El Universo Núm.10

Sociedad Astronómica de México, A.C.ISBN 0186-0577 Núm. 10 N$20 (precio Pacto) US $5 (extranjero)

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Indice Portada:Una de las mejores fotos deleclipse total de Sol del 3 denoviembre de 1994, tomadadesde el altiplano boliviano.(Foto: Francisco Diego)

EL UNIVERSO NÚM. 10Nueva épocaAbril-Junio 1995

El mensajero sideral 2 Fotografía astronómica 20Las imágenes del eclipse de Iguazú

Cúmulos 3

Tecnoticias 6 Universo 22Escalas en el Universo observable 1Eduardo del Pozo, José R. Valdés y Jesús Soto

Marconi y el centenario de laradiocomunicaciónJosé de la Herrán

Construya su telescopio

UniversoNebulosas planetariasJulieta Fierro

Bóveda celeste 11 Introducción a la astronomía 32Marte y los asteroidesConstruya una plataforma ~

ecuatorial astrográfica portátil Leopoldo Urrea Reyes

Alberto Levy

Diccionario astronómico 34Protagonistas 14La astronomía fértil Las 88 constelaciones 36Entrevista con el Dr. Bulmaro Alvarado La Osa Mayor 11Miguel Ángel Rivera Bulmaro Alvarado

Efemérides 40Universo 17El eclipse de Iguazú Mapa estelar 44Leopoldo Urrea Reyes SAM Actividades 47

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El mensajero sideral

La Sociedad Astronámica de México, A. C. lamenta profundamente elfallecimiento de su destacado socio

Dr. Othón Betancourt VzllaseñorAcaecido el 28 de marzo de 1995 y se une a la pena que embarga a sus

familiares y amigos

La Sociedad Astronámica de México, A. C. lamenta profundamente elfallecimiento de su destacado socio

Napoleón Correa CorreaAcaecido el 20 de marzo de 1995 y se une a la pena que embarga a sus

familiares y amigos

De la Asociación Chilena de Astronomía y Astronáutica (ACHA yA)

Señor Ing. Leopoldo Urrea ReyesPresidenteSociedad Astronómica de México, AC.

Estimados amigos:Con mucho gusto leímos la carta que nos enviaron. Al mismo tiempo queremosagradecer sinceramente el envío de vuestra excelente revista El Universo, la queofrece amplia información sobre eclipses de Sol y otros temas, los cuales resultaránde mucho interés para preparamos en la observación del próximo eclipse del 3 denoviembre de 1994.

Nos alegra mucho saber que reciben el boletín ACHAYA. A través de la presentedeseamos confirmar la comunicación existente entre nuestras instituciones.

Agradeciendo vuestra gentileza para con Achaya, reciban nuestros cordialessaludos.

HerllfÍn VillarroelPresidenteAchaya

Elías Rui:Secretario

Achaya

La Sociedad Astronómica de México agradece el apoyo del Consejo Nacional de Ciencia yTecnología y la Subsecretaría de Investigación Científica y Educación Superior de la SEr parala publicación de El Universo.

El Universo, revista trimestral coleccionable de la Sociedad Astronómica de México, A.C., fundada en

1902. Registro de la Administración de Correos como articulo de 2a. Clase otorgado en diciembre de 1941.

Los articulos expresan la opinión de los autores y no necesariamente el punto de vista de la Sociedad

Astronómica de México, A.C. Se autoriza la reproducción parcial o total de los artículos siempre y cuando

se cite la fuente. Núm. lO, Epoca III, Año XCIII, abril-junio de 1995. Toda la correspondencia puededirigirse a El Universo, Apartado Postal M9647, 06000 México, D.F. o a la Sociedad Astronómica de

México, Parque Felipe S. Xicoténcatl, Colonia Alamos, 03400 México, D.E Tel. 519-47·30.

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Fundada en 1902

SOCIEDAD ASTRONÓWCA DE MÉXICO

PresidenteLeopoldo Urrea ReyesVicepresidenteArmando Higareda LlamasSecretario AdministrativoDionisio Valdés MendozaTesoreroRafael Zaldo HernándezPrimer VocalAlberto González SolísSegundo VocalMiguel Ángel Figueroa NúñezCoordinador de Directores de la Comisión deActividadesArmando Higareda LlamasDirecciones:De Relaciones PúblicasJosé de la Herrán VillagómezDe BibliotecaBlanca Leticia MacíasDel Taller de ÓpticaAlberto González SolísDel Planetario del "Ing. Joaquín Gallo"Bulmaro Alvarado JiménezDe la Unidad del Parque "Francisco Villa"Francisco Mandujano OrtizDel Planetario "Valente Souza"Eduardo Gastelum MijangosDel Observatorio "Luis G. León"Alejandro Muñoz CabelloDel Observatorio "Othón Betancourt"Fernando Correa DomínguezDel Observatorio Cerro de Las ÁnimasRafael García ArámbulaDel Grupo Cri-eriLaura Hernández ArróyaveDel Taller MecánicoRaúl CanalesDe Fototeca, Diapoteca y VideotecaMiguel Ángel Figueroa Núñez

UNIVERSOEditorJuan Tonda MazónJefe de RedacciónEdgar Gómez MarínDiseñoRebeca CerdaFotografíaAgustín Estrada y Alberto LevyProducción editorialADN Editores, S.A. de c.v.

El Universo Núm. lO, Abril-Junio 1995

Cúmulos

Francisco Javier Mandujano O.

La atmósfera de Quirón

Recientemente se ha compro-bado que la atmósfera que

rodea al cometa más grande quese conoce (2060 Quirón) es depolvo, según imágenes del mis-mo registradas en el Observato-rio Nacional en Arizona entrefebrero y marzo de 1993 median-te laCámara Planetaria del Teles-copio Espacial Edwin Hubble.

El grupo de observadores for-mado por Karen Meech, Marc

Los cometas Quirón y Halley.

El Universo Núm. 10, Abril-Junio ]995

Buie y Michael Belton encontróun cambio en el brillo de la cabe-llera de Quirón a una distancia de1,200 kilómetros del núcleo. Seinterpretó esta información comoun limite entre el polvo unidogravitatoriamente al cometa y elque escapa de éste.

Estas observaciones confir-man un modelo de polvo pro-puesto originalmente por Meech _y Belton en 1990. En tal modelo,las partículas de polvo se formancuando se subliman el monóxidode carbono y otras sustanciascongeladas. Los gases formadosempujan el polvo de la superficiede Quirón. Según se ha podidoapreciar, el tamaño de este come-ta comparado con el del núcleodel Halley resulta por mucho gi-gantesco.@

Ida y su satélite Dactyl

No es cierto que sólo la Tierra,Marte, Plutón y los planetas

gigantes poseen satélites. La son-da espacial Galileo, en su caminohacia Júpiter, recientemente des-cubrió que Ida, un asteroide de 57kilómetros de largo, también tie-ne un satélite que ha sido bautiza-do con el nombre de Dactyl. En

las fotografías se distingue unpequeño cuerpo de 1.5 kilóme-tros de diámetro, en órbita a uncentenar de kilómetros delasteroide. ¿Cómo se ha podidosatelizar esta luna alrededor deIda? Esto toda vía no se sabe, perolos datos obtenidos por Galileosugieren que los dos cuerpos es-tarían constituidos por el mismomaterial. Por tanto se puede ima-ginar que Ida y su luna se habríanformado al mismo tiempo, porfragmentación de un cuerpo ma-yor.

Éste también habría origina-do toda una familia de asteroidesque acompañan a Ida en su tra-yectoria. Dactyl es demasido pe-queña para que se pueda obser-var desde un observatorio terres-tre: la fotografía del Galileo se

Grabado de Durero

tomó desde una distancia de diezmil kilómetros. Como sólo es elsegundo asteroide (después deGaspra) que se ha observado tande cerca, es posible que estospequeños cuerpos del SistemaSolar estén dotados a menudo desatélites. Esto podría explicarporqué algunos grandes cráteres deimpacto en la Tierra parecen es-taracompañados de un cráter máspequeño; se trataría de los vesti-gios del choque de un asteroide yde su luna.@

Muros cósmicos al sury al norte

De acuerdo con un estudio dedistribución de las galaxias

en una región del cielo del hemis-ferio sur, en el que se eligierontodas las galaxias cuyo brillo es

Distribución degalaxias. Lo... ~:::::_ ---I

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superior a un determinado valory cuya distancia se determinómediante espectroscopía Dop-pler, se ha obtenido la distribu-ción de 3,525 galaxias en las tresdimensiones del espacio. Estadistribución es extremadamenteirregular, con grandes filamentosen los que se concentra la mayo-ría de las galaxias, separadas porburbujas casi vaCÍas. El mayorde estos filamentos, el "Muro delSur", mide más de 150 millonesde años luz de largo, lo que supe-ra a todos los supercúmulos degalaxias conocidos.

El mismotipodeestudio,efec-tuado en una región del cielo delHemisferio Norte, también habíarevelado una estructura en formade esponja y un "Gran Muro". Alsur y al norte, habría muros portodas partes pero los modeloscosmológicosexplican malla for-mación de estructuras tan gran-des. Simplemente, no ha transcu-rrido bastante tiempo desde elinicio del Universo, hará unosdiez mil millones de años, paraque se haya podido agrupar tantamateria por efecto de la grave-dad. Mientras el "Gran Muro"era el único de su especie, losescépticos podían decir que los

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observadores se habían encon-trado por casualidad con una es-tructura excepcional. Pero condos muros cósmicos el argumen-tos se debilita. Se están realizan-do varios estudios de este tipo,pero de mayor amplitud o son-deando más profundamente pe-queñas regiones del cielo. Estopermitiría saber si el Universocontiene muros aún mayores. @

La supernova de los bucles

En 1987 explotó la "supernovadel siglo" en la Nube Mayor

de Magallanes y desde entoncessigue provocando sorpresas a losastrónomos. Uno de los proble-mas recientes es el ani Ilo gaseosobrillantequerodeaaestasuperno-va según las imágenes tomadas

tanto desde observatorios terres-tres como desde el TelescopioEspacial Edwin Hubble. Ahoraya son tres los anillos encontra-dos. Desde luego que los astró-nomos no están sorprendidos porencontrar materia alrededor de lasupernova, ya que, antes de laexplosión, la estrella masiva quetenía por nombre Sanduleak-69°202 tuvo que pasar por unas fasesllamadas de supergigante duran-te las que se esca pa materia de laestrella en forma de viento este-lar. Pero como la estrella es esfé-rica, se esperaba que la materiafuese eyectada en forma de con-cha, en vez de un anillo. Hastaahora, las explicaciones propues-tas por los astrónomos no soncompletamente satisfactorias; por

GalaxiaDwingeloo l.

Supernova en 8.

ejemplo, por razones misterio-sas, la estrella parece haber deja-do escapar mucha más materiapor el ecuador que por los polos.

Dos astrónomos han propues-to una explicación más natural.Hace unos diez millones de añosse formó la estrella en un discodegas y polvo. Su intensa radiaciónultra violeta evaporó luego todaslas regiones internas del disco.Por tanto, en el momento de laexplosión quedaba un anillo degas alrededor de la estrella, delque vemos actua Imente su bordeinterior. Pero por lo que respectaa los otros dos anillos, que dibu-jan un gran ocho alrededor de laestrella, según las imágenes for-madas en 1994 por el EdwinHubble (ya reparado), los astró-nomos todavía están rodeadospor una espesa niebla ...@

Galaxia recién descubierta

Situada a solamente unos 10millones de años luz de la Vía

Láctea hay una galaxia espiralbarrada quese localiza en la cons-telación de Casiopeia y que esconocida como Dwingeloo l. Eldescubrimiento fue publicado el3denoviembrede 1994.Elpolvoyel gas de la Vía Láctea bloquea-

El Universo NI"IIIl. 10, Abril-Junio 1995

Astrolabio de Regiomontanus.

La nebulosa del Tornado.

ban la luz de muchas galaxiassemejantes. Sin embargo, unradiotelescopio como el de 25metros de Dwingeloo en Holan-da puede penetrar este polvo ydetectar la radiación de longitudde onda de 21 cm. La primerafoto de esta galaxia se obtuvodespués mediante el telescopioIsaac Newton de Palma de Ma-llorca, en las Islas Canarias. @

cidad del emisor. En este caso, laradiación electromagnética quese analiza varía ligeramente conel ritmo de las ondas sísmicasque, al afectar todo el planeta,hacen oscilar a la alta atmósfera.Es extraordinariamente delicadodetectar esta variación, ya que laseñal es muy débil. La amplituddel movimiento es de un cente-nar de metros y los periodos sondel orden de la decena de mi-nutos.

Para medir exactamente estasvariaciones de frecuencia, se uti-lizan dos métodos espectromé-tricos diferentes. El primero, lla-mado "espectroscopía por reso-nancia", compara la frecuenciade la raya del sodio emitida por elSol y reflejada por las nubes deJúpiter con la medida de una cé-lula de sodio de referencia. Elsegundo que utiliza un espectro-fotómetro de transformada deFourier mide el desplazamientoDoppler del conjunto de rayasasociadas al metano de la atmós-fera de Júpiter cuya referenciaproporciona el láser metrológico.

durante más de una década. Susprimeras apreciaciones mostra-ron una nebulosa espiral en for-ma de embudo, por lo que variosastrónomos supusieron que setrataba del remanente de una ex-plosión de supernova. Pero laubicación del Tomado (en líneacon el centro brillante de nuestragalaxia) hace muy difícil su ob-servación. Usando un arreglo deradiotelescopios en Australia ycoloreando la imagen ha sidoposible encontrar la forma quepresenta. Las áreas de color rojoparecen ser zonas de emisión in-tensa, las amarillas y azules sonprogresivamente menos intensas.Aunque todavía no es posibledeterminar de qué se trata, se creeque es el efecto de un pequeñoagujero negro que emite materiagaseosa desde los polos; así, con-forme orbita una estrella másmasiva, los chorros trazarían laforma de un cono como si setratase de un trompo en rotación.Otra posibilidad es quesetratedeuna nebulosa producida por es-trellas fuera de nuestra galaxia;podría tratarse de un par de ga-laxias interactuando. @

lejos, Halley es capaz de damosalgunas sorpresas. En 1991, mos-tró una repentina erupción quefue detectada por casualidad;habría arrojado entonces alrede-dor de un millón de toneladas degas y de polvo al espacio, lo quedemuestra, contra todo lo espera-do, que el cometa de Halley toda-vía puede desplegar cierta activi-dad aun encontrándose muy le-jos del SoL@

Observando al Halley

El célebre cometa de Halleyrecientemente observado en

1986, no volverá a ser visto por lamayoría hasta el año 2061. Sinembargo, unos astrónomos delObservatorio Europeo Austral(ESO) usando el Telescopio deNueva Tecnología con una expo-sición de cuatro horas, han logra-dotomarle una fotografía cuandose encontraba a 2,820 millonesde kilómetros del Sol, esto es máslejos que Urano ya casi la mitaddel camino del punto de su tra-yectoria más alejado del Sol(afelio). En la foto, el cometa yano revela signos de cauda. Ahoraque se ha demostrado que es po-sible verificar la posición del co-meta, tiene la intención de se-guirlo hasta el afelio. Incluso tan

Las oscilaciones de Júpiter

De la misma manera que elSol, Júpiter, esa gran esfera

fluida, vibra. El estudio de estasoscilaciones permite acceder ainformación inédita sobre el inte-rior del planeta, completamenteoculto tras las espectaculares ban-das de nubes de su atmósfera. Lasoscilaciones procedentes de lasregiones profundas del planeta,se traducen en la superficie enpequeñas variaciones de la fre-cuencia de las rayas espectral esemitidas por su atmósfera. Deeste modo, el estudio sismológicodel planeta revela su interior.

