cielo el

ABRIL 2011

Efemerides astronomicas

© NASA

La observación con prismáticos Los prismáticos presentan tres grandes venta-jas frente a otros instrumentos ópticos a la hora de utilizarlos en la Astronomía: son muy luminosos, cu-briendo un gran campo; son muy manejables y no dan ima-gen invertida. Unos prismáticos 7X50, siendo 50 los mm de abertura o diámetro del objetivo y 7 los aumentos, son muy recomen-dables para la observación de objetos poco luminosos como los cometas, mientras que para la observación de objetos más definidos como la Luna, será mejor utilizar más aumentos aún a costa de la luminosidad. Sin embargo, como regla general hay que sacrificar el aumento frente a la luminosidad, siendo ésta al menos la de un objetivo de 50mm. Otras instrucciones y consejos que se pueden dar para el manejo y adquisición de prismáticos serian: Para enfocar correctamente unos prismáticos tapamos, en primer lugar, el tubo derecho(se cierra el ojo dere-cho) y con el mecanismo que afecta a los dos tubos enfocamos la imagen. A continuación, tapamos el tubo izquierdo (ojo izquierdo), destapamos el derecho u enfocamos éste con el mecanismo situado en el ocular. Finalmente, obser-vando ya por los dos tubos, regularemos su separación hasta que veamos nítidamente una sola imagen. Para observar el cielo con prismáticos, es preciso que éstos estén inmovilizados, ya que el movimiento de la ima-gen impide una buena observación. Por ello, no debemos sujetarlos con las manos, sino ayudarnos de un trípode de los usados en fotografía con un aparato especial de fijación o unas tablillas que puede hacerse uno mismo. Como se ha dicho en el primer apartado, la pupila del ojo humano se dilata en la oscuridad hasta unos 7 mm, de manera que para aprovechar mejor la luminosidad de los prismáticos, el haz de luz que sale por el ocular he de ser de un diámetro igual o menor que el de la pupila. Para saber la “pupila de salida” de unos prismáticos se divide el diámetro del objetivo(50) entre los aumentos(7) y si podemos elegir a la hora de comprarlos, lo haremos entre los aquellos cuyos valores de salida de pupila estén comprendidos entre 5 y 7 mm.

iniciación a la observación Astronómica segunda parte

La buena calidad óptica de las len-tes proporciona imágenes brillantes y con-trastadas, para ello deben estar recubiertas con una capa antirreflectantes, en inglés coa-ting. En los prismáticos baratos ninguna de las superficies de las lentes ha recibido este tratamiento. El resultado es una pérdida de hasta el 50% de la luz que llega a los objetivos y una imagen final con fondo calimoso y poco contraste. Para comprobar las superficies que han recibido tratamiento se procede de la si-guiente manera: colocar los objetivos mirando hacia uno mismo, de manera que una luz a nuestra espalda ilumine el interior del cuerpo donde se alojan las lentes. Si tienen la capa antirreflectante, las reflexiones de los objeti-vos serán de color violeta o ámbar, pero nunca blanco. Si giramos ligeramente los prismáticos hasta ver una tercera reflexión provocada por la primera reflexión de los prismas, también ésta debería estar colo-reada, nunca blanca. El cromatismo se hace patente cuando se miran objetos iluminados por el Sol, que aparecen rodeados por bandas de colores, esto indica que la óptica del objetivo es sencilla y por tanto barata. Para ver el paralelismo de los dos tubos, en primer lu-gar, enfocaremos un punto brillante (farola lejana o estrella) y a con-tinuación desenfocaremos en uno de ellos (derecho) y lo mantendremos en-focado en el otro. Al mirar con ambos tubos a la vez, el objeto enfocado debe estar dentro del círculo grande de la imagen desenfocada. Por último, la calidad de los prismas se ve alejando el aparato una cierta distancia de los ojos(25-30 cm) y mirando a un objeto bien iluminado a al cielo. Si en los círculos luminosos que aparecen en los oculares se observan unos peque-ños cuadrados inscritos dentro de ellos, los prismáticos no son de buena calidad. Con los prismáticos fijados a un trípode puede observarse el Sol, aunque NUNCA DIRECTAMENTE, pues ello podría acarrear la ceguera del observador. Se tapa uno de los tubos, se orienta hacia el Sol, sin mirar por el tubo sino observando la sombra proyectada por los prismáticos que deberá ser mínima. La proyección sobre una pantalla a un metro de distan-cia del disco solar que aparece, permite ver las manchas solares y su evolución. También puede verse la Luna (usar gafas de Sol suaves o filtros si se observa deslumbramiento, sobretodo en la Lu-na llena (y apreciar la luz cenicienta que recibe la Luna de la Tierra (primeros días de creciente), radiaciones de algunos cráteres (Tycho), mares y terra de la Luna, evolución del terminador (línea que separa la zona oscura de la iluminada) a lo largo de las fases lunares, etc. Si hay buenas condiciones para la observación, se pueden ver los satélites de Júpiter (Io, Europa, Ganimedes y Calixto) y seguir sin dificultad sus cambios de posición alrededor del planeta durante va-rios días e incluso ver sus eclipses y ocultaciones. Se recomienda pa-ra esto último prismáticos de 16 ó 20 aumentos.

