El universo Núm 3

Cómfot

IndiceEL UNIVERSO NUNueva épocaJulio-Septiembre 1990

El mensajero sideral 2

Cúmulos 3

Portada:Una de las mejores fotos de lacorona solar durante el eclipse totalde Sol del 16 de febrero de 1980.en Kenya, Africa. La foto se tomócon un telescopio newtoniano de15 cm de diámetro a f/4: películaEktachrome 400 y tiempo deexposición l/8 s. (Foto: FranciscoDiego Q.)

InvestigaciónResoluciones a solicitudesde renovación del SNI 1990

Introducción a la astronomía 6 Nuestro huésped de honor 29El principio del Universo Marte: el planeta rojoLeopoldo Urrea Reyes cerca de nosot ros

Ernesto Juárez DavisBóveda celeste 9Prólogo a un hoyo negro

Diccionario astronómico 33Francisco Noreña

Protagonistas 13 Construya su telescopio 35Joaquín Gallo desde Tacubaya El aficionado y su telescopioJosé de la Herrán (Tercera parte)

Alberto González SolísA cielo despejado 15

Las 88 constelaciones 40Fotografía 16 El AguilaCómo capturar el Bulmaro Alvarado

eclipse de 1991Efemérides 43Alberto Levy

Bóveda celeste 23 Mapa estelar 44Vida y muerte de las estrellasHéctor Ceceña

Reseñas 47

Universo 24Diagrama de evolución estelar SAM actividades 48

El mensajero sideral

El Universo en Cuernavaca, Morelos

Estimados amigos:El Centro de Divulgación de la Ciencia del estado de Morelos (CEDIAC) ha re-cibido con gran entusiasmo la nueva época de El Universo, órgano de difusiónde la Sociedad Astronómica de México.

Con esta iniciativa, la divulgación de la astronomía adquiere su justa dimen-sión: una publicación seria, moderna y compenetrada de los temas afines a lasciencias del espacio. ¡Enhorabuena!

Físico Ernesto Márquez NereyDirector del CEDIACA v. Morelos 107. Centro62000 Cuernavaca, Morelos

¡Que veinte años no es nada!

Unas breves líneas para felicitarlos por tan magnífica revista. Fuí suscriptor deEl Universo, en su época antigua, hace aproximadamente 20 años, ¡creí que novolvería a editarse!

A los responsables de la edición, envío mis más sinceros votos porque en-cuentren satisfacción en su trabajo y tengan mucho éxito y aceptación entre losestudiosos de la astronomía y el pueblo en general.

Fernando Elizondo TreviñoMonterrey, Nuevo León

Solicita número atrasado

Queridos amigos:Compré el número 2 de la revista El Universo. Leí los artículos y me gustaronmucho las fotos, por lo cual les mando una cordial felicitación.

Les pido encarecidamente, antes de que se agote, que me hagan llegar el nú-mero 1 de la revista, porque las secciones "Diccionario astronómico" y"Construya su telescopio" me interesan particularmente.

Anexo mi ficha de suscripción y giro postal, por lo cual espero recibir muypronto el número 3 de este nuevo esfuerzo de divulgación. Muchas gracias.

Fausto Guillén AngulaCuliacán, Sinaloa

Agradecemos su felicitación y le comunicamos que ya va en camino su ejemplaratrasado.

La Redacción

2 El Universo Núm. 3. Julio-Septiembre 1990

Fundada en 1902

Sociedad Astronómica de México, A.C.

PresidenteJosé de la Herrán V.VicepresidenteFrancisco Javier Mandujano O.TesoreroLeopoldo Urrea ReyesSecretario AdministrativoMiguel Gil GuzmánPrimer vocalManuel Holguín V.Segundo vocalAlberto González Solís

UNIVERSOEditorJuan TondaEditor TécnicoFrancisco Mandujano O.Asistente EditorialNorma HerreraJefe de RedacciónEdgar GómezDiseñoRebeca CerdaFormaciónJuan del Olmo y Ana Lilia TovarIlustraciónFernando CorreaFotografíaAgustín Estrada y Alberto LevySupervisión de ProducciónManuel Holguín V.TipografíaCompañía Editorial ArmaImpresiónTalleres DeltaLa Sociedad Astronómica de México agradece el apo-yo de la Subsecretaría de Investigación Cientifica yEducación Superior de la SEP para la publicación deEl Universo.

El Universo, revista trimestral coleccionable de la SociedadAstronómica de México A.e., fundada en 1902. Registro de laAdministración de Correos como articulo de 2a. Clase otorga-do en diciembre de 1941.

Los artículos expresan la opinión de los autores y no necesa-riamente el punto de vista de la Sociedad Astronómica de Mé-xico A.e. Se autoriza la reproducción parcial o total de los ar-tículos siempre y cuando se cite la fuente. Núm. 3, Epoca IIl,Año LXXXVIII, julio-septiembre de 1990. Toda la correspon-dencia puede dirigirse a: El Universo, Apartado Postal M9647,06000 México D.F., o a la Socieda9 Astronómica de México,Parque Felipe S. Xicotencatl, Colonia Alamos, 03400, México,D.F. Tel. 5-19-47-30

Cúmulos

Francisco Mandujano O.

¿Hay un pulsor enla supernova de 87?

Como recordarán los lectores,el 23 de febrero de 1987 es-

talló lasupernova del sigloa 150()()()años luz de la Tierra. A pesar deltiempo transcurndo, este aconte-cimiento sigue captando la aten-ción de los astrónomos, quehabían predicho el nacimiento deuna estrella de neutrones (estre-llas muy compactas constituidaspor neutrones).

Los astrónomos interpretanlos centenares de pulsares obser-vados como estrellas de neutro-nes en rotación muy rápida sobresí mismas. Desde la explosión dela supernova, se ha tratado de de-tectar el pulsor correspondiente.El año pasado en la circular de la¡AV (Unión Astronómica Inter-nacional) núm. 4735 se mencionala aparición de un pulsar detecta-do hace 2 años que gira a muy altavelocidad, que según el modeloaceptado no es posible. En la ac- .tualidad existe la suposición deque el pulsar tiene un compañe-ro, lo que resulta incompren-sible. ¡Más que la esperada con-firmación, el acontecimiento sus-

El Sistema Solar según Copcrnico

cita muchos enigmas! Este objetogira tan de prisa que si no se hadesintegrado ya por la acción dela fuerza centrífuga, no tardarámucho en que eso suceda. A prin-cipios de este año, observadoresdel Instituto Max Planck han tra-tado en vano de detectar nueva-mente el pulsar. Quizás éste exis-te, pero las nubes de polvo alre-dedor de la supernova podríanoscurecer lo íntermitentemente.gs

¿Es caótico elSistema Solar?

El Sistema Solar es un siste-ma dinámico complejo cuya

evolución se intenta predecir. J.Láskar publicó en Nature 338 elresultado de un estudio según elcual el Sistema Solar no es casi-periódico sino caótico. Esto ha-ce imposible predecir el comporta-miento de los planetas más allá deun periodo de 10millones de años.

¿Qué hay en el Soly más allá?

Ante el problema ocurrido conel telescopio espacial, ¿qué

futuro les espera a las sondas ro-bot? Sorprendentemente, la res-puesta es buena, sin importar loque suceda con el transbordadorespacial estadounidense.

Alrededor de una docena desondas espaciales serán lanzadaspor otros cohetes de distintas na-cionalidades. Tales sondas van des-de satélites detectores de rayos Xdistantes hasta la misión euroame-ricana de la sonda Ulises, progra-mada para este otoño que enviarálas primeras imágenes del PoloNorte celeste del Sol. Además deesta sonda, se tienen la Magallanesque orbitará Venus en agosto, y laGalileo que en 1995enviará foto-grafias de J úpiter. Para 1996 setiene planeado lanzar la misiónCassini que observará un asteroidey se posará en la superficie de Ti-tán. Titán, única luna con químicaorgánica semejante a la de la Tie-rra, ha sido el escenario favorito delashistorias de ciencia ficción. Para1995 se lanzará la nave CRAFT(Comet Rendesvouz Asteroid Fly-

El Universo Núm. 3, Julio-Septiembre 1990 3

Eric Christiansen, geólogo de laBringham Young University, creeque los volcanes marcianosfundieron el hielo que se encuentradebajo de la superficie. La fotocorresponde a una imagen quetomó elorbitador Vikingo l.(F%: NASA.)

La Luna en cuarto menguan/e,tomada con un telescopio de 25 cmde diámetro y una distancia focalfl5.5. La foto se tomó con unapelícula Fujichrome 100 y untiempo de exposición de 1/250 s.(F%: Alberto Levy.)

by) que sobrevolará un asteroide y,comenzando en el año 2000, acom-pañará durante tres años a un co-meta en su trayectoria alrededordel Sol, en lo que se conoce comoun vuelo en formación, con la fina-lidad de estudiar el material co-mentario que supuestamente es re-manente del origen del SistemaSolar.

Lodo en Marte

Las fotografías de Marte quetomó el orbitador Vikingo

revelaron que la superficie delplaneta rojo se encuentra marca-da por canales. Muchos geólogosplanetario s toman esto como evi-dencia de que el clima de Martepudo haber sido alguna vez seme-jante al de la Tierra y contener elagua suficiente para dejar marcade su trayectoria sobre el planeta.

Eric Christiansen, geólogo dela Bringham Young University,dice que los canales pueden tenerun origen diferente, que no hayarequerido de un pasado húmedoy caluroso. El cree que los volca-nes fundieron el hielo que se en-cuentra debajo de la superficiedel planeta.@

El telescopio Hubble

Desde que el Telescopio Es-pacial Hubble fue puesto

en órbita a principios de este añoy después de haber corregido lospercances ocurridos a uno de suspáneles solares y a la antena princi-pal, sus instrumentos científicoshabrían podido producir imáge-nes 10 veces más detalladas quelas de cualquier telescopio terrestrede no ser por la aberración esféricadetectada en el sistema óptico.

En efecto, a principios de ju-nio, se trató de enfocar seis veces

la estrella Iota Carina sin conse-guir más que una imagen borrosa.La imagen de un cúmulo galácticosituado a 5 000 años luz tambiénapareció como bolas de algodón.

El problema es grave pues porel momento no se pueden cam-biar los espejos en el espacio, yregresar el Hubble a Tierra es de-masiado riesgoso. Sin embargo,no es necesario tener imágenesdefinidas para trabajar con el es-pectrógrafo y los demás instru-mentos; además, los científicospueden compensar la falla insta-lando "modelos de segunda ge-neración" y por medio de com-putadoras medir la distorsión pa-ra lograr una mayor definición delas imágenes recibidas. Las ra-dioseñales pueden mover ligera-mente el espejo secundario, perono lo suficiente para evitar lafalla.~

Formación de la Luna

La Luna pudo haberse forma-do, según una de las hipótesis

al respecto, a partir de la materiaque arrojó al espacio la jovenTierra cuando fue golpeada por unobjeto casi del tamaño de Marte.El impacto de tal cuerpo pudo serla causa de la inclinación de 23.5°del eje de la Tierra. Sin embargo,un choque colosal como ese pudohaber fundido nuestro planeta, yno existe evidencia de tal fusión.Aun así, muchos investigadoresdefienden esta teoría ya que otrasno pueden describir con precisiónlos giros tanto de la Luna comode la Tierra. Quienes apoyan estateoría admiten que debe haberuna razón geoquímica por la quela Tierra no se fundió totalmentedespués del impacto.@

4 El Universo Núm. 3, Julio-Septiembre 1990

Introducción a la astronomía

El principiodel Universo

Leopoldo Urrea Reyes

La teoría de la Gran Explosión o el BigBang sobre el origen del Universo es hoy

la más aceptada por los astrónomos. Segúnesta teoría hace aproximadamente quince milmillones de años la materia y la energía exis-tentes en el espacio seencontraban concentra-das en el "huevo cósmico", y de repente seoriginó una explosión gigantesca. La tempe-ratura se elevó a miles de millones de gradosy una gran bola de fuego empezó a desin-tegrarse expulsando enormes cantidades demateria cósmica hacia todas direcciones auna velocidad increíble. Fue una gran explo-sión termonuclear que dio lugar a lo que co-nocemos como universo en expansión, en elcual se empezaron a formar conglomeradosde grandes masas que quemaban hidrógenoy helio por toneladas; muchas de ellas explo-taban por haber consumido muy rápidamen-te su combustible y provocaban con esto laformación de grandes nubes de gas y materiainterestelar; en estas nubes había ya nuevoselementos que sirvieron para dar vida a unasegunda generación de estrellas.

En 1920el conocido astrónomo Edwin Hu-bble contaba con una herramienta muy po-derosa para su tiempo, el telescopio reflec-tor de 2.54 m del Observatorio de MonteWilson. Con él descubrió que en el espectrode la luz proveniente de las galaxias había un


Galaxia irregular 11en Ursa Major,NGC 3034 (M82). (F%:Observatorio Hale.)

corrimiento al rojo, por lo que dedujo, apo-yándose en el efecto Doppler, que éstas se es-taban alejando.

Otro científico, George Gamow, aseguróque la Gran Explosión debió de haber dejadorastros de radiación electromagnética y queésta debería de estar aún presente en el Univer-so. Desgraciadamente él no pudo comprobarsu teoría, pero sí lo hicieron, en 1965,los radio-astrónomos Arno Penzias y Robert Wilson.

Recientemente la NASA lanzó el satélitecosmológico COBE (Cosmic BackgroundExplorer) que con sus poderosos y avanza-dos instrumentos examinará más de mil re-giones del Universo, con objeto de estudiaresa radiación que se generó en el principiodel Universo.

Las galaxias, que son un conglomerado demiles de millones de estrellas, pueden ser dediferentes formas: desde esféricas hastaelípticas muy aplastadas, y pueden tener susbrazos desde muy abiertos hasta cerrados(véase figura 1). También hay galaxias irregu-lares, 'que contienen según se cree, nubes os-curas y estrellas agrupadas irregularmente.Muchos aseguran que se trata de galaxias enformación. Un ejemplo de ellas son las nu-bes de Magallanes.

Nuestra galaxia, la Vía Láctea, es unaentre las millones que surcan la inmensidaddel Universo. Está situada en el centro deuna enorme "burbuja" conocida como halogaláctico, que consiste en una distribuciónesférica de estrellas y cúmulos globulares(véase figura 2). Formada hace diez milmillones de años, la nuestra es una galaxiaespiral que contiene aproximadamente cienmil millones de estrellas, tanto jóvenes comoviejas, en un diámetro de unos cien mil añosluz (el Sol se encuentra ubicado en uno de susbrazos, a unos 27 000 años luz del centro). Elespesor de la galaxia es aproximadamente de167000 años luz en el centro y de 3 000 añosluz en los brazos.

La velocidad de rotación de nuestra gala-xia es de aproximadamente 250 km/s y sedesplaza en el Universo a unos 500 km/s.

El Sistema Solar se formó hace cinco milmillones de años, con elementos diferentesde los que existían cuando se originó la GranExplosión, ya que las colisiones atómicasfueron formando otros elementos.

