CIA 4º parte del Curso de Iniciación Astronómica

Ella es tan linda…

Curso de Iniciación Astronómica

Proyecto sagitario

Sobre los infinitos mundos y el universo*

Muchos de nosotros miramos el cielo y nos interrogamos ¿Dónde estamos? ¿Hace cuánto y por cuánto tiempo? ¿De dónde venimos y adónde vamos? ¿Qué astros nos rodean? ¿Estamos solos?  

Ojala encontremos respuestas en nuestra amistad.

Durante milenios creímos en los cinco planetas, la tierra, su luna y su sol. Esto derivó en los siete días de la semana e incluso aportó sus nombres. Aunque era evidente, demoramos en aceptar a las estrellas como soles lejanísimos. Después, fue el turno de las nebulosas espirales, esos borrones blanquecinos. Recién en el siglo pasado pudimos decir, Sí, son galaxias. Son islas que forman archipiélagos ciclópeos, huyendo de nosotros, y nosotros de ellos. Aceptar que el espacio mismo -su geometría, digo- se expandía, llevó décadas y el papelón mayor de Einstein.

Hoy catalogamos agujeros negros y con ellos las conjeturas más locas: hoyos de gusano, espacios paralelos, universos como péndulos o como infinitas mantas frías, estirándose, apagándose, corriendo hacia una eternidad quieta donde nada quede; no de nosotros, sino del universo mismo. Esta idea descarnada de un futuro posible ganó un Nóbel, este año.

Ante semejantes perspectivas propongo un breve viaje por el vecindario. Verles las caras a los astros y nada más. Poco de lo muy grande, y nada de lo muy pequeño. Nada de pálidas esta noche. Solo la alegría de ver y de saber eso que observamos con nuestros ojos y con las prótesis de nuestros ojos.

A brillar mi amor¡¡¡

Una estrella es una esfera de gases, en cuyos centros,  sometidos a la fuerza de gravedad, los núcleos atómicos se fusionan para dar lugar a nueva materia. En el caso de nuestro sol, millones de toneladas de hidrógeno (H) se transforman en helio (He) cada segundo. Cuando los átomos se fusionan, emiten energía; esta sale del sol en forma de luz y demás longitudes de onda (radio, infrarrojo, ultravioleta, rayos x, rayos gamma; otras).

Imagen del espectro electromagnético

Rara vez las estrellas habitan solas. En nuestro vecindario, un medio de ellas son estrellas únicas como el Sol, el resto son sistemas estelares dobles o múltiples. Es decir, estrellas que poseen compañeras de giro y viaje. Por nacer en conjunto, estas a veces se desplazan por la galaxia en montones o Cúmulos. Si estos cúmulos se encuentran en la visual del centro galáctico, se les llama Cúmulos galácticos o cúmulos abiertos. Hay asimismo cúmulos cerrados o globulares. Estos últimos suelen estar formados por decenas o cientos de miles de estrellas.

Los cúmulos abiertos poseen un menor lazo gravitacional, se diseminan rápidamente. Los cúmulos cerrados, por aportar un lazo gravitatorio mayor, perduran, suelen albergar poblaciones estelares de cierta madurez.

Si los integrantes de un cúmulo están dispersos pero se intuye su origen común se denominan: asociaciones estelares. Una asociación es un grupo de estrellas que han nacido en una misma nebulosa, comparten edad cósmica y dirección espacial (radial y tangencial) contra el fondo de estrellas.

Una Constelación, por el contrario, es una figura imaginaria, creada al tejer trazos entre estrellas notorias (brillantes, de baja magnitud), que no debe ser confundida con una asociación estelar. Las constelaciones son figuras aparentes, donde su unidad es solo visual; depende de nuestra  escala temporal, de nuestra perspectiva.

Los soles se ordenan en diversas clasificaciones. La más común es la propuesta al unísono por Hertzprung y Russel. Estos colegas concluyeron en lo que hoy es un diagrama común, el diagrama H-R. El mismo ordena estrellas según luminosidad y temperatura. Se hace evidente al observar la disposición de los soles catalogados un patrón evolutivo en sus vidas particulares. Su lectura indica que los soles nacen e ingresan a la llamada secuencia principal, de allí derivan a un tipo de resolución: gigante roja, nova, supernova, enana blanca, enana marrón, etc.

El diagrama H-R es una herramienta magnífica, pues entre otras aplicaciones sirve para determinar la pertenencia de un sol a un cúmulo dado, o la edad del cúmulo.

 

Nubes de átomos, úteros fabulosos.

Los átomos -en general de hidrógeno pero también de helio y otros más pesados- llenan lo que creemos el espacio vacío entre las estrellas. Invisibles pero no impunes, en los intersquicios estelares forman nubes de concentraciones colosales (regiones HI). Las regiones HII se caracterizan por ser nubes de hidrógeno que están brillando a causa de la excitación que les produce la energía emitida por las jóvenes estrellas que albergan.

Dentro de esas nubes el espacio hace de las suyas. Las futuras regiones HII (así llamadas cuando su concentración es tal que permitirá la generación estelar) por causas externas e internas, se ponen en movimiento. Lentamente se forman grumos que giran alrededor de centros insondables. Estos centros de gravedad atraen la materia circundante en aglutinaciones cada vez mayores. Más colapsa -debido a la gravedad- una zona de la nube proto solar, más rápido gira. Al girar, la misma toma forma de disco o plato. El núcleo de este disco dará al menos -eventual- un sol al mundo – o una enana marrón. El disco remanente generará otros soles o/y a los planetas que acompañaran a esa estrella.

La estrella nace cuando la presión de las capas de gases que empujan y comprimen el centro de la nube proto solar, es suficiente para desencadenar la fusión de los núcleos de hidrógeno. Estos -hipercalientes e hiperfrenéticos- se recombinan en nueva materia: 4 núcleos de hidrógeno dan lugar (simple, ojo) a 1 núcleo de helio + 2 emisiones energéticas. Esta energía,  emitida por la fusión nuclear (rayos gamma), interactúa con el medio circundante durante centenares de miles de años -cediendo energía con cada interacción- hasta qué, un buen día, salen de la nube… en forma de fotones¡¡¡¡ es decir, de luz¡¡¡ La nube ha dejado de ser: estamos frente a una estrella.

Cuando la estrella se enciende, una fuerza nueva viene a poner pausa a la presión de la gravedad.