Con prismáticos se pueden ver gran número de objetos Mes-sier(M44, un cúmulo galáctico de “El pesebre” en Cáncer, M13, un cúmulo globular de Hércules, M31, una galaxia de la constela-ción de Andrómeda, M42, una nebulosa...

unos prismáticos 10X50 de prismas

de “porro” y óptica “multi-coating”

puede ser una bue-na elección.

Dibujo: Encyclopædia Britannica, Inc.

Sección de unos prismáticos

Los telescopios Existen tres tipos fundamentales de telescopios: los refractores, los reflecto-res tipo newton y los catadiópticos. Los refractores tienen un objetivo de lente o lentes que concentran la luz del astro en un punto al que llamamos foco y que es donde se forma la imagen. Si a través de un telescopio se mira por un lateral de la parte superior y en el fondo del tubo hay un es-pejo, es que se trata del tipo reflector newton. Pero si el tubo es ancho y corto, con un espejo en el fondo, una lente amplia en la abertura del tubo y se mira por la parte inferior, se trata de un catadióptico (Schmidt-Cassegrain o Maksutov). En todos los casos, los rayos de luz procedentes del astro llegan al objetivo y éste los concentra, formando un cono cuyo vértice está en el foco, a la salida de un tubo llamado portaocular. La segunda lente es el ocular que actúa de cristal de aumento para ver la imagen. En estos teles-copios la imagen aparece invertida, pero este no afecta a la observación astronómica. Otro dispositivo emplea un ocular cóncavo situado delante del foco. Esta combinación, que da una imagen no invertida, se emplea comúnmente en los gemelos de teatro o anteojos de campo sencillo, tam-bién llamado anteojo de Galileo. El objetivo es la parte más importante y la que determina las carac-terísticas principales del telescopio: la potencia y el poder de resolución. La potencia es la capacidad de observar objetos muy poco brillantes. El poder de resolución es la capacidad de presentar imágenes separadas de objetos que se encuentran muy próximos. En ambos casos el diámetro del objetivo determina el valor de am-bos valores. En el primer caso, la potencia depende de la cantidad de luz que recoge el objetivo y éste recogerá más luz cuanto más grande sea. Como la potencia aumenta con la superficie, su valor será proporcional al cuadrado del diámetro. La otra característica, el poder separador, se rela-ciona con el diámetro por la siguiente expresión:

θ = 141/D

siendo θ la distancia angular mínima entre objetos que pueden ser separa-dos con el telescopio, expresado en segundos de arco y D el diámetro en mm. Otra característica importante del objetivo es la distancia focal, que es la distancia que lo separa del foco. Si conocemos esta distancia focal y la del ocular podemos calcular los aumentos dividiendo la del objetivo por la del ocular. Por tanto, para un telescopio dado, podemos emplear distin-tos aumentos según utilicemos distintos oculares. Para la observación pla-netaria o lunar, es recomendable usar focales largas (f13) y las cortas (f4) para la observación de objetos más débiles como nebulosas por ser, nor-malmente, telescopios más luminosos.

Así pues, a la hora de evaluar la calidad o las prestaciones de un telesco-pio no debemos fijarnos en los aumentos que podamos obtener de él, ya que con cualquier telescopio podemos emplear los aumentos que quera-mos usando oculares de focal más o menos corta. El dato más significativo de las posibilidades de un telescopio es el diámetro del objetivo que deter-mina su potencia y su resolución. Sin embargo, con dos telescopios distintos no observaremos lo mis-mo al emplear los mismos aumentos. La calidad de la imagen depende, como hemos visto, de su abertura y es independiente de los aumentos. Los aumentos a los cuales un telescopio permite ver todos los detalles (aumento resolvente) coincide con su diámetro en milímetros. A partir de aquí no veremos más, sino más grande, y hasta un valor máximo que es el doble del diámetro en mm. A más aumentos se perderá nitidez y será absurdo intentar ver más detalles en los planetas o en la Luna u obtener una buena imagen de una nebulosa o de la una galaxia.

