el universo vol 50 1997 abril

Ilrs,I~IIIBmBIIIII,g~IIIIiI,III~~.FUNDADA POR LUIS G. LEON EN 1902

"Por la Divulgación de la Astronomía"

CONSEJO DIRECTIVO 1997-1998

PresidenteVicepresidenteSecretarioTesoreroPrimer VocalSegundo Vocal

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

CONSEJO CONSULTIVO

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

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

COMISION DE HONOR

Sr. Alberto González SolísSr. Antonio R. Viaud

Lic Eric Roel S.Dr. Francisco Diego O.

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

Ing. Francisco J. Mandujano O.

El Universo, revista trimestral coleccionable. Organo de difusión de la Sociedad Astronómica deMéxico A.C., fundada por Luis G. León M., en 1902. Registro de la Administración de Correoscomo artículo de 2a clase otorgado en Diciembre de 1941.Los artículos expresan la opinión de los autores y no necesariamente el punto de vista de laSociedad Astronómica de México A.C. Se autoriza la reproducción parcial o total de losartículos siempre y cuando se mencione la fuente. Número 174, año XCV de la Sociedad Abril-Junio de 1997. Toda la Correspondencia puede dirigirse a: El Universo, Apartado Postal M-9647, México D.F., C.P. 06000, o a la Sociedad Astronómica de México A.C., Parque Crl.Felipe S. Xicoténcatl, Colonia Alamos, C.P. 03400, México D.F. ó al teléfono 519-4730

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

ISSN-0186-0577

CONTENIDO DE ESTE NUMERO

Editorial 34

Noticias 35Lo relevante de la astronomía

Sistema Solar 38SaturnoPor Leopoldo Urrea R.

Construya Usted su Telescopio 40El Espejo Secundariopor Alberto González Solís

Desarrollo Tecnológico 41Los Ocularespor Alberto González Solís

Diccionario 46

Conociendo 48

Términos AstronómicosFrancisco J. Mandujano O.

El Manejo del Planisferiopor Alejandro Cervantes M.

Constelaciones 50La Ballenapor Bulmaro Alvarado J.

Investigando 54¿ A donde se fue la Familia dePlutón?por Santiago de la Macorra S.

Observatorio 56Efemérides Astronómicaspor A. González S.

Comisión de Actividades 60Programa de Actividades

Portada: El Cometa Hale-BoppFoto de Alberto Levy B.

Contraportada: El cometaHale-BoppFoto de A. Levy.

El Universo 33Abril - Junio 1997

EDITORIAL

Como aficionado a la astronomía resulta muy halagador ver en estospasados meses cuanta gente se ha acercado a la Sociedad Astronómica deMéxico en busca de información pues la aparición de dos cometas consecutivosha despertado su curiosidad por la observación del cielo, Hyakutake en 1996 yHale-Bopp en 1997. Satisfactorio también resulta ver como ha aumentado elnúmero de asistentes a las conferencias y cursos sin importar Que, en algunasocasiones, la lluvia haya estado presente. Pero, Que un miembro de la SociedadAstronómica de México logre introducirse dentro del campo profesional de lamisma y más aun llegue a ser un elemento destacado de la comunidadinternacional representa no solamente un gran gusto sino un orgullo.

Oriundo de Mérida Yucatán, motivado por la observación del cielo, ingresa ala Sociedad Astronómica de México, donde ocupa el cargo de SecretarioAdministrativo en el período de 1949 a 1950; realiza sus estudios de Licenciaturaen Física y Matemáticas en la Facultad de Ciencias de la UNAM y sus estudios deposgrado en la Universidad de California, Berckley, donde se doctora en 1956,año en Que se incorpora al Observatorio Astronómico Nacional comoInvestigador. Su trabajo de investigador lo conduce a encontrar un método Quelleva su nombre para determinar la masa de las galaxias y de los cúmulos degalaxias; así mismo ha demostrado Que la masa arrojada en la explosión de lassupernovas es mucho menor de lo Que se pensaba hasta entonces; más tarde,con L. Woltjer, encuentra la relación L-D entre el brillo superficial en radiofrecuencia y el diámetro de los restos gaseosos. Por otro lado, ha predicho Quelas estrellas jóvenes son fuentes brillantes de radiación infrarroja.

Ha sido director del Instituto de Astronomía (1968-1980) cuya gestión llevóa la construcción del Observatorio Astronómico Nacional en la Sierra de SanPedro Mártir Baja California; Coordinador de la Investigación Científica de laUNAM; así como Fundador y primer Director del Programa Universitario deInvesti-gación y Desarrollo Espacial. Actualmente es miembro del ConsejoConsultivo de la Sociedad Astronómica de México A.C., miembro de la UniónAstronómica Internacional, de la Sociedad Astronómica Americana y de la Acade-mia de la Investigación Científica; del Colegio Nacional; del Consejo Consultivo deCiencias de la Presidencia de la República; del Consejo Asesor del CONAYT, de laJunta de Gobierno de la Universidad Nacional Autónoma de México einvestigador titular del Instituto de Astronomía.

Con más de 40 años como investigador destacado, el Dr. Arcadio PovedaRicalde fue nombrado el pasado 22 de abril Investigador Emérito de laUniversidad Nacional Autónoma de México, distinción muy merecida por suamplia trayectoria. La Sociedad Astronómica de México A.C., felicita por estemedio a su muy distinguido y apreciado socio Dr. Arcadio Poveda Ricalde por sunombramiento y le manifiesta su júbilo por contarlo entre sus asociados.

34 Abril - Junio 1997 El Universo

NOTICIAS

Ahora, gracias a la técnica combina-da de estudios hechos con el Teles-copio Infrarrojo de Hawaii y el HSTacerca del período de rotación de16.11 hs del planeta, el clima, carac-terizado por una poderosa corrientede chorro y tormentas violentas, esun enigma. En la Tierra, el Sol ejerceuna gran influencia en el clima, peroen Neptuno, éste es 900 veces mástenue, por lo que los vientos debe-rían ser menos intensos. A pesar deello y del flujo interno de calor, elclima en Neptuno se encuentra entrelos mas dinámicos del sistema solar.

Cuando el Viajero 2 visitó Nep-tuno en septiembre de 1996, nosmostró la bella imagen de un globoazul con una mancha oscura y diver-sas nubes blancas. Sin duda, esashan sido hasta hoy las mejores imá-genes del planeta pero no indicannada sobre su comportamiento at-mosférico.

En 1994, gracias a lasfotografías del Telescopio EspacialEdwin Hubble (HST), se supo que lagran mancha negra había desapareci-do y que había aparecido otra seme-jante pero en latitudes nórdicas.

Durante la pasada reunión de la Sociedad Astronómica Americana en enero deeste año, se presentaron las imágenes de jóvenes nebulosas tomadas con elTelescopio Espacial Edwin Hubble. En ellas se aprecia la infancia de nebulosas de2000 a 4000 años de edad, notándose que se presentan formas complejas du-rante su nacimiento. Se aprecia tanto en PK358-00'2 y en PK167-09'1 la presen-cia de compañeros subestelares como planetas o alguna enana café girando alre-dedor de la estrella que dio origen a la nebulosa.


Influencia de lasPerturbaciones Galácticas

Durante muchos años se pensóque los comentas eran removidos dela Nube de Oort por el paso de algunaestrella por la cercanía de tal nube.

El 20 de noviembre de 1996,John Matese y Daniel Whitmire pre-sentaron evidencias para una teoríapropuesta hace más de una década:la materia galáctica puede causar per-turbaciones en la nube cometaria.

Los astrónomos analizaron lasórbitas de 84 cometas de largo perí-odo muy bien observados y encontra-ron señales de perturbacio-nes galác-ticas. Mas aún, es posible distinguirentre los efectos de la marea galác-tica radial (que se debe a la materiadistante en nuestra galaxia) y a la lla-mada marea z debida a la materia delplano galáctico cercana a nuestro sis-tema solar. Encontraron que la marearadial, que es 16 veces más débil quela marea z, perturba alrededor de untercio de lo cometas de la Nube deOort, probablemente debido a que lamarea z puede influir solamente enaquellos cometas con órbitas inclina-das hacia el plano galáctico.

Durante años, con base en losgrande impactos cometarios observa-dos en la Tierra, los astrónomos ha-bían supuesto que el período de ma-yores impactos es de alrededor de 30a 35 millones de años. Matese,Whitmire y Whitman han encontradouna periodicidad semejante en la lentavariación debida a los jalones gravita-torios de la marea radial galáctica.Estos resultados indican que estamosentrando a un período de incrementode la actividad.