La gravedad puede ser vista como una fuerza negativa o compresiva. Atrae a la materia y luego, no conforme, puja por amalgamarlo todo en un punto imposible. Se desencadenan los procesos de fusión y la energía liberada empuja ahora en sentido contrario, intenta inflar o expandir el sol. Se da un proceso de inestabilidad en el cual ambas fuerzas buscan imponerse. Pocos eones después la estrella se estabiliza, alcanza el llamado equilibrio hidrostático. Estamos frente a un globo inflado: la fuerza de gravedad representa en esta analogía la resistencia de la goma, tiende a comprimir el aire; el aire insuflado dentro del globo representa la energía generada, la cual busca expandir la goma. Este equilibrio durará una equis cantidad de tiempo (depende de la masa que haya dado vida a esa estrella) y luego –agotado el combustible solar- colapsará.

Teoría fina

Las estrellas se estudian cual cuerpos radiantes, llamados cuerpos negros.

Un cuerpo negro es un cuerpo imaginario (teórico) capaz de absorber y emitir toda la energía recibida. Es un modelo que sirve como guía o parámetro para averiguar propiedades de los astros. El análisis del cuerpo negro arroja como 1º dato que todo cuerpo radiante emite en diversas regiones del espectro electromagnético, más, solo en una de esas frecuencias (o pequeña región) logrará su pico de emisión, y que este pico se asocia a una temperatura determinada. Así, nuestro sol emite en la región del espectro visible, en color amarillo, pues su temperatura de superficie es de 5800º kelvin (1º kelvin equivale a -273ºC). La estrella Antares del escorpión emite en visible, en la región del rojo pues en su superficie es más frío (3600ºk); Sirio, del can Mayor, emite en la región del blanco-azulado (25.000ºk). Hay soles que emiten en ultravioleta, en rayos x, en infrarrojo, etc.

            Las emisiones electromagnéticas (la luz, el calor, el radio, el ultravioleta, el rayo x, etc. etc.) es todo con lo que contamos pues viajar a un astro es práctica imposible. Pero esas emisiones se desplazan a velocidades conocidas y tienen más de una particularidad, las cuales nos permiten análisis y comprobaciones. La distancia, la composición química, el volumen y la masa, la temperatura de superficie, todo esto es factible estudiar en base a la magnitud o brillo aparente de las estrellas.

            Es una Nube, no hay duda:

Las nebulosas de absorción o nebulosas moleculares son aquellas que absorben la luz de las estrellas que se encuentran detrás o dentro. Oscurecen el cosmos y son visibles por contraste al medio estelar circundante. Ej: El Saco de Carbón (en la constelación Crux, en el hemisferio sur, entre las estrellas alfa y beta crucis).

Las nebulosas de reflexión son capaces de reflejar la luz emitida por astros cercanos.

Las nebulosas de emisión, por estar fuertemente bombardeadas con la energía emitida desde las estrellas que guarda en su interior, se manifiestan al Cosmos como verdaderos faros. Basta ver las nebulosas de Orión, Carina o Tarántula, para deslumbrarse con un ejemplo.

Hay un cuarto grupo de nebulosas, se les llama nebulosas planetarias, pues en el pasado se creían estrellas rodeadas de discos gaseosos protoplanetarios. Hoy se sabe que son esferas de gases eyectados en forma esférica por el derrumbe y rebote de estrellas gigantes rojas al morir (las hay de forma irregular, también, deformada su figura por la gravedad de estrellas compañeras de la que eclosiona).

Las novas y las supernovas asimismo dejan tras de sí esferas expandiéndose la infinito, llamadas Remanentes de supernova, pero es diverso el destino de la estrella o estrellas centrales. Una gigante roja deja tras de si una enana blanca, una nova deja a una estrella de neutrón y una supernova a un púlsar o a un agujero negro. En todos los casos estamos frente a cataclismos que modifican la geometría del cosmos. Pero esta es tan, tan vasta, que no puedo siquiera esbozarla. Es decir, nadie se alarme por tal o cual explosión. El Universo es inmenso, literalmente: sin mensura posible.

Noticias de ayer

En los albores del siglo pasado se hablaba de las nebulosas espirales, delicadas manchas grises, en apariencia lejanas. Estas chicas no resultaron ser sino las clásicas galaxias espirales, similares en estructura a aquella que nos contiene: La vía Láctea.

Las galaxias (de galactos, lácteo, lechoso, blanco) son estructuras independientes formadas por soles, planetas, cúmulos, nebulosas, gases, moléculas, átomos, agujeros negros, etc. etc. Una galaxia es una isla en el mar del cosmos. Representan la macroestructura local, sobre ella y con ella nos movemos. Entre sus brazos (podemos pensar este cuerpo como una suma de materia achatada, amonedada por el giro, de figura espiral, con brazos enroscados sobre un centro hiperdenso, el cual suele contener un super agujero negro, tragándoselo todo. aunque las galaxias presentan diversas y ricas morfologías, catalogadas hace tiempo por don Edwin Hubble, cuando aún ignoraba casi todo de ellas –salvo que las líneas del espectro de su luz se corrían al rojo).

Las galaxias forman a su vez grupos de galaxias. Habitamos el Grupo Local, el cual incluye a unas 30 estructuras de diversa fisonomía. Fáciles de observar son las galaxias Gran Nube de Magallanes y Pequeña Nube de Magallanes, en el hemisferio sur. La más notoria del norte es la galaxia Andrómeda, visible a simple vista en geografías de menor latitud. Los grupos de galaxias forman cúmulos de galaxias. Y los cúmulos supercúmulos.

¿Piensan que aquí terminamos? No. Los supercúmulos tejen redes o hilos de materia dando a nuestro hipercosmos leve forma afín a neuronas conectadas. Pero estas dimensiones poco deben importarnos, no podemos percibirlas sino dentro de las supercomputadoras que todo lo modelizan.

            Ella es tan linda¡¡¡

Observar la noche es apasionante, adictivo, casi. Podemos aventurarnos a ellas, tan lindas noches del verano incipiente, con la simple ayuda de nuestros ojos. Si pensamos estudiar el cielo, iremos provistos de cartas celestes, bajadas de la web o confeccionadas con los programas de libre circulación. En principio hemos de reconocer las estrellas más brillantes de cada constelación, si es que esta se oculta como es común en nuestras áreas polucionadas (conviene observar todos los días sin embargo, aunque no salgamos al campo). Luego, reconocer los cúmulos visibles como Hyades, Pléyades, Omega Centauro, y las nebulosas tales como Orión,  el saco de carbón o Eta carina. Aquí solo tenemos para meses de observación pero… Vayamos a más, tratemos de reconocer los brillos y colores de los soles más conspicuos. Poder comparar Aldebarán con Beteljause o Sirio con Canopus, y muchas otras, es práctica que entrena el ojo observador. Recién aquí sumaremos un par de binoculares, unos 7x50 o 10x50 son perfectos. Con ellos reconoceremos decenas de cúmulos y nebulosas antes ciegas. Aún otras galaxias podremos pescar desde zonas oscuras. El estudio de estrellas dobles es apasionante, y recorrer la geografía lunar un lujo que pocos astrónomos se permiten. Por cierto, la luna debe de observarse en cuartos, cada día presentará una faceta y con ella una vista nueva, distinta, rica.

