El Universo VOL 50 Enero-Marzo 1997

sqDIIt1JIIISIIIIIMIl1lII~IEIIIII+I.FUNDADA POR LUIS G. LEON EN 1902

"Por la Divulgación de la Astronomía"

CONSEJO DIRECTIVO 1997-1998

PresidenteVicepresidenteSecretarioTesoreroPrimer VocalSegundo Vocal

Ing. Leopoldo Urrea R.Dr. Bulmaro Alvarado J.Ing. Dionisio Valdéz M.Ing. Francisco J. Mandujano O.Sr. Ruben Becerril M.Ing. Santiago de la Macorra S.

CONSEJO CONSULTIVO

Dr. Arcadio Poveda R.Ing. Rafael Robles Gil y M.Sr. Alberto Gonzáles Solís.

Dr. Francisco Diego O.Ing. José de la Herrán V.

COMISION DE HONOR

Sr. Alberto González SolísSr. Antonio R. Viaud

Lic Eric Roel S.Dr. Francisco Diego O.

Ing. José de la Herrán V.Ing. Alberto Levy B.

Ing. Francisco J. Mandujano O.

El Universo, revista trimestral coleccionable. Organo de difusión de la Sociedad Astronómica deMéxico A.C., fundada por Luis G. León M., en 1902. Registro de la Administración de Correoscomo artículo de 2a clase otorgado en Diciembre de 1941.Los artículos expresan la opinión de los autores y no necesariamente el punto de vista de laSociedad Astronómica de México A.C. Se autoriza la reproducción parcial o total de losartículos siempre y cuando se mencione la fuente. Número 170, año MCXXCVII, Enero-Marzode 1997. Toda la Correspondencia puede dirigirse a: El Universo, Apartado Postal M-9647,México D.F., C.P. 06000, o a la Sociedad Astronómica de México A.C., Parque Crl. Felipe S.Xicoténcatl, Colonia Alamos, C.P. 03400, México D.F. ó al teléfono 519-4730

ORGANO DE DIFUSION DE LA SOCIEDAD ASTRONOMICA DE MEXICO A.C.Publicación Trimestral

ISBN-0189-0577

CONTENIDO DE ESTE NUMERO

Editorial 2 Diccionario 16Términos Astronómicos

Conociendo 18La Precesión de los Equinocciospor Santiago de la Macorra S.

Constelaciones

El CieloInvernalpor Bulmaro Alvarado J.

ObservatorioEfemérides Astronómicaspor Alberto Gonzáles Solís

Comisión de ActividadesPrograma de Actividades

Contraportada: El cometaHyakutake. Foto de MarcosRodríguez

Noticias 3Lo relevante de la astronomíadurante 1996.

Protagonistas6

Luis Enrique Erro por ParisPishmis

Desarrollo Tecnológico 9La Revolución del CCDpor Eric Roel S.

Sistema Solar 13Marte a la Vista

Portada: Luis Enrique Erro

21

25

29

EDITORIAL

En alguna ocasión Laplace dijo: u La astronomía, tanto por la dignidad de suobjetivo como por la perfección de sus teorías, es el más bello momento del espírituhumano, el título más noble de su inteligencia u.

Sin lugar a dudas, Luis Enrique Erro compartió esta misma forma de pensar. Sugran espíritu de lucha en favor de su patria logró que ahora México se encuentredentro de los países privilegiados por contar con un grupo de astrofísicos cuya labores reconocida a nivel internacional. Y pensar que todo comenzó no solamente por unmomento ausente de egoísmo sino por toda una vida plena de un nacionalismoverdadero, de la entrega total en beneficio de los demás. Luis Enrique Erro fuetambién para la Sociedad Astronómica de México un elemento de gran valía. Suinterés por la divulgación de la astronomía hizo posible que ahora contemos, entreotras cosas con un edificio sede y con el telescopio Fecker de 30 cm reinstaladoactualmente en el observatorio que lleva el nombre del fundador de la Sociedad. Asímismo impulsó la producción de la revista El Universo en la cual se publicaronmuchos de los trabajos realizados en el naciente observatorio de Tonantzintla.

Hoy festejamos orgullosa mente el primer centenario del natalicio de quien hizoposible su sueño: Lograr que México incursionara dentro del campo de la astrofísica.Ojalá que en el futuro existan muchos semejantes a Erro en todas las áreas delconocimiento que permitan a nuestro país salir adelante pese a los altibajos propiosdel comportamiento humano.

La revista El Universo retama el formato que durante casi noventa años mantuvoy continúa con su objetivo fundamental de ser el órgano interno de difusión de laSociedad Astronómica de México A.C., esto es, una revista dirigida a los miembrosde la asociación cuya finalidad es la de dar a conocer las actividades propias de laasociación, las noticias relevantes del ámbito astronómico, los proyectos por realizardentro de la asociación y las efemérides del siguiente trimestre.

De hoy en adelante, tengamos fe en esta empresa heroica y al evocar en el 95aniversario la memoria de Don Luis G. León, creamos en la verdad que entraña elespíritu latino: No lo considereis ausente porque su espíritu está siempre en mediode nosotros y digamos como diría él:

Adelante señores ... , siempre adelante.

2 El Universo Enero-Marzo 1997

NOTICIAS

LO RELEVANTE DE LA ASTRONOMIA EN 1996

Mínimo Solar

El año pasado, durante los mesesde septiembre y octubre, se tuvo elperíodo mas largo sin aparición demanchas en el Sol. Fueron 36 díasconsecutivos. La anterior vez queocurrió fue en 1944. Y la vez conmayor número de días sin manchasfue en 1913 con 92 días.

Recordemos que el rmrurnoinmediato fue en 1986 y que existeuna diferencia entre los términos:mínimo de manchas solares y mínimosolar, este último denota que tambiénotros indicadores de la actividad solardisminuyen. Puede ser que el últimohaya ocurrido en marzo-abril de1996.

Así mismo, el Observatorio Solary Heliosférico (SOHOL lanzado por laESA-NASA, se mantuvo observandoal Sol de manera permanentemidiendo todo lo que se deseaconocer de nuestra estrella, desde latemperatura de la corona (3.6millones de grados) hasta lasvibraciones causadas por las ondassonoras en su interior. Estas últimasmediciones han forzado a losinvestigadores a reconsiderar elfenómeno de la convección.

Rayos X de M 33

M33 se ha convertido en elobjeto favorito de los satélites derayos X ya que es un objeto brillantey cercano.

A principio de los años 80s, losdetectores a bordo de el satéliteEinstein establecieron que el núcleode M33 es el emisor mas poderosode rayos X del Grupo Local eidentificó otras 14 fuentes puntualesen la galaxia. Una década después, elRosat dirigió su ContadorProporcional Sensible a la Posición(PSPC) hacia la galaxia espiral y captóel mapa adjunto.

Con la ayuda del Rosat, Knox S.Lang (Space Telescope Institute) y sugrupo identificaron 50 fuentespuntuales, incluyendo al núcleo asícomo una emisión no resuelta derayos X de la galaxia. Muchas de lasfuentes originales del Einstein sonbinarias, algunas de las cuales seencontró que son variables.

En contraste, las nuevasobservaciones del Rosat revelan unagran población de emisores de rayosX los cuales coinciden con lasposiciones ópticas de remanentes desupernovas.

El análisis espectroscópico de lainformación del Rosat sugiere que elcentro de M 33, que contiene el 70%de la emisión de rayos X de lagalaxia, contiene una colección defuentes binarias o de núcleosgalácticos activos.