Hasta ahora nos hemos referido a la parte óptica del teles-copio, pero no menos importante es la parte nos permitirá dirigir el telescopio a cualquier punto de la esfera celeste para realizar la observación. Para poder observar en cualquier dirección, la montu-ra debe de disponer de dos movimientos independientes. La forma más sencilla de conseguir esto es mediante la llama-da montura acimutal o altazimutal, que consta de dos ejes, uno horizontal, para moverse en altura y otro vertical, para moverse en azimut.

Otro tipo de montura es la ecuatorial, también cono-cida como “alemana”. Consta también de dos ejes perpen-diculares, pero uno de ellos, el llamado eje polar, está incli-nado formando con la horizontal un ángulo igual a la lati-tud del lugar de observación y se mueve en ascensión recta. El otro eje es el de declinación. Esta última montura es la más recomendada. Además es bastante sencillo adaptarle uno o dos motores que facilitan el seguimiento.

Un tipo de montura muy fácil de hacer uno mismo es la conocida como montura Dobson. Su principal dificultad radica en el seguimiento que suele ser más engorroso.

Desde hace unos años se ha extendido la llamada montura en horquilla. La mayoría de telescopios de espejo la incorporan por ser más sencilla de manejar y por llevar motorizados ambos ejes.

Los datos necesarios para apuntar el telescopio a un objeto celeste son la declinación y la ascensión recta. Esta información se obtiene de cartas de estrellas y de las efemérides.

La declinación puede tomarse directamente de la carta de estrellas y emplearla en el círculo de ajuste de declinación para orientar el instrumento en declinación. La ascensión recta se convierte en ángulo horario, que puede usarse en el círculo horario del telescopio.

buscador

tubo

montura

tripode

ocular

busca estrellas

computerizado

contrapesos

eje polar

de un telescopio componentes básicos

coordenadas celestes

La esfera celeste es esa esfera en cuyo centro se encuentra la Tierra y sobre la que se proyecta el firmamento. Desde nuestro punto de vista, las estrellas, y la mayoría de objetos celestes, parecen moverse saliendo por el este y es-condiéndose por el oeste. Entonces, si las estrellas se mueven ¿qué sistema utilizamos para saber donde están a lo lar-go de toda la noche? Existen dos tipos de coordenadas las llamadas “coordenadas horizontales” es decir, el azimut y la altitud y las “coordenadas ecuatoriales”, siendo éstas últimas las más utilizadas pudiéndose considerar un sistema similar a las co-ordenadas geográficas terrestres. Este tipo de coordenadas tiene su origen en el llamado Punto Vernal. Podíamos decir que la Ascensión Recta es el equivalente a la longitud en las coordenadas terrestres y la Declinación es el equivalente a la latitud.

Coordenadas ecuatoriales La declinación se cuenta desde el ecuador hasta el astro por el semicírculo mayor que pasa por el polo celeste y dicho astro, lo que se llama círculo de declinación. En el hemisferio norte, la declinación es positiva; en el sur, negativa y e expresa en grados y se representa como Dec o δ. La Estrella Polar tiene una declinación de +90°. La ascensión recta (AR o α) se mide a partir del punto vernal o “punto de Aries”, en el sentido antihorario a lo largo del ecuador hasta su intersección con el círculo de declinación. En este punto tanto la declinación como la ascensión recta son nulas. Esta última se expresa en horas, minutos y segundos, midiendo siempre hacia el ecuador celeste. El “punto de Aries” es uno de los dos puntos imaginarios donde interseccionan la eclíptica, que es la trayectoria seguida por la Tierra alrededor del sol, y el llamado ecuador celeste, que es la proyección del ecuador terrestre sobre la bóveda celeste. A causa de la inclinación del ecuador terrestre, la eclíptica y el ecuador celeste sólo coinciden en dos puntos, el punto vernal o de Aries y su diametralmente opuesto, el llamado “punto de Libra”. El punto vernal es donde se encuentra el Sol en el momento del equinoccio de primavera, mientras que el “punto de Libra” es aquel donde encontramos el Sol en el equinoccio de otoño.

La posición del astro no depende de la rotación de la esfera ni del lugar de observación.

