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Evolución Estelar

Iniciación a la Observación Astronómica (II)

Poca Sensibilitat

Con la Colaboración de:

FoscBoletín Informativo de la Societat

Astronòmica de Castelló

Junta DirectivaPresidente: Germán PerisVicepte.: Carles LabordenaSecretario: Jordi GonzálezTesorero: Pedro MarhuendaVocales: Manuel Sirvent, HiginioTena, Miguel Molina, Felipe Peña,Mª Lidón Fortanet

Dirección PostalApdo. 410 - 12080 Castelló

Correo-e astrocastello@tiscali.esWeb usuario.tiscali.es/sacastello

Sede Socialc/ Mayor, 89 2º, 12080 Castellón

Cuota Anual: 5000 ptsmenores de 22: 4000 pts

Depósito Legal: 164-95Tirada: 150 ejemplares

Redacción y Maquetación:Manuel Sirvent, Jordi González

La SAC agradecerá el intercambio deboletines con cualquier asociación

astronómica.

La SAC no se hace responsable ni seidentifica necesariamente con las opi-niones de los artículos firmados por

sus autores.

Número 25 Julio a Agosto 2001Sumario3 Editorial4 Evolución estelar8 Banco de Torturas: Valoración de un telescopio C6

10 Poca sensibilitat12 Boletines recibidos14 Forum del observador17 Foro18 Efectos Doppler: aclaraciones del artículo "sobre la

teoría del bigbang 2"21 Investigación por astrónomos aficionados23 La tira de Miguel23 Palabras a medianoche24 Telescopio Cassegrain26 Fotogalería27 Iniciación a la observación astronómica (II):

Estrellas y constelaciones33 Movimientos de la Luna35 Butlletí d'inscripció

En portada...

Las Pléyades y Venus, juntos en el firmamento. Imágen tomada porFelipe Peña desde el Desierto de las Palmas (Castellón), con objetivo de50 mm y 20 segundos de exposición. Película Fuji 800.

Este boletín no sería posible sin la colaboración de todos los queescribís en él ni de nuestros anunciantes. Gracias a todos.

Colaboradores en este número: Germán Peris, CarlesLabordena, Miguel Molina, Higinio L. Tena, Marc Molina, JoséMaría Sebastià, Francisco Cornelles, José Luis Mezquita

Tenéis en vuestras manos el número 25 del Boletín Fosc, que corresponde alperiodo estival del 2001, sin duda la época del año con mayor proporción deactividades sociales de nuestra entidad. El verano, con sus cálidas y cortas

noches, ánima a todos a participar un poco más en las salidas nocturnas para obser-var el cielo, así como también a participar en las reuniones sociales de los sábadospor las mañanas en nuestra sede.

Este hecho debe constituir un aliciente para que los miembros de nuestra JuntaDirectiva, así como nuestros socios más activos, animen al resto de miembros de laSAC a que colaboren y participen más en nuestras actividades, ya sea en la edicióndel Fosc, circulares, salidas observacionales o actividades de divulgación - comocharlas y observaciones públicas -.

De que las actividades puestas en marcha tengan una buena aceptación entrenuestros Socios, y como no, entre las personas que se acercan a conocernos, depen-de en buena medida la consolidación de la SAC como una Asociación Cultural deimportancia en el ámbito de nuestra provincia, y nuestra actual marcha me hace pen-sar que estamos en el buen camino.

También es hora de realizar una propuesta, ahora con más motivo que nuncaen nuestros seis años de vida como Asociación, que es la de iniciar los grupos de tra-bajo. Por fin existen los medios técnicos y humanos suficientes para organizar deforma seria grupos cuya finalidad sea el estudio meticuloso de diferentes campos dela astronomía amateur, y estoy seguro que pronto empezaran a organizarse con elesfuerzo de todas las personas interesadas.

Nuestro esfuerzo también va encaminado a ofrecer a los socios una nutridabiblioteca, con la adquisición en breve de más material bibliográfico, con lo que ten-dréis a vuestra disposición un número considerable de títulos que pueden motivar asímismo la creación y participación de determinados grupos de trabajo.

Para finalizar, recordar os que todas las personas que estamos invirtiendobuena parte de nuestro tiempo libre en potenciar y consolidar la Societat Astronòmicade Castelló, estamos abiertos a vuestras propuestas, criticas y participación, y nonecesariamente por este orden.

Os deseo un feliz verano y multitud de noches bajo las estrellas.

Germán PerisPresidente de la SAC

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Nota de última hora:

Aprovechando el último hueco que quedaba en el Fosc, Miguel Molinanos ha solicitado que, desde aquí, demos las gracias a todos los sociosque colaboraron en el “Sopar de les Estrelles” en el castillo de Onda.

La Redacción

El nacimiento de lasestrellas

LLas galaxias son agrupacionesde miles de millones de estre-

llas ligadas gravitatoriamenteentre sí. El espacio intergalácticoexistente entre las estrellas noestá completamente vacío, sinoque existen pequeñas partículasque forman la llamada materiainterestelar. La densidad y tempe-ratura de esta materia es de ape-nas unos pocos átomos por centí-metro cúbico y cercana al ceroabsoluto. La materia interestelarestá formada por dos clases departículas:

· Gas, formado principalmentepor hidrógeno y helio, junto conpequeñas cantidades de otroselementos y compuestos enabundancias mucho menores(C, N, O, Ca, Mg, …).

· Polvo, apenas representa el 1o 2% de la masa y lo constitu-yen pequeñas partículas deapenas 1 micra de diámetro for-madas por grafito, hierro y sili-catos.

En ocasiones la materia inte-restelar se agrupa en grandesnubes que pueden alcanzar tama-ños superiores a 200 años-luz,conteniendo más de un millón demasas solares. Estas nubes estáncontenidas dentro de los discosde las galaxias, sobre todo en lasespirales.

La dinámica de una nubemolecular gigante es compleja,pero influyen los siguientes proce-sos:

· La gravedad que tiende a co-lapsar la nube.

· La agitación térmica de laspartículas de la nube que, apesar de su baja temperatura,se mueven con rapidez.

· La turbulencia, consistente enmovimientos conjuntos degrandes masas de materia, pro-vocadas por ondas de choqueproducidas por el calor deestrellas cercanas, por la coli-sión con otras nubes molecula-res o por corrientes originadasen explosiones de estrellas dis-tantes.

Ésta ultima se cree es la causade la distorsión y fragmentaciónde la nube, creándose zonas degran concentración de materia,llamados glóbulos de Bok, dondenacen las estrellas.

Evolución Estelar Evolución Estelar (( II ))

La Constelación de Orión es conocida porla belleza de sus nebulosas, tales como laGran Nebulosa de Orión (Arriba, imágende titular, fotografia de Germán Peris). Enrealidad, se trata de una única NubeMolecular Gigante (sobre estas líneas) dela que vemos fragmentos.

La imágen popular de las estrellas las conLa imágen popular de las estrellas las con--templa como algo fijo e invariable. Nadatempla como algo fijo e invariable. Nadamás alejado de la realidad, puesto que lasmás alejado de la realidad, puesto que lasestrellas tienen su propio ciclo vital. Vestrellas tienen su propio ciclo vital. Vamosamosa ver en este artículo como nacen y comoa ver en este artículo como nacen y comomueren, y cuales son las leyes físicas quemueren, y cuales son las leyes físicas queestan detrás de estos procesos.estan detrás de estos procesos.

por por Higinio THiginio Tenaena

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En el interior de un glóbulo deBok la materia comienza a con-traerse, aumentando su velocidady transformando la energía gravi-tatoria en energía térmica. Esteproceso de contracción es expo-nencial, es decir, el colapso de lamasa es muy lento al principio yse acelera progresivamente amedida que aumenta la densidad.La materia en contracción formala protoestrella que se encuentrarodeada por una envoltura depolvo que absorbe la radiaciónvisible y ultravioleta originada y lareemite en forma de radiacióninfrarroja. Si no fuese así, la ener-gía cinética de las partículascalentaría el gas de tal forma quela presión debida al calor deten-dría la contracción antes de for-

marse la estrella.

Si hay suficiente materia, ladensidad, y con ella la temperatu-ra, aumenta progresivamente y entorno al millón de grados centígra-dos comienzan a producirse en elcentro reacciones nucleares queoriginan una presión hacia fuera,es la presión radiativa,que aumenta confor-me aumenta la tempe-ratura. A temperaturasde unos 10 millones degrados es tan grandeque detiene la contrac-ción gravitacional y seestablece un estadode equilibrio entreambas fuerzas, es elequilibrio hidrostático,momento del naci-miento de la estrella.

El proceso de con-tracción gravitatoria es más rápi-do cuanto mayor es la masa quese contrae. Así las estrellas depoca masa tardan varias decenasde millones de años en contraer-se, pero las de masa elevada lohacen en unos pocos centenaresde miles. (Tabla 1)

Una vez iniciadas las reaccio-nes nucleares se origina un fuerteviento estelar a lo largo del eje de

rotación de la estrella, originandoflujos bipolares que han podidoobservarse en estrellas muy jóve-nes. Simultáneamente se formaun disco de polvo perpendicular aleje de rotación estelar, y del quese formarán sistemas planetarios.En esta fase se cree que seencuentran las estrellas T Tauri,

de hecho las observaciones reali-zadas en el infrarrojo demuestranque muchas estrellas de este tipoestán rodeadas por nubes o dis-cos de polvo.

LLa masa de una estrella estácomprendida entre 0'08Mp y

60Mp, aunque dichos límites soninciertos y dependen de losmodelos de formación estelar.Con valores por debajo de 0'08Mp

Glóbulos de Bok en la Nebulosa de Orión

Situación de equilibrio hidrostático

Efecto del polvo sobre la radiación emitida por una estrella en la formación

Tabla 1

Masa Tiempo de contracción(Mp) (años)

0´5 100 · 106

1 30 · 106

2 8 · 106

5 0´7 · 106

15 0´16 · 106

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la temperatura es insuficientepara que comiencen las reaccio-nes nucleares que originan laemisión de energía y la protoes-trella se limita a radiar su energíatérmica interna en forma de radia-ción infrarroja. Este tipo de astrosse denominan enanas marrones ydurante los últimos años se handescubierto varias en el cúmulode las Pléyades. Para masassuperiores a las 60Mp los mode-los de formación estelar nos indi-can que la estrella es inestable.

La vida en la secuencia principal

UUna vez alcanzado el equilibriohidrostático, la estrella entra

en la secuencia principal del dia-

Esquema del flujo bipolar en estrellas muy jóvenes

grama de Hertsprung-Rusell. Susituación depende de su masa:las estrellas de gran masa ocupanla zona superior, correspondientea altas temperaturas superficialesy luminosidades; las de masapequeña ocupan la zona inferior,correspondiente a bajas tempera-turas superficiales y luminosida-des.