Cuando accedamos a un telescopio pequeño o mediano nuestras noches observacionales cambiaran un poco. Ahora deberemos esforzarnos en prever horarios y lugares. Evitaremos traslados bruscos y si el equipo es pesado les aseguro que observaran muy poco. Lo ideal es un refractor, un 70 900 o un 90 910 son ideales para disfrutar de los planetas, la luna y los cúmulos y nebulosas de emisión, amen de las dobles y alguna que otra galaxia. Un telescopio reflector como el 76 700 es ideal para dar los primeros pasos si sabes que estos pueden llevar todo un año o más de trabajo aplicado. Si piensas en adquirir un telescopio mayor, invierte siempre en función de la montura antes que en el tamaño del tubo óptico. Un catadióptrico, por ejemplo, es un equipo de costo moderado y de aplicaciones insuperables. Sobre una eq3 –ideal- o una eq2, lo podrás llevar a cualquier lado, cuando quieras, y te dará imágenes de alta calidad.

Los oculares son un paso lejano. Con unos super plossl (con un  costo medio de 200$) tienes para toda la vida. Solo si en el futuro accedes a equipos complejos buscarás oculares desarrollados.

Si te hablara cual economista, te diría que las observaciones se hacen con:

Los Ojos, un 60%.

Binoculares, un 20% de las obs.

Telescopio medio o pequeño, un 18%.

Telescopios mayores, un 2%.

Oculares de alta gama, en un 0,1%.

Y, por jugar un poco, si vas a comprar un equipo, te adjunto esta fórmula teórica desarrollada para hacer broma a un amigo:

El mejor telescopio que puede alguien comprar viene dado por la siguiente ecuación:

CO x Cs    /   kg x PA x DdC

Que se lee:

Calidad óptica por Costo, dividido el Peso multiplicado por los Pasos de armado y por la Dificultad de colimado. En los telescopios refractores el colimado virtual no se da pues los lentes están pegados; solo un golpe muy fuerte los descolima. Los reflectores deben ser colimados cada tanto pues el espejo va sujeto sobre tornillos y el uso y traslado constante golpe puede moverlos.

Esta relación da como resultado que los mejores telescopios serían los refractores de baja focal: un 80 400 o un 80 600, de relativa calidad. Un equipo así se arma en cuatro pasos: se fija al trípode, se coloca el espejo diagonal y el ocular, se coloca el buscador… y listo, a observar. Otros equipos recomendables son: un reflector de 114mm o un Maksutov de 102 a 125 /127mm de diámetro. Estos últimos darán las mejores imágenes, los reflectores siempre serán los más económicos.

Observar y observar:

Una noche de observaciones puede ser planeada con el uso de las cartas y conviene comenzar a observar astros del poniente. Los objetos luminosos siempre los dejaremos para el final, ya que la luna por ejemplo dejará tus ojos inservibles para la observación de objetos de espacio profundo. Creo que observar en grupo o en parejas siempre es mejor pues uno va compartiendo impresiones y mates. Tomar notas de la jornada observacional siempre es recomendado, se anota fecha, condición de cielo, equipo utilizado, objeto observado, detalles e impresiones, etc. etc.

Otro truco para llegar a ser un verdadero observador es la confección de gráficos o dibujos de los objetos celestes. Si usted toma esto como práctica, verá cuánto mejora su capacidad de observación.

Espero que estos consejos te sirvan, que te alienten a observar y a saber más del cielo, el cual es nuestro origen y destino. El conocimiento vendrá de a poco, gradual, y cuando creas que lo posees, dalo a otros con alegría.

* El monje astrónomo Giordano Bruno escribió el excelente diálogo De l'infinito universo et Mondi  , origen de mi título el cual no quiere sino recordar al mártir que fuera quemado a manos de sus hermanos de religión.

Sergio Galarza

sergiogalarza62@gmail.com

0346415449820

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Curso de Iniciación Astronómica 3º parte.

Ella es tan linda…

Curso de Iniciación Astronómica

Proyecto sagitario

Práctica Observacional

Luz, cámara, acción¡¡¡

            Luz: naturaleza, magnificaciones, cálculos.

La luz es todo con lo que contamos de los astros cuando los abordamos mediante nuestro sentido de la vista.

La luz es un fenómeno de naturaleza dual ya que, debido a su respuesta ante simples experimentos, puede ser interpretada como ondas electromagnéticas así como cuantos de energía emitidos.

Se verifica que las ondas electromagnéticas se desplazan por el universo e interactúan con la materia así como con la geometría del cosmos.

Una onda electromagnética es una variación de campo que se traslada y que fluctúa en dos planos, perpendiculares entre sí,  y perpendiculares a su vez a la dirección del movimiento.

Existen experimentos e interacciones que solo pueden explicarse mediante otro postulado: el de los cuantos de energía emitidos, o cuantos de luz, llamados fotones. Aquí, cuando un fotón (que por definición y concepto carece de masa) interactúa con la materia, lo hace cual sí la tuviera.

Repito porque suena absurdo: al interactuar con la materia, el cuanto o fotón, cobra masa.

Por ejemplo, cuando ves algo, es porque un número equis de fotones, que llegaron a tu retina sin masa, viajando a la velocidad de la luz (¡¡??), de repente sí cobran masa y golpean las moléculas de las células de la fóvea, logrando que estas envíen los pulsos eléctricos que tu cerebro interpretará como ¡¡¡se hizo la luz!!!

Refracción y reflexión.

Cuando la luz al desplazarse cambia de medio, interactúa de modo diverso y modifica sus velocidades y direcciones de movimiento (aquí se comporta como onda). Así, al incidir contra una superficie lo suficiente pulida se reflejará en ángulos que variarán en relación al ángulo de incidencia con el medio en cuestión. Asimismo, al incidir sobre cuerpos translúcidos (o sobre mallas de difracción –CDs) la luz se descompondrá en su espectro y modificará su trayectoria en ángulos que variarán en función de: el ángulo de incidencia; la frecuencia de los diversos colores del espectro.

