes de que salga el Sol en Virgo. Visible durante casi toda la noche en Piscis. Visible durante la primera parte de la noche en Acuario.

Fuente: Stellarium y NASA

10 de diciembre 14:31 Eclipse total de luna. En el instante de mayor eclipse (14:32 TU) la Luna se encuentra en el cenit en el Océano Pacífico, cerca de Guam y las Islas Marianas del Norte. Todo el evento es visible desde Asia y Australia. Los observadores de toda Europa y África se perderán las primeras fases del eclipse debido a que ocurren antes de salida de la luna, así como los observadores de América del Norte no podrán observar las últimas fases del eclipse. Ninguna de las fases del eclipse puede ser vista desde América del Sur o Antártida) 14 de diciembre Lluvia de meteoros: Gemínidas, actividad desde el 7 al 17, con máximo el 14 de diciembre, THZ 120. Radiante en Géminis, AR 112º, DE +33º 22 de diciembre 05:29 Inicio invierno. El jueves 22 de diciembre de 2011, a las 6h 30m hora oficial peninsular, se inicia el invierno en el hemisferio Norte, según el convenio astronómico. Esta estación, la más corta del año desde hace algunos siglos, durará 88 días y 23 horas. La primavera se iniciará el día 20 de marzo de 2012. 23 de diciembre 02:20 Mercurio a 2.34°N de la Luna. (Elongación de Mercurio: 21.8°) 02:58 Mercurio en máxima elongación oeste. (Elongación: 21.84°)


sección lunar

fases lunares diciembre 2011 lunes

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Dibujos: Virtual Atlas Moon

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el

libro del

mes Joanne Baker

50 cosas que hay que saber sobre el Universo

Este libro está dividido en 50 "cosas", eventos o conceptos, que el autor considera como los más importantes a la hora de dar una visión general de la Astronomía como ciencia moderna. Esta forma de estructurar el libro se puede ver como un método distinto de resumir la evolución de la Astronomía. Puede que en una primera impresión nos resulte escueto, sin embargo es un método muy bueno para plasmar la cronología del los hechos, y ver el entrelazado que hay entre ellos. Los eventos están divididos en cuatro bloques, y todo está marcado por una clara línea cronológica. El primer bloque plantea los grandes saltos filosóficos que ha tenido el tamaño del Universo, y la importante contribución de los métodos de medida, como el Paralaje o el Efecto Doppler. Un segundo bloque comienza cuando Hubble establece que la nebulosa de Andrómeda está mucho más lejos que los confines de la Vía Láctea. También podemos leer como la Ley de Hubble nos proporciona un nuevo método de medida con el que tasar el inmenso Universo que se abre ante nosotros. Conceptos cosmológicos como el Big Bang o la Inflación Cósmica son explicados y relacionados con descubrimientos hechos gracias a la observación astronómica. El tercer bloque más teórico y nos habla de la Teoría de la Relatividad, la Teoría de Cuerdas, etc. Siempre usando un lenguaje sencillo, dirigido a un lector con pocos conocimientos en física y matemáticas, pero que resulta ameno al que ya los tiene. El cuarto bloque nos muestra como nuevas tecnologías, rayos X, la radioastronomía, han sido capaces de mostrarnos otra cara del Universo hasta hace poco desconocida. Y finalmente el último bloque se acerca más a donde vivimos, las estrellas y los planetas, incluyendo los exoplanetas y la búsqueda de vida fuera de la Tierra.


15 años sin

Carl Sagan El 20 de diciembre de 1996 emprendía su último viaje uno de los científicos y sin duda el divulgador científico más conocido. Carl Sagan moría, como se suele decir eufemísticamente, tras una larga y rara enfermedad, a la edad de 62 años. Todavía recuerdo nítidamente el momento en que, a principios de los ochenta y con apenas 13 años compraba mi primer libro. La decisión, aunque suponía gastar los ahorros de varios meses, fue fácil después de que una serie de televisión me hiciera soñar durante las últimas semanas viajando a través del Universo. La serie, y como no el libro, se llamaba Cosmos, y su autor, un hasta entonces desconocido científico-divulgador llamado Carl Sagan. Sin duda, él fue el culpable de que, desde entonces, la exploración espacial primero y la astronomía después fueran una de mis pasiones. Supongo, que en mi caso se encontrarán muchas personas; tal vez, la gente de mi edad fuera la primera generación que creció viendo en la televisión imágenes de Marte, Júpiter o Venus como algo normal y cotidiano. Por esta razón, la serie y el libro Cosmos fueron tan importantes pues nos descubrieron nuevos mundos y nos ayudaron a comprender conceptos y términos hasta entonces completamente desconocidos para muchísima gente. Además, y en unos años en el que las pseudociencias ganaban cada vez más terreno, supuso una luz, un faro, que iluminaba el camino de la Ciencia y del Saber. En sus últimos años la visión de Sagan sobre la exploración espacial evoluciona hacia posiciones en las que primaba la colaboración internacional sobre las absurdas "carreras" espaciales de las últimas décadas. Asimismo, se preguntaba sí era ético gastar miles de millones de dólares en mandar naves a explorar "otros mundos" cuando en nuestro mundo miles de personas mueren al día por hambre y enfermedades, siendo estos problemas fácilmente subsanables con mucho menos dinero. En fin, Sagan supo transmitirnos su pasión por la vida, vida que paradójicamente, poco a poco, se le iba. Tal vez, la obligación que tenemos para con las generaciones futuras de cuidar y mantener la Tierra como un lugar habitable haya sido, curiosamente, la mejor enseñanza y el mejor legado que nos ha podido transmitir Carl Sagan con sus diferentes libros y programas divulgativos sobre algo tan lejano, pero a la vez tan cercano , como es el Cosmos. Sirvan estas líneas como un pequeño homenaje a un "amigo" con el que recorrí de su mano el fascinante Universo que nos rodea. José Luis Trisán


asteroideVesta

Impresionante imagen tomada por la sonda Dawn del asteroide Vesta. Podemos apreciar en el centro de la imagen un acantilado de unos 20 kilómetros de profundidad en el que se han producido desprendimientos. Esta nave fue lanzada en 2007 con el objeto de estudiar los planetas enanos Vesta y Ceres donde llegará en 2015. http://dawn.jpl.nasa.gov/ Copyright: ASA / JPL-Caltech / UCLA / MPS / DLR / IDA

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gas_astronomia@yahoo.es www.grupoastronomicosilos.org  © Grupo Astronómico Silos de Zaragoza, diciembre 2011 

Diciembre 2011  

Efemerides Astronomicas