El fundamento de su registrose basa en el efecto Doppler que,en acústica, explica cómo varíala altura de un sonido con la velo-

El huracán del espacio

La nebulosa del Tomado haintrigado a los astrónomos

El Universo Núm. 10, Abril-Junio 1995 5

Tecnoticias

Marconi y el centenario dela radiocomunicación

José de la Herrán

; Cuál es el invento que más ha cambiado la" forma de vida de la humanidad?, es difícilasegurarlo; pero sin duda alguna, la radio-comunicación está entre los cinco primeroslugares.

Es también difícil imaginar, aunque seapor un instante, qué seria de nosotros si depronto desapareciera la posibilidad de comu-nicamos mediante las ondas de radio ... Paraestar al tanto de los acontecimientos, depen-demos cotidianamente del radio y de la tele-visión; la aviación no seria confiable sin laradiocomunicación; los barcos quedariandesconectados del mundo en sus travesías;desde luego, la era espacial, con sus naves ysatélites, no hubiera tenido lugary no tendría-mos teléfonos celulares ni una infinidad deotras aplicaciones. Tampoco existiria laradioastronornia, ciencia que nos ha permiti-do conocer un aspecto completamente nuevoy diferente del Universo que nos rodea.

Recordemos también que, cuando ocu-rren grandes calamidades, terremotos, inun-daciones, etc., no faltan radioaficionados quede inmediato habilitan redes de comunica-ción, dan a conocer la magnitud de la catás-trofe para tomar las medidas más urgentescon las que se salvan multitud de preciosasvidas.

Celebramos este año el centenario deladvenimiento de la radiocomunicación y tam-bién a Guglielmo Marconi, quien fue el pio-nero de dicho concepto y de su desarrollo.Guglielmo Marconi vivía en las afueras de

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GuglieLmo Marconi nació en Bolonia, Italia, eL25 de abril de 1874.

Bolonia, Italia, donde su familia tenía unafmca llamada Villa Grifone. A los 20 años,durante un viaje de paseo por Alemania,Marconi lee los trabajos de Heinrich Hertz yregresa casi obsesionado con la idea de apli-car las ondas hertzianas en la comunicacióna distancia. De inmediato habilita en su labo-

ratorio, situado en el desván de la casona, losaparatos que Hertz describía en el artículo ya los pocos días logra los primeros resulta-dos. En la primavera de 1895 se le ocurreinstalar un conductor eléctrico a la salida desu rudimentario transmisor telegráfico y asísurge el concepto de antena con la que logra

El Universo Núm. 10, Abril-Junio 1995

Uno de los primerosaparatos inventadospor Marconi, a los 20años de edad, paraprobar la existenciade la transmisióninalámbrica.

comunicarse a cientos de metros de distan-cia, todavía dentro de la Villa.

Aquel mismo año, ya con su patente entrámite, acude a las autoridades boloñesaspara ofrecerles su invento, pero éstas nomuestran mayor interés en él; aunque algodesanimado, no ceja en su empeño y le pidea su madre que lo recomiende mediante suprimo en Inglaterra, a donde Marconi sedirige de inmediato.

Ya en Londres, W. Preece, jefe de lostelégrafos ingleses, lo recibe y queda impre-sionado con la primera demostración de "te-legrafía sin hilos" que Marconi realiza sindificultad. Le ofrece aljoven facilidades paraseguir adelante y pocas semanas despuéslogra Marconi atravesar el canal de Bristol,una distancia de 14 kilómetros ...

Por su logro y con el apoyo económico delgobierno inglés, forma la Marconi WirelessCo., mejora sus sistemas de recepción yconsigue comunicarse con los barcos a dis-tancias cada vez mayores. En 1899 lograenviar un "radiotelegrama" a través del Ca-nal de la Mancha, comunicando así por pri-mera vez a Inglaterra con Francia.

A principios de 1901, Marconi decidecomunicar a Inglaterra ... [nada menos quecon Norteamérica!, para ello construye enPoldhu, en el extremo oeste de la isla, unpoderoso transmisor conectado a una gigan-tesca antena sostenida por 20 mástiles demadera en círculo, cada uno de 60 metros dealtura. Por desgracia, un tornado derriba la


complicada antena y Marconi se ve ogligadoa construir una más sencilla. Parte despuéshacia el nuevo continente, acompañado dedos ayudantes y de su equipo receptor. Unavez en St. Johns, Newfoundland, instala elequipo y, utilizando un papalote, eleva laantena receptora hasta unos 120 metros dealtura.

El 12 de diciembre de 1901, a las 12:30horas, Marconi recibe las señales enviadasdesde Poldhu, consistentes en series de trespuntos, que en la clave Morse corresponden

Detector magnético. (Museo de Ciencia yTecnología, Milán)

a la letra "S", realizaba así una de las hazañastécnicas más extraordinarias de la historia.

Es interesante señalar que muchos cientí-ficos, De Forest entre ellos, consideraron elexperimento de Marconi como una charlata-nería; decían que era imposible esta comuni-cación ya que las ondas electromagnéticasviajan en linea recta y, debido a la curvaturade la Tierra, éstas escaparían al espacio ypasarían muy por encima del sitio de recep-ción. Marconi lo sabía, pero quizo arriesgarsu propio dinero y su prestigio en aras de unresultado positivo, resultado que afortunada-mente obtuvo; ni él ni los científicos de laépoca imaginaban que las capas ionizadas dela estratosfera reflejarían dichas ondas y quela recepción por lo tanto sería posible.

Sin embargo, aún pasó largo tiempo antesde que la humanidad tomara conciencia delvalor de la entonces naciente "telegrafía sinhilos". No fue sino hasta el salvamento detodos los tripulantes del barco Republic ypoco después, en 1912, el de más de 800pasajeros del Titanic, cuando se aceptó lainmensa importancia del inventodeMarconi.A partir de aquel momento, la telegrafía sinhilos (y más tarde la radiotelefonía) cobró suverdadera dimensión y comenzó su expan-sión a todos los países del orbe.

A Marconi le debemos su comienzo yconsolidación, y a una inmensa pléyade decientíficos y tecnólogos de todo el mundo, suactual y descomunal desarrollo.@

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Universo

NebulosasplanetariasJulieta Fierro *

Introducción

Las nebulosas planetarias son estrellas demasa original parecida a la del Sol que

están en sus últimas etapas de evolución yque han arrojado al espacio sus capas exterio-res. Están formadas por una estrella central,muy caliente, que fue el núcleo de laprogenitora, y una envolvente extendida ycaliente.

El nombre de nebulosa planetaria fueacuñado por sir Wi lIiarn Herschel en el siglopasado debido a que estos objetos redondea-dos, verdosos y difusos se asemejaban encolor y forma al planeta que él mismo descu-brió: Urano (que originalmente Herschelhabía bautizado como Jorge en honor del reydel mismo nombre). Herschel dedicó, juntocon su hermana Carolina, innumerables añosa elaborar catálogos celestes, producto de susescrupulosos estudios del cielo con telesco-pios que él mismo construía.

Evolución de las estrellassimilares al Sol

Las estrellas con masa similar a la del Soltienen una vida de unos diez mil millones deaños, durante la cual transforman hidrógenoen helio en sus núcleos por medio de reaccio-

*Instituto de Astronomía de la UNAM.


nes termonucleares. Cuando se agota el hi-drógeno comienza la "quema del hel io" paratransformarse en carbono que, siendo másenergético, hace que la estrella se expandahasta convertirse en gigante roja. En estaetapa su radio es tan grande como la distanciade la Tierra al Sol. Esta atmósfera extendidade las llamadas gigantes rojas comienza aoscilary finalmente se desprende de la estre-lla original, dando lugar a la nebulosaplanetaria.

La expansión es tal que después de unosdiez mil años la envolvente se disuelve en elmedio interestelar y deja de ser observable.Como las nebulosas planetarias tienen unavida un millón de veces menor que la de susprogenitoras, son un millón de veces menosabundantes.

El núcleo de la nebulosa planetaria produ-ce un viento estelar que algunas veces empu-ja a la envolvente produciendo formas com-plicadas.

Propiedades generales de lasnebulosas planetarias

Las nebulosas planetarias están distribuidasen la galaxia igual que sus progenitoras, lasestrellas de masa intermedia, es decir seencuentran en' el disco galáctico un pocohacia su centro en la región de Sagitario. Esinteresante notarquehace treinta años, cuan-

Sir William Herschel acuñó el nombre denebulosas planetarias para estasestrellas evolucionadas.

do no se conocía el lugar preciso del centrogaláctico, el doctorGuillermo Haro, astróno-mo mexicano, hízo una estadística de ladistribución espacial de las nebulosasplanetarias y pudo encontrar la dirección delcentro de nuestro conglomerado estelar.

La distribución de velocidades de las ne-bulosas planetarias es también similar a la delas estrellas de masa intermedia, lo cual co-rrobora la idea de que las segundas son elorigen de las primeras.

Las envolventes

Las envolventes de las nebulosas planetariaspueden tener varias formas. Algunas sonsimétricas y esféricas, otras semejan unamariposa y otras más, llamadas bipolares,tienen grandes extensiones simétricas. Laforma de las envolventes depende de losdiversos mecanismos de eyección y de laexistencia de toros de material denso alrede-dor de la estrella progenitora.

La velocidad de expansión promedio delas envolventes de las nebulosas planetariases de 20 km/s.

Las estrellas centrales

Durante años, el estudio de las estrellas cen-trales o núcleos de las planetarias fue suma-mente complicado porque, siendo estrellasmuy calientes que emiten gran parte de su luzcomo radiación ultra violeta (la mayor parte

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Las nebulosas planetarias pueden ser desde simétricas hastafiliformes, pasando porbipolares, aladas y helicoidales.

de la cual es absorbida por nuestra atmósfe-ra), no existían telescopios capaces de obser-varias.

Con la puesta en órbita del satéliteultravioleta IUE, fmalmente se pudieron ob-servar directamente los espectros de estasestrellas. Una de sus cua Iidades más sorpren-dentes es que producen vientos sumamenteintensos de hasta 4,000 km/s. La producciónde estos vientos probablemente afecta laapariencia de las envolventes ya que chocacontra ellas a gran velocidad.

Gran parte de los núcleos de las nebulosasplanetarias son sistemas binarios, es decir,pares de estrellas. Probablemente en algunoscasos la presencia de una compañera influyeen la evolución de la otra cuando son muycercanas, ya que puede haber una transferen-cia importante de materia de una estrella aotra.

Composición química

La composición química de las envolventesde las nebulosas planetarias permite conocercuáles fueron los procesos que se llevaron acabo en la estrella que le dio origen. Cuandoesta estrella está en su etapa de gigante roja,convirtiendo helio en carbono, éste permane-cería en el centro de la estrella si no fuera por

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un proceso de "draga do" de la atmósferaestelar mediante el cual la materia del núcleoestelar es llevada a la superficie. Por consi-guiente, cuando en las envolventes se en-cuentra sobreabundancia de sustancias quí-micas, como el carbono, se podrá saber quehubo procesos de dragado en la estrellaprogenitora y estudiar así la estructura inter-na de las estrellas gigantes rojas.

Nebulosas planetariasen otras galaxias

Uno de los datos más difíciles de determinarrespecto a las nebulosas planetarias es sudistancia. Un método consiste, por ejemplo,en suponer que todas las nebulosas planeta-rias son del mismo tamaño y con base en sutamaño angular calcular su distancia. Sinembargo, este método tiene gran incertidum-bre puesto que las nebulosas planetarias másevolucionadas tienen envolventes más ex-tensas. Por lo tanto, el estudio de nebulosasplanetarias que están a la misma distancia, enel núcleo de la galaxia o en las Nubes deMagallanes, por ejemplo, son ideales parahacer análisis estadísticos de estos objetos.

Se ha descubierto que la composición

química de las nebulosas planetarias que seencuentran en las Nubes de Magallanes sonsubabundantes comparadas con el Sol, locual era de esperarse ya que estas galaxiasson menos evolucionadas que la Vía Láctea.

Conclusión

Las nebulosas planetarias han sido estudia-das por numerosos astrónomos mexicanosque han hecho importantes aportaciones, enparticular relacionadas con su composiciónquímica y sus estructuras en radiofrecuencias.Incluso existen nebulosas planetarias quellevan el nombre de Haro, Costero, Bátiz yPeimbert. Y también nuestros más jóvenes,Echeva-rría, López, Peña y Tapia, han hechoaportes importantes referentes a las velocida-des de expansión de sus envolventes y a suspropiedades infrarrojas.

Agradecimientos

Quisiera expresar mi agradecimiento a losintegrantes de la SAM por sus numerosasinvitaciones a colaborar con ellos durante losúltimos 20 años.@


Bóveda celeste

Construya unaplataforma ecuatorialastrográfica portátil

Alberto Levy Berman

En un artículo anterior de El Universo(núrn.S), hablamos de fotografiar el cie-

lonocturno con una cámara simple y mostra-mos ejemplos de ello.

Sin embargo, es muy limitado el tiempode exposición antes de que el movimiento derotación de la Tierra produzca un barrido delas estrellas sobre la emulsión fotográfica.Para contrarrestar este efecto de rotaciónterrestre (de oeste a este), debemos producirun movimiento contrario (de este a oeste) enlamontura de la cámara. En otras palabras, serequiere la llamada "montura ecuatorial".

En términos generales, una montura ecua-toria~es un mecanismo con un eje de rotaciónprincipal, llamado "eje polar;' (o de ascen-sión recta), que debe orientarse paralela-mente al eje de rotación terrestre, es decir,debe "apuntar" muy cerca de la Estrella Polar(Polaris). Éste es el eje sobre el que se produ-ce el movimiento compensatorio. Perpendi-cular a este eje polar existe otro eje llamadode "declinación", que es el que nos permitemover el telescopio, a lo largo del meridianoNorte-Sur para localizar el objeto de interés,anclarlo posteriormente y permitir que sólogire sobre el eje polar.

Ahora bien, si a usted le gusta la fotografíaestelar pero no quiere cargar pesados pe-destales, monturas robustas, contrapesos,baterías, fuentes de poder, cables, etc., tieneuna alternativa sencilla y barata: construiruna plataforma ecuatorial de madera.

Un importante requisito para este proyec-


Posición de la cámara respecto al eje derotación de la Tierra.

to es tener un tripié sólido y estable, ya seafotográfico o bien construido de madera ometal.

Siguiendo algunos principios básicos,cualquiera puede diseñar una plataforma ecua-torial. Aquí sugerimos un diseño que puedeelaborarse y complicarse aún más.

Lista de materiales:

1) Dos tablitas de madera cepillada olijada de 15 x 25 cm y de 1.9 cm (3/4") deespesor.

2) Una bisagra de latón de 7.5 cm (3") delargo, con buen ajuste y poco "juego" entresus partes, o un tramo de bisagra "Piano".

3) Una barra roscada (de preferencia delatón para que no se corroa) de 1/8" o 3/16"de diámetro y 10 o 15 cm de largo. Estabarrita se colocará en la tabla dependiendodel tipo de cuerda que se consiga y el númerode hilos por pulgada de rosca.

