Revista-21

SIRIOSIRIONº 21 Mayo - Junio - Julio - Agosto 2007

Publicación de la Agrupación Astronómica de Málaga Sirio

Colabora e imprime Alameda Principal, 31. Tlf: 952 21 04 42

Azarquiel, el pioneroolvidado

Deformaciones de imá-genes por deficienciasen las ópticas

Introducción a loscráteres de impacto

Las poblacionesestelares en laVía Láctea

Revista de Divulgación Astronómica

En la senda de lasnebulosas planetariasgalácticas

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Revista elaborada por el Equipo de Redacción de la Agrupación Astronómica de Málaga SIRIO. Esta publicación se distribuye gratuitamente entre los Socios de

SIRIO así como entre las Agrupaciones y las Entidades con las que Sirio mantiene relaciones institucionales.

La Agrupación Astronómica de Málaga SIRIO, no comparte necesariamente las opiniones de los autores de los artículos o cartas publicados en SIRIO.

Colaboración : Dª. Carmen Sánchez Ballesteros (Profesora de Educación Secundaria).

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Probablemente nadie ignorará, aestas alturas del conocimiento ydifusión cultural, quiénes fueron yqué aportaron al mundo del saberhombres como Copérnico, Galileo,Newton o Kepler, entre otrosmuchos. Todos ellos consiguieronimplantar una nueva visión denuestro mundo (o de su relación conotros mundos), y son debidamenteestudiados y recordados. Ahorabien, en el oscuro periodo que seinicia con el segundo milenio denuestra era, esto es, hacia el año1000, hubo una serie de extraordi-narios científicos, astrónomos enparticular, que fueron capaces dedescubrir hechos que, mucho mástarde, serían reconocidos comopilares fundamentales en lacomprensión del Universo. Huboparticularmente uno de estos astró-nomos, cuya existencia a veces pasadesapercibida en los textos de histo-ria de la Ciencia, que incluso seadelantó, al parecer, a saberes que seconocerían sólo siglos más tarde. Sellamaba Abu Ishaq Ibrahim IbnYahya Al-Zarqali o, en su nombreen latín, Azarquiel.

Azarquiel (figura 1), nació haciael año 1029, en Toledo. Su nombre,Azarquiel, era en realidad unaespecie de apodo, con el que eraconocido en vida debido a sus inten-

sos ojos azules (zarcos). Ya dejoven, Azarquiel mostró ciertasdotes para trabajar con los metales,habilidad que le fue enseñada por supadre, que trabajaba como cincela-dor. Azarquiel pronto aprendió losuficiente como para iniciarse en elmundo de la construcción de instru-mentos de precisión. Poco a pocoperfeccionó sus métodos, llegando aalcanzar un puesto de mucha rele-vancia en la sociedad de su tiempo,pues proporcionaba todo tipo deinstrumentos a los sabios y maestrostoledanos.

No fue hasta 1078-1080 cuandoAzarquiel decidió trasladarse aCórdoba a consecuencia de las inva-siones cristianas que sufría constan-temente Toledo. Gracias a su pasadoartesano, Azarquiel pudo ser cono-cido en muchas partes por su talento

en el trabajo manual, pero nuestropersonaje estaba decidido a ir másallá e intentar, mediante el estudiodel cosmos, comprender algunos delos mecanismos que movían losastros en los cielos.

Una de las más citada contribu-ción de Azarquiel fue la compila-ción de las Tablas Astronómicas deToledo, en su versión árabe. Sinembargo, resulta un poco paradójicoque, en realidad, Azarquiel tuvierauna aportación a este respectobastante intrascendente. Más bien,la calidad y exactitud de las tablasse debe a la labor de dos ayudantesde Azarquiel, Al-Juarismi y Al-Battani. Pero de las Tablas hablare-mos al final de artículo con mayordetenimiento.

Azarquiel realizó estudios einvestigaciones en varios campos dela Astronomía. Por ejemplo, fuecapaz de encontrar cuál era el movi-miento del apogeo solar (la distan-cia máxima entre la Tierra y el Sol).Azarquiel pudo determinar con unagran precisión que el punto delapogeo solar variaba en 1 gradocada 299 años, analizando las obser-vaciones de las que se disponían alrespecto durante los últimos 25años.