Esto puede ser aprovechado para modificar el ángulo de la trayectoria de la luz que nos llega de los cuerpos que percibimos, creando imágenes que en apariencia están situadas en un campo de visión más cercano a nosotros. El recurso se logra del modo que sigue:

Un primer espejo o lente es dirigido hacia el objeto a observar. La luz que este objeto emite es captada por el objetivo y concentrada a una determinada distancia llamada distancia focal (D) por reflexión o refracción, en un punto de luz llamado punto focal. Hacia este punto focal dirigimos ahora una segunda lente, llamado ocular, con el propósito de recomponer la imagen original mediante ángulos de visión distintos, mayores a los que en origen formaron el punto focal. Logramos así una visión del objeto desde una perspectiva menor (más cercana).

A esta modificación de los ángulos mediante los cuales recomponemos la imagen de un cuerpo lejano le llamamos aumento y se simboliza mediante una x. La capacidad de magnificación de un lente que provee 7 aumentos se escribe 7x.

*Las estrellas, por estar tan inimaginablemente lejos nunca permitirán un aumento de su diámetro aparente. Lo que sí logramos con ellas es definirlas y resolverlas en imágenes independientes.

            Existe una proporción entre las distancias focales de los objetivos y los oculares que nos facilita el cálculo de los aumentos de un instrumento óptico cualquiera; es la que sigue:

D/d= x

Se lee: distancia focal del objetivo, divida por la distancia focal del ocular, es igual al número de aumentos.

Las distancias focales de los objetivos y de los oculares vienen definidas por los fabricantes ya que dependen de las curvaturas dadas a los espejos o a los lentes (estas curvaturas son las que permiten los diversos ángulos de incidencia).

La variación en los aumentos se logra cambiando los oculares utilizados.

A mayores aumentos sufrimos una disminución en el campo de visión y por ende de la cantidad de luz recibida.

Este dato aporta interesantes herramientas e indicios que debo tomar en cuenta al observar:

Los objetos tenues como galaxias, nebulosas de absorción o nebulosas planetarias* debieran ser observadas a bajos aumentos para lograr una mayor cantidad de luz sobre nuestras retinas.

*la naturaleza de los objetos del cosmos será analizada en nota próxima.

Los planetas, satélites y asteroides, por estar tan próximos se ven muy luminosos; podemos permitirnos una gran magnificación.

Cuando busque a tientas un astro con la ayuda de una carta, es interesante conocer el campo de cielo real que muestra el ocular, para poder calcular así cuánto debe moverse en tal o cual dirección.

Los campos de visión (fov, por su sigla inglesa) se calculan del siguiente modo:

FOV R= fov a / x

Se lee: campo real observado es igual a campo de visión provisto por el ocular dividido por los aumentos utilizados.

Ejemplo: Observo la Luna (de medio grado aparente de diámetro) con un telescopio que posee un objetivo de 700mm de distancia focal (D) al cual le he colocado un ocular de 20mm de distancia focal (d) y 50º de campo aparente de visión*.

*El campo de un ocular viene dado por el constructor. Los oculares genéricos suelen proveer unos 50º. Los oculares de calidad llegan a proveer hasta 85 o 110º de fov. Tienen un costo superlativo.

Primero, he de calcular los aumentos:

D/d= 700/ 20= 35x

Luego FOVR= 50º/35x= 1,4..º

Es decir, observo casi un grado y medio de campo; luego, la luna entrará 3 veces en el área observada.

Cámara: aperturas, relación focal, astrofotografía.

Si la luz es todo para nosotros, es natural que este sea el tópico que nos decida a la hora de buscar un telescopio para observar. Por desgracia, no existe un equipo bueno para todo, casi.

Si las magnificaciones nos limitan la luz, es lógico que, si pensamos en observar objetos de espacio profundo (ep), debemos pensar en un telescopio o binocular de importante diámetro en el objetivo. Cuanto más ancho sea el objetivo, mas luz captará*. Así, surge el concepto de relación focal o rapidez del telescopio**:

*El brillo de un telescopio se calcula: B } apertura del objetivo al cuadrado/relación focal al cuadrado. Por depender este de la distancia focal en forma inversa, se entiende que focales menores sean más luminosas.

** La focal cobra valor al incursionar en astrofotografía, es decir al intentar capturar imágenes de astros tenues. Así, una relación focal corta siempre será deseada, pues la luminosidad del equipo supondrá un tiempo menor de exposición fotográfica. No olvidemos que la tierra está en permanente movimiento; si nos demoramos en la exposición de nuestra toma, hay riesgo de que estas salgan “movidas”.

Relación focal de un telescopio:           Rf = D/ A

Se lee: relación focal es igual a distancia focal del objetivo sobre diámetro del mismo.

El número obtenido, sin unidades (se escribe F5 o F6), define la rapidez del equipo o su luminosidad.

Ejemplo. Compara las Rf de los telescopios siguientes:

a- Reflector de 200mm de objetivo y 1200mm de distancia focal.

b- Refractor de 80mm de objetivo y 400mm de distancia focal.

1º Rf= 1200/200= f6

2º Rf= 400/80= f5

En este caso, el teles más pequeño será el más luminoso.

Por supuesto, en planetaria, el equipo con 1200mm de focal será el preferido, pues para cualquier ocular utilizado nos proveerá 3 veces más aumentos.

Ejemplo utilizando un ocular de 20mm:

1º Aumentos = 1200 / 20 = 60x

2º Aumentos = 400 / 20 = 20x

Acción: telescopios, usos, búsqueda de objetos, observaciones astronómicas.

Los telescopios difieren en su construcción según usen espejos, lentes o los combinen. Un telescopio de objetivo lenticular es un refractor. Uno de espejo es un refractor; un teles que combina lentes y espejos es un catadióptrico.

El modelo newton de telescopio refractor es el más difundido a la hora de observar objetos de espacio profundo, pues es mucho más económico que un refractor a grandes diámetros. A una lente hay que trabajarla en ambas caras mientras que un espejo solo sufre el desbaste de una superficie. Por otro lado las lentes de calidad son más pesadas que los espejos. Los telescopios catadióptricos son los preferidos por los observadores con experiencia y vocación definida (son más pesados, delicados y onerosos) pues con ellos se logran imágenes sin aberraciones y grandes aumentos en equipos de proporciones reducidas.