4) Una tuerca ancla para madera que seacople a la barra roscada anterior.

5) Dos tuercas anclas para madera de 1/4"estándar (20 hilos por pulgada). Son delmismo tipo de cuerda para sujetar las cáma-ras a las cabezas de tripié.

6) Un tomillo de 1/4" estándar por 1" (2.5cm) de largo.

7) Una cabeza de tripié (lo más rígidaposible).

8) Un trozo de aproximadamente 50 cmde chicote de velocimetro de automóvil.

9) Una vieja perilla de radio con algunamarca indicadora de posición.

10) Un popote de plástico.Instale la bisagra de latón en el lado corto

de las tablas, permitiendo el libre movimien-to entre ellas. El eje de la bisagra será el ejepolar de la plataforma.

Lo que sigue es un poco de matemáticas ytrigonometría para calcular y localizar exac-tamente el punto donde se instalará la tuerca

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Bisagra

h

LTuerca ancla l/!.parasoporte con tripié

------- b ----------------

ancla para la barra rascada de 1/8" o 3/16"que se consiga; este tomillo largo se conver-tirá en el contral de movimiento de ascensiónrecta de la plataforma.

Primera debemos conocer los hilos (ovueltas) por pulgada de la barra rascada: si esde 1/8"dediámetratendrá 32 y si esde 3/16"tendrá 24 hilos por pulgada.

Ahora bien, si sabemos que en una hora,la Tierra gira 15 grados sobre su eje (360/24horas = 15), lo que queremos es que ambastablas de la plataforma tiendan a cerrarse unacontra la otra precisamente 15grados de arcoen una hora. Debido a que la barra rascada esla que va a contralar esta velocidad de cierrey que giraremos la barra a razón de una vueltapor minuto, nos tomará 60 vueltas (una hora)desplazar una tabla sobre otra 15 grados dearco.

Contemos 60 hilos (60 vueltas) y mida-mos esta distancia sobre la barra rascada.Para la de 1/8", h = 4.8 cm y para la de 3/16",h= 6.3 cm. Observando el diagrama pode-mos emplear la tangente trigonométrica delángulo de 15 grados, y que es igual al catetoopuesto entre el cateto adyacente.

En tablas trigonométricas encontramosque tan ang = h/b, es decir, tan 15 = 0.2679 =h/b, donde b es la distancia del eje de labisagra a la barra rascada. O sea: 0.2679 x b= h; despejando, b = hjO.2679.

Para la barra de 1/8", b = 4.8/0.2679 =17.91 cm y para la barra de 3/16", b = 6.3/0.2679 = 23.52 cm.

Ahora podemos marcar, perforar y anclarla tuerca en el lugar correcto. Al atornillar labarra rascada notaremos el lugar donde des-

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Barra rosca da

Dos tablitas conbisagra y tuerca

ancla. (Fotos:Alberto Levy)

Alineación de laplataforma

ecuatorial a laEstrella Polar conayuda del popo te

buscador.

El Universo NÚI1I. io, Abril-Junio 1995

Sentido de rotación aparentede las estrellas

Cerrando

Tripié

Cámara

cansará en la tabla opuesta. Es recomendablefijar ahí una placa metálica con el propósitode que no se "clave" la barra en la madera ysu deslizamiento al girar sea suave.

Ahora, en el centro aproximado de la tablainstale la tuerca ancla de 1/4", y atornille enella la cabeza del tripié. Corte un trozo depopote de 5 cm de largo y péguelo en el bordede la tabla, muy cerca del eje de la bisagra, yaque servirá como buscador de la estrellapolar, y para alinear todo el mecanismo.

Trate de acoplar el trozo de chicote a labarra roscada. Sugerimos alguna soldadurafuerte o plastilina epóxica, que al endurecer-

se mantenga firme launión. Asimismo, fije laperilla con indicador al otro extremo delchicote.

Lo que sigue es practicar un poco en casa,acoplando la plataforma ecuatorial al tripié,la cabeza universal de tripié y la cámara sobreeste último.

Separe ambas tablitas con la barra roscadael equivalente a 100 15grados de arco. Fíjesealgún punto de referencia en su casa, quetenga el mismo ángulo que la latitud de supunto geográfico. Ahora trate de mover sola-mente el tripié y el cabezal de éste y centrarese punto de referencia mirando a través del


Abriendo

popote o buscador. Practicar esto es impor-tante, ya que en el campo, después de locali-zar a la Estrella Polar, tendrá que centrarlamirando por el popote buscador.

Como mencionamos anteriormente, lavelocidad de cierre de las tablas será a razónde una vuelta de la perilla por minuto. Paraayudamos podemos emplear un reloj de ca-rátula con segundero de maneci lla y "seguir"con la perilla las posiciones del segundero.Recuerde que el sentido en que requiere girarla barra dependerá de qué lado del tripié hayacolocado la plataforma. Puede ser que tengaque separar las tablas en vez de cerrarías.

Empiece tomando astrofotografías COIl sulente normal o gran angular, con película desensibilidad rápida de 400 ASA o más, y conexposiciones inicialmente de unos tres minu-tos, incrementándolas a 10 y 15 minutos.Siempre verifique que la velocidad de rota-ción de su barra sea lo más uniforme posible,sin avances ni frenones bruscos, y lubriqueligeramente la barra para suavizar el movi-miento.

Cada vez que salga de viaje, lleve sutripié, cámara y plataforma ecuatorial. Apro-veche las oportunidades de cielos oscuros ydespejados del mundo. De igual manera plle-de modificar este diseño mejorándolo deacuerdo con sus necesidades. Con un poco depráctica notará los resultados fotografiando alas constelaciones, la Vía Láctea, cometas ynebulosas. Diviértase creando fotografíasartísticas con la naturaleza circundante yuncielo lleno de estrellas. @

Plataforma ecuatorial en acción.

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Protagonistas

La astronomía fértil

Bulmaro AlvaradoJimene:Miguel Ángel Rivera

Ex seminarista, maestro titulado y médicocirujano especializado en cardiología,

dermatología tropical y micología; astróno-mo observacional por afición y profesor deastronomía, el doctor Bulmaro AlvaradoJiménez sostiene con fmneza la divisa que loha guiado a lo largo de sus 67 años: "Servir alos demás, para que la vida no sea estéril".

y así lo ha hecho. Lo prueban su partici-pación como jefe de redacción en el periódi-co de la Escuela Nacional de Maestros, cuan-do era estudiante; la placa de fundación delHospital 20 de Noviembre -hoy convertidoen Centro Médico Nacional-, donde figurasu nombre; las casi 70 horas semanales quededica a la medicina en instituciones públi-cas, y los 18 años de colaboración ininte-rrumpida con la Sociedad Astronómica deMéxico, A.c. (SAM), en alguna ocasióncomo director del Planetario Valente Souza,durante un tiempo como profesor de historiade la astronomía y coordenadas celestes, ysiempre al frente de su cátedra "Las 88 cons-telaciones", por la que han pasado 80 porciento de los miembros de la SAM.

La entrevista con el doctor Bulmaro tienelugar en el consultorio-biblioteca instaladoen la planta baja de su casa de la coloniaCampestre Churubusco, en el sur de la ciu-dad de México. El sitio revela su manera deser: ordenada, pulcra, austera. En cambio, lapostura rigida de su cuerpo delgado y more-no, la formalidad de su traje, el pelo corto yengomado, el gesto adusto y la mirada direc-

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ta, enrnarcada en la gruesa armazón de unoslentes bifocales, no logran encubrir al cora-zón vehemente y algo tímido que alimenta asu cerebro, ávido y reflexivo.

- Estoy a sus órdenes.

Frenesí lectivo

Inicialmente, la charla gira en torno al origeny devenir de don Bulmaro.

-Nací en un pueblo de Michoacán, lla-mado Puruándiro, el 20 de noviembre de1927.

-Es curioso, la fecha coincide con eLnombre deLhospitaL que ustedJundó.

-Sí, el 20 me ha seguido. Por ejemplo,mi casa tiene el número 20, soy fundador delHospital 20 de Noviembre, nací el 20 denoviembre y mi santo es el 20 de julio.

-¿Es usted supersticioso?-No -se apresura a responder-, en

absoluto. Estoy en contra de toda supersti-ción. En eso soy muy estricto.

Don Bulmaro es el primogénito de lafamilia formada por don Rafael AlvaradoRamos, ingeniero electricista, y de doña So-fía Jiménez Coria, quien "atendía el hogar".Lesiguen sus hermanos Esther, Joel y Samuel,éste último ya fallecido.

-Como ve -comenta -, a mi madre legustaban los nombres bíblicos.

-¿Fue por influencia de ella que ustedentró aLseminario?

-No, mi padre fue quien me mandó. Yo

llustracion de Johannes Keplersobre Ins grandes conjunciones

de Soturno y Júpiter.

cursé la enseñanza primaria en mi pueblonatal y fui preparado exprofeso para ingresaral Seminario Tridentino de Morelia, al cualllegué en 1942 -a la edad de 15 años-o Ahíestuve siete años: cursé tres años de latín, tresde griego y el primero de filosofía. Me salíporque pensé que no tenía vocación para elsacerdocio.

En 1949, a los 22 años de edad, donBulmaro llegó a la ciudad de México y seinstaló en casa de un hermano de su madre."Él fue mi padre adoptivo, porque me sostu-voen todos los estudios que realicé después".y no fueron pocos. Como la Secretaría deEducación Pública no podía revalidarle loscursos tomados en el Seminario,don Bulma-ro tomó clases y preparó exámenes a título desuficiencia, y en sólo un año obtuvo el certi-ficado de Secundaria. En seguida, se inscri-bió en la Escuela Nacional Preparatoria, don-de tomaba clases por las mañanas, y en laEscuela Nacional de Maestros, a la cualasistía por las tardes.-osea que Ledaba usted duro al estudio.-Sí -adrnite-. Me titulé de maestro en

la Normal; terminé el bachillerato y me ins-cribí en la Facultad de Medicina de la Univer-sidad Nacional. Ahí me titulé como médicocirujano.

Cuestión de honor

El nombre Bulmaro proviene del germánicowuLj, que significa "lobo" y simboliza al


El doctor Bulmaro Alvarado fue uno delos fundadores del Hospital 20 denoviembre. Realizó la especialización decardiologia y dermatología. Hoy dedicasu tiempo libre a auscultar el cielonocturno. (Foto: Agustín Estrada)

guerrero arrojado, y mar, que quiere decir"ilustre". Así,Bulmaroequivalea decir "gue-rrero ilustre". Y el doctor Alvarado Jiménezlo es.

Después de ingresar al Hospital 20 deNoviembre como médico fundador, el doc-tor Bulmaro se especializó en cardiología. Eljurado de su examen profesional estuvo com-puesto por los doctores Ignacio Chá vez, crea-dar del Instituto Nacional de Cardiología,Demetrio Sodi Pallares y Alfonso de Gortari."Se me iba a dar mención honorifica-rela-ta-, pero el doctor Chávez no quiso, poralgún asunto. Mi tesis, que tenía que ver conel tratamiento medicamentoso de la hiper-tensión arterial, fue libro de consulta durantedos años en el Instituto. Sin embargo, no medieron la mención honorífica y me quedó laobsesión. Así es que cambié mi horario detrabajo en el hospital, para poder llevar porlas mañanas la especialidad de dermatologíatropical y micología médica en el Instituto deEnfermedades Tropicales. Hice la especiali-dad y obtuve la mención honorífica. Me ladio el doctor Antonio González Ochoa, queen ese entonces era el primer micólogo delmundo. Ahi está el diploma", dice, y señalahacia una de las dos paredes en que exhibesus múltiples diplomas.

Medicina, familia y estrellas

Don Bulmaro está casado con doña Concep-ción Jiménez Muñoz Ledo y tiene dos hijas,

El Universo Núm. ID, Abril-Junio 1995

Alejandra y Conchita, que, como él, se dedi-can a la docencia, una en biología, la otra enhistoria.

-Es clara su influencia en el desarrollode sus hijas.

-Sí -acepta, y una vez más sonríe y seruboriza.

Hombre disciplinado. y metódico, donBulmaro se levanta todos los días a las cincode la mañana. Dos horas después llega a suconsultorio, en las oficinas centrales de laparaestatal Petróleos Mexicanos, de dondesale a las.2:45 de la tarde para dirigirse alHospital 20 de Noviembre. Allí trabaja hastalas diez de la noche. Esta rutina se repitedurante los primeros cinco días de la semana,

salvo los lunes, de 8:30 a 10:30 de la noche,que es cuando imparte su cátedra "Las 88constelaciones" enel Planetario Joaquín Gallode la SAM.

"Nadie me lo puede creer, pero el sábadoy el domingo los dedico íntegramente a pre-parar mi clase del lunes. Tengo unas 250láminas de este tamaño -indica extendien-do la palma de la mano a la altura de lacubierta de su escritorio-, en las cualesmostró las últimas conquistas de la física departículas elementales. Porque ahora dividomi clase en dos partes. En la primera habló dela constelación en estudio; la segunda ladedico exclusivamente a la física de partícu-las elementales, relaciono el microcosmos

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con el macrocosmos, es decir, hablo de laastronomía de hoy. El curso completo durados años, durante los cuales hago una expo-sición rigurosa y sistematizada. Primero tratode las 28 constelaciones boreales, comen-zando por la Osa Mayor y terminando conSagitta. Luego veo las constelaciones zodia-cales, desde Aries hasta los peces. Y, porúltimo, me adentro en las 48 constelacionesaustrales. Tengo 18 años ininterrumpidos dedar esta cátedra en la SAM. Antes daba tresclases: los lunes, historia de la astronomía;los miércoles, las coordenadas celestes, y losviernes, las 88 constelaciones. EI80 % de losconcurrentes a la SAM ha pasado por micátedra. Es más, el actual presidente -donLeopoldo Urrea- fue mi alumno.

-¿ y dónde obtuvo todos esos conoci-11Iientos?

-Bueno -responde orgulloso y son-riente-, en este aspecto soy autodidacto.

Mirar al cielo

=-Pero ¿ cuándo y por qué comenzá a intere-sarse en el cielo don Bulmaro?

-La afición me la despertó mi padre.Viniendo en una ocasión de cacería, meseñaló el planeta Venus y me dijo:"Hijo,¿cómase llama esa estrella?". No le contesté,porque francamente me sorprendió la pre-gunta. Me dije, ¿qué las estrellas tienen nom-bre? Eso me motivó a indagar el nombre delas estrellas.

"Pero quien francamente me orilló a laastronomía fue el maestro Manuel Gallardo,un catedrático de la normal que impartía lamatería de cosmografía y meteorología. Eraun hombre de una sabiduría y de un humanis-mo verdaderamente excepcionales. Por cier-to, era miembro de la SAM.

"Más tarde, estaba yo un día en la terrazade mi casa mirando hacia el sur con el teles-copio, tenía en el campo a la estrella Canopus,de la constelación del Navío, pero en esemomento no podía recordar su nombre. En-tonces llamé a la SAM; me contestó uno delos socios y me invitó a ingresar a la Socie-dad. Y en esa forma 10 hice, a través de laestrella Cano pus. "

-En elfondo de su corazón, dOCTOr,¿porqué mira al cielo?

