CIRCULAR ASTRONOMICA DE DIFUSION … · Si oímos señales de seres inteligentes, hace tiempo que...
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**** CIRCULAR ASTRONOMICA DE DIFUSION GRATUITA ****** HALLEY Circular Astronómica de la ASOCIACION DE AFICIONADOS A LA ASTRONOMIA DE MURCIA AÑO I EPOCA 1 MARZO 2018 pagina web http://aaamurcia.wordpress.com FACEBOOK https://www.facebook.com/groups/386253574866958 TWITTER @astro_mur
Transcript of CIRCULAR ASTRONOMICA DE DIFUSION … · Si oímos señales de seres inteligentes, hace tiempo que...
**** CIRCULAR ASTRONOMICA DE DIFUSION GRATUITA ******
HALLEY
Circular Astronómica de la
ASOCIACION DE AFICIONADOS A LA
ASTRONOMIA DE MURCIA
AÑO I
EPOCA 1
MARZO 2018
pagina web http://aaamurcia.wordpress.com
FACEBOOK https://www.facebook.com/groups/386253574866958
TWITTER @astro_mur
INDICE :
EDITORIAL............. pag.2
SECCION DE NOTICIAS....... pag.3-5
ULTIMAS NOVEDADES SOBRE LOS AGUJEROS NEGROS......pag 7-10
ESTRELLAS EVOLUCION CLASIFICACION ESPECTRAL........pag 10-37
MILTON HUMASON EL TALENTO OCULTO .......pag 37-41
GUIA DE COMO EMPEZAR EN ASTRONOMIA.....pag.41-47
COR CAROLI UNA ESTRELLA PARA UN REY......pag.47-49
RESUMEN ACTIVIDADES DE LA AAAM 2017-18....pag 49-56
EDITORIAL :
Esta circular nace con mucha ilusión , al igual , que lo hizo , con la misma ilusión ,
nuestra , ''Asociación de Aficionados a la Astronomía de Murcia'' , en Enero de 2017 ,
ahora hace un año , y 2 meses tan solo de vida , lo primero de todo , quiero agradecer
desde aquí a todos los que me han brindado su apoyo , ganas , trabajo , ilusión , y
confianza en este proyecto tan importante , como es la creación , de una Asociación ,
gracias por ello , por otro lado , nuestra Asociación , nace con la idea de fomentar ,
difundir , y divulgar la Astronomía en la Región de Murcia , y desde aquí , quiero
agradecer profundamente a todas las entidades que nos han apoyado , Asociación de
Divulgación Científica de Murcia , Fundación SENECA , Museo de la Ciencia , y
Ayuntamiento de Murcia , por su colaboración , y ayuda , en nuestro proyecto . Esta
circular nace con la misma ilusión , con la que empecé a hacer Astronomía hace ahora
34 años , en 1984 , dos años antes , del regreso del cometa Halley , y el que fue uno de
los motivos principales por los que empecé a estudiar astronomía , y el nombre de la
circular de nuestra circular de la AAAM , ''Halley'' , es un portal para que nuestros
socios , y aquellas personas interesadas en colaborar con nosotros , nos ofrezcan sus
trabajos , noticias , y artículos de Astronomía , donde se darán cabida a secciones como
Heliofísica , Cielo Profundo , Meteoros , Astrofotografía , Ocultaciones , Estrellas
Dobles y Variables , Cuerpos Menores etc ...la difusión va a ser gratuita por todas las
redes sociales , esperamos una amplia aceptación por parte del público , y entusiastas de
la Astronomía .
J.P.Navarro Pina
Presidente de la AAAM
ASOCIACION DE AFICIONADOS A LA ASTRONOMIA DE MURCIA
Inscrita en el Registro de Asociaciones
con el numero 13.471/1ª
NIF 73983207
JUNTA DIRECTIVA
Presidente D. José Pablo Navarro
Secretario : José Iniesta
Tesorero : Pedro Meseguer
Vocales : Víctor Carrillo , Pedro Sánchez
SECCION DE NOTICIAS ASTRONOMICAS AAAM
Si oímos señales de seres inteligentes, hace tiempo que habrán muerto
Si oímos señales de seres inteligentes, hace tiempo que habrán muerto Una
actualización de la Ecuación de Drake para encontrar civilizaciones inteligentes en
otros mundos concluye que, incluso si captáramos señales, quienes las enviaron
habrían muerto hace tiempo. El estudio, titulado "Area Coverage of Expanding E.T.
Signals in the Galaxy: SETI and Drake's N", apareció recientemente en arXiv. El
estudio fue dirigido por Claudio Grimaldi de la Ecole Polytechnique Federale de
Lausanne (EPF-Lausanne), con la ayuda de Geoffrey W. Marcy y Nathaniel K. Tel ...
Leer mas: http://www.europapress.es/ciencia/astronomia/noticia-si-oimos-senales-
seres-inteligentes-hace-tiempo-habran-muerto-.
¿Obedecen las galaxias a las leyes de la Mecánica Cuántica?
Un científico planetario del Instituto Tecnológico de California acaba de hacer un
descubrimiento asombroso. Se trata de la posibilidad de describir la evolución
física a largo plazo de grandes estructuras cósmicas, como son los discos de
polvo y gas a partir de los que se forman galaxias, estrellas y planetas, por medio
de una ecuación fundamental ampliamente utilizada en la Mecánica Cuántica,
la ecuación de Schrödinger.
En un artículo recién publicado en Monthly Notices of the Royal Astronomical
Society, en efecto, Konstantin Batygin, el mismo que dedujo la existencia de un
desconocido «Planeta Nueve» en los confines de nuestro Sistema Solar, explica
que mientras trataba de refinar una técnica de modelación astrofísica conocida
como «Teoría de la Perturbación», se topó con la famosa ecuación de Schrödinger,
ideada para describir los efectos cuánticos dentro de un sistema atómico. Lo
que estaba haciendo el científico era buscar formas de predecir con precisión el
movimiento de los cuerpos en el espacio a largo plazo, una tarea
extraordinariamente compleja.
A grandes rasgos, los sistemas de objetos en el espacio podrían describirse como
«cosas grandes» al cuyo alrededor orbitan «cosas más pequeñas». Los agujeros
negros supermasivos, por ejemplo, son orbitados por enjambres de estrellas,
que a su vez son orbitadas por conjuntos de rocas, entre ellos los planetas.
Las fuerzas gravitacionales experimentadas por cualquier cuerpo que esté en medio
de uno de estos sistemas implican que, con el tiempo, los objetos más pequeños
que lo rodean terminarán por formar un disco plano a su alrededor. Sin
embargo, el estado de estos discos no es constante, sino que con el paso del tiempo
éstos se deforman, se estiran, se encogen... incluso en distancias enormes que
pueden extenderse a cientos de años luz.
¿De dónde proceden las fluctuaciones?
Por eso, la cuestión de cómo se desarrollan esas deformaciones, y cómo continúan
fluctuando, es uno de los mayores desafíos a los que se enfrenta la astrofísica. En
parte, esto se debe a que la complejidad de los cálculos requeridos supera con
creces las capacidades de las computadoras actuales, al igual que los presupuestos
de los académicos que lo intentan.
Para tratar de solucionar el problema, Batygin recurrió a una rama de las
matemáticas llamada Teoría de la Perturbación, que sostiene que cualquier
sistema de la vida real puede ser modelado de forma ideal para, a partir de ese
modelo, ir modificando los parámetros individuales y calcular cualquier resultado
sobre el estado futuro de ese sistema. En su origen, esta teoría surgió como un
intento de resolver el llamado «problema de los tres cuerpos», un difícil reto que
consiste en describir con precisión los movimientos de tres objetos mutuamente
atraídos (como el Sol, la Tierra y la Luna) cuando se los considera como un
sistema único.
El uso de la teoría de perturbaciones para describir las órbitas de cuerpos más
pequeños alrededor de otros más grandes requirió que Batygin postulara todos los
objetos en cada órbita específica como una sola entidad y los «difuminara» en
forma de un anillo concéntrico. En el modelo, cada anillo presentaba la misma
fuerza gravitacional que los objetos individuales combinados, pero uniformemente
distribuidos.
Al refinar su modelo, Batygin se dio cuenta de que podía representar cualquier
sistema astrofísico como un centro rodeado por anillos cada vez más
numerosos, pero cada vez más delgados, hasta que, inevitablemente, todos ellos se
ordenaban en un solo plano.
Y surgió la ecuación de Schrödinger...
«Con el tiempo -explica el investigador- podrías hacer que el número de anillos en
el disco crezca hasta el infinito, lo que te permite combinarlos matemáticamente en
un continuo. Asombrosamente, al hacer esto, de mis cálculos surgió la ecuación de
Schrödinger».
Batygin no salía de su asombro, ya que la ecuación fue pensada para aplicarse solo
a los fenómenos que suceden el mundo infinitamente pequeño de la Mecánica
Cuántica, donde las leyes físicas que rigen a los sistemas macroscópicos dejan de
funcionar. La ecuación de Schröedinger, en efecto, se utiliza para describir los
aspectos más extraños de un mundo en el que las partículas pueden ser, al mismo
tiempo, ondas, o estar en varios lugares a la vez.
«El descubrimiento -afirma Batygin- es sorprendente porque es muy poco
probable que la ecuación de Schrödinger surja cuando estudiamos distancias del
orden de los años luz. Las ecuaciones que son relevantes para la física subatómica
generalmente no lo son en los grandes fenómenos astronómicos. Por lo tanto, me
fascinó encontrar una situación en la que una ecuación que normalmente se usa
solo para sistemas muy pequeños también funcione al describir sistemas muy
grandes».