El Universo Enero - Marzo 1997 3

Otra Galaxia de NúcleoDoble

El TelescopioEspacial EdwinHubble descubrióun núcleo dobleen el corazón deNGC 4486 B, unagalaxia elíptica demagnitud 14 quees compañera deM87 y que se localizan en el corazóndel . Cúmulo de Virgo. Estedescubrimiento es el segundodespués del ocurrido con M31. SegúnTod R. Lauer del KPNO y sus colegas,se trata de dos conglomeradosseparados 40 años luz uno del otro,conteniendo estrellas orbitando en undisco elíptico que gira alrededor de uninvisible agujero negro.

Un Planeta para 16 Cygni B

Recientemente, investigadores dedos observatorios han descubierto unplaneta que gira alrededor de laestrella 16 Cygni B, una estrella demagnitud 6.2 y clase espectralG2.5V, que es parte de un sistematriple situado a 70 años luz de laTierra. De manera semejante a otrosdescubrimientos de este tipo, losobservadores no han visto al planeta,sino que han deducido su existencia apartir del bamboleo de la estrella ensu posición en el cielo. La primeradetección de un planeta girandoalrededor de un sistema tripleparecería poco común, sin embargo elplaneta presenta algunas caracterís-ticas propias interesantes. Se trataríade un planeta con una masa 1.5veces la de Júpiter, tiene un períodoorbital de 2.2 años en una órbita muyexcéntrica (e = 0.67).

La Nieve en Plutón

Alan Ster, astrónomo delSouthwest Research Intitute enBoulder Colorado, observó unosdetalles en la superficie de Plutónmientras trabajaba con imágenesobtenidas con el Telescopio EspacialHubble durante la rotación de 6.4días del planeta. Pudo distinguirmanchas oscuras y claras en lasuperficie helada de Plutón.

Creen que tales detalles se debena patrones transitorios debidos a laprecipitación helada sobre lasuperficie de metano, nitrógeno ymonóxido de carbono.

4 El Universo Enero - Marzo 1997

El Telescopio Espacial Edwin HubbleRevela Agujero Negro en. NGC 4261

En la fotografía adjunta se puedeobservar la imagen lograda por elTelescopio Espacial Edwin Hubble delagujero negro en NGC 4261: Undisco de polvo y gas gira en lasprofundidades de un agujero negrocon 500 millones de veces la masadel Sol. Ni la luz puede escapar de suintenso campo gravitato-rio; el puntobrillante del centro es el destello finalde la materia calentada.

Secretos de las Profundidades


Hacia finales de 1995 y durante 10 días consecutivos, el telescopio Hubbleestuvo tomando 342 fotografías de una sola imagen de un área del cielo quehabía sido seleccionada por contener muy pocas estrellas y galaxias en el visible.Podría parecer extraño desperdiciar tanto tiempo de telescopio para observar unaregión cercana a la nada en la constelación de la Osa Mayor, pero en 1996 losastrónomos revelaron lo que se muestra en la foto adjunta. Están presentes1,500 galaxias distantes, la mayoría de ellas miles de millones de veces másdébiles que lo que alcanza a ver el ojo humano a simple vista. A primera vista,parece un conglomerado de espirales, pero los astrónomos se encuentrandeterminando tanto la edad como las distancias de todas las galaxias lo quepermitirá colocarlas en un orden cronológico.

PROTAGONISTAS

Dra. Paris PishmisLUIS ENRIQUE ERRO

Pocas personalidades en elmundo han podido hacer a un lado sudebilidad natural humana ante la.riqueza y lograr no solamente nosucumbir ante la codicia sinotransformar esta oportunidad personalen bienestar para la nación. Tal es elcaso de nuestro protagonista LuisEnrique Erro, nacido en 1897.

Diplomático afable y refinado yun entusiata observador de estrellasvariables, fue gran amigo de qrandespersonalidades del ámbitoastronómico de los Estados Unidos deNorteamérica, entre los que estabaLeon Campbell, fundador en 1930 dela Asociación Americana deObservadores de Estrellas Variables(AA VSO), quien le reconoció ser unode los miembros más trabajadores.

. A mediados de los años 30,Erro era conocido como unimportante revolucionario mexicanoque, más tarde habría de ayudar aLázaro Cárdenas a construir el Méxiconuevo.

Diez años antes, Erro estuvorefugiado en Cuba desde dondedirigía el contrabando de armas aVeracruz, apoyando de esta manerala fase armada de la RevoluciónMexicana.

Después de terminada esta,regresó a México donde ocupó varioscargos dentro del Gobierno encabe-zado por el Gral. Cárdenas. Dentro deestos, fue asesor presidencial de1935 a 1955.

Su actuación como diputado(1933-1934) siempre será recordadaya que intervino muy directamente enla radicación del Artículo 30Constitucional en el cual se estableceque la educación primaria debe serobligatoria, gratuita y laica.

Erro sufría de un problemaauditivo que lo limitaba de manerasevera. Al Presidente Cárdenas lepreocupaba mucho esto y, en parte,para ayudarlo a obtener el mejoraparato auditivo que entonces eraposible comprar, lo nombró Embajadoren Francia, donde compró el aparatoque usó hasta su muerte.

En una ocasión, el Dr. Bart J. Bokde Harvard, gran amigo de Erro,platicaba como Luis Enrique le narróacerca de su máximo logro en la vida.El Presidente sintió que había llegadoel momento de recompensar a Erro porlos servicios prestados tanto a laRevolución como al joven GobiernoRevolucionario. Así que le preguntó aLuis Enrique que es lo que deseabapara sí mismo. La respuesta fue:

"Un observatorio astronómico paraMéxico".

Cárdenas estuvo de acuerdo, perole preguntó de inmediato a Erro dequé manera iba a llevar a cabo estepropósito, si México no contaba conexperiencia técnica y donde sola-mente había un observatorio, queera el Observatorio de Tacubaya,dirigido por Joaquín Gallo, cuyas


actividades principales eran las decronometría de la hora para México yel trabajo para completar la zonamexicana de la Carta del Cielo, elCatálogo Astrográfico y la publicaciónde un Anuario.

Erro le contestó que contaba conbuenos contactos en el Observatoriode Harvard, donde había llegado aconocer a Harlow Shapley. Fue asícomo Erro llegó a Harvard en 1939solo y posteriormente, en 1940acompañado por Carlos Graef.

En el Observatorio de Harvard,Shapley había organizado variasreuniones informales a las cualesfueron invitados Cecilia Payne-Gaposchkin, Fred Whipple, DonaldMenzel, George Dimitroff y Bart J.Bok. Fue allí donde surgió poco apoco el plan básico que más tardecondujo a la fundación delObservatorio Astrofísico deTonantzintla.

Durante el par de años quehabían transcurrido desde laconversación entre Erro y Cárdenas,en México habían ocurrido varioscambios.

El Presidente Cárdenas habíanacionalizado la industria petrolera yla revolución social había alcanzadosu mayoría de edad. Cárdenas fuesucedido por Manuel Avila Camacho,nativo del estado de Puebla y unamigo de muchos años de Erro.

El Presidente Avila Camacho seexpresó muy a favor del plan de Erro,pero insistió que el nuevo observa-torio fuese construido en el Estado dePuebla.

Para ello contaban también con elapoyo del gobernador del estado, elmédico Gonzalo Bautista.

Erro eligió un cerro cercano alpueblo de Tonantzintla, a aproxima-damente 13 km de la Ciudad dePuebla. Era entonces un excelentesitio.

Lamentablemente, 10 años mástarde la contaminación luminosa yambiental lo convirtieron en un lugarmediocre para la astronomía.

El Presidente Avila Camacho habíanombrado a Erro director del nuevoobservatorio. Erro por su partenombró a Carlos Graef DirectorAsistente. Graef, quien poseía el gradode Doctor en Matemáticas del InstitutoTecnológico de Massachusetts.

Los Profesores Francisco J.Escalante, Urquijo Alba y FélixRecillas, fueron los primeros miembrosintegrantes del personal deTonantzintla.