Una estrella perma-nece en la secuenciaprincipal aproximada-mente el 90% de suvida. El tiempo de per-manencia depende desu situación en el dia-grama y, por tanto, desu masa (tabla 2). Estoes debido a que cuantomayor es la masa, la

Fotografía del disco de polvo que rodea a la estrellaBeta Pictoris

compresión del núcleo es mayor,alcanzándose temperaturas másaltas, con lo que el hidrógeno seconsume a mayor velocidad.

En la secuencia principal laestrella genera energía originadaen las reacciones nucleares pro-ducidas en su núcleo, utilizandodos procedimientos: uno es elciclo protón-protón y otro el cicloCNO. Ambos ciclos consisten enla transformación del hidrógenoen helio, originándose un átomode He a partir de 4 átomos de H.La masa de estos 4 átomos de Hes ligeramente superior a la delátomo de He formado, la diferen-cia de masa se transforma enenergía que con el tiempo acaba-rá por alcanzar la superficie y libe-rarse al espacio.

Sin embargo el procedimientoes distinto en cada caso, mientrasque en el ciclo protón-protón sóloparticipan en el proceso átomos

Tabla 3

Tabla 3

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de hidrógeno y helio, en el cicloCNO el oxígeno, nitrógeno y car-bono intervienen como cataliza-dores en la cadena de reaccio-nes, sin variar sus abundanciasiniciales.

El ciclo protón-protón predo-mina en las estrellas de masamenor que 1'2Mp, mientras que elciclo CNO es predominante enestrellas de mayor masa, queconsiguen temperaturas en elnúcleo de unos 16 millones degrados. Sirva como ejemplo queen el caso del Sol el ciclo CNOsólo proporciona el 1'5% de laenergía, siendo el ciclo protón-protón el productor del resto.

Situación de una estrella enla secuencia principalsegún su masa

EEl telescopio de la casa ameri-cana Celestron modelo C6

tuvo poco éxito comercial ennuestro estado porque cuando fuelanzado al mercado la diferenciade precio entre el C6 y el popularC8 no llegaban a las 100.000ptas.

Las características técnicas delC6 : Reflector Newton de 150 mmde abertura y 750 mm de distan-cia focal ( relación focal f:5 ), conmontura ecuatorial New Polaris (Vixen ), dotado de un buscadoracromático de 6x30 y un ocularPlöss Celestron de 26 mm. Estemodelo no se comercializa actual-mente por lo menos en nuestropaís.

Adquirí este telescopio el 15 deJulio de 1988, y a continuaciónofrezco una valoración de esteinstrumento gracias a mi expe-riencia en estos últimos 12 años.

VALORACIÓN DE UNTELESCOPIO REFLECTOR C6

por Germán Peris

LLa calidad óptica del espejo esexcelente, proporcionando

imágenes fotográficas a foco pri-mario muy buenas, casi completa-mente libre de cualquier aberra-ción y muy contrastadas.Visualmente el telescopio es muyluminoso, ideal para cielo profun-do.

Su alta luminosidad debido asu baja relación focal ( f:5) tieneun precio: se queda corto para laobservación planetaria y de altaresolución como estrellas dobles,sin embargo en combinación conun ocular Ultima Celestron de 5mm da unas imágenes de discosplanetarios aceptables y sin dis-torsión ( siempre que la nochesea buena naturalmente) lo quees otra prueba de la calidad ópti-ca.

El buscador de 6x30 de unbrazo en cola de milano es fácil-mente desmontable del tubo, ape-nas se desajusta y esta libre de

aberraciones. Apenas esta dia-fragmado, lo cual también diceacerca de la calidad de este bus-cador, si bien considero que sequeda un tanto corto y lo idealsería uno de 8x50 por ejemplo.

El portaocular de 1.25" obtieneel enfoque mediante el arrastredel espejo secundario, sujeto solopor un brazo. Esta dotado de unaescala nonius ( aunque personal-mente recuerdo haberla utilizadosolo un par de veces en estosaños ) fiable que puede ser útilpara personas con dificultad enconseguir el enfoque.

De estructura compacta, esmuy manejable con su robusta ybien proporcionada montura NewPolaris (que tiene un buen acaba-do ; nivel, palomillas rayadas,refuerzos en las patas de madera-los mencionados tacos el articulo"exprimir el telescopio" de JordiGonzález - , etc..).

La montura acepta un busca-dor polar iluminado opcional, conel cual se puede conseguir unbuen alineamiento para el segui-miento en astrofotografía, aunquetambién tengo que decir que lo heutilizado en pocas ocasiones. Eluso del buscador polar es untanto engorroso, no solo por tenerque ir montándolo y desmontán-dolo, sino también por la posicióndel ajuste. Este defecto fue corre-gido en el modelo siguiente deesta montura ecuatorial, la SuperPolaris.

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El motor en Ascensión rectaera también opcional, y cumplemuy bien con su misión. Arrastracon soltura al conjunto ( inclusoañadiendo un tubo guía y doscámaras fotográficas con elcorrespondiente contrapeso extra). Tiene las correcciones de velo-cidad de 2X y 16X, posición deparo e inversión de giro.

Las dos anillas que sujetan eltubo a la montura están dotadasde tornillos para la sujeción direc-ta de una cámara en paralelo, porlo que no es necesario ningúnaccesorio adicional. El tubo negro

( típicos de la casa Celestron )esta dotado de dos enganchespara las anillas para un telescopioguía, lo que sin duda ya nos hacepensar que Celestron diseño estemodelo pensando en que iba diri-gido a aficionados interesados enla astrofotografía.

La montura tiene una barra decontrapesos roscada, lo que per-mite el ajuste perfecto de sus dospesas para equilibrar el conjunto.

En 12 años apenas he tenidoque colimar el espejo un par deocasiones y siempre mas porperfección que por necesidad.

HHace unos 6 años aproximada-mente en una de las famosas

comparativas de Sky andTelescope (USA) sobre diferentestelescopios leía que este modeloera una opción económica ( seríaen USA!!) muy interesante parainiciarse en la observación y foto-grafía de cielo profundo, si bienechaban en falta que pudieraaceptar oculares de 2" pues elcono de luz del secundario es par-

cialmente recortado por el portao-cular.

PPersonalmente, creo que es unbuen instrumento, solo puedo

recriminarle que a veces nopueda duplicar su distancia focalpara observación planetaria ( oincluso fotografía de cielo profun-do de objetos pequeños ), muybien proporcionado con una mon-tura que soporta bien la sobrecar-ga de mi refractor de 60 mm. (900de focal ) más mis dos cámaras (una de ellas con teleobjetivo )para fotografía. También quizásseria reprochable que no secomercializó ( por lo menos ennuestro país ) un motor para decli-nación, y lo que más, naturalmen-te su precio, que en aquel añorondaba las 200.000 ptas. con elmotor y el buscador polar.

SSeria interesante compararlocon algún instrumento de

idénticas características que hayahora en el mercado pero deotras marcas y a un precio muyinferior.

El CriticónEl Criticón

El C6 es un telescopio muy poco frecuente, almenos en nuestro país, a pesar de ser un telescopiomuy completo y que ofrece la posibilidad de realizarfotografía de cielo profundo sin perder transportabili-dad, ya que se trata de un instrumento de tamañomedio (aunque, viendo lo que se lleva hoy día, casipodríamos decir pequeño). Sin embargo, el precio deeste modelo de Celestron (había un Vixen idéntico,pero desconozco cuanto costaba) hizo que pocosoptaran por él, de no ser quien tenía, como Germán,una predilección especial por la astrofotografía.

Sin embargo, después de lo que ya casi podríamosdenominar "Revolución Copernicana de losTelescopios" nos hemos visto invadidos por una grandiversidad de instrumentos fabricados en China (no sesi sería mejor llamarla "Revolución China"), entre losque nos encontramos clones del C6, con unas carac-terísticas muy parecidas. Aunque no hemos realizadocomparaciones exhaustivas, el Newton 150 f5 denuestro socio y amigo Felipe Peña resulta que ofrece

una calidad óptica casi similar a la del C6; las diferencias,además, solamente son palpables a grandes aumentos(lógico, ya que a f5 la óptica tiene que ser muy buena parameterle un 5 mm). Si a todo esto añadimos que su preciooscila entre las 95000 y las 110000, creo que ha llegado elmomento de otorgarle la calificación de "telescopio idealpara el principiante".

Pienso que es fantástico que, acostumbrados a que porun precio bajo solamente pudiésemos adquirir un Alstar de114, el mercado se abra tal y como lo está haciendo. Haceunos años - no más de dos o tres - alguien que quería com-prarse su primer telescopio no tenía que pensar mucho.Hoy, sin embargo, le recomiendo una buena meditación yque haga todas las comparaciones posibles, puesto que senos ofrecen tantas posibilidades como chucherías hay enun quiosco... (A veces me siento como un niño pequeñocuando miro los catálogos que nos llegan).

Y, encima, la tan temida óptica china viene pegandofuerte...

por Jordi González

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Poca sensibilitatPoca sensibilitatNo, no anem a parlar-vos de contaminació lumínica, ni de coses per l'estil. Ens referim a la sensi-bilitat de les pel·lícules fotogràfiques, que es paga cara... i pot ser no sempre és tant necessària.

per Miquel Molina i Jordi González

UUna de les primeres coses queu aprèn quan comença a fer

fotografies del firmament és quenecessita pel·lícules molt sensi-bles, ja que els objectes que va afotografiar son molt poc llumino-sos. Aquesta afirmació la podemtrobar, més o menys exagerada,en qualsevol llibre o article queparle d'astrofotografia. Cap astrò-nom aficionat a la fotografia quees tinga en bon concepte hauràdeixat de provar els supersensi-bles negatius (o diapositives) de800, 1600 o 3200 ISO. A més, huítenim l'avantatge que aquestespel·lícules tenen un gra molt més

fi que les que podien trobar-seanys enrere. Però, parlant serio-sament... és realment necessariaquest malgastament de sensi-bleria?