Nuestro Sol pertenece a una segunda gene-ración de estrellas. Se especula que nació deuna nebulosa enriquecida con material cós-mico que dejó una supernova diez veces másmasiva que éste. @

~--?»>:• Sb Sc-:/ Sa

Espirales normales

•SOJ Espirales barradas

SBa t.-----<?SBb .

SBc• ••E4

•••••E7Elípticas EO

70% de las Galaxias son elípticas, 15% espirales, y 15% irregulares.

Figura 1

Galaxia espiral M81 en UrsaMajar. (Foto: Observatorio Lick.)

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Halo galáctico

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Disco galáctico

Nuestra Vía Láctea es una espiral que cuenta con aproximadamentecien mil millones de estrellas.

Figura 2

Galaxia espiral NGC 253 en laconstelación de Sculptor. (Foto:Observatorio Hale.)


Bóveda celeste

Prólogo a unhoyo negroFrancisco Noreña

Desde muy pequeños nos llama la aten-ción el fenómeno de la gravedad; nos

acostumbramos a que todas las cosas,incluidos nosotros, tienden a caer hacia"abajo" y se quedan pegadas al suelo, perono deja de sorprendemos que las personasque viven del otro lado de la Tierra se en-cuentren de cabeza respecto a nosotros. Mástarde nos enteramos de que nuestro planeta,al igual que todos los planetas y cuerpos ce-lestes, atrae a todos los objetos hacia sucentro por la acción de la llamada fuerza degravedad. Esta misteriosa fuerza ha sido es-tudiada desde hace mucho tiempo y desde di-ferentes puntos de vista. Hace unos 300 añosIsaac Newton, basado en los descubrimien-tos de sus predecesores, la describió comple-tamente.

Además de su formulación matemática,un aspecto importante de la ley de la gravita-ción de Newton es su carácter universal: es elmismo tipo de fuerza la que nos mantiene"atados" a la Tierra que la que mantiene a laLuna girando alrededor de nuestro planeta ola que hace que éste gire alrededor del Sol;también es esta la fuerza que gobierna las tra-yectorias de las naves espacialesy las órbitas delos satélites artificiales que el hombre ha sidocapaz de poner alrededor de la Tierra.

La fuerza de gravedad nos mantiene fuer-temente unidos a la superficie terrestre, y losintentos del hombre por romper esta atadu-ra, total o parcialmente, han llevado a gran-des avances científicos y tecnológicos. Porejemplo, volar, que atrajo la atención demuchos hombres en diferentes épocas, esuna forma de vencer parcialmente a la impla-cable gravedad. Sin embargo, el ser humanono se conformó con esto y se planteó la metade volar cada vez más alto, salir de la atmós-fera, llegar a la Luna ... huir definitivamen-te del campo de gravedad de la Tierra; una

La velocidad de escape de unobjeto astronómico es una medidade la fuerza gravitatoria que posee.(Pintura: Jorge Espinoza.)

El Universo Núm. 3. Julio-Septiembre 1990 9

La velocidad de escape en la Tierraes de aproximadamente 40,000km/h. (Pintura: Jorge Espinoza.]

ventaja en esta empresa es que mientras máslejos estamos de la Tierra, menos trabajonos cuesta alejamos aún más, ya que la fuer-za de gravedad disminuye rápidamente alaumentar la distancia al centro del planeta.Pero no por ello es fácil la tarea; se requierede un enorme esfuerzo para poder abando-nar la Tierra. Imaginemos que lanzamos unobjeto hacia arriba. La altura que éste alcan-za depende evidentemente de la velocidad

con la que lo lancemos, es decir que mientrasmayor sea la velocidad que logremos impri-mirle al objeto, mayor será la altura que al-cance. Al soltarlo, el objeto queda sujetoúnicamente a la fuerza de gravedad, la cual leva restando velocidad hasta detenerlo porcompleto a cierta altura, a partir de la cual co-mienza a hacerlo descender; la gravedad enningún momento deja de actuar sobre elcuerpo. Mientras mayor es la velocidad ini-


cial del objeto lanzado, más le cuesta a lafuerza de gravedad detenerlo, por lo que al-canza mayor altura.

¿Es posible lanzar un objeto con una velo-cidad tal que ya nunca regrese?, es decir,¿existe alguna velocidad de lanzamiento delcuerpo, que la fuerza de gravedad no sea ca-paz de contrarrestar por completo? La teoríade la Gravitación Universal de Newton respon-de afirmativamente a esta pregunta. Basta ha-cer algunos cálculos no muy complicados paraencontrar esta velocidad a la que por razonesobvias se le ha dado el nombre de velocidadde escape. Además, resulta que la velocidadde escape es la misma para cualquier objeto,puesto que no depende de la masa del objetolanzado. Por supuesto, nos costará muchomás trabajo imprimirle la velocidad de esca-pe a un cuerpo muy pesado que a uno ligero,pero una vez que adquieren esta velocidad,ya no volverán a la Tierra ninguno de losdos. Otro resultado importante es que no esnecesario lanzar el objeto hacia arriba, puedehacerse en cualquier dirección, incluso hori-zontal. Si el cuerpo alcanza la velocidad de es-cape ya no regresará a la Tierra sin importar ladirección de lanzamiento, siempre y cuando nochoque con otro objeto.

La velocidad de escape es, pues, la mínimavelocidad con la que hay que lanzar cual-quier objeto para que se aleje constantemen-te de la Tierra. Hay que aclarar que para po-ner cuerpos en órbita se requiere una veloci-dad de lanzamiento menor que la de escape.

Si bien la velocidad de escape no dependede la masa del objeto lanzado, sí depende dela del planeta o cuerpo astronómico de cuyafuerza gravitacional se pretenda liberar alobjeto. Por ejemplo, la velocidad de escapede la Luna es la velocidad con la que hay quelanzar un objeto desde la superficie de la Lu-na para que ya no regrese a ésta.

Pero hasta el momento no hemos habla-do de números. ¿Cuál es la velocidad de es-cape de la Tierra? Para calcular la velocidadde escape de cualquier planeta, la fórmulaque resulta a partir de la ley de gravitación es

~ 2GMXl.,c = --R- donde M es la masa del

planeta, R su radio y G es la llamada cons-tante de gravitación universal que tiene unvalor de G = 6.67 X 10-11 m3/kg • S2 (Sis-tema Internacional de unidades). Si en lafórmula anterior incluimos la masa de la Tie-rra, que es M = 6 X 1024 kg y su radio R =6371 km, encontramos que la velocidad deescape de nuestro planeta es de 11.2 km/s,que corresponde a unos 39 600 km/h. Elhombre ya es capaz de producir velocidadesaún mayores que ésta. Gracias a ello hemosllegado a la Luna, a Marte (sin tripulantes) eincluso en estos momentos la sonda espacial

Voyager 2 está por abandonar el Sistema So-lar para internarse en el medio interesterlaren el que vagará eternamente. .

La velocidad de escape de un planeta ocuerpo astronómico es una medida de la difi-cultad para abandonarlo, es decir, una medi-da de su fuerza de gravedad. Como vemos enla fórmula para la velocidad de escape, estodepende por supuesto de la masa del planeta,pero también de su tamaño. De hecho, de-pende de la concentración de la masa: unplaneta tendrá una velocidad de escape ma-yor que otro con igual masa, pero de mayortamaño. Para comprender mejor esto suge-rimos al lector que calcule la velocidad de es-cape para varios planetas y satélites del Siste-ma Solar, incluso del Sol, de los que se cono-cen sus masas y radios.

Todos los objetos que se encuentran en lasuperficie de un planeta y que se mueven convelocidades menores a la de escape estánatrapados por la fuerza de gravedad del pla-neta, mientras que aquellos que se muevencon velocidades mayores o iguales a la de es-cape del planeta pueden vencer la gravedad yescapan definitivamente de la influencia deéste. Cuando hablamos de objetos en la su-perficie del planeta nos referimos a cualquiercosa que tenga masa, es decir, a cualquier co-sa que sienta la fuerza de graved. Desde queAlbert Einstein formuló su teoría de la relati-vidad sabemos, mediante la famosa fórmulaE = mc-, que cualquier forma de energía po-see masa. Con base en esto, sin entrar en de-talles, puede afirmarse que, por, ejemplo, laluz siente la fuerza de gravedad y puede serdesviada por ella. Por otro lado, la teoría deEinstein afirma que es imposible moverse convelocidades superiores a la de la luz (e = 300000 kmls); es decir, que esta velocidad es lamáxima que puede existir.

Con base en lo anterior podemos pregun-tamos si existe algún cuerpo con una con-centración de masa tal que su velocidad de es-cape sea mayor que la velocidad de la luz. Siexistiera un cuerpo así nada escaparía de él,ni siquiera la luz, que es lo que más rápidopuede moverse en la naturaleza. A un cuerpode este tipo se le ha dado el nombre de hoyonegro.

Para damos idea de la relación que debehaber entre la masa y el tamaño de un hoyonegro recurrimos a la fórmula para la veloci-dad de escape, en la que igualamos la velo-cidad de escape a la de la luz, es decir:

Uuc = e =.J2~M

si de esta fórmula despejamos R,

podemos calcular el tamaño que debe de te-

El diámetro que debería tener laTierra para ser un hoyo negro es de1.8 cm, es decir, el tamaño de unacanica. (Pintura: Jorge Espinoza.)

ner una masa M para convertirse en hoyonegro. Por ejemplo, el radio que debería te-ner la Tierra para ser un hoyo negro es de8.56 milímetros.

Para tener un hoyo negro basta concentraruna cierta masa en una esfera que tenga unradio dado por la fórmula anterior.

Una vez que hemos logrados "construir"un hoyo negro aquí en el papel, nos hacemoslas siguientes preguntas: ¿es posible que exis-

tan estos objetos?, ¿hay en la naturaleza me-canismos mediante los cuales puede compac-tarse tanto una masa?, ¿cómo podemos dar-nos cuenta de que existen los hoyos negros, side ellos no sale nada?, ¿en caso de existir,qué otras propiedades y característicastienen los hoyos negros?, ¿cómo es la mate-ria dentro de un hoyo negro?

Intentaremos dar respuesta a estas in-terrogantes en artículos posteriores. @


Protagonistas

Joaquín Gallodesde Tacubaya

José de la Herrán

Joaquín, a los ocho años, ya gustaba delas estrellas. Su padre, don Eduardo, a

petición del niño, le había enseñado losnombres de las constelaciones y los de algu-nas de sus estrellas principales, en aquellasnoches de invierno en que, desde el patio dela casa paterna en Tacubaya, lucían con ini-gualable esplendor en los diáfanos cielos de1890.La ciudad de México apenas sedelineabaal Oriente gracias a las lucesde gas que ilumina-ban tímidamente su parte central, o el Zócalo,como era conocido por sus habitantes, quienesen su mayoría se habían ya recogido en suscasas.

Quién hubiera podido imaginar que, enunos años más, Joaquín seria el director delObservatorio Astronómicó de Tacubaya, co-nocido en todo el mundo por su aportación(entre cientos de otras), al proyecto La Cartadel Cielo, en el que trabajaban con ahíncolos observatorios más prestigiados de mu-chos países.

Efectivamente, no hacía mucho que donEduardo lo había llevado a aquel flamanteobservatorio, construido aliado del ex Arzo-bispado, histórico lugar en Tacubaya. Allí,el sabio astrónomo, Guillermo Beltrán y Pu-ga, había mostrado a padre e hijo, a travésdel telescopio Gran Ecuatorial, ese miste-rioso planeta de los anillos. La visión con-junta del majestuoso instrumento y del pla-neta sin igual dejó una huella imborrable enel espíritu de Joaquín y tal vez por eso deci-dió estudiar formalmente la astronomía.

Para 1901,primer año del sigloXX, nuestroprotagonista había terminado sus estudios de

preparatoria, en los que tuvo maestros de latalla de Miguel Schultz, Justo Sierra y JoséVasconcelos, entre otros. Poco después in-gresaba al Colegio de Minería y, paralela-mente, comenzaba a trabajar en el Observa-torio de Tacubaya con el cargo de "merito-rio remunerado", puesto en el que habíamucho más de lo primero que de lo segundo.En el recorrido de su casa al trabajo, el "se-ñorito" Joaquín no tardó en descubrir suprimera estrella que, años después, se trans-formaría en doña Julia Sarlat de Gallo yen la compañera de toda su vida.

Retrato del ingeniero JoaquínGallo Monterrubio realizado por sunieto Juan Pablo Gallo.

Astrónomo interinoy estudioso del SolLos años 1904y 1905resultaron cruciales paraJoaquín, ya entonces pasante: recibió elnombramiento de astrónomo interino, conla oportunidad de visitar varios observato-rios en Estados Unidos; además el directordel Observatorio, Felipe Valle, lo'comisionójunto con Valentín Gama, para fotografiarel importante eclipse total de Sol que ten-dría lugar en España. Ya desde entonces, losastrónomos no perdían la oportunidad de es-udiar tan extraordinarios espectáculos. Re-

lató sus experiencias de este viaje en susRemembranzas de España. A su regreso aMéxico recibe el nombramiento de astróno-mo titular, tan esperado por él. Comienza atrabajar en la toma de placas fotográficas conel telescopio La Carta del Cielo, de 31 cmde diámetro. Además de participar en esteproyecto, inicia sus investigaciones de es-pectroscopia solar y observa por primeravez en México las protuberancias solares.

El cometa Halley comenzó a ser observa-do desde 1909 en los principales observato-rios y, lógicamente, el de Tacubaya no podíaser menos; a pesar del aumento de trabajoque esto significaba, Joaquín Gallo consi-guió recibirse, fotografió el cometa e hizo unviaje de estudios por Europa a los principa-les observatorios. A poco de haber regresadoa México, contrae matrimonio y, cuando es-peraba poder dedicarse de lleno a su trabajoya su recién formado hogar, surge la campa-ña de Francisco 1.Madero, la caída de Porfi-rio Díaz y la Revolución se apodera del país.


E/ ingeniero Gallo y su esposa, consus tres primeros hijos (22 de juniode /9/4). (Foto: Joaquín GalloSarlat).

A pesar de ello, Joaquín sigue trabajando enLa Carta del Cielo y, gracias a su empeño ydedicación, es designado director del Obser-vatorio en 1915. De inmediato se trasladacon su familia a la casa del director, cons-truida para ese fin, en las premisas del mis-mo; tiene que tomar a su cargo la Direcciónde Estudios Geográficos y Climatológicos ycomienza la lucha para mantener funcionan-do todo aquello, muchas veces sin dinero yalgunas sin sustento.

Predicción del climay la hora astronómicaDurante aquellos años y los subsiguientes,Joaquín fue blanco de bromas y caricaturasen los diarios, pues se decía que cuando elastrónomo Gallo predecía tiempo despejadopara el día siguiente, convenía llevar para-güas, ya que seguramente iba a llover. ..Joaquín salía de su casa en aquellas oca-siones con su gabardina debajo del brazo,cosa que encantaba a los transeúntes de laciudad de los palacios ya que ello manifesta-ba claramente su sentido del humor. ..