Los instrumentos principalescomprendían una Cámara Schmidt 27-31, con óptica Perkin-Elmer ymecánica del taller del Observatorio deHarvard. A esta cámara se le adicionóposteriormente un objetivo prisma de4°. Un reflector de 12 pulgadas yvarias cámaras de 3-5 pulgadas de lasusadas en Harvard para patrullajellegaron para completar el equipooriginal de telescopios del observa-torio.

Al principio, el énfasis de lasinvestigaciones recayó en estudios decolores estelares, magnitudes yespectros de la Vía Láctea Austral.Más tarde fueron desarrollados planesde estudios solares.


Después de los excitantes díasde la inauguración, Erro (17 defebrero de 1942) se puso a trabajaren la edificación de la Astronomía yAstrofísica modernas de México.

Los primeros años no fueronnada fáciles para Erro. Soñó quealgunos de los •mejores físicosvendrían a Tonantzintla paraconvertirse en astrofísicos.

Esto no resultó de la maneracomo fue planeado. Sin embargo,consiguió que cuatro grandespersonajes de la astronomía mexicanaacudieran a su llamado: AgustínPrieto, Octavio Cano, Luis RiveraTerrazas y posteriormente, GuillermoHaro, éste último se convirtiódespués en la mano derecha de Erro.

Erro se esforzó por darpersonalmente instrucción astronó-mica a estos jóvenes animándolosdurante las frías noches deobservación, entusiasmándolos perso-nalmente.

En marzo de 1943, un añodespués de la inauguración delobservatorio, se organizó uncongreso de física en Puebla, a la queasistió un elenco de científicosextranjeros. Fue idea de Luis EnriqueErro, quien de esta manera tendría laocasión de llamar la atención sobre elnuevo Observatorio e impulsar laciencia en México.

El tiempo transcurrió, a pesar delas actividades de superaciónpromovidas por Erro, estas no fueronsuficientes para satisfacer los anhelosy aspiraciones de lo jóvenes delnuevo Observatorio congregados conla expectación de hacer ciencia.

El trabajo observacional no lesdaba satisfacción suficiente pues nose veía una meta justificada yatacable teóricamente;

la teoría y la observación estabanseparadas puesto que la CámaraSchmidt, aún en su mejor estado norendiría datos astrofísicoscuantitativos.

Existía una inquietud yaumentaban las tensiones entre elpersonal y la dirección por un procesode retro alimentación. Un éxodoprincipiaba. Varios elementos valiososse alejaron como persona non grata yse integraron al instituto de Física o alde Matemáticas, recientementeformado en la U.N.A.M.

Ante esto, Luis Enrique dijo: "Helogrado crear todo esto - es decir elObservatorio - pero he fracasado enmi trato con los científicos."Afortunadamente, el poco personalque permaneció fiel pudo sobrellevarla situación. Guillermo Haro habíaregresado de su entrenamiento enHarvard. Luis Rivera Terrazas, quienhabía sido enviado a Yerkes habíaregresado también.

En 1945, la perspectiva erahalagadora, pues el espejo de laCámara Schmidt, había sido refinadopor Perkin Elmer y se contaba ademáscon un nuevo prisma objetivo.

Ahora si se diversificaba lainvestigación realizable con eltelescopio dando la enorme ventajade poder estudiar el espectro de losobjetos celestes, estrellas ynebulosas.

Con el sabido uso de las posiblestécnicas, uso de filtros, hipersensi-bilizado de las placas fotográficas,mucho empeño, imaginación,tenacidad y entusiasmo prontoempezó el rendimiento astrofísicodel Observatorio. Se advertía unnuevo y segundo período de euforia;


Los resultados ya se publicabanen revistas, las pláticas dadas en laSociedad Astronómica de México ylos reportes en la revista ..ElUniverso" delatan elocuentemente laintensa actividad con las nuevasposibilidades del equipo enTonantzintla.

Los campos de investigaciónfueron tanto galácticos como extragalácticos. Erro finalmente cosechabael fruto tan deseado de la instituciónque fundó y guió durante los primerosaños difíciles y de incertidumbre.

Luis Enrique Erro murió de unataque cardíaco en enero de 1955.Desde entonces, la enseñanza de laastronomía ha seguido ininterrumpi-damente.

Todo estudiante con dedicacióny capacidad ha tenido oportunidadde emprender estudios de posgradoen universidades extranjeras, con-tribuyendo a su regreso a ladiversificación de los temas cultiva-dos en México y a la superación dela astrofísica, cumpliéndose así elsueño de un pionero y gran patriota:Luis Enrique Erro.

Luis Enrique Erro explica al Gobernador del Distrito Federal, Lic. Javier Rojo Gómezacerca del funcionamiento del telescopio de Fecker de la Sociedad Astronómica deMéxico.

9El Universo Enero - Marzo 1997

DESARROLLO TECNOLOGICO

LA REVOLUCION DE LOS SENSORES CCD

Hasta hace muy poco tiempo, lafotografía era el único procedimientoal alcance de los aficionados concierta experiencia para capturarimágenes astronómicas.

Para ello, era necesario hacer usotanto de las películas de altasensibilidad como de las especiales,principalmente las espectroscópicas,y practicar con los distintosreveladores, tanto técnicas dehipersensibilizado como de procesa-miento dentro del cuarto obscuro,esto último para lograr sacarle lomejor a un negativo cuya exposición,en el mejor de los casos, duró variasdecenas de minutos, aguantando lasinclemencias del tiempo y bajo lafuerte tensión que representamantenerse con la vista fija en laimagen de la estrella situada en laretícula iluminada del telescopio guía,todo esto con la finalidad de evitar elmás mrrumo movimiento queprodujera más de una imagen en elnegativo, o bien, una imagen barrida.

Con la aparición de losdetectores fotoeléctricos CCD,(apócope de Charged CoupledDevices) en 1981 , se rrucia larevolución electrónica como medio decaptación de imágenes estelares, conlo cual todo está cambiando a unavelocidad insólita.

LIC. ERIC ROEL S.

El cambio se debe principalmentea que las emulsiones fotográficastienen una eficiencia máxima del 3 al4 por ciento (esto significa de cada100 fotones 3 ó 4 reaccionan con lossensores de plata y crean unaimagen), mientras que, en lossensores CCD la eficiencia es decerca del 40 %.

Esto ha hecho que, comparadoscon la emulsión fotográfica, los CCDhayan producido una revolución en laastronomía tanto profesional comoamateur.

Hace algunos años, estosdispositivos no estaban al alcance delaficionado por su elevado costo pero,con el paso de los años, el desarrollotecnológico ha permitido poner alalcance del aficionado estosextraordinarios equipos. Y es que,realmente, el avance que se ha tenidode 1991 a la fecha es increíble.

Hablando burdamente, laastrofotografía ha servido a losaficionados en tres maneras: Para lamayoría significa recoger más de loque ve el ojo y por lo tanto, extenderel alcance efectivo de un telescopio;una pequeña mancha podíaconvertirse en minutos en una bellaimagen.


Luego, los fotógrafos del cieloprofundo trascendían lo mundanopara convertirlo en algo artístico. Porúltimo, la presencia de la ciencia,descubrimiento de cometas, asteroi-des y novas; mediciones astromé-tricas y fotométricas y muchos otrosproyectos posibles con la astrofo-tografía.

Con los CCD, la terminologíaempleada en astrofotografía hacambiado. En lugar de tiempo deexposición se habla de integración;por resolución se entiende el tamañodel CCD (conocido como chip)expresado en pixeles (apócope eninglés de picture elements oelementos de imagen).

