September 18th, 2008

{mosimage} Se trata de una galaxia enana que orbita la Vía Láctea y que fue descubierta en 2006 por el Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Aparentemente, esta galaxia está dominada por una forma desconocida de materia que no es observable.

 

Galaxia enana “Segue 1”

La galaxia Segue 1 es una de las últimas galaxias enanas esferoidales descubiertas en torno a la Vía Láctea, a una distancia menor de 300 kiloparsecs. Concretamente fue descubierta durante los trabajos de 2006 del Sloan Digital Sky Survey (SDSS), que pretende trazar un mapa tridimensional de la Vía Láctea y de una enorme zona del Universo que abarcaría un millón de galaxias y quásares. El nombre de esta galaxia proviene de SEGUE, Sloan Extension for Galactic Understanding and Exploration (Extensión de Sloan para la Exploración y Entendimiento de la Galaxia).

El brillo superficial de esta galaxia es de una mil millonesíma el de la Vía Láctea. Estos objetos son tan débiles que durante un tiempo fueron tenidos por cúmulos globulares, aglomerados de estrellas viejas que se encuentran en el halo de la Vía Láctea. Hasta que no se analizó la luz de esta galaxia con el telescopio Subaru, en Hawaii, y se pudieron estudiar sus poblaciones estelares, no se llegó a tener la certeza de que se trataba de una galaxia enana.

Hasta la llegada del SDSS, sólo conocíamos a ciencia cierta la existencia de 9 galaxias enanas esferoidales de la Vía Láctea. El proyecto SDSS descubrió otras 5 enanas esferoidales más entre 2005 y 2006. En enero de 2007 se publicó el descubrimiento de 4 nuevas galaxias satélite (más un nuevo cúmulo globular) de la Vía Láctea. Segue 1 es una de estas últimas galaxias. En esa misma publicación se anunció el descubrimiento realizado con el telescopio Isaac Newton de La Palma (Islas Canarias) de una galaxia enana en la constelación de Hércules.

¿Dominada por la materia oscura?

Un artículo de Astrophysical Journal del que Marla Geha (profesora de la Universidad de Yale) es la autora principal ha hecho saltar a la insignificante galaxia Segue 1 a la primera plana de la prensa de divulgación científica. Esta galaxia se compone de unos centenares de estrellas nada más, y sin embargo, de las observaciones se deduce que aparenta tener una masa mucho mayor que la que podrían proporcionar esas estrellas. Por ello se piensa que esta galaxia podría estar dominada por una cantidad ingente de una materia invisible, no detectable por medios ópticos. Esta extraña materia recibe el nombre de materia oscura.

Posición en el espacio de las satélites enanas de la Vía Láctea (Vasily Belokurov)
Posición en el espacio de las satélites enanas de la Vía Láctea
(Crédito: Vasily Belokurov)

Los modelos cosmológicos que introduccen el factor de la materia oscura en sus cálculos predicen que las galaxias se forman por la unión de pequeñas galaxias enanas, ricas en materia oscura. Esta galaxias enanas serían los ladrillos principales de la formación galáctica. Por ello es importante esta observación, porque puede ayudar a demostrar las tesis que defienden los partidarios de la materia oscura.

Las observaciones de SDSS parecieron demostrar, no hace mucho tiempo, que la Vía Láctea podría haber llegado a su forma actual después del choque y fusión de dos galaxias.

Fuentes:

Nota: Aunque diversas fuentes consultadas por El Segundo Luz señalan que Marla Gehay Josh Simons mostraron a Segue 1 y a otras galaxias enanas de la Vía Láctea como tales, no se trata de su descubrimiento, puesto que ya apareció publicado, en ese sentido, un trabajo anterior de tres investigadores de la Universidad de Cambridge: V. Belokurov, D. B. Zuckery N. W. Evans. referimos un resumen del artículo a continuación:
Cats and Dogs, Hair and a Hero: A Quintet of New Milky Way Companions

Especialmente sensacionalista nos parece el titular de Physorg.org:
Astronomers discover most dark matter-dominated galaxy in universe

Mucho más cercano a la realidad es el titular de Space.com:
Nearby Galaxy Nearly Invisible

 

Comentarios en:
Foro Hubble

 

Publicado en Extragaláctica | Comments Off on Descubierta la galaxia con mayor índice de materia oscura
September 14th, 2008

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El 12 de septiembre pasado ACTA, la asociación de Autores Científico Técnicos y Académicos, celebró una jornada centrada en la astronomía, en Madrid. El recorrido incluyó el Observatorio Astronómico Nacional, la Escuela de Topografía de la Universidad Politécnica y el Planetario de Madrid. El acto fue patrocinado por CEDRO , el Centro Español de Derechos Reprográficos.

El Observatorio Astronómico Nacional

El punto de encuentro fue la Puerta del Ángel Caído, en el madrileño parque de El Retiro, por la que se accede a las instalaciones del Observatorio Astronómico Nacional. Aunque en el recito del observatorio hay varias cúpulas destindas a albergar telescopios en su interior, esta sede se dedica ahora a tareas de investigación y administrativas, haciendo muchos años que se abandonó la actividad de observación debido a uno de los males medioambientales que padece la ciudad: la contaminación lumínica. Estas labores las comparte con el nuevo edificio del OAN en el campus de la Universidad de Alcalá.

Los telescopios más importantes del Observatorio Astronómico Nacional están ahora en Yebes (Guadalajara) y en Calar Alto (Almería), aunque en el complejo de Yebes tampoco se puede observar en el óptico a causa de la contaminación lumínica, que se hace insoportable también en el cercano valle del río Henares. El telescopio de Calar Alto tiene un diámetro de 152 cm. Desde su cúpula se empiezan a vislumbrar las luces de Granada. ¿Cuánto queda para que se dejen de ver las estrellas en toda España? ¿Cuándo se van a dar cuenta las autoridades de que están alumbrando las nubes con nuestro dinero? Es más grave de lo que puede parecer, puesto para la producción de la electricidad que se emplea en el alumbrado público es necesario enviar toneladas de CO2 a la atmósfera.

M. Tafaya habla de la historia del Observatorio Astronómico Nacional
El astrónomo Mario Tafalla ante la fachada sur del edificio de Villanueva.
Véase a la derecha la ranura para las observaciones
del telescopio meridiano.

El mejor instrumento del OAN es la antena de 40 metros de Yebes (en constante mejora), con la que se realizarán observaciones de interferometría de muy larga base (VLBI) en coordinación con otros grandes radiotelescopios europeos. Actualmente los astrónomos suelen observar  los cuerpos celestes remotamente, quedando las instalaciones de las ciudades como meras oficinas llenas de despachos.

El Observatorio Astronómico Nacional (OAN) se fundó bajo el reinado de Carlos III, en plena Ilustración, por lo que su edificio principal es de estilo neoclásico, una obra del arquitecto Juan de Villanueva que hoy en día es visitada habitualmente por estudiantes de arquitectura. Eso sí, “más que un observatorio, es un templo al saber”, como dijo el astrónomo M. Tafaya, introduciendo la visita a los asistentes, puesto que su funcionalildad como observatorio es muy baja. De hecho las observaciones se hacían tradicionalmente en el jardín. El edificio, que se comenzó a construir en 1790, no se terminó hasta 1846. Una de las primeras labores del observatorio fue la determinación de las coordenadas geográficas de las capitales de provincia.

En el interior del edicifio de Villanueva se expone una impresionante colección de instrumentos astronómicos, geodésicos y topográficos antiguos, en perfecto estado, afortunadamente. Hay importantes instituciones públicas que conservan instrumentos científicos que pertenecen al patrimonio histórico nacional y a menudo someten al instrumental a arriesgadas restauraciones que incluso llegan a ser destructivas, siendo el caso más común el del pulimentado de las partes metálicas de las piezas. Esto no ocurre con la colección expuesta en el OAN.

Cronómetro de marina Dent (1850) y refractor acromático Dollond (1785)
Cronómetro de marina Dent (1850), izquierda y refractor acromático Dollond (1785)

El instrumento más llamativo de la sala principal del edificio Villanueva es el péndulo de Foucault, que consta de un gran peso, que mientras cuelga pendido de un largo cable, pendulea, sirviendo así para estudiar el movimiento de rotación terrestre. Lo rodea un gran número de vitrinas en las que se exponen numerosos instrumentos científicos: telescopios, cronómetros de marina, un círculo completo, niveles de precición, círculos verticales, una máquina electrostática, un hipsómetro, etc. En los cientos de volúmenes de la biblioteca del observatorio, en sala aparte, se cuenta la historia de la astronomía de los últimos 150 años. En ella se exponen piezas de distinta naturaleza, como esferas armilares, un globo lunar que representa sólo la cara conocida de nuestro satélite, mucho antes de que comenzara la era espacial y un gravímetro.