Otro eclipse total de Sol muy importantefue el de 1923en Yerbanís, estado de Duran-


E/ ingeniero Joaquín Gallo con susnietos, en /952. (Foto: JoaquínGallo Sarlat).

go; para su observación se organizaron dosgrupos y una de las fotografías que obtu-vieron figura entre las más bellas e informa-tivas que-se haya tomado de eclipse alguno.Recordemos que la observación de las estrellasvecinas al Sol, durante un eclipse total, eratrascendental para comprobar la teoría de larelatividad. En 1930, la radiodifusora XEWcomenzó a proporcionar el servicio de la ho-ra del observatorio por lo que, de inmediato,México y Centroamérica contaron con la ho-ra exacta, astronómicamente obtenida.

Ya doctorado en la Universidad North-western de Chicago, y por la UNAM en Mé-xico, el doctor Gallo ocupa los cargos desecretario y después de rector interino (1932)de la UNAM, sin dejar de atender el observa-torio hasta 1947,en que por causas de saludcede la dirección del mismo al doctor GuidoMunch (ahora en el ESO*). La Universidadlo nombra investigador emérito y poco des-pués forma parte de su Junta de Gobierno.

El primer planetario de MéxicoEn 1959, inaugura el Planetario de la So-ciedad Astronómica de México (primero en

el país) y poco después recibe la medalla"Luis G. León" de la propia Sociedad quebusca premiar su incansable labor de todauna vida como científico y divulgador.

El doctor Gallo, durante su carrera, siempretuvo tiempo para atender al público y abrirlas puertas del Observatorio de Tacubaya,semanalmente, para que la población de Mé-xico tuviera oportunidad de maravillarse einstruirse en las observaciones que allí podíarealizar. Además el libro de cosmografía queescribió con el profesor Anfossi, fue libro detexto en las escuelas preparatorias hasta querecientemente fue eliminada esa materia delos programas de estudio por razones que ig-noramos.

Muchos viejos mexicanos recordamos ha-ber observado alguna vez a Marte, a Júpitery a los demás planetas, a través del GranEcuatorial de 41 cm del Observatorio de Ta-cubaya y haber escuchado con admiraciónlas explicaciones que cariñosamente nos de-dicaba el maestro Gallo, cuando subidos enaquella escalera de madera mirábamos por elocular del telescopio y quedábamos asom-brados de manera inolvidable.@

• European Southern Observatory

Alejandro Garcia-Moreno E.

¿Qué diferencia hay entre unanebulosa y una galaxia?Hoy está plenamente establecido que unanebulosa y una galaxia son dos objetos ce-lestes totalmentes diferentes. Sin embargo,no fue sino hasta este siglo cuando pudodeterminarse la diferencia entre una y otra.

En un principio se creyó que las galaxiaseran nebulosas, es decir, nubes luminosas degas. La confusión original se debió a que tan-to las nebulosas como las galaxias aparecíancomo tenues objetos luminosos en los teles-copios. De manera que la creencia generalentre los astrónomos a principios del sigloXX era que las nebulosas formaban partede nuestra galaxia y que la Vía Láctea, a suvez, ocupaba el Universo.

La hipótesis de que algunas de las nebulo-sas podrían ser otras galaxias ya había sidoformulada por Emmanuel Kant en 1755, alconsiderar que "dichos objetos elípticos"eran "universos islas".

A principios del siglo XX, las nebulosasya habían sido divididas en dos tipos deacuerdo con su forma: las irregulares yamorfas cercanas a la Vía Láctea, y laselípticas o con estructuras parecidas a unarueda, que en su mayoría se encontrabanen partes del cielo alejadas de la Vía Lác-tea. Las observaciones apoyaban la hipóte-sis de que las nebulosas del segundo tipoeran de carácter extragaláctico.

Así, durante la segunda década del sigloexistían dos posiciones con respecto a las ne-bulosas. Los astrónomos Harlow Shapley,del Observatorio de Monte Wilson y H. D.Curtis, del Observatorio Lick, encabezaronel debate, que culminó en 1920 ante la Acade-mia Estadounidense de Ciencias. En ésteCurtis apoyó la hipótesis de los "universosislas" .

La controversia fue resuelta finalmente en1923 y 1924 por el astrónomo Edwin Hubblecuando encontró Ceféidas (estrellas variablessupergigantes) en M31 (M = objeto Me-sier), M33 y NGC6822 (NGC = New Ge-neral Catalog; Nuevo Catálogo General) y

pudo establecer que dichas nebulosas eran pectivamente. Sin embargo, el primer mé-de carácter extragaláctico, es decir, eran todo sólo podía utilizarse con las estrellasgalaxias. Algunos astrónomos todavía se relativamente cercanas, por lo que sólorefieren a las galaxias como nebulosas ex- hasta fines del siglo XIX y durante el siglotragalácticas. XX se han encontrado las distancias de las

Las galaxias están compuestas, enton- estrellas más lejanas.ces, por agrupaciones de miles de millones 1 Para medir la distancia de las estrellasde estrellas, polvo interestelar y nebulosas. más cercanas se utiliza el método de triangu-Si bien es difícil observar galaxias con un lación, que consiste en observar una estrellatelescopio pequeño, desde el Hemisferio desde los puntos extremos de una línea deNorte se puede ver con relativa facilidad la base, en este caso el diámetro de la órbitagalaxia de Andrómeda (M31), que se en- de la Tierra. De esta manera, se observacuentra a dos millones de años luz, y desde una estrella desde dos puntos diferentes, Ael Hemisferio Sur las Nubes de Magallanes, y B, separados por una distancia de 300a una distancia aproximada de 170 000 millones de km (2 unidades astronórnicas),años luz. por lo que las observaciones se hacen

Finalmente, las nebulosas son grandes nu- con seis meses de diferencia, con el objeto debes de gas y pequeñas partículas sólidas que encontrar un pequeño desplazamiento de laocupan parte del espacio interestelar. El gas estrella en su posición aparente en relaciónresulta ser principalmente hidrógeno y con el fondo de estrellas. Este desplaza-helio y se considera que el polvo cósmico se miento aparente se conoce como paralaje.

i compone básicamente de oxígeno, carbo- La paralaje de una estrella es el ángulo queno, nitrógeno, rnagnesio, silicio, hierro y se forma entre las líneas que parten de laposiblemente hidrógeno. Las nebulosas estrella en dirección al Sol y a la Tierra.son, en las mayoría de los casos, invisibles, Dicho de otro modo, la paralaje es la mitadpor lo que su presencia tiene que ser dedu- del ángulo ACE, donde C es el punto en quecida. De las nebulosas visibles, tal vez la se encuentra la estrella.más conocida es la gran nebulosa de Orion Debido a las grandes distancias de las(M42) por ser la más brillante. Otras nebu- estrellas, ninguna llega a tener una paralajelosas famosas son las de La Laguna (M8) y de un segundo de arco (un grado tiene 60Trífida (M20) en Sagittarius y la nebulosa minutos de arco y un minuto tiene 60 se-de Cangrejo en Taurus, que puede obser- gundos de arco); por ejemplo, la paralajevarse con unos binoculares.@ de Próxima Centauri, la estrella más cerca-

na a nosotros, es de 0.76 segundos de arco.Si existiera una estrella con una paralaje

¿Cómo se mide la distancia de 1" se encontraría a una distancia de206265 unidades astronómicas (30 857 x

a una estrella? 1012 km) que se define como un parsec (tér-Una de las tareas más difíciles para los mico derivado de paralaje y segundo). Unastrónomos ha sido medir la distancia de parsec equivale también a 3.26 años luz.las estrellas. De hecho, el primer resultado Así, Alfa Centauri se encuentra a 1.3 parsatisfactorio en este sentido fue obtenido secs (pc) o 4.3 años luz.apenas en 1838, cuando el astrónomo ale- Debido a que el método de la paralaje sólomán Friedrich Bessel midió la distancia a puede utilizarse con precisión para estrellasque se halla la estrella 61 Cygni. que se encuentran a no más de 30 parsecs o

Poco después, en ese mismo año, Thomas 98 años luz, se necesitan otros métodos paraHenderson y Friedrich Struve midieron la encontrar la distancia de las estrellas másdistancia de Alfa Centauri y de Vega, res- lejanas,@

"El Universo Núm. 3, Julio-Septiembre 1990 15

Fotografía

Como capturarel eclipse de1991Alberto Levy

Un eclipse total de Sol no sólo es un es-pectáculo celeste, sino que suscita aquí,

en la Tierra, una serie de acciones y reac-ciones de toda índole. Parece que cuando lagente ha visto un eclipse total de Sol, queda"contagiada" con la fiebre de seguir obser-vando nuevos eclipses, razón por la cuallle-garán a México muchos extranjeros a obser-var y fotografiar el eclipse total de Sol, elpróximo año.

¿Qué es un eclipse de Sol?Las órbitas y distancias de la Tierra, la Lunay el Sol son bien conocidas, por eso desde ha-ce varios siglos puede calcularse dónde ycuándo ocurrirán los eclipses. Un eclipse to-tal de Sol ocurre cuando la Luna pasa por de-lante del Sol y lo oculta (véase figura 1).

En un eclipse virtualmente coinciden losdiámetros aparentes del Sol y la Luna vistosdesde III superficie de la Tierra. Aunque el

Sol es 400 veces más grande que la Luna, éstase encuentra 400 veces más cerca de la Tierra.

Para poder ver la fase de totalidad en uneclipse, hay que estar situado dentro de latrayectoria de la umbra, es decir, la partemás oscura de la sombra. Como ya es de do-minio público, para elll de julio de 1991es-ta trayectoria cruzará por Hawai a través delOcéano Pacífico y entrará a México por elextremo sur de la península de Baja Califor-nia (véase elmapa), cruzando el resto del paíslongitudinalmente por los estados de Nayarit,Sinaloa, Jalisco, Zacatecas, Guanajuato,Michoacán, Querétaro, Hidalgo, Guerrero,Estado de México, Distrito Federal, Tlaxcala,Puebla, Veracruz, Oaxaca y Chiapas (véasemapa del eclipse en El Universo núm. 1).

Hay que hacer muchos preparativos paraaprovechar al máximo un eclipse como éste,con más de 6 minutos de totalidad. Es im-portante, por ejemplo, decidir con muchosmeses de anticipación a qué localidad

Figura l. Diagrama de un eclipse

~ Sol


desplazarse de acuerdo con factores meteo-rológicos, carreteras de acceso, hoteles,campamentos, comida, seguridad, etcétera.

¿Qué hacer en un eclipse?Determinado lo anterior, la pregunta es ¿quéhacer en un eclipse? A muchas personas lesbasta el simple hecho de observar este fenó-meno; otros prefieren poder fotografiar unasecuencia del mismo. En cualquier caso esnecesario tomar todo tipo de precauciones.

El Sol es una estrella de magnitud -27, esdecir, 400,000 veces más brillante que la Lunallena, por lo que su intensa radiación debe serfiltrada adecuadamente antes de observar o fo-tografiar al SoLAun el famoso astrónomo ita-liano Galileo Galilei (1564-1642) sufrió deceguera parcial debido a que no se protegióadecuadamente para observar el SoL

El método más sencillo y seguro para ob-servar el eclipse sin mirar directamente al Soldurante la fase parcial, consiste en proyectarla imagen del telescopio en una cartulina opantalla blanca (véase figura 2), lo que per-mite la observación segura de varios especta-dores a la vez. Además la proyección puedefotografiarse para obtener la secuencia deleclipse.

Otro método seguro (el de la cámara oscu-ra) es hacer una pequeña perforación en unacartulina o lámina y proyectar una imagen delSol sobre otro cartón o dentro de una caja,dejando una ventana para la proyección.(Tome siempre la precaución de añadir un fil-tro al pequeño telescopio buscador o cubrirlo,para evitar que algún curioso se asome y dañeSU retina, parcial o permanentemente.)

A) TelescopioB) Pantalla de

proyecciónC) Cámara fotográfica

Figura 3. Colocación de los filtros

Precauciones paraobservar el SolEl Sol nunca se debe observar directamente ymucho menos a través de binoculares o teles-copios sin los filtros adecuados. Los filtrosidóneos son los que se colocan delante de losobjetivos o lentes principales de los telesco-pios, binoculares, cámaras, etcétera. Con es-tos filtros nos protegemos de gran parte de laradiación, tanto infrarroja como ultra viole-ta, que emite el Sol.

La determinación del estado aprobatoriopara un filtro solar, tiene un limite máximo de2,700 watts por metro cuadrado de superficieiluminada. Cualquier energía superior a éstaproducirá una lesión permanente en la retina.Las células fotorreceptoras del ojo (bastones yconos) se dañan cuando la temperatura sube23° Celsius o centígrados por encima de latemperatura normal del cuerpo humano.


Figura 2. Proyección de la imagen del Sol en una cartulina o pantalla.

Sensibilidad ISO/ASA Relación Focal.tOOO aooe 1000 1OO l50 12> •.. " 1.4 '.0 '.8 4O , .s 8.0 I1 " 22 )2 ., 64 so 12' 180 ~S6

1 , 4 8 " J2 •.. 128 /1 1 z 4 8 l' J2 64T /1 I 1 , 4 8 " J2.. T V /1 1 1 1 2 , 8 "r 4 2 1/ V1 1 1 1 1 2 4 8

~¡; 'r .. r 1/ !1 I 1 1 I 1 , 4

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1 1 IiOOO lOO Fo / V /del Obturador 1 1

~ ..!! IV V/1iOOO 1.4 2.0 2.8 4.0 ,., 8.0 11 " 22 rz " 64 so 1~2 Il\O ",

tengan defectos en la emulsión, como rayo-nes o perforaciones, lo cual crea un gran ries-go para el observador.

Los vidrios de soldador "sombra núm. 14"(no menores) pasan las pruebas de transmi-sión, pero como son cristales con poca cali-dad óptica no producen la resolución y ca-lidad deseadas al emplearlos sobre objetivos te-lescópicos. Nunca debe de emplearse este ti-po defiltros sobre el ocular del telescopio, yaque ése es el punto de concentración lumi-nica y calorifica del Sol y suelen estrellarsesin advertencia, dañando casi instantanéa-mente el ojo del observador.

Los filtros de cristales metalizados al vacíocon aluminio, plata o con la combinación decromo y níquel, producen buena resolución,pero resultan de manejo delicado, pues aunal quererlos limpiar se pueden causar rayo-nes o defectos que permitirían el paso de ra-

Tabla de diferentes programas de exposición.

Filtros solaresLos materiales recomendados para filtrossolares van desde la película blanco y negro(velada y revelada), láminas plásticas o cris-tales metalizado s al vacío, hasta filtros máscomplicados que filtran todo el espectro,menos una fracción de la longitud de ondade luz del hidrógeno o H-a.