De esta forma, un chip de 192 x165 pixels significa que el sensortiene un total de 31680 elementos deimagen o fotositos. Ahora bien, cadafotosito tiene una medida quedependerá de la marca y modeloprincipalmente. Por ejemplo, el chipdel equipo Starlight Xpress estáformado por 31680 fotositos de 12.7x 16.6 micrones cada uno, es decirque la superficie sensora es uncuadrado de 2.5 mm x 2.5 mm.

Visto al microscopio, el chipmostrará miles de pixeles (31680para ser exactos) de forma rectan-gular, cada uno de los cuales deberállenarse de electrones. Con el fin dehacer más clara la explicación sobreel funcionamiento del chip,imaginemos una cancha de futbol enla que se tienen muchas cubetascolocadas una junto a la otra;necesitaremos también de un díalluvioso.

Después de que ha llovido sobrelas cubetas, se podrá notar que nohay la misma cantidad de agua entodas las cubetas y que, algunaspueden estar incluso vacías.

Relacionando el chip con lacancha de fútbol, este contendría 192x 165 cubetas (resolución) y la lluviaequivaldría a los fotones recibidosdesde el espacio.

Ahora bien, para determinaren forma gráfica la manera en la quellovió en el terreno de juego, seránecesario hacer un plano olevantamiento del campo en dondequeden debidamente numeradas lascubetas y al irlas vaciando, seregistrarán tanto el volumen de aguaque contiene cada una como laposición dentro del campo de fútbol.

En el caso del chip, cada fotónproveniente del espacio al chocar conun fotosito libera un electrón quepermanece guardado en ese fotositoen forma de un paquete eléctrico,cuyo tamaño dependerá del númerode electrones acumulados.

Semejantes a las cubetas delejemplo, cada fotosito es indepen-diente por lo cual tendrán diferentescargas eléctricas que, una vezamplificadas en el circuito electrónico,pasarán a un convertidor quecambiará la señal de analógica adigital esto es, la hará numérica parapoder procesarla, por medio de unprograma, en una computadora.


Este tipo de procesamientoelectrónico equivale al revelado yprocesado de la película solamenteque ahora, sentado cómodamentefrente a la pantalla de unacomputadora, sin desperdiciarreactivos, sin ensuciarse los dedos ysin la posibilidad de velar la películaya que, si algo de lo que se realizó nonos gusta, podemos regresar a laprimera imagen de la cual partimos.

Las ventajas son muchas; con unequipo CCD es posible obtenerimágenes estelares del orden de la18" a 19" magnitud, empleando untelescopio de 20 cm de diámetro ydesde nuestra querida y contaminadaCiudad de México, cosa quefotográficamente sería imposibledebido tanto a la contaminaciónatmosférica como luminosa denuestro cielo citadino.

¿Cómo lograr esto? Simplemente"quitando" de la imagen tanto laluminosidad no deseada, comomanipulando el contraste y dejandosolamente las estrellas y objetoscaptados que se desean ya que habráque recordar que la imagen estácompuesta por números a los que sepuede dar el valor conveniente.

La revolución del CCD haceposible que el aficionado a laastronomía que viva en la ciudad y nocuente con un cielo oscuro puedarealizar estudios serios enastrometría, fotometría y tambiénlograr imágenes de alta resolucióntanto del sistema solar como delespacio profundo; de ahí mi invitacióna incorporarse a este nuevo campo.

Las siguientes imágenes seobtuvieron con un telescopio de 25cm de abertura y un CCD StarlightXpress. Las exposiciones se indicanen cada imagen.

2 minutos 5 minutos

El Universo Enero - Marzo 199712

MARTE A LA VISTA

El planeta Marte, que ha estadonuevamente tanto en las páginas delos periódicos como en la mayoría delas revistas debido a la muy divulgadaespeculación sobre probable vidaprimitiva en su superficie hace variosmiles de millones de años, hace suaparición en los planes deobservación de quienes nos gusta laobservación del cielo.

Recordemos que aquí en México,el profesor Elpidio López y el Dr.Francisco Javier Escalante, ambospilares de la Sociedad Astronómica deMéxico A.C., realizaron un estudiode observación del planeta rojo,mismo que culminó con la publicaciónde un bien documentado libro.

Como un reconocimiento a lalabor del profesor Escalante, la UniónAstronómica Internacional puso sunombre a un cráter ubicado en elmeridiano 2450 y el ecuadormarciano.

En esta ocasión, el planeta senos presenta en una de susoposiciones mas alejadas dentro desu ciclo de 16 años.

El día 20 de marzo el planeta seencontrará en la parte de su órbitamas cercana a la Tierra desde hacedos y medio años, cuando esté a96.6 millones de kilómetros.

Presentará un diámetro de 14.2segundos de arco y estará brillandocon una magnitud de -1 .3. Eldiámetro presentado en esta ocasiónserá superado hasta agosto 27 de2003, cuando sea el máximoacercamiento del planeta a la Tierra.

Con un telescopio de altacalidad de 15 ó 20 cm de diámetro enuna noche excelente, es posibleobservar detalles como el casquetepolar norte, las marcas oscuras de susuperficie, las ocasionales nubesblancas, la niebla del limbo y tal vezalguna tormenta de arena.


Tenemos ahora la gran fortuna deque Marte se encuentre en el límiteentre la constelación de Leo y Virgoya que nos permitirá tenerlo muyelevado sobre el horizonte.

COMO OBSERVARLO

El planeta Marte nunca ha sidofácil de estudiar y en esta ocasión sudiámetro pequeño lo hace mas difícilaún. El mejor telescopio será el dedistancia focal mayor, un refractor dealta calidad o un Newtoniano con susespejos de primera, perfectamentecolimados.

Por lo general, el factor limitantees la calidad atmosférica. El estudiode los planetas significa una grandedicación cazando el mejor momentode la observación la cual se presentacomo un parpadeo.

Algo de considerar es quemientras mas observe mejor entrena-do estará para ver detalles.

Los filtros de colores resultan serun factor de gran ayuda para laobservación planetaria ya que mejo-ran el contraste de los detalles delplaneta ayudando algunas veces adiagnosticar su naturaleza y a mejorarla visibilidad (principalmente el filtrorojo).

Conforme nos movemos del rojo alazul del espectro, es posible ver masde la atmósfera y de las nubes delplaneta y menos de su superficie.Para lograr la mejor vista de detallesatmosféricos se recomienda usar elfiltro Wratten 47 ó 47B.

Un buen juego de filtros estáformado por los siguientes: rojo oanaranjado (Wratten 25 ó 23A),verde (W58), azul-verde (W64),azul(W38A ó W80A) y violeta (W47).

Los filtros W25 y el W47 sonmuy oscuros y se recomiendansolamente para grandes aperturas opara fotografía. Si su telescopio estáentre los 7.5 y los 15 cm el filtroW15 puede ser el mejor.

La técnica mas antigua resultaser la mejor. Se trata de dibujar loque ve. Dibujar enfoca su atención, locual hace que vea más detalles.

El diámetro recomendado parahacer los dibujos es de 42 mm.Dibuje sobre la fase esperada delplaneta. Use un lápiz y marquesuavemente los detalles.

Asegúrese de que realmente estédibujando lo que observa. Puedesuavizar el sombreado del lápizusando la yema de su dedo meñique.

Para indicar un detalle particular-mente brillante use el sombreado unavez que lo haya delineado.

Escriba la hora y la fecha tanpronto como haya dibujado las áreasmayores, después añada los detallesmenores.

Para determinar que lado deMarte está viendo, encuentre lalongitud del meridiano central deMarte mediante la tabla adjunta.


Para comparar en un mapa loque ve en Marte, necesita saber quelado del planeta está observando. Enotras palabras, la longitud delmeridiano central del disco. La tablaque se adjunta indica la longitud delmeridiano central a las 00:00 deTiempo Universal cada día de febreroa abril.