Sin embargo, Brian Marsden de laOficina Central de Telegramas Astro-nómicos de Cambridge Mass. Aun-que no objeta esta teoría, cree queexisten muy pocos datos para teneruna decisión concluyente y que lasórbitas de los cometas pueden variardebido principalmente a la emisión degases conforme se acercan al Sol.

A Propósito de Tunguska

Los astrónomos han discrepadodurante décadas acerca de que fue loque produjo la devastación del 30 dejunio de 1908 en Siberia. Hace variosaños, dos estudios teóricos sosteníanque solamente un asteroide podría ha-ber tenido la fuerza interna necesariapara penetrar la atmósfera terrestre yexplotar a 8 ó 10 kilómetros de altu-ra. Pero nunca se han encontrado losrestos.

Vladimi Svetsov del Instituto paralas Dinámicas de las Geosferas de laAcademia de Ciencias Rusa, presen-tó el 24 de octubre en la revistaNature, un artículo en el que concluyeque "La ausencia de residuos meteo-ríticos es típico en la caída de bólidosrocosos o carbonáceos de decenas demetros de tamaño", debido a que lamasa entera se evapora antes de quealcance el suelo.

En sus simulaciones encontróque, cuando un objeto asteroideo sedesliza en la atmósfera, su movi-miento sufre una deceleración dramá-tica, transfiriendo mucho de su ener-gía cinética al aire circundante.Calentados a miles de grados, los ga-

ses atmosféricos y el material eva-porado se vuelven opacos a la radia-ción mientras que el objeto se rompeen miles de pedazos menores que seablaten completamente en segundos.

36 El UniversoAbril - Junio 1997

Auroras en Júpiter

Las auroras en Júpiter son 1,000 ve-ces más vistosas que las de la Tierra.Esto se debe a que Júpiter gira a unavelocidad mayor además de que suscampos magnéticos son mayores.

La Estructura de Júpiter

Finalmente la nave espacial Galileoayudó a encontrar lo que sucede en laatmósfera de Júpiter: Gigantescasceldas de tormentas. Tales celdasfueron detectadas de manera indirec-ta por destellos del lado nocturno delplaneta que fueron grabados por elViajero en 1979.

Las imágenes del Galileo toma-das el verano pasado muestran tor-mentas poderosas circulando alrede-dor de la gran Mancha Roja a veloci-dades de cerca de 500 Km./h. Losdos recuadros muestran como dos delas celdas se mueven y evolucionanen un tiempo de 70 minutos. En blan-co se muestran las nubes altas mien-tras Que en negro se muestran las zo-nas más profundas de la atmósfera.

Con el Telescopio Espacial EdwinHubble es posible observarlas diaria-mente y así registrar imágenes comolas que vemos aquí.

Se ha observado un "tubo deflujo" cargado eléctricamente que co-necta a lo con el planeta.

Las partículas emitidas frecuente-mente por los volcanes de lo viajan alo largo del tubo hacia los polos mag-néticos del planeta. Cuando las partí-culas de lo chocan con la atmósferasuperior del planeta reaccionan con elhidrógeno y producen fluorescencia.En estas imágenes se pone en eviden-cia como la aurora cambia tanto debrillo como de estructura. Si observacon cuidado, notará como el eje mag-nético de Júpiter está desfasado conrespecto de su eje de rotación.

El Universo Abril - Junio 1997 37

SISTEMA SOLAR

Leopoldo Urrea ReyesSATURNO

Desde que Galileo en 1609descubrió a través de su telescopio aeste planeta, se quedó perplejo por suhermosura y desde entonces ha sidoadmirado y sigue cautivando la aten-ción de los observadores contempo-ráneos por su belleza extraordinaria.Lo que más llama la atención de esteplaneta son sus anillos, que puedenser observados con pequeños teles-copios.

Giovanni Cassini observó unaparte obscura de los anillos conocidaahora con su nombre; otros fenóme-nos fueron descubiertos por los cientí-ficos Maxwell, Huygens, Encke yKeeler.

Fue realmente al llegar los Voya-gers a Saturno, cuando los astróno-mos se dieron cuenta que había másde 1,000 anillos, algunos con un an-cho menor de 2 metros y otros hastade 10 metros, constituidos de partícu-as rocosas, cristales de agua, de pol-vo, helio y hasta pequeños satélitesse encontraron sumergidos en ellos.

Saturno, el sexto planeta de lafamilia del Sol, se encuentra a unadistancia de 1,427,000 km de él.

Como un dato curioso podemosdecir que, a pesar de que Saturno es9 veces más grande que la Tierra, silo pusiéramos en el agua, flotaría porser su densidad menor que la delagua.

Su período de rotación es de1Oh13m 59s y su diámetro ecuatorialtiene 120,660 kms. El planeta básica-mente está constituido por gases ypor su apariencia se asemeja mucho aJúpiter, presentando bandas clarasque alternan con obscuras y sus com-ponentes principales son el hidrógeno,el helio, el amoníaco y el metano.

A la llegada del Voyager en 1979,se tomaron fotografías muy detalladasde estas bandas de donde se dedujoque existen turbulencias muy altas ylo vientos alcanzan velocidades muyaltas de 1,600 km/hr. En el ecuador,disminuyendo notablemente en lospolos. También se encontraron torbe-llinos semejantes a los que hay enJúpiter, destacándose las manchasAnne, Gran Bretaña, las 3 marrones ylas manchas blancas que todas sobre-pasan los 5,000 kms y al parecer gi-ran en sentido anticiclónico.


El campo magnético de Saturno dalugar a una magnetosfera que es1,000 veces más grande que el de laTierra y contiene cinturones de radia-ción cuya estructura está fuertementeinfluida por los anillos y los satélites.

Saturno cuenta con 18 satélites,el mas grande es Titán, el cual cuentacon un diámetro de 5,150 kms. Estolo hace mayor que Mercurio y Plutóny apesar de estar muy distante de laTierra, se le puede observar con pe-queños telescopios. Posee un campomagnético propio, cuenta con un nú-cleo grande, un manto rocoso, agua ynitrógeno en estado líquido, metano,etano e hidrocarburos pesados conge-lados. Es un satélite muy frío ya quesus temperaturas son de 180°C. Es elúnico satélite que está rodeado deuna atmósfera rojiza tan densa queimpide fotografiar su suelo. Por sudistancia al planeta ocupa el 410 lu-gar. Su revolución es de 14d 22h41m. La nave espacial Huygens dejarácaer en el año 2002, una sonda depruebas sobre su atmósfera, con loque se espera se disipen muchasdudas.

Mimas es un satélite pequeño de392 kms. Se encuentra situado a183,590 km del planeta. Por lo quepodemos observar ha sido despiada-damente acribillado por meteoritos, nohay indicio de vulcanismo o actividadtectónica, por lo que se le consideraun satélite muerto. Lo más notableque se puede observar en esta luna esque cuenta con un circo de 130 km.de diámetro central con un pico de 9km de altura. Al parecer esto fue 'cau-sado por un impacto de un asteroideque fue tan grande que logró fracturaral satélite.

Encelado es el séptimo de lossatélites en orden a la distancia delplaneta. Su distancia a este es de238,000 kms. Su diámetro es de 510kms.

La mayoría de su superficie seconserva lisa lo que hace creer queexiste actividad interna que borra losimpactos causados por meteoros.

Además es una luna que por sualbedo es de las más brillantes del sis-tema solar.

Hiperión está a 1,484,000 km deSaturno. Es un satélite pequeño deaproximadamente 500 km de diáme-tro. Desde la Tierra es posible obser-vario con magnitud 13a• Así mismo,se observan Tetis don 10.3a, Dionecon 10.4a, Rea con 9.7a y Japeto con10.2a.

Hiperión es muy raro ya que presentaun hemisterio obscuro y otro brillante,aparentemente parte de la superficieestá cubierta por materia carbonosa yes por eso que solo refleja el 10% deluz incidente, mientras que la otraparte, separada por una zona de 300kms está cubierta de hielo y esto haceque refleje el 50%' de la luz querecibe.

lapeto es el 160 satélite en ordencreciente, su distancia del planeta esde 3,560,100 km y tiene un diámetrode 1,460 kms.

Los anillos de Saturno vistos desdediferentes ángulos, La secuencia quese muestra en la figura adjunta corres-ponde a un ciclo completo que varíaentre 15 y 17 años.