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Apuntes de Astronomía

Hay en e l mundo de la Astronomía a lgunos personajes h istór icosque han contr ibuido de manera muy importante en e l avance deesta c iencia y que hoy sólo son recordados por unos pocosexpertos o por quienes han estudiado a fondo e l per iodo en queviv ieron. Y , s in embargo, las aportac iones de estos grandessab ios t a l vez hayan s ido más t rascendenta les pa ra l aAstronomía que muchos de los hoy exaltados y venerados c ien-t í f icos occ identales .

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Figura 1: Azarquiel, retratado en sumadurez. (cortesía del autor)

autor: Jesús Salvador Giner

También tuvo Azarquiel interésen el tema de la precesión de losequinoccios. Escribió un trabajosobre ello, hoy en día desaparecido,en el que describió de qué manerapodría explicarse este hecho. Comola Tierra es un astro «deformado»que recibe la influencia básica delSol y de la Luna y, en menormedida, de los otros planetas delSistema Solar, se produce unpequeño cambio en la dirección desu eje de rotación a lo largo deltiempo. El eje se mueve en torno aun eje vertical perpendicular alplano de la eclíptica, trazando en elproceso un cono. Cada revolucióndel eje de rotación alrededor delcono, le lleva a la Tierra unos 26000años. En realidad, la Tierra secomporta como una peonza (figura2).

Figura 2: precesión de una peonza. El ejede giro traza el área de un cono.

Sin embargo, sí hay dos cuestio-nes en las que Azarquiel realizó lasmayores y más trascendentalesaportaciones a la Astronomía, éstastienen que ver con las órbitas de losplanetas y la predicción de la apari-ción de los eclipses y los cometas.En ambos casos, de ser ciertos, sehabría adelantado en varios siglos asus homónimos occidentales.

Todos conocemos que las órbitasde los planetas de nuestro Sistema

Solar no son exactamente circula-res. De hecho, al parecer no haynada perfectamente redondo en todoel Universo; el Sol y la Luna, pormás que los percibamos como astroscon una forma idéntica a la de lacircunferencia, son objetos achata-dos en los polos. La misma Tierra esligeramente oblonga.

Las órbitas de los planetas sesuponían y aceptaban como esféri-cas porque concordaban con el idealde perfección y belleza de la teoríageocéntrica, pero era sólo una supo-sición. Aunque, por supuesto, loseclesiásticos y todos aquellos quedefendían la posición central de laTierra en el Sistema Solar habríanargumentado que tales órbitas eranesféricas necesariamente, ya que seajustaban a la perfección con laideal de magnificencia cósmica quehubiera dispuesto el "Creador". UnUniverso en el que algo no erageométricamente perfecto no teníasentido en las mentes del hombre delos siglos medievales (figura 3).

Sin embargo, Azarquiel tuvo laosadía de considerar la posibilidadde que en realidad las órbitas plane-tarias no fuesen ni tan perfectas nitan geométricas, sino que tal veztuviesen una forma bastante cercanaa la de un óvalo, que en esencia no

es más que una especie de circunfe-rencia alargada. Algo similar acoger una cinta de goma, de lasusadas para el cabello, y estirarlaspor dos extremos opuestos. El resul-tado es un óvalo.

No obstante, una intuición tannotable no tuvo ni mucho menosbuena acogida. Aunque esta idea deAzarquiel no era nueva, pues ya losantiguos griegos habían adelantadoalgo similar, nadie se preocupó deella ni entonces ni en los años nisiglos posteriores, simplementeporque no había manera de compro-bar su veracidad. Fue necesario queJohannes Kepler (1571-1630), bienentrado el siglo XVII, con los cono-cimientos y adelantos matemáticospropios de su época, demostraraque, en efecto, las órbitas de losplanetas no eran circulares, sinoelípticas. Kepler, con todo el mere-cimiento, ha sido el símbolo delcambio de pensamiento antiguo almoderno, pero aún así deberíamosal menos valorar en su justa medidael trabajo de Azarquiel, quien yahabía aventurado las conclusionesde Kepler casi 600 años antes.