Refractor:

Reflector Newton:

Schmidt – Cassegraín:

 http://www.telescopios.info/imagenes/telesc6.gif

Imágenes de http://www.telescopios.info/telescopios_refractores.html

Las monturas de los telescopios varían en altacimutales y ecuatoriales. Las hay manuales o computarizadas. De baja y alta gama. Una buena montura es determinante a la hora de fotografiar. Las monturas altacimutales están recomendadas a equipos de bajo costo, o magnificaciones menores. Las monturas ecuatoriales se recomiendan en observaciones bajo grandes aumentos y en astrofotografía pues permiten un seguimiento natural de objeto celeste, el cual siempre está huyendo del fov. Las monturas con go-to (nombre popular de las computarizadas: go to, ir allí) son las preferidas por los aficionados que quieran ganar tiempo en la observación detallada y en el estudio del cosmos, en desmedro del aprendizaje de los sistemas de búsqueda mediante cartas (verdadero desafío a la voluntad, la vista y la capacidad). Las monturas goto se recomiendan en áreas polucionadas, es prácticamente un reto hallar un cúmulo globular en medio de una ciudad, pues la luminosidad ambiente tapa toda referencia. Por supuesto, son onerosas, si bien se ofrecen marcas confiables con el debido soporte técnico en el país.

La búsqueda de objetos mediante el uso de programas o cartas celestes es apasionante y constituye un placer, al punto que se realizan competencias observacionales donde la práctica del observador es la clave del triunfo.

Elegido el objeto a observar, buscamos en la carta estrellas luminosas en su cercanía y luego nos desplazamos contando los campos de visión y el sentido de desplazamiento hasta dar con él.

Atrapante resulta constatar que la visión por buscador o por ocular muchas veces nos entrega imágenes invertidas. Esto debe ser tenido en cuenta y el cerebro necesitará de una buena práctica antes de moverse con fluidez por el cielo. Para poder fiarse de una búsqueda se recomienda un conocimiento del cielo a ojo desnudo o bien con binoculares, pues de este modo, familiarizados con el vecindario, daremos más fácil con nuestros trofeos.

La visión nocturna es posible por medio de células de ordinario inactivas, llamadas bastones. En la fóvea, una zona de nuestras retinas, se aglomeran dos tipos de células capaces de interactuar con los fotones que constituyen la luz: los conos y los bastones. Los conos se agrupan en el centro de la fóvea y son los encargados de ver durante el día la luz blanca y los colores, son los que utiliza usted ahora, que lee bajo una luz blanca encendida. Los bastones sirvieron a nuestros antepasados para medrar en las noches en busca de cobijo. Sirven para ver en la oscuridad y necesitan una media hora para activarse completamente. Por esto, un observador nocturno jamás usará luces azules o blancas, ni atenderá el celular con su pantalla destellando. Un segundo de luz blanca da por la nada con la aclimatación de los bastones, dejándonos en cero, ciegos para la noche. La única luz posible será la roja. La luz roja no afecta a los bastones.

Por estar los bastones en el perímetro de la fóvea es que cuando observamos con el rabillo del ojo los objetos débiles, los vemos mejor. Son células ideales para advertir cualquier movimiento, es decir, cualquier peligro en la oscuridad. La respuesta visual de los bastones es inaudita, mucho más rápida que la de los conos, toda vez que se han activado. Así, cuando intentamos dar con un objeto débil, tenue, debemos recurrir a una observación sesgada, a una visión periférica: Se dirige la vista leve hacia un ángulo del ocular dejando que la luz llegue en forma periférica al ojo. De este modo se garantiza la mayor percepción del objeto. Mover leve el telescopio en ambos sentidos de modo que la figura tiemble es complemento a lo antes dicho.

Cuando uno inicia la noche observacional debe comenzar a observar estrellas o cúmulos y dejar así pasar el tiempo hasta que los bastones hagan su calentamiento. Luego será el momento de adentrarse al cosmos en busca de las nebulosas y otros pequeños objetos.

Si hay luna, esta quedará para el final, ya que su luz de seguro nos cegará. Por supuesto se proveen filtros para realzar o anular efectos de luz indeseada.

El telescopio con montura ecuatorial ha de plantarse como sigue:

El eje polar debe estar inclinado la misma cantidad de grados que defina la latitud del punto del observador, y se lo orientará hacia el polo con la ayuda de una brújula o con el tendido previo de una meridiana.

Más allá de cuánto dure la jornada, el meridiano divide las horas de luz en dos y siempre será anunciado por la sombra más corta del día.

Determinar el meridiano es tarea esencial para el aficionado pues constituye una forma segura de trazar el eje polo-sur/polo-norte, imprescindible para poner en estación un telescopio con montura ecuatorial.

En nuestro hemisferio, el sol se alza hacia el norte. La recta que una a la base de un gnomón con el punto que señale la sombra más corta por él proyectada, te estará indicando una recta válida para ubicar el Polo Sur (en el hemisferio sur, los telescopios de montura ecuatorial deben orientarse hacia ese cardinal).

Es posible que este sistema te arroje algún error, el cual será corregido luego mediante los movimientos finos del eje de la montura. Un error en la alineación, significa que los astros derivarán del campo de visión en sentido de la declinación (N,S), además del natural escape por la ascensión recta (AR) debido al paso de los minutos (Oeste). En visual, esto no afecta; solo en astrofotografía supondremos alineaciones exigentes.

Uso de los círculos graduados de un telescopio altacimutal:

Los telescopios con montura ecuatorial tienen en sus ejes dos círculos graduados, uno para el acimut (az) y el otro para la altura (h). Consultado un programa que arroje coordenadas actualizadas minuto a minuto se dará con los astros deseados, si dios quiere. Un gran amigo, al fabricar su propia montura altacimutal descubrió que ciertos programas arrojan errores de posición apreciables. El acimut se alineará al norte cuando se consulte programas generados allá. La altura 0 se logra con la ayuda de niveles precisos.

Uso de los círculos graduados de una montura ecuatorial:

Las monturas eq tienen tres escalas, a saber:

La polar, indica la latitud. Se consulta la correspondiente al lugar, se ajusta.

La de ascensión recta AR. De 0hs, 0´, 0´´ a 23hs, 59´,59´´.

La de declinación: de 0º a -90º; y de 0º a 90º.

Se busca una estrella notoria de coordenadas conocidas o logradas mediante carta. Se la ubica en el centro del ocular de menor distancia focal; se ajustan los círculos graduados de modo que su lectura corresponda a las coordenadas de la carta, y se fijan. A partir de allí se va en busca de otros objetos, en base a las  coordenadas.

Puede que ambos sistemas arrojen errores, pero por lo común los astros buscados se encontrarán dentro del campo de visión de los buscadores. La montura altacimutal también puede ser ajustada del modo propuesto para las eq.

La práctica del observador será determinante; la práctica y la paciencia, así como el deseo de aprender y disfrutar del cielo. Horas he pasado detrás de un solo astro, débil, una nebulosa planetaria, por ejemplo. Pero en el momento de hallarla… qué alegría¡¡¡ qué triunfo¡¡¡ muchas veces he hecho lo siguiente. Encontrado un objeto difícil, lo he perdido a propósito para volver a buscarlo, una y otra vez, hasta memorizar su vecindario, los pasos que he dado para llegar a él.