En el nostre cas, no tenim unaexperiència fotogràfica excessiva-ment llarga, però si tenim algunacosa clara, és que res ha de que-dar per provar-se. Com a conse-qüència d'açò, decidirem fa alguntemps provar a pendre algunesimatges amb pel·lícula de 100ISO... per si de cas. El primer"experiment" que vam fer va seruna fotografia de la zona de

Cygnus amb un objectiu de 50mm. Aquesta imatge es va fer enparal·lel al refractor de 90mm f11de Miguel, simplement deixant elseguiment, durant 10 minuts, almotor d'Ascensió Recta (per cert,totalment casolà, made in el nos-tre soci José Luis Mezquita). Calassenyalar que la pel·lícula usadava ser diapositiva marca"L'Asteroide Despistat ", o el queés el mateix, la més econòmicade la tenda... Curiós, però la imat-ge que va resultar no te res queenvejar, i fins i tot quasi és millor,a una altra feta des del mateix lloci amb un objectiu igual (50 mm

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(dalt)

Cygnus, 100 ISO diapositiva (Euroactiv), 10min exposició amb 50 mm f1.7, des de la Molad'Onda (Miguel Molina i Jordi González)

(baix)

Cygnus, 800 ISO negatiu (Kodak), 10 min exposi-ció, amb 50 mm f1.7, des de la Mola d'Onda(Miguel Molina)

f1.7), i amb el mateix temps d'ex-posició. La novetat és que aques-ta segona imatge està feta ambun negatiu de 800 ISO (Kodak,per a concretar més). Podeu com-parar-les les dues ací mateix.Podem assegurar-vos que, pro-jectant la diapositiva amb unagrandària de més d'un metre decostat, la qualitat és excepcional...i el nombre d'objectes de cel pro-fund enregistrats altíssim.

Una altra comparació que usduem ací és M42 i els seus vol-tants. En aquest cas, es compa-ren la mateixa pel·lícula de 100ISO i la Kodak negatiu de 1600.L'objectiu és un 135mm no zoom(encara que en aquest cas no ésel mateix) i el temps d'exposició elmateix, 10 minuts. En aquestesimatges, la fotografía presa ambmajor sensibilitat resulta tindreuna major magnitud límit (mésestrelles), mentre que el 100 ISOofereix uns colors més vius i ambmenor gra. Cal dir, no obstant,que la digitalització a augmentataquestes diferències; per exem-ple, en el original es veu perfecta-ment el cap de cavall i la “GranOrca”. En el cas de la pel·lícula de800 es pot començar a vore l’Arcde Barnard, mentre que en la de100 no es veu.

EEvidentment, la comparació note gran rigorositat. Per a fer-la

com cal, deuríem pendre les imat-ges en la mateixa nit, amb instru-ments similars, idèntics tempsd'exposició, etc. Açò és el que usproposem fer ací. Provar diferentspel·lícules, negatiu i diapositiva,diferents sensibilitats, etc. Teniuen compte que els objectius fixespoden ser molt lluminosos, peròno és un requisit indispensable:també caldria fer proves ambzooms, a focus primari, etc.

AAquè es deu aquesta pocadiferència entre unes i altres?

No us ho podem assegurar aramateix al 100%, però podemaventurar una cosa. Tots coneixeu(o deuríeu, després d'haver assis-tit a les xerrades de l'actual presi-dent de la SAC) el defecte de reci-procitat. Aquest fa que la sensibi-litat de les pel·lícules fotogràfi-ques decaiga amb el temps d'ex-posició. Es a dir un negatiu de1600 ISO, per exemple, al cap de10 minuts ja no és 1600, sinó moltmenys. En tots els llibres d'astro-fografia soleu tindre taules on s'in-diquen aquestes variacions. Elque pensem, en principi, és que ladisminució deu ser molt majorquan més sensible és la pel·lícula,pel que molt possiblement les de100 ISO (o 200, o 64) baixarienmolt poc en comparació amb les

de 800, 1600 o més.

De fet, en una primera compa-ració realitzada per Miguel Molinay Germán Peris, es nota unamajor magnitud límit en pel·lículesmés sensibles. Es lògic, ja que eneixos primers moments la sensibi-litat del 1600 o el 800 deu notarse.

També cal tindre en compte eltipus d'objecte a fotografiar.Possiblement, si empreu rodet de100 per a les perseides és mésque probable que no n'agafeu niuna... i molt menys amb una plujamés dèbil.

Si decidiu fer aquest tipus decomparació, us demanaríem queens facilitareu copies per a podertreballar amb elles i anar agrupanttots els resultats. Pot ser ens durí-em alguna sorpresa.

Pàgina 10

(esquerra) Orion, amb 100 ISO dia-positiva (Euroactiv), 10 min exposi-ció, amb 135 mm f2.5, des de SerraEngarceran (Miguel Molina i JordiGonzález)

(dreta) Orion, amb 1600 ISO negatiu(Kodak), 10 min exposició, amb 135mm f2.5, des de la Mola d'Onda(Miguel Molina)

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Avisos

Disponemos de nueva página web, donde podreis encontrar diverso material. Recordad que es una páginaque hacemos entre todos, y no sólamente su mantenedor, por lo que es necesario que todos colaboremossi queeremos que funcione. La dirección, a la espera del “.org” es:

http://usuarios.tiscali.es/sacastello

También dsiponemos de nuevas direcciones de correo. Para cualquier asunto relacionado con la SAC(secretaría, tesorería, consultas, etc.) podéis escribir a astrocastello@tiscali.es mientras que la direc-ción del webmaster es sacastello@tiscali.es a donde podéis mandarle las colaboraciones para la página,sugerencias, etc.

Así mismo, os avisamos de que, en el momento de escribir estas líneas, tenemos ya preparados al menoscuatro números del Fosc en formato PDF. Estos se irán publicando en la página web en baja resolución(entre 2 y 3 Mb), mientras que en la biblioteca de la sede dejaremos un CD con todos los números en dife-rentes resoluciones.

M 51 / NGC 5195

Fecha y hora: 30-VII-2000 21:40 TULugar: PenyagolosaMedios utilizados: SC 235mm F10ocular Plössl 25mmUranometría: 76 Sky Atlas: 7

(Higinio L. Tena)

NGC 6826 / Herschel IV-73

Fecha y hora: 30-VII-2000 21:15 TULugar: PenyagolosaMedios utilizados: SC 235mm F10ocular Ultima 12'5mmUranometría: 55 Sky Atlas: 3

(Higinio L. Tena)

NGC 7006 / Herschel I - 52

Fecha y hora: 30-VII-2000 22:45 TULugar: PenyagolosaMedios utilizados: SC 235mm f10Ultima 12.5mmUranometría: 209 Sky Atlas: 17

(Higinio L. Tena)

M 55 / NGC 6809

Fecha y hora: 3-VII-2000 23:45 TULugar: Sant Cristòfol (Todolella)Medios utilizados: SC 235mm f10ocular: Plössl 25mmUranometría: 379 Sky Atlas: 22

(Higinio L. Tena)

Forum del ObservadorForum del Observador

M 4 / NGC 6121

Fecha y hora: 3-VII-2000 23:15 TULugar: Sant Cristòfol (Todolella)Medios utilizados: SC 235mm F10ocular Plössl 25mmUranometría: 335, 336

(Higinio L. Tena)

NGC 1501 / Herschel IV - 53

Fecha y hora: 31-VII-2000 01:00 TULugar: PenyagolosaMedios utilizados: SC 235mm F10ocular Plössl 25mmUranometría: 39 Sky Atlas: 1

(Higinio L. Tena)

forum del observador forum del observador

Els més joves ataquen...

Els més menuts venen forts,posen atenció al que fan elspares, i no dubten en realitzar lesseues propies investigacions.

El que ací teniu es una part deles observacions fetes per MarcMolina, de 7 anys, aprofitant lespoques voltes voltes que son pareli deixa el telescopi. Encara que elFosc no es fa en color, us asse-gurem que els originals tenien elscolors molt correctament elegits.

Estan fetes amb un reflectorNewton de 76 mm i 700 de focal.

Molt ben fet, Marc!

1 - Albireo, 14-7-2001, 22’00 h

2 - Mart, 14-7--2001, 23’00 h

3 - Saturn, 11-3-2001, 23’00 h

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PlanetariaPlanetaria

Autor: Carlos Labordena BarcelóLocalidad: Castellón.Fecha 11-2-2001 Hora TU: 19h56mInstrumento: S/C 200 mm f10 Aumentos: 400xNo filtros. Calidad de imagen regular.Mancha roja de color rojo terroso pálido.

Autor: Carlos Labordena BarcelóLocalidad: Castellón.Fecha: 24 - 5 -2001 Hora TU: 2h 29mInstrumento: S/C 200 mm f10 Aumentos 400x.Calidad de imagen regular. Transparencia regular.Filtros: Naranja y azul.

ENCUENTROS CON ELASTEROIDE 1999 KW4 Carles Labordena

Hace unos días, el 26 deMayo, tuvimos ocasión deobservar un fenómeno muyinteresante y difícilmente repe-tible en las mismas condicio-nes. Consistió contemplar elpaso por las cercanías de laTierra del asteroide 1999 KW4.Tras este nombre tan anodinose esconde un pequeño aste-roide de tipo Aten que tiene unperihelio a 0'983 UA, pasandoen esta ocasión a tan sólo 4'8millones de Km. de la Tierra.Estas características hacen elque alcanzase una magnitudde 10'7ª, mucho más brillanteque su magnitud habitual, y loviésemos avanzar a través delas estrellas a gran velocidad,

forum del observador forum del observador

unos 45" por minuto de tiempo.Fue como contemplar una balaa cámara lenta, afortunada-mente no dio en el blanco estavez.

La localización del objetofue posible gracias al siempretan eficiente Carlos Segarra,que ya se está convirtiendo enel principal animador de lassalidas de observación, siem-pre causa asombro su rapidezy seguridad en la localizaciónde los objetos, apenas supera-da desde que dispone delMaguellan, desde estas líneasle animo a que nos expliquesus métodos.

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Recordad que...

Recordad que esta sección estáabierta a cualquier persona quequiera colaborar, bien mediantela aportación de algún tipo deobservación, como mediantepreguntas (o respuestas).

Podéis mandar vuestras colabo-raciones por correo electrónico,ordinario, entregarnoslo enmano (por ejemplo, en las reu-niones de los sábados) o biencolgarlo del tablón de anunciosde la SAC.

Así mismo, hacemos saber atodos los que quieran escribirartículos para el Fosc, que pue-den entregarlos del mismomodo, o bien copiarlos en eldirectorio “Proxim Fosc” delordenador de la sede.

La Redacción

ForoForo Retomamos nuestra sección destinada al inter-cambio de ideas, preguntas, réplicas, etc. Recordad que aquí podéislanzar cualquier consulta que creáis interesante, para que traten deresponderla cuantos más socios mejor. Eso sí, debe tratarse siem-pre de cuestiones referentes a la observación astronómica o a con-tenidos del Fosc.

Podeis enviar vuestros mensajes al apartado de correos de la SAC,al correo electrónico o bien dejarlos “colgados” en el tablón deanuncios de la sede.