El otro hecho importante queAzarquiel parece haber descu-

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Figura 3: Neptuno,en una imagen de lasonda planetariaVoyager 2. En la anti-güedad, las órbitas delos planetas en tornoal Sol se creía queeran esféricas.Kepler demostró queno era así en el sigloXVII, pero casi 650años antes Azarquielse le adelantó. Sinembargo, hoy en díapocos son los que losaben. (NASA-JPL)

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Nº 20 - Agrupación Astronómica de Málaga Sirio 3

bierto mucho antes de que lo hicie-ran los científicos y pensadoresoccidentales está relacionado conlos eclipses y los cometas (figura 4).

Según lo que se deduce delestudio de las tablas de Toledo,Azarquiel estaba en disposición derealizar predicciones de sumaimportancia dentro de laAstronomía. Las Tablas teníancomo función principal la de ofrecera los astrónomos las posiciones enel cielo de cierto tipo de astros y lasfechas en las que tenían lugar deter-minados fenómenos cósmicos(como las fases de la Luna, etc.).Por tanto, eran empleadas parapoder concretar la situación exactade un cuerpo celeste en épocasfuturas. Azarquiel, que tenía en supoder datos precisos sobre multitudde fenómenos gracias a la labor desus ayudantes, pudo emplear lasTablas para predecir los eclipses

solares que sucederían años eincluso siglos más tarde. La preci-sión de las Tablas era tal que PierreSimon de Laplace (1749-1827), unode los más destacados matemáticosde la Ilustración, seguía utilizandolas observaciones y anotaciones deAzarquiel para realizar los cálculosde las posiciones y prediccionesplanetarias.

Al parecer, también fue capaz,mediante el análisis detallado de losdatos recabados, de poder predecirla aparición de cometas en el futuro.Sobre esto hay que ser, no obstante,un tanto cautelosos, ya que nodisponemos aún de los conocimien-tos necesarios para poder asegurartal extremo. Resulta posible, a pesarde todo, que Azarquiel pudiera enefecto tener conocimiento de algúnprocedimiento por el cual llegara apredecir la aparición de un cometa.

Si esto fuera cierto, Azarquiel aven-tajaría en casi 700 años a EdmundHalley(1656-1742), quien compren-dió que el cometa que hoy lleva sunombre y que se había observado en1681 era el mismo que otros astró-nomos vieron en 1604, y que retor-naría a las proximidades del Sol en1757. Halley sentó las bases parapoder determinar asimismo el añoaproximado de retorno del cometaempleando unas pocas observacio-nes del mismo.

Hoy en día Azarquiel es recor-dado fundamentalmente por sutrabajo en las Tablas de Toledo y poralgunas aportaciones instrumentalesingeniosas. Pero en este pequeñoartículo, en el que sólo hemos esbo-zado algunas cuestiones básicasrespecto a su figura, hemos vistoque los logros del astrónomo cuyonombre es desconocido para lamayoría de los aficionados a estaciencia, son mucho más importan-tes. Y, además, tiene la virtud dehaber imaginado ideas y conceptosque serían aceptados como válidos ycorrectos sólo con el transcurrir delos siglos. Azarquiel, el mayorastrónomo del periodo islámicoespañol, fue un verdadero pionerodel conocimiento del Cielo.

Figura 4: el cometa Hale-Bopp, durante su aparición en 1997, en una fotografía obte-nida por John Laborde el 15 de marzo de ese mismo año. Azarquiel, casi un milenioantes de la observación de este cometa, consiguió elaborar un método para predecir larepentina y siempre sorpresiva aparición de estos objetos. Sólo Edmund Halley, ya afinales del siglo XVIII, pensó algo similar. (J. Laborde)

Astrolabio persa del siglo XVIII.

La historia de las diferentespoblaciones de estrellas de las gala-xias está ligada a la evolución delas propias galaxias. Al igual que unser vivo, y del mismo modo que lasestrellas que las pueblan, las gala-xias también tienen ciclos vitales, através de los cuales nacen, sedesarrollan y desaparecen, aunquepara nuestra escala humana estosacontecimientos son temporalmentetan largos que nos es imposibleverlos en directo.

No obstante, cabe la posibilidadde, entre la gran cantidad de gala-xias, encontrar algunas que repre-senten el estadio joven, otras elmaduro, y otras más el terminal, demodo que solamente observandopodamos tener un esquema básicode cómo evolucionan. Uno de losproblemas a solucionar es saber quétipo galáctico se corresponde conqué estadio evolutivo.