El hallazgo significa que, contra toda lógica aparente, en el «mundo real» existe
por lo menos un enfoque en el que las cosas más pequeñas del universo -las
partículas subatómicas- y las cosas más grandes (las galaxias que rodean a los
agujeros negros supermasivos) comparten la dualidad onda-partícula.
«En un cierto sentido -afirma el investigador- las ondas que representan las
distorsiones y el desequilibrio de los discos astrofísicos no son muy diferentes de
las ondas en una cuerda vibrante, que a su vez no son muy diferentes del
movimiento de una partícula cuántica en el interior de una caja. Visto desde ahora,
parece una conexión obvia, aunque es emocionante empezar a descubrir la
columna vertebral matemática que se esconde detrás de esta reciprocidad».
I CICLO DE CHARLAS SOBRE ASTRONOMIA EN LA SEDE SOCIAL DE
LA AAAM
Durante los meses de ABRIL , MAYO , y JUNIO , de 2018 , se van a celebrar el I
CICLO DE CHARLAS libres , y gratuitas , sobre temas de máximo interés
Astronómico , en la Sede social de la Asociación de Aficionados a la Astronomía de
Murcia , situada en el Centro Cultural y Social de El Palmar ( Murcia ) , convirtiendo a
este centro , en el lugar de la Región de Murcia , de máxima difusión e interés
Astronómico , se trataran temas como Exoplanetas , Posibilidad de Vida mas allá de la
Tierra , Impactos de Meteoros , Cosmología y las nuevas teorías de sobre el origen del
Universo , Los Cometas y el origen de la vida en la Tierra …., y aparte de este ciclo de
conferencias , se dará un CURSO DE ASTROFOTOGRAFIA solo para socios de la
AAAM , y un ”Taller de Telescopios” , así como nuestro ya tradicional , Curso de
Iniciación a la Astronomía , que será la 4ª edición realizada . Para mas información
podéis enviarnos un email a : [email protected]
solicitando información sobre esta charlas , es imprescindible realizar la RESERVA
PREVIA para todas estas actividades .
Gracias por esta iniciativa al Presidente de la AAAM , D. José Pablo Navarro ,
Divulgador y Astrónomo amateur con 34 años de experiencia .
MONOGRAFIA SOBRE LOS AGUJEROS NEGROS Homenaje a Stephen
Hawking
HELIOFÍSICA
Coordinador de la Sección de Heliofísica : José Padilla ( Socio de la AAAM )
Clasificación Espectral
Formación y evolución estelar
A modo de introducción muy breve, imagina una explosión. Todos hemos visto una, al
menos en televisión. Gran estruendo, bola de fuego, humo y caos. En unos minutos todo
queda despejado con el consiguiente desastre. Ahora imagina una explosión un poco
mayor…bueno, varios órdenes de magnitud mayor. Una nube de gas estelar que poco a
poco y debido a las interacciones gravitatorias se va contrayendo. Llegado el momento
crítico se alcanza la suficiente masa para que todo ese gas, Hidrogeno en su mayoría, se
caliente debido a la presión y alcance los 106K y entonces explota. Bueno, decir que
explota es simplificar en exceso el proceso, pero me permitiréis que para ilustrar el
asunto use el termino explosión, ya que en realidad una estrella es una explosión
inmensa contenida por la gravedad. Dentro de la estrella se equilibran tanto la fuerza de
toda la energía radiante de la fusión, como toda la masa que sostiene la explosión y la
conserva dentro de la estrella. Un equilibrio dinámico que varía durante la vida de cada
estrella conforme va quemando el combustible.
La masa de la estrella es por tanto la que determina la presión en el núcleo estelar, lo
cual determina la temperatura del núcleo y por tanto la velocidad de fusión nuclear. Las
estrellas más masivas son más calientes, consumen el combustible más rápido y por
tanto tienen vidas más cortas. Dependiendo de la masa inicial de la estrella, esta tendrá
un destino u otro
fuente:
NASA
Diagrama HR
El Diagrama de Hertzsprung-Russell es una excelente visualización tanto de la
evolución estelar como de los distintos tipos de estrellas. Un diagrama típico tiene esta
pinta
Fuente: Wikipedia commons
En el eje X se representa la temperatura; en este caso se completa con la clase espectral
del sistema MK y el color en el sistema B-V.
En el eje Y se representa la luminosidad. Se puede completar como en este caso con la
magnitud absoluta
A primera vista se puede observar como existen varias poblaciones estelares más o
menos claramente separadas. En la diagonal central se sitúan las estrellas de la
secuencia principal, que es donde esta nuestro Sol y que se corresponde con la relación
que tiene la masa de la estrella con su luminosidad. Hay otras poblaciones estelares que
se corresponden con otros tantos tipos:
© CSIRO
Podemos ver como para estrellas con la misma temperatura puede haber gran diferencia
en luminosidad. Por ejemplo entre la estrella de Barnard y Betelgeuse, ambas con una
temperatura superficial de aproximadamente 4000K, pero con una luminosidad de mil
veces menos que el sol para la primera y de diez mil veces más para la segunda.
Esto se debe a que la luminosidad de una estrella depende principalmente de su tamaño:
a mayor tamaño mayor superficie de emisión y por tanto más luminosidad. Una cosa es
la luminosidad de la estrella y otra en que longitud de onda emita principalmente. Una
estrella roja no tiene por qué brillar menos que una azul.
Las estrellas en secuencia principal se mantienen en su zona durante la mayor parte de
su vida y cuando agotan el combustible pueden pasar a otras regiones del diagrama. Por
supuesto hay estrellas en cada región que están ahí porque son así en su secuencia
principal, sobre todo las estrellas que están en la región superior izquierda. Cuando las
estrellas de secuencia principal llegan al final de su vida evolucionan según su tamaño.
Achemar, estrella de tipo B (y las tipo O y A) muy probablemente acabara como una
supernova y agujero negro o estrella de neutrones, pasando momentáneamente a la
región superior izquierda. Las estrellas en la región media pasaran a la zona superior
central e izquierda, muchas de ellas a través de la zona de inestabilidad, donde están las
Cefeidas, W Virginis y Liridas, estrellas que se usan en astronomía para calibrar
distancias debido a que sus pulsaciones dependen de la distancia. Nuestro sol se
convertirá en una gigante roja y pasara hacia la zona superior derecha antes de
convertirse en una enana blanca, en la zona inferior
Como podéis ver, el diagrama H-R puede usarse para comprobar la clase de estrellas de
una región del cielo o hacer una estimación del comportamiento general de las estrellas.
Por supuesto se puede hacer un diagrama específico de una región concreta y de esa
manera evaluar las características de las estrellas de esa región. No todos los diagramas
H-R son iguales, pero el de arriba es un diagrama general obtenido a partir de datos
reales del cielo de 23000 estrellas de los catálogos Hipparcos y Gliese y que es válida
para establecer la evolución estelar general
Clasificación espectral de Morgan-Keenan
El sistema MK de clasificación fue creado por W.W. Morgan y P.C. Keenan en 1943.
Es un sistema que usa solo las características observables en el espectro para la
clasificación estelar. Además es un sistema bidimensional: usa una componente para la
temperatura y otro para la luminosidad. También se han añadido alguna dimensión más
para describir características especiales de algunas estrellas
La clasificación espectral es una herramienta que examina solo la luz emitida por la
fotosfera de la estrella. El plasma bajo ella, desde el núcleo hasta la superficie crea un
espectro continuo de cuerpo negro que emite a una específica temperatura. Esto
determina el perfil de flujo de una estrella. Los tipos O y B irradian en el UV; F y G
irradian en el visible; las K y M lo hacen en el IR. El tipo espectral se corresponde con
la temperatura efectiva de la estrella, que es la temperatura del cuerpo negro que
coincide con su flujo de radiación por unidad de área. O lo que es lo mismo: la
temperatura del cuerpo negro cuyo perfil se ajusta mejor a la forma y emisión del flujo
observado
©2014 Bruce MacEvoy
La parte superior de la fotosfera se enfría al radiar energía al espacio, lo que permite que
absorba algo de la luz del interior de la estrella. En el proceso de absorción, un fotón
con determinada energía (frecuencia) incrementa el orbital de energía de un electrón de
un átomo o molécula. Este electrón retorna a su orbital original emitiendo un fotón de
energía menor al primero (a menor frecuencia). Cada elemento tiene su espectro de
absorción en un espectro estelar, que se mostrara como un canal o muesca en un perfil
de flujo continuo
©2014 Bruce MacEvoy
Si la temperatura de la fotosfera es menor, puede absorber más energía gracias a la
diferencia de temperatura y se mostraran más características de absorción. Esta
absorción aumentada oscurece el perfil de flujo, especialmente en estrellas muy
brillantes y estrellas con alta metalicidad (en astronomía la metalicidad es la presencia d
cualquier elemento más pesado que el He). Las líneas de H son más fuertes en las
estrellas tipo A0. Na y Ca son importantes en las estrellas G. Moléculas diatómicas
incluyendo moléculas orgánicas van apareciendo al disminuir la temperatura hasta las
enanas marrones, donde pueden aparecer H2O y CH4
©2014 Bruce MacEvoy
Tipos espectrales M-K
Símbolo Nombre
Temperatura
Superficial Tono
Masa
(M⊙)
Radio
(R⊙) Vida
W Wolf-Rayet ≥ 25000 K
≥ 20 10–15
W5 =
2.0×105
O
Súper
masiva ≥ 30000 K
18–~150 ≥ 6.6
O5 =
3.6×105
B Masiva
10000–
30000 K
2.9–18 1.8–6.6
B5 =
7.2×107
A grande
7300–
10000 K
1.6–2.9 1.4–1.8
A5 =
1.1×109
F solar 6000–7300 K
1.05–1.60
1.15–
1.4
F5 =
3.5×109
G solar 5300–6000 K
0.8–1.05
0.96–
1.15
G5 =
1.5×1010
K solar 3800–5300 K
0.5–0.8
0.7–
0.96
K5 =
5.3×1010
M sub solar 2500–3800 K
0.07–0.5 ≤ 0.7
M5 =
1.9×1011
C
Estrella de
C 2400–3200 K
≤ 1.1
220–
550 .