Según pruebas efectuadas, las películas deblanco y negro expuestas totalmente a la luzy reveladas al máximo de densidad puedenconsiderarse como filtros de densidad neutraa lo largo del espectro electromagnético, noasí la película o negativo de color que sí dejapasar una parte de rayos infrarrojos y ultra-violeta por lo que no se recomiendan. Aunempleando películas de blanco y negro comofiltros, no se deben hacer observaciones porperíodos mayores de 30 segundos continuos,además debe cuidarse que los negativos no

diación sobre los filtros, además de que sonmás caros y dificiles de adquirir.

En las últimas dos décadas se ha populariza-do el empleo del Mylar -laminado de poliés-ter- metalizado al vacio con aluminio, elcual se emplea comúnmente como plástico-espejo en decoración y envolturas para rega-lo. Existen diversas calidades y densidadesdel metalizado sobre el Mylar. Se recomien-da revisar la superficie del Mylar a través deuna fuente luminosa (un foco, por ejemplo)y seleccionar las áreas menos transparentes ydefectuosas. Háganse pruebas de observa-ción instantánea al Sol, hasta dar con el nú-mero de capas necesarias para no ver resplan-dor alguno alrededor del disco solar. Partede las características del Mylar metalizado esla de reflejar prácticamente toda la radiacióninfrarroja y ultravioleta con una calidad óp-tica aceptable.

Un tipo de filtro más elaborado y caro, quetiende a popularizarse entre los astrónomosaficionados y que permite observar detallesde la cromosfera en una sola longitud de on-da de luz es conocido como Hidrógeno-a. Es-tos filtros, que rechazan todo el espectro lu-minoso dejando pasar únicamente la luz quecorresponde a la longitud de onda de 6,563Angstroms, (lO-lO metros), son los ade-cuados para el estudio de protuberancias, fi-lamentos, manchas y granulaciones solares.

Los filtros solares sólo son necesarios du-rante las fases parciales de entrada y salidade la Luna. Durante la totalidad no es nece-sario filtro alguno ya que estamos inmersosen la sombra del eclipse y puede hacerse laobservación a simple vista, recordando quehabrá que tomar nuevamente la precauciónde colocar el filtro correspondiente al empe-zar la fase parcial de salida.

Fotografía del eclipseFotografiar el eclipse resulta muy motiva-mente para aficionados, profesionales y ob-servadores en general.

Es importante prepararse de antemano conlos instrumentos o equipo de fotografía dis-ponibles, y hacer pruebas de práctica foto-grafiando el Sol con uno o varios de los tiposde filtros apropiados descritos arriba.

Fotografiar el disco completo del Solo susfases parciales, es prácticamente lo mismo,así que desde ahora podemos determinar lamejor combinación para el resultado quebuscamos. Las exposiciones para fotografíasolar se pueden determinar con la siguientefórmula:

S X 107-d


donde f es la relación de luminosidad denuestro sistema fotográfico (telefoto con eldiafragma a: f/4.5, f/5.6, f/11, etcétera otelescopio a: f/ lO, f/ 15, ectétera. S es la sensi-bilidad o velocidad de la película en ASA oISO; t es el tiempo de exposición o velocidaddel obturador, y d es la densidad del filtrosolar.

La medida estándar de un filtro reductorde luz está dada por su densidad. Un filtrocon una densidad de 5 (no confundirlo con unfiltro 5x, que se refiere a otra cosa), que re-duce la intensidad de la luz 100,000 veces, esel apropiado para la observación solar.

Es importante recordar que el filtro siemprese coloca por delante del telescopio (véase fi-gura 4), instrumento de observación o cáma-ra de fotografia y nunca en medio o al finalde la trayectoria de luz.

Ejemplo de cálculoEmpleando un filtro de Mylar de densidad 5,una película con valor ISO! ASA de 100y untelefoto o lente de 400 mm a f/ 8, la velocidaddel obturador será:

f = 8S = 100d = 5

f2t =----

S X 107-<1

82 64100 X 107-5 100 X 102

de donde:

64 64 1156

Serie de fotos del Sol con diferentes filtrossolares (película Fujichrome 1(0). 1) El Soltomado con un filtro H-O/, fl14, tiempo deexposición 1/1000 s y densidad= 4; 2) El Sol con un filtro metalizado decromo-níquel, f1/5, tiempo de exposición111000 s y densidad = 4; 3) El Sol con unfiltro Mylar (metalizado con aluminio), fI / 5,tiempo de exposición 111000 s y densidad= 3.7; 4) El Sol con un filtro de negativo enblanco y negro (velado y revelado), fl/6,tiempo de exposición l/50 s y densidad = 5, Y5) El Sol tomado con un filtro para soldador,sombra núm 14, f116, tiempo de exposición1/250 s. (Fotos: Alberto Levy.)

guidos por el ya conocido "anillo de dia-mante" que es el último punto luminoso an-tes de la totalidad.

A continuación se observa un disco negrorodeado por la corona solar, el cual varía enforma y tamaño dependiendo de la actividaddel Sol en ese momento, por lo que se puedenapreciar protuberancias en el perímetro deldisco negro.

Durante la totalidad es recomendable ha-cer series de fotografias con diferentes velo-cidades del obturador, desde un máximo de1! 500 s a un mínimo de 1/2 s, para tener lasecuencia del cambio de luminosidad en laprimera parte de la totalidad. El procedi-miento debe invertirse para la segunda parte.

Las series fotográficas son importantes pararegistrar la evolución a partir de las perlas deBaily, el anillo de diamante, las protuberan-cias solares, la baja corona y la alta corona, eincluso algunas estrellas y planetas luminosos.

En el tercer contacto, el momento en quela Luna empieza a salir del disco solar, seincrementa el brillo con gran rapidez por loque hay que volver a colocar el filtro corres-pondiente, y repetir el proceso empleado enlas tomas fotográficas de las fases parciales.

La tabla que se muestra sirve de guía paraplanear diferentes programas de exposiciones.

Con información y preparación suficientes,un eclipse total de Sol resulta una experienciainolvidable para todo mundo; sólo resta espe-rar que tengamos cielos despejados. (j)


100 X 100 10,000

1t aprox. = --- S

125

Se deben hacer pruebas fotográficas conanticipación para evaluar el resultado delcálculo; por lo tanto, habrá que hacer va-rias tomas, incluyendo velocidades superiorese inferiores a la calculada y así definir la ex-posición específica correspondiente al equi-po o instrumentos empleados.

En el segundo contacto, es decir, el mo-mento en que la Luna cubre la mayor partedel disco solar, aparecerán sobre el piso unaserie de bandas oscuras y claras conocidascomo "sombras volantes", que correspon-den a la turbulencia atmosférica (estassombras se aprecian mejor sobre superficiesblancas). A partir de este momento empiezala totalidad del eclipse y puede quitarse elfiltro.

Subsecuentemente, se pueden apreciar pe-queños rayos de luz que pasan entre las mon-tañas y valles del perfil de la Luna; estos ra-yos, que fueron definidos como "hilo deperlas" por Francis Baily (1774-1844),pueden verse durante varios segundos, se-

Bóveda celeste

Vida y muertede las estrellas

Héctor Ceceña

Cuando se trabaja con cosas tan grandescomo estrellas o galaxias, sucede una

cosa muy curiosa -sobre todo si uno está in-teresado en que alguien que no conoce de estosea capaz de comprenderlo-: no hay manerade hacer comparaciones que tengan que vercon nuestras dimensiones cotidianas. Y paraque usted pueda adentrarse en esto, empece-mos por un número. Imagínese usted 1057

átomos. ¿Ya? No, no quiero que se imagineel número (un 1 con 57 ceros o lo que es lomismo, unos renglones de ceros como los que acontinuación presentamos: 100000000000000000000000000000000000000000000000000,(00סס000 quiero que se imagine la cantidad.¿Qué hay en la Tierra que tenga esa cantidadde átomos? Tal vez usted se haya imaginadoel total de todos los granos de arena de todaslas playas del mundo. Pues no, este total as-ciende tan solo a 1025 (1000000000000000.(0000000ס0ס Y para no irnos tan lejos, le di-ré que aquel número (1057) es mayor al nú-mero total de átomos que tiene la Tierra. Aesto me refiero cuando hablo de númerosque no tienen comparación con nuestra rea-lidad de todos los días.

Hay, entonces, números, cantidades, queson del dominio de las estrellas. Demos unascuantas cosas más que funcionen en dimen-siones estelares: un volumen de varios billo-nes de kilómetros de radio, varios miles demillones de años y la más débil de las cuatrointeracciones fundamentales de la naturale-za: la gravitatoria. ¿Qué se puede obtener de

esta mezcla donde imperan millones, billo-nes, trillones y n-llones junto con la interac-ción gravitacional? Pues si estamos hablan-do de dimensiones estelares, una posible yrazonable respuesta sería una estrella. Si dis-tribuimos 1057 átomos de hidrógeno (que esel elemento más abundante en el Universo)en un volumen de varios miles de millonesde kilómetros de radio, a lo largo de miles demillones de años se formará, por efecto de lafuerza de gravedad, una nube en continuacontracción que conocen los astrónomos co-mo nube oscura o molecular, debido a que setrata de una especie de gas muy poco denso,cuya opacidad aumenta al contraerse (haymás materia por unidad de volumen para ta-par la luz que pudiera pasar por ella) y dondelos choques aleatorios entre los átomos hanformado moléculas de, por ejemplo, monó-xido de carbono. La temperatura de este tipode nube es de aproximadamente -263 gradosCelsius o centígrados y, de hecho, son los obje-tos más fríos que se conocen en todo el Univer-so. Esta nube sigue su andar de contraccióngravitatoria durante algunos millones deaños más, provocando que su temperaturaaumente. Microscópicamente, los átomosque se encontraban distribuidos en miles demillones de kilómetros, disponen ahorade mucho menos espacio que originalmentey, conforme la nube se va compactando, loschoques entre ellos -átomos de hidrógenoprincipalmente- se van haciendo cada vezmás frecuentes y violentos. Los físicos lla-

man a esto aumento de la energía cinética deun gas y es la versión técnica de lo que cono-cemos como aumento en la temperatura. Lanube, efectivamente, aumenta su tempera-tura de manera continua hasta llegar a los50,000 grados Celsius y disminuye su tama-ño de varios miles de millones de kilómetrosa unos 150 millones. Ya en este momento, enel interior de este cuerpo, los choques entrelos átomos son a tal velocidad y con tal fuer-za, que pueden arrancar a los electrones desus órbitas y formar una mezcla de dos gases:uno de protones y otro de electrones. Se for-ma, entonces, lo que se conoce como proto-estrella. Una protoestrella como la que ima-ginariamente estamos formando emite ener-gía en forma de luz y calor. De hecho, es unobjeto más brillante que nuestro Sol pero nose le denomina estrella debido a que esta ener-gía se obtiene del autocolapso gravitatorioque está sufriendo la nube, y no de las reac-ciones nucleares que caracterizan a las estrellas.

Después de 10 millones de años de conti-nua contracción y aumento de temperatura,la protoestrella tendrá un tamaño de aproxi-madamente 2.5 millones de kilómetros y unatemperatura en su superficie de 10 millonesde grados Celsius. Este momento es impor-tante en la historia de cualquier estrella; parapoder entenderla mejor, utilicemos de nuevoel microscopio de la imaginación. A estastemperaturas y dimensiones, los choquesentre los protones son lo suficientementeviolentos como para poder vencer el rechazo


... "

ENANASBLANCAS

Doble cúmulo de Perseus, en la constelación del mismo nombre. Foto tomada con una astrocámarade 35 cm de diámetro a f/ 1.7; la película original es Fujichrome 100, aunque aquí aparece enblanco y negro. El tiempo de exposición fue de 15 mino (Foto: Alberto Levy.)

electromagnético entre ellos y quedar al al-cance de las fuerza nucleares que son de muycorto alcance. Cuando esto sucede, dos proto-nes pueden quedar pegados, fusionados, debi-do a estas fuerzas y se forma un átomo dedeuterio (una variante del átomo dehidrógeno), liberando un poco de energía.Imagínese la cantidad de energía liberadacuando pensamos que hay del orden de 1057

átomos para realizar este proceso, mejor co-nocido como fusión nuclear. Cuando estoocurre, oficialmente ha nacido una estrellacomo nuestro Sol. 17 millones de años des-pués de que comienza la fusión nuclear en sucentro; 27millones de años después de que laprotoestrella empieza a contraerse llega a laetapa de estabilidad más larga de su existen-cia. Aproximadamente el 90070 de su vida"vivirá" con base en la producción de helio

a partir de hidrógeno, en un equilibrio entrela fuerza gravitatoria que lucha por contra-erla y las fuerzas nucleares que luchan porhacerla explotar. Como diría mi abuelita:"Ni tanto que se colapse el astro, ni tantoque ya no alumbre ... " Mientras hayahidrógeno, habrá estabilidad. Nuestro Solestá a la mitad de esta etapa y llegó a ella haceaproximadamente 4 500 millones de años.No se preocupe, todavía nos quedan algo asícomo cinco mil millones de años paraemigrar del planeta. Porque habrá que salirde este planeta ...

El helio va formando un núcleo centralque se encuentra tremendamente comprimi-do por la presión de las capas exteriores quecaen hacia el interior de la estrella. Estenúcleo está sometido a tales presiones quepodemos concebirlo como una esfera sólida


en el centro de la estrella. Cuando unaestrella, tras mucho tiempo de estar encendi-da, ha consumido la mayor parte de su com-bustible, esto es, del hidrógeno que la man-tiene encendida, la fuerza gravitatoria em-pieza a ganar la batalla por contraerla dadoque el ritmo de la fusión nuclear disminuye(ya no hay suficientes átomos para seguir fu-sionándose al mismo ritmo que antes) y tienelugar un curioso efecto: la temperatura vuel-ve a ascender con lo cual se recalienta elnúcleo y provoca que el ritmo de producciónde helio vuelva a incrementarse. Esto, a suvez, ocasiona que el núcleo caliente rechace ala masa de gas que lo rodea y ésta pasa decontraerse a expandirse. Al expandirse, latemperatura disminuye y, como cíclica con-secuencia, disminuye el ritmo de producciónde helio; la estrella vuelve a contraerse y lahistoria se repite, aumentando cada vez másla temperatura, hasta llegar al valor necesa-rio para poder lograr la fusión nuclear conhelio como combustible para producir áto-mos de carbono y oxígeno. A este momentose le conoce con el nombre de "el relámpagode helio" . La estrella crece y su color pasa deamarillo a rojo: se ha convertido en una gi-gante roja. En el caso de nuestro Sol, está"infladita" hará que su superficie lleguehasta la órbita de Marte. Tierra: caput.

A partir de este momento, la historia de laestrella dependerá principalmente de su ma-sa: para nuestra estrella madre, este procesode expansión de las capas exteriores -con laconsecuente disminución en su tempera-tura- continuará hasta formar una especiede nebulosa esférica alrededor de un cuerpocentral tremendamente masivo con un radio deunos 30,000 km, consistente en un núcleode carbono y oxígeno y una coraza de heliosólido ardiendo a una temperatura de unos30,000 grados Celsius; la estrella será de co-lor blanco. Nuestro Sol terminará sus díascomo una enana blanca que lentamente irra-diará el poco calor que genere, hasta conver-tirse en un oscuro objeto: una lápida en elpanteón estelar.