A : Francisco Cornelles

Este correo es para comentarel artículo que has escrito en elFOSC nº 23 y titulado " Sobre lateoría del Big Bang II " ya que enél hay un punto sobre el que dis-crepo totalmente.

Cuando hablas del efectoDoppler relativista estamos deacuerdo que a partir de la trans-formada de Lorenz se puede verque cuanto mayor sea la veloci-dad " que lleve el reloj", más sealargará la duración de un segun-do. Es decir, es como si el tiempose ralentizara.

Seguimos estando de acuerdocon el efecto Doppler gravitatorio,es decir: un segundo sobre ocerca de una gran masa es máslargo que un segundo en un lugardonde la masa sea nula o peque-ña.

Y ahora viene el punto de dis-cordia, cuando hablas del efectoDoppler cosmológico dices queun segundo ahora es más largoque instantes después del BigBang. ¿No será al revés? ¿Noserá que ahora el segundo esmás corto que hace doce milmillones de años?

Pensemos un poco.

Instantes después de la granexplosión teníamos toda la masadel Universo comprimida en muypoco espacio. De hecho en losprimeros instantes el Universo era

opaco ya que tal masa poseía unvalor de g tan enorme que nodejaba escapar ni la luz. Si elloera así, El efecto Doppler gravita-torio nos dice que la duración deun segundo tenia que haber sidoenorme.

Por otro lado el Universo esta-ba entonces expandiéndose " atoda castaña", es decir a velocida-des cercanas a la velocidad de laluz. Por tanto el efecto Dopplerrelativista predice que en esascondiciones el tiempo se alarga-rá.

No sé si los físicos nuclearesse han sacado de la manga unanueva ecuación para justificar esaincongruencia que yo encuentroen tu artículo, si es así, por favordime con algo más de profundi-dad en que te basas para decirque el tiempo era más corto antesque ahora.

Espero que la respuesta nosea que "era una singularidad".

Gracias y felicidades por elartículo, me ha hecho cavilar yeso siempre me gusta.

Saludos,J.M. Sebastià

25 - 4 - 2001

Hemos hecho llegar tuspreguntas al autor del artí-culo. Este nos he remitido

una explicación detallada, quehemos creido más convenientepublicar en forma de artículo. Lopodrás encontrar justamente trasla sección del Foro.

Queremos aprovechar parahacer saber a todos los lectoresdel Fosc que nos gustaría retomarde nuevo esta sección, con unacierta continuidad. Os recorda-mos que aquí podéis mandarcualquier duda que tengáis, siem-pre que esté relacioda con laastronomía, tanto desde el puntode vista teórico como (mejor aún)práctico. Así mismo, podéis man-dar vuestras propias respuestas,cuantas más mejor, opiniones,trucos, etc.

¡Ah, y recordad que esta sec-ción está abierta a todos los lecto-res del Fosc, no solamente lossocios!

La Redacción

¿Podríais decirme algúnsitio cercano a Castellóndonde poder trabjar con

cielo profundo?

J. Gutierrez

Para hacer cielo profundonecesitas un buen cielodependiendo de muchas

cosas. Quiero decir, según lo quevayas a observar no necesitasalejarte mucho de Castellón.

Por ejemplo, el Desert, pero noen el lado que da haciaBenicassim y Castellón, que tienedemasiada luz, sino coger la pistaque va hacia la Pobla Tornesahasta encontrar una zona oscu-ra. De todos modos, ya no puedeconsiderarse un buen sitio.También en Onda (la zona de laMola, por ejemplo, o ya entrandohacia Artana - Eslida hay zonasrelativamente buenas).

Sin embargo, si quieres haceralgo medianamente serio, debe-rás apartarte algo más: SerraEngarcerán (mucho viento!!),Serratella o el Remolcador(Llucena) están muy bien.

J. González

¿¿ ??

¿¿ ??

¡¡ !!

¡¡ !!

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HHe recibido algún comentariosobre el artículo que escribí

en el nº23 del FOSC "Sobre lateoría del Big Bang II" que me hahecho ver que no expliqué consuficiente claridad los diferentesefectos dopler. En dicho artículohice una referencia corta a los 3efectos: relativista (EDR), gravita-torio (EDG) y cosmológico (EDC),para que se supiera en que con-siste cada uno, es decir, simple-mente los definí. A raíz de estasdefiniciones surge una cuestiónaparentemente contradictoria, alafirmar que el efecto dopler cos-mológico dice que un segundoahora es mas largo que instantesdespués del Big Bang. Si en losprimeros tiempos del universotoda la masa estaba en un volu-men mas pequeño, ¿no deberíaser un segundo entonces maslargo debido al efecto gravitato-rio?; y si instantes después delBig Bang todo iba muy rápido yaque el universo se expandía muydeprisa, ¿no debería así mismopor efecto relativista aumentar laduración del segundo? Parecelógico razonar de esta forma, sinembargo no es así, y voy a inten-tar explicarlo.

El primer error en este razona-miento está en suponer que elEDC es la suma del EDG masEDR. En el artículo se definía enque consistía cada uno de losefectos dopler y por supuesto elEDC no es la suma de los otrosdos. Otra cosa distinta sería pre-guntarse que ocurriría con el tiem-po en los primeros momentos dela evolución del universo al sola-parse los 3 efectos dopler, y larespuesta, que a continuación jus-tificaré, es que el único efecto

que tenía peso era el cosmológi-co, por lo tanto un segundo antesera mas corto que ahora.Vayamos por parte:

E F E C T O D O P L E RR E L A T I V I S T A

LLo primero en lo que noshemos de fijar es que este

efecto actúa localmente sobre unobservador situado en el univer-so. No afecta en nada al universoen su conjunto y tan solo tienesentido para un observador quese mueve dentro del universo agrandes velocidades. Y estafrase es muy importante interpre-tarla bien, para ello hagamos unaanalogía.

Supongamos que nuestro uni-verso está representado por elvolumen de una esfera en el quese distribuyen uniformementeunas bolitas que representan losdistintos observadores (masas).Pongamos una bolita en el centrode la esfera y otra a mitad decamino entre en centro y la super-ficie de esta. En los primerosmomentos después de la explo-sión del Big Bang, al ser el volu-men de la esfera pequeño estasdos bolitas están muy cerca launa de la otra pero conforme seva expandiendo el universo, estasdos bolitas se alejan mutuamentecon una velocidad muy grandeproporcional a la expansión deluniverso. Pues bien, esas veloci-dades con las que se alejan notienen nada que ver con el efectodopler relativista ya que las boli-tas siguen paradas, una en elcentro de la esfera y otra a mitad

del camino entre centro y superfi-cie. Es decir, una cosa es la velo-cidad propia que pueda tener unabolita dentro de la esfera almoverse de un punto a otro delvolumen de la esfera y otra lavelocidad con la que se alejanmutuamente debido a la expan-sión del universo. Cuando se diceen la teoría del Big Bang, que alprincipio todo iba a grandes velo-cidades, se refiere a la velocidadde expansión del universo y no alas velocidades individuales delos componentes de este. Por esoel efecto dopler relativista (efectolocal para cada observador) noafecta en absoluto al cosmológico(propio del universo en su conjun-to). Las velocidades individualesde las masas que componen eluniverso son insignificantes encomparación a la velocidad deexpansión del universo.

EFECTO DOPLERGRAVITATORIO

EEste efecto aparece, al igualque el relativista, localmente,

es decir, no afecta a todo el uni-verso en su conjunto como el cos-mológico, sino a un observadordeterminado que se encuentrecerca de una gran masa. Es sabi-do, que se dice, que instantesdespués del Big Bang teníamostoda la masa del universo compri-mida en muy poco espacio hastael hecho de ser un universoopaco, esto es, que la luz nopodía viajar libremente al interac-cionar constantemente. Esto hayque entenderlo bien, ya que nosignifica que al estar toda lamasas junta tuviera un valor de

EFECTEFECTOS DOPLEROS DOPLERAclaraciones del artículo "Sobre la teoría del Big Bang II"

por Fancisco Cornelles

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"g" tan grande que no dejabaescapar la luz. De hecho, estohubiera significado que teníamosun enorme agujero negro, y no esel caso.

Cuando se habla de masa hayque tener cuidado ya que masa yenergía están relacionados a tra-vés de la famosa fórmula de

Einstein (E = m·c2). Toda la mate-ria está constituida por unas partí-culas fundamentales. Sabemos,gracias a la mecánica quántica,que las partículas fundamentalesse pueden comportar como unaonda o como un corpúsculo, esdecir tienen una doble naturaleza.Este hecho nunca ocurre a nivelmacroscópico tan solo a nivelesmuy pequeños. Tan solo cuandolas partículas se unen entre si for-mando núcleos atómicos , átomosy asociaciones de estos es cuan-do aparece la materia de formamacroscópica con sus típicas pro-piedades. Es decir, si yo tengo unelectrón, básicamente lo quetengo es energía. Cuando los físi-cos dicen que la masa del elec-

trón es de 9,1·10-31 Kg significaque es la que le correspondería sipasamos la energía del electrón amasa con la fórmula de Einstein.Resumiendo, la masa tal y comola conocemos solo tiene sentidocuando las partículas fundamen-tales se unen para formar núcleosde átomos (núcleo síntesis) y áto-mos a partir de ellos.

¿Por qué he dicho todo esto?Veámoslo. En los primeros instan-tes después del Big Bang las con-diciones de presión y temperaturaeran tales que superaba con cre-ces las fuerzas con las que seunen las partículas, es decir, noexistían los átomos, ni los núcleosde los átomos, ni tan siquiera, sinos acercamos mucho al principiode la explosión, los neutrones niprotones (partículas que forman elnúcleo atómico que a su vezestán compuestas de otras partí-culas mas pequeñas denomina-

das quarks), por lo tanto no habíamateria como tal y lo que habíaera unas interacciones de partícu-las fundamentales que daban otrotipo de partículas. (otra cosa seríaconsiderar la existencia de gravi-tones y evaluar su influencia en lasopa cósmica, pero como todavíano hay confirmación experimentalde que existan y en caso de exis-tir se supone que su interacciónsería muy pequeña, no los voy atener en cuenta). Por lo tantocuando se dice que el universoera opaco significa que los foto-nes estaban continuamente inter-accionando con otras partículasdando como resultado otras partí-culas distintas, de forma que nopodían salir de esa sopa cósmica;no significa que existiera un valorde "g" tan grande que no pudieraescapar. En esas circunstanciasobviamente no intervendría elefecto dopler gravitatorio.

