February 14th, 2013

Edmond Halley pudo haber estado cerca de lograr medir las distancias a las estrellas Sirio y Procyon en el año 1718.

Halley midió el movimiento de algunas estrellas en el cielo a lo largo de 1800 años, empleando para ello las mediciones astrométricas de Hyparco, Ptolomeo y Timocares. Según sus cálcylos, Sirio y Procyon se habían desplazado un total de medio grado de arco, durante este lapso de tiempo, lo que equivaldría a un desplazamiento de un segundo de arco al año. Dedujo, acertadamente, que estas estrellas debían de estar entre las más cercanas, dado su gran brillo.

Según el astrónomo soviético B. A. Vorontsov-Velyaminov (1904-1994),  si a Halley se le hubiera ocurrido comparar las medidas de sus movimientos angulares con velocidades radiales, habría podido deducir las distancias a estas estrellas. Como, evidentemente, en su época no se conocían los movimientos propios de las estrellas, podría haber tomado como velocidad típica la de la Tierra alrededor del Sol, ya conocida entonces (unos 30 km/ segundo). De este modo, y partiendo de un valor de 6 unidades astronómicas por año para un desplazamiento angular de 1 segundo de arco, habría obtenido una distancia de 6 parsecs a estas estrellas, un resultado comparable al dato actual de 2,6 parsecs a Sirio y 3,5 parsecs a Procyon.

No habrían sido unos resultados demasiado malos, sobre todo teniendo en cuenta que, 120 años después, y ya empleando la técnica de la paralaje, para la estrella Groombridge 1830, que se encuentra a 10 parsecs, O. Struve estimó 30 parsecs mientras que M. Wichmann midió 5,5 parsecs. Aunque tampoco deja de ser cierto que el valor obtenido para las estrellas Arturo y Aldebarán (también estudiadas por Halley), habría sido significativamente menos acertado. Pero Vorontsov-Velyaminov no dejaba de considerar que el método habría sido bueno.

Publicado en Astrometría | Comments Off on E. Halley y las distancias de Sirio y Procyon
December 24th, 2008

Los astrónomos profesionales piden ayuda a los aficionados una vez más. Esta vez, para localizar ecos de supernovas que se apagaron hace cientos o miles de años y así poderlas estudiar ahora. Mediante los equipos de que disponen hoy en día muchos astrofotógrafos, esto es posible.

Reproducimos un pequeño resumen del artículo explicativo de Doug Wells complementado por otras informaciones relacionadas.

Fuente: How to Hunt for Supernova Fossils in the Milky Way, por Doug Wells, Sky and Telescope, junio de 2008 y otras fuentes diversas.

La teoría

A pesar de que nuestra galaxia está repleta de restos de explosiones de supernova, sólo han sido registradas directamente 5 supernovas galácticas (véase la tabla inferior) y todas hace más de 400 años. Todo lo que sabemos de las supernovas de nuestra galaxia que han sido visibles a simple vista procede de las descripciones de los registros históricos. Podríamos aprender mucho más sobre ellas si pudiéramos medir sus curvas de luz (siguiendo las subidas y bajadas de su brillo) y examinar sus espectros, que son reflejados por las nebulosas al igual que la Luna refleja el espectro del Sol. En la tabla adjunta se reproducen los datos de las supernovas históricas de nuestra galaxia. El estallido que originó la fuente Cas A ocurrió probablemente a finales del siglo XVII.

Se estima que se producen, aproximadamente, dos supernovas en nuestra galaxia cada siglo, de modo que en los últimos 400 años se han debido de producir unos 8 estallidos que habrán quedado, probablemente, ocultos por el velo de gas y polvo que constituye nuestra propia Vía Láctea. De modo que, si se quieren encontrar ecos de supernovas, no se debe buscar sólamente en las inmediaciones de los remanentes de supernova conocidos, sino también en las cercanías del plano de la Vía Láctea (véase más abajo).

Ecos de luz de una supernova
Esquema simplificado de cómo una nebulosa puede reflejar la luz de una explosión de
supernova y producir dos ecos de luz en dos momentos distintos. La fuente de luz y
la Tierra siempre se representan en los focos de una elipse, en estos casos.