He aquí un fragmento de una guía de observación astronómica:

“Hay un método interesante por el cual darás con cada estrella o galaxia, … Es el de ir saltando de estrella en estrella, con la guía de una carta celeste amplia, cómoda, que puedes haber estudiado o que sigas en el momento de la búsqueda.

Elegido el o los objetos de tu observación -si estos son tenues como en general lo son las galaxias- deberás trazar un recorrido para lograr posicionar tu telescopio sobre él. Al hacerlo, habrás de comenzar en alguna estrella brillante -es decir, de baja magnitud- y seguirás de estrella en estrella hasta dar con el objeto propuesto o con su vecindario. Como detalle, el telescopio reflector es cómodo de tomar con ambas manos, una en la boca y otra en el lomo o en la base, e ir moviéndolo lento y suave mientras nuestro ojo atento va al buscador o al ocular (este deberá proveer bajos aumentos -el de mayor distancia focal: 40 o 32mm-, para proporcionar un mayor campo de visión). Por supuesto, deberás acostumbrarte a la inversión de imagen que los espejos o lentes proveen.

Esta práctica (llamada star jumping) es de relativa sencillez.

Como primer paso, has de reconocer los puntos cardinales dentro de la visión por ocular. Si centras una estrella –por ejemplo- y observas hasta que esta desaparece del campo (por el movimiento propio de la tierra, claro) ya tendrás identificado el cardinal oeste. Resta que, ascendiendo y descendiendo en la declinación, confirmes los cardinales norte y sur. Si has adquirido un telescopio reflector de 114mm o superior (90mm refractor o superior) puedes intentar esta aventura.”

CIA 2º parte del curso de iniciación astronómica.

Ella es tan linda…

Curso de Iniciación Astronómica

Fundación Nova- Proyecto sagitario

Práctica Observacional: Archivo word para descarga:
https://docs.google.com/file/d/0B6pnMvERkCxzWDVIUmhMR3FNUGc/edit

Introducción y repaso: Vamos a abordar el sistema de coordenadas ecuatoriales celestes. Para comprender en forma cabal lo que sigue debemos ampliar nuestro vocabulario astronómico.

Eclíptica: Se le llama eclíptica al camino aparente que el sol describe sobre la bóveda del cielo. 
Al ser la tierra la que se mueve (y no el Sol, con respecto a nosotros) decimos también que eclíptica es el plano sobre el cual se traslada la tierra alrededor del Sol (el plano aparente sobre el cual nos movemos, es también el plano sobre el cual vemos moverse al Sol, es como lo que vemos al viajar en auto, todo corre hacia atrás en un nivel que corresponde a nuestro avance).

Con la ayuda de un gnomón es fácil ver que esta trayectoria (la eclíptica) se aparta del ecuador celeste una cierta cantidad de grados (un gnomón es una regla, un palo erguido 90º con respecto al plano del observador. Gnomón quiere decir escuadra). 

Por supuesto, si el eje de giro de la tierra está inclinado, es natural que la eclíptica -el plano que comprende la órbita terrestre- esté inclinado en la misma cantidad de grados: +23,5º y – 23,5º. 

Es decir, la tierra avanza en traslación (su movimiento alrededor del sol) inclinada, torcida: un cataclismo antiguo nos tumbó de lado. 
Luego, es natural que la rotación diaria -el plano de giro de nuestro ecuador- no concuerde con el plano de traslación del planeta alrededor del sol.

Al camino aparente del sol se le llama eclíptica porque en ese plano suceden los eclipses.

Por ser la eclíptica y el ecuador círculos máximos desfasados entre sí, estos se cruzan en puntos que distan 180º uno del otro.

            Giro terrestre, Sentido de giro:

Al medir el cielo, podemos hacerlo de este a oeste, tal como en apariencia avanza el sol y los demás astros, o en sentido inverso, de oeste a este, tal como en realidad rota nuestro planeta. 
Para evitar confusiones se utiliza como referencia el sentido de giro de las agujas de un reloj, orientado hacia el punto cardinal de observación.

Se dice Sentido Directo de giro cuando un astro sigue el sentido de las agujas de reloj, y se dice sentido retrógrado cuando se les opone. 
Los astros de la bóveda celeste se mueven en apariencia en sentido contrario o retrógrado, es decir de Este a Oeste.

Meridiano

El meridiano puede determinarse con la ayuda de un gnomón o regla perpendicular al plano del observador. Basta con tomar varias medidas de la sombra que el gnomón arroje a lo largo del día; la sombra más corta indicará el momento en que el sol se encuentra más alto en el cielo, indicando el mediodía o meridiano. La recta que une la base del gnomón con el punto de sombra más corta marcado, indica la recta imaginaria del meridiano local y la dirección de los cardinales norte-sur. Esta recta estará en un mismo plano con el eje de giro de la tierra, y en el ecuador (0º de latitud) podemos imaginarla paralela a él . 

En otras latitudes la recta meridiana, por estar trazada sobre el piso, está inclinada con respecto al eje del mundo (inclinada la misma cantidad de grados que la latitud geográfica). 

Por ello, para lograr dicho paralelismo, es preciso inclinar el eje polar de las monturas ecuatoriales en la misma cantidad de grados que los apartados del ecuador. 

La gran distancia que existe desde la Tierra a las estrellas hace que el radio del planeta (es decir, el desfasaje entre el eje del telescopio y el eje terrestre) sea un factor despreciable en la busca o seguimiento de los astros.

Equinoccios: Equinoccio significa noche-igual.

Los equinoccios suceden cuando la eclíptica coincide con el ecuador terrestre. Son los días en que las horas de luz equivalen a las horas de la noche (teóricamente, no en la observación visual, pues la refracción atmosférica hace visible al sol antes y después de sus ocasos). 

Se producen dos equinoccios cada año, uno para cada instante en que la eclíptica cruza al ecuador. 

Los equinoccios se dan cada seis meses: 
Como el ecuador y la eclíptica son dos círculos máximos, estos se cruzan cada 180º lo cual equivale a 6 meses de tiempo.

Solsticios: Los solsticios representan aquellos días en que el sol aparentemente se encuentra inmóvil sobre el horizonte. Aparenta no alzar ni descender. Ese día se queda quieto (sistere).