El doctor Bulmaro Alvarado lleva 18 años impartiendo el curso "Las 88constelaciones" en las instalaciones de la SAM. (Foto: Agustín Estrad.a)

....----..,..--".

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-Desde que ingresé al seminarío y tuvecontacto con la cuestión religiosa me llamóparticularmente la atención que haya sido unabad de la Universidad de Lovaina -Bélgi-ca-, Georges Lemaitre, quien dio las basesde la actual teoría del Big Bang, A semejanzade él, aunque guardando las debidas distan-cias, me apasiona la astronomía porque veoque el hombre ha sido dotado con la capaci-dad de abstraer, y por eso se pregunta acercade su origen y del origen del Universo.

-¿Es usted católico practicante?La pregunta desconcierta a don Bulmaro,

quien inicia y deja truncas varias frases antesde responder:

-La definición de Dios quehizo Einstein:"Creo en el Dios de Spinoza, que se revela así mismo en la armonía de todo lo que existe",es la más sublime, religiosamente hablando.Y yo pienso que, en último extremo, el cono-cimiento científico nos enfrenta con la con-cepción de un ser supremo. La cosmologíahabla de singularidad, y yo no podría decirotra cosa más que esa singularidad podría sersinónimo de lo que llamamos Dios.

Por la divulgación de laastronomíaTodos los fines de semana don Bulmaro viajaa una casa que tiene en la ciudad de Cuautla,Morelos, para observar estrellas. "Hago ob-servaciones sistemáticas y el lunes vierto enmi clase los conocimientos que voy adqui-riendo durante ellas o por medio de las revis-tas que recibo de Europa o de Estados Uni-dos".

-¿ Los aficionados pueden hacer contri-buciones significativas al conocimientoastronómico?

-Hay referencias de descubrimientostrascendentales hechos por aficionados. Losmismos jóvenes que acuden a la SAM pue-den hacer alguno. Todo depende de la perse-verancia.

-¿Hay algo que desee agregar, doctor?-Sí -declara después de una breve re-

flexión-, hay algo que me tiene tenso, y sonlos conocimientos, verdaderamente asom-brosos, que se están dando en la física departículas. Tengo la obsesión de poderelabo-rar artículos de divulgación en ese campo,quiero avivar el interés de las personas haciaesta ciencia, que va a la vanguardia de todo elconocimiento científico. Yo pienso que elconocimiento no debe ser exclusivo de unrecinto, debe ir a todos los rincones de nues-tra patria, que lo necesitan. Por eso estoydispuesto a divulgarlo incondicionalmente.En este sentido, me gusta servir a los demás,para que la vida, mi vida, no sea estéril. @

El Universo Núm. io. Abril-Junio 1995

Universo

El eclipsede IguazúLeopoldo Urrea Reyes

Todos los eclipses son fastuosos, impresio-nantes y maravillosos, pero el de Iguazú

se distinguió además por la belleza de eseparadisiaco lugar enclavado en una zonaselvática que se encuentra en la frontera detres países sudamericanos: Argentina, Brasily Paraguay. Las cataratas de Iguazú son lasmás bellas y las más extensas del mundo. Apesar de que es un lugar turistico, las autori-dades de Argentina y de Brasil se han encar-gado de establecer reservas eco lógicas con elpropósito de que todo se conserve en esehermoso ambiente natural.

La cercanía de los animales, el canto delos pájaros, el estruendo de las toneladas deagua que caen en formas diferentes, los co-loridos arco iris que se levantan por el efectodel agua que se atomiza, los cielos azules,libres de esa contaminación que nos matacada día, en fin, todo eso les brinda a susvisitantes una sensación de paz interna y unregocijo espiritual indescriptible y lleno deemociones.

En recorridos que hicimos por las fronte-ras de estos países visitamos la enorme presade Itaipú, que es la más grande del mundo yque genera 10,770 megawatts.

Estuvimos en las minas de cielo abierto deBrasil, en donde nos encontramos a los miem-bros de la Organización de Planetarios Ibero-americanos (OIP) y tuvimos la oportunidadde saludar a su secretario general, el Ing. Joséde laHerrán, así como aldirector del PlanetarioLuis Enrique Erro, el Ing. Miguel Gil Guzmán,

El Universo Núm. !O, Abril-Junio 1995

Corona solar. (Foto: Leopoldo Urrea)

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Vista panorámica de las cataratas de Iguazú. Anillo de diamantes durante el tercer contacto, t= 1/15 s y fl6.3.(Foto original a color: Rafael García)

..

Vista panorámica desde el ocular del telescopio, del eclipse total de Sol en PuertoEsperanza. La foto original es a color. (Foto: Alberto Levy)

18 El Universo Núm. 10, Abril-Junio 1995

El Ing. Leopoldo Urrea, presidente de la SAM, durante unaentrevista en el campamento de Puerto Esperanza. (Fotooriginal a color: Martha Rangel de Dueñas)

Los únicos minutos para lafoto. AbajoAlberto Levy.(Foto original a colorMertha Rangel de Dueñas)


MaTÍa E/ena Rui: Gallut y su esposo se preparan para el eleclipse. (Foto original o color: Martha Rangel de Dueñas)

quienes iban con un grupo cuyo objetivo eraobservar el eclipse desde el lado brasileño.

La Sociedad Astronómica de México es-tuvo representada por 105 personas, hospe-dadas en el hotel Las Cascadas. El día deleclipse, poco después de las cinco de lamañana, partimos en camiones especialeshacia un lugar llamado Puerto Esperanzaque, por encontrarse en la centralidad, era elmejor sitio para observar el fenómeno. Ese 3de noviembre del año pasado, la sombra de laLuna entró al continente por el Océano Pací-fico, pasó por el sur de Perú y norte de Chile,surde Bolivia, Paraguay, Argentina, Brasil yabandonó el continente porel Océano Atlán-tico. Al principio, durante la parcialidad, elclima era caluroso. Nos encontrábamos en lapista de un aeropuerto privado de PuertoEsperanza y los rayos del sol nos caían direc-tamente a la cara mientras trabajábamos connuestros telescopios o sacábamos fotogra-fías. El cielo se iba llenando de nubes sin quenos diéramos cuenta, y conforme se aproxi-maba la totalidad nos fbamos poniendo ner-viosos. Al ver las perlas de Ba ilYempezamosa hacer exclamaciones, y al salir el anillo dediamantes gritamos. Finalmente, cuando sehizo la totalidad, la temperatura bajó y que-damos a oscuras, contemplando el esplendordel eclipse, así como los planetas y estrellasque aparecieron en el cielo. Entonces seoyeron gritos, llantos y exclamaciones dealegría; los fotógrafos procuraban sacar elmayor número de fotografías con distintas

velocidades de exposición, así que manipu-laban apurados sus cámaras con objeto detomar primero la corona solar, y después lasprotuberancias solares (esas gigantescas ex-plosiones de hidrógeno que ocurren en lasuperficie del Sol y que sobrepasan variosdiámetros terrestres).

Últimos eclipses solares del siglo

El 29 de abril habrá un eclipse anular quepodrán admirar los habitantes del sur deEcuador, norte de Perú, sur de Colombia, ynorte de Brasil.

El24 de octubre un eclipse total se verá enIrán, Paquistán, India, Carnbodia, Vietnam yal nort.e de Borneo.

El 9 de marzo de 1997 también habrá uneclipse total que comenzará en Mongolia ycruzará el norte de Siberia.

El26 de febrero de 1998 otro ecli pse tota 1se verá en las Islas Galápagos, Panamá yelnorte de Colombia y Venezuela.

El22 de agosto de 1998 ocurrirá un eclip-seanularque podrá verse en Sumatra,Malasiay Borneo.

El eclipse anular del 16 de febrero de1999 únicamente lo podrán gozar los austra-lianos.

y elll de agosto de 1999 habrá un eclipsetotal muy espectacular que podrán vermillo-nes de personas: ingleses, franceses, alema-nes; austríacos, húngaros, rumanos, turcosiraquíes, iraníes, paquistaníes e indúes. @

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Universo

Escalas en el Universoobservable 1

Eduardo del Pozo, José R. Valdés y Jesús Soto *

La metagalaxia o Universo observabletiene miles de millones de galaxias que

forman cúmulos, y las galaxias agrupan mi-les de millones de estrellas.

Es habitual utilizar los términos galaxia,estrella, Sistema Solar, metagalaxia, planeta,universo, satélite, cometa, molécula, átomo,núcleo atómico, partículas elementales, etc.Se comenta, se da información sobre ellos, enparticular sobre sus dimensiones y las distan-cias entre estos objetos, sin expresar conclaridad que son de diferentes escalas.

Las condiciones naturales nos llevan autilizar diferentes unidades de medición.Sobre la superficie de la Tierra medimos enkilómetros, en e! Sistema Solar en millonesde kilómetros o en unidades astronómicas,las distancias entre estrellas en la galaxia seexpresan en años-luz y parsecs, unidades queresultan pequeñas para distancias entre ga-laxias, por lo que se utilizan el megaparsec ylos millones de años-luz. Todo esto sin olvi-dar que para el micromundo tenemos queutilizar fracciones tan pequeñas de centíme-tro que se utiliza el Fermi (10 13 cm).

Este proceder si bien facilita e! trabajo encada escala, nos deja algo incompleta lainformación sobre la relación de magnitudesentre unos y otros objetos, y de la mayor omenor relación entre las distancias y lasdimensiones de los objetos de una escala a

*lnstituto de Geofísica y Astronomía de laAcademia de Ciencias de Cuba.

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Expresadasen años-luz

Cuadro 1. Unidades de longitud utilizadas en diferentes escalas.

Unidad

MegaparsecParsecAño-luzUnidad astronómicaKilómetroMilímetroAngstromFermi

3.26 x 1()6

3.2614.8 x 106

1.05 X 1013

1.05 X 1019

1.0 X 10.26

1.0 X 1031

Expresadasen km

3.lx1019

3.1 X 1013

9.4 X 1012

1.5 x 1()B

11.0 X 10.61.0 X 1013

1.0 x 10 18

otra. En el cuadro 1 se expresan algunasunidades de longitud en años-luz y km. Ob-sérvese que el kilómetro es aproximadamen-te intermedio en orden de magnitud entre elAngstrom y el año-luz.

Por ejemplo cuando se dice que el Sol estáa unos 150 millones de kilómetros de laTierra, nos parece que estamos muy lejos,pero si la luz sólo necesita 8 minutos pararecorrer esta distancia, y unos 4 años paraviajar hasta la estrella más cercana: AlfaCentauro, cabe la pregunta: ¿Cuál es la dis-tancia de! Sol a la Tierra expresada en años-luz? Pues algo menos que 16 millonésimasde año-luz. ¡Qué cerca está la Tierra del Solcon relación a las distancias entre estrellas!

Así, las nebulosas gaseosas que se obser-van alrededor de algunas estrellas son delorden de un año-luz de diámetro. Los cúmu-los estelares y las grandes nebulosas de gas ypolvo en la ga laxia donde se forman estrellas,son del orden de centenares y miles de años-luz.

Aún más, con facilidad y soltura se men-cionan las galaxias, sin reconocer su enormi-dad, la nuestra por ejemplo con unos cien milmillones de estrellas, es tan extensa que la luznecesita 100,000 años para recorrer su diá-metro, unas 25,000 veces la distancia a Cen-tauro. Cuando se refieren a la vecina y cerca-na galaxia de Andrómeda, apenas se mencio-na que la luz que ahora recibimos de ella,

El Universo Núm. lO,Abril-Junio 1995

Representacián del orden de lasesferas de Kepler.

Cuadro 2. Dimensiones de diferentes objetos astronómicos.

Objeto Expresada en Expresada en Expresada en

(diámetro o diámetros de años-luz kilómetrosdistancia) la ga laxia

Metagalaxia 3.0 x lOS (A) 3.0 x 1010 2.8 X l()2J

(diámetro)Galaxia M101 228 2.3 x 107 2.1 x ¡()20

(distancia a)Galaxia de 22 2.2 x 10" 1.8 x 1019

Andrómeda(distancia)Nuestra galaxia 1(A) 1.0 x lOS 9.4 X 1017

(diámetro)Cúmulo estelar 0.62 6.2 x 103 5.8 x 1016

de Perseo h(distancia a)Sol-Rigel 0.01 1.1 x 103 1.0 x 1016

(distancia)Cúmulo estelar 5.5 x 10-4(A) 55 5.2 x 1014

de Perseo h(diámetro)Sol- Centauro 4.3 x 105 4.3 4.0 x 101J

(distancia)Sol-Tierra 1.6 x 10.10 1.6 X 10-5(B) 1.5 x lOS

(distancia)Sol 1.5 x 1012 1.5 X 10-7(B) l.4x 10"(diámetro)Tierra 1.3 x 10-14 1.3 x 109(B) 1.2 x 104(diámetro)Pico Turquino 2.0 x 10-18 2_0 x 10-13 1.9(altura)Núcleo atómico 1038 10'1 10-18


La Nebulosa de Andrámeda. (Fotooriginal en color: Alberto Levy)

salió hace más de 2 millones de años. Estosignifica que la galaxia de Andrómeda esaproximadaente medio millón de veces másdistante que la estrella Alfa Centauro, sinembargo la distancia a la galaxia deAndrómeda es sólo unas 20 veces el diáme-.tro de nuestra galaxia, es decir están relativa-mente próximas en relación con sus dimen-siones.

Hay objetos que tienen gran diferencia deórdenes de magnitud y esta diferencia sepuede comprender mejor expresando susdimensiones en las mismas unidades. En elcuadro 2 para comparar las dimensiones dediferentes objetos se expresan en unidades dediámetro de la galaxia, en años-luz, en millo-nes de km y en km. Estas tres últimas unida-des son respectivamente del orden de ladistancia a Alfa Centauro, al diámetro del Soly a la altura de las montañas terrestres.

Observe los señalamientos del cuadro 2:a. El diámetro de nuestra galaxia es in-

termedio en orden de magnitud entre lametagalaxia y la distancia entre estrellas.

b. El diámetro del Sol es intermedio enorden de magnitud entre la distancia Sol-Tierra y el diámetro de la Tierra.

c. Las montañas terrestres son interme-dias en orden de magnitud entre el diámetrode nuestra galaxia y el núcleo atómico.

Esto último muestra que el hombre y losseres vivos, por sus dimensiones, están máspróximos al orden de magnitud del núcleoatómico que a la galaxia.

Para convencemos mejor de lo pequeñoque somos respecto a la galaxia, utilicemosuna escala representativa, tomando el diárne-

Sigue en la p. 26

23

SupercúmuloHidra-Centaurus

Figura!. Dimensiones relativas de distintos objetos astronómicosGrupo Local

bAndrómeda

Centro del +Grupo Local

e

. . ; .

Vía Láctea

a. La metagalaxia está formada porcúmulos de galaxias. Se representa elcúmulo de galaxias al cual pertenece lagalaxia en que vivimos.b. Galaxias más cercanas que componenel "Grupo Local". Se hallan en unespacio que tiene unos 4 millones deaños-luz de diámetro.c. Nuestra galaxia, la Vía Láctea, conunos mil cien millones de estrellas y100,000 años-luz de diámetro.d. Vecindad del Sol: región de la galaxia

tro de ésta Dg= 1 km, el año-luz será igual aun centímetro. Así, la distancia del Sol aRigel sería de unos 10 metros y a Alfa Cen-tauro de unos 4.3 cm, el Sol tendría 1.5millonésimas de milímetro de diámetro conla Tierra orbitando a 0.16 milésimas de milí-metro de él y Plutón a unas 6 milésimas demilímetro.