Sin embargo, si tuviéramos una estrellacon una masa cuatro o más veces mayor quela de nuestro Sol, otra sería la historia. Unaestrella así es capaz de generar tal cantidadde energía en su contracción que puede llegara elevar la temperatura hasta 600 millones degrados y dar lugar a un "relámpago de car-bono" . La estrella puede fusionar átomos decarbono para dar lugar a átomos más com-plejos como los del neón, el hierro y el mag-nesio.

Este relámpago de carbono, aunque delmismo tipo que el de helio descrito pre-viamente, es muchísimo más violento y, paraestrellas de 4 y 8 masas solares, puede llegar aproducir una detonación estelarmente violentallamada supernova. La mecánica es más o

menos como sigue: la contracción de la granmasa de esta estrella es suficiente para elevarla temperatura del núcleo pero, debido acaracterísticas peculiares de incompresibili-lidad (no se puede comprimir) que se dan enél, este es incapaz de expandirse y enfriarsecomo en el caso del helio. Resultado: la tem-peratura aumenta, el ritmo de producción decarbono se incrementa, lo cual a su vez,aumenta la temperatura de la estrella, queaumenta la temperatura del núcleo ... y asísucesivamente. La estrella se transforma:pasa de ser un reactor de fusión controlada auna bomba de carbono que produce una de-tonación estelar.

Paradójicamente, si la estrella es mayor a lasocho masas solares no se produce el relámpagode carbono, pues las densidades en su centrono son tan altas como las de sus hermanas me-nores. Esto hace que la temperatura aumentegradual y continuamente permitiendo la ig-nición del oxígeno previamente formado y lacreación de elementos más pesados. Esta his-toria sigue más o menos de esta forma: cuan-do la mayor parte de oxígeno se ha consumi-do, la estrella se contrae, aumenta su tempe-ratura, se inician reacciones nucleares conbase en elementos más complejos, esto detie-ne la contracción, etcétera. Todo igual hastaque se llega al hierro. Este elemento tiene lacaracterística sobresaliente de no proveerenergía cuando se inician reacciones nuclea-res con base en él; necesita que se le sumi-nistre energía. El hierro no provee de mate-rial para obtener energía, muy por el contra-rio, la fusión nuclear en el caso de este ele-mento hace que la estrella se apague. De estaforma el colapso gravitatorio no tiene ya ri-val y comprime a la estrella. La energía que,en los casos anteriores, hacia aumentar latemperatura durante la compresión, es ahoraabsorbida por el núcleo de hierro que para es-tos momentos tendrá una temperatura de va-rios billones de grados. La contracción se acele-ra hasta que los núcleos de átomos vecinos setocan. En ese momento se detiene y la estrella,comprimida como un gigantesco resorte, re-pentinamente se distiende en una titánicaexplosión estelar. Otro tipo de supernova.

¿Qué sucede con la estrella tras la increíbleexplosión? En el centro de la explosiónqueda una esfera de poco más de 30 kiló-metros de diámetro, tan tremendamentecomprimida que los electrones y los protonesse combinan para formar neutrones. Sunombre no puede ser más original: estrellade neutrones.

Sin embargo, bajo ciertas condiciones(que escapan a las intenciones de esteartículo) la contracción no se detiene ahí ypuede seguir hasta convertir a la estrella enuna esfera de unos 6 kilómetros de diámetro,con un campo gravitatorio tan intenso quecualquier objeto que caiga en ella no podrájamás escapar, ni siquiera lo más veloz que

rior las leyes de la física se rompen tal y comolas conocemos. Baste decir lo siguiente: co-mo nada de lo que cae vuelve a salir, un hoyonegro debe aumentar su masa a lo largo deltiempo; al aumentar su masa, la contracciónsigue su camino y entonces ... ya no sabe-mos. ¿Podría ser que obtuviéramos un cuer-po con volumen cero? ¿Y si la contracciónno se detiene ahí? ¿Tendría caso hablar devolúmenes negativos? Estas ya son meras es-peculaciones. Lo que no es especulación, esque con un poco más -pensando en dimen-siones estelares, claro está- de los 1057 áto-mos con los que comenzamos podemos for-mar un hoyo negro como el que posíblemen-te se encuentra en el centro de nuestra gala-xia.

Así que si usted dispone de 1057 átomos yno sabe qué hacer con ellos ... @


Nebulosa La Trifida (M20) y Nebulosa La Laguna (M8); el trazo diagonal corresponde al pasode un meteorito. La foto se tomó con una astrocámara de 35 cm de diámetro a f/1. 7; películaFujichrome 100; tiempo de exposición: 20 minutos. (Foto: Alberto Levy.)

conocemos: la luz. Se forma lo que se conocecomo hoyo negro.

En un planeta como el nuestro todos expe-rimentamos el tirón gravitacional y sabemosque si lanzamos una pelota hacia arriba, éstallegará más alto mientras más "fuerte" lalancemos. ¿Qué tan "fuerte" habría quelanzar una pelota para que no volviera a ca-er? Si logramos imprimir a la pelota una ve-locidad de aproximadamente 12 kilómetrospor segundo, la pelota no volverá a caer.Saldrá de la influencia del campo gravitato-rio terrestre.

En el caso de un hoyo negro, la velocidadque tendríamos que alcanzar sería mayor a lavelocidad de la luz. Einstein demostró queno hay nada en nuestro Universo que puedaviajar con una velocidad mayor a la de la luz.

Un hoyo negro es un cuerpo en cuyo inte-

,\ 19'J3,-,

Figura l. Oposiciones de Mane.

Q Q QJULIO 1 AGOSTO 1 SEPTIEMBRE 17.8" 9.1" 11.0"

PERIHELlO Mag.0.3 Mag.O.O Mag. -0.4

S

E)N

ocruans 1 NOVIEMBRE 1 DICIEMBRE 113.6" 17.1" 17.8"Mag. -0.9 Mag. -1.6 Mag. -2.0

-Q Q QENERO 1, 1991 FEBRERO 1 MARZO 1

13.9" 11.2" 9.3"Mag.-1.0 Mag. -0.5 Mag.O.O

OSOL

1

2001 :I

Miles de rocas porosas en laPlanicie de la Utopia, tomadaspor el Vikingo, 2. (FOIO: NASA.)

incluso al ser observado a travésdel telescopio, podremos obser-var claramente los colores quedan contraste a su superficie; elamarillo-anaranjado, el café os-curo y verdoso de algunas plani-cies y el blanco de los casquetespolares. Si empezamos a obser-vario en los meses de julio, agostoy septiembre, probablemente nonos impresionemos tanto, ya que eltamaño aparente del globo mar-ciano será aún pequeño, y ademáspresentará la fase como la de laLuna después del cuarto creciente.Conforme la Tierra se acerque aMarte, durante los meses venide-ros, el tamaño del globo mar-

ciano se incrementará notable-mente.

Marte a través deltelescopioPara poder observar claramenteel planeta rojo durante esta opo-sición, se requiere un pequeño te-lescopio de por lo menos 60 mm dediámetro en el objetivo y 900 mmde distancia Iocal. Debido a queel diámetro aparente del discomarciano es muy pequeño (en estecaso alcanzará 18.1 segundos dearco) es necesario utilizar los ocu-lares que den el mayor número deaumentos. Los oculares de un te-lescopio tienen una clasificación


Figura 2. Diámetro aparente y magnitud del discornarciano a través del telescopio, en 1990.

milimétrica, y se pueden en-contrar para distintas distanciasfocales. Para pocos aumentospodemos utilizar oculares de 40,32, 25 Y 18 mm; para un términomedio, de 12 y 9 mm, y para gran-des aumentos, de 7, 6, 5 o 4 mm.Para saber el número de aumen-tos, sólo hay que dividir la distan-cia f'ocal de nuestro telescopioentre los milímetros de nuestroocular: así por ejemplo, un teles-copio de I 500 mm de distanciafocal con un ocular de 6 mm am-plificará la imagen 250 veces.También se puede utilizar unalente Barlow y duplicar o triplicarla potencia según el ocular, pero

recordemos que a mayor aumen-to, más oscura será la imagen ymayor distorsió n at mosféricapodrá notarse, dependiendo de lahora y lugar de observación.

Por otra parte es necesario quela montura del instrumento estébien apoyada y sea estable, yaQue la vibración y la turbulenciahacen difícil la observación. Lamontura puede ser altazimutal oecuatorial, dependiendo del tipo ycalidad del instrumento, y puedecontar con un motor para contra-rrestar la rotación de la Tierra y po-der hacer observaciones prolon-gadas, sin tener Que estar corri-giendo la deriva.

/::1 gran volcán Olympus,rodeado por roca fracturada yerosionado troto. NASA.)

Canal murciano de tamañointermedio, situado a 4 000 kmal noroeste del lugar dondeamar/izó el Vikingo l. (F%:NASA.)

Características principalesde la observaciónSiempre es emocionante mirar através del telescopio y poder con-templar lo que sucede en otromundo; como en el caso de Mar-te, una joya del Sistema Solar conmuchos fenómenos estacionalesy cíclicos visibles desde la Tierra.En un área de Marte, la región deTharsis, surgen enormes conos vol-cánicos de un antiplano. El monteOlympus tiene más de 600 km dediámetro y 25 km de altura conuna caldera de unos 80 metros dediámetro. Precipicios verticalesde 2 km de alto rodean la perife-ria, indicando la existencia de

erosión atmosférica debido a lagran cantidad de polvo. Un suce-so tectónico principal ha hendidola superficie situada inmediata-mente al sur del ecuador y ha pro-ducido un cañón de 5 000 km delargo con hasta 140 km de anchoy casi 5 km de profundidad. Estecañón experimenta, a todo su lar-go, inversiones térmicas que cau-san grandes tempestades de pol-vo y arena, las cuales se esparcenpor toda la superficie oscurecien-do los detalles que el planeta nosmuestra.

También podemos observarclaramente y debido a su brillan-tez los casquetes polares, los

cuales están formados por bióxidode carbono condensado con indi-cios de vapor de agua, los cualesexperimentan un incremento detamaño a mediados del otoño yempiezan a decrecer al iniciarsela primavera.

También podemos percatamosde la rotación del planeta, rea-lizando observaciones a distintashoras, iniciándolas desde los pri-meros momentos de la noche.

Tomar fotografías es muy emo-cíonante, ya que la fotografía es deuna ayuda invaluable para la ob-servación. Para tomar algunasfotos del planeta debemos contarcon una cámara de 35 mm del ti-

po réflex, de lentes desmon-tables, asi como con un adapta-dor que nos permita conectar lacámara al telescopio e insertar unocular dentro de este adaptador,para seleccionar los aumentos ne-cesarios. a fin de que el disco delplaneta aparezca de un tamañoconsiderable en nuestra foto y sepuedan distinguir claramente losdetalles importantes. Se puedehacer el intento con película enblanco y negro o a color (se reco-miendan la Tri X-Pan-400 y laEktachrome 200, respectivamen-te), y probar exposiciones quevan desde 1/4 de segundo hasta 2segundos.@


Diccionario astronómico

Weber (Wb). Unidad de flujo magnético igual a 106

maxwells.

Werner (líneas de). Líneas espectrales de hidróge-no molecular en la región ultravioleta del espectro,en la misma región general que las líneas Lyman delhidrógeno atómico.

Westerhout (catálogo). Catálogo primitivo de ra-diofuentes compilado por el astrónomo Gary Wes-terhout de la U niversidad de Maryland en 1950.

W3 (Westerhout 3) (le 1795). Nube densa de gas,región HII y máser OH, situada a 3 kiloparsecs(kpc) en Orión. Tiene una velocidad peculiar ma-yor a 10 kms :':

W4. Región HII brillante asociada con el cúmulo IC1805.

W5. Región HII brillante asociada con el cúmulo IC1848.

W43. Complejo de regiones HII'

W44. Radiofuente, remanente de supernova con unamuy distorsionada estructura .de cascarón situadaentre 2 y 3 kpc del plano central de la galaxia. Se en-cuentra rodeada por una fría nube densa de hidró-geno y es la fuente de emisión de CO y H20.

W49. Radiofuente, región HII gigante en Orión eintensa fuente máser de agua, situada a 14 kpc. W49Aes la radio fuente térmica más poderosa conocidadentro de la Vía Láctea; W498 no es térmica.

Widmastiitten (figuras). Trazos geométricos en-contrados en algunos meteoritos férreos (oc-tahedritas), consistentes en grupos de líneas parale-las que se intercruzan con diferentes ángulos.

Wiener (teorema). La función de correlación deuna variable aleatoria es proporcional a la trans-formada de Fourier de la función de distribuciónasociada.

Wien (ley). La longitud de onda en la cual un cuer-po negro emite la mayor cantidad de radiación esinversamente proporcional a su temperatura abso-luta.

Wiik (clasificación). En 1956, Wiik clasificó lascondritas carbonáceas de la siguiente manera: Cl ,las menos densas y más fuertemente magnéticas;son las más primitivas y muestran una alteraciónquímica mínima. C2, débilmente magnéticas o nomagnéticas; C3, son las más densas, pobres en con-tenido de agua y por lo general en su mayor parteson de olivino.

Wílson-Bappu (efecto). Relación lineal entre elancho del centro de emisión K2 en la línea de reso-nancia del Ca., a 3933 Á, detectable para estrellasdel último tipo, así como para las magnitudes abso-lutas de las estrellas.

WLM (galaxia Wolf-Lundmark-Melotte). Galaxiaenana del tipo de las de Magallanes, que fue descu-bierta por M. Wolf en Heidelberg a principios de sigloy redescubierta por Lundmark y Melotte, y que se en-cuentra a una distancia entre 1.3 y 1.76 Mpc; pro-bablemente pertenece al Grupo Local. Tiene pocobrillo superficiai (Mv = -15.98).

Wolf (número) (R). Conocido también como nú-mero relativo de manchas solares. Proporciona uníndice del número de manchas solares, así como delnúmero de grupos de manchas, en un tiempo dado.R = k (lOg + f), donde k es una constante que de-pende de las condiciones de observación, g es el núme-ro de grupos de manchas y f es el número de manchasindividuales visibles en el Sol en un tiempo dado.

Wo1f-Rayet (estrellas). Una de las clases deestrellas muy luminosas, muy calientes (500 000 K),cuyo espectro presenta líneas de emisión anchas(principalmente de H, y HII), que se cree se hayanoriginado a partir de material continuamente eyec-tado de la estrella a velocidades del orden de 2 000km S-l. Pueden ser los núcleos de helio de las estre-llas expuestos que en algún momento se encontra-ban en la secuencia principal quemando hidrógeno.Algunos espectros Wolf-Rayet muestran líneas deemisión dominantes que provienen de iones de carbo-no (estrellas WC); otros muestran líneas de emisióndominantes de iones de nitrógeno (estrellas WN).

Wollaslon (prisma). Prisma empleado para obte-ner luz polarizada en un plano.