CONSTRUYA SU TELESCOPIO

Alberto González Solís(Octava Parte)*

EL ESPEJO SECUNDARIO(continuación)

Para pulir el pequeño espejo hayque formar una capa pulidora, opera-ción que se hace reproduciendo elproceso del pulido del primario (v. enel Vol. anterior el ejemplar núm. 6pp.38-39).

Téngase a la mano un recipientecon una mezcla espesa de jabonaduracon pulidor -óxido de Cerio u otro-una brocha y una placa cuadrada,limpia y seca, asentada sobre unasuperficie plana. Caliéntese el discoque portará la capa pulidora; al retirar-lo del calor, ya bien seco, úntese susuperficie con aguarrás circúndesecon una tira de papel encerado o dealuminio, que rebase un poco el espe-sor del disco. Al mismo tiempo deberáde estarse fundiendo la brea; estandoésta bien fluida, viértase sobre el dis-co lo suficiente para formar una capade unos tres milímetros de espesor.Empezará su enfriamiento; mientrastanto, con una brocha póngase en elvidrio cuadrado la mezcla de jabona-dura - pulidor, extendida en un áreacomparable al diámetro del disco. Alllegar la brea al estado pastoso, retíre-se el cerco y colóquese encima elmoldeador de canales - mojado con lajabonadura - y sobre ellos el vidriocuadrado, con su cara cubierta con lajabonadura contra la capa de brea. En-seguida póngase encima un peso devarios kilos; después de unos minutostodas las superficies quedarán en con-tacto y la capa de brea habrá adqui-rido la planicidad del vidrio. Si se notaalguna irregularidad, repítase el calen-tamiento sólo para ablandar un pocola brea y vuélvase al prensado sin elmoldeador.

(Si se utilizó el disco-herramientadel primario para montar las piezas enretoque, su cara convexa debe estarasentada de modo que ese bloque notenga balanceo

Para esto, su superficie curvadebe estar apoyada en el huecocircular de un cartón grueso; el diáme-tro de este espacio libre debe ser %menor que el disco).

Procédase a la fricción entre elbloque y la herramienta pulidora. Paraevitar la generación de curvaturas,háganse carreras cortas, - no más deun sexto del diámetro - y poco despla-zamiento lateral, alternando periódi-camente las posiciones encima-debajocada diez o quince minutos y continú-ese esta operación hasta observar quelas superficies llegaron al perfecto pu-limento.

Lo que resta es liberar las piezaspulidas. Caliéntese el bloque en bañoMaría, a fuego suave o al calor del ra-diador eléctrico. Al reblandecer losuficiente la parafina podrán despren-derse las piezas. Límpiense con cuida-do con aguarrás o gasolina. En segui-da protéjanse las superficies pulidascon cinta auto adherente para darlesel contorno indicado con anterioridad(v. Fig, 2a); la pieza elegida que será elsecundario debe tener el chaflán comoaparece en la figura 2b. Los demásvidrios, que también adquirieron pla-nicidad, guárdense como reserva bienprotegidos.

* Por error, en la edición de la parteanterior a esta, se mencionó que setrataba de la octava parte en lugar dedecir que era la séptima.


DESARROLLO TECNOLOGICO

EL OCULAR

El complemento del sistemaóptico es el ocular. Como se mencio-nó al principio de este curso, el oculartiene la función de amplificar la ima-gen formada por el espejo primario. Essólo una lupa de fuerte aumento quepermite alojo ver amplificada y defini-da esa imagen en un ángulo visualagrandado. El ojo en su condición nor-mal, puede ver fácilmente, desde ob-jetos muy distantes en el infinito, has-ta los cercanos a unos 25 cm. (fig.1a).

A menor distancia se necesita elapoyo de una lente amplificadora paraapreciar sin esfuerzo los detalles deobjetos cercanos. Al acercar un objetoX cantidad de veces, la lente de au-mento hace ver agrandada y con clari-dad su imagen (virtual, como la de unespejo común) bajo un ángulo Xveces mayor (fig. 1b).

Alberto González Salís

ahí se forma una imagen real ampli-ficada unas cinco veces (5X), com-parada con la vista al natural.

Esto se comprueba si se mira porel telescopio sin el ocular, retirando elojo del punto focal a la distancia de lavisión distinta, o visión del ojo en re-poso - unos 25 cm - se verá la imagendel objeto claramente como suspendi-da en el aire, o también se podrá exa-minar en un medio translúcido, comoel vidrio despulido o en papel de cal-ca. Al observaría por medio de unalente de aumento que permita verlaclaramente a solo 25 mm, con el acer-camiento ya se verá aumentada 10veces (1 Ox). Puesto que con la pro-yección del primario ya se obtuvieron5 aumentos, el tamaño final de esaimagen se hace 50x mayor.

El Aumento.- La imagen formadapor el espejo, comparada con la devisión al natural, ya obtuvo una prime-ra amplificación por efecto de su pro-yección a la distancia focal del pri-mario. Si el haz se concentra en elpunto focal a la distancia de 125 cm,

En otros términos, el poder ampli-ficador del telescopio se conoce fácil-mente con la expresión: a = F/f don-de a, es el aumento; F, es la distan-cia focal del objetivo y, f, es la dis-tancia focal del ocular.


También es posible conocerlomediante la relación: M = AF/TF don-de M, es el aumento; AF, es el campoaparente del ocular y,TF, es el campoverdadero. Una lente sencilla conver-gente plano-convexa o biconvexa pue-de servir para la observación, aún pa-ra grandes aumentos (fig.2a). Aunqueesta tiene la cualidad de menor absor-ción de la luz recibida del espejo, con-lleva dos defectos principales: la re-ducción del campo útil y su cromatis-mo.

Para evitarlos se coloca cerca dela imagen focal otro elemento, la lentede campo, que reúne los rayos queprovienen del objetivo-espejo hacia laverdadera lente ocular (fig. 2b). Así lalente de campo neutraliza la aberra-ción cromática y amplifica el campoútil con iluminación uniforme.

La distancia focal de una lentesimple se encuentra al medir elespacio entre la lente y la imagenenfocada del Sol, la Luna o alguna luzmuy distante. (En general, cuanto máspequeña es la lente y más curvas suscaras, menor es su distancia focal ypor consecuencia, mayor su poderemplificador). En el caso de los ocu-lares compuestos por dos elementos,la lente ocular y la de campo, su dis-tancia focal equivalente fe serepresenta como:

fe= f1.f2/f1 +f2 - ddonde fl y f2 son las distancias foca-les de las lentes y d. su separación enmm.

Con base en la longitud focal delos oculares, es posible obtener diver-sos aumentos con el mismo telesco-pio. En la práctica, es conveniente te-ner oculares de diverso poder amplifi-cador.

Quienes carecen de experienciapodrán creer que lo mejor de su teles-copio está en sus mayores aumento.En rigor, con frecuencia una gran am-plificación es indeseable.

Con el aumento también se ampli-fican los efectos adversos que limitanlas cualidades de cualquier telescopiocomo son: la abertura del instrumen-to, sus fallas ópticas y mecánicas, laturbulencia atmosférica, así comoalguna anomalía visual del observa-dor.

Pero esto, contando con una at-mósfera sin turbulencia y también conmuy buenas cualidades en la ópticadél instrumento.

Más adelante se dan las sugeren-cias para que el aficionado obtengasus oculares al utilizar elementos ópti-cos de otros instrumentos o aúnimprovisando con lentes sueltas unbuen ocular con poco costo. Antes, leconviene conocer las propiedades óp-ticas de cada tipo de ocular. Los hayde varios modelos y los mejores nosiempre son necesarios para cualquiertipo de observación.

Además del poder amplificador yaprecisado, hay que conocer otrosfactores comunes en los oculares co-mo son: el campo aparente, el camporeal y la pupila de salida o disco deRamsden.

El Campo Aparente.- Es el ángulobajo el cual se ve el diafragma delcampo desde el punto de vista. (enlos oculares del telescopio astronó-mico, el diámetro del campo sedesigna en medidas angulares).

El Campo Real.- Es el ángulo bajoel cual vería el observador a simplevista el área del campo que abarca eldiafragma del ocular. Estos dos y elaumento están relacionados así:

aumento = campoaparente/camporeal

o bien,campo real = campo

aparente/aumento

Un mayor aumento disminuye la canti-dad de luz, que está limitada por la


abertura del objetivo: a mayor amplia-ción, más oscura es la imagen. El lími-te del aumento útil está en la relaciónde 20x por cada centímetro de laabertura del objetivo; de este modo,con un espejo de 15 cm de abertura,el mayor aumento útil es de 300x;otro de 12.5 cm, 250x.