Notará que Marte muestra casi lamisma cara noche tras noche. Esto sedebe a que el día marciano essolamente 40 minutos mas largo que.el terrestre.

Para ver otras partes del planeta,deberá observar a distintas horasdurante la noche, deje pasar una odos semanas y notará la diferenciadel lugar observado.

DETALLES PARA OBSERVAR

Detalles brillantes, tales como losgrandes desiertos cubiertos de finaarena. Conforme sopla el viento, lasáreas oscuras cambian de locali-zación. Estos cambios son indica-dores del viento marciano.

Este año, el polo norte marcianoestá ligeramente inclinado hacia laTierra, dándonos una oportunidad deconocer detalles del mismo.

Las nubes son otro detalleimportante de observar y, por último,las tormentas de arena, debidas a losintensos vientos marcianos.

Observe los cambios repentinosde intensidad de algunos detallesbrillantes así como las sombrasoscuras del planeta.

MERIDIANO CENTRAL DE MARTE

FECHA FEB MARZO ABRIL1 6 115 2052 357 106 1963 348 97 1874 339 89 1785 329 80 1706 320 71 1617 311 62 1528 302 54 1439 293 45 134

10 284 36 12511 275 27 11712 266 19 10813 257 10 9914 248 1 9015 239 353 8116 230 344 7217 221 335 6318 212 327 5419 203 318 45,20 .194 309 3621 186 301 2722 177 292 1823 168 283 924 159 274 O25 150 266 35126 141 257 34227 132 248 33328 124 240 32429 231 314

I 30 222 30531 213


TERMINOS ASTRONOMICOS

o08 asociaciones Asociacionesestelares de tipos espectrales 0-82.Por lo general se les reconocesolamente dentro de 3kpc alrededordel Sol.

Oberón Satélite de Urano,Descubierto por Herschell en 1787. P

13.46 días (rotacional y orbital); e= 0.0007.

Objetivo Lente principal en untelescopio refractor ó espejo primarioen uno reflector.

Objetivo (prisma) Prisma deángulo pequeño que se coloca alfrente de un telescopio para convertirla imagen puntual de una estrella ensu espectro correspondiente.

Oblicuidad Angulo entre el eje derotación de un planeta y el polo de suórbita. Es la responsable de lasestaciones del año. La oblicuidad dela Tierra decrece O" .47 por año (varíade 24°.5 a 22°.1, completándose unciclo en 41,000 años). La oblicuidadde la eclíptica para la época 2000 ese = 23°26"21 ".448.

Ocultación Corte de luz de uncuerpo luminoso causado por su pasodetrás de otro.

Oef estrellas Estrellas del tipo Ocuyos espectros presentan dobleslíneas de emisión en Hell 14686.

Oersted Unidad de fuerza de uncampo magnético. Equivale a1000/4n amperes por metro.

ING. FRANCISCO J. MANDUJANO O.

OF estrellas Estrellas tipo O en lasque se encuentran presentes a114634-4641 de .N 111 Y 14686 de He 11.

Poseen un espectro de absorción biendesarrollado lo que implica que, adiferencia de las estrellas Wolf-Rayetel mecanismo de excitación de laslíneas de emisión es selectivo. Suespectro es variable y la intensidad delas líneas de emisión varía de formairregular.

Olbers paradoja Formulada en1826 por el astrónomo alemánHeinrich Olbers: ¿Por qué el cielo esoscuro de noche? Sabemos que laintensidad de la luz disminuye enforma directamente proporcional alcuadrado de la distancia y tambiénsabemos que la proporción deestrellas aumenta en relación directa-mente proporcional al cuadrado de ladistancia, lo que cancelaría ambosplanteamientos obteniéndose un cielomuy brillante, lo cual no vemos.

Olbers consideró 1) que elespacio es euclidiano, 2) que esinfinito y, 3) que es estático.

O magnitud Magnitud derivada de laobservación a 11mm.

Omega nebulosa (conocida tambiéncomo del cisne, M17, NGC 6618) Esuna región H 11 brillante, localizada enSagitarius. Se trata de una radiofuente doble y un fuerte emisor en elinfrarrojo lejano.


Oort nubes de Regiones H Iextendiéndose de decenas a miles deUA del Sol, equilibradasgravitatoriamente. Se les atribuye serla fuente de los cometas.

Oort constantes (A y B)Parámetros que caracterizan larotación diferencial de nuestra galaxiaa la distancia del Sol desde el centro:A=15 km/seg kpc; B= -10 krn/s kpc.

Opacidad Medida de la capacidadde un gas por absorber radiación. Laopacidad de las estrellas aumenta alincrementarse la proporción deelementos pesados.

Óptica (ventana) Rango comprendidoentre 3200A y 7600A.

Orbital (elementos) Siete parámetrosnecesrios para establecer la órbita deun cuerpo celeste.

Orbital (velocidad) Velocidad requeridapor un cuerpo para mantener una órbitacircular alrededor de otro.

Oppenheimer-Vlkoff límite Límitesuperior de la masa de una estrellaneutrónica (1.5 a 2.0 Mo). Más allá deeste límite, las configuraciones soninestables.

Oposición de un planeta Anguloplaneta- Tierra-Sol de 180°.

Óptico (par de estrellas Estrellasque aparentan estar cercanas entre sípor efecto de perspectiva.

Orgeil meteorito Condritacarbonácea Tipo I que cayó enFrancia en 1864 en la cual seencontraron aminoácidos.

Origemde radioGemini.

Círculo de gas de 60 pcubicado entre Orión y

Orión A Radio fuente 3C145centrada en el trapecio.

Orión B Radio fuente continuaNGC 2024

Orión (brazo de) Brazo de la VíaLáctea donde se ubica al Sol. Seencuentra entre el brazo de Perseusy el de Sagitarius. Mide 600 pc deextensión.

OMCI y OMC2 Nubesmoleculares localizadas en el áreacentral de la nebulosa.

Orión (nebulosa) Conocidatambién como M42, NGC 1976.Región H 11 situada a 460 pc.Región de formación reciente hace20,000 años. Contiene estrellasjóvenes.


CONOCIENDO

PRECES ION DE LOS EQUINOCCIOS

El movrrruento de rotación de laTierra se efectúa en torno a un ejeinclinado de 23°27' respecto de laperpendicular al plano de la órbita, osea, si se prefiere, con una inclinaciónde 66°33' respecto a este plano.

A consecuencia de estaoblicuidad, la dirección del eje seconserva paralela a sí misma duranteel movimiento de traslación, y elglobo terrestre se va exponiendo,según diversas orientaciones, a lailuminación solar: de ello resultan lasestaciones y las desigualdades en laduración de los días y de las nochespara un lugar determinado.

Decir que la inclinación del ejeconserva una dirección paralela a símisma, es por comodidad, para poderexplicar de una manera simple elmecanismo de las estaciones, pero enrealidad la orientación de dicho eje vamodificándose de una manera cons-tante, a causa de la combinación dediversos movimientos, cuya amplitudy duración son desiguales.

El más importante de estosmovimientos le hace describir uncono cuyo vértice sería el centro de laTierra, trazando en el cielo unacircunferencia de 23°27' de radio entorno al polo de la eclíptica, o, dichode otro modo, al punto que en laesfera celeste fija la perpendicular alplano de la órbita.

ING. SANTIAGO DE LA MACORRA S.

Este movimiento se compara alque describe un trompo, el cual, almismo tiempo que gira sobre su ejeapoyado en el plano sobre el que hasido lanzado, se balancea de talmanera que su eje describe un conocuyo vértice es la misma punta deltrompo.

El movimiento de precesión esuna consecuencia de la forma delglobo terrestre, que no es perfecta-mente esférico, sino que estáachatado en los polos y ensanchadoen el ecuador y debido a la disimetríaen la atracción gravitatoria ejercidaspor el Sol y la Luna sobre la Tierra, eleje de nuestro globo cambiaconstantemente de dirección en elespacio.