ESTRELLAS Y CONSTELACIONES EN EL CIELO DE PRIMAVERA

Para las primeras civilizaciones el cielo era su único calendario y algunas estrellas o constelaciones indicaban con su aparición matutina o vespertina y con su desaparición anual el inicio de determinadas tareas agríco-las o el paso de una estación a otra. Los nombres que les pusieron los primeros pastores o agricultores o los mitos asociados a ellas nos han llegado más o menos transformados por poetas o pensadores posteriores sobre todo dentro de la mitología griega. Vamos a ver alguna de estas estrellas y constelaciones correspon-dientes al cielo que se puede ver a primeras horas de la noche hasta final de Julio. Una estrella de magnitud cero y de color anaranjado es la reina del cielo de primavera. Es la cuarta más brillante de los dos hemisferios celestes. Los griegos la llamaron Arturo (Arcturus), el que lleva el arado o el carro, y pertenece a la constelación de Bootes que también quiere decir el Arador o el Boyero. El arado o carro que conduce Bootes no es otra que la Osa Mayor conocida popularmente con esos nombres en la antigüedad. Los romanos a la Osa Mayor la nombraban como los Septen Triones (los siete bueyes) por las siete estrellas más brillantes que la forman, de ahí que palabras como septentrional nos indiquen algo que está cerca del norte como le sucede a la Osa. Pero la constelación de Bootes, el Arador, también tenía en griego el nombre de Arctophylax que significa el guardián o custodio del oso y es esto lo que verdaderamen-te significa la palabra Arcturus, personaje mitológico relacionado con la osa en que Zeus transformó a la ninfa Calixto, amante suya, para librarla de las iras de su esposa Hera.

ESTE MES DESTACAMOS ...

Debajo de Arturo nos encontramos con la constelación de Virgo (la Virgen) cuyas estre-llas destacan poco so-bre el fondo del cielo, salvo una de primera magnitud conocida con el nombre de Spica (Espiga). Como está situada casi en la Eclíp-tica, línea aparente recorrida por el sol a lo largo de un año res-pecto del fondo inmóvil de las estrellas, sería usada por los primeros astrónomos, como los babilonios, para descu-brir la trayectoria de la Luna y los planetas en-tre las estrellas fijas y establecer así la franja del Zodiaco. Tiempo después, el descubrimiento de que la longitud celeste (AR) de esta estrella había cambiado desde las primeras observaciones de los griegos, condujo a Hiparco al más importante de sus descubrimientos, la precesión de los equinoccios o lo que es lo mismo, que el eje de la Tie-rra, como si de una peonza se tratara, se mueve reco-rriendo un ciclo que dura 26000 años y en el que la posición del polo celeste va cambiando. Es curioso, también, que mientras Spica se ve en el cielo desde Abril hasta finales de Agosto, las espigas de trigo están en el campo o lo estaban cuando las faenas agrícolas se hacían sin ayuda de maquinaria. En esta constelación y junto a una pequeña estre-lla llamada Porrima, pedemos ver durante todo este mes al planeta Saturno. Con un pequeño telescopio se podrán observar sus anillos y alguno de sus satélites. Otra estrella de Virgo, conocida desde la antigüedad, es Vindemiatrix o Protregeter cuyo significado es “precursora de la vendimia”. Es poco brillante, de mag-nitud 3, pero a falta de otra más visible en esa zona se tomó de referencia cuando hacía su primera aparición matutina justo antes de la salida del sol, a finales de Septiembre, para indicar que se aproximaba la vendi-mia. Pero la historia más poética relacionada con la constelación de Virgo es el mito de Perséfone o Proser-pina joven virgen hija de Démeter o Ceres, diosa de los frutos y de la agricultura. Raptada por Hades, dios de los muertos, la lleva al mundo de las sombras para casarse con ella. Tras una larga búsqueda, la descon-solada madre descubre lo sucedido y para que Zeus

obligue a Hades a devolverla, declara que no permitirá que la tierra dé mas frutos mientras no pueda volver a ver a su amada hija. Hades se doblega ante la petición de Zeus pero antes de dejarla partir le da a probar una especie de granada, pues quien toma un alimento en el reino de los muertos deberá volver a él. Con la vuelta de Perséfone, la fertilidad regresa a la tierra pero como consecuencia del fruto comido tiene que volver a los infiernos. Démeter suplica de nuevo a Zeus y éste llega a un compromiso con Hades: durante una época del año, primavera y verano(es el tiempo en que la constelación de Virgo se ve en el cielo), Perséfo-ne regresará junto a su madre y la naturaleza recobrará su esplendor, en otoño e invierno Perséfone irá a ultra-tumba y todo volverá a marchitarse. Estos mitos agrícolas están vigentes en muchas civilizaciones y siguen exactamente el mismo esquema: los protagonistas de la historia de la agricultura son una virgen o diosa y un hijo o hija que nace y muere para dar de comer a la humanidad. El hijo representa la semilla enterrada (muerte), que reaparece como planta que comienza a brotar (resurrección). Las plan-tas maduran hasta ser cosechadas y el ciclo entero vuel-ve a reproducirse. Algunos mitólogos ven también en el origen de la religión cristiana la historia de la agricultu-ra. Las estrellas más brillantes Arturo, Spica y Regulus, ésta última de la constelación de Leo, forman un trián-gulo que destaca en el cielo de Primavera y que nos ayudará a reconocer las constelaciones a las que per-tenecen.