La Pupila de Salida (contrapartede la pupila de entrada, que es elespejo).- Es el pequeño disco lumino-so que se ve detrás del ocular cuandose mira a éste a la distancia de unos20 ó 25 cm y el telescopio se dirigehacia un campo luminoso. Es la ima-gen reducida del objetivo o espejo(debe aparecer libre de alguna obs-trucción entre éste y el ocular queoculte o limite su perfil). Su diámetroes igual al del espejo dividido por elaumento del telescopio. Este número,elevado al cuadrado mide la luminosi-dad relativa del instrumento cuandose observan objetos no puntuales y al-canza un valor límite superior cuandoel diámetro del disco llega a ser igualal de la pupila del observador (Figs. 2a y bl.

Esta combinación es incómodapues hay que acercar mucho el ojo alocular. También para quienes usananteojos; en este caso se prefiere nousarlas y reenfocar la imagen.

Además de la expresión para co-nocer el aumento del telescopio antescitada, la medición de la pupila de sa-lida es útil para saberlo al dividir eldiámetro del espejo entre el diámetrode la pupila de salida.

Entonces:aumento = diámetro del

espejo/diámetro de pupila de salida.

Modelos de Oculares

Se ha mencionado que losdefectos de una lente sencilla seevitan agregando otra lente. Así, elocular es compuesto por dos elemen-tos. Pero aún subsisten otras fallascomo son: residuos de aberracionesesférica y cromática, curvatura delcampo, distorsión, astigmatismo, etc.

2a. -----"31....----.----------.-~ I~=---- espejo _'Tt· - flano ------ -----_

--_.---- - focal-----_ -----~ ===-lente de . ¡ '1 dpupua eaumento •••• !'- .

t salida

La pupila de salida se forma de-jando un espacio libre entre el oculary el ojo y ese espacio es tanto menorcuanto mayor es el aumento; además,su diámetro se reduce en igual propor-ción.

Para corregirlas se ha diseñado diver-sas combinaciones en que hay lentessencillas junto a una o varias lentescompuestas de dos o tres elementospegados formando una unidad llamadadoblete o triplete.


Las más comunes son:La Lentede Hastings (fig. 3a) es una lupa finatriplete usada para disecciones en losmicroscopios simples; en el telescopioproduce muy buenas imágenes en au-mentos moderados; su campo aparen-te es de unos 30°. Pertenece a la líneade oculares llamados "positivos" enlos que el plano focal está delante dela lente.

El ocular de Huygens. Es elprimero diseñado con dos lentesplano-convexas para evitar los defec-tos de las lentes sencillas. Es muy uti-lizado en microscopios y telescopiosrefractores, pero no es adecuado paralos reflectores porque en éstos el hazconvergente más abierto le resta efi-ciencia. No obstante, es el más eco-nómico y puede ser útil con reflec-tores de larga distancia focal relativa -f: 1 O o mayor - o para observacionescon poco aumento. El punto focal seencuentra entre las dos lentes, por loque es llamado ocular "negativo"(fig. 3b).

El ocular de Ramsden, compuesto condos lentes plano-convexas iguales,con sus superficies curvas hacia den-tro, separadas entre sí a ".4 de su dis-tancia focal; su campo aparente es deunos 40, ; su corrección cromática esmediana pero es un ocular económico.El plano focal está cerca de la lente decampo; esto permite que allí se puedacolocar una retícula (fig. 3c).

El ocular de Kellner, versióncorregida del ocular de Ramsden; loforman la lente ocular acromática y lalente de campo sencilla; el campo a-parente es de 40,; su corrección esmejor pero tiene el inconveniente deproducir reflejos causados por las re-flexiones reciprocas de las caras in-ternas de sus elementos (fig. 3d).Produce muy buenas imágenes si esacromático.

El ocular Simétrico (P16ss11,formado por dos dobletes plano-con-vexas iguales con las caras curvashacia dentro y muy cercanas; el cam-po aparente es de unos 40° y no tie-ne reflejos. Es de los mejores oculares(fig.3e).

El ocular Ortoscópico (Abbe),formado con dos elementos: una lentesencilla plano-convexa y una bicon-vexa compuesta de tres lentes cemen-tadas; el campo aparente es de 40° .Su buena corrección cromática yesférica así como el mayor espaciolibre entre el ojo y la lente ocular, lohacen muy recomendable para obser-vaciones delicadas, como las planeta-rias (fig. 3f).

La Lente Barlow No se tratade un ocular, pero es un accesoriomuy útil al duplicar, por lo común, elaumento al colocada delante del ocu-lar, antes de la convergencia del pun-to fecal. Por ser lente divergente, mo-difica el haz del espejo al prolongar elpunto focal, como si éste fuera demayor relación f/d.

Oculares de Improvisación.Adquirir los oculares en el comercio

representa un gasto que no siemprees fácil hacer. Además, los mejoressolo se encuentran de importación. Siel aficionado desea economizar, podrátener sus oculares al utilizar las partesópticas de aparatos en desuso, porejemplo: Objetivos de cámaras foto-gráficas antiguas y baratas; lentes decámaras cinematográficas, que son decorta distancia focal y de buena ca-lidad; los binoculares deteriorados pu-eden proporcionar un buen ocular de20 ó 25 mm de distancia focal, asícomo el objetivo del buscador, queserá necesario para guiar el telesco-pio.


3a Lupa triple

de Hastings :1~

¡ IJ'-/~-:--.- ~./ /'.. --. , ;;;,í,--i -.- J

3c OcularRamsden

3e OcularSimétrico

En el mercado de baratijases posible encontrar cualesquiera deestos artículos y hasta los oculares yacitados, con mayor frecuencia los demicroscopio.

Se puede integrar un ocular si seescogen entre lentes sueltas las ade-cuadas para copiar los modelos yadescritos. Un surtido de ellas lo pre-senta en su catálogo la empresa esta-dounidense Edmund Scientific. Oept.160, N937 Edscorp Bldg. Barrington ,New Jersey 08007-1380 USA.

Lente decampo

3b Ocular de Huygens

3d OcularKellner

3f OcularOrtoscópico

Por ejemplo, es posible esco-ger un triplete Hastings de 1 pulgadade distancia focal y 15 mm de diáme-tro y la plano-convexa de las mismasmedidas con los que se integraría unbuen ocular ortoscópico de costo re-ducido.

El aficionado usará su ingeniopara montar esos artículos en un tubocorto que tenga la medida estándar de31.75 mm (1 ~ de pulgada) dediámetro exterior. Ese podría ser elenvase de los cartuchos de películasfotográfica de 35 mm que se prestapara el caso.


TERMINOS ASTRO NO MICOS

N

Nadir Punto en la esfera celestedirectamente opuesto al cenit, debajode los pies del observado, en direc-ción de la gravedad.Nebulosa Término previamenteaplicado a toda clase de objetos difu-sos en el cielo, muchos de los cualesresultaron ser galaxias o cúmulos degalaxias.Nebulosa Difusa Nube interestelarde gas o de polvo, de forma irregularcuyo espectro puede contener líneasde emisión o de absorción caracterí-sticas del espectro de las estrellascercanas que la iluminan.Nebulosa Gaseosa Nube brillantede gas interestelar: Región H 11,remanente de supernova, o nebulosaplanetaria. Las primeras tienen unespectro de líneas de emisión y unespectro térmico continuo, declinandoen intensidad conforme la longitud deonda se incrementa. Los remanentesde supernova tienen un espectro delíneas de emisión y un espectro deradio no térmico. Sus temperaturasson mayores que en el caso de las re-giones H 11.Neptuno Octavo planeta delsistema solar. Situado a 30.6 U.A.del Sol. Su órbita tiene una excentri-cidad de 0.009 y una inclinación de10.8. Su período orbital es de 164.8años. Su período sinódico es de367.49 días; su albedo de 0.62. Má-ximo brillo aparente, magnitud 7.6.Su período de revolución sobre su ejees de 1 8 h en el ecuador.

Ing. Francisco Javier. Mandujano O.

Fue descubierto por cálculos matemá-ticos por Urbano Leverrier en 1846.Nereida Satélite exterior deNeptuno (radio 250 km). Período derotación de 360 días, directo. Tiene laórbita mas excéntrica de todos lossatélites. Descubierto por Kuiper1950.Neuman líneas Grupo de líneasparalelas en los meteoritos ferrosos .