 

Ecos de luz

A un eco de luz le lleva más tiempo llegar hasta nosotros que a la luz que viene directamente de la supernova, puesto que el eco lleva un camino más largo. Aunque la luz directa llegara a nosotros hace cientos de años, podemos aún ser capaces de registrar el eco retrasado. Lo único que necesitamos es una nube de polvo interestelar que refleje la luz de la supernova hacia La Tierra de modo que nos llegue mientras tengamos nuestros telescopios apuntando hacia ella.

Dos célebres astrónomos y astrofísicos del siglo XX, Jan Oort y Fritz Zwicky más tarde, fueron los primeros en darse cuenta de las posibilidades de esta nueva área de estudio, aunque fueron Eugène M. Antoniadi y Cammile Flammarion los primeros en observar un fenómeno de este tipo, eso sí, en los ecos de luz de una nova, no de una supernova. Fue en la célebre Nova Persei de 1901.

Nova Persei 1901
Observaciones de los ecos de luz (especialmente donde indica la flecha roja)
de la Nova Persei 1901por Antoniadi, con una separación temporal de 2 meses.
La cuadrícula representa separaciones de 2 minutos de arco.

La técnica

Se necesita tomar imágenes profundas de grandes áreas del cielo con los aumentos suficientes y con una separación en el tiempo de unos meses, para sustraer después las imágenes más recientes de las más antiguas, y buscar retazos de luz que se hayan movido entre ambas exposiciones.

El equipo

El telescopio

Dado el tipo de imágenes que han de tomarse, son necesarios telescopios con la mayor distancia focal (F) posible y además de la menor relación focal que se pueda (f).

La CCD

Es imprescindible una CCD refrigerada, o que al menos pueda operar a una temperatura constante.

Cuantos más niveles de gris pueda distinguir, mejor, ya que han de buscarse diferencias de brillo en el cielo muy sutiles. Por eso no es suficiente con una cámara de 8 bits, sino que es preferible emplear, al menos, una de 12 bit, aunque son mejores, lógicamente, las de 14 y 16 bits. Esta mayor profundidad de bits también asegura una sustracción de imágenes de una mayor calidad.

Es importante, además, que el perfil de brillo de las imágenes (PSF) sea lo más estable posible. En ausencia de turbulencias atmosféricas y con un guiado excelente, el perfil de brillo de las imágenes será determinado exclusivamente por la óptica y será muy similar en noches distintas.

Los filtros

Los ecos de supernova son generalmente más azulados que la luz directa del estallido de la estrella, debido a que los pequeños granos de polvo interestelar relfejan la luz azul con mayor eficiencia que la roja. Por eso los filtros de 700 nanometros  o más se consideran mejores para este cometido, también porque estos filtros mejoran el contraste de las imágenes, al eliminar el resplandor rojizo de nuestra atmósfera.

Pueden ser útiles los filtros nebulares de banda ancha que bloquean la luz roja e infrarroja tanto como la contaminación lumínica y todo tipo de emisiones producidas por el aire.

Debido a que la dispersión de la luz de la Luna es azulada, deberán buscarse noches sin luna.

El programa informático (software)

Las funciones clave del programa que se emplée para analizar las imágenes son:

  • La habilidad para alinear dos imágenes tomadas en noches distintas.
  • La igualación de los PSF (perfiles de brillo) de las imágenes.
  • El ajuste de las diferencias de brillo del cielo.
  • La sustracción de una imagen a la otra.

ISIS. Es gratuito y más fácil de usar gracias a su tutorial. Puede descargarse en http://www2.iap.fr/users/alard/package.html

MaxIM DL. En http://www.cyanogen.com/maxim_main.php

Mira. En http://www.mirametrics.com

En los dos últimos hay que crear los scripts necesarios para cumplir con los requisitos de eficiencia, aunque hay grupos de usuarios en la web que pueden proporcionar una valiosa ayuda.