Hoy en día conocemos, gracias alas observaciones avanzadas delTelescopio Hubble (HST) y de losmodernos telescopios en tierra, laexistencia de galaxias que hansufrido cambios importantes en suforma debido al paso cercano de

otra galaxia. A veces lo que conanterioridad era una galaxia elípticacorriente (con forma de disco) setransforma en una espiral, o en unagalaxia irregular con largos puentesde materia estelar y gaseosa. Enocasiones, estos ejemplos de gala-xias resultan extraños y sorprenden-tes (figura 1).

Por tanto, la pregunta que nos

podemos hacer es la siguiente: ¿lasdistintas formas de las galaxias sondebidas a que estas han tenido unaevolución diferente o son estadiosdistintos dentro de la evolución

típica de cualquier galaxia?. Esdecir, cuando vemos una galaxiaelíptica y otra espiral, ¿estamosviendo dos ejemplos característicosde tipos opuestos de galaxias o, porel contrario, son como las dos carasde una moneda?. Podríamos resumirla cuestión con un símil humano:¿una galaxia elíptica y otra espiralson como un hombre y una mujer o

como un chico adolescente y unanciano?

Edwin P. Hubble tenía segura-mente esta idea cuando clasificó

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LLaass ppoobbllaacciioonneess eesstteellaarreess eenn LLaass ppoobbllaacciioonneess eesstteellaarreess eenn llaa VVííaa LLáácctteeaa llaa VVííaa LLáácctteeaa

Las estre l las que vemos en e l c ie lo son habitualmente de un mismot ipo; astros jóvenes con abundancia de metales en su inter ior . Encambio, s i observamos una zona concreta del f i rmamento, en part i -cular en d irecc ión hacia e l centro de la V ía Láctea, d ist inguiremosestre l las de una c lase d ist inta. ¿A qué se debe esta d istr ibucióneste lar? ¿Por qué no son iguales todas las estre l las?

autor: Jesús Salvador Giner

Figura 1: dos galaxias extrañas: el primer caso muestra la galaxia ‘Cartwheel’,en la constelación del Escultor, que posee una extravagante forma producto delpaso cercano de otra galaxia en el pasado. En la fotografía de la derecha, por suparte, se pueden observar un par de galaxias claramente interactuantes; se tratade NGC 4038-9, también llamadas “Las antenas” y es posible apreciar la distor-sionada forma de ambas, consecuencia de las perturbaciones gravitatorias que secausan mutuamente. (K. Borne, NASA; Anglo-Australian Telescope Board,David Malin)


las galaxias en su famoso “diapa-són”. Resultaba tentador suponerque las galaxias nacían como gruposcompactos de estrellas (elípticas),para posteriormente convertirse enun disco achatado. Más adelante,debido a la mayor rotación de lagalaxia, aparecerían los brazos espi-rales y, hacia el final de la vida de lagalaxia, los brazos se desperdiga-rían por la rotación galáctica hastadesaparecer, quedando únicamentetal vez un residuo en forma degalaxia irregular.

Este esquema de evolucióngaláctico era muy atractivo, peropara apuntalarlo se necesitabanobservaciones precisas de ciertoshechos. Uno de ellos era determinarpor qué los brazos espirales de unagalaxia cercana, por ejemplo el casode Andrómeda, eran resolubles enestrellas y no así el núcleo. Se pensóque tal vez era debido a que habíatantas estrellas que era imposibleindividualizarlas, o que quizásimplemente en esas regiones nohabía estrellas supergigantes1. PeroWalter Baade (1893-1960) tuvo laidea, al ver que en ciertas galaxiasenanas predominaban las estrellasgigantes rojas en lugar de las super-gigantes azules, de emplear un tipodistinto de emulsión fotográfica,que fuera sensible en la parte rojadel espectro. Así, Baade pudo resol-ver por fin el núcleo de Andrómeda,y determinó que albergaba básica-mente gigantes y supergigantesrojas.