Además la distancia del Sol a la Tierra esde 10.15 del diámetro de la metagalaxia, quees la relación que existe entre el metro y elFermi, es decir la distancia Sol-Tierra al nivelde la metagalaxia es equivalente a la delnúcleo atómico con relación al hombre. Ybuscar un objeto como la Luna en la galaxiaque es unas 1015 veces mayor, es equivalentea localizar un determinado núcleo atómicoen el cuerpo del hombre (véase figura 1).

26

a

Cúmulo deVirgo

Vecindad del Sol

con más de un millón de estrellas y undiámetro de unos 8,000 años-luz. En ellase encuentran las aproximadamente6,000 estrellas observables a simple vistaque danforma a las constelaciones.e. Sistema Solar que hasta la órbita delplaneta Plutón no tiene más de unas 791millonésimas de año-luz.Entre las dos últimas representacionescabe una de aproximadamente 26 años-luz de diámetro, que contiene las 31estrellas más cercanas, de éstas sólo 8

La velocidad

Para las velocidades se usan unidades quenos son familiares como el km/s, y no ladiversidad de unidades que se usan para laslongitudes, pero puede preguntarse: ¿por quéno se usan unidades de velocidad como elmillón de kilómetros por segundo o el año-luz por segundo? Pues porque no es práctico,ya que existe una velocidad límite, la de laluz, y aunque se conocen distancias cada vezmayores, no existen velocidades de órdenessuperiores. Esta velocidad límite es unas tresveces menor que un millón de km/s y unas 3cienmillonésimas de año-luz/s. Las veloci-dades expresadas en estas unidades seríannúmeros muy pequeños.

A la velocidad de la luz se le da ocasional-

~

user rio~

~

Tierra

Marte

Sistema Solar

son visibles a simple vista. Además de lorepresentado, puede continuarse conotros objetos como la Tierra de unos12,000 km de diámetro, sus montañas delorden de varios km de altitud, el hombre,las moléculas, el átomo, el núcleoatómico, etc.

Estafigura está basada en la que apareceen Scientific American, v. 257, núm. 3 ,1987 en el artículo de Alan Dressler, "TheLarge Scale Streaming o/ Galaxies".

mente el valor de la unidad, esto es, porejemplo, equivalente a expresarla en años-luz/año, lo que está vinculado a la definiciónde año-luz como unidad de distancia:

e = 3 X IOSkm/s = 1.08 X 109krn/h = 9.5 X1012km/año = 1 año-luz/año

La velocidad de la luz para él micromundoe incluso para nuestro planeta es una veloci-dad elevada con relación a las distancias y alas dimensiones de los objetos. El viaje de laluz a la Luna es de aproximadamente 1.3segundos, pero al considerar el diámetro delSistema Solar y las distancias interplanetariasque son del orden de miles y cientos demillones de kilómetros, la luz requiere horaso minutos para recorrerlas, lo que es unalimitación natural al desarrollo de las comu-nicaciones.


Figura 2. Velocidades relativas dediferentes objetos astronámicos.


106 300,000 km/s

10"

106

---11

1

1

1

1Tierra "-...

Sistema SolarCúmulo de

estrellas1012

10" 10'

La galaxiaI

Expresando el diámetro del objeto DObenkilómetros puede formularse como sigue:

<,=3oo,OOO/DobComo se ilustra en la figura 2, para un

objeto de l km la velocidad relativa en DoJscoincide con 300,000 krn/s, para la Tierra Dob= 12,000 km YCObesde unos 25 DoJs, lo quesignifica que la luz recorre en' un segundounos 25 diámetros terrestres y un objeto desus dimensiones no podrá alcanzar esta velo-cidad. Para el Sol Cob = 0.2 D Js, para elSistema Solares del orden de 1O·fDoJs y parala galaxia de 10·\3 DoJs.

Para ilustrar lo relativamente lenta de lavelocidad de la luz en la galaxia de acuerdoa nuestra escala de tiempo, tomemos la esca-la representativa de un año-luz equivalente a100metros, la galaxia sería aproximadamen-te del tamaño real del planeta Tierra, laestrella más cercana distaría a casi mediokilómetro del Sol y la Tierra a unos 1.6milímetros, y la velocidad de la luz de sólo100m/año.

La velocidad límite tiene otras impli-caciones prácticas, por ejemplo, al conside-rar las radiobservaciones del centro de nues-tra galaxia podemos conocer los fenómenosde esta zona tal como eran hace 30,000 años:mientras más lejos esté el objeto en estudio,más tiempo requieren las ondas electromag-néticaspara llegar a nosotros. Al estudiar elUniveso estudiamos el pasado, los fenóme-nos que ocurrieron decenas, miles, millonesy miles de millones de años atrás. @

Para recorrer longitudes aún mayores,como el diámetro de la galaxia, la luz requie-re de unos 100,000 años, que para nosotros esun tiempo muy grande, unas 20 veces mayorque la edad de nuestra civilización, y cuandoobservamos galaxias distantes los movimien-tos entre ellas son relativamente lentos, perocon relación a los miles de millones de añosde la vida de una estrella estas velocidadespueden ser consideradas elevadas.

La magnitud de una velocidad se puedecomparar con el largo del objeto que sedesplaza, así la velocidad de una hormiga detres milímetros de largo que se mueve a 3mm/s es una velocidad relativamente equi-valente a la de un automóvil de 3 metros delargo que se mueve a 3 rn/s. Si expresamos lavelocidad de la luz en unidades relativas (Cob)en diámetros del objeto recorrido por segun-do (DoJs), es decir con relación al tamaño decada objeto, será una velocidad relativamen-te menor a medida que el objeto sea mayor.

Arriba a la izquierda: galaxia espiraltípica. Abajo: Nebulosa del Anillo enLyra. (JPL-NASA)

27

Contruya su telescopio

El aficionado y sutelescopio Sexta parte

Alberto Gonzále: Solís

Sien la prueba de Foucault, al introducirmuy lentamente la navaja en el punto

focal y antes del completo bloqueo de la luz,el espejo aparenta tener una superficie gris ycompletamente plana, y en la prueba deRonchi aparece en el disco la imagen de sólocuatro de sus líneas y éstas son rectas de orillaa orilla, la concavidad es esferoidal. En elcaso de que ese espejo tenga una distanciafocal -mitad de su radio de curvatura - conla relación FfD = 10 o mayor, producirábuenas imágenes del infinito. Lo que resta essu aluminización y montaje.

Un espejo que tenga una relación focal deFfD = 9 o menor, por ejemplo: espejo de D =15 cm y F = 120 cm (FfD = 8, f:8) daráexcelentes imágenes sólo si su superficiecóncava es paraboloide. La esfera que se halogrado habrá que transformarla en parábolapor medio de movimientos controlados demayor amplitud.

El círculo y la parábola

Definiciones. Si dos curvas, una circular yotra parabólica, se trazan con un mismocentro de curvatura, se nota que en las inme-diaciones del eje principal las dos líneas seconfunden; pero los brazos de la parábola seseparan y se prolongan indefinidamente afue-ra del círculo (véase figura 1). La curva delcírculo corresponde a un centro de curvatura;todos sus radios se reúnen en un punto. Lacurva de laparábola, con su radio en el centro,

28

Telescopio de Nasniytlide 20 pulgadas.

Relieve aparente

en 1"pruebas \..--- -=- --=======-------

/.-. x <; Esfera ""'"'-- Paraboloide

Esfera

• Centro de la esfera

• Centro de la parábola

Figura 1. Las curvas de la esfera y la parábola.

va teniendo progresivamente otros radios demayor longitud al separarse del eje principal.Este efecto permite analizar la curvatura quedebe tener el espejo para que sea perfecto. Unespejo esférico, cuando es pequeño en pro-porción a su distancia focal, está en el caso enque las dos curvaturas se confunden, lo queno sucede cuando el espejo tiene mayordiámetro.

Todo 10 anterior se aplica al examinar losrayos de luz que parten del centro de curva-tura. En el telescopio, los rayos llegan alespejo del infinito y todos son paralelos. Siinciden en una superficie de corte parabólico,de curva más pronunciada en el centro que en

la zona periférica, se reflejan hacia su eje endiferentes ángulos: son mínimos en las inme-diaciones del centro pero se amplían en lamisma proporción en que se acercan a laorilla; de esto resulta una compensación quehace que todos los rayos se reúnan en unmismo punto. Con los rayos paralelos quellegan a una esfera, este efecto es opuesto; nose juntan los rayos sino cuando provienen delcentro de curvatura (véase figura 2).

Al examinar las condiciones del espejo ensu centro de curvatura, donde se ubica lalámpara de pruebas, los rayos que refleja lazona central del espejo parabólico se reúnenmás cerca y los del borde un poco más lejos

El Universo Núm. io, Abril-Junio 1995

Parábola ~

a

··.C

b ~~~------------------~~--Figura 2. La reflexión de los rayosparalelos: a) en el espejo esférico, cuyocentro de curvatura está en C; b) en elparaboloide.

(véase figura 3). Es posible medir la diferen-cia entre los dos puntos en décimos de milí-metro o en milésimos de pulgada. Esto pare-ce fantástico, pero téngase en cuenta que conla lámpara de pruebas de Foucault se puedenestimar diferencias amplificadas 100,000veces. Para practicar tales mediciones, es

El Universo Núm. lO, Abril-Junio 1995 29

Figura 3. Rayos reflejados por la parábola y por laesfera. El punto A es elfoco de la zona DD quecorresponde a la parábola. El punto B es elfoco dela zona CC, la esfera.

necesario agregar a la lámpara que se descri-bió en la parte IV (véase El Universo, pp. 39-40) una escala colocada en la zona donde seha de mover en sentido longitudinal la baseen que se ha fijado la navaja. Lo más sencilloes la escala ticómica o de reducción que seilustra en la figura 4, con eIla se puedenevaluar diferencias de centésimos de pulga-da. Cópiese con mucho cuidado esa esca la enuna pequeña hoja de plástico o cartulinarígida y fíjese en la tabla de la lámpara demodo que la base de la navaja provista con unindicador de corte recto y perpendicular almovimiento a longitudinal en dirección delespejo pase rasante sobre la escala. Ésta estádiseñada para medir fracciones de pulgada,previendo que el aficionado con ingenio en-cuentre la manera de mover la navaja haciaadelante o hacia atrás con un tomillomicrométrico, que puede ser uno con cuerdade 20 hilos por pulgada. Cada rotación deltomillo conduce un trayecto de cinco centé-simas de pulgada.

Figura 4. La escala de mediciones. Cadaespacio entre líneas horizontales mide0.1", Y entre verticales 0.25". Las líneasdiagonales ocupan, en toda Sil extensián; 0.1 "Y son divididas por las verticales en 0.2"

Telescopio que aparece el/la Óptica de Newton.

La Luna en Cuarto Menguante. (Foto:Alberto Levy)

a b e

Figura 5 Movimientos en la parabolizacián. a) Desgaste normal. b) Desgasteacentuado al centro. c) Desgaste acentuado hacia el borde.

La parabolización

El espejo de superficie esférica adquirirá laforma de parábola si se trabaja de modo quese haga gradualmente más profundo hacia lazona central. Hay que operar con movimien-tos especiales, carreras de mayor amplitud yvigilando el perfecto contacto con la capa debrea. Para que la herramienta acentúe suacción en las regiones del centro del espejo,háganse movimientos largos, de 1/3 del diá-metro, casi centrales. Una acción más con-trolada la produce el vaivén en forma de W,con rebasamiento frontal y lateral. Tambiénse puede localizar la acción con movimientosdirigidos (véase figura 5). La presión debeser suave, con movimientos de ritmo pausa-do, con algunas variaciones direccionales.Háganse de vez en cuando carreras menoslargas para emparejar el trabajo y revísesecon frecuencia con la lámpara de Foucault.

Es posible que, después de algunos minu-tos de trabajo, con la prueba de Foucault,cortando los rayos en el punto focal con lanavaja, ya aparezca el hundimiento de lazona central. Si las operaciones fueron reali-zadas correctamente, el disco aparece comosi fuera iluminado por el lado derecho, con lazona del borde de ese lado bri liante y tambiénla intermedia del lado izquierdo, con som-bras altemadas entre ellas en el centro y haciael borde izquierdo y una línea brillante en laorilla de todo el disco. Este aspecto es pare-cido al de unas pastillas llamadas "salva vi-

30

Nebulosa de Norteamérica y nebulosa"El Pelícano ", astrocámara de 35 cm,flJ· 7Y t=20 min. (Foto: Alberto Levy)


Figura 6. Espejo parabolizado. a) Cortede los rayos en la zonadel 70%. b) Através de la rejilla de Ronchi.

das" o al de una dona. Pero sombras y lucesdeben aparecer suavemente esfumadas entresí; el abultamiento aparente en la zona inter-media -la "cresta" de la ondulación- debelocalizarse en e170% del radio. La visual conla rejilla de Ronchi mostrará las líneas algocurvadas, con suave separación acentuadahacia el centro. Esas condiciones revelaráncómo se alcanzó la perfección del modeladode la parábola (véase figura 6).

Las mediciones de la parábola

Para conocer la forma que ha adquirido elespejo es necesario medir en su centro decurvatura los rayos que provienen de variasde sus zonas y evaluar, por medio de unasencilla ecuación, la diferencia entre su focoy la zona central. Esos valores se representancon la fórmula r/R, donde r es el radio de lazona que se va a medir y R el radio decurvatura del espejo. Una mascarilla delantedel espejo con espacios calados en la zonacentral y en dos de sus príncipales radiospermite examinar aisladamente cada zona(véase figura 7).

Primero mídanse (al milímetro) el radiode la superficie reflejante del espejo (es decir,no todo el cuerpo del disco, sino sólo hasta elbisel) y el radio de su centro de curvatura.Este último se conoce haciendo que la ima-gen de la rendija se proyecte nítida en unapequeña pantalla colocada junto a la rendijay en su mismo plano. La distancia desde lacara del espejo hasta la rendija es R. Calcúle-se ahora el 95 yeI70.7% del radio del espejo;el primero se escoge por ser la zona inmedia-


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ta a la orilla (el 100% es considerado sólo porsu brillo en todo el borde); eI70.7% del radiorepresenta el límite entre dos áreas de lasuperficie, la central y la periférica, que soniguales. Al probar con la ventana circular dela mascarilla, el radio de la zona central setoma cuando la luz se desvanece uniforme,como si fuera un pequeño espejo esférico.Obsérvese con cuidado queel oscurecimientoacaece simultáneamente en las otras ventani-11ascuando la navaja corta la luz y señala losrespectivos centros de curvatura. De acuerdocon la fórmula r/R, con un espejo de 15 cmf:8 se obtienen las siguientes cantidades enlos radios respectivos:

95 % - 2.11 mrn, o bien 0.083"70% - 1.17 rnm, o 0.046".

Si el aficionado elaboró un espejo de 150rnm con distancia focal de 1,200 rnm y regis-tra esas cifras en sus pruebas, puede conside-rarse un verdadero genio. Sin embargo, en unespejo no mayor de 15 cm, f:8 puede haberdiferencias mayores o menores hasta en un45%. Si los registros no sobrepasaron eselimite, el telescopio dará buenas imágenes.