Existe también otros argumen-tos para demostrar que el EDG enlos primeros instantes del univer-so no podía ser tan relevantecomo el EDC, aun considerandoque la masa ejerciera un valor de"g" grande. Este otro argumentose basa en el hecho de que lasinteracciones no son instantáne-as, es decir, si yo sitúo una masaen un lugar determinado, lainfluencia de esa masa sobre otrano es inmediata sino que existeun tiempo necesario para que sepropague de una masa a otra.Una vez alcanza, se convierte enuna interacción constante. A lazona de influencia de esa masase le llama horizonte de sucesos.Es lo mismo que considerar queel fotón que se genera en el Solno lo vemos hasta unos ochominutos después debido a que nose propaga instantáneamente.Cuando el fotón del Sol llega anuestros ojos decimos que nos haalcanzado el horizonte de suce-sos .Pues bien, en los primerosinstantes de la evolución del uni-verso, el horizonte de sucesos iba

por detrás de dicha expansión ycomo sabemos que no existe lasinteracciones instantáneas sinoque todas tienen su horizonte desucesos no todos los componen-tes del universo interaccionabancon los demás y por lo tanto noexistía ningún lugar en el que senotara la influencia de toda lamasa del universo junta. Partesdel universo no sabían ni notabanque existían otras zonas ya queno había pasado el tiempo sufi-ciente para notar su influencia, aligual que nosotros no sabemos loque le pasa al Sol hasta ochominutos después de enviarnoséste la información. Debo decirque en la actualidad el horizontede sucesos ha alcanzado a laexpansión del universo, es decir,en el universo que conocemostodo nota la presencia de todoaun con el retraso debido a lavelocidad constante de la luz.

EFECTO DOPLERCOSMOLÓGICO

DDescartada la influencia de losEDG y EDR al conjunto del

universo en los primeros momen-tos del Big Bang, veamos en queconsiste este efecto para enten-der por qué un segundo en los pri-meros instantes del universo eramas corto que ahora.

Antes que nada debo definir elsegundo para luego ver que,dependiendo de la evolución deluniverso, se alarga. Para definiruna unidad de tiempo (por ejem-plo el segundo) nos tenemos quebasar en algo de la naturalezaque sea regular. Una posible uni-dad de tiempo podría ser el quetranscurre entre dos lunas nue-vas, o el que transcurre desdeque vemos el Sol en una posiciónhasta que vuelve a la misma posi-ción, o el tiempo que transcurreen una oscilación completa de unpéndulo, etc. Voy a tomar estaúltima definición de tiempo para

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simplificar el problema y, eviden-temente, haré uso de una analo-gía para explicar el fenómeno.(Subrayo lo de analogía, paraindicar que no es lo que realmen-te ocurre, pero que nos sirve paraentendernos, aun ariesgo de caer encontradicciones).

Supongamos queen el momento del soltar el pén-dulo se emite un TIC y al volver elpéndulo a su posición originalemite un TAC. Supongamos tam-bién que vivimos en un universoplano de 5 cuadritos y que el pén-dulo lo tengo situado en el segun-do. Además voy a establecer elconvenio de que cuando se emiteel TAC, el TIC ha recorrido 2 cua-draditos, es decir lleva una veloci-dad de dos cuadraditos porsegundo. La situación sería lasiguiente:

Dejo pasar el tiempo de formaque mi universo de cuadritos evo-luciona y al cabo de 12.000 millo-nes de años (mil mas, mil menos)tengo mi universo de 5 cuadritosque ha evolucionado

Con el mismo péndulo efectúouna oscilación completa de formaque emita un TIC-TAC. La veloci-dad es constante (dos cuadritospor segundo) por tratarse delmismo péndulo, pero si comparolos dos segundo, el del principiodel universo y el de ahora veo queel de la actualidad es mas grandeque el primero. Los segundosestán separados por dos cuadra-ditos pero la amplitud del interva-lo entre un TIC y un TAC es ahoramayor que antes, ya que los cua-draditos han evolucionado expan-diéndose. Que exista mas separa-ción entre los TIC-TAC no signifi-ca que existan mas metros ya quesi cada cuadradito representa un

metro la distancia sigue siendo dedos metros, lo que ha ocurrido esque el metro como distancia tam-bién ha variado su longitud conrespecto al metro del principio deluniverso. Dicho de otra forma, las

longitudes sealargan con laexpansión deluniverso.

CComo conclusión podemos verque un segundo ahora es

mas largo que un segundo en losprimeros instantes del universo.Este efecto dopler es el queHubble descubrió en las galaxiasque estudiaba. Se dio cuenta deque todas las galaxias se separa-ban de todas y esto, obviamente,no podía ser debido a las veloci-dades particulares de las gala-xias, sino a suponer que las gala-xias formaban parte de un tejidoque al expandirse hacía que sealejasen mutuamente.

para contactar con el autor:

FCORNELLESTA@cofis.es

CCuando se lee una revista de Astronomía y seve un título similar hay aficionados que pasan

rápidamente la página, con la idea preconcebidade que este tema no va con ellos. Vamos a inten-tar convencer a estos compañeros que no es unatarea imposible, a pesar de que en periodos ante-riores, en los que predominaban los conflictos y elmenosprecio por parte de los profesionales res-pecto a las contribuciones que venían de aficiona-dos; todo hay que decirlo, muchas veces poco pre-parados pero sobradamente iluminados.

Existen campos de la Astronomía en los cualesel aficionado dotado de medios sencillos, comoobservar a simple vista, con prismáticos o telesco-pios de 75 a 200 mm de abertura y cámaras foto-gráficas fijas, en los cuales sus datos pueden sertodavía importantes, incluso fundamentales, dadoque los observatorios profesionales no puedendedicar tiempo de observación más que para lainvestigación más puntera. Hay que señalar, esosí, el que hay que documentarse bien sobre eltema a estudiar, asegurar repetidamente la calidadde las medidas y registrar todo lo que se ve. Loscampos más interesantes son los que consisten enla obtención de diversas medidas, no precisamen-te la confección de teorías. Es muy convenientecontactar con agrupaciones con experiencia eninvestigación por aficionados, las cuales nos pue-den informar de la realización práctica de las medi-das y la comunicación de las mismas a los orga-nismos pertinentes.

NNo se pretende en este artículo dar instruccio-nes de observación, que por otra parte ya han

sido publicadas en FOSC las referentes a planeta-ria, cometas, cronometrajes y variables.Simplemente se señalan en cada apartado algu-nas direcciones de Internet desde las cuales sepueden conseguir información para la realizaciónde las actividades y también remitir las observacio-nes. Hay que recordar que las anotaciones quehacemos en nuestro cuaderno de campo no sirvende gran cosa si se guardan en el cajón, sin poner-las en común. Algunas de las tareas en las quepodemos colaborar activamente son:

Investigación Por Astrónomos Aficionadospor Carles Labordena

Variables

En ellas la principal función será la de seguimien-to de la magnitud de variables establecidas e inclusoconfirmar la variabilidad de estrellas sospechosas.Para ello se utilizan cartas que contienen estrellas demagnitudes conocidas como comparación y que sepueden obtener en las siguientes direcciones, dondetambién se pueden remitir las observaciones.

Cometaria

La principal tarea es el descubrimiento, si nosdejan Linear y similares, y ante todo el seguimientovisual de la magnitud, tamaño y posición del cometa,con alertas sobre fragmentaciones, etc. Se puedeconectar con Mark Kidger a través de IAC para remi-tir las observaciones.

Novas y supernovas

Podemos contribuir con su descubrimiento, aunquerequiere un gran conocimiento del cielo y una enor-me constancia, similar al descubrimiento de cometas.Nuestra labor principal es el seguimiento de las varia-ciones en la magnitud de estas estrellas, de modosimilar a las variables, a cuyas direcciones de

IAC http://www.iac.es/Mark Kidger

http://www.iac.es/galeria/mrk/recent_obs.htmlIAU Minor Planet Center

http://cfa-www.harvard.edu/~graff/mpc.htmlIAU recent comet

http://cfa-www.harvard.edu/cfa/ps/icq/CometMags.html

AAVSO http://www.aavso.org/AVE http://www.uv.es/~regalado/avesp.htmOAM http://www.oam.es/GEA http://www.astrogea.org/AAS http://www.iac.es/AA/AAS/www/AAM http://www.iac.es/AA/AAM/AAM.htmlAFOEV http://astro.u-strasbg.fr/afoev/VSNET http://www.kusastro.kyoto-u.ac.jp/vsnet/LIADA http://liada.tsx.org/

FOSC 21

Internet me remito. El grupo M-1 está especializa-do en el descubrimiento y seguimiento de cometasen otras galaxias, pero utilicen preferentementemedios CCD.

Las observaciones se pueden remitir a las mis-mas direcciones de las variables.

Planetaria

Nuestra principal contribución consiste en alertarde posibles cambios en los planetas Júpiter,Saturno y Marte. Suelen ser manchas, cambios detipo eruptivo en las bandas nubosas y tormentasde arena en Marte. Son precisos instrumentos deunos 150 a 200 mm como mínimo. Estos fenóme-nos se estudian mejor después con otros mediosmás avanzados, cámaras CCD preferentementeaplicadas a telescopios de tamaño medio (250 -300 mm) al menos.

Se pueden consultar las páginas de la AAS ode la OAM y también directamente en la ALPO

Dobles

Se pueden realizar medidas con medios visua-les. En estas páginas tenemos listados de estrellasa observar e instrucciones de cómo hacerlo.

Sol

La colaboración fundamental consiste en deter-minar el número de Wolf, que consiste en asignarun valor de la actividad del astro rey referente a laaparición de manchas solares y tipología de lasmismas. En estas páginas tenemos instruccionese imágenes actualizadas.

Ocultaciones

Nuestra contribución puede consistir en realizarcronometrajes de las ocultaciones. En la página de laAAS se puede encontrar un lugar donde remitir lasmedidas o en las siguientes páginas , en las que seencuentran las efemérides:

Meteoros

Se pueden obtener las tasas horarias de actividadmeteórica y los trazos en fotografías de diversoslugares de observación para calcular las órbitas. Unaexcelente página es la de la organización nacionalSomyce, otra la de Sky & Telescope.