Los estudios estelares de Baadetuvieron una trascendencia vitalpara el mejor conocimiento de laestructura y evolución de las gala-xias. La pregunta que todo el mundose hacía, al comprobar la presenciade estrellas rojas en el núcleo y deestrellas azules en los brazos espira-

les, era por qué existía esta dicoto-mía. Resultó por tanto que galaxiascomo Andrómeda estaban formadaspor dos tipos muy distintos de estre-llas (figura 2):

1- Estrellas del halo galáctico:este primer grupo abarcaría astroscon un bajo contenido en metales(es decir, en elementos más pesadosque el helio), una elevada velocidadrelativa en relación con el Sol, yórbitas de elevada inclinación conrespecto al plano de la galaxia. Estetipo de estrellas forman, porejemplo, los núcleos galácticos,cúmulos globulares (situados en laperiferia y en torno a la regióncentral de la galaxia), las nebulosasplanetarias, los astros tipo RR Lyrae(un caso particular de estrellasvariables), etc. Los espectros obte-nidos de las zonas centrales de lagalaxia de Andrómeda y otras pusie-ron de manifiesto que se correspon-dían bien con la clase espectral K.Este tipo de espectro se asocia aestrellas más frías y menos lumino-sas que el Sol (precisamente, lasestrellas gigantes rojas observadasen los núcleos galácticos).

2- Estrellas del disco galáctico:en este caso se trataría de astrosmuy ricos en metales, con unasvelocidades relativas respecto al Solbastante reducidas, y cuyas órbitas

se sitúan dentro del plano galáctico.Ejemplos de este tipo de estrellaslos tenemos en los cúmulos abier-tos, y en aquellos astros muy lumi-nosos (gigantes y supergigantes)

que brillan con luz blanca o azuladapor todo el cielo. Los espectros delos brazos espirales, donde se confi-nan generalmente estas estrellas,sugerían en cambio un tipo F, másacorde con astros de una mayorluminosidad y temperatura quenuestro Sol.

Baade llamó estrellas de“Población II” a las de primer tipo,y “Población I” a las del segundo.Un aspecto fundamental de estadivisión estelar radica en la edad delas estrellas de cada grupo. Las dePoblación I son astros jóvenes,mientras que las otras son viejas,quizá casi tan viejas como la propiagalaxia. Al conocerse este hecho sehizo evidente que las teorías deformación y evolución de la VíaLáctea necesitaban de una impor-tante remodelación, ya que hastaentonces se aceptaba que las estre-llas que la constituían habían sidocreadas en un mismo procesoglobal. Incluso la idea original (nomanifiesta) de Hubble de un pasoevolutivo de galaxias irregulares aelípticas y después en espirales tuvoque ser alterada notablemente:

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Figura 2: la galaxia deAndrómeda, situada a pocomás de dos millones de añosluz. En esta imagen puedeapreciarse claramente cómoestá formada por dos tiposdistintos de estrellas: en elnúcleo, astros de color amari-llento, viejos y poco lumino-sos, y en los brazos espirales,estrellas azuladas. En base aesta dicotomía estelar enAndrómeda, Baade compren-dió que la galaxia poseía ensus dominios dos tipos muydiferentes de estrellas, a lasque llamó respectivamente‘Población II’ y ‘Población I’.(National Optical AstronomyObservatories)

como los avances en el conoci-miento de los procesos que originala luz de las estrellas sugería que losastros grandes y brillantes durabanpoco tiempo (porque gastaban rápi-damente las reservas de energía),entonces era lógico suponer que losbrazos espirales, provistos de estre-llas de este tipo, eran una caracterís-tica efímera en la evolución de unagalaxia. Por tanto, lo que el hallazgode Baade indicaba era el paso degalaxia irregular a espiral y, final-mente, a elíptica.

Sin embargo, también huboquién pensó que la forma de lasgalaxias (irregulares, espirales, etc.)no se correspondían con cambiosevolutivos normales, sino que repre-sentaban distintos tipos galácticostemporalmente estables, y que enabsoluto cambiaban a lo largo de loseones. Así, una galaxia espiralmantendrá su forma, excepto en elcaso de ser trastornada por el pasocercano de otra, y lo mismo para losrestantes tipos. La causa de que unagalaxia sea de una clase u otradeberá buscarse en la cantidad demomento angular en el instante dela formación de la galaxia en cues-tión.