WRA 977. Estrella 81.5 la, compañera de la radiofuente X 4U 1223-62 (con periodo de 700 s).@


Construya su telescopio

El aficionadoy su telescopio

Alberto González Solfs

Al continuar el desbastado, lazona central esmerilada se

amplía hasta alcanzar todo elborde del espejo. Ya habrá con-cavidad, aunque no la suficiente.Una regla colocada sobre el discode vidrio en su diámetro sólo toca-rá los bordes, dejando un pequeñoespacio en el centro. Al continuarel trabajo, la superficie cóncavase hará más profunda. Si no se re-gistra el progreso, se corre el ries-go de un exceso que habrá que rec-tificar regresando, a costa de mástiempo y esfuerzo. Por lo tanto,deben empezar las medidiones.

Verificación dela curvaturaEl patrón o plantilla descrito an-tes entre los utensilios, se colocasobre la superficie esmerilada anteun fondo bastante claro. Si la luzpasa sólo por los bordes, habrá queproseguir en la tarea; si no hay in-tersticios visibles a todo lo largo,ya se completó el desbastado; sise ve un claro en la zona de en me-dio, se ha excavado excesivamen-te y habrá que trabajar retro-cediendo.

Cuando el patrón de registroestá por cubrir todo el diámetrodel espejo, la operación debe ha-cerse moderada; podrá aflojarsela presión inicial, y los impulsos ocarreras a través de los discos de-

ben ser más cortos; el espejo hade rebasar sobre la herramientaunos 3 cm como máximo. Si laplantilla indicó una curvaturaexagerada, el error puede reme-diarse esmerilando con la posi-ción de los discos a la inversa, esdecir, poniendo el espejo abajo ytrabajando con la herramientaencima de aquel, con los movi-mientos de menor amplitud men-cionados antes. (Si el esmeriladocontinuara en esta forma por unlapso igual al empleado hastaaquí, se podría, si se deseara, res-tablecer las superficies planas enambos discos.)

En el transcurso de la tarea, elabrasivo necesitará renovarsefrecuentemente porque muchosgranos se desbordarán alrededorde la herramienta sin haber sidocompletamente triturados. Estematerial puede recogerse al finalde cada sesión; el abrasivo con elpolvo de vidrio se vaciará en untarro con agua donde, después deagitarlo, se depositará en el fondopor la gravedad. Al cabo de ciertotiempo quedará arriba el aguablanquecina del polvo de vidrioque se vaciará. El abrasivo rema-nente se recupera para su empleo.Por estar parcialmente fractura-dos los granos son más útiles des-pués del terminar con el abrasivonúm. 80.


Tercera parte

El grado de la concavidad delespejo y su curvatura se rela-cionan íntimamente con su longi-tud focal, que en el telescopio quese está construyendo se procuraque sea de 1.20 m. Las leyes de laóptica establecen que la distanciafocal es igual a 1/2 del radio decurvatura del espejo esférico.

Por lo tanto, cuando la plantillallegue casi a tocar todo el diámetrodel espejo es muy convenientemedir con más precisión la pro-fundidad lograda. Hasta aquí esepatrón ha servido para medirgrosso modo, pero no se podrádeterminar con toda precisión ladistancia focal requerida sin ob-servar el reflejo de la superficieque se está modelando. Hay quemedir, ya sea la distancia focal oel radio de curvatura o ambos me-diante luz reflejada por el espejo.

Control de ladistancia focalLa medición de las distancias seefectúa en el exterior del improvi-sado taller, reflejando la luz so-lar, o también en el interior delcuarto en penumbra, observandoel reflejo de una luz portátil; enambos casos, teniendo el espejomojado.

El radio de la curvatura del espe-jo esférico se mide en el interiorde un cuarto y deberá disponer-

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sede un espacio libre frente al espe-jo de, por lo menos, tres metros.Láveseel espejo y sin secarlo, se co-loca de canto en un sitio en quequede firmemente apoyado paraimpedir que ruede o se caiga. De-be descansar apoyado casi verti-calmente entre dos estaquitas ensu parte inferior y dispuesto a unaaltura menor que los ojos deloperador. (Para ésto es preferibleutilizar parte del dispositivo queservirá en las pruebas deFoucault, que se puede armarcon dos tablas, una cuadrada, de20 cm por lado y otra rectangu-lar, de 20 x 30 cm, colocadas se-gún se observa en la figura l. Ba-jo la tabla larga que sirve de basese ponen una o dos cuñas paradar una ligera inclinación haciaatrás al conjunto y poder variaresa inclinación al grado conve-niente).

Estando a menos de un metrofrente al espejo mojado, encién-dase una luz portátil-una linter-na de baterías- sostenida a unlado de la cabeza, junto alojocorrespondiente; se podrá en-contrar el reflejo luminoso mo-viendo la luz en varias direcciones.Cuidando que la luz quede cerca ya un lado de la cara, retrocédasepoco a poco alejándose del espe-jo y procurando al mismo tiempoque el reflejo no desaparezca de

la superficie mojada. Conformese vaya aumentando la distanciaal espejo, se notará que el reflejose va haciendo más extenso; a lavez, esa imagen se desplazará enla misma dirección que sea movi-da la luz lateralmente. Llegará unmomento en que el disco se ve lle-no de luz. Aquí se está cerca delcentro de la curvatura. Si se sigueretrocediendo se verá que el refle-jo vuelve a reducir su tamaño yque al llevar la luz hacia un lado,el reflejo se desplaza hacia el ladocontrario. Aquí se habrá sobre-pasado al centro de curvatura.Regrésese hacia el espejo y mué-vase la luz, siempre cercana alojo, y obsérvese con cuidado ha-cia qué lado se va el reflejo. Entredos puntos en que se mueve en di-recciones opuestas, hay uno enque ese reflejo inunda todo el es-pejo y se enciende y desaparecesin poderse precisar en qué direc-ción se mueve. Allí se encuentrael centro de la esfera del espejoque se está midiendo. Se deberámarcar en alguna forma el sitio,por ejemplo en el piso, para refe-rencias posteriores, cuidandoque en ellas el espejo quede colo-cado en el mismo lugar ocupadoen la primera vez.

La distancia focal se puede re-gistrar con bastante precisiónreflejando la luz solar. No estan-do el Sol muy alto y con el espejomojado, se le lleva ante su luz. Sepuede estar a la sombra de algunapared, o umbral de puerta o venta-na. Una varilla o bastón de 1.5 mde largo servirá para marcar dóndequeda la distancia focal. Presén-tese el espejo al Sol y encuéntreseel reflejo de la superficie mojada.A menos de un metro de separa-ción de la pantalla improvisada,el reflejo es casi del tamaño delespejo; alejándose lentamente sereduce hasta formar un pequeñocírculo de 1 cm aproximadamen-te. Con más separación espejo-reflejo, se vuelve a ampliar laimagen. Con la varilla apoyadadonde se recibe el reflejo y el es-pejo junto a ella, márquese elpunto en que esté ti espejo cuan-do el reflejo se hace más pequeñoy definido. Esa es su distancia fo-cal.

Si con el reflejo de la lámpara lamarca señaló una distancia cercanade 2.5 m, o con el Sol 1.25 m, sus-péndase el trabajo del esmeril más

grueso, el núm. 80. Si es mayor en10o más centímetros en el primercaso o de más de 5 cm en el segun-do, continúese con el mismo abra-sivo, pero con movimientos demenor amplitud, y aflojando lapresión, como se indicó antes. Enel caso de que las distancias seanmenores que 2.40 m o 1.20 m, res-pectivamente, hay que regresaroperando con las posiciones a lainversa: espejo abajo y herra-mienta encima.

El trabajo con esmeril grueso ymovimientos largos produce' laprofundidad deseada. Sin em-bargo, la concavidad no será pre-cisamente la esferoidal que se de-sea producir. Habrá un hundi-miento exagerado en el centro delespejo, así como una pendientemás acentuada hacia el borde dela herramienta (véase figura 2).Por lo tanto, al progresar el des-bastado y acercarse a la profundi-dad requerida, según lo registra-do en las pruebas con la plantillao con los reflejos, es necesarioacortar los movimientos de vaivén;el espejo sólo habrá de rebasar laherramienta un tercio de su diá-metro. Así se logrará que poco apoco, ambos discos modelen re-cíprocamente su curvatura, demodo que en cualesquiera de lasposiciones posibles entre sí, secorrespondan sus superficies. Esposibles que el radio de curvatura

Figura 2. Hundimiento en el centrodel espejo y pendiente másacentuada en el borde del mismo.

sea alargado un poco con estemétodo: unos cinco o 10 cm má-ximo. Sin embargo, ese radio seacortará aún durante lo que restetrabajando con el abrasivo núm.80, o con los dos subsecuentes, alcabo de lo cual, se llegará con ma-yor aproximación al radio de cur-vatura escogido. Al final del des-bastado, el aficionado habrá em-pleado unas tres horas de su tiempode trabajo efectivo.

Comienzo del alisadoAl comprobarse que se está cercadel radio elegido, se estará encondición de continuar el trabajo

Figura l. Dispositivo para realizarlas pruebas de Foucault,

con el esmerilante que sigue demenor grueso, el núm. 120. An-tes de trabajar con estos granos esobligatorio limpiar todo perfecta-mente. (Esto es indispensablecuando se pase de un esmerila otromás menudo). Se deberá eliminarradicalmente todo lo que quede delabrasivo núm. 80, sin que hayaalgún vestigio de ese material enlos discos, la mesa, los retenes,vasijas, manos, uñas, ropa deloperador y cuanto objeto haya enel lugar de trabajo. Lávense losvidrios con suficiente agua fro-tándolos con una muñeca hechacon trapos que se eliminará. Estaoperación no se debe desestimar


Cuadrantede John Hadd~l~e~~,~I~L~?3;-"':;;'~':':;'~~;:¡_"Í!f--

Figura 3. Prueba de contacto.


pues es sorprendente cómo algúngranito de esmeril suele esconder-se en cualquier parte, sólo paraaparecer en una operación poste-rior, cuando es un material com-pletamente indeseable. Aún lapartícula de un abrasivo fino, de-positada en la brea pulidora, serácapaz de dejar su huella con ra-yas, que se borrarán sólo regre-sando a trabajar con el esmerilque las produjo.

Vuélvase a disponer las cosascomo al principio y continúeseesmerilando con el segundo abra-sivo. Sígase la rotación de los dis-cos pero acórtese la longitud delos impulsos y dése preferencia altrayecto diametral, de modo queelespejo no rebase a la herramientamás de un tercio del diámetro. Des-pués de varias rotaciones, el radiode curvatura se acortará; revísesesu distancia. Como el espejotendrá una textura menos áspera,el reflejo luminoso será más cla-ro. Continúese el trabajo hastaque el radio llegue a 2.5 m o ladis-tancia focal a 1.25 m. Será precisoahondar la concavidad con esmerilde este grado, pues los siguientesserán poco efectivos para modifi-car la curvatura y sólo seemplearánpara alisar gradualmente la super-ficie.

Si se llegó a la medida ya men-cionada, ahora revísense las con-diciones de la superficie. Es muyimportante que los minúsculospozos dejados por el esmerilgrueso, desaparezcan por efectodel abrasivo que le sigue en turno.Esto se detecta por medio de unalupa de fuerte aumento (5x o 6x).Lávese el espejo y después de se-carlo examínese por transparen-cia contra la luz. Mirando conatención, se notarán entre la textu-ra unos hoyitos que se destacan:son los que deberán desaparecer.En estos hay que perseverar desdeel principio. Es erróneo dejar loshoyitos o que la textura del bordedel espejo sea más aspera que ladel centro, en la creencia de quebastará prolongar el trabajo conel último esmeril para que eso des-aparezca, pues no sucederá. Porlo tanto, examínese con atencióntoda la superficie del espejo ycompruébese que la textura seauniforme, tanto en el centro co-mo en la periferia (si se prefieredejar la profundidad con esa últi-ma medición, o aún con 1.30m co-

mo máximo, el espejo funcionará ala perfección, siempre que secumplan las condiciones reco-mendadas para obtener una su-perficie de buena calidad. Sólohabrá de hacerse un tubo de ma-yor tamaño).

En el esmerilado grueso, conlos abrasivos 80 y 120, se procuróexcavar lo más posible paralograr la depresión en menortiempo, pero la concavidad nocorresponde a la réplica de unaesfera que hay que conseguir. Laspartículas del material son dema-siado grandes y es difícil y pocopráctico en esta etapa, el esfuerzopara obtener la curvatura esferoi-dal. Es probable que el espejotenga concavidad hiperboloide(véase figura 2). Para corregir esedefecto es necesario hacer queambos discos entren en contactouniforme en todos los puntos desus superficies. Esa es la impor-tante tarea a seguir, además deconseguir una textura homogé-nea antes de terminar el trabajocon el esmeril 120. Para esto,acórtense los movimientos aflo-jando la presión; sólo influirá elpeso del disco de encima más el delas manos del operador, no habrámás esfuerzo que el dirigir los im-pulsos de vaivén. También pro-cúrese repartir mejor el material ypóngase sólo el indispensable paraque cubra toda la extensión de lassuperficies, sin acumularse en al-guna zona.La prueba del contacto. Lá-

vense ambos vidrios y séquensebien. Con la palma de la mano,límpiese cualquier mota que hayadejado el lienzo o toalla que lossecó. Con un lápiz de grado muysuave o mejor con carboncillo (va-rita de carbón para bocetos enpintura o dibujo), trácense doslíneas en forma de cruz a travésdel diámetro del disco-herra-mienta, o en ambos, si se pre-fiere. Colóquense como si se vol-viera al trabajo, pero ahora sinnada entre ellos. Hágase girar eldisco de encima sobre el interiorconcéntricamente, aplicandocierta presión, o bien, hágase elvaivén, como el esmerilado, perocon movimientos muy cortos, fro-tando durante cerca de medio mi-nuto. Los trazos desaparecen silas superficies son esféricas. Alestar en perfecto contacto las su-perficies, con el frotamiento se

reparten el grafito o el carbón,que dejará de estar concentradoen las líneas y prácticamente des-aparece. Las marcas se borraránparcialmente cuando los discos setocan sólo en ciertos puntos. Conesta prueba se tiene el indicio delas zonas donde quedan espaciosque, midiendo sólo 0.05 de micra(cinco cien milésimas de milí-metro) son significativos paraque la superficie del espejo noproduzca imágenes precisas, si seledeja así hasta el final del proce-so. Puede haber contacto sólo enel borde, o en el centro o en la zo-na intermedia, como se ilustra enla figura 3.

Otro indicio de la forma de lassuperficies se tiene cuando el tra-bajo con abrasivos gruesos está porfinalizar. Obsérvese que en lamezcla de abrasivo yagua se for-man burbujas de diversos tama-ños; en el centro se localizan lasmás grandes. Conforme sea tritu-rado el material, se reducirá el es-pacio entre los discos y entonceslas burbujas se hacen más pe-queñas. Examínese con atención.Si las burbujas del centro se con-servan de mayor tamaño o si seacumulan en la parte central, setiene la señal de que allí hay másespacio libre entre los discos. Losimpulsos no tendrán un desliza-miento uniforme y se produciráuna succión por efecto del huecocentral que hará que los discostiendan a la adherencia. Talesefectos se corrigen al separar elespejo de la herramienta desli-zándolo con un movimiento encurva hacia afuera del área de laherramienta. Al ponerlo nueva-mente encima el material quedamejor repartido para continuarlas operaciones normalmente.Cuando la textura de la periferiasea idéntica a la del centro, secontinuará el trabajo con el ter-cer abrasivo, con el que se com-pletarán los ajustes de la distan-cia focal o radio de curvatura y laesfericidad.