Fenómenos lunares

Estas observaciones se refieren a posible actividadlunar transitoria y una buena dirección es la de laALPO

NNaturalmente, si contamos con medios más com-plejos (CCD,…) las posibilidades de investiga-

ción se multiplican. Como se puede ver, es factible irun poco más allá del turismo astronómico, aún sien-do éste muy agradable. Desde estas páginas quieroestimular a que vayamos un poco más allá en nues-tra afición. No supone un gran esfuerzo y está alalcance de cualquiera, solo es cuestión de constan-cia y sistemática.

http://www.lpl.arizona.edu/alpo/

http://whuyss.tripod.com/33.htmlhttp://www.astrored.org/observ/dobles/teoria.htmhttp://www.astrored.org/observ/dobles.htmlhttp://www.terra.es/personal/fco.rica/home.htm

Actividad Solar http://www.ctv.es/USERS/astrox/inicio.html

BIG BEARhttp://www.bbso.njit.edu/

Asteroidal occultation 2001 http://sorry.vse.cz/~ludek/mp/2001/

Planetary occultationhttp://www.lpl.arizona.edu/~rhill/planocc/titania.html

Asteroidal occultationhttp://sorry.vse.cz/~ludek/mp/

IOTAhttp://www.anomalies.com/iota/splash.htm

SOMYCEhttp://www.iac.es/AA/SOMYCE/somyce.html

Sky & Telescopehttp://www.skypub.com/sights/meteors/meteors.shtml

http://www.lpl.arizona.edu/alpo/

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La tira de MiguelLa tira de Miguel

Y, sentado al timon, comenzoa gobernar la almadia consoltura feliz, sin que elsuenyo cayese en sus parpados,observando las Pleyades como elacronico Bootes, y la Osa que,asimismo, Carro se llama, y quegira sin moverse de sitio y aOrion fijamente contempla que esla unica que en el Oceano nuncase banya; y Calipso divina le habia ordenadoque siempre a su izquierdatuviese la estrella durante el viaje.

(La Odisea)

Pal

abra

s a

medianoche..." Si pienso en Mónica y su cuerpo celes-te imagino enormes telescopios capacesde acercarnos a estrellas lejanísimas,galaxias que se expanden hasta el infinito,materia brillante, fuentes de luz y radia-ción, supernovas fulgurantes y asteroidesen perpetua ignición que albergan en suinterior inmensos hornos nucleares.

Hay materia que brilla en el universo, sí,esas estrellas que dan luz y calor, lasgigantes rojas y las enanas amarillas; perotambién hay materia oscura, agujerosnegros, planetas enfriados, estrellaserrantes, enanas marrones, lunas desier-tas y órbitas cementerio ".

Lucía Etxebarría,de "Beatriz y los cuerpos celestes"( Transcripciones de Carles Labordena )

FOSC 23

Telescopio CassegrainTelescopio Cassegrain por por José Luis MezquitaJosé Luis Mezquita

Datos, dibujo y cálculo del Telescopio realizadopor el titular del artículo, entre los años, 1972 y1975. Telescopio utilizable en sistemas Newton yCassegrain.

Diámetro: 256 mmDistancia focal (f): 1060 mm; F = 4.14Amplificación (A): 6xDistancia focal resultante: 6360 mmDistancia espejo primario a foco (b): 160 mm

El campo para imagen de 7.07 mm correspondea 3' 49'' lo cual es el campo máximo para el espejosecundario de 48 mm de diámetro; campo suficien-te para observar los Planetas. En caso de fotogra-fiar a foco primario hay que tener en cuenta queesté bien centrada la imagen ya que la superficiecompleta del primario cubre solo un área de 7.07mm de diámetro y se pierde luminosidad hacia elexterior.

Se ha utilizado para el secundario este diámetropor ser menor que el límite requerido para evitar ladifracción (20% del diámetro del primario) y ademáses evidente que es para la observación planetaria.El espejo primario está debidamente parabolizado yel secundario debidamente retocado en su ajusteóptico.

Ecuaciones que determinan los valores de lascotas del dibujo del telescopio:

radio del espejo secundario:

Campo con I = 7.07 mm de imagen;

Diámetro del espejo secundario;

Orificio central en espejo primario; d2

Se realiza el agujero a 49 mm de diámetro;

Rendimiento del espejo primario =

Diámetro equivalente del primario =

Magnitud límite = 5·log (D. equivalente)+1.8

Magnitud límite = 13.8S = f - P ; S = 885.72

= 251.46 mm

foto

ga

lerí

ag

ale

ría

izquierda: El Sol nos ha deparado esteúltimo año imágenes como esta, toma-da desde Castellón, el 31 de Marzo de2001, por Carles Labordena.Realizada con un S/C 200 mm a f10, fil-tro preobjetivo, película Kodak Gold 100ASA, 1/500. Abajo: ampliación delgrupo principal.

derecha: La nebulosa Dumbell,fotografiada por Felipe Peña,desde Atzeneta. Utilizó unNewton 150 mm f5 a foco prima-rio (tomad nota: un newtonChino, para que luego digan...),con película Fuji 800 y exposi-ción de 20 minutos. Para ser unade sus primeras imágenes a focoprimario no está mal, ¿verdad?Lástima el golpe de viento.

derecha: la Luna, captada porMiguel Molina con su refractorVixen de 90mm f11 con unduplicador fotográfico. Estaimágen fue tomada en el trans-curso de la observación públi-ca realizada en Quart de lesValls. Película Kodak Elite II100 ISO, con 1/25 segundosde exposición.

INICIACIÓN A LA OBSERVACIÓN ASTRONÓMICA (II)

ESTRELLAS Y CONSTELACIONESpor Carles Labordena y Germán Peris

L A S E S T R E L L A S

EEn la primera entrega del cursovimos que herramientas nos

eran básicas para iniciarnos en laobservación astronómica; el pla-nisferio y los prismáticos. En estasegunda entrega vamos a haceruna primera aproximación a losobjetos más elementales que sonestudiados en astronomía; lasestrellas.

No vamos a hacer un recorridoteórico sobre la evolución estelaro sobre propiedades físicas de lasestrellas, pues esos datos losencontrareis excelentementeexplicados en multitud de libroseditados en castellano escritospor grandes divulgadores y cien-tíficos.

Nosotros vamos a realizar unaaproximación a las estrellasdesde el más básico y puro estiloobservacional; Qué son las estre-llas, como se clasifican y agrupany cómo podemos localizarlas.

DDe todos es sabido que lasestrellas son soles como el

nuestro, más grandes o máspequeños, que se encuentran acentenares, miles o decenas demiles de años luz de distancia denuestro planeta y que son cuer-pos, que al igual que nuestro Sol,emiten luz propia debido a lasreacciones de fusión nuclear quese produce en sus núcleos.

Todas las estrellas que vemosa simple vista son estrellas denuestra galaxia, e incluso todas

aquellas estrellas que obser-vemos con prismáticos o contelescopios también pertene-cen a nuestro sistema galác-tico; un enorme conglomera-do de estrellas y nebulosascon más de 100.000 millonesde componentes.

Nos es imposible discernirestrellas en otras galaxiaspor lo alejadas que estás seencuentran, y sólo ha sidoposible empezar a observarestrellas individuales en galaxias"cercanas" gracias a los másgrandes telescopios de nueva tec-nología, como por ejemplo eltelescopio espacial Hubble (HST).

El registro de las posiciones delas estrellas de nuestra galaxia enunas listas denominadas catálo-gos estelares constituye una basede referencia fundamental parael desarrollo de la astronomía,como pueden ser para la deter-minación del tiempo, los fenó-menos de precesión y nutación,el movimiento propio de lasestrellas, etc.

El catálogo estelar más anti-guo del que tenemos constan-cia fue elaborado por el astró-nomo griego Hiparco en el año127 A.C. y contenía las posicio-nes de más de 1000 estrellasdivididas en seis clases deacuerdo con su brillo aparente.Los árabes conservaron otrocatálogo de estrellas denomina-do "Almagesto" elaborado origi-nalmente por Claudio Ptolomeo( con un total de 1080 estrellasdivididas en 48 zonas), de esta

obra hemos heredado la costum-bre de agrupar las estrellas enclases de brillo o magnitudes. Lasclases de brillo recibieron el nom-bre de magnitud, llamando a lasmás brillantes de 1ª magnitud, de2ª, 3ª, 4ª, etc., hasta la 6ª magni-tud, éstas últimas son las estrellasmás débiles que se distinguen asimple vista.

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Por magnitud se entiende elbrillo aparente con que vemos lasestrellas, no nos proporciona nin-guna información física de laestrella en si, pensemos en queuna estrella relativamente peque-ña se puede presentar en el cielocon un brillo o magnitud aparentemucho mayor que otra estrellamucho más grande pero situadamucho más lejos que la primera.J. Bayer introdujo en 1603 lanomenclatura de utilizar las letrasgriegas para nombrar las estrellasagrupadas en constelaciones, asíalfa de la Osa Mayor es la estrellamás brillante de esta constela-ción, beta la segunda más brillan-te, gamma la tercera, y así suce-sivamente.

En 1856 el astrónomo NormanPogson estableció la "escala dePogson": una estrella de 1ª mag-nitud tiene una intensidad lumino-sa aparente 2'512 mayor que unaestrella de 2ª magnitud, de formaque la diferencia luminosa entreuna estrella de 1ª magnitud y unade sexta tendría un valor de 100.Pogson incluyó las estrellasAldebarán y Altair que hacia lasveces de base de la escala. Dichaescala de magnitudes se extiendepor una parte hacia el cero y losnúmeros negativos, para abarcara los astros más luminosos comoel Sol y la Luna.

Un ejemplo práctico, comohemos dicho la magnitud aparen-te depende del brillo de la estrellay de la distancia a la que seencuentra, así tenemos que Sirio(alfa del Can Mayor) tiene unamagnitud aparente de -1'46 (es lamás brillante del cielo, porque sehalla a 9 años luz de nosotros,mientras que Rigel, es 2.000veces más luminosa, aparece conuna magnitud 0'08 por hallarse auna distancia 100 veces mayor).Otra magnitud que se emplea enastronomía y que si da informa-ción física sobre una estrella es la

llamada magnitud absoluta quees la magnitud que tendría dichaestrella si estuviera situado a unadistancia de 10 pársecs (1 par-secs es 3,2616 años luz , esto es,la distancia desde lacual la Tierra y el Solparecerían estarseparados por unángulo de 1 segun-do de arco). Es evi-dente que paraconocer la magnitudabsoluta de unaestrella (que nos dainformación real desu verdadero brillointrínseco) debemosconocer su magni-tud aparente y sudistancia a la Tierra.Se aplica el términoprimera magnitud aaquellas estrellasque van desde +0,6a +1,5, segundamagnitud desde lasestrellas de +1,6 a+2,5, tercera magni-tud de +2,6 a +3,5,etc.

El número deestrellas visibles asimple vista es apro-ximadamente 6.500,siendo 20 estrellas de 1ª magni-tud, cerca de 60 de 2ª magnitud,próximo a 200 estrellas de 3ªmagnitud, unas 600 de 4ª magni-tud, unas 1.600 estrellas de 5ªmagnitud y más de 4.000 de 6ª.Suponiendo que las estrellas seencuentran repartidas por igual enel firmamento, un observador enun instante determinado verásimultáneamente en toda la esfe-ra celeste unas 3.000 estrellas.