Neutrino Partícula estable sincarga, sin masa y con spin de Y2. Siprincipal característica es la debilidadde sus interacciones con las demáspartículas.

Debido a que las longitudes deonda de los neutrinos a las energías alas que normalmente son emitidosdesde los núcleos inestables sonsolamente unas milésimas de unangstrom, tienen probabilidad negati-va de interactuar con la materia.

Los neutrinos se generan en lasregiones de producción de energía delas estrellas y proveen una evidenciadirecta de las condiciones de losnúcleos estelares.Neutrino bremsstrahlung Reacciónen la cual un electrón se dispersa deun núcleo emitiendo un par neutrino-antineutrino.Neutrón Partícula nuclear concarga cero y con una masa ligeramen-te mayor a la del protón (1.008665uma).

Un neutrón libre decae, despuésde 16.6 minutos en un protón, unelectrón y un antineutrino.


Neutrónica estrella Estrella cuyocentro está formado principalmentede neutrones, lo que le da una altadensidad. Los pulsares son estrellasneutrónicas en rotación.NGC (New General Catalog)Catálogo de mas de 7,000 objetosnebulosos compilado por J. L.E. Dre-yer hacia finales del siglo XIX.Ney-Allen Nebulosa Fuenteinfrarroja extendida en la región delTrapecio de Orión, que muestra unafuerte emisión en 10mm, como resul-tado de cascarones interestelares depolvo silicoso.N líneas Dos líneas verdesprohibidas de oxígeno doblementeionizado (O 111).Nodo (sistema solar) Dos puntosdonde la órbita de un cuerpo se inter-secta con la eclíptca.Nódico mes Intervalo de tiempo(27.2122 días) entre dos tránsitossucesivos de la Luna en el nodo as-cendente.

Nava Estrella que exhibe unaemisión repentina de energía, incre-mentando temporalmente su lumino-sidad tanto como 17 magnitudes.Son estrellas viejas de la poblacióndel disco galáctico Retienen su formaestelar después de la explosión.Núcleo cometario Núcleo heladode apariencia estelar, conteniendo lamayoría de la masa del cometa.Nucleosíntesis Formación denúcleos atómicos como resultado dereacciones nucleares.Nutación Oscilación pequeñairregular en el movimiento de prece-sión del eje de rotación de la Tierra,causado principalmente por las per-turbaciones lunares. Su período es de18.6 años y mueve el equinoccio tan-to como 17" de su posición principal.La constante de nutación para laépoca 2000, N= 9".2109

47El Universo

Fotografía de la nebulosa planetaria bipolar arquetípica MyCn18

Abril - Junio 1997

CONOCIENDO

Observando con un Planisferio

Gran cantidad de personas condeseos de observar el cielo compranun telescopio solamente para descu-brir que pueden localizar la Luna o al-gún otro objeto muy brillante.

¿Su problema? No han aprendidola forma de observar el cielo como sehace a simple vista y tratan de usarcartas estelares inadecuadas.

En esta sección se presentan al-gunos trucos sencillos para aprenderel camino, lo que le ahorrará muchosdisgustos.

Primero lo primero. Necesita unplanisferio o "rueda de estrellas". Setrata de un mapa estelar de todo elcielo, para. usarlo a simple vista, endonde se muestran las estrellas masbrillantes y las constelaciones tal ycomo se las ve en un determinadodía, hora y latitud. Con él podrá, consolo mover el disco con respecto alseñalador, tener un mapa de todo elcielo para todo el año.

Como podrá verse en la siguientepágina, el planisferio consta de dosdiscos sobrepuestos: En uno estánimpresas las estrellas y en el superiorque es transparente, se encuentranlas fechas del año y la ventana de ob-servación dependiente de la latituddel lugar.

Cabe mencionar aquí que losplanisferios están construidos parauna determinada latitud, por lo que esnecesario conseguir uno cuya latitudsea la más cercana a la del lugar don-de se va a usar.

Alejandro Cervantes M.

La orilla de la ventana representael horizonte alrededor del observador,como si estuviera sentado en un cam-po abierto y girando alrededor de uncírculo completo. Pueden estar seña-ladas las direcciones de los puntoscardinales. El centro del círculo repre-senta la parte del cielo que se encu-entra exactamente sobre su cabeza(cenit). Una estrella que se encuentreilustrada en el círculo a la mitad delcamino entre la orilla y el centro,corresponderá a la misma posición detal estrella, a la mitad del caminoentre el horizonte y el cenit.

iEsto es todo lo que hay que hacer!Muchos planisferios se han he-

cho de manera comercial, todos ellosestán pobremente diseñados. En laSociedad Astronómica puede adquiriruno cuyas estrellas están finamentedibujadas como puntos y contieneademás figuras de constelaciones.Este será muy fácil de acomodar asus ojos cuando esté frente al cieloestrellado. Evite los fosforescentes;este tipo de pintura no puede impri-mirse con gran precisión por lo que elresultado es un mapa bonito peroconfuso.

Así mismo, en los ejemplares dela revista El Universo se presenta unmapa estelar circular para la latitud dela Ciudad de México. Funciona de lamisma forma: la orilla circular es elhorizonte alrededor suyo (con las di-recciones de la brújula indicadas) y elcentro es el punto sobre su cabeza.Este mapa se presenta para el trimes-tre respectivo (indicado en la esquinainferior izquierda).


También es posible, mediante unprogramas de astronomía hechos pa-ra computadoras poder desplegar eimprimir un mapa comercial para cu-alquier época del año, latitud, fecha ylongitud que le especifique.

COMO USARLO DE NOCHE

Para leer el planisferio en el lugarde la observación, traiga consigo unalinterna cuya luz sea tenue y de colorrojo, no blanca; La luz roja no afectala dilatación de la pupila como lohace la luz blanca o la azul. Puedecolocar un pedazo de papel celofánde color rojo al frente de su linternapara disminuir la intensidad y colore-aria.

Una vez en el lugar de la obser-vación, haga coincidir la fecha con lahora de observación de ese momen-to.

Levante el planisferio y colóquelofrente a usted de manera que coinci-dan el norte de su ubicación con elnorte del planisferio y busque en sumapa las estrellas más brillantes. Adiferencia entre las estrellas brillantesy las débiles en el cielo es muchomayor que lo que se ha representadoen el papel. De hecho, si vive en unlugar muy iluminado, la contaminaciónluminosa, (brillo artificial del cielo),hace que las estrellas débiles seancompletamente invisibles. Tome encuenta también que las estrellas mi-presas sobre el papel aparecerán mu-cho mas pequeñas que como las veráen el cielo. ¡Las constelaciones en elcielo son mucho mas grandes! Cadavez que salga a observar lleve sumapa o planisferio y úselo para apren-der todas las constelaciones que pue-da. Estará estableciendo las condi-ciones familiares para posteriores ob-servaciones con mapas más detalla-dos, con binoculares o con un teles-copio.


CONSTELACIONES

CETUS

Mitología de la Constelación

Recordando la leyenda deAndrome-da y Perseus no dudaremosen identificar al monstruo marino quecasi devora a la bella encadenada, conla figura mítica que representa a laconstelación de la ballena.

En relación a ello podemos decirque lejos del consorcio celestial queintegran los legendarios nombres deCasiopeia, Cepheus y Pegasus unidosa los de Perseus y Andromeda, seencuentra la Ballena, separada dedichos personajes por toda la amplituddel zodíaco. Sin embargo, pudiera de-cirse que esto no es estrictamente ci-erto, ya que Ptolomeo sitúa a una delas estrellas septentrionales de la Ba-llena a cinco grados de la eclfptica y,por lo tanto, realmente en el zodíaco.

Que Cetus es "muy parecida auna ballena" o siquiera que se le pa-rece, es cosa dudosa. Pero, en primerlugar, el grupo grande y bien definido,está justo en el lugar en que, de acu-erdo con las exigencias de la leyenda,debería estar. Y, en segundo lugar,Kl1TllS no significo, en modo alguno,para los que hicieron las cons-telaciones, lo que nosotros llamamosballena. Lo poco que la gente del Me-diterráneo inclusive en una fecha mu-cho posterior, sabía acerca de estosgigantescos pero inofensivos mons-truos, lo demuestra claramente la his-toria de Nearce, almirante de Alejan-dro, que con un atrevimiento dignodel propio Alejandro, condujo a su flo-ta en orden de batalla contra una tro-pa de ballenas que se le atravesó enel Océano Indico.