Días 16, la Luna junto a Saturno Este día de Abril podemos ver a la Luna casi llena junto a Saturno. Su luminosidad impedirá que veamos los detalles del pla-neta.

22 de abril

Lluvia de meteoros de las Lyridas Actividad desde el 16 al 25 y un máximo el 22 de abril a las 11h TU y una tasa de THZ 18. El radiante se sitúa en-tre las constelaciones de Lira y Hércules, y debe observarse antes de la medianoche por aparece luego la Luna que nos molestará en la observación de posibles fugaces. Algunas veces se producen explosiones que se asemejan a fuegos artificiales. Cometa origen: Thatcher.

Abril Mes Mundial de la Astronomía 2011

Para mantener el espíritu del Año Interna-cional de la Astronomía 2009, se presentó el Mes Global de la Astronomía, que cada año se celebrará en todo el mundo. Las actividades de este mes están coordina-das a nivel mundial por Astronomers Wit-hout Borders, cuya página web es:

www.astronomerswithoutborders.org

mercurio Inobservable debido a su proximidad al Sol. venus Visible muy brillante durante las últimas horas de la noche y primeras de amanecer sobre el horizonte Este. marte Inobservable debido a su proximidad al Sol. Aunque a finales de mes puede verse con dificultad al amanecer en horizontes limpios y despejados. júpiter Inobservable debido a su proximidad al Sol. Como ocurre con Marte, podremos intentar verlo al amanecer a final de mes. saturno Podemos verlo toda la noche, con una magnitud de 0.5, mirando hacia la conste-

lación de Virgo. Y seguirá bien colocado para su observación julio y principios de agosto. Los espectaculares anillos de Saturno comienzan 2011 con una inclinación de 10 ° con respecto a la Tierra, después de que hace un poco más de un año, de-jaran de verse por estar de “canto” desde nuestra perspectiva. Además, el día 3, se encuentra en oposición, es decir cuando más cerca este año, a sólo 1300 millones de kilómetros...

urano Inobservable debido a su proximidad al Sol. neptuno Inobservable debido a su proximidad al Sol.

VISIBILIDAD DE LOS PLANETAS

Los anillos de saturno Todos los grandes planetas gaseosos tienen anillos. Los de Júpiter, Urano y Neptuno son tenues y no son visi-bles desde la Tierra ni tan siquiera para la mayoría de grandes telescopios, pero los de Saturno, ¿quién no se ha asombrado observándolos? Sin duda, son una de las maravillas de nuestro cielo y de los que podemos dis-frutar con un pequeño telescopio. Los anillos planetarios están compuestos de pequeñas rocas de hielo y polvo de diverso tamaño. Desde hace poco se cree que el origen de los anillos es relativamente reciente ya que en pocos centenares de miles de años se desvanecen, por lo que posiblemente su origen sea catastrófico, es decir, pueden ser los restos del cho-que de un cometa o pequeño satélite que traspasó el límite de Roche. Este límite nos indica la distancia mínima a la que cualquier cuerpo es destruido por las llamadas “fuerzas de marea” debidas al efecto gravitacional del planeta alrededor del que orbita.