LAS CONSTELACIONES

DDesde la Tierra las estrellasvisibles se proyectan sobre

una imaginaria esfera celeste que

nos produce la sensación de quese encuentran todas a la mismadistancia (la ausencia de la obser-vación de paralaje celeste llevó alos griegos a creer firmemente en

este supuesto). Desde la máslejana antigüedad diferentes agru-pamientos estelares fueron reco-nocidos como figuras o seresmitológicos, estos agrupamientosimaginarios son las llamadasConstelaciones.

Constelaciones comoEscorpio, Leo, Hercules, Pegaso,Andrómeda nos son familiares através de la mitología griega, y losagrupamientos estelares que cre-yeron los antiguos reconocercomo tales seres son aún hoy díautilizados. Otras constelaciones,como Tauro, se remontan aúnmás atrás en el tiempo y su origense pierde en los albores de la civi-

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lización.

La forma de cada constelaciónes debida a un efecto de perspec-tiva, ya que si el observador secolocase en un punto lejano alSol, desde otro sistema estelar avarias decenas o centenares deaños luz, las constelaciones apa-recerían de forma diferente.

Todo el cielo está repartido enáreas que tienen límites y cadaárea contiene una de las antiguasconstelaciones que le da nombrea dicha zona. Una constelaciónno tiene ningún significado objeti-vo físico, es simplemente unaregión del cielo con estrellasenmarcadas en unos límites y quenos son utiles como sistema dereferencia para la localización deotros objetos celestes.

Los antiguos no cubrieron todoel cielo con constelaciones ni defi-nieron con exactitud donde termi-naba una y empezaba otra.Aunque las nuevas constelacio-nes introducidas conservan lametodología de nombres en Latín,representan objetos menos exóti-cos como puedan serTelescopium, Microscopium oAntlia (bomba neumática).

A partir de 1927 la UniónAstronómica Internacional esta-bleció las delimitaciones exactasde las constelaciones y quedodefinitivamente delimitando las 88zonas asignadas a cada constela-ción mediante la utilización delsistema de coordenadas celestes,a modo de paralelos y meridianosterrestres, que veremos en próxi-mos capítulos.

De las 88 constelaciones, 48constelaciones han llegado hastanosotros desde la antigüedad (porgriegos y árabes) y 40 han sidointroducidas en la época moderna(casi todas las nuevas constela-ciones se encuentran en el hemis-

ferio austral que eran desconoci-das por las antiguas civilizacionesmediterráneas).

Las constelaciones varían deposición a lo largo de la nochedebido al movimiento de rotaciónterrestre, pero sobre todo cam-bian a lo largo del año, debido almovimiento de translación terres-tre alrededor del Sol, motivo por lacual vemos unas determinadasconstelaciones en Verano, otrasen Otoño y así sucesivamente. EnEspaña son visibles unas 70constelaciones.

El asterismo, o grupo de estre-llas, más prominente en el firma-mento boreal es el Gran Carro(para los ingleses la forma deline-ada es la de un gran cucharón)cuyas siete estrellas delinean laforma de un carro. El asterismoen si de 7 estrellas sólo son lassiete estrellas más brillantes de laOsa Mayor, Constelación com-puesta por muchas más estrellasaunque más débiles.

Anteriormente hemos citado aJ. Bayer como el introductor de lanomenclatura de letras griegaspara nombrar, en orden de brilloaparente o magnitud, las estrellasde una misma constelación. Peropara muchas constelaciones lasletras griegas son insuficientespara nombrar a todas sus estre-llas. J Flamsteed introdujo a fina-les del siglo XVII la nomenclaturade utilizar los números naturalespara nombrar a las estrellas. Asítenemos que la estrella más bri-llante del Can Mayor será alfa

Canis Maioris o también 1 del CanMayor, sin embargo pocos astró-nomos llamaran así a esta estrellapues conserva el nombre que leasignaron los antiguos de Sirio(Sirius). Las estrellas más brillan-tes de las constelacionesBoreales suelen conservar sunombre antiguo, y aún suelen serhabitualmente utilizados porastrónomos aficionados y profe-sionales.

Entre todas lasConstelaciones, existe un grupomuy especial y que constituyenposiblemente las más antiguas delas que tengamos constancia, sonlas llamadas constelacionesZodiacales. El Zodiaco no sonotras que las constelaciones meri-dionales (hacia el Sur) paraobservadores de latitudes inter-medias que se disponen a lo largode una banda imaginaria de unanchura aproximada de unos 18ºpor la cual parecen transcurrir a lolargo de las sucesivas noches losplanetas, el Sol ( cuya trayectoriaa lo largo del año marca la llama-da eclíptica) y la Luna.Volveremos sobre estas constela-ciones y el movimiento planetarioen los sucesivos capítulos.

UUna primera forma de acercar-nos al estudio de las conste-

laciones es el dividirlas en conste-laciones circumpolares y conste-laciones estacionales. Esta clasifi-cación sólo hace referencia a suvisibilidad de acuerdo a la posi-ción de un observador sobre lasuperficie de la Tierra, que paranuestro caso será un observadorde una latitud intermedia (40ºNorte).

CONSTELACIONESCIRCUMPOLARES

Son aquellas constelaciones queforman parte del hemisferio nortey que son visibles durante toda la

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noche así como durante todas lasnoches de todo el año. Debido asu proximidad a la estrella Polar(la única estrella inmóvil durantetoda la noche debido a que suposición coincide con la prolonga-ción imaginaria del eje de rotación

terrestre) nunca se ocultan bajoel horizonte. Las constelacionescircumpolares, para lugares com-prendidos entre los +40º y +50ºde latitud del lugar de observacióndel observador, son las que semuestran en la siguiente tabla.

De especial importancia paraempezar a guiarnos por el firma-mento será reconocer el asteris-mo de "cuchara" que forman lasestrellas más brillantes de la OsaMayor. Gracias a su identificaciónpodremos encontrar la estrellaPolar (la estrella más brillante dela Osa Menor) y una vez identifi-cada está, podremos conocer laposición de los puntos cardinales,teniendo en cuenta que la Polarsiempre nos marca el horizonteNorte.

Todas las Constelaciones cir-cumpolares describirán una vuel-ta completa alrededor de la estre-lla Polar en 24 horas (debido almovimiento de rotación terrestre),y por tanto cambiaran su posiciónaparente respecto al horizonte,pero siempre las encontraremosvisibles en dirección Norte.

CONSTELACIONESDE PRIMAVERA

Las Constelaciones estacionalesson aquellas que son visibles a

medianoche en direc-ción Sur en las diferen-tes épocas del año, esteefecto se debe como yahemos mencionado almovimiento de transla-ción de la Tierra alrede-dor del Sol.

En primavera, aligual que en Verano,Otoño o Invierno, lasdiferentes constelacio-nes visibles del cielonocturno se habrá alte-rado. En esta estación,el cielo está caracteriza-do por una gran exten-sión de firmamento muy libre deestrellas que los astrónomosdenominan el reino de las gala-xias, esto es así por que en estaépoca del año la Tierra "mira" enuna dirección en la que nuestrapropia Galaxia, la Vía Láctea nonos es visible, y nos permiteobservar, mediante telescopios,otras galaxias distantes.

Desde Ursa Major hacia el surpasando por Canes Venatici,Coma Berenices y Virgo seextiende una ventana a través dela cual podemos observar connuestros telescopios centenaresde galaxias situados a impresio-nante distancias. M94, situado enCanes Venatici, es una luminosaespiral que se nos muestra defrente, encontrándose de nos-otros a una distancia de 14 millo-nes de años luz (1 año luz es ladistancia que la luz recorre en unaño, equivalente a9.460.000.000.000 km., o sea63240 U.A.). La distancia de lafamosa Galaxia Remolino, M51,es de unos 37 millones de añosluz. El racimo de galaxias que hayen el cúmulo de Virgo están situa-das en una región del Universodesde la cual la luz necesita unos40 millones de años para alcanzarla Tierra.

CONSTELACIONESDE VERANO

En verano, la posición de la Tierraen su órbita alrededor del Sol estal que estamos mirando hacia eldenso plano de la nuestra galaxia,hacia la Vía Láctea, así comohacia el centro galáctico (lasimpresionantes nubes estelaresde Sagitario). Es un campo celes-te muy rico en estrellas y objetosdel llamado popularmente "cieloprofundo" (nebulosas, cúmulosestelares y galaxias).

Una de nuestras primerasobservaciones astronómicas,tanto a simple vista como connuestro primer instrumento óptico- los prismáticos- tiene que sernecesariamente un recorrido pau-sado por el llamado Camino deSantiago. Es en Verano cuandonuestra galaxia se presenta entodo su esplendor cruzando elcielo por nuestra vertical desde elhorizonte Norte hasta el Sur. Esafranja blanquecina se nos presen-tará mediante los prismáticoscomo un conjunto de miles y milesde estrellas, y será nuestro primergran descubrimiento de lo que elcielo nos esconde. Galileo hizoeste sorprendente descubrimientocon el primer telescopio astronó-

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mico, allá por el año 1610.Naturalmente necesitaremos denoches limpias y alejarnos de lasluces urbanas.

Cruzadas por la Vía Lácteadestacan las constelaciones deLyra, Cisne (la gran cruz delNorte) y Aguila, cuyas estrellasmás brillantes forman el conocidoasterismo llamado triángulo deVerano.

CONSTELACIONES DEOTOÑO

A mitad de otoño la característicadel cielo nocturno también habrácambiado. Aquellas densas regio-nes de la Vía Láctea llena de

estrellas de primera magnitud quehacían que el cielo de agostofuera denso y rico ha dado pasohacia un oscuro vacío, ya no esta-mos directamente hacia el planode nuestra galaxia, sino que esta-mos mirando hacia afuera, haciael espacio intergaláctico.

Hay un cambio, en vez de laabundancia de nebulosas y cúmu-los de verano ahora el cielo nosofrece numerosas galaxias situa-das muy lejos de la nuestra aligual que lo hizo el cielo de prima-

vera. Naturalmente todas lasconstelaciones circumpolares sontambien visibles en el cielo deotoño y de todas las restantesépocas del año.

CONSTELACIONESDE INVIERNO

A pesar de que observar el cieloen invierno puede ser a la vezincómodo (debido al frío) y frus-trante (debido a la frecuente pre-sencia de las nubes), hay quetener constancia de que el cielode invierno es realmente esplén-dido cuando las noches son sere-nas y despejadas; son las nochesmás largas y más oscuras de todoel año, pues el Sol se encuentrasituado muy por debajo de nues-tro horizonte de observación.