Péndulo de Foucault y esfera armilar
El péndulo de Foucault, que demuestra la rotación de la Tierra y una de las
esferas armilares de la biblioteca, en la que se observan el ecuador celeste
y la eclíptica con el zodiaco.

El principal motivo por el que se llevaron a cabo los estudios y mediciones astronómicas en la época de la fundación del observatorio, y mucho tiempo después, fue la determinación de la longitud geográfica, como ayuda absolutamente imprescindible para la navegación. Por ello el OAN cuenta, desde 1854, con un meridiano Repsold, hoy lógicamente en desuso, pero que se encuentra expuesto exactamente en el mismo sitio en el que se instaló hace siglo y medio. El principio de su funcionamiento es muy simple: se trata de medir el instante exacto en el que un astro alcanza el meridiano del lugar en el observatorio; sabiendo la hora del observatorio y el tiempo de culminación de ese astro en nuestra lejana ubicación obtenemos la longitud geográfica. Por ello no sorprende que haya tantos relojes expuestos junto al telescopio meridiano del OAN.

Meridiano de Repsold
El meridiano de Repsold, instalado en 1854, mirando hacia el sur.
Obsérvese la ranura del techo y la pared.

El reflector de William Herschel

Uno de los platos fuertes de la visita fue la reconstrucción del telescopio reflector de 63 cm, construído por el músico y astrónomo alemán William Herschel. El original fue destruido por los invasores franceses y sólo se conserva de él uno de los dos espejos de los que fue dotado en su momento. Dado que el observatorio se encuentra en una colina (entonces a las afueras de Madrid), el lugar fue aprovechado por las tropas de Napoleón como cuartel, que combatieron el frío de la meseta castellana quemando la madera del instrumento.

José Luis Valbuena y el telescopio de Herschel
Reconstrucción a escala 1:1 del reflector de 63cm de Herschel,
tal como se puede contemplar ahora en el OAN en Madrid. La estructura
de la montura del telescopio tiene 12 metros de diámetro.

Los trabajos de reconstrucción se pueden calificar de admirables. Hubieron de hacerse mediante la ayuda de un astillero español especializado en buques de época. Se empleó para ello madera de roble inglés. Es cierto que se asemeja a la estructura de un barco, puesto que el original fue realizado por la marina británica. A la destrucción del fuego sobrevivieron, además de uno de los dos espejos de bronce pulido (la dotación constaba, en efecto, de dos espejos), los dibujos originales de Mendoza (que no planos). Actualmente falta por reconstruir una parte del instrumental del telescopio, labor que lleva años realizando José Luís Valbuena, topógrafo experto en instrumental antiguo. Mendoza no era mecánico, por lo que sus dibujos eran más descriptivos que otra cosa, y por graves inconsistencias en los mismos, se han tenido que atravesar graves dificultades para reconstruir todas las piezas.

La montura, de tipo altacimutal, no estaba preparada para hacer el seguimiento de los astros en su movimiento natural. En la época en la que se construyó aún no existía la espectrometría, que sí que precisa de monturas que efectúen el seguimiento para realizar tomas de larga exposición.

José Luis Valbuena y el telescopio de Herschel
José Luis Valbuena explicando a la concurrencia. A la derecha, uno de los dos espejos
originales del reflector de 63cm.

 

De los seis telescopios de este tipo y dimensiones que construyó William Herschel, sólo existe en el mundo una reconstrucción de este nivel, y es la que se puede contemplar en Madrid.

En la Escuela de Topografía y en el Planetario de Madrid

La jornada astronómica continuó en la Escuela de Topografía en el campus de Vallecas de la Universidad Politécnica de Madrid (UPM). Allí el topógrafo José Luis Valbuena impartió una interesante conferencia de tema astronómico, titulada “Medición del Universo, desde Stonehenge hasta los quásares”. En ella explicó cómo la astronomía nos sirvió en el pasado para descubrir que la Tierra no era plana, y para medirla y situarla en su lugar correcto en el Sistema Solar. Después contó cómo poco a poco los astrónomos van midiendo el Universo, desde nuestra galaxia Vía Láctea hasta el límite donde este es observable, esto es, hasta el límite desde el que podemos recibir información del mismo, que viene impuesto por la velocidad de la luz.

Martín Asín en el Planetario de Madrid
El magnífico proyector Zeiss del Planetario de Madrid. A la derecha,
Martín Asín durante su intervención.

Después de comer, con postre astronómico incluído, la jornada finalizó en el Planetario de Madrid, donde tras una breve introducción en vivo al cielo actual, mediante la hiperrealista proyección que proporciona el proyector de planetario Zeiss, el astrónomo Fernando Martín Asín dió, en una introducción a la astronomía, un repaso al Sistema Solar, empezando por la Luna y deteniéndose después en las diversas maravillas que se pueden contemplar en el cielo de verano. Martín Asín se muestra especialmente emocionado cuando habla acerca de la estrella doble Albireo, por la que dice que merece la pena vivir para haberla observado.

La tarta de la comida
El postre: tarta de estrella.

Otros blogs relacionados:

De visita: el Observatorio Astronómico de Madrid
La reconstrucción del Telescopio de Herschel de 25 pies de longitud
El Sputnik de Salimbeni (a cuenta de la conferencia del profesor Valbuena en la Politécnica)
Un péndulo de Foucault

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September 9th, 2008

El LHC, Large Hadron Colider (Gran Colisionador de Hadrones) empieza a funcionar a pleno rendimiento mañana 10 de septiembre, aunque hasta el día 21 de este mes no se prevé la primera colisión. La inmensa mayoría de la comunidad científica coincide en restar importancia a las teorías sobre la posible creación de un agujero negro que engulliría a la Tierra.

Actualización (23 de septiembre de 2008) El LHC, parado hasta abril de 2009 (El País)
Actualización (20 de septiembre de 2008) El LHC permanecerá parado 2 meses (AstroSETI)

Noticia original: Physorg.com traducido por ElSegundoLuz

El 8 de agosto, el mayor acelerador de partículas del mundo, el Large Hadron Collider, cercano a Ginebra, Suiza, comenzó el proceso de lenta aceleración hacia la máxima potencia. Cuando su haz de protones esté funcionando a la suficiente velocidad y comiencen las colisiones, los científicos de todo el mundo podrán empezar por fin a obtener datos.

Las colisiones en el LHC podrían revelar nuevas pistas acerca del origen del universo, nuevas partículas, nuevas dimensiones y quizá una nueva Física que ni tan siquiera los teóricos hayan predicho. Pero, ¿serán las colisiones lo bastante poderosas como para crear pequeñas masas de partículas con un tirón gravitatorio tan fuerte que puedan “comer” más materia (un agujero negro microscópico)? Y, si es así, ¿podría semejante cosa crecer lo suficiente como para tragarse incluso la Tierra?

El hecho es que el LHC podría producir un pequeño y de vida extremadamente corta (léase inofensivo) agujero negro. Es un suceso poco probable, que sin embargo no deja de excitar a los físicos. No obstante, descartan la creación de un agujero negro estable (uno que tenga la oportunidad de crecer hasta convertirse en algo de lo que merezca la pena preocuparse) como algo más propio de la ciencia ficción que de la ciencia en sí.

Dos físicos realizaron recientemente un acercamiento práctico al asunto examinando ciertos fenómenos astrofísicos conocidos y empleando lo que los científicos ya saben acerca del Universo para determinar la probabilidad de que el LHC produzca agujeros negros estables en la Tierra.

Estos físicos son Steven Giddings, de la Universidad de California-Santa Bárbara, y Michelangelo Mangano, de la Organización Europea para la Investigación Nuclear (CERN), que construyó el LHC. En su artículo, publicado el 18 de agosto de 2008 en la edición digital del Physical Review D, examinaron el “escenario extremadamente hipotético” de que el LHC creara agujeros negros, que fueran estables y que quedaran atrapados en la Tierra. ¿Estaríamos condenados? La respuesta es no.