Qué buscar

Se estima que los ecos más fuertes asociados con las supernovas de Tycho (1572), Kepler (1604) y probablemente con Cas A debería tener una luminosidad de 21,5 magnitudes por segundo cuadrado, comparable con brillo del cielo en una noche sin luna en una zona rural. Wells manifiesta que esto debería ser detectable con los medios de aficionado descritos anteriormente.

En la Gran Nube de Magallanes han sido detectados varias veces los ecos de la supernova 1987 A, visible a simple vista en el verano austral de aquel año. Esos ecos se han venido desplazando entre 10 y 30 segundos de arco por año. Esto quiere decir que se podrían detectar ecos de luz en la Vía Láctea con exposiciones tomadas en un intervalo de dos meses.

Candidatos a ecos de luz

El astrofotógrafo debe plantearse una serie de preguntas, siempre con el fin de asegurarse de que, efectivamente, ha detectado un eco de supernova.

  • ¿Ha mirado montones de imágenes diferentes de modo que está familiarizado con los distintos artefactos que introduce el sistema? ¿Está el objeto móvil cerca del borde de la CCD? ¿Podría deberse a que un poco de luz se ha dispersado en su telescopio o cámara?
  • Si tiene imágenes de más de dos épocas, ¿son los espacios de los supuestos ecos consistentes con un movimiento uniforme? (Deberían serlo). Si la zona objetivo se encuentra en el cielo nocturno, ¿podría tomar otra imagen de confirmación?
  • Si está buscando cerca de la posición de una supernova histórica o de un remanente de joven supernova, ¿está el candidato a eco más lejos del lugar de la explosión en la última imagen que en la primera? (Debería estar).

Dónde buscar

A unos 20º del ecuador galáctico

Como dijimos antes, se estima que en una galaxia como la nuestra, y siempre según los modelos, se deberían estar produciendo unas 2 explosiones de supernova por siglo. Sin embargo no todas son observables desde la Tierra debido a que nos encontramos inmersos en el propio disco de la galaxia, que nos rodea y a la vez nos oculta la mayor parte de la materia de la propia galaxia. Por eso no se ha observado una sola supernova en los últimos 400 años, de todas las que podrían haberse producido dentro de nuestra Vía Láctea.

Así, se recomienda realizar la búsqueda en el área de cielo que se encuentra dentro de unos 20º del ecuador galáctico, porque si bien las nubes de gas y polvo nos estarían ocultando todas esas supernovas que podrían haberse producido en los últimos 400 años (8 supernovas), sí que ha habido tiempo para que la luz haya recorrido la distancia necesaria para que se refleje en las nubes de gas y polvo que se sitúan más separadas del plano fundamental de nuestra galaxia.

Cerca de las supernovas históricas

En la tabla insertada figuran las coordenadas de las 6 supernovas históricas registradas hasta la fecha.

Supernova Constelación Distancia A. R.
Declinación
Tipo
1006 Lupus 7.200 años luz 15h 02,8′ -41º 57′ Ia
1054 Taurus 6.500 años luz 05h 34,6′ +22º 01′ II
1181 Cassiopeia 10.400 años luz 02h 05,6′ +64º 50′ II
1572 Cassiopeia 7.800 años luz 00h 25,1′ +64º 10′ Ia
1604 Ophiuchus 9.500 años luz 17h 30,6′ -21º 29′ ?
Cas A Cassiopeia 11.000 años luz 23h 23,4′ +58º 49′ II

Este mapa nos da una idea de dónde se encuentran las zonas más interesantes para obtener una búsqueda positiva en las inmediaciones de la constelación de Cassiopeia.

Supernovas en Cassiopeia
Regiones óptimas para la búsqueda de ecos de luz en torno a los sitios donde explotaron
tres de nuestras supernovas históricas.

 

En torno a  determinadas radiofuentes

A lo largo del ecuador galáctico existen numerosas radiofuentes compactas, perfectas candidatas a ser remanentes de supernova. Doug Wells se refiere especialmente a G13.9-0.0 (coordenadas: 18h 15′ 36,6″; -16º 52′ 47″) y G14.4-0.0 (coordenadas: 18h 16′ 50,7″; -16º 52′ 47″).