Dr. Bulmaro Alvarado J.

Para Homero, Kl1TOs podría significarcualquier monstruo de las profundi-dades marinas, desde las focas delrebaño de Proteo hasta las extrañasfiguras para las que Escila pescaba.

Entre las aterradoras y sobre-naturales criaturas con que los antí-guos cartógrafos poblaban el mar hayalgunas que se parecen a la Cetus es-telar mucho más que cualquier formade ballena.

Ciertamente, la serpiente marinade Is modernas leyendas que saca uncuello de plesiosaurio de las olas queocultan un cuerpo de reptil, ofreceríarealmente un aspecto bastante seme-jante al de la constelación de laBallena.

Nombre de la Constelación

Para Claudius Ptolemeus, elastrónomo de Alejandría, deriva delgriego con el vocablo Kl1TOS que sig-nifica "monstruo Marino". Tambiénderiva del latín con el vocablo CETUS,CETI, la ballena.

Localización de la Constelación

Para localizar la constelación,podemos seguir los siguientes méto-dos: uno de ellos es valiéndonos de laestrella beta de Andrómeda y alfa dePisces; unidas por una línea imagi-naria que atraviese el ecuador celeste,conduzcan a la estrella omicron de laballena o Mira Ceti (la Maravillosa).


Otro será localizando la estrella alfa dela constelación en estudio para lo cualtiramos una línea que una a las estre-llas alfa de Pisces o Al Risha a la es-trella Betelgeuse, dicha línea pasarápor la estrella alfa de la Ballena, llama-da Menkar o Menkab, localizada éstapodemos determinar la cabeza delcetáceo uniendo esta estrella con o-tras cercanas con las que casi formaráun polígono que se acerca mucho aregular. Uniendo la cabeza con orni-cron y descendiendo en zig-zag hastacerca del Pez Austral y Acuarius,precisamente la terminación de laconstelación con la estrella que siguea beta de la constelación de la Ba-llena o sea Difda. Otro método serácircunscribiéndola por las limítrofesque son: hacia el norte, Aries yPisces; hacia el sur Fornax y Sculptor;hacia el este, Eridanus y hacia eloeste, Acuarius. Finalmente describi-remos el método de la culminación su-perior en que la constelación se veráacompañada en su paso por el meri-diano, por las constelaciones de Oc-tans, Pequeña Nube de Magallanes,Hydra, Eridanus, Phoenix, Aries,Pisces, Triangulum, parte de Pega-sus, Andromeda, Cepheus, Cassiopeiay Ursa Major.

Descripción de la Constelación

Cetus es una de las más extensasdel firmamento. Incluye exactamente100 estrellas accesibles a simple vis-ta. ¿Cuál de ellas es la más brillante?La respuesta no es fácil, radicando ladificultad en que la estrella más bri-llante (a veces) es una estrella va-riable. David Fabricius, coetáneo deGalileo y uno de los mejores observa-dores de aquella época, se fijó en estopor primera vez.

El descubrimiento fue absoluta-mente casual. En la mañana del 13 deagosto de 1596, Fabricius estabadedicado a observar Mercurio.Entonces no existían todavía lostelescopios y Fabricius se disponía amedir la distancia angular del planetahasta la estrella de 3a magnitud de laBallena. No había visto jamás estaestrella, tampoco la encontró en lascartas ni en los globos estelares deaquel tiempo. Cabe decir que tantounas como los otros eran inexactos yla omisión de alguna estrella, no muybrillante, no era ninguna excepción.

A pesar de ello y por ser un ob-servador muy cuidadoso, Fabricius co-menzó a observar la estrella desco-nocida. Hacia finales de agosto, subrillo aumentó a la segunda magnitud,pero después palideció y a mediadosde octubre desapareció por completo.

Estando completamente segurode que ésta era una estrella nova, se-mejante a la que Tycho Brahe ob-servó en el año de 1572, Fabriciuspuso fin a sus observaciones.

¡Cual sería el asombro de Fabriciuscuando, transcurridos trece años, enfebrero de 1609, vio de nuevo a laextraordinaria estrella!

A mediados del siglo XVII seestableció que la estrella enigmáticade la constelación de la Ballena es unaestrella variable con un período muylargo y de gran amplitud. Así fuecomo se descubrió por primera vez enEuropa a la estrella variable, en el sen-tido completo de la palabra, que en-cabezó la clase especial de estrellasvariables de período largo. Hevelius yala había nombrado Mira o la maravillo-sa.


Ahora se sabe que tanto sucambio de brillo, que varía de 2.0 a10.1, como su período 331 días, sonvalores promedio ya que presentanvariaciones, representadas en la curvasiguiente.

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Tanto Mira como las demásvariables del mismo tipo son gigantesrojas con muy baja temperaturasuperficial (cerca de 2,0000C). Susatmósferas son tan frías que en susespectros se encuentran abundantesbandas de absorción de diferentescombinaciones químicas (en particularóxidos de Titanio y Circonio).

Estas combinaciones son muysensibles, incluso a pequeñas varia-ciones de la temperatura, las cualesse hacen sentir inmediatamente en lasvariaciones de la intensidad de lasbandas. Precisamente por esta razón,las oscilaciones del brillo de las va-riables de período largo en los rayosvisibles tienen una amplitud muy gran-de, mientras que la radiación total dela estrella varía entre límites muchomenores. En el espectro de Mira y de-más estrellas semejantes a ella, apare-cen líneas claras de radiación, en losperíodos de brillo máximo, pertene-cientes al hidrógeno y a algunos me-tales. ¿Cómo se puede explicar lasvariabilidad de Mira y de las demásestrellas de esta clase? Cuando lasgigantes rojas oscilan, cambia tam-bién la temperatura de su superficie,lo que inmediatamente se hace sentir(esto no lo tienen las cefeidas máscalientes) en las propiedades ópticasde las atmósferas. En el mínimo debrillo éstas se convierten en líneas deabsorción.

Las variables de período largo, oscilanigual que las cefeidas, como lo demu-estran completamente los corrimien-tos periódicos de las líneas de susespectros.

Al elevarse la temperatura, lascombinaciones químicas se descom-ponen y la atmósfera se hace másdiáfana, mientras que a temperaturasbajas, ocurre al revés. En esto, corres-ponde un determinado papel a las ma-sas calientes de hidrógeno arrojadas alas atmósferas en épocas de máximobrillo y que aumentan complementa-riamente el fulgor de la estrella (preci-samente son estas masas las queoriginan en el espectro intensas líneasde emisión). Tal es la explicación másverosímil de los sorprendentes cam-bios que tienen lugar en la Maravillosade la Ballena.

En 1919 se observó que sobre elespectro de Mira se impone un según-do espectro perteneciente a algunaestrella blanca muy caliente. Transcu-rridos cuatro años, muy cerca de MiraCeti y solamente a una distancia de0".9 de ésta, se descubrió un satélite:una estrella blanca de 1O" magnitud.Este último, por lo visto, da una vuel-ta alrededor de la estrella principal envarios centenares de años.

Se sospecha que este satélite esa su vez una estrella variable de tipodesconocido. La "colaboración" estre-cha, en todo el sentido de la palabra,de dos estrellas absolutamente dife-rentes por sus características físicas yademás variables, es muy interesante.

Podemos solamente estar con-tentos de que nuestro Sol no perte-nezca a la clase de variables de largoperíodo. La irradiación de Mira (en elvisible) varía del máximo al rrururnoien centenares de veces! Si la irra-diación solar cambiase tan brusca-mente, influiría de una forma muy per-niciosa en el mundo orgánico de laTierra.


Por esto es poco probable quealrededor de Mira y de las demás es-trellas parecidas a ella, giren planetashabitados. Busquemos en la constela-ción de la Ballena una estrella brillantede magnitud 3.5, de la que se puedeafirmar todo lo contrario. Esta es taude la Ballena. Que en los últimos dosaños ha recibido gran notoriedad. Elencontraria en la carta celeste no su-pone dificultad alguna.

Tau de la Ballena posee un movi-miento muy veloz. En un año se des-plaza en el firmamento casi en 2".Este es un indicio seguro de la inme-diación de la estrella respecto a laTierra. Y efectivamente, Tau de laBallena es una de las estrellas máscercanas. La distancia a ella es desolamente 12 años luz.