Giddings comunicó a PhySorg.com que “Estudiamos minuciosamente, atravesando grandes penalidades, hasta las propuestas más estrafalarias de comportamiento de los agujeros negros, y concluimos que podíamos descartarlas con total tranquilidad. La razón básica es simple: la Naturaleza ha estado realizando este tipo de experimento durante miles de millones de años, no sólo en nuestro planeta y en el Sol, sino también en objetos mucho más densos, como las estrellas de neutrones y las enanas blancas. Sus enormes edades nos reafirman en que la Física no muestra el estrafalario comportamiento que sugieren los oponentes del LHC.”

 

El LHC
El interior del LHC, durante su construcción. Crédito: Maximilien Brice, CERN

 

El primer argumento de Giddings y Mangano en contra de un LHC generador de agujeros negros estables es el hecho de que prácticamente todos los científicos están de acuerdo en que los agujeros negros se evaporan, emitiendo partículas, en lo que se denomina radiación Hawking, que recibe su nombre de Stephen Hawking, quien propuso el fenómeno y demostró el por qué de su existencia. Un ahujero negro microscópico sería consiguientemente muy inestable y desaparecería en la más mínima fracción de un segundo.

También nos recuerdan (en un argumento ya presentado anteriormente) que las colisiones del mismo calibre que aquellas que se van a producir en el LHC (en el rango del billón de electrón voltios) ocurren continuamente en la Tierra, cuando los rayos cósmicos del espacio profundo (protones de energías extremadamente altas) colisionan con las moléculas de la atmósfera. La conclusión lógica es que semejantes sucesos, de poder producir peligrosos agujeros negros estables, ya lo habrían hecho.

Pero, además, Giddings y Mangano consideran dos escenarios que no son tan simples: si un agujero negro estable creado en la atmósfera llevara carga, o si sería neutro. Ellos calculan que un agujero negro cargado producido por los rayos cósmicos no sería capaz de viajar muy lejos antes de que fuera descargado de energía por el material de la Tierra o ,si fuera muy energético, por el Sol. Si alguna vez se ha generado un agujero negro en nuestra atmósfera, nuestra propia existencia prueba que son seguros. En el LHC, un agujero negro probablemente tendría carga porque se habría producido por colisiones entre pares de quarks (los quarks tienen carga).

Pero si el agujero negro fuera neutro, estable y no emitiera radiación Hawking, la cosa sí sería preocupante. Giddings y Mangano examinan este escenario a pesar de que la escasa probabilidad de que ello ocurra es casi de cero, debido a que los científicos creen que la neutralización no podría ocurrir sin la emisión de radiación Hawking. La neutralización y la radiación Hawking están enlazadas intrincadamente, y si una se produjera, la otra también debería.

A través de páginas de análisis, demuestran que hay dos posibles casos de agujeros negros estables y neutros. Dependiendo de qué teorías físicas sobre dimensiones extra se correcta (hay teorías contrapuestas), podría darse un caso u otro.

El primer caso es el de un agujero negro microscópico estable y neutro de crecimiento lento. Si tal agujero negro se produjera en la Tierra o como resultado de las colisiones del LHC, su crecimiento tendría lugar en una escala de tiempo mayor que la vida natural del Sol. Eso significa que nuestra estrella se apagaría antes de que estuviéramos en peligro.

Esto deja el segundo caso, el del crecimiento más rápido que el tiempo de vida del Sol. Tales agujeros negros estables y neutros serían también creados por las colisiones de rayos cósmicos. Debido a esto, el artículo de Giddins y Mangano demuestra que en objetos mucho más densos que la Tierra y el Sol, tales como las enanas blancas y las estrellas de neutrones, que están al borde del colapso, serían destruidas por este tipo de agujeros negros. El simple hecho de que estas estrellas existan excluye el segundo caso.

Esto deja el primer caso como la única posibilidad de agujeros negros estables y neutros. Y, como Giddins nos recuerda, “la aplastante mayoría de la comunidad científica está de acuerdo en que semejantes escenarios son absurdos desde cualquier punto de vista.

La apuesta de 70€ de Stephen Hawking

Physorg.com informa de que el físico británico de 66 años de edad Stephen Hawking, ha apostado 70€ a que el LHC no será capaz de encontrar el boson de Higgs, también llamado la particula de Dios o el Santo Grial de la Física. Es la única partícula que no ha sido detectada de las predichas por el modelo estándar de la física de partículas, que es el más aceptado actualmente, y sería la partícula responsable de la fuerza de gravedad. Hawking reconoce que el rango de energías en el que va a trabajar el experimento debería ser suficiente para detectarlo, pero considera que así la física se volvería más interesante, puesto que “habría que volver a pensar muchas cosas”. De hecho, una parte importante de nuestra Física actual se demostraría errónea.

Enlaces:

Página del CERN

Página del LHC

Análisis de la seguridad del LHC en GenCiencia

Arranca la búsqueda de la partícula Dios (Artículo muy divulgativo por Javier Sampedro en El País)

LHC acelerator at CERN (Video en inglés con subtítulos en castellano)

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September 5th, 2008

La primera semana de septiembre aparece en el mercado esta guía para comprender el Universo mediante los conocimientos que proporciona Internet. Como novedad en el mundo editorial, este libro cuenta con una páginan web por medio de la cual se puede acceder a todos los enlaces y videos recomendados en el propio libro, lo que lo convierte en un auténtico libro vivo.

El libro fue presentado oficialmente por el autor en la sala de formación de Óptica Roma, en Madrid, el 17 de diciembre pasado.

La misma conferencia se pronunció el 31 de marzo de 2009 en la sede de la Agrupación Astronómica de Madrid, hecho que le sirvió al autor para presentarse a los socios, dándose de alta en la misma.

Enlace: www.aprender-astronomia.info

Según el propio autor, “Este libro no es una simple recopilación de servidores y de páginas web en las que encontrar contenidos relacionados con la astronomía: eso quedaría obsoleto antes de que el libro saliera de la imprenta. Este libro está destinado al público que quiere aprovechar los medios que le brinda Internet para emplearlos en el aprendizaje de la astronomía. También puede ser una valiosa ayuda para escoger un buen telescopio o unos buenos prismáticos.”

El libro enseña a utilizar Internet para encontrar sitio de observación, indica cómo manejar mapas y planisferios y dónde encontrarlos; cómo escoger prismáticos o telescopio y otros accesorios; a orientarse en el cielo; a encontrar y observar los cuerpos celestes; a anotar las observaciones y a fotografiar el cielo mediante las técnicas más sencillas y accesibles. Intenta además, al final de la obra, desenmascarar a los falsos investigadores y supuestos profesionales que intentan enriquecerse a costa de los incautos, como los vendedores de terrenos en nuestro satélite, los vendedores de estrellas o los que promueven absurdas teorías conspiratorias relacionadas con hechos históricos, como la llegada del hombre a La Luna.

 

Cómo Aprender Astronomía en Internet

 

Jorge Antonio Vázquez Parra nació en Madrid en 1972. Es divulgador profesional de Astronomía, labor que desarrolla en la empresa de actividades extraescolares y de tiempo libre Educa Ciencia. Realizó labores de traducción para la página de divulgacion oficial de la NASA Ciencia@NASA dentro de la colaboración con AstroSETI a la que pertence desde 2005. Es miembro de ACTA (Autores Cientifico-Técnicos y Académicos) y pertenece a la Agrupación Astronómica Complutense desde 1988.

Aprender Astronomía en Internet
ISBN: 978-84-96300-63-7
Editorial Creaciones Copyright, 2008

Presentación oficial en Madrid

El 12 de diciembre pasado, el propio autor del libro realizó la presentación del mismo, en la sala de formación de Óptica Roma , en la plaza de Manuel Becerra. En la charla, que duró unos 35 minutos, Jorge A. Vázquez dió un repaso a los temas más importantes que trata en su libro.

Después, mientras los asistentes degustaban un vino español, procedió a la firma de ejemplares de su obra.

 

Jorge A. Vázquez
Un momento de la exposición del autor sobre el libro, en la sala de
formación de Óptica Roma en Madrid. (Foto por Gema Hebrero).