Otros muchos remanentes de supernovas jóvenes se pueden encontrar aquí: “Búsqueda en Google”

Acerca de Doug Welch

Es profesor de Física y Astronomía en la Universidad McMaster de Ontario, Canadá, y un entusiasta de la colaboración entre los astrónomos aficionados y los profesionales.

Espera, emocionado, los correos de las personas interesadas en aportarle imágenes de ecos de supenova, en su dirección de correo electrónico: welch at physics.mcmaster.ca

Su página web en la universidad: http://www.physics.mcmaster.ca/people/faculty/Welch_DL_h.html

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October 15th, 2008

Desde el sureste peninsular español, incluyendo toda la costa mediterránea y Baleares, se podrá observar una ocultación de varias estrellas del cúmulo de las Pléyades, por la Luna.

La fecha: el 13 de noviembre de 2008.
La hora de comienzo del fenómeno: poco antes de las 19:00 Tiempo Universal (TU), 20.00 Hora Local.

La fase de la Luna será de prácticamente llena. A pesar de ello, el brillo de las estrellas principales del cúmulo de las Pléyades será sufieciente como para poder observar el fenómeno.

Las dos estrellas más brillantes que veremos “pasar por detrás” de la Luna son Atlas y Maia

Las Pléyades, o M45

La Luna no pasará por el centro del cúmulo desde ningún lugar de nuestra geografía. El mejor lugar para observarlo será el archipiélago de las Islas Baleares.

Descarga de archivo PDF con los datos principales de la ocultación
Para conocer la hora a la que podremos observar la ocultación de cada una de las dos estrellas, debemos conocer previamente nuestras coordenadas, y consultar la columna “Universal Time” (Tiempo Universal). Para hallar la Hora Local, sumaremos 1 hora al Tiempo Universal.

Página con la información más completa de todas las ocultaciones en Europa hasta final de año .

Página sobre ocultaciones (Lunar Grazing Occultations)

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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
April 28th, 2008

Autor:

Vladimir Mikhaylovich Lipunov nació en 1952 en Amur (Rusia). Trabaja en la cátedra de Astrofísica y Astronomía Estelar de la Universidad Estatal de Moscú.

 

El mundo de las estrellas dobles

 

 

Ficha:

Editorial URSS. Primera publicación en 1986. Traducción y primera publicación en castellano: 2003.

Divulgativo aunque no por ello superficial. Los sistemas de estrellas dobles hacen la evolución estelar mucho más interesante, acelerando su estudio por parte de los astrofísicos. Desde las leyes de Kepler o la doble periódica Algol hasta las fuentes de rayos X (como Hercules X-1) y las estrellas Wof-Rayet, el autor pone constamemente nuestro cerebro a prueba, ayudándonos a entender cómo evolucionan las estrellas, y sobre todo a comprender cómo hemos llegado a obtener todos esos conocimientos. Para algunos contenidos puntuales debe tenerse en cuenta, sin embargo, la fecha de su publicación, lo que no le resta nada de su gran valor pedagógico.

Podemos ver sus contenidos en la página web que la editorial URSS ha creado para este libro: El Mundo de las Estrellas Dobles.

 

El mundo de las estrellas dobles, interior

 

 

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January 12th, 2008

Los datos obtenidos por la misión de Astrometría de la Agencia Espacial Europea (ESA), que fueron cuestionados desde el principio, parecen haber sido ajustados por un astrónomo de la Universidad de Cambridge.

Fuente: Sky and Telescope, enero 2008 y otras.

La misión Hipparcos (1989-1993), de la ESA, dedicada a la astrometría, determinó, con una precisión sin precedentes, las distancias de 118000 estrellas. Estos datos fueron publicados en mayo de 1997, y ya desde el principio, muchos astrónomos y astrofísicos los cuestionaron. El problema más célebre pudo ser el de las Pléyades, un cúmulo de unas 3000 estrellas jóvenes, visible a simple vista y que añade una gran belleza a los cielos invernales del hemisferio norte de la Tierra.