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Tau de la Ballena es una enanaamarilla parecida a nuestro Sol,aunque un poco más pequeña y másfría que éste. Igual que el Sol, giralentamente alrededor de su eje.Mientras tanto, las estrellas calientesde la clase espectral A y las más"tempranas" giran a velocidades cen-tenares de veces mayor. Comen-zando por las estrellas de la clase es-pectral F, se observa un salto bruscoen la velocidad de rotación. Existenmotivos serios para pensar que estesalto está provocado por la influencia

de los planetas que dan vueltasalrededor de estrellas más frías. Estosplanetas, igual que en nuestro sistemasolar, adquirieron la energía derotación faltante (momento angular) ypor ello, las estrellas, a cu-yoalrededor giran, poseen una rota-ciónaxial muy lenta. Precisamente, portodas estas causas se ha sospe-chadoque Tau Ceti no sólo se pareceexteriormente a nuestro Sol, sino quepueda ser que alrededor de ella igirenplanetas habitados! Esta sospecha estan seria que durante varios meses losradiotelescopios norteamericanos "es-cucharon" en dirección a Tau Ceti,esperando captar señales de nuestroslejanos "hermanos".

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Esta sospecha es tan seria quedurante varios meses los radioteles-copios norteamericanos "escucharon"en dirección a Tau Ceti, esperandocaptar señales de nuestros lejanos"hermanos". Por ahora el Cosmosguarda silencio pero ¿Quién puede ga-rantizar que esta audaz empresa notermine con un brillante descubri-miento, creador de una época comple-tamente nueva? Mientras tanto bus-quemos en el cielo a Tau Ceti y con-templemos a este gemelo del Sol.


INVESTIGANDO

A DONDE SE FUE LA FAMILIA DE PLUTON

La formación de discos de gas ypolvo alrededor de estrellas es muycomún según se ha podido determi-nar a partir de los estudios que sehan realizado a estrellas muy jóvenesdel tipo del Sol, conocidas como es-trellas T Tauri. Según el estudio,estas estrellas tienen un viento este-lar muy intenso el cual puede disper-sar rápidamente sus discos de polvoy gas. La observación nos indicaqque, debido a la gran actividad un-clear que desarrollan en sus primerasetapas de la formación de la estrella,les es posible deshacerse de sus dis-cos en un tiempo de uno a diez millo-nes de años.

Las pequeñas partículas tanto depolvo como de roca pueden ser arras-tradas fácilmente fuera de ese siste-ma solar, sin embargo estas partícu-las pueden agregarse para formarotras de mayor tamaño y de estamanera resistir el empuje del vientoestelar.

Según los modelos llevados a ca-bo en computadoras, se observa quesi es factible que se presente el fenó-meno de agregación conocido comoacreción en el que, al ir chocando laspartículas, se forman aglomeradosmás grandes hasta formar planetas.

Las partículas que no chocancon los planetas son lanzadas a órbi-tas más alejadas o bien, son expulsa-das de ese sistema solar. Se aceptapor parte de los astrónomos quedichas eyecciones han dado comoresultado la distante Nube de Oort,formada por 100 mil millones de pla-netesimales de hielo, conocidos como

Ing. Santiago de la Macorra S.

cometas. Evidencia de este procesode acreción se tiene del estudio quí-mico de la Luna, el cual indica que és-ta se formó por el choque de un cuer-po del tamaño de Marte y la jóvenTierra.

Con esta introducción general dela formación planetaria, no es muy di-fícil imaginarse a Plutón como una re-liquia solitaria de un embrión planeta-rio que fue fortuitamente eyectado auna órbita no muy lejana y segura, endonde ha permanecido desde enton-ces. Las órbitas de Plutón y de Nep-tuno están unidas gravitatoriamenteen un estado llamado de resonanciaque evita que Plutón pueda acercarsea una distancia menor de 17 unidadesastronómicas (ua) de Neptuno, prote-giéndose así de ser expulsado.¿Porqué entonces tanto alboroto?

¿ Porqué es tan difícil unir la existen-cia de Plutón con la arquitectura delSistema Solar? El problema se llamaCaronte, la única luna de Plutón. Lasobservaciones han demostrado quePlutón y Caronte son un par muy fue-ra de lo común. Tanto Plutón comoCaronte son de baja densidad y estánenvueltos superficialmente por hielo,lo cual indica que se formaron en laparte externa y fría del sistema solar.Mientras que la mayoría de los plane-tas son mucho más grandes que suslunas, el tamaño de Caronte es de lamitad de Plutón y su masa es casi el20% de la masa del planeta.

Ningún proceso conocido podríahacer que durante la acreción de Plu-tón, se pudiese formar un satélite tangrande. Por otra parte, el momentoangular de Plutón y Caronte, descarta


el hecho de que Caronte se formarade un desprendimiento por la rápidarotación de un Plutón en formación.

En su lugar se tiene la certeza deque Plutón y Caronte evolucionaronde forma independiente y que poste-riormente chocaron para dar lugar alsistema Plutón-Caronte. Este inciden-te explica la semejanza de las masas,la inclinación de 17° de la Orbita dePlutón, su gran excentricidad y el he-cho de que, tanto Plutón como Ca-ronte tengan su movimiento de rota-ción inclinado como el de Neptuno.

Sin embargo, esta teoría que hasido aceptada por bastantes astróno-mos, tiene un grave inconveniente yes que, en la inmensidad del espacioen que se encuentran estos dos cuer-pos, la probabilidad de que llegaran achocar es más que nula. Una Solu-ción muy adecuada para que se pue-da dar dicha colisión es la de incre-mentar el número de cuerpos del ta-maño de Plutón y Caronte girando enla región exterior del Sistema Solardurante la época de formación deUrano y Neptuno. Para que la proba-bilidad fuera de un 50%, se en-cesitarían por lo menos unos 1,000cuerpos en una región entre 20 y 30unidades astronómicas del Sol.

Ciertamente, es una separaciónmuy radical del punto de vista delmodelo de la arquitectura del sistemasolar el pretender de además de los 9planetas conocidos se hubieran for-mado cientos o miles de planetas dehielo con diámetros de los 1,000 a los3,000 km. En cambio, si se formaranpequeños planetas de hielo o témpa-nos enanos, este modelo no estaríatan descabellado.

Una de las principales restriccio-nes sería la cantidad de materia dis-ponible en la región en donde se for-maron Urano y Neptuno. Una eviden-cia en favor de la teoría tiene que vercon Tritón, la luna más gran-de deNeptuno. Tritón es un poco más gran-

de que Plutón y gira alrededor del pla-neta en forma retrógrada. Este tipo deórbita se reconoce como una huella deque un cuerpo en órbita solar ha sidocapturado por otro cuerpo, quedandoen órbita alrededor de él. Pero la pro-babilidad de que esta captura se rea-lice sería si en la zona comprendida a30 u.a., del Sol hubieran existidocientos de Tritones orbitando al Sol.

Una mayor evidencia de que sipudo haber miles de protoplanetas dehielo en órbitas muy distantes estádada por la inclinación de los ejes deUrano y de Neptuno. Esta Inclinaciónes de 98°y de 30° respectivamente.Los astrofísicos han encontrado queinclinaciones tan marcadas son debidoa colisiones (hacia el final de su etapade acreción) con otros cuerpos de ta-maño planetario. Para dar como resul-tado inclinaciones tan grandes senecesita una masa de 0.2 a 5 masasterrestres, dependiento de la velocidaddel impacto y de la dirección del gol-pe. Es interesante saber que la órbitaretrógrada de Tritón tiende a decaeren unos miles de años, en cuyo tiem-po se estrellará contra Neptuno y for-mará parte de él. Si viviéramos des-pués de este evento en lugar deahora, la información que nos daTritón en el presente sería descono-cida para nosotros. Para aceptar la hi-pótesis de los témpanos de hielo esnatural preguntarse ¿A dónde se hanido todos los planetas enanos de hie-lo? Con los resultados que han obteni-do los distintos grupos de los estudiosrealizados se tiene que se ha lanzadouna mayor cantidad de masa de lanecesaria par formar Urano y Neptunomás allá de las 40u.a. Los astrónomosque buscan al décimo planeta se en-contrarán con que quedan cientos demiles de planetas por descubrir. Porsu tamaño tan pequeño y a la distan-cia a la que se encuentran, será difícilobservarlos. Sin embargo, desde 1992se han descubierto más de 10.