Cuando el aficionado ha invertido muchashoras en tallar, pulir y modelar un espejoesperando que el resultado sea como se hadescrito e ilustrado, pero encuentra que en laspruebas aparece con sombras irregulares, laslíneas de Ronchi quebradas y las medicionesmuy distintas a la fórmula, aún tiene el recur-so de enmendar todos los defectos de laparábola; sólo en los casos críticos, como en

Figura 7. Las líneas punteadas marcanlas zonas que se van a medir.

presencia de una hipérbola -centro dema-siado hundido-, un borde rebajado o unasuperficie parecida a las galletas "soda", sedebe regresar a conformar la esfera. Ésta secorrige operando con movimientos cortos,de menos de un sexto del diámetro y escasadesviación lateral. Los impulsos deben des-lizarse con suavidad; si no es así, el contactocon la brea es imperfecto. Caliéntese ligera-mente la herramienta y hágase el prensadopara reanudar el trabajo. Al probar con lalámpara, déjese enfriar algunos mínutos elespejo hasta que se alcance la temperaturaambiente.

Háganse varias mediciones de los radiosy anótese su promedio. Si resultan menores,continúese con movimientos largos para acen-tuar la parábola o con carreras cortas paraatenuarla. El movimiento largo también acer-ca las "crestas" hacia la orilla; el impulsocorto las lleva hacia el centro. Procúrese quela diferencia entre el 70 y el 95% estén máscercanos a los indicados por la fórmula, puesesas partes ejercen la mayor influencia en lacalidad de la imagen que la parte central.Examínese sin la mascarilla para ver si lasuperficie en general aparece limpia y queluces y sombras se fundan suavemente. Esmuy útil recordar las indicaciones para corre-gir la esfera (véase El Universo núm. 8, p.38). La tersura de la superficie es tan impor-tante, o más, que la exactitud de las medicio-nes. Concluido el trabajo del espejo primario,seguiremos con el secundario "diagonal". @

31

Introducción a la astronomía

Marte y losasteroidesLeopoldo Urrea Reyes

El planeta rojo siempre ha estado rodeadode misteriosas historias. Por mucho tiem-

po se creyó que en él habitaban seres cuyainteligencia era superior a la de los terrícolasy que podían desplazarse por el sistemaplanetario, incluso se temía que invadierannuestro planeta.

Gracias a los datos que han enviado lassondas Mariners y Vikings sobre el suelo deMarte, se comprobó que no existe vida en eseplaneta. La distancia de Marte al Sol es de228 millones de kilómetros, es decir 1.524unidades astronómicas. El año marciano esde 687 días y el día de 24 horas 37 minutos,22.65 segundos. El planeta no es muy grande

El planeta rojo.

32

pues su radio ecuatorial mide-3,39O km, unpoco más que la mitad del de la Tierra, que esde 6,378 km. Su densidad es baja, de aproxi-madamente 3.9 gjcm3, y su temperatura en elecuador fluctúa entre 20°C en el día, y -90 °Cen la noche. Su atmósfera está compuestabásicamente de 95 % de dióxido de carbono,3 % de nitrógeno, 1.5% de argón y el otro0.5% de monóxido de carbono, oxígeno,vapor de agua, kriptón, xenón y ozono.

Los vientos que se producen llegan aformar tormentas, sobre todo en las regionespolares y dependiendo de la estación queprevalezca en la zona. Algunas de ellas pue-den observarse desde la Tierra.

Las primeras observaciones telescópicasfueron hechas en 1610 por Galileo, quienúnicamente notó las fases de Marte; Maraldiy Cassini advirtieron algunas partes oscurassobre la superficie. En 1877 Shiaparelli des-cubrió surcos a los que llamó canales.

El planeta presenta un aspecto rojizo demagnitud -2.6. Hoy en día podemos admirarestas fotografías tomadas por los ingeniosVikings 1 y TI, que orbitaron Marte y seposaron en su superficie dejándonos un lega-do de conocimientos de lo que son sus depre-siones llamadas mares, de más de 2,000 km,como el Hélade; mesetas de enormes dimen-siones, cañones, canales, cráteres. Con todaesta información se han podido levantarma pasmuy exactos de lo que es hoy el planetaMarte, cuyo nombre fue tomado del diosromano de la guerra; semanalmente lo recor-

damos todos los martes y lo nombramosdurante 31 días seguidos en el mes de marzo.

La duración en días terrestres de la prima-vera austral u otoño boreal es de 146; delverano austral o invierno boreal, de 160, delotoño austral o primavera boreal, de 199 y elinvierno austral o verano boreal de 182.

El espectáculo más impresionante quehay en Marte es el Monte Olimpo, el másgrande de los volcanes del sistema solar, quemide 27 km de altura con un diámetro en labase de 600 km, y un cráter en la cumbre de70 km. Otro menos famoso pero igualmenteimponente es el Monte Arsia. Otra maravillamarciana es el cañón que se encuentra en el

El suelo marciano.

El l lniverso Núm. 10, Abril-Junio 1995

"8~~

PLANO DE LA ECLÍPTICA :;: ---r------.~--~~~I2:!~~~::!!..;.1~~----,2Ir6-----2TI8-------,3Ir.O-O-=----3"T12--.g 314 362.2UA 2.4 .. . ,,' .

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InteramniaSicgcna

EXTREMO INTERIOR DELCINTURÓN PRINCIPAL

EXTREMO EXTERIOR DELCINTURÓN PRINCIPAL

Principales asteroides

=o.!lEros

Nisad

valle Mariner, de 4,000 km de longitud.Marte tiene dos lunas, Fobos (miedo) y

Deimos (horror), descubiertas en 1877 porAsath Hall. Por su pequeñez se cree que eranasteroides que quedaron atrapados por elplaneta. Los dos están formados por materia-les opacos y rocosos, probablemente con-doritos carbonosos.

Fobos, de superficie irregular, tiene undiámetro de 28 km máximo y 19 mínimo.Cuenta con un cráter grandísimo de 10 km dediámetro, el Stickney, cerca del cual hay unagrieta de 700 m de ancho y 90 de profundi-dad. Se estima que la edad de este satélite esde 3,400 millones de años.

Deimos tiene un diámetro de 16 km, susuperficie presenta cráteres sepultados enpolvo. Ambos satélites contienen agua yelementos orgánicos, lo que ha despertadomucho la atención de los astrónomos.

Asteroides

Entre las órbitas de Marte y Júpiter existe unabanda o cinturón de asteroides o planetoidesque son cuerpos celestes rocosos de dimen-siones reducidas que se mueven en órbitas detipo planetario alrededor del Sol.

Hay asteroides cuya órbita no está limita-da por la banda, por ejemplo, el Hidalgo queen su afelio alcanza la órbita de Satumo ytarda en recorrer su órbita 14 años. Hay otrosque se acercan mucho a la órbita de la Tierra,como Eras, Apolo, Adonis y sobre todo


P'I~OBamberg O O Dafne

JunoO

Winchester

O o Eufrosine

00,,,8O Fortuna

oBetina

Paciencia OO Temis

HigiaO

Héctor 8

oHermione

c::::> Camila

OCibeles

Tomado de: Andrew Chaikin, The New Solar System, Sky Publishing Corporation.

con un diámetro de 550 km, un periodo derevolución alrededor del Sol de 4.6 años yuna rotación de 10 horas.

Juno, descubierto por Harding en 1804,tiene un radio de 124 km, un periodo detraslación de 4.37 años y un periodo derotación de 7.2 horas.

Vesta, descubierto por Olber en 1807, esel más brillante de todos los asteroides y enocasiones puede observarse incluso a simplevista, ya que tiene un albedo de 0.23.

Hay otros asteroides importantes, comoMelpómene, Ícaro, Eros, Apolo, Juno yHermes. Se conocen con detalle más de1,600 órbitas de estos cuerpos celestes, y sehan logrado fotografiar más de 30,000.

Hay algunos asteroides que no se encuen-tran orbitando en este cinturón, como es elcaso del grupo conocido como los Troyanos,que gravitan en los puntos de Lagrange,situados en la órbita de Júpiter, éstos sedividen en los que preceden a Júpiter, comoes el caso de Aquiles, Héctor, Néstor,Agamenón, Ulises, Ajax, etc., y los quesiguen a Júpiter, como son Patroclo, Príamo,Eneas, Anguises, Troilo, etcétera.

Hay otros asteroides que gravitan separa-dos, como es el caso de Quirón, que fuedescubierto en 1977 entre las órbitas deSatumo y Urano; tiene un radio de 325 km Ytarda en recorrer su órbita 50, 68 años, es unastro poco luminoso ya que su brillo máximoes de 14! magnitud. @

ODembowska

Hermes. El primer asteroide y el más grandede todos fue descubierto por el astrónomoMonge y por el director del Observatorio deNápoles, Giussepe Piazzi, en Palermo, el 1Q

de enero de 1801 y se le dio el nombre de ladiosa de la fertilidad, Ceres. Este asteroidetiene un radio de 501.5 km; tarda 4.6 años endarle la vuelta a su órbita y su rotación es de9 horas.

Cuando se descubrió Ceres hubo muchascontroversias; unos decían que era un plane-ta; otros, un satélite, y otros más, un cometa.Finalmente, el astrónomo William Herscheldedujo que era un tipo de cuerpo celestediferente, al que llamó asteroide.

Palas es otro de los asteroides grandes,

," ',tf' '.: ;'._

Lafamosa cara de Marte tomada por elViking. (Finley Holiday Films)

33

Diccionario astronómico

Francisco Mandujano O.

R (asociaciones). Grupos coincidentes deestrellas en una nebulosa de reflexión.Típicamente consisten en estrellas BO-A2 con gigantes o supergigantes rojasocasionales.

R (estreUas). Estrellas con característicasespectrales semejantes a las estrellas G yK excepto porque no tienen las bandasmoleculares C2, CN y CH.

R (galaxia). Galaxia clasificada en el siste-ma de Yerkes de 1974, que muestra unasimetría rotativa sin estructura espiral cla-ramente marcada (antiguamente se le co-nocía como galaxia D).

R (magnitud). Magnitud derívada de obser-vaciones a 6,800 Angstrorns.

R (zonas). Regiones en la corona solar en lasque se observan variaciones de radio-frecuencia de corta duración.

Radial (velocidad). Velocidad a lo largo dela línea de visión. La velocidad se consi-dera negativa si es en dirección al obser-vador y positiva en la dirección contraria

Radiante. Punto convergente hacia el cualparecen viajar las estrellas de un cúmuloen movimiento, o del cual parecen prove-nir los meteoros en una lluvia de estrellas.

Radiación (era). Periodo comprendido en-tre los 10 y los 100 segundos posterioresa la gran explosión, cuando la temperaturacayó hasta 1()9 K Y la relación del par deaniquilación electrón-positrón excedió lavelocidad de su producción, dejando a laradiación como el principal constituyentedominante del Universo. A los 200 segun-dos de la gran explosión, la nucleosíntesisse dio de manera abrupta y virtualmente

34

todo el deuterio se convirtió en helio. Aesta era sigue la era de la materia.

Radioastronomía. Rama de la astronomíaen que se hacen observaciones en longitu-des de onda de radio.

Radiochorro. Objeto extragaláctico con unafuerte emisión de radio o chorro. Losestudios de su interacción con el mediointracumular pueden revelar informaciónacerca de la naturaleza de tal medio.

Radiogalaxia. Galaxia extremadamente lu-minosa en longitudes de onda de radio.Por 10 general se trata de una galaxiaelíptica gigante -la mayor en un cúmu-lo- y que es un fuerte emisor de radia-ción sincrotónica. Ejemplos de radio-galaxias se encuentran en M82 y M87.

Radioestrella. Estrella con fuerte emisiónen longitud de onda de radio. Ejemplos deestos astros son los pulsares, las estrellasráfaga, algunas estrellas infrarrojas y al-gunas de rayos X. Existe una clase peque-ña de estrellas binarias cercanas que mues-tran una radioemisión débil, aparente-mente no periódica y no térmica. Estaclase incluye a B Lyrae, B Persei (Algol),HDE 226868 (Cygnus x-u, CC Casi 0-

peiae, AR Lacertae, y RS CanumVenaticorum.

Radiofuente. Fuente de radiación en longi-tudes de onda de metros y centímetrosfuera del Sistema Solar. La más fuerte esCassiopeiaA,lesiguen CygnusAy TaurusA (cangrejo).

Radioventana. Longitudes de onda entreunos cuantos milímetros y cerca de 30metros en las cuales la atmósfera terrestre

~ ~

Representación de Kepler de losepicic/os ptolomeicos.

es transparente a la radiación.Ras Algheti (a Herculis). Estrella gigante

variable semirregular M5 II (p = 50-30días) a cerca de 125 pc de distancia.

RA TAN. Acrónimoruso para el Radio Teles-copio de la Academia de Ciencias. Setrata de un radiotelescopio con antena de600 metros ubicado en Zelenchuk, en elCáucaso Norte, designado para observarla región del espectro de 30 cm a 8 rnm.

Rayleigh (R). Unidad de medición de lumi-nosidad de la intensidad de la aurora, quees igual a 1()6 fotones emitidos por 4steradianes por cm? de columna verticalpor segundo.

Rayleigh-Jeans (ley). Aproximación de lafórmula del cuerpo negro de Plank, que seusa a menudo en radíoastronomía. Latemperatura de brillo de una fuente obser-vada con un radiotelescopio es la tempe-ratura requerida para fijar la temperaturaespecífica observada con la fórmula deRay leigh- Jeans.

Rayleigh (límite). Ángulo mínimo resolubleentre la longitud de onda de dos lineasespectrales.

Razin-Tsytovich (efecto). Supresión fuertede radiación de baja frecuencia por elec-trones que se mueven en un plasma fríosin colisiones.

Rectángulo rojo. La estrella HD 44179 Y lanebulosa asociada.

Reflexión (nebulosa). Nube de gas inter-estelar y polvo cuyo espectro contienelíneas de absorción características del es-pectro de las estrellas cercanas que lailuminan. La componente de emisión de


suespectro se produce por el gas excitado;el espectro de absorción es la luz estelarreflejada por el polvo. Véase tambiénnebulosa difusa.

Regolito. Capa de los fragmentos produci-dos por el impacto meteorítico sobre lasuperficie de la Luna o de un planeta.

Regresión de los nodos. Movimiento lentoen dirección oeste (190 21' por año, 3600

en 18.6 años) de los nodos de la órbita dela Luna debido a la perturbación queejercen la Tierra y el Sol.

Regulus (a Leonis). Estrella triplevisuaIB8V situada a 26 pc.

Relajamiento. Periodo requerido para el res-tablecimiento de una distribución aleatoriadel movimiento en un cúmulo de estre-llas.

Relatividad. Teoría especial concerniente alas mediciones de tiempo y espacio he-chas por dos observadores en movimien-to relativo uniforme, que aclara la nociónde simultaneidad relativa a tales observa-dores. La teoría general de la relatividadse relaciona con la generalización de laleyde la gravitación universal de Newtoncuando masas que se mueven bajo suinfluencia mutua adquieren velocidadescomparables con la de la luz; su postuladobásico, derivado de la igualdad de la masainercial y de la gravitatoria, es que todaslas aceleraciones son métricas en origen.

Relativo (número de manchas solares).Véase número de Wolf.