Tal movimiento es de granlentitud. En efecto, el tiempo, ligera-mente variable según las épocas,empleado por el eje de la Tierra paradescribir su cono completo ha tenidolos siguiente cambios: Fue de 26,000años para el año 50 D.C., de 25,788para 1900, de 25,782 para 1950 yserá de 25,777 para el año 2,000.

Esta variación se debe aldesplazamiento anual del puntoequinoccial sobre la órbita terrestre.Actualmente se alarga.


Principio de la Precesión de los equinoccios

Consideremos a hora el ángulo que, acausa de la inclinación del eje derotación del Globo Terráqueo forma elplano de su ecuador con el de laeclíptica, ángulo que se llamaoblicuidad de la eclíptica. Los dospuntos opuestos que sobre la esferaceleste señalan la intersección de estosdos planos, son los equinoccios, por losque el Sol parece pasar dos vecesanualmente.

A causa del movimiento cónico deleje, y puesto que el plano ecuatorialpermanece de manera constanteperpendicular a la dirección de éste,experimentan, pues, el correspondientearrastre, que hace que su orientacióngire respecto a la eclíptica en sentidocontrario al movimiento de traslación dela Tierra.

Así, al mismo tiempo que el polo derotación efectúa el trazado de su circun-ferencia aparente sobre la esferaceleste, los puntos equinocciales (el delprimavera se ha elegido como origen deciertas coordenadas) parecen retroce-der respecto a las estrellas. El valorangular de este retroceso es de 50"26anualmente.

El movimiento de precesion la vaacercando poco a poco al polo, perojamás ocupará exactamente ese lugar.Su máximo acercamiento será en elaño 2095 cuando esté a una distanciade 265'.

Dentro de ciento veinte siglos, seráVega (a de Lira) la estrella más brillantede nuestro cielo boreal, la que serviráde "polar", aunque podrá ser polar concierta indulgencia pues en realidad sudistancia al polo de rotación seráentonces de cerca de 10 veces superiora la de la actual "Estrella Polar".

Durante este largo ciclo, el poloceleste parece, por tanto, ocupar lospuntos de la circunferencia trazada ypor lo mismo, todas las estrellas porlas cuales pasa esta circunferenciaserán "polares" a su debido tiempo.

El que una estrella sea calificadade "polar" no implica necesariamenteque se encuentre en un polo celeste,sino que ocupa una posición lobastante próxima a éste para que conun examen sencillo nos parezcaprácticamente inmóvil, en compa-ración con todas las estrellas queefectúan una rotación en torno a ella.Tal es el caso de "Polaris" que estáseparada actualmente del poloverdadero por una distancia angularcercana a 0.75°.


En el año 3,000 antes de J.C., enel equinoccio de primavera, el Sol selocalizaba proyectado contra lasestrellas que forman la constelación deTaurus.

Hoy en día, se ve que el Solaparece en el comienzo de laprimavera en la reqron del cieloconocida como Pisces.

El equinoccio de la primavera,Punto Vernal o Primer Punto de Aries(y) se produce cuando el Sol seencuentra en la intersección de doscírculos inventados por el hombre yque reciben el nombre de EcuadorCeleste y Eclíptica.

El prímero es la proyección delecuador terrestre en el cielo y elsegundo es el camino aparente querecorren el Sol, la Luna y los planetas.

En los 5,000 años que han pasado,la posición del equinoccio de primaverase ha movido hacia el oeste, saliendode la constelación de Tauro, pasandopor Aries, encontrándose en elpresente entre las constelaciones dePisces y Acuarius.

Esto es que en 5,000 años, el Solse ha "movido" a través de tresconstelaciones zodiacales. Hacer elrecorrido total le llevaría, para estaépoca, 25.780. Por esto, el movimientode precesión se llama tambiénprecesión de los equinoccios.

•• •'"

: ••

V'. " ... ... ..•o-

••• eo-


CONSTELACIONES

CONSTELACIONES DE INVIERNO

La estación invernal a la cualcorresponde el presente número de ElUniverso es rica en estrellasbrillantes, que facilitan la orientaciónde los nuevos aficionados en labóveda celeste.

La constelación dominante por sutamaño y esplendor es la del giganteOrión, con sus brillantes estrellas:Betelgeuse, Rigel y las tres queforman el llamado cinturón. Siprolongamos una línea desde elcinturón hacia el oriente, encon-tramos la constelación del CanisMajor que ostenta la estrella masbrillante del cielo: Sirius.

Del otro lado de Orión notamos elresplador rojizo de Aldebarán de laconstelación del Toro, en el mismolado resplandecen también lasPléyades, conocidas también comolas siete cabrillas.

En seguida, encontramos aPerseus, constelación en done seencuentra la estrella Algol, que esuna estrella variable eclipsante.

En seguida de Perseus encontra-mos dos constelaciones con nombresfemeninos: Andrómeda, tendida a lolargo y Cassiopeia con su forma típicade W. La mas alta de lasconstelaciones del grupo de inviernoes la de Auriga en la que seencuentra la brillante estrella Capella,una de las mas brillantes del cielo.

Dr. Bulmaro Alvarado J.

La línea que une a Rigel yBetelgeuse en Orión apunta a Geminicuyas estrellas mas importantes sonCastor y Pollux. Si trazamos un arcoentre Sirius y Pollux, este pasará porla estrella Procyon de Canis Minor y aun lado de la constelación de Cancer .

Desde Rigel en Orión, podemosseguir los serpenteos del Río Eridanusy recorrerlos hasta encontrar laestrella Achernar. Si trazamos unalínea al sur de Sirius, junto a la bandade la Vía Láctea, llegamos a lasconstelaciones que conforman ellegendario navío Argos: Vela, Pupis yCarina, esta última con la estrellaCanopus, segunda en brillo despuésde Sirius. Esta estrella ha sido usadacomo referencia para la navegaciónde vuelos espaciales.

Pasemos a hora a describirbrevemente los objetos más intere-santes para el aficionado a laastronomía encontrados en estasconstelaciones:

Alfa Orionis Betelgeuse.Supergigante roja, pulsante, deconfiguración irregular, clase espec-tral M, cuya magnitud varía desde0.2 hasta 1.2. Su luminosidad es de14,000 veces la del Sol. Se trata deuna estrella anaranjada distante 520años luz (a.l.) de la Tierra. Sudiámetro oscila entre 550 y 920veces el diámetro del Sol y su masaes equivalente a 20 masas solares.


Beta Orions Rigel. Supergiganteblanca con un diámetro igual a 50veces el del Sol. Es la séptima estrelladel cielo por orden de brillo. Magnitudde 0.14. Distancia a la Tierra: 800a.1. Luminosidad: 57,000 veces la delSol. Posee una compañera separada9.4" de magnitud 6.7.

Dseta Orionis - Alnitak. Estrellatriple, con dos componentespróximos separados 2.6" (magnitu-des de 1.9 y 5.5). El tercer compo-nente se encuentra a 57.6" dedistancia de su componente A. Ladistancia promedio del conjunto a laTierra es de 1,600 a.l.

M 42 - NGC 1976 Nebulosa de Orión.Complejo de gas interestelar, polvo ymoléculas cuya distancia oscila entre1,300 y 1,900 a.I., con un diámetroaproximado de 30 a.1. Es visibledebido a la emisión procedente delgrupo de estrellas conocido como "ElTrapecio". Su masa total bastaríapara la formación de 10,000 estrellascomo el Sol,

Constelación de Orion

Sirius A A

e-· ~ .....• j!t;;!!.::¿::::;:;;;:,.~ ... ,o,o,,,! ~e~ ;./.. ". v:fd.' ~ .-~-- •..~¿, . &: .' ,,'Ir:¡. ..' \~." . e-e '."6". T

'. : !?!: .,' :~.' , ' " .' ~ ~ e"--.~.:~ •. ~ ~~ B'" ? S" ',0-

Arriba: Movimiento propio aparente de las estrellas Sirius A y B. El centro degravedad (T) del sistema se mueve a lo largo de una línea recta.