En la tercera etapa, con el esrne-ril de granos medianos (180o 220),es posible el control del radio decurvatura dentro de límitesbastan-te estrechos. Si hay que acortar ladistancia, el espejo se trabajasobre la herramienta; si se ha dealargar, la herramienta se llevaencima. Al estar en las proximi-dades de la distancia escogida, es

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posible mantener casi la mismalongitud alternando las posi-ciones en cada carga de esmeri-lante. Así se dispone de un segurocontrol de la distancia foca!. Alfinalizar este esmerilado, la dife-rencia que haya no excederá delmedio centímetro; con los si-guientes grados y el pulido, se lle-ga a la distancia definitiva.

PrecaucionesAntes de pasar al siguiente abra-sivo se deberá estar seguro de quela concavidad no seaparta de la es-feroidal y que la textura es unifor-me. Se extremará el cuidado delimpieza. El peligro de que aparez-can rayaduras es mayor en las eta-pas siguientes. Cámbiense las es-ponjas, toallas o lienzosy revísenselos utensilios. Si en los bordes delos discos desapareció el bisel re-nuévese usando el abrasivo en tur-no o el siguiente más fino. Losvidrios que presentan bordes áspe-ros o filosos pueden desprenderpartículas causantes de rayas quepodrán ser más profundas que lasde granos de esmeri!.

El esmerilado finoAl continuar el trabajo con los es-meriles finos, a partir del 400, espreferible su uso en suspensiónde agua. En una botella de plásti-co con tapa en pico, como las dealgunas salsas o champúes, pón-gase el esmeril con agua en la pro-porción 1:l. Antes de ponerlo so-bre el vidrio, agítese bien. Vierta-se pocas gotas de la mezcla acuo-sa y continuése con los impulsosde no más de un tercio deldiámetro. En cada una de las car-gas debe comenzarse con movi-mientos muy suaves, sin pre-siones. Si se oye algún ruidoríspido, de inmediato levántese elespejo. Alguna partícula habrádejado una rayadura. Si es leve,podrá continuarse. Vuélvanse alavar los discos y repítanse lasoperaciones con movimientos ca-si centrados, como siguiendo untrazo en W alargada. Esto evitaque se produzcan desigualdadeslocales por repetición de carrerasuniformes. Siendo el rebasa-miento frontal de casi un terciodel diámetro, el lateral será,

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Meade2000 I 30 1/102000 I 36 1/6.32080/50 11102080 J 56 116.32045 o2080 A2080 BMTS - SNGMTS - SNG e I MCOGMTS - SN8MTS - SNO c I MCOGOS - 10/\ 1/4.5OS - 16/\0 1/4.5026C O·· 1/6

1,976 dUs.2,281 dUs.2,433 dUR.2,737 dUR.

925 cus .1,370 d118.1,430 ene.

965 oue .1,030 cne .1.207 dlls.1,278 dlls.

1.287 oue .2,617 cíua .1,248 ene.,.-~

(AXI'•.tiJ PARKS~ OPTICAL

6H 116 Preclsl6n6'· 1/8 PrecIsl6n8·· 116 Preclsl6n

1,046 d1l8.

1.046 ene.1.368 ene.

3 - 9X40 mm WA

4 X 40 mrn WA3· 9X:i2 mm4 X 32 mm c I pe reteje

143 dUR.125 cus ,125 cme.125 ene.

PARTES PARA TELESCOPIOSEspejo 6" l/6 Ü 8EspoJo socundarlo 1.55"Enlocndor 1 .25~Coldn p/08pOjO 6'·I\ral'\a pltubo 7"Portu diagonal 2" 1.55"Anillo pltuba 7H

Discos de iocrureBoece cce 6 X 30ucecucor 6 X 30 90"Baao pura oc.eceoor

177 ene.

51 dlls.61 ons ,44 cue.27 cns ,25 ene.67 ene.57 ous ,54 ene.63 oua.18 dlls.••Edmund

ScientificAstroecao 2001Oc umro« RKE , .25H

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526 oua.50 crue.85 ous .42 oue.18 dU8.

TeleVue-OCULARES

PI0881 1.25·· 26.21,17,13,10.5 Y 7.4

Nuglor 13 mmNaglor 09 mmNoglor 07 mmNoglo, 4.0 mm

wroo Flord 24 mmvvtoe FtOld 19 mrnWldo Flold 15 mm

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365 oue.321 oue.268 oue.214 oue ,241 oue.205 oue.205 ene.116 oue."6 dUR.241 oua.

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1.970 oue.Ore eje 3Gonoais

NOTA:Los o-ccrce NO Incluyon LV.A. Prodo •• sujolos 8 cambio sinprO\olio 8\011..0. P,ogunto por "uostra grlO" \oIarlod8d do or oooc-too; (IiI,ro •• 0;0'.'01>, uurce plocul.r, bl"oClJI.rQ6. ecceeortoe, Ii·

bro ••, map •••. po s tors. etc.j



cuando más, la mitad (1/6). Oca-sionalmente podrá trabajarsecon el método de movimientoscirculares, como los descritos alprincipio en el desbastado, peroahora con trayectos de pocaamplitud, alrededor del centrodel disco inferior. Téngase pre-sente que hay que evitar la unifor-midad. Procúrese dar variacionesa los impulsos para no trabajarsistemáticamente con algún mo-vimiento vicioso -como ciertapresión acentuada en una mismazona de la carrera. En cada tandade seis u ocho impulsos se gira unpoco el disco superior mientras seda el paso lateral hacia el ladoopuesto; estos movimientos de-ben ser pausados, 50 o 60 por mi-nuto como máximo, y si se aflojala presión sobre los discos, el ali-sado se logrará sin desviacionesde la curvatura esférica y de pro-ducirse no serán muy diferentesal promedio de la esfera sino enmagnitud muy inferior al calibrede los granos del abrasivo inter-puesto.

Con el abrasivo 400 y siguientes,las condiciones de la superficie óp-tica en formación se compruebancon más eficiencia al examinar elreflejo de una lámpara visto en lasuperficie esmerilada. Revísese launiformidad de la textura y laforma esférica antes de pasar alsiguiente abrasivo. El espejo de-be estar seco. Sosteniéndolo endirección de la lámpara, se puedeapreciar el reflejo en su superfi-cie. La granulación producidapor el esmeril 400 impide que elreflejo sea brillante, pero sí sepodrá apreciar si es uniforme si lasuperficie refleja por igual en to-da su área. Compárese particu-larmente el borde con el centro yno se pase al siguiente abrasivohasta que el reflejo sea idénticoen toda la superficie. El reflejo sehace más evidente en la textura delos abrasivos finos. Habiendo unángulo corto entre lámpara y es-pejo, el reflejo será casi rasanteen la superficie y el brillo de la luzincidente es intenso. Si se aumen-ta el ángulo entre lámpara y espe-jo la imagen se torna opaca, roji-za y difusa. Entonces es fácil dis-tinguir si el brillo varía de intensi-dad al llevar el reflejo a través detoda el área. El brillo del bordetarda más en igualar al del centro.Si hay alguna otra zona de opaci-

dad, es indicio de que allí hay unadepresión; donde hay más brillo,existe una elevación. Por lo tan-to, no se tiene superficie esfe-roidal uniforme. Continúese eltrabajo hasta comprobar la au-sencia de desigualdades antes depasar a laborar con el siguienteabrasivo.

Al operar con los granos másfinos, la ración esmeril-agua de-positada debe ser la indispensablepara que al poner el disco encimahaya sólo una delgada capa delmaterial. Al principio de cada re-nuevo deben eliminarse las bur-bujas grandes que se forman. Pa-ra esto deslícese el espejo sobre laherramienta con una corta rota-ción hacia su periferia; así se haráque esas burbujas se desplacen ha-cia fuera, dejando sólo la capa deagua y abrasivo entre los vidrios.

Pegado de los discosConforme se progrese con losgranos más finos, hay una ten-dencia creciente a que se peguenlos discos. Es importante evitarlomanteniendo la suficiente hume-dad. Agréguense unas gotas deagua si se siente que el desliza-miento se dificulta. Si se secan lassuperficies, los discos se pegaránfácilmente al quedarse en reposopor un breve momento. Inténtesedespegarlos bajo un chorro deagua que podrá penetrar por susbordes, o también dejándolos su-mergidos por un rato en una ban-deja con agua. Si esto falla, pón-gaseles algún solvente: alcohol opetróleo. Esta situación no es fá-cil remediarla y algunos operado-res han seguido el método extre-mo: el canto de uno de los discosseapoya contra un tope de made-ra. Por el extremo opuesto, apo-yando en el canto del otro disco,poner un madero y sobre éste darun golpe seco con un martillo.Con las debidas precauciones selogrará la separación.

Si hay completa seguridad deque la curva cóncava del espejo esesférica y que su superficie pre-senta una textura uniforme (el es-pejo está semitransparente), con-sidérese haber logrado una de lasprincipales fases de la tarea ópti-ca. El próximo paso es la puli-mentación.@

Prueba del reflejo para el alisadode la superficie.

AclaraciónEn el pie del diagrama de la página37, de El Universo núm. I (primeraparte de estos artículos), dice: "Teles-copio refractor tipo Galileo", debe de-cir: "telescopio refractor".

En la página 36, de El Universo,núm. 2 el pie de la figura 2 dice:"formas de pulir el espejo", y se se-ñalan "Movimientos para-pulir el es-pejo"; debe decir: "formas (o movi-mientos) para desbastar el espejo".

El Universo Núm. 3. Julio-Septiembre 1990 39

Las 88 constelaciones

La constelación del

AguilaBulmaro Alvarado

Continuamos con nuestroaprendizaje del "alfabeto

astronómico", compuesto porlas 88 constelaciones. En estaocasión toca el turno a la conste-lación del Aguila.

MitologíaAltair, nombre de la estrellabrillante de este grupo estelar,procede del arábigo el -nasr-el-tair que significa "el águila quevuela". Sin embargo, su etimolo-gia no prueba per se que los árabesno hayan tomado este nombre delos griegos, como lo hicieron contantos otros.El águila volante de los árabes

fue llamada así para distinguirlade otra águila, de la cual nada su-pieron los griegos o nada nos hancontado. Se trata de nasr-el-waki, que significa "el águila quecae" y es la brillante estrella Vegade la constelación de la Lira, cuyonombre es una corrupción de wakiy sus dos satélites, las estrellas ep-silon y tseta de la Lira que repre-sentan las alas cerradas.

Es muy probable, quizá cierto,que la constelación del Aguilarecibía el mismo nombre tantoentre los árabes prehelénicos co-mo entre los árabes que apren-dieron astrononúa griega. Por otra

parte, no podemos dudar que eláguila de las tablillas babilónicas,que se eleva al ponerse la estrellaSirio, es la misma estrella o grupode estrellas que el actual. Pero lomás extraño es decubrir que lasdos estrellas Aguila de los árabesson reconocidas, como un par, enla remota Australia.

Al respecto, un cuento austra-liano nos narra: "este era unaguilucho que yacía en su nido


Diagrama de la constelación de El Aguila.

presa de pánico, asolado por elhambre y acechado por otros vo-látiles rapaces; sus padres, al pa-recer, se habían olvidado de suexistencia y al cebarse en él la fa-talidad, un viento huracanado loarrancó de los acantilados y juntocon su nido (nuestra Corona Bo-real) empezó a ascender impe-tuoso. Pero el cielo compadecidode su desdicha hizo surgir, casi almismo tiempo pero a cierta dis-

! 11

ev

tancia una de la otra, dos estrellasbrillantes que son las águilas preo-cupadas por la seguridad delaguilucho que olvidaron." La mo-raleja es que el cielo no perdona:el castigo de los despreocupadospadres ha sido vagar eternamenteen los cielos nórdicos sin jamásllegar a compartir el nido con laolvidada ave rapaz.

Sin duda, a los ojos de sus crea-dores, el casi circular grupo de

1

estrellas -en el cual, otros aus-tralianos ven un boomerang; losárabes, un plato desfondado, ylos griegos, un anillo- se parecíaal nido de esta pedagógica fábu-la. Pero el caso de las águilas esmás notable. No creemos que lasdos estrellas del relato tengan re-lación con la Corona Boreal. Setrata, pues, de las estrellas que ac-tualmente llamamos Altair y Ve-ga. Altair es águila tanto para los

griegos como para los árabes; Ve-ga -aunque los griegos sólo laconocieron como Lira- es tam-bién un águila para los árabes:águila posada, en tanto Altair eságuila que vuela.

Por otra parte, es importantemencionar que e'l número deestrellas que conforman la cons-telación del Aguila varió siempre,según consta en las figuras dePtolomeo, Hiparco, Arato y Eu-

doxo. Cuando fue dibujada porprimera vez sólo contenía cuatroestrellas: la cuarta de ellas, pro-bablemente la más pequeña, estácerca de Altair porque era, sinduda la más pequeña en la épocade Ptolomeo. Actualmente esdifícil distinguirla por el resplan-dor de su vecina, hoy más brillan-te que en tiempos de los antiguos.

Otra consideración al respec-to, señala que al sur de la conste-lación del Aguila existen variasestrellas -aunque débiles, dis-tinguibles- que en las figurasantiquísimas formaban parte deotra constelación: la de Antinoo.Antinoo, quien murió ahogadoen Egipto, era uno de los esclavosfavoritos del emperador Adriano.Para congraciarse con el monar-ca, sus aduladores elevaron la fi-gura del súbdito a los cielos. Noobstante, esta constelación ter-minó sus días al igual que la delToro, de Poniatowski; la de lasRegalías, de Federico; la del Ar-pa, de George y la del Gato, deLalande.

Nombre y localizacióndel AguiJaDeriva del griesgo Ad-óJ. y dellatín Aquila Aquilae que signifi-can águila,

Para localizarla, seguiremos trespasos: tomando como guía la es-trella Alfa (Deneb) de la conste-laciónde Cygnus, hay que identi-ficar dos estrellas de primeramagnitud que con la anterior for-man un triángulo muy notable: laestrella que se encuentra en elextremo sur será Altair, es decir,la estrella Ci (alfa) de la constelacióndel Aguila. Identificada A Itair, launimos a otras dos estrellas ubi-cadas a cada lado para presenciarla parte esencial de nuestra conste-lación: después identificaremos lasestrellas circundantes restantes.

En el movimiento de ascenciónrecta, de este a oeste, la veremosaparecer delante del Delfín y detrásde la Serpiente, Ofiuco y Hércules.

Respecto a la época del año enque pasa por el círculo horario lo-cal, estará acompañada de Cefeus,Cygnus, la Flecha, Sagittarius, elPavo y el Octante.