El único método directo para determinar la distancia a las estrellas es la paralaje, que viene a ser la desviación en la posición aparente de los objetos por efecto de la diferente perspectiva desde dos lugares de observación diferentes. Este método es lógicamente menos preciso cuanto mayor es la distancia al objeto observado (en este caso las estrellas). Así, por la paralaje que determinó la misión Hipparcos, se estableció la distancia a las Pléyades en 390 años luz.

A algunos astrofísicos que estudian la evolución estelar (la vida de las estrellas), estos datos no les resultaron convincentes, puesto que por las características físicas de las estrellas de las Pléyades, ellos habían calculado una distancia de entre 420 y 440 años luz. El grupo de los escépticos se fue haciendo mayor con el paso del tiempo, y en 2004 un equipo del JPL que estudió la estrella Atlas de las Pléyades, estableció la distancia al cúmulo en, al menos, 414 años luz. Más tarde un grupo que estudiaba tres estrellas enanas en el cúmulo, mediante en Telescopio Espacial Hubble, obtuvo una distancia de al menos 429 años luz.

Floor van Leuwen, astrónomo de la Universidad de Cambridge, en el Reino Unido, ha trabajado durante 10 años sobre los datos de Hipparcos empleando nuevos equipos informáticos de mayor potencia que los de entonces. Gracias a esta tecnología ha podido tener en cuenta las minúsculas desviaciones producidas por 80 pequeños micro-impactos que sufrió el satélite Hipparcos durante su período de recolección de datos, así como los cambios (a una escala de micras) que sufrieron los equipos ópticos cuando el satélite entraba en la sombra de la Tierra o volvía a exponerse al calor del Sol mientras daba vueltas en torno a nuestro planeta.

Basándose en estos nuevos cálculos, de altísima precisión, van Leuwen obtiene una distancia para las Pléyades de 399±6 años luz.

Otras distancias estelares

Los nuevos resultados de van Leuwen arrojan estos datos de distancias en años luz para las siguientes estrellas y cúmulos abiertos:

Estrellas Distancia original
(años luz)
Distancia revisada
(años luz)
Próxima Centauri 4.22±0.01 4.23±0.01
Altair 16.77±0.08 16.73±0.05
Vega 25.3±0.1 25.0±0.1
Arcturus 36.7±0.3 36.7±0.2
Aldebarán 65.1±1.3 66.7±1.1
Mizar A 78.2±1.2 85.8±4.0
Alcor 81.2±1.2 81.7±0.3
Achernar 144±4 140±3
Espica 262±19 250±14
Canopus 313±17 309±17
Albiero B 376±30 400±13
Albiero A 386±28 434±20
Polaris 431±29 433±6
Saiph 720±29 650±30
Deneb 3200 (?) 1400±200
Cúmulos
Hiades (centro) 152±1
Coma Berenices (Mel 111) 294±6 283±3
Pláyades (en Tauro) 386±12 399±6
IC 2605 (en Carina) 474±14 491±7
Pesebre (M44) 610±50 590±20

¿Qué ocurrirá después?

Van Lewen reta ahora a los otros investigadores a revisar sus propios datos mejorándo sus métodos de estudio. La próxima misión de la ESA destinada a estudiar la astrometría es Gaia. Su lanzamiento está previsto para 2012 y espera obtener la posición exacta de miles de millones de estrellas de hasta la débil magnitud 20, con una precisión de al menos 0.00002 segundos de arco. Será hacia 2020, una vez analizados los datos de Gaia, cuando podremos determinar la astrometría más precisa de la Historia. Hasta entonces, los datos de van Lewen (que también participa en Gaia) seguirán siendo, probablemente, los mejores.

Páginas recomendadas:

La visión Cósmica de la ESA (castellano)
Página de Hipparcos, de la ESA (en inglés)
Página de Gaia, de la ESA (en inglés)
Hipparcos detecta estrellas rebeldes (castellano)

(c) 2008 Jorge A. Vázquez

Publicado en Astrometría, Astronomía | Comments Off on ¿A qué distancia están las estrellas?
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