De un modo u otro, parece serque las galaxias como nuestra VíaLáctea, han seguido una evoluciónsimilar a ésta: los primeros instantesde vida de la galaxia nos muestranuna gran esfera de gas en rotación.Tras una primera fase de contrac-ción acelerada, debió llegar elmomento cumbre en el que a causade la gran densidad de ciertas zonas,éstas se fragmentarían y formaríanlas primeras agrupaciones de estre-llas de Población II. El gas que noformó parte de esta primera hornadade estrellas se concentró en el discode la galaxia, constituyendo una

gran región de material apto para elnacimiento de futuras estrellas.Cuando, como consecuencia denuevos movimientos y fuerzas entreel gas, hubo las condiciones adecua-das, aparecieron los astros de

Población I (figura 3).El motivo por el cual las estrellas

de Población II son pobres enmetales y las de Población I muyricas en ellos tiene fácil explicaciónsi tenemos en cuenta que las prime-ras son generalmente astros de granmasa. Las de mayor masa aún, trassu vida útil, acabarán estallando enforma de supernova; estas estrellas,después de varios millones de años,habían creado en su interior elemen-tos pesados que no existían entre elgas de la Vía Láctea. Al explotar,lanzaron estos elementos al espacio,y nutrieron a las nubes de gas, lascuales los cederían al formar mástarde estrellas de Población I. Portanto, las estrellas recientes sonricas en metales gracias a la muertede sus predecesoras.

Resta por aclarar que sea cualsea el modelo galáctico que adopte-mos (a saber; galaxia irregular,espiral y elíptica (o viceversa), obien una evolución para los diferen-tes tipos sin relación alguna entreellos), nos encontramos ante unadificultad: resulta que las reaccionesnucleares que han tenido lugar en

las primeras etapas del Universo noson suficientes para explicar por quéel mismo es tan rico en diversoselementos, como el helio. Es decir,el Universo era en sus inicios dema-siado rico en metales si nos atene-

mos únicamente a las reaccionesnucleares típicas. Para intentar solu-cionar el problema se ha propuestola existencia de un tipo diferente deestrellas, que vivieron en los prime-ros tiempos: las estrellas primige-nias o “Población 0”. Al parecer,estas estrellas nacieron solamenteentre 100 y 250 millones de añosdespués del Big Bang, y se forma-ron en pequeñas protogalaxiasaparecidas tras ligeras fluctuacionesde densidad del joven Universo.Como no existían más elementosque el hidrógeno y el helio, lasestrellas primigenias alcanzaronunas características espectaculares(se especula con que eran de 100 a1.000 veces más masivas). Al igualque sucedería mucho más tarde conlos astros de Población II, las estre-llas primigenias explotaron enforma de supernova, expulsando alespacio los elementos pesados quehabían forjado en su interior(algunas de estas estrellas eran tanmasivas que se convirtieron enagujeros negros). Postulando laexistencia de estrellas primigenias,por tanto, solucionamos la cuestiónde la presencia de elementos

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Figura 3: (izquierda) cúmulo globular M5 (NGC 5904) en la constelación deSerpiente. Sus estrellas son del tipo Población II, viejas y pobres en metales.(derecha) Nubes de gas que rodean a las estrellas de las Pléyades, un grupo muyjoven de astros, típicos de la Población I. Las estrellas de Población II aparecieronen los primeros tiempos de la formación de la galaxia. (Kitt Peak NationalObservatory; D. F. Malin)


pesados antes de la aparición deastros de Población II.

De modo que el estudio de lasestrellas de la Vía Láctea y lasdemás galaxias nos ha permitidoentender de una manera razonable-mente buena la evolución de laspropias galaxias. Sabemos ahoraque nuestro entorno galáctico estáformado por dos tipos diferentes de

astros, casi antagónicos en suscaracterísticas, pero que tienen unnexo en común: deben su existenciaa otras estrellas, hoy desaparecidasy absolutamente anónimas. Al igualque en el caso de la Humanidad, queprosegue el camino iniciado por suspredecesores, las estrellas tambiéncontinúan el sendero abierto poraquellas estrellas primigenias, decuya remota sustancia han sido

forjados los bellos astros que hoyjalonan el Universo.

1Cuando se hacían tomas fotográficas de objetos

lejanos como las galaxias, se empleaban habitualmente

emulsiones cuyo máximo de sensibilidad estaba en la

parte azul del espectro. De modo que las grandes concen-

traciones de estrellas en el centro de las galaxias sería

resoluble si en ella hubiese astros como las supergigantes

azules (como sucedía en los brazos espirales), que

emitían sobretodo luz azul, como su nombre indica.