Otros enlaces:

Creaciones Copyright (página de este libro)
Asociación Ibn-Firnás (La Rinconada, Sevilla)
El Cielo del Mes
Astro Noticias
Web de Celso Frade
Xared

Biblioteca de la Agrupación Astronómica de Madrid

Librerías en Internet

Librería Laie
Libros La Isla
Librería Proteo
Librería Diógenes
Casa del Libro
Libreria Canaima
Librería Luces
Popular Libros
Librería Díaz de Santos
Librería Bosch
Librería Cervantes
Librería Beta
Librería Agrícola Jerez
Librería Tirantlo Blanch

 

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September 1st, 2008

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La estrella Épsilon (ε) Aurigae se encuentra próxima a entrar en el mínimo de brillo, algo que ocurre una vez cada 27 años. Es la estrella variable binaria eclipsante de periodo más largo conocido. La AAVSO ya está pidiendo observaciones de la estrella para obtener la mayor cantidad de datos posible, puesto que aún no se sabe con seguridad qué tipo de objeto produce el eclipse. Para colmo, algunos astrónomos esperan que en unas décadas la estrella sufra un cataclismo sin precedentes.

Fuente: AAVSOSky and Telescope.

Actualización (10 de abril de 2010)

Universidad de Míchigan, 9 de abril de 2010.- El Michigan Infra-Red Combiner (MIRC) creado por la propia Universidad de Míchigan, toma una secuencia de fotografías de este fenómeno. Este instrumento, mediante un proceso de interferometría, combina la luz de cuatro telescopios en la red CHARA de la Universidad Estatal de Georgia.

Más información, incluído un espectacular video: Futurity.org

 

La binaria eclipsante con el periodo más largo conocido es la estrella Épsilon (ε) Aurigae, cercana en el cielo a Capella. Esta estrella es ocultada cada 9.890 días (~27,12 años) por un gran objeto de naturaleza aún desconocida. El fenómeno se resiste a encontrar una explicación satisfactoria.

Curva de luz de Épsilon Aurigae
Curva de luz de Épsilon Aurigae durante el último eclipse observado.

Épsilon Aurigae es un extraño sistema y no se tiene aún claro qué eclipsa a qué. Fue Johan Fritsch el primero que notó la variabilidad de la estrella en mitad del eclipse de 1821. Argelander y Heis comenzaron las observaciones sistemáticas de la variable a mediados del XIX y Ludendorff publicó en 1904 un artículo al respecto de los primeros estudios, siendo el primero en sugerir que se podía tratar de una estrella de tipo Algol. El espestro de la estrella principal no desaparece nunca por completo y en mitad del eclipse siempre se produce un extraño aumento de brillo.

¿Certezas?

Sabemos que se trata de una variable eclipsante, similar a Algol (Perseo) porque las caidas de brillo se suceden en intervalos regulares en el tiempo. Además de esto:

  • También ha sido posible medir, mediante interferometría, el diámetro aparente de la estrella principal, siendo de unas 2,2 milésimas de segundo de arco. No podemos saber su diámetro real o absoluto, puesto que no hay mediciones fiables de su distancia a nosotros; a pesar de ello presumimos que es una gigante o supergigante.
  • Esta estrella principal es probablemente una supergigante F0I pulsante, que sufriría leves variaciones periódicas de brillo, de modo similar a como lo hacen las variables cefeidas.
  • El objeto secundario es un disco tenue y de opacidad variable que está inclinado con respecto a su órbita en torno a la estrella F.
  • En el centro del disco tiene que haber un objeto muy masivo, puesto que de otro modo ese disco no podría tener una forma tan plana. Se supone que hay un objeto caliente, probablemente un sistema binario muy cercano (con una estrella de tipo B) más que un agujero negro (no se han detectado emisiones de altas energías).
  • El extraño aumeno de brillo que se produce en mitad de los eclipses podría deberse a que la parte central del disco de gas y polvo tendría un hueco, por el que se escaparía un poco de luz de la estrella principal. Ese hueco se porduciría por la presencia en el centro del disco de la supuesta binaria.
  • La masa combinada del disco y el objeto central casi equivale a la de la masa de la estrella F (unas 15 masas solares).

Algunos especulan con que la estrella principal sea una F2, y que el objeto eclipsante sea, según una hipótesis anterior planteada por Struve, Kuiper y Strömgren, una inmensa estrella, tan grande que podría ser casi transparente y que la eclipsaría por completo, pero no pudiendo oscurecerla completamente al dispersarse su luz en la tenue atmósfera de ese supuesto astro eclipsante.

El próximo eclipse está previsto que ocurra entre agosto de 2009 y mayo de 2011, y astrónomos de todo el mundo ya se están preparando para cuando ocurra.

Los profesionales vuelven a recabar la ayuda de los aficionados

La Asociación Americana de Observadores de Estrellas Variables (AAVSO) ha lanzado un comunicado para animar a todos los aficionados a medir el brillo de esta estrella. La AAVSO fundada en 1911, lleva recopilando datos de todos los eclipses de esta variable desde 1928. Se espera la recepción masiva de observaciones desde 2009, gracias a que es una estrella que se puede observar a simple vista. La AAVSO añade: “¡Son posibles incluso observaciones a plena luz del día!” . Se recomienda empezar ya a tomar estimaciones de brillo para entrenarse, ya trabajemos visualmente o con CCD.

De hecho ha sido aprobada una propuesta dentro de los trabajos del Año Internacional de la Astronomía , que se celebra en 2009 en todo el mundo.

carta de la AAVSO de Épsilon Aurigae

 

 

¿Cataclismo?

Para añadir más emoción, la ligera pulsación que muestra la estrella se ha estado acelerando desde los 95 días hasta los 67 días en los últimos años. Además la estrella se está encogiendo un 0,5% por año y la duración del eclipse “máximo” de 1983 fue un 25% mayor que la del eclipse de 1956. El especialista en Épsilon Aurigae, Robert Stencel, sugiere que algún tipo de cataclismo se está aproximando, posiblemente en unas décadas dentro de este siglo.

Una gran noticia para toda una generación de astrónomos aficionados

La de Auriga es una constelación muy bien conocida por todos los astrónomos aficionados del hemisferio norte, siendo Épsilon Aurigae una estrella especialmente llamativa dentro del asterismo. Son ahora muchos los que llevan contemplando el cielo poco menos de 30 años y esta va a ser la primera vez que van a observar el mínimo de la binaria eclipsante de más largo periodo conocida.

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August 31st, 2008

Toshimi Taki es un famoso y reputado astrónomo japonés, quien muy amablemente nos ha dado permiso expreso para traducir una de sus obras, el planisferio a doble cara, válido para cualquier latitud del mundo. Si accedemos a la página web de Toshimi Taki, en Taki’s Home, podemos además encontrar mapas celestes con los que aprender a observar las estrellas.

Planisferio de doble cara por Toshimi Taki

Planisferio de Toshimi Taki
Fotografía por Toshimi Taki

Un planisferio es un instrumento astronómico que sirve para saber qué astros se van a poder observar en el cielo de un lugar en un momento dado.

Se trata de un planisferio de alta precisión, que, según Taki’s Home, ofrece las siguientes ventajas:

  • La distorsión en las cercanías del horizonte es menor que la de los planisferios comunes.
  • El mapa de estrellas se puede extraer de la carátula para usarlo como un mapa a cielo completo.
  • Teniendo las carátulas de las otras latitudes se puede usar el planisferio en todo el mundo.
  • Se pueden escribir anotaciones en el mapa, puesto que no está cubierto.
  • Permite correcciones de longitud.
  • Al indicarse la posición del Sol en el mapa, se pude hallar de forma aproximada el momento de salida y puesta del Sol.

Las estrellas que podemos ver en el cielo varían en función de la latitud del lugar de observación. Por eso se hace necesario un planisferio que se pueda adaptar a todas las regiones de la Tierra. Toshimi Taki ha creado 9 carátulas diferentes para cada hemisferio y otra para el ecuador terrestre.

Descarga

Acrobat Reader Descarga de Adobe Acrobat Reader.- Todos los archivos están en formato PDF. En caso de que el usuario no disponga de este programa, podrá econtrarlo aquí.

Mapa de estrellas.- Este es el mapa celeste o mapa de estrellas. Consta de dos caras, una para el cielo del hemisferio norte, y otra para el cielo del hemisferio sur.

Espaciadores.- Sirven para que el disco del mapa de estrellas pueda girar apropiadamente dentro de la caja que haremos con las carátulas.