Relativistico (bremsstrahlung gravi-tatorio). Radiación gravitatoria emitidacuando dos estrellas pasan una junto a la


Ilustración de Johannes Keplersobre los espacios entre los

planetas y las excentricidadesde sus órbitas.

otra a gran velocidad y se desvían ligera-mente de su trayectoria.

Relativistico, Dícese de los objetos cuyavelocidad se aproxima a la de la luz.

Reseau (pI., reseaux). Rejilla que se foto-grafía mediante una exposición separadasobre la misma placa con imágenes deestrellas o de galaxias.

Resolución (poder de). Cociente de la longi-tud de onda promedio de dos líneas re-sueltas entre la longitud de onda de sepa-ración entre ellas, R= A/t.t... El poderresolutivo del ojo humano es de cerca detres minutos de arco.

Reticula. Cruz empleada en el campo delocular de un telescopio.

Reticulum (sistema). Probable miembro delGrupo Local. Cúmulo globular o galaxiaenana análoga a la galaxia enana del Dra-gón, cercana a la Nube Mayor de Ma-gallanes.

Roche (límite). Distancia máxima a la cualun satélite se encuentra en equilibrio bajola ~influenciade su propia gravitación y lade una masa central alrededor de la cualdescribe una órbita circular kepleriana.

Roja (gigante). Tipo de estrella de granluminosidad (K o M) de radio muy gran-de, que ocupa la región superior del dia-grama H-R. Se trata de estrellas que hanconsumido su combustible nuclear y cuyaluminosidad se debe a la combustión de lacubierta de hidrógeno.

Roja (mancha). Mancha elíptica de 40,000x 15,000 km situada en el hemisferio surde Júpiter. Su color e intensidad varíancon el tiempo. Ha sido observada de ma-

nera continua durante al menos los últi-mos 100 años. Se encuentra en los regis-tros de Cassini del siglo XVII. Actual-mente se supone que se trata del vórtice deuna tormenta ciclónica de larga duración.

Rojo (corrimiento). Corrimiento de las lí-neas espectrales hacia longitudes de ondamayores debido al efecto Doppler o alefecto Einstein. El corrimiento al rojo delas galaxias distantes fue notado primeropor Slipher en 1913 y subsecuentementeinterpretado por Hubble y Humason entérminos de una gran expansión cósmica.

Roseta (nebulosa). Región brillante HII enMonoceros, situada a 1.5 kpc de distan-cia. Está rodeada del cúmulo abierto NGC2244 e incluye a los NGC 2237, 2238,2239 Y2246.

Ross 614 B. Última estrella masiva auto-luminosa conocida (0.062 ± 0.009 Mo).Se encuentra a 4 pc de distancia.

Rossiter (efecto). Distorsión rotacional delas curvas de velocidad de las binariaseclipsantes.@

35

Las 88 constelaciones

La Osa MayorSegunda parte

Bulmaro Alvarado

El carro de la Osa Mayor y, en general,todas las figuras características de las

constelaciones están creadas por la combina-ción casual de distancias y lurninosidades delas estrellas.

Pero volvamos a las estrellas del carro;excepto Dubhe, todas éstas son estrellas gi-gantes, blancas y calientes, con temperaturasuperficial de unos 10,000 °C; (la de Ackairalcanza casi los 18,000 0C). Dubhe es unaestrella gigante, anaranjada, algo más fríaque nuestro Sol; la temperatura de su super-ficie se aproxima a los 5,000 "C.

Las estrellas del carro, igual que todas lasrestantes, se mueven en el espacio. Peroincluso aquí no vemos la unidad de acciónque su similitud externa parece pregonar.Proyectándolas en una bóveda celeste imagi-naria, las estrellas extremas, Alkaid y Dubhe,viajan impetuosamente en dirección contra-ria a las demás. El resultado de esta circuns-tancia es la desfiguración constante de laforma del carro, aunque extremadamentelenta para el observador. De las siete estrellasdel carro, cinco son parecidas entre sí por suspropiedades físicas y viajan en el espacio casien la misma dirección y a la misma veloci-dad. Esto permite creer que no son simple-mente compañeras de viaje en en el espacio,sino un torrente estelar, es decir una forma-ción de estrellas que, por lo visto, tienenprocedencia común.

Casi a la mitad de la distancia que hayentre las patas delanteras y traseras de la Osa

36

Grabado de Durero.

El UniversoNúm. l O,Abril-Junio 1995

UrsaMajor

Galaxia M 81, en Ursa Major

Mayor, existe una pequeña estrella de mag-nitud 6.5, es decir que sólo personas de unaagudeza visual extraordinaria, pueden verlasin ayuda de instrumentos. Se conoce comoestrella de Grumbridge, en honor del astró-nomo que descubrió sus particularidadesasombrosas. En el catálogo que Grumbridgepublicó en 1810, esta estrellita figura con elnúmero 1830. Pero ¿por qué es notable?Exteriormente, no parece tener interés. Espequeña, amarilla e irradia casi siete vecesmenos luz que el Sol. A ésta le va mejor elnombre de "enana amarilla". Lo extraordina-rio radica en su impetuoso movimiento através del espacio. En cien años se desplazaen la bóveda celeste una distancia angularpoco mayor que un tercio del disco lunar. Silas estrellas del carro de la Osa Mayor sedispersasen a esta velocidad, hace muchossiglos que se habría descubierto el movi-miento de las estrellas.

En el espectro de la estrella de Grumbridgelas líneas están corridas hacia el violeta. Estoquiere decir que la estrella se acerca a noso-tros a una velocidad (juzgando por la magni-tuddel corrimiento) de 98 km/s. La velocidadtotalen el espacio de la estrella de Grumbridgese aproxima a 300 km/s.

Con semejante velocidad, esta estrellaabandonará relativamente pronto la OsaMayor, dentro de 6,000 años estará en laCabellera de Berenice, y dentro de 12,000años, ¡en la constelación de Leo!

Los antiguos creyeron en la invariabilidad

El Universo Núm. !O, Abril-Junio 1995

del cielo en parte porque ninguna de lasestrellas que veían tenía un movimiento tanveloz.

La distancia angular entre Mizar y Alcorse aproxima a los 12' de arco, que es un pocomás de un tercio del disco lunar visible. Perola proximidad aparente de estas dos estrellasse explica por su gran alejamiento con res-pecto a nuestra estrella. En realidad, la dis-tancia entre Mizar y Alcor es por lo menos17,000 veces mayor de la existente entre laTierra y el Sol, es decir, aproximadamente¡dos billones y medio de kilómetros!

Pero en el Universo todo es relativo. En laescala estelar Alcor y Mizar son estrellascercanas, pues la distancia entre ellas es 16veces menor de la existente entre el Sol y Alfadel Centauro; por esta razón no se descartaque Mizar y Alcor formen un sistema físicode dos estrellas que giran alrededor de uncentro de gravedad común, aunque todavíanadie ha observado este movimiento y esdifícil suponer que esto pueda lograrse en unfuturo cercano, pues el periodo de revoluciónde Alcor alrededor de Mizar es de no menosde dos millones de años. ¿Qué hay de extrañoen que durante centenas de años de observa-ciones incesantes los astrónomos no hayandescubierto todavía un desplazamiento nota-ble de Alcor en su órbita?

Con un telescopio pequeño se puede versin dificultad que Mizar se compone de dosestrellas que, a simple vista, parecen unasola. Esto lo descubrió el astrónomo Riccioli,

coetáneo de Galileo. Ambas estrellas, MizarA y Mizar B, son gigantes blancas calientes.Ambas giran alrededor de un centro de gra-vedad común ¡con un periodo de unos 20,000años! Pero esto no es todo. Por medio delanálisis espectral se logró establecer queMizar A, se compone, a su vez, de dosestrellas que casi rozan entre sí y que girancomo si danzaran un impetuoso vals cósmico(¿cómo caracterizar de otra manera a estesistema en el que el periodo de revolución essolamente de ¡20 días y medio!?)

Repetimos que esta situación no se puedenotar con ningún telescopio y solamente losdelicados efectos espectrales nos llegan apersuadir de su existencia.

En la constelación de la Osa Mayorno sonpocas las estrellas dobles. Pero entre todasellas es particularmente digna de atenciónuna estrellita de 4!magnitud, relativamentebrillante, que se designa con la letra ~ y quepuede buscarse debajo de las "patas" traserasde la Osa Mayor, cerca de la constelación delLeón Menor.

Dos estrellitas amarillas y casi iguales,muy parecidas a nuestro Sol, giran alrededorde un centro de gravedad común con unperiodo de 60 años. La estrella Xi de la OsaMayor es la primera doble, a la que en 1830se le calculó la órbita (de una estrella respectoa la otra) y se determinó con seguridad superiodo de revolución. Así se demostró quela ley de la atracción es verdaderamenteuniversal.

37

GaLaxia M 82, en Ursa Major.

Mucho después se descubrió (también enel análisis espectral) que las estrellas ~ A y~B tienen a su vez estrellas satélites y que elperiodo de revolución de uno de estos siste-mas es de 669 días, mientras que el del otroes de solamente cuatro.

[De nuevo un sistema de cuatro soles, yesta vez no cabe duda de que están ligadosfísicamente entre sí!

Las observaciones minuciosas demues-tran que muchas de las estrellas de la OsaMayor, principalmente las que sólo se vencon el telescopio, cambian su brillo, su lumi-nosidad visible.

De todas las estrellas variables de la OsaMayor concentremos nuestra atención enuna de ellas, que pertenece al grupo de lasllamadas estrellas variables a eclipse.

Se trata de la estrella W de la Osa Mayor,que es única, y no sólo en la Osa Mayor sinoen todo el firmamento.

Las dos estrellas que forman este sistemase encuentran tan cerca una de la otra que porla atracción gravitatoria cambiaron la formaesferoidal común de las estrellas y se convir-tieron en elipsoides estirados en forma demelón. Estos dos astros, que giran alrededorde un centro de gravedad común, están cons-tantemente dirigidos uno hacia el otro por suspartes más "agudas ". Se requieren solamenteocho horas para que ambas estrellas retornena su posición inicial; un periodo de cambio debrillo tan corto no se encuentra en ningunaotra estrella variable.

38

No es difícil comprender que, llevando elcorro, las estrellas que forman la W de la OsaMayor o bien se vuelvan de cara hacia elobservador terrestre, o bien de lado. Es claroque al mismo tiempo también cambia lacantidad de luz que las estrellas envían endirección de la Tierra. Estas estrellas no seven por separado con ningún telescopio.Todos los conocimiento respecto a la W de laOsa Mayor han sido obtenidos con el análisisminucioso de la curva del cambio de brillovisible que varia entre las magnitudes 7.8 y8.6.

Ahora imaginemos qué aspecto insólitotendría el cielo si cambiásemos el Sol por laestrella única de la Osa Mayor. En lugar delastro deslumbrante y sereno por el cielo sedesplazarían ¡dos soles en forma de melóncasi rozándose!

En la constelación de la Osa Mayor exis-ten seis nebulosas brillantes que figuran en elcatálogo de Messier con los números 81, 82,97,101, 108 Y 109. Cinco de ellas son simi-lares por su naturaleza y representan siste-mas estelares remotos: las galaxias. La sextanebulosa, que se designa con el símbolo M97(se lee: "Messier 97"), se diferencia conside-rablemente de las restantes.

Ante todo, esta nebulosa no es un sistemaestelar, sino una nube gigante esferoidal degas luminiscente. Exteriormente la nebulosarecuerda un poco los discos de los planetas ypor esto, como hemos mencionado anterior-mente, a las formaciones de este género se las

Telescopio de Wi/liam Herschel.

ha denominado nebulosas planetarias. Cuan-do se observa con potentes telescopios, lanebulosa planetaria de la Osa Mayor pareceuna lechuza, de ahí que los astrónomos lallaman coloquialmente "Lechuza".

En el centro de la nebulosa, como decostumbre, se ve una estrella blanca muycaliente. Hay razones para suponer que losgases que forman la nebulosa fueron arroja-dos en cierto tiempo por la estrella central alproducirse una explosión no del todocomprensible. En todo caso, la nebulosa seextiende actualmente en todas direcciones apartir de la estrella, lo que indica evidente-mente cuál fue la fuente que la engendró.

La nebulosa "Lechuza" es un objeto muylejano y difícil de observar; está a 2,290parsecs y su brillo aparente se aproxima a12! magnitud. Su diámetro es casi 230,000veces mayor que el de la órbita terrestre. Apesar de esto, la nebulosa se encuentra ennuestra Galaxia. Solamente la imperfec-ción del telescopio de Messier obligó alinvestigador a mezclar en su catálogo lasnebulosas con otros sistemas estelares.

Entre los tesoros de la Osa Mayor, ocultosalojo humano desarmado, hay una multitudde galaxias. De todas ellas mencionaremossolamente tres: M101, M81 y M82.

Con un telescopio pequeño la galaxiaM 101 puede encontrarse en forma de unamanchita nebulosa -Iuminiscente (de 8.2!magnitud estelar) no lejos de Mizar, sobre lacola de la Osa Mayor. En la fotografía apare-

El Universo Núm. io, Abril-Junio 1995

ce como una espléndida espiral estelar que,gracias a un caso fortuito, vemos "de plano".Estegrandioso sistema estelar está compues-to de miles de millones de soles. Miles oquizá millones de planetas de esa galaxiapodrian estar poblados por seres que tambiénhubieran inscrito en sus catálogos estelaresnuestra galaxia, pues desde allí, desde lagalaxia MlOl, ésta se ve perfectamente. Siaquellos habitantes tuvieran "superte-lescopios" que permitiesen ver todo lo queocurre en nuestra Tierra, verían ahora lo queocurrió hace aproximadamente 8 millones deaños: ¡tal es el tiempo que necesita un rayo deluz para vencer la distancia que hay entreMlOl y nuestra galaxia!

Las otras dos galaxias, M81 y M82, conmagnitudes de 7.9 y 9.2, forman un sistemabinario. Estas galaxias se ven en el cielo muycerca una de la otra, entre las estrellas queforman el hocico de la Osa Mayor.

La distancia hasta este par de galaxias esde 2,300 parsecs. La galaxia M81 (igual quela MlOl) es muy parecida a la nuestra, perosu diámetro es casi cuatro veces menor.Aunque está vuelta hacia nosotros un poco delado,su estructura espiral se ve perfectamente.

La galaxia M82 tiene un aspecto comple-tamente diferente. Como nos presenta uno desus costados, tiene el aspecto de una nebulo-sa en pedazos. Esta galaxia es de tipo irregu-lar (asíllaman los astrónomos a los objetos deeste tipo).

La distribución de la materia en la parte

El Universo Núm. IO, Abril-Junio 1995

del Universo observable tiene una particula-ridad: su extrema irregularidad. Las estrellasforman sistemas dobles, triples y en generalmúltiples. Desde ellas sale una fila ininte-rrumpida que va hacia los cúmulos estelaresy galaxias. Pero a su vez los sistemas estela-res frecuentemente se unen en pares, grupose incluso en nubes gigantes de galaxias, quedifícilmente puede uno imaginárselas conclaridad.

En la Osa Mayor se conocen tres de estasnubes o cúmulos de galaxias, el más numero-so de los cuales está compuesto por 300 deellas. La parte central de este cúmulo tiene undiámetro de 200 kiloparsecs (6, 260 billonesde kilómetros); sin embargo, ocupa en labóveda celeste una superficie un poco mayorque la del disco lunar. Este cúmulo de ga-laxias se aleja de la Tierra a una velocidad de¡15,000 km/s!, es decir, IO,OOOveces másrápido que una bala.