S
sub
carbono 2400–3500 K
≤ 0.8 ≤ 0.7 .
L
Enana
marrón
caliente 1300–2100 K
0.075–0.45 ≤ 0.2 .
T
Enana
marrón
fría 600–1300 K
0.012–
0.075 ≤ 0.2 .
Y
Gigante
gaseoso < 600 K . ≤ 0.012 ≤ 0.15 .
D
degenerada;
enana
blanca ≤ 100,000+ K
0.17–1.3
0.008–
0.02 .
Q Nova . .
P
Nebulosa
planetaria .
©2014 Bruce MacEvoy
O:
Emisión intensa en UV, con He I y He II ausentes o débiles (neutral e ionizado). Fuertes
líneas de Balmer (H ionizado) que se vuelven débiles en tipos jóvenes a altas
temperaturas. Líneas de N IV and N III (N triple o doblemente ionizado) y Si III (doble
ionización) visible pero débil. La clasificación se basa en la intensidad de la línea de N
IV (λ4058) (O2 to O3.5) y la ratio He II (λ4200)/He I (λ4026) (1.0 = O6), He II
(λ4541)/He I (λ4471) (1.0 = O7), y He II (λ4541) = Si III (λ4552) (1.0 = O9.7)
Ejemplos: zeta Orionis (O9Ib), zeta Puppis (O5), iota Orionis (O9III)
Espectro de una estrella O6V
B:
Intensas líneas de He I (He neutro) y líneas de Balmer, Si I y Si II, O I (O neutral) y
Mg I (Mg neutral). Clasificación basada en la ausencia de He II en azul violeta,
debilitamiento de He I y fortalecimiento de líneas de H de Balmer, la ratio S IV/S III
(1.0 = B0.7) y fortalecimiento de Mg II (λ4481).
Ejemplos: beta Orionis (B8Ia), tau Scorpii (B0V), alpha Virginis (B1III), alpha Leonis
(B7V)
Espectro de una estrella B6V
A:
Líneas de Balmer de H muy intensas. Desaparición de las líneas de He. Muchos metales
neutros (Fe I, Mg I, Ca I) aunque el espectro está dominado por las series del H. La
clasificación se basa en la intensidad de las líneas de Balmer de H, la intensificación de
la línea de Ca II K (λ3934), y otros metales. Estas estrellas tienen muchas
peculiaridades superficiales con sobre o infraabundancia de elementos metálicos;
muchas tienen además cortos periodos de rotación
Ejemplos: alpha Canis Majoris (A1V), beta Aurigae (A5V), alpha Ophiuchi (A5III), eta
Leonis (A5Ib)
Espectro de una estrella A5II
F:
Líneas de Balmer de H intensas que se van debilitando a la vez que se intensifican las
de metales (Ca I, Fe I, Cr I), con la aparición de moléculas (CH ~λ4300) (en las F4). La
transición de estrellas A a las G comprende el paso de superficies estelares laminares y
radiadores a fotosferas mezcladas y convectivas, con fuertes campos magnéticos y
menores velocidades rotacionales.
Ejemplos: alpha Canis Minoris (F5IV), alpha Persei (F5Ib), alpha Hydri (F0V), pi3
Orionis (F6V)
Espectro de una estrella F6V
G:
Líneas de Balmer de H más débiles y líneas de metales más fuertes, además de la banda
G de CH; ahora predominan átomos metálicos neutros e iones. La clasificación se basa
en la ratio de líneas de metales neutros con H : Ca I (λ4226)/Hδ y Fe I (λ4046)/Hδ, o
entre ellos. Cr I (λ4254)/Fe I (λ4271). La luminosidad se evalúa por la ratio Sr II
(λ4077)/Fe I (λ4046), fortalecimiento de las líneas CN, y debilitamiento de Ca II H y K.
Ejemplos: alpha Aurigae (G5III), iota Persei (G0V), tau Cetii (G8V), epsilon
Geminorum (G8Ib)
Espectro de una estrella G5IV
K: Intensas líneas de metales neutros. La Banda G de CH tiene su máximo en las K2 y
luego va reduciéndose. La luminosidad se evalúa por el ensanchamiento de las líneas de
Ca II H y K , en las líneas de MgH y TiO en λ4770, y en la ratio Sr II/Fe I.
Características en IR sobre 1 µM (> λ10000) son las más importantes, particularmente
las bandas moleculares de CO
Ejemplos: epsilon Pegasi (K2Ib), alpha Bootis (K1III), gamma Draconis (K5III)
Espectro de una estrella K5III
M: Líneas intensas de metales neutros y moléculas diatómicas. En tipos finales predomina
la absorción. La clasificación se basa en las bandas de TiO(λ4955), y MgH (λ4780). . La
luminosidad se evalúa por la disminución de las líneas de Ca I (λ4226) y TiO por
encima de λ4900. Estas estrellas suelen mostrar emisión de H debido a las grandes
llamaradas de su cromosfera
Ejemplos: alpha Orionis (M1Ia), mu Ursae Majoris (M0III), alpha Herculis (M5Ib)
Espectro de una estrella M6III
Estos son los tipos clásicos, con la secuencia OBAFGKM. Una regla para recordarlos es
la frase: Otros Buenos Astrónomos Fueron Galileo Kepler y Mesmer
A las categorías de arriba se le añaden nuevas
W–: Wolf-Rayet
Son estrellas Viejas, muy calientes (>25000 K) y originalmente muy masivas (20 a
100M⊙). Son estrellas O que han perdido masa debido a vientos estelares muy
violentos. Estos vientos exponen los productos del N originados en la fusión del H y
después los productos de C y O de la fusión del He. Este tipo fue identificado por
Charles Woolf y Georges Rayet en 1867 en tres estrellas de la constelación del Cisne.
Las características fotométricas de estas estrellas son debidas al viento circumestelar, no
a la fotosfera, por lo que se ve afectado por la intensidad de los vientos. Actualmente la
subclasificacion más usada es la siguiente:
WN3 a WN4.5: N ionizado (N III) ausente o muy débil.
WN5 a WN6: N ionizado (N III) presente, N V ausente o muy débil.
WN7 a WN8: N ionizado (N III) presente, He neutro (He I) presente.
WC4 a WC9: Categorías basadas en las ratios de la emisión C IV/C III y C III/O V.
WO1 a WO4: Categorías basadas en las líneas de emisión de C IV y las ratios
O VI/O V y O VI/C IV.
Espectro de una estrella WC5
C: Estrellas de Carbono Son estrellas con temperatura y luminosidad características de los últimos estadios de
los tipos G, K y M pero con más abundancia relativa de C respecto a O en la fotosfera.
Suelen verse en sistemas binarios y la mayor parte muestran intensas bandas
moleculares de CH, CN, C2 e incluso SiC2 y C3; La mayor parte del O está en forma de
CO por lo que queda poco para formar otros compuestos como TiO. La emisión
principal de estas estrellas es en el IR. Muchas son estrellas variables de largo periodo
C-R: Estrellas de C “calientes” con temperaturas similares a las G4-M2 (5350-3655 K
en gigantes) con flujo significativo en el UV(<420 nm): S Camelopardalis.
C-N: Estrellas de C “frías” con temperaturas similares a las G7-M8 (5030-2940 K en
gigantes) aunque mayoritariamente alrededor de 3900K sin casi nada de flujo por
debajo de 440nm: R Leporis.
C-J: rango de temperaturas entre C-R y C-N con alta abundancia de 13C:
Y Canum Venaticorum.
C-H: Estrellas ricas en elementos resultado del proceso-S (Sr, Y, Ba, Zr, Tc, La),
asociadas con estrellas de la población II (halo): TT Canum Venaticorum.
C-Hd: Muy débiles o totalmente ausentes líneas de H (CH, líneas de Balmer) e intensas
líneas de CN y C2: R Coronae Borealis.
Espectro de una estrella CN
S: estrellas gigantes de Zr
Están relacionadas con estrellas gigantes M tardías con bandas de absorción en ZrO.
Son un paso intermedio entre las M y las C
M → MS → S → SC → C
La ratio C/O va variando en la secuencia: < 0.95 en S1 a 1.0 en SC1 y >1.1 en SC10.
Espectro de una estrella MS
D: Cuerpos degenerados (enanas blancas)
Las enanas blancas son el núcleo colapsado de una Estrella que ha perdido una gran
parte (~20%) de su masa original en una nebulosa o supernova en los últimos estadios
de la evolución estelar. No son estrellas, ya que no hay fusión nuclear, por lo que la
masa ha colapsado sin energía interna que la contrarreste. Brillan con el calor residual
del núcleo degenerado, que puede alcanzar una temperatura de 100,000 K y va
enfriándose lentamente por radiación durante miles de millones de años.