Nota importante: Sólo es necesario descargarse el archivo de carátulas de una latitud concreta. Antes de decidir qué archivo vamos a descargarnos, debemos conocer la latitud de nuestro lugar de observación. Escogeremos aquella carátula diseñada para la latitud que más se aproxime a la nuestra.

Ecuador terrestre

Planisferio para latitud 0º (ecuador)

Hemisferio norte

Carátula del planisferio para latitud 10º norte

Carátula del planisferio para latitud 15º norte

Carátula del planisferio para latitud 20º norte

Carátula del planisferio para latitud 25 º norte

Carátula del planisferio para latitud 30 º norte

Carátula del planisferio para latitud 35 º norte

Carátula del planisferio para latitud 40 º norte

Carátula del planisferio para latitud 45 º norte

Carátula del planisferio para latitud 50º norte

Hemisferio sur

Carátula del planisferio para latitud 10º sur

Carátula del planisferio para latitud 15º sur

Carátula del planisferio para latitud 20º sur

Carátula del planisferio para latitud 25 º sur

Carátula del planisferio para latitud 30 º sur

Carátula del planisferio para latitud 35 º sur

Carátula del planisferio para latitud 40 º sur

Carátula del planisferio para latitud 45 º sur

Carátula del planisferio para latitud 50º sur

Instrucciones de montaje

Nota: No debe usarse pegamento con base de agua porque el papel se podría arrugar.

  1. Péguense los espaciadores sobre una cartulina. Córtense a continuación.
  2. Péguese el mapa celeste norte sobre una cartulina y a continuación córtese. Córtese el mapa celeste sur y péguese en la parte opuesta del mapa celeste norte. Ha de tenerse especial cuidado en que las marcas triangulares negras de los mapas norte y sur coincidan.
  3. Péguese la carátula norte en una cartulina y recórtese después. A continuación se recortarán los huecos que faciliten la lectura de la fecha y la hora.
  4. Péguese la carátula sur en otra cartulina y recórtese. Al igual que en la carátula norte, recortaremos las ventanas para la lectura de la fecha y la hora.Glue the southern cover plate on a cardboard and cut out the cover.
  5. Se hará un bocadillo con las carátulas y los espaciadores, que deberán unirse con pegamento.
  6. Después de que todo el pegamento se haya secado, se procederá a introducir el mapa celeste en la carátula, con el lado norte del mapa mirando hacia el lado norte de la carátula.
Planisferio de Toshimi Taki
Fotografía por Toshimi Taki

Versión divulgativa o educativa del planisferio

Dirigido a alumnos de primaria o a quienes empiezan a aprender astronomía. Este planisferio se entrega de forma totalmente gratuita a todos aquellos que asisten a las sesiones del planetario móvil de Educa Ciencia, en colegios, institutos, universidades o eventos de cualquier tipo.

Planisferio Educativo

 

Publicado en Astronomía, Observación y telescopios | Comments Off on Un planisferio para los dos hemisferios
August 15th, 2008

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Aglomeraciones de decenas a cientos de miles de estrellas, fósiles de los momentos de la creación de nuestra galaxia. ¿Cuáles son los mayores cúmulos globulares de la Vía Láctea? ¿Dónde podemos observarlos? Jugando con los datos se van a obtener resultados sorprendentes, que pueden cambiar los esquemas a muchos astrónomos aficionados.

Los datos

Tomamos los datos de la edición de 2008 del Anuario del Observatorio Astronómico Nacional (página 308), que nos muestra una tabla con distintos cúmulos globulares, con una tamaño aparente de 9′ a 36′ de arco. Nos ofrecen también, además de su designación, la magnitud visual total que proporciona el conjunto de estrellas que los componen y su distancia en kiloparsecs.

 

Tabla que representa los principales cúmulos globulares de nuestra galaxia, la Vía Láctea
Tabla que representa los principales cúmulos globulares de nuestra galaxia,
la Vía Láctea. Fuente: Anuario del Observatorio Astronómico Nacional, 2008.

Análisis de los datos

Sabemos que el tamaño aparente de los cúmulos globulares depende no sólo de su diámetro real, sino también de su distancia. La magnitud aparente, además de variar dependiendo de la distancia, sufre también los efectos de la denominada extinción galáctica, esto es, el debilitamiento que sufre la luz que recibimos de la fuente a causa de la materia interestelar, compuesta por gas y polvo, que es especialmente más densa en las proximidades del plano galáctico.

En definitiva, queremos discernir, en relación con todos estos objetos:

  • La magnitud absoluta.- Es una medida estándar del brillo de un astro, considerando su distancia a 10 parsecs, esto es, 32,6 años luz. Mediante esta magnitud “objetiva” podemos comparar realmente el brillo de unos y otros astros.
  • El diámetro real.- Medido en años luz, y calculado desde el diámetro aparente.
  • Su brillo medido en soles.- Dada una magnitud absoluta del Sol de 4,86 (si el Sol se encontrara un poco más lejos que la estrella Vega, en la constelación de Lyra, no brillaría más que una de las estrellas de las Pléyades).

La luz de todos estos objetos se verá, además, afectada por:

  • La extinción galáctica.- La materia interestelar de la propia Vía Láctea, compuesta por gas y polvo, provoca una absorción y una dispersión de la radicación luminosa que oscurece los objetos especialmente cuando se observan en la dirección del plano galáctico, donde esta materia es lógicamente más densa.
  • La extinción atmosférica.- El último filtro que atraviesa la luz de los astros y que es más efectivo cuanto menor es la altura del astro que vamos a observar, puesto que esa luz debe atravesar más capas de atmósfera.

El módulo de la distancia y la magnitud absoluta

Para conocer la magnitud absoluta de un astro debemos recurrir, por fuerza, a las matemáticas. Los astrónomos suelen emplear lo que se conoce como “módulo de la distancia“. Se trata de la fórmula primordial de la astrofísica. Para obtenerla debemos proceder, desempolvando las matemáticas del Bachillerato, del siquiente modo:

  • La luminosidad (L).- Es la energía [luminosa] por unidad de tiempo que emite un astro. Es intrínseco de éste, no influyendo la distancia a la que nos encontremos de él.
  • La irradiancia (e).- Es la cantidad de energía de un astro medida desde la Tierra. Tiene en cuenta la distancia a la que nos econtramos de la fuente. La expresión que relaciona la luminosidad de un astro con la irradiancia es la siguiente:

 

La relación luminosidad / irradiancia 

Si despejamos en la fórmula la irradiancia para la magnitud visual tenemos que:
Irradiancia 2
Y si despejamos la irradiancia para la magnitud absoluta, esto es, el brillo de la estrella a una distancia de 10 parsec:
Irradiancia 2
  • La relación de Pogson.- Relaciona las magnitudes aparentes medidas de dos astros. También puede aplicarse a las magnitudes absolutas de dos astros si conocemos la luminosidad.
La relación de Pogson
Ahora sustituimos las magnitudes visual y absoluta en la relación de Pogson:
Irradiancia 2
De modo que tenemos lo siguiente, que por las propiedades de los logaritmos vamos a ir despejando.
Irradiancia 2
Para finalmente obtener el llamado módulo de la distancia, que es la fórmula primordial de la astrofísica.
  • El módulo de la distancia.- Se define como la diferencia entre la magnitud absoluta de un objeto menos su magnitud aparente. Lo hemos obtenido desde la fórmula que relaciona la irradiancia con la luminosidad y desde la relación de Pogson.

El módulo de la distancia

Ya estamos preparados para estudiar los cúmulos globulares de la tabla. Y de hecho, cientos de miles de astros y estrellas.

El brillo de los cúmulos en soles

Tomamos como magnitud absoluta del Sol 4,86, proporcionada por el Anuario del Observatorio Astronómico Nacional, edición de 2008.

Magnitudes absolutas de los mayores cúmulos globulares de la Vía Láctea y su brillo comparado con el del Sol

Para completar el estudio, recurrimos al “CATALOG OF PARAMETERS FOR MILKY WAY GLOBULAR CLUSTERS “, compilación realizada por William E. Harris de la McMaster University, revisada por última vez en febrero de 2003. Hemos reflejado en la tabla los datos obtenidos desde la magnitud visual y la distancia en parsecs, junto a los datos de la magnitud absoluta que proporciona la compilación de William Harris. No nos sorprende  que los cúmulos más cercanos al plano galáctico sean los que más acusan los efectos de la extinción galáctica.