Se ha dicho que todas las galaxias sealejan de la Tierra pero no debe pensarse quenuestro planeta es el sitio más desagradabledel Universo del cual todas las galaxias pro-curan alejarse. No, simplemente es que todoel sistema de galaxias que conocemos seensancha, "se hincha"; en esto estriba laesencia, la causa del célebre e indudablemen-te real "corrimiento de las ondas espectraleshacia el rojo".

Por lo visto, hace miles de millones deaños una explosión de potencia inconcebibleoriginó la carrera de las galaxias.No pode-

Galaxia M 101, en Ursa Major.

mos saber si esto ocurre en todo el Universo,pero, al menos en la parte que podemosobservar, la expansión es indudable.

Los majestuosos cuadros que se ven en laconstelación de la Osa Mayor nos obligan areflexionar sobre los enigmas que hay entomo a la evolución de las estrellas y lasgalaxias. Consideremos, por ejemplo, el parde galaxias ya mencionado: M81 y M82. Ajuzgar por sus espectros, se alejan de noso-tros a una velocidad de 187 km/s, una, y 74km/s, la otra. Por lo tanto, estas galaxias sealejan una de la otra a una velocidad nomenor de 113 km/s, Debe deducirse queambas galaxias nacieron simultáneamente yque al surgir adquirieron velocidades inicia-les que obligan al sistema a ensancharseininterrumpidamente.

Ejemplos como éstos hay muchos y nodejan dudas de que las galaxias (igual que lasestrellas) nacen en grupos, de alguna materia"pre-estelar" de naturaleza desconocida.é'

39

Efemérides

Alberto Gonzále: Solís

OBSERVATORIOS

Observatorio Luis G. León

Parque Felipe S. XicoténcatlCol. Alamos, México, D.F.

Longitud 99° 08' 30" W= 6h36m34sLatitud + 19° 23' 55" NAltitud 2,246 m

Observatorio Cerro de LasÁnimasCerro de Las ÁnimasChapa de Mota, Estado deMéxicoLongitud 99° 31' 23.4" W= 6h 38 m 05.5 sLatitud +19° 47' 24" NAltitud 3,070 m

Segundo trimestre

Horario del Meridiano de Greenwich (Tiempo Universal) 6 horasmenos en Tiempo del Centro (Meridiano 90° al O de Greenwich).

Mes Día Hora

Abril 4 13 Aldebarán a 3° al S de la Luna8 20 Pollux a 12° al N de la Luna10 14 Marte a 8° al N de la Luna11 16 Regulus a 5° al N de la Luna13 12 Satumo a 0.5° al S de Venus*14 13 Mercurio en conjunción superior con

el Sol15 09 Spica a 1° al S de la Luna*15 12 Eclipse parcial de Luna18 09 Júpiter a 3° al S de la Luna18 10 Antares a 8° al S de la Luna21 18 Neptuno a 5° al S de la Luna22 05 Urano a 6° al S de la Luna25 20 Satumo a 6° al S de la Luna26 20 Venus a 4° al S de la Luna29 17 Eclipse anular de Sol

Mayo 1 05 Mercurio a 4° al S de la Luna2 08 Aldebarán a 3° al S de la Luna6 03 Pollux a 12° al N de la Luna8 08 Marte a 7° al N de la Luna9 01 Regulus a 5° al N de la Luna

* Fenómenos interesantes, apulsos o posibles ocultaciones. Las posicionesde la Luna son guía para identificar los astros a los que se acerca.

40

12 02 Mercurio en mayor elongación;22° al E del Sol (vespertino)

12 20 Spica a 1° al S de la Luna*15 20 Antares a 6° al S de la Luna16 02 Júpiter a 2° al S de la Luna19 01 Neptuno a 4° al S de la Luna19 10 Urano a 5° al S de la Luna23 06 Satumo a 6° al S de la Luna24 07 Marte a 10° al N de Regulus27 07 Venus a 0.5° al S de la Luna*29' 14 Aldebarán a 3° al S de la Luna30 05 Mercurio en conjunción con la Luna

Junio 1 11 Júpiter en oposición con el Sol2 09 Pollux a 2° al S de la Luna5 07 Mercurio en conjunción inferior con

el Sol5 08 Regulus a 4° al N de la Luna5 20 Marte a 6° al N de la Luna9 06 Spica a 1.1° al S de la Luna*12 07 Antares a 8° al S de la Luna12 08 Júpiter a 2° al S de la Luna14 14 Júpiter a 5° al N de Antares15 10 Neptuno a 5° al S de la Luna15 19 Urano a 6° al S de la Luna15 21 Mercurio a 2° al N de Aldebarán*18 20 Aldebarán a 3° al S de la Luna19 02 Mercurio a 4° al S de la Luna19 19 Satumo a 6° al S de la Luna21 20 Sol en Gémini (90°0 Solsticio de

Verano)26 02 Mercurio a 0.6° al S de la Luna*26 16 Venus a 3° al N de la Luna29 16 Mercurio en la mayor elongación;

22° al oeste del Sol (matutino)29 15 Pollux a 11° al S de la Luna

Lluvia de estrellasAbril 21. LíridasMayo 4. AcuáridasJunio 20. Ofiúquidas

Fases de la Luna

Luna Nueva •Cuarto Creciente »Luna Llena OCuarto Menguante <r

Abrild h m

29 17 378 05 36

15 12 0822 03 19

Juniod h m

28 00 5161027

13040419 22 02

Mayod h m

29 09 287 21 45

14 20 4921 11 36

DistanciasPerigeo (mínima)Abril 17, Mayo 15, Junio 12

Apogeo (máxima)Abril 5, Mayo ¡y 30, Junio 26

EstacionesJunio 21. Sol en Gemini, a las 21 h 20 m. Solsticio de Verano.

EclipsesAbril 15. Eclipse parcial de Luna. Visible en su principio en la

República Mexicana. Circunstancias del eclipse:


Principio del eclipse parcial 11 h 29 m (T'Ll.)Máximo del eclipse 12 h 19 mFin del eclipse 12 h 56 m

Abril 29. Eclipse anular de Sol. Visible como parcial en la mitad surde la República Mexicana, en Centroamérica y norte deSudamérica. Como anular la franja cruzará por Ecuador,Perú, Colombia y Brasil. Circunstancias del eclipse:Principio del eclipse parcial 14 h 33 m (T'Ll.)Mitad del eclipse 17 h 23 mFin del eclipse 20 h 31 m(véase mapa)

Hora sideral (a las O h T'D')

Abril Mayo Juniod h m s d h m s d h m s1 12 35 5 1 14 33 8 1 16 36 1

10 13 11 1 11 15 13 2 10 17 11 520 13 50 4 21 15 52 7 20 17 50 930 14 30 O 31 16 32 6 30 18 30 3

En fechas intermedias, agréguense 3.9 m por cada día. Por cadaseis horas después de las 0.0 h agréguese un minuto.

Días julianosA las 12 h T.U. comienza:Abrill dj 2449808, 10 dj 2449817, 20 dj2449827, 30 dj 2449837Mayo 1dj 2449838, 11 dj 2449848,21 dj 2449858, 31 dj 2449868Junio 1dj 2449869,10 dj 244987&, 20dj2449888, 30dj 2449898

Mapa del eclipse de Solparcial del 29 de abril de1995. Se apreciará en laparte central de laRepública Mexicana unapequeña uña de 10% deldiámetro del Sol. EnOaxaca, Chiapas yQuintana Roo, laparcialidad será de 20%.


Nebulosa M 17 en Laconstelación de Sagitario. (Foto: AlbertoLevy)

41

LOS PLANETAS EN 1995Elongación oriental Elongación occidental

o 30 150MEDIANOCHE

150f-- "1 ? .1 1 1,.1 I 1 1 1 _ 1 1 V 1 1 1 1

" !~V I 1:-./ .'

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CIELO VESPERTINO

60 90 120

n

.n.

m.

Mercurio ~--------Venus ~

• • •••• • • • • • • • •Marte cJ

Júpiter 21-------Saturno 11

Conjunción o

Este diagrama indica las posiciones aproximadas de los cinco planetasmás visibles en su recorrido entre las constelaciones zodiacales. Estasson representadas por las franjas diagonales. Su desigual anchura danoción del espacio ocupado por la ec1íptica en cada constelación. Lassubdivisiones en los márgenes verticales señalan intervalos de diezdías; en los márgenes horizontales se indican las distancias angularesrespecto al Sol cada diez grados.

El orden de aparición de los planetas en determinada fecha seencuentra revisando la gráfica de izquierda a derecha. Es difícil oimposible distinguir los situados a menos de diez grados del Sol.

Elongaciones. Mercurio y Venus llegan a su elongación orientalen el cielo vespertino y a la occidental en el cielo matutino.

Conjunciones. En el margen izquierdo Mercurio y Venus salen de

42

CIELO MATIJTINO

180 120 O90 60 30

Ene

Feb

Mar

Abr

May

Jun

Jul

Ago

Sep

Oct

Nov

Dien: § .n. m.

X' Sagitario"r), Capricornio~ Acuario7t Piscisry> Aries() Tauro

1I Géminis§ Cáncer6¿Leon:¡, Virgo.n Libram. Escorpión-Ofiuco

la conjunción superior (planeta atrás del Sol) y llegan a la inferior(planeta entre Sol y Tierra). En el lado derecho, pasan de la conjuncióninferior a la superior. Marte, Júpiter y Satumo tienen su conjuncióncon el Sol al quedar sus trazos tocando los márgenes laterales. En losdías de la conjunción y los cercanos a ella, los planetas son invisibles.

Oposiciones. Los planetas exteriores, Marte, Júpiter y Saturno,están en oposición con el Sol cuando su trazo cruza la línea central dela media noche. En esa fecha y los días cercanos, son visibles en todala noche. Ejemplo: en mayo, al principio del mes, Mercurio está porllegar a su mayor altura en el poniente; Marte aparece en lo alto, haciael oeste en la constelación Leo. En el cielo matutino, a la media nocheJúpiter se acerca al cenit; Saturno aparece arriba de Venus por eloriente, antes del alba. .


Oeste Este Oeste Este Oeste Este

3 3 3

5 5 5

7 7 799 9

II 11 111313 131515 1517

17 1719

19 1921

21 2123

23 2325

25 2527

27 2729

29 2930 30 30

Los satélites de JúpiterEn las gráficas se representa a Júpiter con las líneas paralelas del centro y a sus cuatro satélites mayores por los trazos curvos. En el margenizquierdo se indican las fechas de cada mes a la medianoche. Así se pueden estimar las posiciones de los satélites en sus movimientos alrededorde Júpiter, Se nota que en su curso hacia el oeste pasan enfrente del planeta (tránsito) y en dirección contraria, al este, desaparecen atrás delcuerpo de Júpiter o por la sombra de éste (ocultación o eclipse). Los satélites se identifican con los números 1:lo, II: Europa, III: Ganimedesy IV: Callisto. La posición de las gráficas corresponde a la visual en un telescopio astronómico (imagen invertida), oeste a la izquierda, estea la derecha. Si la observación es con binoculares, inviértase la página.

Júpiter con uno de sus satélites.(Foto: NASA)

El Universo Núm. 10, Abril-Junio 1995 43

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tiva, formada por aficionados a la astrono-mía, que busca divulgar y promover la afi-ción por esta ciencia. Para ello, mantienerelación con varias organizaciones astronó-micas de todo el mundo y organiza diversasactividades para el público en general: con-ferencias, cursos, talleres, sesiones deplanetarios y actividades astronómicas paraniños.

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Abril5 "Cúmulos cinemáticos", por el doctorMiguel Ángel Herrera, Instituto de Astrono-mía de la UNAM.19 "Regiones de formación estelar", por ladoctora Silvia Torres de Peimbert, Institutode Astronomía de la UNAM.26 "Simulaciones numéricas de flujos deestrellas", por Susana Viro, Instituto de As-tronomía de la UNAMMayo3Título pendiente, por la maestra en cienciasJulieta Fierro, Instituto de Astronomía de laUNAM.


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17 "La edad del Universo", por el doctorManuel Peimbert, Instituto de Astronomíade la UNAM, miembro del Colegio Nacio-nal.24 Título pendiente, por la doctora RosarioPeniche, Instituto de Astronomía de laUNAM.31 Pendiente.Junio14 Asamblea General Ordinaria de la SAM21 Pendiente28 Pendiente

Cursos para todo público

La Sociedad Astronómica de México ofrecegratuitamente los siguientes cursos:• "Astrografía", por el profesor EduardoGastelum e invitados, los miércoles de 19:00a 21 :oohoras en el Salón de Actos de la sededel Parque Felipe S. Xicoténcatl.• "Taller de óptica ", por don Alberto GonzálezSolís, los lunes, miércoles y viernes de 19:00a 21:00 horas en la planta baja de la sede delParque Felipe S. Xicoténcatl.• "Fabricación de telecopios", por don Al-berto González Solís, los lunes, miércoles yviernes a partir de las 20:30 horas Cualquieraficionado a la astronomía podrá tallar supropio telecopio, posteriormente alumini-zarlo, construir su cuerpo y su base. Única-mente se cobra el costo de los materialesnecesarios para fabricar el telescopio.• "Las 88.constelaciones", por el Dr. Bul-maro Alvarado, los lunes a partir de las 20:30horas en el Planetario Joaquín Gallo delParque Francisco Villa.

Página de la SAM enInternet

Usted podrá enviarsu mensaje porcorreo electrónico a través de laRed Internet, con la siguiente cla-ve de Internet:

http://www.spin.com.mx/usua-rios/scalderon/sam.htm

Grupo Cri-CrÍ

El grupo Cri-Crí ofrece talleres de astrono-mía para niños entre 5 y 12 años de edad, loscuales se reúnen los sábados de 17:ooa 19:00horas, en la sede del Parque Felipe S.Xicoténcatl. Para mayores informes sobre elgrupo Cri-Crí comunicarse con LauraHernández aI519-47-30.

Cabe aclarar que el grupo lleva el nombrede Cri-Crí como un modesto homenaje aFrancisco Gabilondo Soler. Este gran músi-co de los niños, el grillito cantor, fue unastrónomo aficionado, miembro de la Socie-dad Astronómica de México durante muchosaños y benefactor de la misma, al donarle sucolección de telescopios y equipos.

Observatorios

La SAM cuenta con tres observatorios: elLuis G. León y el Othón Betancourt, que seencuentran en la sede de la Sociedad, en elParque Felipe S. Xicoténcatl, colonia Ála-mos, y el observatorio Cerro de las Ánimas,que se encuentra en Chapa de Mota, Estadode México.

El observatorio Luis G. León cuenta conun telescopio refractor de 20 cm de diámetro,f/15. El observatorio Othón Betancourt tieneun refractor de 10cm, fl 15. Si las condicioneslo permiten, todos los lunes, miércoles yjueves de 19:30 a 21:30 horas, los aficiona-dos a la astronomía pueden asistir a estosobservatorios para admirar los planetas

Por su parte, el observatorio Cerro de lasÁnimas cuenta con seis telescopios y una

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• Conferencias• Sesiones de planetarios• Construcción de telescopios• Observación en telescopios• Cursos de astronomía• Astronomía para niños

Parque Felipe XicoténcatlCol. Álamos

03400 México, D.F.Tel. 519-47-30

El Universo Núm.10

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