DA: Fuertes bandas de absorción de H. ni He ni metales
DB: Solo bandas de He I (neutro). Ni H ni metales
DC: Espectro continuo de cuerpo negro sin líneas de absorción mayores del 5% en todo
el espectro
DO: Fuertes bandas de absorción de He II (ionizado) y H molecular.
DQ: Líneas de absorción de C, atómico y molecular.
DZ: Ausencia de H y He. Presencia de
Símbolos añadidos a los de arriba:
– P: enanas blancas magnéticas con polarización detectable.
– H: enanas blancas magnéticas sin polarización.
– X: espectro inclasificable o peculiar.
– E: Líneas de emisión presentes.
– ?, :: clasificación incierta.
– V: luminosidad variable
– d: polvo circumestelar.
– C I, C II, O I, O II se añaden para indicar la presencia de estos elementos.
Espectro de una estrella DC
L: enanas marrones de alta temperatura Es una forma intermedia ente las M y las T. tienen masa cuasiestelar pero aun no
pueden fusionar H, aunque si Deuterio. Tienen líneas de emisión de hidruros metálicos
CaH, CrH and FeH), álcalis (Na I, K I, Cs I) y agua (H2O).
M → L → T → Y
L0 a L9: tipos con temperatura decreciente.
T: enanas marrones de baja temperatura
Cuerpos calentados gravitacionalmente entre las L y los gigantes gaseosos. Presentan en
su espectro H2O y CH4,
T0 to T8: tipos con temperatura decreciente.
Y: Gigantes gaseosos
Cuerpos con una masa por debajo de la necesaria para el colapso gravitatorio (2-5 masas
de Júpiter, ~0.0012M⊙). No existe un espectro claro debido a las estrellas
acompañantes.
Tipos de luminosidad M-K:
Las diferencias en luminosidad no están causadas por la masa de la estrella sino por su
edad. Tras quemar el suficiente H en la secuencia principal, se acumula en el núcleo el
He resultante. El peso del He hace que el núcleo se contraiga a consecuencia de lo cual
la temperatura aumenta y la fusión del He puede comenzar. Esto contrarresta la
contracción gravitacional. La estrella fusiona He en C bajo una capa de H. En estrellas
lo suficientemente grandes se fusiona suficiente C para que aumente de nuevo la masa y
por tanto vuelva a contraerse, aumente la temperatura y comience la fusión del C en O.
Este proceso puede continuar en tanto la masa de la estrella sea suficiente fusionando
los siguientes elementos: Ne, Na, Mg, S, Si… y finalmente los metales hasta el Fe, que
es el último paso de la fusión energéticamente favorable. Elementos más pesados
requieren energía para fusionar (hasta ahora la fusión producía energía), por lo que estos
elementos solo se producen durante las explosiones de supernovas, donde la energía
extra se consigue con el tremendo colapso gravitatorio
En las estrellas viejas, los sucesivos pasos de fusión se van sucediendo en tanto la
energía de la fusión contrarreste la presión que genera la masa de la estrella. En un
punto la masa del núcleo es insuficiente para fusionar de nuevo con lo que la gravedad
gana y se genera una compresión repentina que resulta en una nova, agujero negro,
estrella de neutrones etc., dependiendo de la masa original de la estrella. En el caso de
estrellas con masa similar a la solar, el final del ciclo es una nova que causa la expulsión
de las capas exteriores de la atmosfera solar y deja un núcleo de enana blanca que se va
enfriando lentamente
Antes del colapso la energía extra generada en la fusión del He hace que aumente el
radio de la estrella. Debido a que la fotosfera se expande y se aleja del núcleo, la
superficie aumenta y la temperatura disminuye en esta capa. Además como está más
alejada del núcleo la presión gravitatoria disminuye y se enrarece aún más. Este cambio
en la fotosfera causa que las líneas de absorción se vean más intensa y aparezcan líneas
de metales. Debido al aumento de superficie, la luminosidad de la estrella y su magnitud
absoluta también aumentan
Estas estrellas grandes y brillantes son las subgigantes, gigantes o supergigantes. Con
un radio decenas de miles de veces mayor y una emisión de energía cientos de miles de
veces mayor que estrellas en secuencia principal con la misma masa. Estos cambios
espectrales se indican en las clases de luminosidad, que junto al tipo espectral
completan la clasificación
I
Supergigantes
Símbolos adicionales
Símbolo Ejemplo Explicación
– G2 I-II
La estrella
está entre
esos dos
tipos
Ia-0
Hipergigantes o supergigantes
muy luminosas
Ia Supergigantes luminosas
Iab Supergigantes
Ib Supergigantes menos luminosas
II Estrellas brillantes
+
O9.5
Ia+ Hipergigante
/
M2
IV/V
La Estrella
es un tipo u
otro tipo
III Gigantes
IV Subgigantes
V
Enanas (estrellas en secuencia
principal)
Va Enanas muy luminosas
Vab Enanas luminosas
Vb Enanas
Vz Enanas de secuencia principal inferior
VI Enanas sub-secuencia principal
VII Enanas blancas
Codigos especiales:
Existen caracteristicas que no surgen de la masa, la temperatura o el radio, o son raras o
dificiles de interpreter. Estas caracteristicas se señala con los siguientes codigos.
Código Interpretación
Características ambiguas
: Mezcla y/o valor espectral incierto
… Peculiaridad espectral no descrita
! Peculiaridad especial
comp Espectro compuesto
p Peculiaridad no especificada. Estrella peculiar
pq Espectro peculiar. Similar al de una nova
Características de emisión
e Líneas de emisión presentes
[e] Línea de emisión “prohibida”
er Centro de línea de emisión mas débil que los extremos
ep Línea de emisión con peculiaridad
eq Línea de emisión con perfil P Cygni
ev Emisión variable
f Emisión de N III y He II
f* N IV λ4058Å mas intense que NIII, líneas de λ4634Å, λ4640Å, & λ4642Å
f+ Emisión de Si IV λ4089Å & λ4116Å además de N III
(f) Emisión débil de He
((f)) Absorción fuerte de He II junto a emisión débil de N III
Características de absorción
He wk Líneas débiles de He
k Espectro con características de absorción originadas en nubes de gas o polvo
m Características metálicas aumentadas
n Absorción ancha debido a rápida rotación
nn Absorción muy ancha debido a rápida rotación
neb Elementos de emisión/absorción causados por nebulosa
q Líneas de corrimiento al rojo y al azul presentes
s Líneas de absorción estrechas presentes
ss Líneas muy estrechas
sh Características de estrella con envoltura
v Características espectrales de
w Líneas débiles
d Del
Estrellas gigantes A y F con líneas débiles de H y K. el modelo es Delta
Delphini
d Sct
Estrellas tipo A y F con espectro similar a la variable de period corto Delta
Scuti
… Si en el espectro hay líneas de algún elemento, este se indica con su símbolo químico
©2014 Bruce MacEvoy
Saber mas:
Pagina de Bruce MacEvoy con un monton de información en ingles
Buscador de estrellas extremadamente completo
Atlas estelar con imagenes de espectros y mucha información
Imagenes actualizadas de nuestro Sol
Atlas original de Morgan Keenan y Kellman
Solar Dinamics Observatory
Solar Dynamics Observatory (SDO) es la primera misión que se lanzó en el Programa
Living With a Star (LWS)de la NASA, un programa diseñado para comprender las
causas de la variabilidad solar y sus impactos en la Tierra. SDO se diseño para
ayudarnos a entender la influencia del Sol en la Tierra y el espacio cercano a la Tierra,
estudiando la atmósfera solar en pequeñas escalas de espacio y tiempo y en muchas
longitudes de onda simultáneamente
SDO fue lanzado el 11 de febrero de 2010, 10:23 EST en un Atlas V desde Cabo
Cañaveral. Se localiza en una órbita geosincrona sobre Nuevo México con una
inclinación de 28º sobre el ecuador. La misión primaria era de 5 años, aunque tiene
combustible para 10 años. Actualmente aún está recabando datos
Video del lanzamiento
Guia completa en pdf de la misión
Objetivos científicos
El Sol y el magnetismo
El ciclo solar dura 22 años. Durante la primera mitad del ciclo, el polo norte magnético
del Sol está en el hemisferio norte, mientras que el polo magnético del sur está en el
hemisferio sur. Justo alrededor del pico del ciclo de las manchas solares (máximo solar),
los polos magnéticos se intercambian. Este flip se produce aproximadamente cada 11
años, en el máximo solar.
El ciclo magnético de 22 años influye enormemente en la manifestación más destacada
de la dínamo solar, las manchas solares y las regiones activas, que migran hacia el
ecuador solar desde altas latitudes durante el ciclo solar de 11 años. Las manchas
solares y las regiones activas son la manifestación del campo magnético generado en el
interior del Sol. Las regiones activas son responsables de las explosiones de energía
intensa y violenta, llamadas llamaradas, y las expulsiones de masa coronal (CMEs),
eventos en los que grandes cantidades de gas caliente, atrapados por el campo
magnético de la región activa, son liberados de la atmósfera del Sol y al espacio.