Desde nuestro hemisferio el solsticio de invierno sucede cuando el sol alcanza la máxima declinación positiva (+23,5º) y el solsticio de verano (180º después) cuando el sol alcanza la máxima declinación negativa (-23,5º). Los puntos solsticiales -las referidas declinaciones- marcan los trópicos. La declinación es el grado en que la eclíptica se aparta del ecuador. La declinación es positiva (hacia el polo norte) durante medio año.

Trópicos: Dada la oblicuidad de la eclíptica, Los trópicos definen las latitudes máximas sobre las cuales el sol incide perpendicular a la superficie terrestre.

Un Detective Solar.

Registra cada día, a una misma hora, la mínima sombra que arroje un gnomón. Verás que esta sombra irá cambiando de longitud poco a poco, acortándose o alargándose según se aproxime el verano o el invierno.

Cuando el astro alcance la máxima declinación –norte o sur; cuando la eclíptica toque los trópicos-, prácticamente no notarás diferencia en la longitud de las sombras, pues será ese el punto en que el sol deje de ascender o descender para invertir  su sentido.

El sol parecerá estar quieto durante ese día y -lógicamente- serán los días en que las horas de día-noche sean máximas, según corresponda al solsticio en que te encuentres.

  

Un ejercicio imprescindible, para verificar la declinación del astro, es observar por qué punto cardinal asciende cada mañana (o una mañana cualquiera cada tres meses, por ejemplo). Tomar nota mediante referencias tales como casas o árboles cercanos te dará una perspectiva fantástica de su movimiento (del nuestro). Es común que oigas que el sol sale por el este, pero en realidad sale por el este sólo 2 días al año. Los restantes 363 días el sol no sale por el este. Curioso, ¿verdad?

Los equinoccios suceden cuando el ecuador toca a la eclíptica; los solsticios suceden cuando la eclíptica toca a los trópicos.

Reloj de sol

            Dos pasos consecutivos del sol por el meridiano del lugar, marcan el día. Ahora: la tierra no se traslada sobre una órbita circular (cuyo tránsito implicaría una regularidad en el tiempo); lo hace sobre una elipse y, por tanto, (ver leyes de Kepler) su velocidad de traslación es dispar a lo largo del año (Kepler fue quién, en la Europa del 1600, dio con esta fácil solución para explicar la órbita de los planetas; solución que ya había sido propuesta por los hindúes mil años antes que él).

Una elipse es un círculo aplastado, un círculo con dos focos. El astro de mayor masa –el sol- ocupa uno de los focos. El planeta orbita guardando una curiosa regularidad, en función de ambos focos. Pero esta, no es temporal.

El planeta se desplaza a lo largo del perímetro de la elipse, y su radio de giro barre áreas iguales en tiempos iguales.

Cuando el planeta transita el afelio (lejos del sol) el radio de la órbita es máximo pero su velocidad de avance es menor, de modo que el área barrida por dicho radio puede ser  similar a cuando el cuerpo transita el perihelio (cerca del sol), donde la distancia o radio de giro es menor pero su velocidad es mayor.

Las áreas recorridas por el radio de giro, gracias al cambio de velocidad en el movimiento del cuerpo, se mantienen constantes a través del tiempo.

La ley de las áreas.

            La Tierra se mueve a velocidades variables sobre su órbita. Es lógico que -entonces- las horas regulares sean un invento, que no existan en la realidad. De hecho, nuestro verano transcurre en menor tiempo (menor cantidad de días) que el verano boreal, puesto que en enero -verano austral- estamos en el perihelio.

           

            Hay otro componente que afecta la regularidad del paso solar por el meridiano: la inclinación de la eclíptica. Mientras las diferentes velocidades de traslación arrojan una corrección de + o – 7 minutos, este último aspecto aporta una variación de + o - 10 minutos. Cuando ambos valores se combinan, la llamada ecuación del tiempo se resume en una corrección de + - 15 minutos. Hay tablas en la web o en los buenos libros de geografía.

            Como nunca hay dos sin tres, la corrección horaria que resta es la que sigue: El planeta fue dividido –por convención- en 24 husos horarios. A cada huso corresponde una hora, pero muchas veces esta es modificada por las sociedades en busca de aprovechar mejor la luz diurna. Por ejemplo, nuestro país tiene una hora de modificación horaria.

Construye un reloj de sol

            De todos modos, es posible construir un reloj de sol (absoluto y exacto) y luego corregir las diferencias que este acuse con respecto al tiempo inventado por el hombre (la hora civil, la cual sí es regular, donde cada hora dura 60 minutos), a fin de obtener valores útiles de él.

            Una tabla, un alambre, un cartón graduado, una brújula, un transportador o semicírculo. Esto es todo lo que necesitas para fabricar un reloj de sol casi perfecto.

La tabla es la base. En su centro insertas el alambre, recto, que debe torcerse hasta que forme con ella un ángulo igual a la latitud de tu localidad. Perpendicular a él –al alambre y haciendo las veces de ecuador- insertas un cartón con marcas graduadas cada 15º. Las marcas has de hacerlas por arriba y por debajo del cartón (o ecuador). El conjunto debe orientarse con una brújula, de modo tal que el borde elevado del cartón mire al norte (en el hemisferio sur).

De setiembre a marzo, el sol indicará la hora sobre el ecuador (sobre el cartón). De marzo a setiembre, lo hará debajo del ecuador (del cartón).

El reloj de cuadrante ecuatorial indicará siempre la hora solar verdadera para tu longitud geográfica. Sólo dos días al año no indicará hora alguna: durante los equinoccios. Es sol se desplaza por el ecuador durante esas fechas y por lo tanto el alambre o estilo no arrojará sombra sobre o bajo las caras del mismo.

            Natural es que las divisiones sean cada 15º puesto que 360º (el giro terrestre o día completo) dividido 24 horas, da como resultado esa amplitud angular (15º).

 

Sistemas de coordenadas no locales:

Coordenadas ecuatoriales celestes:

El sistema ecuatorial celeste aporta una mejora sustancial respecto a los sistemas anteriores (altacimutal-eq local). Es uno de los sistemas de coordenadas no locales, es decir de gradación universal. Los sistemas anteriores sólo sirven para observadores que compartan el sitio geográfico (altacimutal) o la longitud geográfica (ecuatorial local).

El sistema ecuatorial celeste toma como plano fundamental el ecuador celeste y a partir de él la declinación (DEC, delta) negativa o positiva como en el sistema anterior.

La siguiente ordenada se denomina Ascensión Recta (AR) y se mide en sentido directo (en contra del movimiento de los astros) desde el punto equinoccial denominado punto Gamma.

El p. gamma es el punto en el cual el sol, avanzando sobre la eclíptica, intercepta al ecuador –equinoccio- dando comienzo al invierno austral.