La constelación de Orión esuna de las más fascinantes, con-tiene las estrellas más jóvenesconocidas y muchas nebulosasde gran belleza, destacando entreellas una; la llamada gran nebulo-sa de Orión o Messier 42, locali-zable a simple vista y perfecta-mente observable con unospequeños prismáticos.

A los talones de Orión, tene-mos a su perro, Can Mayor. Elcinturón de Orión está orientadodirectamente hacia Sirio, la estre-lla más brillante de la bóvedaestrellada. Sirio sale al firmamen-to poco después de Orión.Proción está situada en las proxi-midades y pertenece a CanisMinor. Proción, Sirio y Betelgeuseforman un triángulo casi equiláte-ro.

En Tauro, la estrella rojizaAldebarán delimita el extremo deun lado de una característica "V".Las Híades forman el contorno dela cara de Tauro; las Pléyades ylas Híades son cúmulos estelares

abiertos: agrupaciones reales deestrellas, generalmente jóvenes ycalientes estrellas azules que aúnarrastran restos de la nebulosaque les dio origen hace pocosmiles de millones de años.

ORIENTACIÓNY OBSERVACIÓN

Una vez que el aficionado princi-piante sabe distinguir las principa-les constelaciones formadas porlas estrellas más brillantes, elsiguiente paso es la localización eidentificación de estrellas asícomo de el resto de las constela-ciones. Para ello nos valdremosde un Planisferio o buscador deestrellas.

No es aconsejable que vayareconociendo todas las constela-ciones de una vez, sino poco apoco. Para abrirse camino entrelas estrellas y constelaciones, hayque elegir como punto de partidacualquier constelación conocida,y gradualmente se irá avanzandode una constelación a otra y deestrella a estrella. Para empezarnuestro recorrido por el cielo, loharemos por el horizonte Norte,hacia las constelaciones circum-polares.

La Osa Mayor, para los habi-tantes del hemisferio norte, esindudablemente el mejor lugarpara empezar, debido a su fácillocalización y porque se encuen-tra situada encima de nuestrohorizonte del lugar de observa-ción. Las dos estrellas de la OsaMayor, Merak y Dubhe nos mar-caran la posición de la estrellaPolar, para ello será suficientecon prolongar imaginariamente,unas cinco veces, la distanciaMerak-Dubhe.

En dirección opuesta señalahacia la constelación de Leo, a

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una distancia de 35º, con su visi-ble asterismo en forma de "hoz".Valiéndonos de alineaciones ima-ginarias, iremos progresivamentereconociendo nuevas constelacio-nes y estrellas, así por ejemplo sidesde Merak y Dubhe se dirigehacia la Polar y luego se tuerce enángulo recto hacia la derecha,encontramos a Capella, estrellade 1ª magnitud situada en laconstelación de Auriga (Cochero).

Desde la estrella Alioth, de laOsa Mayor, se avanza de nuevohacia Polaris y siguiendo en línearecta en una distancia igual, peroen sentido opuesto encontremosuna figura en forma de "W" cuan-do está baja en el horizonte y "M"cuando está alta, que esCasiopea, una de las constelacio-nes circumpolares más destaca-das y formada por cinco estrellas.

De nuevo estamos en Polaris,si trazamos una línea hasta betade Casiopea y prolongándolo porel sur llegaremos hasta Alpheratz(alfa de Andrómeda) y el bordeoriental del gran cuadrado de

Pegaso. Al sur del cuadrado dePegaso se encuentra un asteris-mo, un pequeño círculo, es undelicado anillo de estrellas queseñala la cabeza del pez occiden-

tal de la constelación de Piscis. Aleste de Andrómeda está la cons-telación de Perseo, hacia el sud-este se encuentran sucesivamen-te: el Triángulo, Aries y la cabezade Cetus (la Ballena).

Volvemos de nuevo a Polaris,si prolongamos una línea pasan-do por las llamadas Guardas, queson el brillante par de estrellassituadas en el extremo del cuencode la Osa Menor, hacia el sur nosindicará otro delicado círculo deestrellas que es la conocida cons-telación de Corona Boreal.

Podemos valernos de decenasde alineaciones similares para iridentificando nuevas constelacio-nes que irán apareciendo por elEste como la gran constelaciónde Ofiuco, Sagitario, Escorpio,con su brillante estrella rojaAntares. Al oeste de Escorpioestá Libra, a la cual designabanlos antiguos con el nombre deGarras del Escorpión.

Volviendo a la Osa Mayor,siguiendo la curva de la vara delGran Carro en dirección opuestaa lo largo de unos 30º (la amplitudde tres puños, pulgar incluido) lle-garemos hasta la estrella Arcturus

(Arturo). Arcturus es la estrellasmás brillante de la constelaciónde Boyero (Bootes), y continuan-do esta línea otros 30º tropeza-mos con Spica , perteneciente ala constelación de Virgo.Denébola (beta de Leo, que cons-tituye la cola del León), Spica yArturo forman un triángulo isósce-les.

Otro asterismo que atrae laatención del observador cuandocontempla el firmamento invernales una agrupación de tres estre-llas en línea recta. Estas estrellas

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constituyen el cinturón de Orión.Fijémonos en la peculiar e incon-fundible silueta de la constelaciónde Orión (El guerrero), cuando seencuentra saliendo por el Este lasmadrugadas de finales del veranoo al principio de la noche en pri-mavera recuerda a una mariposa.Sin embargo a medianoche de lasnoches de invierno, cuando seencuentra dominando el horizonteSur, la figura nos recuerda lasilueta de una de las viejas "cafe-teras". Naturalmente las últimasnoches de invierno y primeras deprimavera, cuando ya ocupa elhorizonte Oeste a primeras horasde la noche y se despide de nos-otros del cielo, su figura vuelve arecordar a una mariposa.

Unos 10º al norte del cinturónde Orión tenemos a la estrella roji-za, brillante e inconfundibleBetelgeuse, y casi 10º al sur delmismo cinturón se percibe laestrella azulada Rigel. Si se sigue

a la línea marcada por el cinturónde Orión hacia el este (o hacia laizquierda cuando el observadorestá orientado hacia el sur) sehallará la estrella blanco azuladaSirius (alfa del can Mayor), la másbrillante del firmamento.

Hacia el oeste del cinturón deOrión hallaremos a la brillanteestrella roja Aldebarán de la cons-telación de Taurus, y un poco máshacia el oeste llegaremos hasta elcúmulo abierto M45 o lasPléyades (también llamado lassiete hermanas o cabritillas ymuchas veces confundido por losque se inician a la astronomía conla Osa menor!).

Procyon, Sirius (Sirio) yBetelgeuse forman un triángulo,pero el denominado Hexágono deinvierno lo forman las siguientesestrellas: Procyon, Pólux, Castor,Capella, Aldebarán, Rigel y Sirio.Como podemos ver esta es una

forma de empezar a descubrir lasdiferentes constelaciones, y valgala pena decir que si bien al lector,sobre el papel, le puede parecercomplicado, sobre el cielo en unanoche serena es mucho más sen-cillo. Algunas constelaciones, lasformadas por estrellas débiles for-mando asterismos dispersos,serán difíciles de mantener ennuestra memoria, pero un grannúmero pronto nos resultaranfamiliares y sabremos perfecta-mente, con el transcurso de lasnoches de observación, en quedirección debemos localizar unadeterminada constelación.

Como complemento bastanteinteresante de nuestras nochesde observación, seria gratificanteaprender un poco de la mitologíaque impregna gran parte de lasconstelaciones y que muchasveces resultan historias bastantebellas.

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MOVIMIENTOS DE LA LUNAMOVIMIENTOS DE LA LUNApor Carles Labordena

LLa Luna gira alrededor de laTierra, en realidad ambas

giran alrededor de un centrocomún de gravedad situado en elinterior de la Tierra, describiendouna elipse de excentricidad 1/18.

Nuestra distancia a la Lunavaría bastante a lo largo de la tra-yectoria, lo que puedecomprobarse fácilmentemediante fotografía odibujando la Luna refleja-da por proyección en unpapel a foco directo.

Al pasar la Luna por su eje máspróximo a la Tierra hablamos deperigeo, y por su eje más alejadoel apogeo.

En 15 días la variación es de1/9. Esto influye por ejemplo encomo se ven los eclipses de Sol yen las mareas.

Los movimientos de la Lunason muy complicados:1º- Tenemos que el eje mayor dela elipse orbital alrededor de laTierra gira a su vez en un períodode 8 años y 310 días en sentidodirecto.2º- El plano de la órbita de la Lunano coincide con el plano de laórbita terrestre. Está inclinadounos 5º, la línea de intersecciónde ambos planos es la línea delos nodos, los cuales a su vez noestán quietos, giran en un período

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de 18 años y 224 días en sentidoretrógrado.

3º- La inclinación del plano orbitalde la Luna respecto a nuestroplano, la elíptica, es variable, deunos 5º 8'48" medio, con unbalanceo de +/- 8'47".

4º- La ecuación del centro, laLuna se adelanta o retrasa unos6º por la excentricidad de su órbi-ta.5º- La evección, con un períodode 32 días.6º- La variación, con un ciclo de15 días. 7º- La ecuación anual, con unperíodo de 1 año.8º- La irregularidad paraláctica orevolución sinócdica de 29 días.9º- El enlentecimiento secular delos movimientos de la Luna pordisminución de la excentricidadde la órbita de terrestre y elaumento del período de rotaciónde la tierra, y otros muchos movi-mientos e irregularidades hastaunos 1500, de los cuales 500 sonsignificativos para calcular lastablas lunares de posición, lo cualhace interesante el que inclusohoy en día se midan fenómenos

como las ocultaciones de estrellaspor la Luna.

De todas formas, los movi-mientos aparentes más importan-tes han de tener en cuenta 2 fac-tores: El movimiento mensual dela Luna alrededor de la Tierra y el

movimiento anual dela Tierra alrededor delSol. Esta combina-ción de movimientoshace que al comple-tar la Luna su órbita ,la Tierra se ha des-plazado. El movi-

miento real de nuestro satélite esun sinusoide. (Ver dibujo extraídode Astronomía Popular.C.Flammarion).

El movimiento orbital selenita,su posición aparente respecto alas estrellas del fondo, es de27.321661 días, mes sidéreo,pero el intervalo entre fases es de29.530588 días, la revoluciónsinócdica.

Cuando la Luna esta en conjun-ción respecto al Sol es la LunaNueva, cuando está en oposiciónes la Luna Llena, y en los cuartoshablamos de cuadraturas.Realmente es difícil saber dóndeesta nuestra compañera, claroque siempre podemos mirar alcielo.

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