Predicción y evolución de la actividad solar
Las imágenes de SDO nos facilitan información para buscar cambios en los lazos
coronales que preceden a las llamaradas y CMEs. El ritmo de adquisición y la
resolución de estas imágenes permiten observar la dinámica de reordenamiento de las
líneas magnéticas que causan las llamaradas. Además, observando al sol continuamente,
SDO puede ver si los cambios en una región solar generan alguna reacción en otra zona
Debido a que la irradiación solar es la fuente más importante de energía que llega a la
Tierra, los cambios en esa irradiación pueden cambiar nuestro clima y afectar a los
satélites que orbitan alrededor de nuestro planeta. Las variaciones en la irradiancia solar
pueden ser por dos causas: un sol más caliente, o un sol más grande. Las manchas
solares son más frías que el promedio de la superficie solar y hacen que la irradiación
solar disminuya, las fáculas están más calientes que el promedio y hacen que la
irradiancia solar aumente. Aumentos en el tamaño de lazo coronal aumenta la
irradiancia EUV (extreme UV radiation). Actualmente aun no se sabe si los cambios en
el tamaño del Sol afectan a la irradiancia solar.
Si el tamaño del Sol pudiera cambiar, esto afectaría a la forma en que el calor se mueve
a través de la zona de convección. Las mediciones históricas del tamaño del Sol no han
respondido a esta cuestión. Medidas de heliosismología de HMI ((Helioseismic and
Magnetic Imager) nos permitirá ver en la zona de convección y medir sus propiedades
Comprendiendo el ciclo solar
El ciclo solar se manifiesta en un ritmo cíclico de crecimiento y decrecimiento en el
número de manchas solares. Hay 11 años entre un máximo de manchas solares y el
siguiente. Ahora sabemos que el ciclo solar es en realidad un ciclo magnético en el que
los polos magnéticos del Sol se intercambian con una periodicidad de aproximadamente
22 años, 2 ciclos de manchas solares. Las manchas solares y regiones activas se
observan en la superficie del Sol. Sobre esas estructuras se pueden ver los lazos
coronales, líneas de campo magnético trazadas por el gas caliente que se mueve a lo
largo del campo. Muchas de las propiedades observadas de la corona y el viento solar
provienen del campo magnético. El calentamiento del material en la corona y la
aceleración del viento solar son probablemente causados por la interacción de elementos
magnéticos de pequeña escala. Las llamaradas solares y las CME (eyecciones de masa
coronal) ocurren cuando los campos magnéticos en estos bucles se destacan más allá de
sus límites. Con la excepción de los cambios evolutivos lentos en la estructura solar
durante los últimos 4.500 millones de años, toda la variabilidad solar es de origen
magnético.
Radiación solar
Toda la radiación solar que medimos se denomina irradiación solar total (TSI); Cuando
se mide como una función de la longitud de onda es la irradiación espectral. La
irradiancia es la cantidad de energía de la luz de una cosa que golpea un metro cuadrado
de otra cosa cada segundo. Los fotones que nos llegan tendrán diferentes longitudes de
onda dependiendo de la energía que transporten, desde los muy energéticos rayos X y
radiación gamma, hasta el poco energético infrarrojo. La luz de diferentes longitudes de
onda alcanza diferentes partes de la atmósfera terrestre. La luz visible y la radiación
infrarroja alcanzan la superficie y son las responsables de su calentamiento. La
radiación ultravioleta en las longitudes de onda UV-A, B y C se absorbe a altitudes
mayores. La radiación ultravioleta y suave de rayos X (longitudes de onda inferiores a
120 nm, EUV) es absorbida por la atmósfera por encima de 100 km. Aunque es
completamente absorbida por nuestra atmósfera, la radiación EUV es bastante peligrosa
para las personas y la electrónica en el espacio.
La irradiancia solar varía durante el ciclo solar de manera que alcanza un máximo
durante el máximo solar y el mínimo en el mínimo solar. La proporción de cada
longitud de onda también varía durante la rotación solar y en las fulguraciones solares
Para entender los mecanismos que causan variaciones de la irradiancia EUV, se
requieren dos conjuntos de medidas: mediciones de la irradiancia espectral de EUV en
una amplia gama de longitudes de onda con una cadencia rápida junto con imágenes del
Sol a la misma longitud de onda para identificar las fuentes de la radiación. Los
instrumentos EVE y AIA proporcionarán estas mediciones complementarias.
El experimento EVE (Extreme Ultraviolet Variability Experiment) mide la irradiancia
espectral del sol en el ultravioleta extremo (EUV) en longitudes de onda de 1 a 1050Å
(0.1 a 105 nm), además de medidas en la línea de emisión del Hidrogeno, a 1215Å. La
luz EUV es absorbida por la atmosfera a unos 100Km, por lo que los cambios en esta
radiación afectaran a la termosfera, ionosfera y el espacio cercano a la tierra
Los datos recogidos por EVE facilitaran la generación de modelos de la
termosfera/ionosfera. La medición de la EUV es un proceso sencillo que implica medir
la corriente generada por una pieza de metal expuesta al sol gracias al efecto
fotoeléctrico. El instrumento de EVE dispersa la luz hacia CCDs especialmente
preparados de manera que puede obtener medidas de irradiancia con una precisión del
5%
La medición de la irradiación espectral es importante porque diferentes longitudes de
onda (o colores) de la luz solar son absorbidas en diferentes partes de nuestra atmósfera.
Nos sentimos calientes debido a la radiación visible e infrarroja que llega a la superficie.
La luz ultravioleta crea la capa de ozono y es absorbida por ese ozono. Una luz
ultravioleta más alta crea la termosfera, que es ionizada por la luz en las longitudes de
onda cortas del ultravioleta extremo (EUV). Debido a que las comunicaciones de radio
se ven afectadas por los iones creados, los cambios en la UEV solar son un tema
importante del clima espacial
Fuentes de energía que llegan a la atmosfera terrestre
Fuente:
radiación
solar
Flujo de
energía
Cambio en el
ciclo solar
Altitud de
deposición Ion
TSI
(visible e
IR)
1366
W/m2
1.2
W/m2 0.1% Surface Bajo
MUV
(200-300
nm)
15.4
W/m2
0.17
W/m2 1% 15-50 km Bajo
FUV (126-
200 nm)
50
mW/m2
15
mW/m2 30% 30-120 km Medio
EUV (0-
125 nm)
10
mW/m2
10
mW/m2 100% 80-250 km Alto
Fuente:
partículas
Energía
Flux
Cambio en el
ciclo solar
Altitud de
deposición Ion
Rayos
cósmicos
0.7
µW/m2
0.7
µW/m2 50% 0-30 km High
Protones
solares
2
mW/m2
2
mW/m2 100% 30-90 km High
Protones y
electrones de
auroras
1
mW/m2
20
mW/m2
100-120
km Mod.
Calentamiento
de Joule
20
mW/m2 2 W/m2
100-150
km Mod.
Podemos ver en la tabla que la irradiación solar total (TSI) es el principal contribuyente
de energía que llega a la Tierra. Tenemos la suerte de que la luz visible y la luz IR, que
aportan la mayor parte de la energía a la Tierra, exhiben la menor variación relativa.
Pero, aunque la ETI varía sólo una fracción de un por ciento, tiene la mayor magnitud
de cambio (~ 1,2 W / m2). Esto puede ser suficiente para causar cambios observables en
la Tierra.
Escala y variabilidad de la variación solar
La irradiancia espectral solar cambia constantemente en todas las longitudes de onda y
en diferentes periodos de tiempo. Todas las longitudes de onda van cambiando durante
los 11 años de un ciclo de manchas solares. Las llamaradas causan los cambios más
rápidos, aumentando la irradiancia de rayos X en unos segundos. Es importante que la
observación del sol se haga desde el espacio porque gran parte de las longitudes de onda
se absorben por la atmosfera
Muchos de los efectos en el clima espacial son provocados por variaciones en la región
UV del espectro. Las llamaradas solares aumentan la irradiación de rayos X hasta 100
veces en pocos minutos. En el siguiente grafico podemos ver las espectaculares
llamaradas que ocurrieron en Octubre y Noviembre de 2003.
La llamarada del 5 de Noviembre aumento la irradiación de rayos X 10.000 veces
En el siguiente grafico podemos ver claramente la variación en la TSI durante 25 años
de mediciones de satélites. Los puntos rojos son valores diarios y la línea verde es la
media anual. Las medidas diarias tienen una variación del 0.3% mientras que la media
anual solo varia un 0.07%. A pesar de la mínima variación se observa claramente el
patrón
Las medidas exactas de la TSI solo pueden ser hechas por satélites, y estos solo llevan
funcionando unos pocos ciclos solares. Sin embargo tenemos datos de manchas solares
desde Galileo, en el siglo XVII. A pesar de la heterogeneidad de las medidas, tenemos
datos de 400 años de manchas solares, lo que convierte a la observación solar en una de
las disciplinas con observaciones más antiguas.
Las observaciones confirman que el ciclo de manchas solares ha persistido al menos
durante algunos siglos. Tenemos datos de alteraciones como el mínimo de manchas de
los años 1645-1710 (el mínimo de Maunder) que se correspondió con unas temperaturas
globales menores. Para tiempos anteriores a los datos de observación podemos
comparar la formación de isotopos de C y Be, que se producen por la acción de los
rayos cósmicos. Durante los máximos solares es más complicado que los rayos
cósmicos penetren hasta la superficie de la tierra con lo que el ciclo solar aparece en la
frecuencia de los isotopos
La Nave
La masa total de la nave es de 3000 Kg, de los cuales 300 Kg son de instrumentos,
1300 Kg son de la nave y 1400 Kg de combustible
Tiene una longitud de 4.5 m y los paneles solares tienen 6.25 m. con una superficie
de 6.6 m2, que generan 1500W
Instrumentos
HMI (Helioseismic and Magnetic Imager)
HMI está diseñado para estudiar las oscilaciones en el campo magnético de la superficie
solar y la fotosfera. Observa el disco solar a 6173 Å con una resolución de 1
arcosegundo
Los datos obtenidos son de cuatro tipos: doplergramas (mapas de la velocidad de la
superficie solar), fotografías de filtro continuo (fotografías de ancho espectro de la
fotosfera solar) y magnetogramas tanto de línea de visión como vectoriales (mapas del
campo magnético de la fotosfera)
Video del HMI
Pagina dedicada al HMI
Imagenes actualizadas del HMI
AIA (Atmospheric Imaging Assembly)
El instrumento AIA está diseñado para estudiar la corona solar, tomando imágenes que
abarcan hasta 1.3 diámetros solares a múltiples longitudes de onda a la vez, con una
resolución de 1 arcseg y con una cadencia de 10s o menos. Los datos de AIA se usan en
estudios cuantitativos de la evolución del campo magnético coronal y el plasma que
contiene, durante las primeras fases y en los procesos de llamaradas y erupciones
solares.