Júpiter, el mayor planeta del Sistema Solar también tiene numerosos anillos pero lo suficientemente débiles como para que fueran las sondas espaciales Pioneer y Voyager las que los detectaran hace menos de 30 años. Los anillos son tres y se cree que son producto del polvo arrancado a los satélites Adrastea, Metis, Tebe y Amaltea con los que comparten órbita. No se han detectado restos de hielo. El planeta Urano tiene un complejo sistema de 13 anillos que ya en el siglo XVIII William Herschel afirmó haberlos visto. Sin embargo hasta 1977 no se descubrieron casualmente al observar la ocultación de una estrella por Urano. Esta estrella desapareció un poco antes de llegar al limbo del planeta. Pero no fue hasta 1986 cuando la sonda Voyager 2 nos mandó las primeras imágenes de estos oscuros anillos. Al parecer están compuesto de hielo y de un material muy oscuro que se cree puede ser algún compuesto orgánico oscurecido por la radiación de la magnetosfera de Urano. Por último, el gigante azul, Neptuno, también cuenta con su propio sistema de anillos. Fueron descubiertos a mediados de la década de los 80 del pasado siglo XX de modo parecido a los de Urano. Se trata de anillos muy tenues y delgados y, en muchos casos, son tan solo arcos no llegando a rodear por completo al planeta. Tan finos son que se ha descubierto que se están degradando rápidamente y probablemente en pocos centenares de años desaparezcan. La característica más notable de Saturno es su sistema de anillos. Observados primero por Galileo, que pensó que eran dos cuerpos pegados a Saturno, y definidos como tales por Huygens, los anillos no son compactos, sino que son una sucesión concéntrica de varios anillos separados por una serie de divisiones o discontinuidades. Su origen puede explicarse por un disco de acrección de materia que no se condensó para formar un satélite o bien por la destrucción de uno ya existente por la fuerza gravitatoria del planeta. Aunque en los últimos tiempos la teoría más extendida nos dice que son los restos del choque de dos lunas. Están compuestos por un 90% de hielo de agua, pero curiosamente la nave Cassini ha descubierto que tienen un tono rojizo-anaranjado debido a un “contaminante” desconocido. Este material es similar a los rastros rojizos de algunas lunas de Saturno. Los científicos creen que pue-de estar causado por que incluyen la presencia de óxido o de pequeñas moléculas orgánicas mezcladas con el hielo de agua. Los anillos, que se nombraron por el orden en que se descubrieron, se conocen como los anillos D, C, B, A, F, G y E en orden del más cercano al más lejano de Saturno. Hoy se sabe que contienen más de 100.000 peque-ños anillos, todos ellos girando en torno al planeta. Se extienden desde los 67.000kms. del borde interno del anillo D a los 483.000kms. del borde exterior del anillo E. Cassini en 1675 descubrió dos anillos concéntricos A y B, sepa-rados por una región oscura, la división de Cassini. Esta fue considerada por mucho tiempo como una región vacía; las sondas espaciales encontraron que en ella existen cinco bandas débiles. Las partículas de esta divi-sión son bastante más oscuras que las que forman los anillos B y A. El B es el más brillante y abarca la mayor superfi-cie del sistema de anillos; en detalle, son estructuras anulares brillantes y agujeros oscuros de hasta 100 Km. de extensión. El A está formado también por estructuras finas y cuerpos con dimensiones de hasta 8 m; en su interior, hay otra división, la división Encke, que recibe su nombre de Johann Encke, quien la descubrió en 1837. En 1850, se encontró un tercer anillo C, casi transparente y ubicado entre el anillo principal y el pla-neta; en 1969, finalmente, se observa un cuarto anillo D, compuesto de un material parecido a polvo. El C envuelve al D y aparece como una sucesión muy orde-nada de anillos anchos separados por zonas gruesas; estaría formado por cuerpos de hasta 2 metros.

Imagen de las estructuras verticales del borde del anillo B tomada el 26 de julio de 2009 desde 336000 km de distancia (NASA)

Más allá, se halla el anillo F, descubierto por la sonda Pioneer 11 a unos 3.600 km del borde del A, entre las órbitas de dos lunas del planeta. El F, quizás el anillo más activo del sistema solar, está compuesto a su vez de varios estrechos anillos, de los cuales los dos exteriores se hallan "retorcidos" formando un extraño bucle que fue observado por las Voya-ger y que gracias a la misión Cassini se ha descubierto que tienen características cambiantes a lo largo de las horas y que se mantiene unido gracias a dos lunas pastoras: Prome-teo y Pandora. También se ha descubierto que objetos del tamaño de un kilómetro "rebotan atrás y adelante a lo largo del anillo F" .

A unos 170.000 Km de Saturno se halla un delgado anillo G, apenas visible; finalmente, entre 210.000 y 300.000 Km del planeta se encuentra el anillo E compuesto de material muy fino.

Los anillos se extienden unos 280.000 km y en la dirección norte-sur tienen un grosor de apenas 3 km. Debido a que el sistema de anillos se halla en el plano ecuatorial del planeta, durante una revolución alrededor del Sol, los anillos se ven alternativamente por su cara norte y por su cara sur; entre estas situaciones extremas, donde los anillos aparecen muy abiertos, podremos observarlos de canto: entonces des-aparecen por completo, lo cual revela su pequeño espesor. El ciclo se repite cada aproximadamente unos 29 años y medio, tiempo que precisa Saturno para dar una vuelta alrededor del Sol. Esta circunstancia determina que el sistema de anillos presente "fases", es decir, variaciones de brillo en los anillos según el ángulo bajo el cual reflejan la luz solar. Cuando los anillos están exactamente de canto hacia nosotros son invisi-bles, lo que sucede durante uno o dos días. Cuando la Tierra y el Sol se ubican en lados opuestos del plano de los anillos, se ve el lado oscuro de los anillos.

Se ha calculado que la masa de los anillos es 3x10-6 veces la masa de Saturno y que las partículas que los compo-nen probablemente sean de hielo de agua con núcleos de material meteórico, parecido a los cometas y con dimensio-nes desde algunos micrones hasta varios metros.