OBSERVATORIOS

Efemérides Abril - Junio de 1997

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

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

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

19° 23' 55" N6h 36m 34s W2,246 msnm

ABRIL00: 00El cometa Hale-Bopp enel perihelio.La Luna pasa 4°al nortede Neptuno

3 2: 00La Luna pasa 4° al nortede Júpiter

5 19: 00Mercurio en su máximaelongación oriental

10 00: 00La Luna pasa 0.5° alnorte de Aldebarán

19 1 : 00La Luna pasa 4° al surde Marte

21 Máximo de la lluvia deestrellas" Liridas"

25 6 : 00Mercurio en conjuncióninferior

29 6 : 00La Luna pasa 4° al nortede Neptuno22: 00La Luna pasa 5° al nortede Urano

Los buscadores de Mercurio deberán estaralerta para el día 8. La Luna de apenas un día seencontrará a tan solamente ]O al sur del tenueplaneta en el crepúsculo vespertino. Resulta unbuen reto tratar de localizar ambos objetos 30 ó 45minutos después de que el Sol se ha puesto.

Mercurio es el planeta más cercano al Sol ydebido a ello casi nunca sale de su resplandor. Sinembargo, para los observadores localizados en laslatitudes nórdicas las primeras dos semanas deabril representan una buena oportunidad paraobservarlo ya que el planeta se encontrará bastanteelevado en el cielo del atardecer.

Si sabe por donde buscar, Mercurio será unobjeto muy interesante para comenzar suobservación del cielo. Aparecerá bajo en elhorizonte del oeste poco después de que el Sol seoculta y el atardecer se convierte en noche,brillando con magnitud -0.6 al principio del mes, eirá decayendo a magnitud 0.8 para el día 10. El 5de abril alcanzará su máxima altura de 12° paracaer después hacia el Sol, desapareciendo de lavista alrededor de mediados del mes.

Busque con unos binoculares alrededor de unhorizonte plano 30 ó 45 minutos después de que elSol se haya ocultado un punto anaranjado. Trate deubicarlo a simple vista. Con un telescopio podráverle fase. No se desanime e ingrese al selectogrupo de observadores de este elusivo objeto. Sino tiene suerte, el 3 de agosto es la siguienteoportunidad, cuando Mercurio alcance su máximaelongación en el año: 27°.


4MAYO

12 : 00Máximo de la lluvia deestrellas de la etaAcuáridas

Levántese temprano por la mañana, sobre todoa principios del mes y busque el asterismo de lajarra de agua de Acuarius en busca de meteoritos.Para nuestra latitud, el radiante se eleva una o doshoras antes del crepúsculo matutino. Como lamayoría de las lluvias meteóricas, la mejor hora deobservación es el amanecer debido a que escuando la parte de la Tierra donde usted estáobservando encara el enjambre meteórico.

En esta ocasión, la lluvia corresponde conmaterial dejado por el cometa Halley. Son muybrillantes, rápidas y persistentes.

Si está interesado en fotografiar estosvertiginosos visitantes simplemente coloque sucámara en un trípode, centre su campo en EtaAcuarius y, en la posición de bulbo, de un disparode 10 minutos, recorra el rollo y disparenuevamente. Los trazos de las estrellas secombinarán con los de los meteoritos. Para obtenerlas estrellas fijas, deberá contar con una monturaecuatorial y sistema de relojería. Si no dispone deequipo fotográfico, siéntese en una silla de playa ydisfrute de esta relajante actividad: observar unalluvia de estrellas.

Abril - Junio 1997 57

6 Luna Nueva

14 Cuarto Creciente

22 18: 00Mercurio en su máximaelongación ponienteLuna llena

25 5 : 00Plutón en oposición

27 3: 00La Luna pasa 40 al nortede Urano

28 1 : 00La Luna pasa 40 al nortede Júpiter

29 Cuarto Menguante

31 22: 00La Luna pasa 0.50 alnorte de Saturno

El Universo

5JUNIO

Luna Nueva

La Vía Láctea es sin duda uno de los mayoresatractivos de los cielos de verano, naturalmente endonde la civilización no ha contaminado con lasluces artificiales. ¿Es usted de las personas quehan gozado en alguna ocasión de un cielo deestos? Si no lo es, esta es una buena oportunidadde salir al campo, lejos de las ciudades iluminadasy goce del espectáculo nocturno.

Comience trazándola desde el noreste, cercadel rey Cepheus y de la cruz de Cygnus. Observecon los binoculares; lo que parece nebuloso asimple vista es en realidad un conjunto de miles deestrellas.

Conforme avanza dentro del cisne, note comola Vía Láctea se hace más brillante y más densa.Esto marca directamente la línea hacia abajo de elbrazo espiral al cual pertenece nuestro Sol.Moviéndosé hacia el sur, dentro de Aquilae yOphiucus, la galaxia disminuye de brillo y seramifica. Esta marca oscura consiste de gas ypolvo e indica el plano galáctico. Continuando haciaScutum y Sagittarius se observa mucho materialbrillante. Esta viendo hacia el centro de la VíaLáctea.

Habiendo terminado su recorrido a simple vista,tome un atlas estelar, un telescopio y haga esteverano del 97 un viaje a través de la Vía Láctea.

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13 Cuarto CrecienteLa Luna pasa 0.30 al surde Marte

20 Luna llena

Abril - Junio 1997 El Universo

21 3: 00Solsticio (verano en elnorte/invierno en el Sur)

22 17 : 00La Luna pasa 40 al nortede Neptuno

23 8: 00La Luna pasa 40 al nortede Júpiter

25 14: 00Mercurio en conjunciónsuperior

27 Luna en cuartomenguante

28 7: 00La Luna pasa 0.20 a)norte de Saturno.

MAPA ESTELAR DEL TRIMESTRE


El cielo del segundo trimestre.

Corresponde a la media noche de cada mes para la latitud de 20°.En el meridiano: Ascensión Recta: 14 h para Abril a las O h; para Mayo a las 22 hy para Junio a las 20h.

COMISION DE ACTIVIDADES

Durante el pasado trimestre se realizaron las tres reuniones programadas con lossiguientes resultados:

1.- Nombramiento de los coordinadores de cada área, cuyos cargos y nombres sepresentan en la tercera de forros del presente número.2.- Inventario de los objetos que se encuentran bajo custodia de cada una de laspersonas a que se refiere el inciso anterior.3.- Exposición de necesidades de cada una de las áreas.

Las reuniones del siguiente trimestre se realizarán en el Salón de Actos LuisEnrique Erro a las 20:00 hs los siguientes días:

23 de Abril, 7 de Mayo y 18 de Junio.

La finalidad de tales reuniones será :

1.- Conocer el programa de actividades de cada una de las áreas para el presenteaño.2. - Presentar el informe de actividades del semestre previo a la asambleasemestral.3.- Exposición de necesidades de cada área.

ACTIVIDADES DENTRO DE LA ASOCIACION

Lunes, Miércoles y Viernes a partir de las 19:30"Construya su Propio Telescopio"Lo imparte Don Alberto González Salís

Lunes 20:00Revelado e Impresión FotográficaImparte: Ruben Becerril M.

Lunes 20:30 hs"Las 88 Constelaciones" en el Planetario" Joaquin Gallo"Lo imparte el Dr. Bulmaro Alvarado J.

Jueves 20:30 hs"Curso de Astronomía 11" . Salón "Luis Enrique Erro"Lo imparte el Ing. Santiago de la Macorra S.

Viernes 20:00"Astronomía Observacional" . Salón "Luis Enrique Erro"Lo imparte Alejandro Muñoz C.

Sábados 17 hs"Grupo Cri-Cri". Edificio SedeLo coordina la QFB. Laura Hernández Arroyave


ATENCION AL PUBLICO

Observatorio "Luis G. León"

Lunes y viernes a partir de las 19:30 hs

Observatorio del "Cerro de las Animas"

Sábados a partir de las 19:30 hs previa cita excepto los díasde Luna Nueva.

PLANETARIOS

"Valente Souza"para visitantes

Lunes, miércoles y viernes, Sesiones

"Joaquin Gallo" Lunes a viernes de 9 a 11 hs.Atención a escuelas previa cita.

Lunes 20:30 hs, "Las 88 Constelaciones"

Festejo del Día del Niño del Grupo Cri-Cri,


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

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

SOCIOSLa Sociedad reconoce las siguientes categorías de Socios: Fundadores,

Honorarios, Titulares y Juveniles.

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

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

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

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

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

el universo vol 50 1997 abril

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