Los canales que estudia el instrumento se describen en la siguiente tabla
Channel
name
Primary
ion(s) Región of atmosphere
Char.
log(T)
white light continuum photosphere 3.7
1700Å continuum
temperature minimum,
photosphere 3.7
304Å He II
chromosphere, transition
region 4.7
1600Å C IV+cont.
transition region + upper
photosphere 5.0
171Å Fe IX
quiet corona, upper
transition region 5.8
193Å Fe XII, XXIV
corona and hot flare
plasma 6.1, 7.3
211Å Fe XIV active-region corona 6.3
335Å Fe XVI active-region corona 6.4
94Å Fe XVIII flaring regions (partial
6.8
readout possible)
131Å
Fe VIII, XX,
XXIII
flaring regions (partial
readout possible)
5.6, 7.0,
7.2
Página del AIA
Tránsito de mercurio captado por AIA
EVE (Extreme Ultraviolet Variability Experiment)
El instrumento EVE está diseñado para medir la irradiancia en el espectro ultravioleta
lejano (EUV), en el rango de 0.1-105 nm. Esta energía es la responsable de la mayor
parte del calentamiento de la termosfera terrestre y en la creación de la ionosfera. Los
requerimientos del aparato incluyen la medición del espectro solar EUV con una
resolución de 0.1 nm y con una cadencia de datos de 20 s. Esto se consigue con una
serie de espectrógrafos y un array de detectores que captan todas las longitudes de onda
a la vez.
Página de EVE
Copiright de todas las imagenes: NASA
Enlaces de Interés
Hay muchos sitios en internet para informarse sobre el Sol, pero siempre es un placer
visitar las paginas de los observatorios que apuntan hacia nuestro astro. Aqui teneis
algunos enlaces que no por conocidos dejan de ser interesantes.
SOHO
Solar Dynamics Observatory
Heliophysics
HINODE
STEREO
SOLARHAM
Magnetograma obtenido por la sonda SOHO. Fuente: NASA
MILTON HUMASON: EL TALENTO OCULTO
Por D. Víctor Carrillo de Leon ( Socio y Vocal de la AAAM )
Cuando hablamos de astronomía nos suele venir a la mente una ciencia cautivadora y
fascinante que puede dar muchas sorpresas, y si hablamos de astrónomos es inevitable
pensar en personas con una mente rápida y ágil, aunque también tendemos a pensar en
personas con avanzados conocimientos en la materia que han desarrollado a lo largo de
los años, bien la educación o bien con la experiencia de su propia curiosidad. Si bien lo
primero no parece al alcance de todos, por las circunstancias que sean, lo segundo que
parece inherente a la naturaleza humana es más que posible. Y en el caso que me ocupa
en hablar hoy hay un muy buen ejemplo.
Milton Humason (Dodge Center, Minnesota, EE. UU., 19 de agosto de 1891 –
Mendocino, California, EE. UU., 18 de junio de 1972) no es, a priori, un nombre que
conozcan muchos, pero no por ello menos importante; entre otras cosas, fue el
responsable, junto con Edwin Hubble, del estudio de las galaxias que dio lugar a su
conocida Ley, y un talento para la astrometría y el estudio del cielo profundo
descubierto casi por casualidad.
Y digo casi, porque de hecho Humason no se planteó en un principio interesarse por la
astronomía. Al contrario que muchos otros astrónomos anteriores a él, Humason
abandonó los estudios tempranamente, lo cual podría parecer un impedimento para
desarrollar cualquier tipo de actividad científica. Sin embargo, por azares del destino,
empezó su “carrera” muy joven, cuando en 1909 comenzó a trabajar en la construcción
del telescopio del observatorio de Monte Wilson, cerca de Los Ángeles, conduciendo la
recua de mulas que transportaba las provisiones y las pesadas piezas para su montaje.
Poco tiempo después se enamoró y se casó con Helen Dowd, hija de uno de los
ingenieros responsables del observatorio, no sin haberse opuesto antes al enlace, pero
luego consideró que el joven Milton podría serle de alguna ayuda en adelante. Así, fue
desempeñando trabajos menores en el propio observatorio: fue portero, electricista y
asistente de noche; todo ello contribuía poco a poco a que le picase el gusanillo por la
astronomía. Empezó a tomar clases de matemáticas y ciencias por parte de uno de los
trabajadores del observatorio, y por las noches analizaba y aprendía por su cuenta el
trabajo fotográfico de los astrónomos.
El conocimiento de Humason crecía, pero dada su condición parecía que no tendría
nunca una oportunidad de ponerse frente a los mandos y ponerlos en práctica, de no ser
porque, según se dice, el ayudante encargado del manejo del telescopio enfermó, y el
astrónomo de turno no podía delegar su puesto en nadie más que él. Humason no dudó
en aceptar la responsabilidad y, para su sorpresa, demostró poseer una técnica y un
manejo del instrumental excepcional, impropio de alguien sin experiencia ni mucho
menos formación escolar, como él.
Observatorio
de Monte Wilson, donde Humason logró poco a poco afianzarse como astrónomo y en
el que más tarde colaboró con Hubble.
Aunque este hecho fue algo muy a tener en cuenta, Humason volvió a sus tareas en el
observatorio, pero siguió aprendiendo por su cuenta. Su perseverancia hizo que unos
años después empezase a trabajar en el departamento de fotografía y más tarde por
méritos propios fue nombrado astrónomo asistente. La prometedora y “astronómica”
trayectoria de Humason progresaba día tras día, hasta que poco después de acabar la I
Guerra Mundial, su vida cambiaría para siempre: a la plantilla del observatorio se
incorporó el entonces también desconocido Edwin Hubble, quien muy pronto formó
equipo y congeniando muy bien con Humason.
Pese a que Hubble provenía de buena familia y fue educado en la universidad de
Oxford, Humason para entonces ya dominaba su trabajo con total soltura pese a seguir
vidas distintas. Exprimiendo todo su talento adquirido, sacaba el máximo rendimiento al
trabajo con placas fotográficas. Manejaba a la perfección cualquier aparato y lograba
obtener resultados excelentes, y trabajando junto a Hubble comenzaron a calcular con
precisión la velocidad de recesión de las galaxias, algunas de ellas, las más alejadas y
antiguas de todo el Universo.
Con la inestimable ayuda de Humason, Edwin Hubble logró establecer una correlación
entre la distancia entre galaxias y la velocidad a la que se alejan entre sí, lo que se
conoce hoy como Ley de Hubble, y llegó a la conclusión de que la Vía Láctea no es
sino una galaxia más entre los cientos de miles existentes. Humason continuó
fotografiando y midiendo parámetros y años más tarde se trasladaron al observatorio de
Monte Palomar, donde continuaron trabajando con mejores equipos y aportando más
datos que sustentarían dicha ley. En 1947 Humason fue nombrado secretario de ambos
observatorios, quedando a cargo de su gestión.
Cometa
C/1961 R1, conocido como cometa Humason.
Gracias a su talento, la carrera de Humason fue reconocida por la comunidad científica,
durante la cual publicó más de 120 artículos de astronomía entre 1925 y 1964 y fue
nombrado Doctor Honoris Causa por la universidad de Lund (Suecia) en 1950. También
dedicó parte de su trabajo en la observación planetaria y cometaria, descubriendo el
cometa C/1961 R1, bautizado Humason en su nombre. Uno de los cráteres de la Luna
también se llama como él en su honor.
A su muerte en 1978 su nombre se convirtió en uno de los más relevantes para la
astrofísica del s. XX. Pocos hubieran apostado por ello al principio, pero, sea como
fuere, por casualidad o por ese talento latente que se dice que cada uno tenemos y que
hay que despertar, la vida de Humason es, como dije al principio, un ejemplo de cómo
la astronomía nos cautiva, nos estremece, nuestra inherente curiosidad nos llama a sentir
experiencias que nos pueden marcar para toda la vida. Sólo es necesario, a veces, que la
vida te dé la oportunidad de descubrir ese talento desconocido.
GUIA BASICA DE COMO EMPEZAR EN ASTRONOMÍA
J.P.Navarro ( Presidente de la AAAM ) Traduccion y Adaptacion del articulo escrito en
la revista Sky and Telescope
¿Sabía que puede ver, sin ayuda óptica, una galaxia que está a 2,5 millones de años luz?
¿Los cráteres de la Luna con unos binoculares? Maravillas sin fin le esperan en una
noche despejada. El primer paso es simplemente mirar arriba y preguntar, “ ¿Qué es
eso?” Cuando lo haga, significará el principio de una vida de exploración cósmica y
diversión.
Pero ¿qué es lo que sigue? Muchos novatos en astronomía se pierden y la abandonan
por frustración. No debería ser así.