Canis Major:

Alfa Canis Majoris - Sirius. Laestrella mas brillante del firmamento.Su magnitud es de -1.45 Y su color,blanco. Es la quinta estrella mascercana a nosotros y se encuentra auna distancia de 8.7 a.1. Su diámetroes 1 .8 veces el del Sol; sutemperatura superficial de 10,000oK,23 veces la luminosidad del Sol.Posee una compañera, Sirius B, cuyamagnitud de 6.5 y su cercanía aSirius A la hacen visible solamentecon telescopios de gran diámetro. Esla mejor conocida de las enanasblancas. Bessel predijo su existencia apartir de las variaciones observadasen el movimiento propio de Sirius Aen la década de 1833-1844.

Eridani :

Alfa Eridani-Achernar. Novenaestrella en el firmamento por orden debrillo. Tiene una magnitud de 0.53.Se trata de una gigante azul muycaliente, cuya temperatura es de14,000oK en superficie y suluminosidad equivale a 560 veces ladel Sol. Se encuentra a una distanciade 120 a.1. de la Tierra.

Epsilon Eridani. Una de lasestrellas más cercanas al Sol. Sudistancia es de solamente 10 a.l. Susdimensiones, masa, clase espectral yluminosidad son semejantes a las delSol, por lo que se le puso especialinterés en la búsqueda de planetas.

Omicron 2 Eridani (40 Eridanil.Estrella triple de interés excepcionalque debido a la proximidad delsistema (16 años luz) proporciona laoportunidad de observar una enanablanca componente B conpequeños telescopios.

Su diámetro es ligeramentesuperior al doble del diámetroterrestre, pero su masa es equivalentea la mitad de la del Sol. Presentatambién interés el componente C -enana roja de masa extremadamentepequeña, 0.2 masas solares. Elsistema se mueve muy rápidamente auna velocidad de 4.08" por año.

NGC 2237 + 2244. Cúmuloabierto y Nebulosa Rosetarespectivamente. La nebulosa, querodea al cúmulo, es muy difícil de ver,pero el cúmulo central puededistinguirse fácilmente conbinoculares. El enjambre consta deestrellas calientes de clasesespectrales O y B. En las fotografías,la nebulosa es una de las más bellasde contemplar. Tiene un diámetro de55 a.l., y dista 2,600 a.l., con unamasa equivalente a 11,000 masassolares.

Beta de Monoceros. Estrellatriple de muy agradablecontemplación ya que puede verse através de pequeños telescopios; Sudistancia a la Tierra es de 200 añosluz.

M 1 - NGC 1952 - Nebulosa delCangrejo. Es el resto de supernovamejor conocido y quizás el objetoceleste más notable de los conocidos.Puede verse como una tenue nubedifusa alargada que mide 5' x 3'. En1844 Lord Rosse observó losdelgados filamentos que salen de lanebulosa como las patas de uncangrejo. Es fuente intensa deemisiones de rayos X y en su centrogira una estrella de neutrones queemite pulsaciones de 0.03309segundos.


M44 - NGC 2632 - Praesepe (laColmena). Cúmulo abierto brillante,extenso, visible a simple vista. Puedeobservarse con binoculares o conpequeños telescopios. Su diámetroangular es mayor de 10 (dos Lunas).Contiene unas 200 estrellas cuy brillooscila desde 6.3 hasta 14. Seencuentra a una distancia de 525años luz de la Tierra y su diámetroreal es de 40 años luz.

NGC 2419. Cúmulo globularsituado fuera de nuestra galaxia a21,000 años luz del centro y128,000 a.1. del Sol. El diámetro realdel cúmulo es de 380 años luz y suluminosidad equivalente es de175,000 veces la luminosidad delSol.

M67 NGC 2682. Cúmuloabierto, rico en estrellas, condiámetro aparente de 15 ". Contienemas de 500 estrellas. Se encuentra auna distancia de 2,500 años luz.

NGC 2477. Es el más rico de losnumerosos cúmulos de estrellas dePuppis. Existen 300 estrellas dentrode un círculo de 20" de radio. Sudistancia a la Tierra varía entre 3,000y 9,000 a.l.

Auriga:

M36 NGC 1960. Contieneaproximadamente 60 estrellas demagnitudes 9 a 14, distantes denuestro planeta 1,400 a.1.

M37 - NGC 2099. Cúmulo muyrico en estrellas y fácil de observar.Contiene 150 estrellas de magnitudes9 a 12.5 Su distancia a la Tierra esde 4,600 a.l., y su diámetro es de 25años luz.25 a.1.

M35 NGC 2168. Cúmuloabierto de estrellas, brillante. En ellímite de visibilidad a simple vista.Contiene 120 estrellas de magnitud 8y otras más brillantes. Dista de laTierra 2.200 años luz. Diámetro:30años luz.

NGC 2392 Nebulosa delEsquimal. Alrededor de la estrellacentral de magnitud 10.0 existe unanillo interior brillante separado porun vacío oscuro de otro anilloexterior. Su distancia a la Tierra es de3,600 años luz.

NGC 1232. Galaxia espiral (tipoSc) con numerosos brazos espirales;tiene una magnitud de 10.7 y susdimensiones angulares don 7.0' x6.0".

NGC 2264. Cúmulo abierto deestrellas ligado a NGC 2261 oNebulosa Variable de Hubble. Elcúmulo tiene 150 miembros y está auna distancia de 2,600 a.1. Elmiembro más brillante es la estrella Sde Monoceros una gigante blancamuy caliente de clase espectral O conluminosidad 8,500 veces la del Sol.

Beta de Monoceros. Estrella triplede muy agradable contemplación yaque puede verse a través depequeños telescopios; Su distancia ala Tierra es de 200 años luz.

Perseus:

Cúmulo Doble. NGC 884 y 869.Visible a simple vista. Cada uno tieneun diámetro de 70 años luz.


OBSERVATORIOS

Efemérides Enero - Marzo 1997

"LUIS G. LEON" "CERRO DE LAS ANIMAS"

PARQUE "FELIPE XICOTENCATL"COLONIA ALAMOSMEXICO D.F.LATITUDLONGITUDALTITUD

CERRO DE LAS ANIMASCHAPA DE MOTAESTADO DE MEXICOLATITUD 19°47"" 24" NLONGITUD 6h 38m 05 WALTITUD 3,070 msnm

19° 23' 55" N6h 36m 34s W2,246 msnm

ENERO18:00Mercurio en conjuncióninferior.

3 lVIáximo de la lluvia deestrellas..Cuadrántidas"

LA LLUVIA DE ESTRELLAS DEL AÑONUEVO

7 lVIediodíaLa Luna pasa 5° al nortede Venus

La lluvia de estrellas de lascuadrántidas, cuyo radiante seencuentra localizado entre lasconstelaciones de Draco, Bootes,Ursa Major y Hercules, tiene muchoque ofrecer.

12 7:00Mercurio pasa 3° alnorte de Venus

13 lVIedianocheLa Luna pasa 2° al nortede Saturno Un observador situado en un

cielo oscuro, podrá observar mas de100 trazos por hora, antes delamanecer del día 3 de enero. Cadatrazo corresponde a una partícula quese incendia en la atmósfera superiorde la Tierra cuando incide en ésta auna velocidad de 40 kilómetros porsegundo.