 

En estos sistemas se basan las monturas de telescopio ecuatoriales. Su ventaja sobre las monturas altacimutales es amplia pues una vez ubicado un objeto -si la puesta en estación de la misma es satisfactoria- la declinación ya no varía y solo es preciso ir corrigiendo el ángulo horario -el cual contrarresta el giro terrestre- para mantener el objeto en el campo de visión del ocular.

El punto equinoccial o p. gamma está ubicado hoy en la constelación de Piscis, 7º al sur de la estrella Omega piscis, de magnitud 4. Ese es nuestro punto de origen de la ascensión recta (AR). Por supuesto, dicho punto tampoco es eterno e inamovible –nada en el cosmos lo es- pues el equinoccio se corre cada año en un fenómeno advertido hace milenios y conocido como precesión de los equinoccios. De hecho, al punto gamma se le llama también punto Libra, en alusión a su antigua ubicación zodiacal.

El p. gamma muda su ubicación unos 50´´ por año; por esto, las guías indican con respecto a qué fecha él está situado. En el programa Stellarium, el punto gamma está referido al año 2000.

Aclaraciones: La literatura nórdica llama punto vernal al dicho equinoccio pues para ellos ese punto da inicio al verano.

La medida de todas las cosas

Para la búsqueda de objetos por medio del sistema ecuatorial celeste basta una carta y una montura ecuatorial con círculos graduados en los ejes de AR y DEC, y una correcta orientación de la montura (puesta en estación).

Puesta en estación de las monturas ecuatoriales:

La puesta en estación de una montura ecuatorial se logra orientando el eje polar sobre la recta Norte-Sur, es decir sobre el meridiano local, e inclinando dicho eje un ángulo idéntico a la latitud del sitio de observación. Estos cuidados ubican al eje polar del telescopio en una recta paralela al eje de giro terrestre, lo cual posibilita el seguimiento de los astros con la sola variación de la AR (ascensión recta, el cual corrige o anula el giro de la tierra), sin tener que recurrir a constantes modificaciones de la declinación.

Cuando la meridiana no está marcada puedes recurrir a una brújula (recuerda que el polo magnético difiere del celeste) y corregir luego el error con leves modificaciones de los tornillos de la base de la montura. Las correcciones se hacen necesarias pues con el paso de los minutos se comprueba que el astro deriva fuera del campo de corrección AR.

Búsqueda de objetos basada en el sistema de coordenadas ecuatorial celeste:

Las coordenadas ecuatoriales celestes proveen entonces un sistema de ubicación universal. No importa dónde te encuentres, si ubicas un astro cualquiera, conocido y notorio, a partir de este podrás desplazarte hacia otros con solo sincronizar los discos graduados de tu montura. Veamos un ejemplo: alineas tu montura, y centras luego en el campo del ocular una estrella testigo; digamos… Alfa crucis:

RA (J2000.0):	12h 26m 35.9s
Dec (J2000.0):	-63° 05' 57"

o, en primavera, Achernar o alfa eridanus:

RA (J2000.0):	01h 37m 42.9s
Dec (J2000.0):	-57° 14' 12"

Una vez que centres dicha estrella, acomodas los círculos graduados de modo que coincidan sus lecturas con dichas coordenadas. De allí partes en busca de otros astros, mas, ahora, solo has de mover los ejes siguiendo la indicación de los discos en base a una carta o programa celeste.

El astro buscado quizá no se encuentre en el exacto punto indicado por el telescopio, pero ten por seguro que no estará muy lejos; seguro lo hallarás dentro del área del buscador.

Recuerda que los campos de visión son inversamente proporcionales a la magnitud angular provista por el equipo: a mayor aumento (X) (magnitud angular), menor campo real de visión. Cómo un buscador mediano es de unos 6x30 (6 x, 6 aumentos y 30mm de diámetro) arroja una visión real de unos 7º de campo.

A la caza de objetos celestes.

Llamamos Objeto Celeste a todo astro, sin reparar en su naturaleza; un planeta, un satélite, una estrella, una nebulosa, serán citadas aquí por el genérico objeto. El observador aprenderá en el futuro las evidentes diferencias que existen entre ellos.

            Una gran ayuda significa el conocer de antemano algunos datos de los objetos tras los cuales saldremos de cacería. Buscar a tontas y locas por el espacio es un ejercicio que pronto se vuelve anodino; decenas de astrónomos anteriores han allanado el camino; hay centenares de objetos catalogados, dispuestos a que le echemos el ojo.          Aquí voy a proponer sólo uno de los infinitos paseos posibles. Si, como espero, pronto te conviertes en un observador experto y confeccionas tus propios derroteros, te agradeceré que los compartas.

           

            Estrellas y constelaciones. Magnitud estelar.

            La mente se niega a ver el cielo en desorden. Apenas nos asomamos a él reconocemos rectas, triángulos, rombos o cruces uniendo estrellas. Los antiguos lo utilizaron como pizarrón o maqueta donde narrar sus historias, agruparon esas luces en figuras y estas les sirvieron para educar o transmitir sus creencias y mitos. Las figuras más antiguas ocupan una franja determinada, aledaña al camino que el sol dibuja durante el día. Como las primeras figuras eran animales, dicha franja recibe el nombre de Zoodiáco. Luego, otras imágenes cubrieron el resto de la noche y, conforme los pueblos se desplazaron y pusieron en contacto, las constelaciones se mediatizaron, se globalizaron. Así, hoy hablamos de Sagitario, Capricornio, u otras, sin siquiera comprender su significado o apariencia en el cielo.

    Reconocer las figuras zodiacales y el resto de las constelaciones es importante y el paso primero para el observador astronómico. A partir de ellas nos guiamos con rapidez y familiaridad. Es posible reconocer áreas del cielo y la ubicación de objetos de espacio profundo (ep) por sus respectivas coordenadas, pero mucho más fácil es buscarlas en relación a las estrellas brillantes de cada constelación.

            Las estrellas brillan con una potencia dispar. Es evidente que unas parecen más brillantes que otras. Dicha intensidad de luz recibe el nombre de magnitud estelar o magnitud. Que dos estrellas compartan su magnitud no implica que posean el mismo brillo intrínseco o propio. De hecho, dos estrellas similares podrían brillar con diferente magnitud si una estuviese más cerca que la otra, del mismo modo que un reflector puede iluminar más que el sol, siendo aquel infinitamente inferior a este.

            Las estrellas de una constelación se cataloga con letras griegas: alfa para la de mayor magnitud, beta para la segunda, etc.

Un mail para consultas:

sergiogalarza62@gmail.com

http://sagitarioblues.blogspot.com/