¿Cuáles consejos ayudarían más a los novatos? Combinando ideas extraídas en 100
años de experiencia colectiva contestando el teléfono y los correos, optamos por las
siguientes sugerencias para ayudar a los recién llegados a superar los obstáculos más
comunes y avanzar con éxito.
1. Conozca el cielo a simple vista.
La astronomía es un pasatiempo al aire libre. Vaya afuera durante la noche y aprenda
los nombres de las estrellas y constelaciones encima de su cabeza. Utilice los mapas
celestes mensuales que se imprimen en Sky & Telescope, la revista esencial de este
pasatiempo, o descargue gratuitamente nuestro folleto Getting Started in Astronomy que
incluye mapas bimensuales. Incluso si vive en un lugar muy poblado y con
contaminación lumínica, hay más para observar de lo que usted se imagina.
Sin esperar nada más, la habilidad de mirar arriba y decir “Allí está Polaris” o “Aquello
es Saturno” le proporcionará placer y quizás un sentido de lugar en el cosmos para toda
la vida.
2. Explore su biblioteca pública.
La astronomía es un pasatiempo de aprendizaje. Sus alegrías provienen del
descubrimiento intelectual y el conocimiento del cielo nocturno críptico. Pero tiene que
descubrir y adquirir conocimientos por si mismo, es decir necesita convertirse en
autodidacta.
La biblioteca pública es la herramienta astronómica más importante para el novato.
Busque en la sección de astronomía, libros que se tratan del conocimiento básico que
necesita saber para hacer observaciones y guías que le ayuden a conocer el vasto
universo. Lea sobre las estrellas y constelaciones que puede ver a simple vista y también
sobre cómo las estrellas cambian durante la noche y las estaciones. Si la biblioteca no
tiene suficiente información, vaya a las librerías locales (y a nuestro tienda de compras
por Internet). Además busque en los puestos de revistas Sky & Telescope. Cada mes se
ofrece un mapa celeste de fácil manejo, con consejos para observar y proyectos para
todos los niveles de habilidad, así como noticias de investigaciones astronómicas de
primer línea.
Claro que la Red es un recurso tremendo. Pero también es una mezcolanza de
información. Hay sitios excelentes para los novatos (¡aquí encontró uno!), pero lo que
de verdad necesita ahora es un marco coherente y organizado en el cual poner los
conocimientos que encuentre más adelante. Es decir, necesita libros. Vaya a la
biblioteca.
3. ¿Pensando en un telescopio? Empiece con binoculares. Los binoculares son el “primer telescopio” ideal por varias razones. Te muestran un
campo de visión amplio, por lo que es fácil navegar por el cielo — por otro lado, un
telescopio de alta potencia magnifica una área pequeña que es mucho más difícil de
ubicar. Los binoculares le muestran una vista correcta hacia arriba y directamente
enfrente de Ud., así es más fácil saber hacia donde mira. (En contraste, la imagen en un
telescopio puede presentarse boca abajo y también como contraimagen del objeto real, y
usualmente se presenta en ángulo recto a la dirección en que apunta, pero esto depende
del tipo de telescopio.) Además los binoculares son relativamente baratos, disponibles
en varias tiendas, y fáciles llevar y guardar.
Su rendimiento es sorprendentemente respetable. Binoculares comunes de 7 a 10
aumentos mejoran lo que se puede ver a simple vista tanto como un buen telescopio
aficionado mejora la vista que se obtiene de unos binoculares — y por menos de la
mitad del precio.
Para la astronomía, es mejor tener lentes grandes al frente. También es importante tener
buena calidad óptica, más que en los binoculares usados para ver panoramas diurnos.
Los binoculares modernos con estabilizador de imagen son una gran ventaja en
astronomía (aunque son caros), pero cualquier par de ellos que ya tenga en su armario es
suficiente para empezar como astrónomo aficionado.
4. Aprenda sobre mapas y guías.
Ahora que tiene los binoculares, ¿qué va a hacer con ellos? Puede divertirse mirando a
la Luna y los campos de estrellas en la Vía Láctea, pero pronto puede cansarse de esto.
Sin embargo, si ha aprendido a reconocer las constelaciones y ha obtenido mapas
detallados del cielo, los binoculares pueden mantenerle felizmente ocupado por varios
años.
Le revelarán docenas de cúmulos estelares, galaxias, y nebulosas. Le mostrarán las
ubicaciones, siempre cambiantes, de las lunas de Júpiter y fases crecientes de Venus.
Puede identificar cráteres, llanuras, y montañas en la Luna. Puede distinguir veintenas
de estrellas dobles interesantes y seguir la perdida y el aumento de brillo de estrellas
variables. Si sabe que debe buscar.
Un marinero necesita buenos mapas al igual que un marinero de los cielos. Los mapas
detallados le ayudarán a cazar los secretos más tenues y escondidos en los dominios
celestes. Varias guías describen los objetos que puede observar y sus características.
Además, las destrezas que desarrollará encontrando estos objetos con los binoculares
son exactamente las mismas destrezas que necesitará para usar bien un telescopio.
Planee adentro lo que va a hacer afuera. Ponga sus mapas y guías en una mesa grande,
encuentre los astros que debería ver con la capacidad de su equipo, y decida como va a
ir de un objeto a otro. Planee sus expediciones antes de entrar en las regiones salvajes
del cielo nocturno.
5. Mantenga un diario astronómico.
Este punto es opcional. No obstante, sabemos que las personas que aprovechan más este
pasatiempo a menudo son las que guardan un diario de su navegación por el cosmos y
de las cosas que ven y hacen. Guardando un registro concentrará la mente — aún si la
anotación es solamente “7 de noviembre: afuera con los binoculares 10×50 — noche
despejada con viento — NGC 457 en Cassiopeia aparece como un brillo débil al lado de
dos estrellas más brillantes.” Encuentre un cuaderno y guárdelo con su equipo de
observación. La capacidad de regresar a estas primeras experiencias después de varios
años le dará un significado más profundo a sus actividades ahora.
Pero sólo para algunas personas es agradable hacer esto. Si no le satisface o es un
quehacer adicional para Ud., no se preocupe.
6. Busque a otros astrónomos aficionados.
La educación por su cuenta es buena, pero no hay nada como compartir un interés con
otras personas. Existen cientos de clubes astronómicos en varias partes del mundo
(busque en nuestro directorio). En Murcia la Asociación de Aficionados a la
Astronomía de Murcia podra ayudarle en cuanto lo necesite , observaciones , mapas ,
libros , consejos etc. Llame o envíe un e-mail a algún club que está cerca, o diríjase a su
sitio Web, para saber cuando se reúnen sus miembros o tienen noches comunales de
observación — conocidas como “fiestas estelares.” Estos eventos, que pueden atraer
cientos de aficionados, pueden ser oportunidades buenas para probar diferentes
telescopios y aprender lo que hacen y no hacen, encontrar consejos y destrezas nuevas,
y conocer nuevos compañeros.
Los clubes astronómicos pueden ser pequeños o grandes, moribundos o activos,
introvertidos o abiertos a todos. Tendrá que ver por si mismo. Pero ninguno va a
promocionarse en nuestro directorio sin esperar a que Ud. le llame.
7. Cuando llegue al tiempo para comprar un telescopio, profundice en ello.
Eventualmente sabrá que está listo. Habrá pasado horas leyendo los anuncios y las
críticas. Sabrá los tipos diferentes de telescopios, que puede esperar de su desempeño, y
que va a hacer con el telescopio que escoja.
Esto no es el momento para escatimar en la calidad. Evite los telescopios endebles o los
que parezcan juguetes que quizás hayan llamado su atención en las tiendas. El
telescopio que quiere tiene dos aspectos esenciales: (1) un montaje estable de
movimiento fino, y (2) ópticas de alta calidad con difracción limitada (sólo limitados
por la difracción de la luz que entra el instrumento — es decir, el único límite en cuanto
detalle puede observar es el tamaño del telescopio, porque a pesar de los oculares que
use, el telescopio solo puede colectar cierta cantidad de luz, proporcional a su diámetro,
y hay un punto después del cual no puede recolectar la luz necesaria para resolver más
detalles).
Naturalmente querrá una abertura grande (tamaño del objetivo), pero no olvide la
portabilidad y conveniencia. Recuerde, el mejor telescopio es el que más va a usar. A
veces este hecho se les olvida a los novatos, quienes emocionados compran un “elefante
blanco” que resulta difícil llevar, poner en orden, y desensamblar, por lo que será poco
usado. Tan buen astrónomo en que se convertirá no depende de un instrumento sino de
que tan buen uso hace de él. (Para encontrar consejos más detallados sobre comprar un
telescopio, diríjase a Seleccionando Su Primer Telescopio.)
Algunos telescopios nuevos tienen computadoras o motores pequeños con los cuales
puede dirigir el telescopio para apuntarlo a cualquier objeto celestial con oprimir unos
cuantos botones (después de la configuración inicial y la alineación). Estos “Go To”s
son divertidos de usar y de verdad pueden ayudarle a ubicar cosas que de otro modo
pasaría por alto. Pero hay varias opiniones en el mundo de los astrónomos aficionados
sobre si “volando con piloto automático” impide el aprendizaje de los novatos de volar
por si mismos. Nosotros pensamos que es importante, por lo menos como respaldo,
tener la habilidad de usar los mapas y conocimientos de las constelaciones para
encontrar objetos en el telescopio por su cuenta — ¡específicamente si las pilas se
agotan después de haber manejado 80 kilómetros a un lugar con un cielo oscuro y
despejado!