Orden Designación Constelación Distancia (kpc) Magnitud visual Magnitud absoluta Mag. Abs. (Harris)
Soles
Ω Centarui Centaurus 5,1 3,7 -9,8 -10,29 1.122.000
47 Tucanae
Tucan 4,3 4 -9,2 -9,42 501.000
NGC 6388 Scorpius 11,5 6,7 -8,0 -9,42 501.000
Messier 62 Ophiuchus 6,7 6,5 -7,6 -9,19 407.000
Messier 19 Ophiuchus 8,5 6,8 -7,8 -9,18 398.000
Messier 15
Pegaso 10,2 6,2 -8,8 -9,17 398.000
Messier 2 Aquarius 11,4 6,5 -8,8 -9,02 347.000
Messier 3
Canes Venatici 10,0 6,2 -8,8 -8,93 316.000
Messier 5
Serpens 7.3 5,7 -8,6 -8,81 288.000
10º Messier 13
Hercules 7,0 5,8 -8,4 -8,70 257.000
11º Messier 22 Sagittarius 3,2 5,1 -7,5 -8,20 214.000
12º NGC 6541
Corona Australis 7,4 6,3 -8,2 -8,37 191.000
13º Messier 92
Hercules 8,1 6,4 -8,1 -8,20 162.000
14º NGC 6752 Pavo 3,9 5,4 -7,6 -7,73 105.000
15º Messier 55
Sagittarius 5,3 6,3 -7,7 -7,55 89.000
16º Messier 10 Ophiuchus 4,3 6,6 -6,6 -7,48 83.000
17º Messier 12 Ophiuchus 4,7 6,7 -6,7 -7,32 72.000
18º Messier 4
Scorpius 2,2 5,6 -6,1 -7,20 65.000
19º NGC 6397
Ara 2,2 5,7 -6,0 -6,63 38.000
Obsérvese cómo la gran mayoría de grandes cúmulos globulares de la Vía Láctea se concentra en el hemisferio sur celeste (en azul) frente a los que se hayan en el norte (en naranja). Hemos coloreado de color más claro los cúmulos que, de cada hemisferio, se encuentran muy cercanos al ecuador celeste.

De este modo se observa (sin sorpresa) que el cúmulo globular más brillante de nuestra Vía Láctea es Ω Centarui (omega Centauri), con una magnitud absoluta de -9,8 y un brillo estimado de más de 1.000.000 soles. Este cúmulo es comparable al cúmulo de Andrómeda Mayll G1, que en su centro se sospecha que alberga un agujero negro, lo que indicaría que se trata de una galaxia que ha sido prácticamente fagocitada por la Gran Galaxia de Andrómeda. 47 Tucanae ocupa un segundo puesto, con una magnitud absoluta también inferior a -9, pero con unos 600.000 soles menos que Ω Centarui.

Los astrónomos del hemisferio sur se pueden considerar más que afortunados, no sólo porque pueden observar los dos mayores cúmulos globulares de la Vía Láctea, en las constelaciones del Centauro y del Tucán, sino porque, salvo las excepciones de los cúmulos situados en Hercules, Pegaso y Canes Venatici,  tienen la posibilidad de observar con total comodidad los mayores y más impresionantes ejemplares de este tipo de objetos. Aunque es cierto que los astrónomos del norte no lo tenemos tan mal, puesto que M 2 (Messier 2) a pesar de tener declinación negativa, está muy cerca del ecuador celeste, y M 13 (Messier 13), el décimo cúmulo más importante del listado está muy alejado del plano galáctico, con lo que no acusa demasiado los efectos de la extinción galáctica. Es un cúmulo que se observa con gran comodidad en la primavera y verano del hemisferio norte dada su cercanía al cenit durante su culminación, pero que apenas llega a los 250.000 soles, quedando por detrás de otros cúmulos observables también cómodamente desde el norte, como M15 (Messier 15) M 2 (Messier 2) y M 3 (Messier 3).

 

Messier 13
El cúmulo M 13, en Hércules (Foto Pedro L. Cuadrado)

 

El tamaño real de los mayores cúmulos globulares de la Vía Láctea

Terminamos calculando el tamaño real de estos cúmulos, partiendo de los datos que nos proporciona el Anuario del Observatorio Astronómico Nacional, donde aparecen los datos de tamaño aparente y distancia. Con la tangente es muy fácil.

El mayor cúmulo vuelve a ser omega Centauri. Y esta vez descubrimos que M 13 vuelve a quedar en un discreto 7º puesto. Descubrimos que el segundo mayor cúmulo es M 3, que desmerece por su mayor distancia a nosotros. El cuarto cúmulo es 47 Tucanae.

Posición Designación Constelación Tamaño aparente Distancia (kpc) Tamaño real
(parsecs)
Ω Centarui Centaurus 36′ 5,1 26,7
Messier 3 Canes Venatici 16′ 10,0 23,3
Messier 2 Aquarius 13′ 11,4 21,6
47 Tucanae
Tucan 30′ 4,3 18,7
Messier 5 Serpens 17′ 7.3 18,1
Messier 15
Pegaso 12′ 10,2 17,8
Messier 13
Hercules 17′ 7,0 17,3
Messier 19 Ophiuchus 13′ 8,5 16,1
NGC 6388 Scorpius 9′ 11,5 15,1
10º Messier 55 Sagittarius 19′ 5,3 14,7
11º NGC 6541
Corona Australis 13′ 7,4 14,0
12º Messier 62 Ophiuchus 14′ 6,7 13,7
13º Messier 92
Hercules 11′ 8,1 13,0
14º NGC 6752
Pavo 20′ 3,9 11,3
15º Messier 22
Sagittarius 24′ 3,2 11,2
16 Messier 12 Ophiuchus 15′ 4,7 10.3
17º Messier 10 Ophiuchus 15′ 4,3 9.4
18º NGC 6397 Ara 26′ 2,2 8,4
19º Messier 4
Scorpius 26′ 2,2 8.3
Nuevas sorpresas: el segundo cúmulo globular más grande la Vía Láctea parece ser M 3 (Messier 3)

 

Messier 3
El cúmulo globular M 3. Foto: Wiyn Observatory

 

Conclusión

Este artículo intenta simplemente relativizar cuanto admiramos determinados objetos cuando los observamos a través del telescopio. Las distintas distancias a los objetos dentro de la galaxia y sus posiciones con respecto al plano de la Vía Láctea condicionan las observaciones.

Además, la extinción atmosférica (distinta de la galáctica) provoca que los objetos cercanos al horizonte pierdan una gran cantidad de brillo, y por lo tanto de vistosidad. Por ello sólo podemos hacernos una idea real de cómo es un objeto cualquiera cuando lo observamos a una altura respetable. Por mucho que podamos observar desde el norte a M22 y a omega Centauri, su escasa altura nos impide observarlos con la nitidez que merecen y no podremos apreciarlos a no ser que cambiemos de hemisferio.

¿Por qué los astrónomos aficionados gastan pequeñas fortunas en viajar para observar eclipses totales de Sol y no se plantean nunca tomar un avión para observar el cielo del otro hemisferio? La sensación de estar bajo otras constelaciones y bajo un cielo que aparenta moverse al contrario de como lo ha hecho toda la vida es lo más parecido a un viaje a otra galaxia que un ser humano puede experimentar.

 

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July 22nd, 2008

 

La Unión Astronómica Internacional (UAI) ha dado el nombre de Makemake al más nuevo miembro de la familia de los planetas enanos. El objeto, anteriormente conocido como 2005 FY9 – recibe su nombre del creador polinesio de la Humanidad, dios también de la fertilidad.

Traducido por ElSegundoLuz de la nota de prensa original de la Unión Astronómica Internacional.

Los miembros del Comité de Nomenclatura de Cuerpos Pequeños del Sistema Solar (CSBN) y el Grupo de Trabajo de Nomenclatura del Sistema Solar de la Unión Astronómica Internacional (WGPSN) han decidido dar el nombre de Makemake al nuevo miembro de la familia de plutoides, y lo han clasificado como el cuarto planeta enano de nuestro Sistema Solar, y el tercer plutoide.

Makemake es uno de los mayores objetos conocidos en el Sistema Solar Exterior, y es ligeramente más pequeño y de brillo más débil que Plutón, su compañero plutoide. El planeta enano es de color rojizo y los astrónomos creen que su superficie está cubierta por una capa de metano.