Los alrededores de Saturno son un lugar apropiado para la generación de pequeños hielos y partículas de polvo. El impacto de meteoroides en las superficies de anillos y saté-lites helados extrae partículas del suelo que se pueden esca-par fácilmente debido a la baja gravedad. El análisis de la composición y velocidad de este polvo y del proveniente de fuera de Saturno, permite estudiar no sólo la superficie de anillos y satélites, sino que también proporciona información de los objetos impactantes: meteoritos o fragmentos de come-tas.

Cada una de las partículas que forman el anillo des-cribe una órbita alrededor de Saturno, como si fuera un saté-lite diminuto. Por otra parte, los anillos tienen un cierto movi-miento de aproximación y retroceso en sus extremos, que in-

Esta imagen del satélite Mimas sobre los anillos fue tomada por la sonda Cassini en septiembre de 2007 a una distancia de 3.151 millones de kilómetros. (NASA)

dican una rotación en el mismo sentido que el planeta. También las Voyager descubrieron unas estructu-ras inesperadas en los anillos. Se trata de unas vetas radiales oscuras que parece que están compuestas por hielo de agua y levitan por encima del plano de los anillos aunque la causa exacta de la formación de estos rayos no se conoce muy bien. Este fenómeno y otras mediciones indicaron que los anillos están formados por objetos de diferentes tamaños, desde pedruscos de varios metros hasta partículas de polvo. La técnica observacional más usual con los anillos es realizar fotografías detalladas. Así las naves Voyager descubrieron que están formados por múltiples anillos concéntricos de distinto grosor, con hue-cos o divisiones. Aunque curiosamente también se descubrió que algunas discontinuidades como la de Cassini en realidad no son zonas vacías, sino zonas menos densas. También aparecieron varios satélites en órbitas resonantes como Prometeo, Pandora o Jano que, con su fuerza gravitacional, parecen estabili-zar el sistema anular e impedir su dispersión. Algunas teorías dicen que durante los próximos cientos de millones de años, la mitad exterior de los anillos podría desplomarse hacia el planeta al tiempo que las pequeñas lunas pastoras serán expulsadas pasando Saturno a ser menos espectacular que ahora. Hace unos meses y gracias al Telescopio Espacial Infrarrojo Spitzer se ha detectado un enorme anillo alre-dedor de Saturno, el más grande y distante alrededor de este planeta y visto desde la Tierra parecería del tamaño de una luna llena a cada lado de Saturno. Es increíblemente grande, el grueso de este mate-rial comienza a 6 millones de km de Saturno y se extiende hacia afuera aproximadamente otros 12 millo-nes de km. Una de las más lejanas lunas de Saturno, Febe, orbita dentro del nuevo anillo, y probable-mente sea la fuente de su composición. El hallazgo de este nuevo anillo también es importante porque puede ayudar a explicar Cassini Regio, la misteriosa región oscura que cubre parte de Jápeto, otra de las lunas de Saturno, y cuyo material es desconocido. Este nuevo halo de Saturno es muy grueso y tiene una altura de unas 20 veces el diámetro del planeta y su volumen es suficiente para llenar 1000 millones de Tierras. Hasta ahora no se había detectado ya que es muy débil y extremadamente tenue. Si estuviéramos en medio del anillo ni siquiera lo sabríamos. En un kilómetro cúbico de espacio hay únicamente de 10 a 20 partículas. Las partículas son del mismo tamaño que las partículas de niebla, sólo que están mucho más esparcidas. Las observaciones del Spitzer muestran las emisiones térmicas procedentes de estas pe-queñas partículas; y por lo tanto, no se trata de luz solar reflejada. Esto es lo que hace a Spitzer el instrumento perfecto para la búsqueda de estas estructuras de polvo. Este anillo es muy similar a los discos de polvo observados por éste telescopio en torno a otras estrellas.

abril 2011

La luna

lunes martes miércoles jueves viernes sábado domingo

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4 5 6 7 8 9 10

11 12 13 14 15 16 17

18 19 20 21 22 23 24

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luna

LLENA 04h 44m

luna

nueva 16h 33m

La luna, como nunca la has visto

Cara visible

Mosaico de la Luna utilizando 1300 imágenes tomadas en diciembre de 2010 por la cámara WAC (Wide Angle Camera) de la sonda LRO (Lunar Reconnaissance Orbiter). Es hasta la fecha la mejor imagen de la Luna. http://lroc.sese.asu.edu http://wms.lroc.asu.edu/lroc_browse/view/wac_nearside