Sí, es cierto que existen telescopios que pueden costar miles de dólares, pero hay otros
muy buenos que puede comprar por sólo unos cientos. ¿No tiene tanto dinero para
gastar en el telescopio que desea en este momento? Ahorre el dinero hasta que tenga el
suficiente. Otro año usando binoculares mientras guarda un “fondo telescópico” será
tiempo del que nunca se arrepentirá.
Si decide empezar con un telescopio pequeño de alta calidad, éste pueda servirle como
su compañero de viaje para toda la vida: puede llevarlo con Ud. cuando no tiene sentido
llevar el telescopio más grande y caro que eventualmente comprará cuando su
dedicación a este pasatiempo sobreviva a la prueba del tiempo.
8. Pierda su ego.
La astronomía enseña paciencia y humildad — y debería estar listo para aprenderlas. No
va a tener éxito en todo la primera vez. Buscará una maravilla en la oscuridad y no la
encontrará, y buscará otra vez, y errará de nuevo. Esto es lo normal. Pero
eventualmente, con conocimientos crecientes, va a tener éxito.
No puede hacer nada para controlar los nubes que bloquean su vista, para cambiar las
distancias extremas y la debilidad de los objetos que busca, o para ver el evento especial
que se pierde porque pone todo en orden un minuto tarde. El universo no se someterá a
sus deseos; tiene que aceptarlo con sus propias reglas.
La mayoría de objetos que podrá ver con cualquier telescopio, no importa el tamaño,
solo se pueden entrever. Así entonces va a pasar la mayoría del tiempo buscando cosas
que parece muy tenues o muy pequeños, o las dos. Si quiere imágenes llamativas, tendrá
que mirar la televisión.
9. Relájese y diviértase
Parte de perder el ego consiste en no enojarse con el telescopio porque éste no es
perfecto. La perfección no existe, no importa cuanto dinero gaste. Si se encuentra
volviéndose loco por la invisibilidad de Plutón o las aberraciones del ocular, respire
profundo y recuerde la razón por la que hace esto. La astronomía aficionada debe ser
tranquila y divertida.
Agradezca cualquiera cosa que su instrumento puede mostrarle. Cuanto más mira y
examina, más verá — y se sentirá como en casa en el cielo nocturno. Marque el paso
que le sirve mejor, y deléitese en la belleza y el misterio de nuestro increíble Universo.
DIVULGACIÓN ASTRONOMÍA,ESTRELLAS DOBLES
COR CAROLI, UNA ESTRELLA PARA UN REY
Por D. Víctor Carrillo de Leon ( Socio y Vocal de la AAAM )
Desde el inicio de los tiempos, el ser humano se ha servido de las señales del cielo para
situarse en el tiempo y actuar en consecuencia; por ejemplo en el antiguo Egipto, la
estrella Sirio indicaba el momento de las crecidas del río Nilo para poner en aviso a la
población, algo más recientemente, en los quijotescos campos de La Mancha, las
Pléyades en la constelación de Tauro marcaban el momento propicio para faenar la
tierra, y hoy en día, con el conocimiento tan extenso de prácticamente cualquier zona
del cielo, es sencillo calcular la hora con bastante precisión.
De todos los momentos de la historia marcados por efemérides hoy quiero hablar de uno
en concreto, marcado por un fenónemo inusual en Cor Caroli, una estrella doble “del
montón” que por una casulidad es atribuída a un momento histórico. Aunque antes de
situarnos en el momento y lugar en que esta estrella ganó relevancia hemos de tener en
cuenta algunos detalles.
Es importante saber antes de nada que Cor Caroli fue antes como conocida como alpha
Canum Venaticorum (es decir, la estrella alfa, más brillante, de la pequeña constelación
de Los Lebreles), aunque lo sigue siendo según la nomenclatura estándar, y ya puestos
podemos afirmar también que no es frecuente que una estrella tenga un nombre en latín,
pues los árabes, que observaron las constelaciones durante siglos, nombraron a la
mayoría de las estrellas. Entonces, el hecho de tener un nombre poco corriente ya es
sinónimo de ser peculiar.
Cor Caroli
(alfa Canum Venaticorum) es la estrella más brillante y la principal de la pequeña
constelación de Los Lebreles.
Otro dato a considerar es que Cor Caroli es una estrella doble de magnitud 2,89, ni muy
brillante ni muy oscura, aunque también variable, lo que significa que a veces puede
aumentar o disminuir su brillo. Estrellas similares a ésta existen por millones y
aparentemente brillan más o menos sin interés ninguno en general, pero precisamente
este fenómeno marcó uno de los momentos más importantes de la historia de la
Inglaterra de mediados del s.XVII.
Corría el año 1660 cuando en Inglaterra se puso fin a una época marcada por largas y
violentas guerras civiles que acabó con el debilitado gobierno de la Mancomunidad,
impuesta por la fuerza en detrimento de siglos y siglos de monarquías hereditarias. El
Parlamento inglés propuso como rey a Carlos II y tras su vuelta a Londres desde el
exilio, el 29 de mayo de ese año, se cuenta que la estrella Cor Caroli brilló de manera
tan inusual esa noche, que parecía una señal casi divina destinando al nuevo rey a
ocupar el trono, como si se alegrase de su regreso.
Al menos así es como estos hechos fueron afirmados años más tarde por el físico de la
corte, sir Charles Scarborough, quien propuso al astrónomo real, Edmund Halley que
recogiera tal fenómeno. Así quedó entonces en 1725 la estrella bautizada como Cor
Caroli, en honor al rey. Cor Caroli quiere decir “el corazón de Carlos” en latín, haciendo
analogía de un corazón brillante y ardiente que representa la esperanza, la fe en una
mejor sociedad, como efectivamente acabó consiguiendo el monarca durante su reinado.
Carlos II, rey de Inglaterra, Irlanda
y Escocia. El nombre de Cor Caroli está inspirado en la restauración de su anhelado
reinado.
Intrínsicamente, esta estrella presenta más curiosidades; posee uno de los campos
magnéticos más fuertes conocidos, está compuesta mayormente por elementos tan poco
comunes en el universo como mercurio y europio y posee una compañera de magnitud
5,8 a veces utilizada como límite de estrellas visibles a simple vista.
Fuese casualidad o no, lo cierto es que la historia de la humanidad está plagada de
detalles en consonancia con los fenómenos, o espectáculos más bien, que nos brindan
las noches; tan sólo hay que alzar la vista e imaginar si nuestro destino están dictado en
el firmamento.
RESUMEN DE LAS ACTIVIDADES HECHAS POR LA ASOCIACION DE
AFICIONADOS A LA ASTRONOMIA DE MURCIA EN 2017-18
1 Curso de Iniciación a la Astronomía
Charla de Astronomía a alumnos del IES Sierra de Carrascoy de El Palmar (
Murcia ) en las Jornadas del Conocimiento a cargo de D. José Pablo Navarro Pina
2º CURSO DE INICIACION A LA ASTRONOMIA
PARTICIPACION EN LA SEMANA DE LAS ESTRELLAS EN EL COLEGIO
MICAELA SANZ DE ARCHENA ( MURCIA )
OBSERVACION ASTRONOMICA PUBLICA EN EL CABEZO DE LA PLATA (
MURCIA )
OBSERVACION DE LA LLUVIA DE METEOROS PERSEIDAS
La AAAM organizo una observacion publica en campos del rio el 12 de agosto con
motivo de la lluvia de meteoros PERSEIDAS , todo un exito de organizacion y
convocatoria con tando con la asistencia de mas de 150 personas al evento.
FOTO DE NUESTRO SOCIO Y VOCAL PEDRO MARTINEZ SANCHEZ
Los dias , Miercoles 7 , 14 , y 21 de febrero de 2018 , mas observacion astronomica con
clase practica el sabado 24 de febrero , nuestra ASOCIACION , vuelve a organizar , un
curso de Iniciación a la Astronomía , impartido por nuestro Presidente , D. José Pablo
Navarro Pina , el lugar donde se impartira será nuestra sede social , que es en el centro
Cultural , y Social de El Palmar ( Murcia ) , situado en Calle Mayor nº18 de El Palmar (
Murcia ) de 19:30 a 21:00 .
Este curso incluye un extenso temario , con el que podemos decir con orgullo , que se
trata del curso presencial mas extenso , que se pueda dar en la Región de Murcia , sobre
Astronomía , impartido ademas , por D. José Pablo Navarro , Astrónomo amateur, con
mas de 34 de años en el campo de la Astrofisica , y Astronomía , Presidente de la
AAAM , miembro de la AAVSO , ICQ , CSC , BAA , reconocido especialista
internacional en la investigacion de cuerpos menores , observador visual de cometas ,
estrellas variables , Administrador de varios grupos en facebook de Astronomía , entre
ellos , el de aficionados a la astronomía de murcia , con mas de3.200 miembros , siendo
la mayor red social astronomica de todo el sureste español .
Durante los dias 20 , y 21 de Febrero de 2018 , a traves , de su Presidente , y Astrónomo
Divulgador , D.Jose Pablo Navarro Pina , ha colaborado , con el CEIP ”San Roque”, de
Ceuti ( Murcia ) , en la ”Semana del Universo” , dando , diferentes Talleres de
Astronomía , a alumnos de 2º , 3º , y 4º de Primaria , mas una masiva , y exitosa ,
observacion publica , que se realizo el Viernes 23 de Febrero de 2018 , contando con la
asistencia de mas de 300 personas entre padres y niños , dar las gracias desde aquí , de
tan exitosa convocatoria ,y organizacion , al CEIP ”San Roque” de este evento .