Descripción de laconstelaciónAltair, o alfa del Aguila, es unaestrella azul caliente, muy cerca-na a nosotros (5 parsecs). Su lu-minosidad es ocho veces superiora la del Sol, en tanto su diámetrolo es 2.2 veces. Junto a una gigan-te como Deneb, Altair parece seruna estrella mediocre. A juzgarpor el espectro, la distancia entreAltair y nosotros se reduce 26 kmcada segundo.

Inmediatamente abajo de AI-tair, más cerca del horizonte, en-contraremos la ceféida brillanteeta del Aguila, cuya variabilidadfue descubierta por un amigo yvecino de John Goodrike, Ed-ward Pigott (1750-1807) quienera un magnífico investigador delas estrellas variables. El des-cubrimiento tuvo lugar a finalesde. 1783, un año antes de des-cubrir la variabilidad de la deltade Cefeus. Sería másjusto llamara las estrellas variables de este tipo"aguiladas" y no "ceféidas"; sinembargo este último nombre se haconservado históricamente. Lavariable eta del Aguila es unatípica ceféida, con un periodo de7.18 días. Finalmente en la cons-telación del Aguila hay variasestrellas dobles, algo débiles porsu brillo.@


PLANETARIO DEL CENTROCULTURAL ALFACoetzacoalcosNo. 1000Fracc. CarrizalejoGarza Garda. Nuevo LeónApdo. Postal 1177Monterrey. N.l.Lada (83) 78·38·16

78·35·52

Directorio Nacional

PLANETARIO DE LA ESCUELANAUTICA MERCANTE DE MAlATLANCalz. Gabriel Leyva si nMazatlán, Sin.Lada (678) 1-24-86

PLANETARIO ~ LA ESCUELANAUTICA MERCANTE DE TAMPICOBoulevard Adolfo lópez Mateas y FidelVelázquezTampico, Tamps.c.r. 89000Lada (121) 2-55-21

PLANETARIO DE LACIUDAD DE MORELlACalz. Ventura Puente y TicatemeMorelia, Mich.cr. 58070Lada (451) 4-62-84

4·24-65 PLANETARIO "LUIS ENRIQUE ERRO"Av. Wilfrido Massieu sinUnidad Profesional ZacatencoApdo. Postal No. 75-271México, D.F.e.e. 073005-86-28-475-86-28-58

PLANETARIO DEL CENTROCULTURAL TUUANAAv. Paseo de los HéroesZona del Río TijuanaTijuana. Baja California Nortec.r. 22320Lada (66) 84-11-11

84-11-29 PLANETARIO DEL MUSEOTECNOLOGICO DE c.F.E.2a. Sec, del Nvo. Bosque deChapultepecApdo. Postal 18-816México, D.F.c.P. 11850Sede de la AMPAC2-77-57-795-16-13·57

PLANETARIO DEL CENTRO DECIENCIA Y TECNOLOGIA "SEVERODIAl GAlINDO"Av. Flores Magón y Calz. IndependenciaNorte. Sector HidalgoGuadalajara,Ja\.Lada (36) 37-22-50

PLANETARIO DEL PARQUERECREATIVO CHAPUL TEPECParque de ChapultepecCuernavaca, Mor.Lada (73) 15·17-74

15-15-49

PLANETARIO DE LA ESCUELANAUTICA MERCANTE DE VERACRUZ"FERNANDO SllISEO y TORRES"Blvd. Manuel Avila CarnachoVeracruz, Ver.cr. 91700Lada (29) 31-04-68

PLANETARIO VALENTE SOUZA DELA SOCIEDAD ASTRONOMICA DEMEXICOParque Felipe XicoténcarlIsabel la Católica y CédízCol. AlamosApdo. Postal M-9647México, D.F.519-47-30

PLANETARIO DE LA HEROICAESCUELA NAVAL MILITAR ANTONlIZARDOPuerto Antón lizardoVeracruz, Ver.c.P. 95260

PLANETARIO NUNDEHUICúspide del Cerro del FortínApartado Postal 112Oaxaca, Oax.c.r. 68050Lada (951) 5-24-35

PLANETRIO DE SAN LUIS rorosrParque Tangamanga 1Calle 13 No. 706Col. Industrial AviaciónSan Luis Potosí, S.l.P.cr. 78140Lada (481) 7-52-95

PLANETARIO DE PUEBLACentro Cívico Cultural 5 de MayoPuebla, Pue.Lada (22) 52·30-99

35-20·99 PLANETARIO VIAJEROPujato No. 64Col. lindavlstaMéxico, D.F.c.P. 07300754-29-61586-68-50

PLANETARIO TABASCO 2000Prol. del Paseo TabascosinVillahermosa, Tab.Lada (931) 3-38-41

Efemérides

Alberto González Solis

OBSER VA TORIOS

Observatorio Luis G. León Observatorio Cerro de lasAnimasCerro de Las AnimasChapa de Mota, Estado deMéxicoLongitud 99° 31' 23.4" W

= 6h 38m 05.5sLatitud + 19° 47' 24"NAltitud 3 070 m.

Parque Santiago F. XicoténcatlColonia Alamos, México, D.F.

Longitud 99° 08' 30" W= 6h 36m 34s

Latitud + 19° 23' 55" NAltitud 2 246 m

"

1990 Octubre-Diciembre

!\k, Dia Hora Tiempo Univcrsal = (-6 hdel meridiano 90° W.G. -hora delcentro)

Octubre 8 14 Aldebarán en conjunción con la Luna8 19 Marte a Y' al S de la Luna

11 1:" PO//I/X a 6" al S de la Luna12 20 Júpiicr al" al N de la Luna*14 16 Regulus a Y' al S de la Luna16 08 Mercurio en conjunción con Venus22 04 Mercurio en conjunción

superior con el Sol18 D Venus a 7" al N de la Luna18 15 Mercurio a 6" al N de la Luna22 08 Antares a 0.6° al S de la Luna*23 16 El Sol en Escorpión24 15 Urano a 1.9" al N de la Luna25 02 Neptuno a 3" al N de la Luna25 17 Sat urno a 1.1" al N de la Luna

Noviembre 5 02 Marte a 3° al S de la Luna7 21 Pollux a 6° al S de la Luna9 07 Júpiter a 2° al N de la Luna

10 14 Regulus a 3° al S de la Luna14 20 Spica a 3° al S de la Luna16 03 Mercurio a 3° al N de Antaresl7 20 Venus a 5° al N de la Luna18 15 Antares a 0.7° al S de la Luna*18 20 Mercurio a 2° al N de la Luna20 23 Urano a 1.6° al N de la Luna21 10 Neptuno a 2° al N de la Luna21 13 Sol en Sagittarius22 04 Saturno a 0.6° al N de la Luna*27 21 Marte en la oposición"

*Eventos interesantes y ocultaciones.

Diciembre 1 23 Marte a 3° al S de la Luna5 06 Pollux a 6° al S de la Luna6 07 Mercurio en máxima elongación;

210 al E del Sol (vespertino)6 16 Júpiter a 2° al N de la Luna7 21 Regu/us a 3° al S de la Luna

10 08 Mercurio a 1.3° al S de Urano12 03 Spica a 3° al S de la Luna15 21 Antares a 0.7° al S de la Luna*18 05 Mercurio a 0.6° al N de Urano*18 06 Venus a 10 al N de la Luna18 08 Mercurio a 20 al N de la Luna19 00 Mercurio a 1.4° al N de Venus19 10 Venus a 0.60 al S de Urano19 15 Saturno a 0.2° al N de la Luna*22 03 Sol en Capricornus. Solsticio de

invierno24 08 Mercurio en conjunción inferior

con el Sol28 13 Marte a 2° al S de la Luna29 21 Aldeberán en conjunción con la

Luna... ~~------_ .._~~~-

Hora sideral(i\ o horns del meridiano 90 W.G. Tiempo Est ándar del Ccuno)

Octubredía h m

1 00 38 5211 01 18 1721 01 57 4331 02 37 08

Noviembredía h m s

1 02 41 051,0 03 16 3420 03 55 5930 04 35 25

Diciembredía h m s

1 04 39 211105184721 05 58 1331 06 37 38

(Tiempo Sidereo se adelante a Tiempo Medio :1m :"6."6 s en 24horas)

Días julianosA la' 12IH)J<I,(k Ill'11I!,ll\:J1I\l'I'<lll'(llllICll/<111, o.t u lu r 1, 1) . .1.J.+48/M, Noviembre 1, D.J. 2448197; Diciembre 1, D.J. 2448227

I

1Fases de la Luna

Octubredía h m

Luna llena O 4 12 02

Noviembredía h m2 21 48

Diciembredía h m

2 07 5031 08 35

Cuarto CImenguante 11 03 31 9 13 02 9 02 04Luna nueva. 18 15 37 17 09 05 17 04 22CuartoCreciente J) 26 20 26 25 13 11 25 03 16

Ocultaciones por la Luna

Noviembre 22. Saturno. Visible en NO del Atlántico yPacífico surDiciembre 15. A las 22 h Antares: en NE de Asia, Alaska y O deNonteamérica.Diciembre 19. A las 15 h Saturno; S de Sudamérica y AfricaCentral.


Reseñas

Gómez Silva, Roberto,La cuenta regresiva ... conti-mía, Ed. Lirnusa-Noriega, Méxi-co, 1990, la. cd., 127 pp.Todo empezó el 4 de octubre de1957: la Unión de Repúblicas So-viéticas Socialistas tomaba la de-lantera en la "carrera espacial",al lanzar y poner en órbitaelíptica -a 900 km de apogeo-al primer satélite artificial, elSputnik l.

Más tarde, el 12 de abril de1961, el joven astronauta rusoYuri Alexeyevich Gagar in , seconsolidó como el primer con-quistador del espacio sideral, allograr atravesar la atmósfera yviajar en órbita alrededor del mun-do durante hora y media, en suvehículo espacial de casi cinco milkilogramos de masa.

Iniciada la carrera, EstadosUnidos no podia quedarse a la za-ga y j vaya que no fue asi! Prontose anotó su primer gran triunfo alponer al primer hombre en la Lu-na: eil A. Armstrong. Era el 20de julio de 1969 y Neil daba suprimer paso lunar.

Pero estos grandes saltos parala humanidad no constituyeronmás que el principio de la historiade la act ividad espacial, carrera ala que pronto se han incorporadoor ras potencias; carrera ascen-dente, descubridora de múltiple,conocimientos y generadora demaravillosas tecnologías; carre-ra, cuya metal final -espere-mo,- sea liberarse de las Irom c-ras geográficas. política, : ideo-lógicas, en beneficio de la hu-manidad.

..

'!'

..•.

Un revolucionario programa es-pacial estadounidenseExperto en la aeronática y amantede la actividad espacial -queaumenta día a día en todo elmundo-, el capitán Roberto Gó-mez Silva nos transmite en su libro,con un lenguaje claro, sencillo yameno, información técnica bá-sica sobre los componentes, siste-

mas, procedimientos de opera-ción y características de uno delos programas estadounidensesmás importantes: el Sistema deTransporte Espacial, cuya versa-tilidad -dice el autor- permitediferentes variantes de operacióntanto espacial como de vuelo at-mosférico.

Después de los programasApollo y Skylab, el interés de losestadounidenses se concent ró enla producción de un vehículo or-bital capaz de insertar en órbitabaja grandes volúmenes de carga:los transbordadores u orbiiado-res espaciales.

La flota de orbitadores de-mostró, en múltiples ocasiones,su gran capacidad de carga útilpara transportar satélites, equipoy personal. Las cxitosas misionesfueron abrupt amcru e frenadaspor cl lamentable accidente delt ransbordador Ch u l l e n g e r,ocurrido cl 28 dc enero de 1986.

LI autor dc La cuenta regresi-va ... continúu nos acerca al dra-mat ismo de la tragedia, nos expli-ca las causas que originaron tanfat idico percance y señala las rno-di Iicacioncs hechas, tras variasinvestigaciones, a los vehículosespaciales restantes: el Disco-\'e/y, el Cotumbia y el A tlantis.

Además, el capitán Gómez Sil-va analiza la vida y la industriali-zación en el espacio. ¿ Indust riali-zucion't Sí, término que -señalael autor- se originó en el progra-ma del transbordador y que se-gún un reporte de la ComisiónEspacial de Estados Unidos, en-globará a t res grupos de empre-sas: las industrias de apoyo en lasuperficie terrestre, las empresasespaciales con mercado para susproductos en el planeta y las in-dustrias cuyo mercado se locali-zará precisamente en el espacio.

Finalmente, el autor nos infor-ma de los más recientes progra-mas de trabajo de la NationalAeronautics and Space Adminis-tration, la NASA.

Norma Herrera

Haycan S"Rckuividod ptrr« princiniantcs,Colección . 'La Ciencia de-deMcxico"; núm. 7R., Fondo dcCultura lconómiva , IIR pp.

Acepté con mucho gusto la agra-dable tarea de reseñar otro librodel doctor Hacyan. Habiendoleído y reseñado otro de sus libros(Hoyos negros ... ) para esta mis-ma revista, decidí tomarme untiempo -¿o deberia decir cspa-cio tiempo?- especial para dis-frutar a mis anchas de esta lectu-ra. Así, entonces, con los con-ciertos de Brandenburgo de Bachpara acompañar este divert irncn-to núm. 2 para neurona y est rellasen divulgación mayor de Hacyan,me dejé llevar. . ,

"La Tierra se mueve en el espa-cio como un grano de polvo en unvendaval: gira alrededor del Sol a30 kilómetros por segundo, y esteastro se mueve a su vez a 300 kiló-metros por segundo alrededor delcentro de la Vía Láctea, que es só-lo una galaxia entre los millonesde galaxias que efectúan un bailecósmico enlazadas por sus mu-tuas interacciones gravitaciona-les", De esta manera comienza elautor su libro, que trata, desdelo que es un sistema de referenciaincrcial, el sistema de rcf'crcn-cia absoluto buscado por Ncwi ony su postulación de la existenciadel éter, la naturaleza de la luz,las fuerzas que actúan a distanciacomo la gravitatoria y la electro-magnét ica, hasta conceptos co-mo los de naves alimentadas deuna combinación de materia conantimateria para hacer viajes in-terestelares, partículas que viajana una velocidad mayor que la dela luz y que, por ese "simple"hecho, viajan al mismo tiempohacia el pasado, etcétera. ¿Sabíausted que una nave construidacon la actual tecnología espacial(con combustibles químicos: tar-

daría alrededor de 400,000 añosen llegar a la estrella más cercana?

¿Sabía que si usted está dentro

de un elevador y repentinamenteempieza a sentir que" flota", nohay manen! (sin mirar hacia afue-ra, claro está) de que usted puedadiferenciar entre si está cayendolibremente o le desactivaron elcampo gravitacional terrestre?Mejor lea este interesante libroque vale la pena leer. Simplemen-te, déjese llevar.


Héctor Ceceña

Planetario RFP DP2 de Carl Zeiss Jena

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El universo Núm 3

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