La luna, como nunca la has visto

Cara oculta

Debido a que siempre vemos la misma cara de la Luna, no fue hasta 1959 cuando por fin la sonda so-viética Lunik 3 nos mostró la cara oculta de nuestro satélite. Para sorpresa de todos era muy diferente a la cara visible, el volcanismo basáltico se limitaba a un número relativamente reducido de regiones pe-queñas y las tierras altas dominaban la superficie. Un mundo diferente de lo que habíamos visto desde la Tierra. Por supuesto, la causa de ésta asimetría entre la cara oculta y la visible es una cuestión científica interesan-te. Se ha observado que la corteza en la cara oculta es más gruesa, probablemente lo que hace más difí-cil para el magma salir en erupción a la superficie, limitando las coladas de lava en estas zonas y mante-niendo más tiempo los cráteres de impacto, casi bo-rrados en la cara visble. Lo que no se sabe a ciencia cierta es por qué aquí es más gruesa. Este mosaico de unas 15000 fotografías tomadas en-tre noviembre 2009 y febrero de 2011 y con una re-solución de 100 metros por pixel nos ofrece la ima-gen más completa de la morfología de la cara oculta hasta la fecha, y constituirá un recurso valioso para la comunidad científica. LRO (Lunar Reconnaissance Orbiter) http://lroc.sese.asu.edu

Otro buen mes para disfrutar de los pasos de la ISS. El día 17 pasará por encima de la constelación de Leo. El 19 podre-mos verla por el cielo casi 6 minutos por lo que será un buen momento para intentar hacerle alguna fotografía con teles-copio. El día 30 pasará rozando la Estrella Polar (α Ursae Minoris) perteneciente a la constelación de la Osa Menor y que nos permite saber donde se encuentra el norte en el hemisferio boreal por ser la más próxima al eje de rotación de la Tie-rra. Esta a unos 430 años-luz de nosotros. Por suerte este mes varias noches podremos ver a la ISS dos veces en el cielo con un lapso de unos 90 minutos: los días 17, 18, 19, 20, 22, 23, 24, 26, 27, 28 y 30. Incluso el día 26 la veremos hasta en 3 ocasiones, una apenas iniciado el día pasada la media noche y las otras dos a primeras horas de la noche unas 22 horas después. A continuación una tabla donde destacamos los pasos de la ISS más luminosos e interesantes. En las páginas si-guientes un dibujo de la zona del cielo por donde pasará la Estación Espacial. Os recordamos que las horas de paso son en hora local u oficial. Estos tiempos aunque son bastante exactos pueden tener una variación de unos pocos segundos. Fecha Magnitud Hora comienzo evento Hora final evento

2 de abril -1.9 05:49:18 05:51:13

12 de abril -3.5 06:55:23 07:01:16

17 de abril -3.1 22:18:24 22:20:41

19 de abril -3.6 21:33:17 21:39:03

30 de abril -2.8 22:56:14 22:58:52

Principales Pasos visibles desde Zaragoza abril 2011 Zaragoza, 41.6330°N 0.8830°O

Más pasos e información: http://heavens-above.com

2 de abril -1.9 05:49:18 - 05:51:13

ISS, estación espacial internacional

Posición en tiempo real de la ISS: www.n2yo.com

17 de abril -3.1 22:18:24- 22:20:41

12 de abril -3.5 06:55:23 - 07:01:16

19 de abril -3.6 21:33:17- 21:39:03

30 de abril -2.8 22:56:14- 22:58:52

Estrella Polar

En 2011 celebramos el 50º ani-versario del primer vuelo humano al espacio. El 12 de abril de 1961 el hombre salió por primera vez de su cuna terrestre y dio su pri-mer paso —el primer gran paso para la humanidad— en el Cos-mos. Yuri Alexéievich Gagarin, ciuda-dano soviético a bordo de la nave Vostok 1, se convirtió así en el pri-mer ser humano que pudo con-templar y disfrutar de una visión global de nuestro planeta azul. A lo largo de 2011 —y especial-mente el día 12 de abril— se con-memora en todo el mundo este evento que supuso, indudable-mente, un antes y un después en la historia de la Humanidad.

www.yuriesfera.net

Gran tormenta solar Imagen de la gigante región activa AR1176, tomada por Larry Álvarez desde Flower Mound en Texas (EE.UU) el pasado 27 de marzo. En esta fotografía podemos ver una mancha multinúcleo en la parte inferior que está arrastrando un par de largos filamentos magnéticos. Otras dos manchas solares son visibles en la estela de esta región activa. Esta estela se extiende más de 500.000 kms de arriba abajo. Esta importante actividad del Sol provocó una gran tormenta solar que llegó hasta la Tierra.

© Grupo Astronómico Silos de Zaragoza, abril 2011

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