Al igual que otros plutoides, Makemake se localiza en una región más allá de Neptuno que está poblada por pequeños cuerpos del Sistema Solar (a menudo referida como la región transneptuniana). El objeto, anteriormente denominado 2005 FY9 (o extraoficialmente “Conejo de Pascua”) se descubrió en 2005 por un equipo del Instituto Tecnológico de California liderado por Mike Brown. Tiene la designación del Centro de Planetas Menores (MPC) 136472. Una vez que se determina bien la órbita de un cuerpo pequeño del Sistema Solar, su designación provisional (2005 FY9 en el caso de Makemake) es suplantada por su designación numérica permanente (136472) en el caso de Makemake.

El descubridor de un objeto del Sistema Solar tiene el privilegio de sugerir un nombre a la UAI, que se encarga de juzgar su conveniencia. Mike Brown dice:”Consideramos la nomenclatura de los objetos del Sistema Solar muy cuidadosamente. La superficie de Makemake está cubierta con grandes cantidades de hielo de metano prácticamente puro, fascinante científicamente, pero en verdad muy difícil de relacionar con la mitología terrestre. De pronto, ví la luz: la isla de Rapa Nui. ¿Por qué no había pensado en ello antes? No estaba muy familiarizado con la mitología de la isla, de modo que le eché un vistazo y descubrí a Makemake, el dios jefe, el creador de la Humanidad, y el dios de la fertilidad. Tengo una tendencia a los dioses de la fertilidad. Eris, Makemake y 2003 EL6 fueron todos descubiertos mientras mi mujer estaba embarazada, entre los 3 y 6 meses, de nuestra hija. Tengo un recuerdo inconfundible de sentir cómo el Universo entero se llenaba de una lluvia de fertilidad y abundancia”. WGPSN y CSBN aceptaron en nombre de Makemake durante la conversaciones, que fueron mantenidas por correo electrónico.

Makemake ocupa un lugar importante en el Sistema Solar porque , junto con Eris y 2003 EL61, era uno de los objetos cuyos descubrimientos llevaron a la UAI a reconsiderar la definición de planeta y a crear un nuevo grupo de planetas enanos. Visualmente es el segundo objeto transneptuniano más brillante, por detrás de Plutón, y es lo bastante brillante como para ser observado con un telescopio de aficionado grande (la magnitud más alta que alcanza es de 16,5). Mike Brown explica que: “la órbita no es particularmente extraña, pero el objeto en sí es grande, probablemente de unos 2/3 del tamaño de Plutón”.

Los otros planetas enanos son Ceres, Plutón y Eris. Sin embargo, Ceres no es un miembro del distintivo grupo de los plutoides porque su órbita es más pequeña que la de Neptuno (Ceres se localiza en el cinturón de asteroides, entre Marte y Júpiter).

La palabra Makemake tiene origen polinesio y es el nombre del creador de la Humanidad y el dios de la Fertilidad en la mitología de la Isla del Pacífico Sur de rapa Nui o Isla de Pascua. Era el dios jefe del culto del hombre-pájaro Tangata Manu y era adorado en la forma de pájaros marinos, que eran su reencarnación. Su símbolo material era un hombre con cabeza de pájaro.

Notas

La UAI es una organización internacional que reune a casi 10.000 distinguidos astrónomos de todas las naciones del mundo. Su misión es promover y salvaguardar la ciencia de la astronomía en todos sus aspectos por medio de la cooperació internacional. La UAI también sirve como la autoridad internacional reconocida para asignar designaciones a los cuerpos celestes y a los rasgos de sus superficies. Fundada en 1919, la UAI es el mayor cuerpo profesional de astrónomos del mundo.

Para una mayor información, por favor contacte con

Dr. Edward L.G. Bowell

Presidente de la III División de la UAI

Lowell Observatory, USA

Tel: +1-928-774-3358

Móvil: +1-520-491-0710

E-mail: elgb @ lowell.edu

Mike Brown

Profesor de Astronomía Planetaria

Instituto Tecnológico de California (Caltec)

Teléfono: +1-626-395-8423

E-mail: mbrown @ caltech.edu

Lars Lindberg Christensen

Oficial de Prensa de la UAI

ESA/Hubble, Garching, Alemania

Teléfono: +49-89-32-00-63-06

Móvil: +49-173-3872-621

E-mail: lars @ eso.org

Enlaces

Información acerca de Plutón y los planetas enanos: http://www.iau.org/public_press/themes/pluto/

Página web de la UAI : http://www.iau.org/

Artículo científico que determina el tamaño de Makemake: http://arxiv.org/abs/astro-ph/0702538v1

 

 

 

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June 12th, 2008

11 de junio de 2008. TUCSON, Arizona- El robot de la NASA Phoenix ha llenado de suelo marciano el primer horno. “Tenemos un horno lleno”, dijo hoy el co-investigador de Phoenix Hill Boynton de la Universidad de Arizona, Tucson. “El llenado del horno llevó 10 segundos: El suelo se movía.”

Fuente:  Página de la NASA de Phoenix

Zanjas en el suelo de Marte por la Phoenix
La Cámara Stereo de la Phoenix tomó esta imagen en Sol 14 (8 de junio de 2008), el decimocuarto día después de su "amartizaje". Muestra dos zanjas escavadas por el Brazo Robótico de la Phoenix. Cédito de la imagen: NASA/JPL-Caltech/Universidad de Arizona/ Universidad A&M de Texas

Boynton dirije el instrumento Analizador Termal de Gas Evolucionado, o TEGA, en la Phoenix. El instrumento tiene 8 pequeños hornos separados para cocer y oler el suelo para evaluar la cantidad de elementos volátiles, como el agua.

El brazo robótico de Phoenix lanzó parte de una cucharada del suelo apelmazado que había extraído de una zanja llamada “Oso Bebé” (Baby Bear). La muestra de suelo se introdujo en el horno número 4 del experimento TEGA el pasado viernes, 6 de junio, lo que ocurrió 12 días después del aterrizaje.

Una tapa cubre cada uno de los ocho hornos de TEGA. La pantalla sirve para evitar que los pedazos se suelo más grandes atasquen la estrecha entrada de cada horno, de modo que las partículas más pequeñas llenen la cavidad del horno, que no es más ancho que la mina de un lápiz. Cada cuenco del TEGA está equipado con un mecanismo de molinillo que hace vibrar la tapa para ayudar a que entren las pequeñas partículas.

Sólo unas pocas partículas atravesaron la entrada cuando la tapa del horno número 4 estuvo vibrando los días 6, 8 y 9 de junio.

Boynton dijo que el horno podría haberse llenado debido al efecto acumulado de las vibracione, o debido a que se produjeran cambios en las propiedades de cohesión de la muestra de suelo a lo largo de todo el tiempo que pasó encima de la tapa de protección.

”Hay algo muy inusual en este suelo, de un lugar de Marte en el que nuna hemos estado antes”, dijo el Investigador Principal de Phoenix, Meter Smith, de la Universidad de Arizona. “Estamos interesados en aprender que tipo de actividad química o mineral ha provocado que las partículas se hayan apelmazado tanto”.

El equipo de Phoenix ha preparado planes para que la Phoenix realice actividades de rociado de suelo marciano sobre el puerto de entrega del Microscopio Óptico de la nave el 12 de junio, y para que tome más imágenes del panorama en color del entorno. 

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June 4th, 2008

Más de 800.000 fotografías del Telescopio Espacial de la NASA Spitzer han sido ensambladas para crear un retrato de la llegada a la mayoría de edad de las estrellas del interior de la Vía Láctea. La imagen muestra una zona de 120º de largo por 2º de ancho y fue mostrada hoy en el 212º Encuentro de la American Astronomical Society (Sociedad Astronómica Americana), en San Luís, Missouri.

En resumidas cuentas: hemos sido capaces de atravesar el plano galáctico y observar y fotografiar el extremo opuesto de la Vía Láctea.

3 de junio de 2008. Nota de prensa de la NASA por Withney Clavin.

Podemos navegar por este mapa de la Vía Láctea elaborado por Spitzer.