17 6:00Neptuno en conjuncióncon el Sol

19 6:00.Júpiter en conjuncióncon el Sol

23 lVIedianocheMercurio en su máximaelongación oeste Es un buen momento de observar

esta lluvia ya que, aunque la Lunaestará en fase menguante, ustedpodrá colocarse de tal forma que laluz de la Luna no le moleste en laobservación.

24 7:00Urano en conjuncióncon el Sol

28 14:00La Luna pasa 3° al surde Marte


FEBRERO:SE INICIA LAOBSERVACION DE MARTE

FEBRERO El mes de marzo, el planetaMarte nos brinda la oportunidad deobservarlo favorablemente. Dentro desu ciclo de 16 años entre cadaoposición, en esta ocasión el planetase encontrará en la oposición maslejana.

4:00Venus pasa 10 al sur deNeptuno

2 23:00Vesta en conjuncióncon el Sol

5 17:00Venus pasa 0.30 al surde .Júpiter.

21:00La Luna pasa 50 al nortede Mercurio

El día 20, el planeta seencontrará en la parte de su órbitamas cercana a la Tierra desde hacedos y medio años, cuando esté a96.6 millones de kilómetros.Presentará un diámetro de 14.2segundos de arco y estará brillandocon una magnitud de -1.3. Aprovecheque el día 23 hay eclipse de Luna,tendrá a Marte muy cerca de la Lunapara fotografiarlos.

6 1:00La Luna pasa 40 al nortede Neptuno

7 7:00Venus pasa 0.20 al surde Urano.13:00Mercurio pasa 1-40 alsur de Neptuno

Pero no tiene que esperar hastamarzo para observar a Marte.Comience a hacerlo desde principiosdel año y tendrá mucha experienciapara observar detalles de susuperficie cuando alcance el máximobrillo.

10 MediodiaLa Luna pasa 1.80 alnorte de Saturno

12 7:00Mercurio pasa 1.00 alsur de Júpiter17:00Mercurio pasa 0.90 alsur de Urano

Observe los casquetes polares yvea si puede detectar cambios en sutamaño durante los próximos dosmeses. Observe en el resto delplaneta las marcas oscuras y dibuje loque observa cada día. Losobservadores experimentados sugie-ren usar como ayuda los filtrosWratten 21 anaranjado y el 23A decolor rojo, para ganar contraste.

15 4 :00La Luna pasa 0.60 alnorte de Aldebarán

16 1:00Júpiter pasa 0.20 alnorte de Urano

24 18:00La Luna pasa 30 al surde Marte Aunque necesitaremos esperar

hasta el año 2003 para tener unagran oposición, Esta es una granoportunidad de observar al planetarojo, así que manos al telescopio.


MARZO5 13:00

La Luna pasa 4° al nortede Neptuno

6 2:00La Luna pasa 5° al nortede Urano7:00La Luna pasa 5° al nortede Júpiter Que mejor oportunidad para

observar un eclipse de Luna que laque se nos presenta el mes de marzo.La noche del domingo 23 al lunes 24de marzo habrá que desvelarse puestendremos la oportunidad de verhacia la media noche un eclipse deLuna casi total, ya que se ocultará enun 92 % visto desde el centro delValle de México.

SUMÉRJASE EN LA SOMBRA

10 2:00La Luna pasa 1.4° alnorte de Saturno9:00Mercurio en conjunciónsuperior

11

14 12:00La Luna pasa 0.5° alnorte de Aldebarán

17 1:00Marte en oposición Este fenómeno iniciará a las 19h

41 m cuando la luna roce el borde deldisco producido por el cono depenumbra de la Tierra. Hacia las20:58, la Luna comienza a internarseen la sombra, llega al máximo deleclipse a las 22:40 y sale de ésta alas 00:21 del día 24. El eclipsetermina a las 01 :38.

20 7:00EquinoccioComienza la primaveraen el hemisferio norte yel otoño en el hemisfe-rio sur.

23 7:00La Luna pasa 4° al surde Marte.MedianocheEclipse parcial de Luna fotográfico ya

podrá tomareclipse con

la madrugada

Prepare su equipoque en esta nochefotografías tanto delMarte a 4° y como pordel cometa Hale-Bopp.

El viernes anterior al eclipse,tendremos una reunión en la SociedadAstronómica para platicar sobre laobservación y fotografía del evento.


MAPA ESTELAR DEL TRIMESTRE

El cielo del primer trimestre.

Corresponde a la media noche de cada mes para la latitud de 20°.En el meridiano: Ascención Recta: 8 h para enero a las O h; para febrero a las22 h Y para marzo a las 20h.De frente, al norte, se observa que Ursa Majar se ha elevado; sus estrellas alfa ybeta conocidas como "los apuntadores" se alinean hacia Polaris (alfa de UrsaMinar). Al NNW se observa a Casiopeia y más arriba está Perseus; más alto,hacia el cenit, se encuentran Capella del Cochero y Castor y Pollux de Gemini.Hacia el sur se observa el navío Argos con su brillante estrella Canopus. DesdeSirius, hacia el oriente se observa al gigante Orión con sus brillantes estrellas:Betelgeuse y Rigel. En dirección del cinto hacia el oeste se observa Aldebaránde Taurus y el cúmulo abierto de las Pléyades.


SOCIEDAD ASTRONOMICA DE MEXICO A.C.Fines de la Sociedad

El objeto principal de la Sociedad es el de desarrollar los estudiosastronómicos entre sus afiliados y extender los conocimientos de la mismanaturaleza entre las personas que no pueden concurrir a centros de enseñanzasuperior para hacer estudios especiales. Por lo tanto, los conocimientos queimparta serán para divulgar la cultura astronómica, procurando conseguir sufinalidad por medio de:a).- Conferencias y pláticas ilustradas en sus auditoriosb).- Publicación de la revista El Universo y la edición de folletos suplementariosc).- Impartición de cursos en sus planetariosd).- Observación a través de sus telescopios en sus observatoriose).- La biblioteca central de la asociación y sus periféricas

SOCIOSLa Sociedad reconoce las siguientes categorías de Socios: Fundadores,

Honorarios, Titulares y Juveniles.

Son fundadores los que firmaron el acta constitutiva el día 10, de marzo de1902. Honorarios, los que nombre la Sociedad a través de su Asamblea deSocios. Titulares, los que se ajusten a lo prescrito por los estatutos vigentes yque sean mayores de 18 años. Juveniles, los que se ajusten a lo prescrito por losestatutos vigentes y sean menores de 18 años.

Para ser socio Titular o Juvenil, el aspirante deberá presentar una solicitudapoyada por un socio activo de cualquier categoría en uso de sus derechosestatutarios, la cual, juntamente con la cuota de inscripción y anualidadcorrespondiente, deberá enviarse al Secretario Administrativo quien previaaprobación de la asamblea, le dará el trámite necesario y en su caso comunicarásu aceptación o rechazo al solicitante.

Para ser propuesto como miembro de la Sociedad, el aspirante deberá habercumplido con algún curso de los impartidos en su centros de divulgación asatisfacción del instructor, cuyo visto bueno deberá constar en la solicitud deingreso.

Tanto la cuota de inscripción como la anualidad correspondiente serán fijadaspor el Consejo Directivo, de conformidad con las necesidades de la Sociedad.

Todos los socios, cualquiera que sea su categoría, tendrán derecho a:1.- Concurrir a los locales sociales de la Sociedad y hacer uso correcto tanto delos telescopios como del acervo de la biblioteca, sujetándose a los ReglamentosInteriores correspondientes.2.- Asistir a las conferencias, clases, exhibiciones y actos culturales que sepromuevan en la Sociedad.3.- Recibir un ejemplar de cada número de El Universo, durante su permanenciacomo asociado.

El Universo VOL 50 Enero-Marzo 1997

Documents

Transcript of El Universo VOL 50 Enero-Marzo 1997