“Esta es la imagen infrarroja de mayor sensibilidad, tamaño y resolución jamas tomada de nuestra Vía Láctea”, dijo Sean Carey de Centro de Ciencia Spitzer en el insituto Tecnológico de California (Caltec), Pasadena. Carey es el investigador jefe de uno de los equipos responsable de la nueva imagen. “Estamos viendo cúmulos de estrellas en los sitios en los que los anteriores reconocimientos no habían visto más que una sola fuente de luz. Con estos datos podemos aprender cómo se forman las estrellas masivas, cartografiar los brazos espirales de la galaxia y hacer una mejor estimación de la tasa de formación estelar galáctica”, explicó Carey.

“Sospecho que la vista de la galaxia de Spitzer va a ser la mejor por mucho tiempo. Actualmente no hay planeada ninguna misión que tenga un campo de visión tan ancho y con la sensibilidad que se necesita para sondear la Vía Láctea en las longitudes de onda infrarrojas”, dijo Barbara Withney, del Instituto de Ciencia Espacial en Madison, Wisconsin. Witney es miembro del segundo equipo de astrónomos.

Debido a que la Tierra se encuentra en el interior de ese disco plano y polvoriento que es la Vía Láctea, tenemos una vista de canto de nuestro hogar galáctico. Vemos la Vía Láctea como una banda estrecha y borrosa que cruza casi todo el cielo. Con los ojos infrarrojos del Spitzer, capaces de atravesar el polvo, los astrónomos se adentraron 60.000 años luz en esa banda confusa llamada plano galáctico, para asomarse al otro lado de la Vía Láctea.

 

Un pantallazo de la página de Spitzer mostrando la Vía Láctea
Este es el centro galáctico, tal como lo muestra Spitzer. (Crédito: NASA)

El tapiz cósmico resultante muestra una épica puesta de largo de estrellas. Las zonas que albergan los embriones estelares se identifican por estar envueltas de verde, lo que se corresponde con moléculas orgánicas, llamadas hidrocarburos policíclicos aromáticos, que se iluminan por la luz de las estrellas recién nacidas. Estas moléculas las encontramos en la Tierra en los humos que expelen los automóbiles y las barbacoas achicharradas, esencialmente en cualquier sitio en el que las moléculas de carbono sean quemadas de un modo incompleto.

Las regiones donde residen las estrellas jóvenes se muestan como “burbujas”, o como bordes curvados en las nubes verdes. Estas burbujas son excavadas por los vientos que las “estrellas principiantes” expulsan soplando su polvo natal. Estas estrellas recién nacidas son los puntos amarillos y rojos, y los mechones de rojo que llenan la mayoría de burbujas son compuestos de partículas de polvo de grafito, similares a muy pequeñas minas de lápiz.

Las motas azules que se esparcen por todas la fotografía son estrellas de la Vía Láctea individuales y más viejas. La niebla blancoazulada que flota y envuelve el centro de los dos paneles es luz estelar de la población de estrellas más viejas de la galaxia. Un examen profundo y cuidadoso de la imagen también muestra los polvorientos remanentes de estrellas moribundas o muertas que se traslucen en esferas anaranjadas.

“Hemos sido capaces de catalogar más de 100 millones de estrellas con estos datos de Spitzer”, dijo Edward Churchwell de la Universidad de Wisconsin en Madison. Churchwell es el investigador principal de uno de los equipos.

“Esta imagen nos muestra que nuestra galaxia Vía Láctea es un lugar transitado y dinámico. Tenemos mucho que aprender. Definitivamente, he encontrado un montón de cosas en este mapa que no esperaba ver”, dijo Carey.

Esta composición en infrarrojo incorpora observaciones de los dos instrumentos de Spitzer. Los datos del conjunto de cámaras fueron recogidos y procesados por el equipo del Legado Galáctico de Reconocimiento Extraordinario del Plano Medio Infrarrojo, liderado por Churchwell. El Fotómetro de Imagen Multibanda del equipo del Legado Spitzer de Reconocimiento del Plano Galáctico, liderado por Carey, procesó observaciones del fotómetro multibanda de Spitzer. El color azul representa la luz de 3,6 micras, el verde las 8 micras y el rojo las 24 micras.

NASA’s Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, Calif., dirige la misión Spitzer Space Telescope para el NASA’s Science Mission Directorate, Washington. Las operaciones científicas son dirigidas desde el Spitzer Science Center en el California Institute of Technology, también en Pasadena. Caltech dirige JPL para NASA.

Whitney Clavin 818-354-4673/818-648-9734
Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, Calif.

Cuando aplicamos el zoom la imagen es impresionante
Obsérvese, justo debajo de la leyenda “Drag to Navigate”, el mapa general de la imagen, que es enormemente ancho. Debe usarlo para navegar hacia los lados y no perderse maravillas como esta que aparece en la imagen. (Crédito: NASA)

Otros mapas ampliables de alta resolución

Complemento de la noticia obtenido en: http://www.spitzer.caltech.edu/Media/mediaimages/zooms/index.shtml

El equipo de Spitzer ha publicado otros muchos mapas de alta resolución en forma de aplicaciones que requieren Flash Player y Java Script. Todos estos mapas están en el infrarrojo.

  • La Vía Láctea. Más de 800.000 tomas del Telescopio Espacial de la NASA Spitzer, que fueron unidas para crear este retrato en infrarrojo del polvo y de las estrellas radiantes de las regiones interiores de la Vía Láctea.
  • Rho Ophiuchi. Estrellas recién nacidas que se asoman desde el interior de su manta natal de polvo. Una imagen dinámica de la nube oscura de Rho Ophiuchi.
  • Gran Nube de Magallanes. Cerca de un millón de estrellas reveladas por primera vez en esta vista de la Gran Nube de Magallanes (LMC) tomada por Spitzer. La LMC es una galaxia satélite de la nuestra. El color azul de la foto, más prominente en la barra central, representa la luz de las estrellas más viejas. Las caóticas regiones brillantes exteriores a la barra están repletas de masivas y calientes estrellas enterradas por gruesas mantas de polvo.El color rojo del entorno de estas regiones brillantes procede del polvo calentado por las estrellas, mientras que los puntos rojos esparcidos por toda la imagen son, o bien polvo, o estrellas viejas, o bien galaxias distantes. Las nubes verdosas contienen gas interestelar más frío y granos de polvo de tamaño molecular iluminados por la luz estelar del ambiente.
  • Nebulosa de Orión. Nuestra fábrica de creación estelar más cercana, a unos 1450 años luz de la Tierra.
  • Galaxia de Andrómeda.Composición de imágenes infrarrojas que muestra la galaxia de Andrómeda, vecina de nuestra galaxia la Vía Láctea. La imagen resalta el contraste entre las agitadas ondas de polvo y el suave mar de estrellas viejas (azul).
  • El Centro de la Vía Láctea. Esta deslumbrante imagen infrarroja muestra cientos de miles de estrellas agrupadas en el arremolinado núcleo de nuestra galaxia espiral la Vía Láctea. En imágenes de luz visible, esta región no puede verse debido a que el polvo que se interpone entre la Tierra y el centro galáctico nos bloquea la vista.
  • Las Montañas de la Creación. Esta majestuosa imagen en falso color muestra las “montañas” en las que nacen las estrellas. Las puntas de los imponentes pilares de gas frío son iluminadas por estrellas embrionarias cálidas.
  • Nebulosa de Carina. Como encontrarse las pepitas en una sandía abierta de un crujido, el Spitzer “abrió” esta sombría nube para revelar los embirones de estrellas (amarillos y blancos) algunos de ellos ocultos (rosa). Los gases calientes aparecen en color verde y las estrellas de fonod en azul. No todos los embriones de estrellas recién encontrados son fáciles de distinguir.
  • Región de formación estelar DR21. Escondida tras un velo de polvo en la constelación de El Cisne se halla una brillante fuente de radio llamada DR21. La imágenes en luz visible no dan ninguna pista de lo que está ocurriendo en esta región debido al fuerte oscurecimiento del polvo. Las imágenes del Telescopio Espacial de la NASA Spitzer nos permiten retirar el velo cósmico y vislumbrar el nacimiento de una de las estrellas más masivas de la Vía Láctea. Esta estrella nunca vista es 100.000 veces más brillante que nuestro Sol. También ha sido revelada por vez primera un flujo de gas caliente que mana de esta estrella explosiva a través de una nube molecular gigante.
Mapa del centro galáctico
Además de los referidos más arriba, podemos visitar otro mapas de Spitzer en distintos modos. Pulse aquí para verlos . (Crédito: NASA)

 

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