FORMACION de IMAGENES

Las imágenes formadas por un telescopio reflejan las propiedades ondulatorias de la luz. La imagen de unafuente puntual ubicada a una distancia infinita, formada por una apertura circular, corresponde a un patrón dedifracción. Por ello, la imagen de una estrella en el plano focal de un telescopio no es más que el patrón de difrac-ción de una apertura circular. Sin embargo, ningún sistema óptico es perfecto. Los telescopios pueden sufrir devarios efectos que degradan la imagen de su patrón de difracción ideal: aberración,esférica, aberración cromática(sólo afecta sistemas que contienen lentes), coma, astigmatismo, distorsión y curvatura de campo al resto.

ABERRACIÓN ESFÉRICARayos que inciden en el objetivo (espejo o lente) a diferentes radios enfocan en puntos diferentes.

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DEFORMADEFORMACIONES de IMACIONES de IMAGENESGENES

por defpor def iciencias en las ópticasiciencias en las ópticas

Artículo extraído de la página web

http://www.invlumer.e.telefonica.net/


La aberración esférica de un espejo se corrige imprimiéndole una curvatura paraboloide:

ABERRACIÓN CROMÁTICALos rayos de longitudes de onda diferente tienen distancias focales diferentes. El punto focal para el azul es más corto que para el rojo.

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COMAImágenes que se forman a radio r del eje óptico, son deformadas y desplazadas en sentido radial, de manera

incremental. La imagen resultante es una especie de objeto triangular con su base difusa, que recuerda la imagen de un

cometa, de allí el nombre dado a esta aberración.

ASTIGMATISMOEl astigmatismo se produce cuando la distancia focal de los rayos en el plano vertical difiere de la distancia

focal de rayos en el plano horizontal. Las imágenes astigmáticas se caracterizan por ser elongadas en un sentido dentro del foco y elongadas a 90

grados respecto del ángulo anterior, fuera del foco.

¿CÓMO VERIFICARLO?• Situemos en el ocular y en su centro de la lente, una bolita muy pulida de ± 6mm Ø, enganchada con algo

que no dañe la lente, pero fije la bolita. • A unos 50cm de distancia y con ángulo de unos 45º respecto al eje óptico del telescopio, situar una fuente

luminosa. • Observemos por el ocular la imagen de la esfera que se produce en el espejo: o Si la proyección es un CIRCULO, no existe astigmatismo o Si la proyección es una ELIPSE o asimilado, existe Astigmatismo o Ahora y si existe deformación, giremos el espejo p.e. 30º, a uno y otro lado del eje vertical, veremos que

la elipse o figura asimilada, se desplaza manteniendo su forma, en los mismos grados del giro. o Con los métodos de Foucault, conseguiremos conocer el grado de astigmatismo y otros de interés, pero

algo complejos, para efectuarlos desde nuestro domicilio y con simples métodos. Lamentablemente, el astigmatismo es de bastante difícil corrección, porque es un error en los ejes del espejo

producido al fabricarse.

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1. Las primeras observaciones:

Los objetos observables que sonfuente de luz difusa fueron denomi-nados en el siglo XVIII con el gené-rico nombre de nebulosas. Se tratade los objetos que, por la imagenque presentaban, no podían ser reco-nocidos ni como estrellas, ni comoplanetas de nuestro sistema solar(los únicos observables en la época).

Fue William Herschell (1738-1822) quien, al hacerse en 1781 conuna copia del Catálogo Messier, seinteresó por el estudio de estosobjetos, y fue el primero querealizó, a partir de 1785, el análisisde las nebulosas hasta entoncescatalogadas, denominando planeta-rias a aquellas nebulosas cuya formaobservable presentaba cierta simili-tud o parecido con el disco propiode los objetos esféricos, de losplanetas. El mismo Herschell descu-brió en 1790, al observar la

Nebulosa del Cangrejo, en laConstelación de Tauro, que lo que élmismo había denominado planeta-rias no tenía nada que ver con losplanetas, ya que en esta Nebulosaobservó con asombro una estrella ensu centro. Concluyó que se tratabade una estrella con una extensa nubede gas que la envolvía. Hoysabemos que esta nebulosa, a unos6300 años luz de nuestro sistemasolar, procede de una gigantescaexplosión supernova que fue visibledesde nuestro planeta de día 5 dejulio de 1054, y cuyos gases conti-núan hoy día expandiéndose agrandes velocidades. Otra forma deinterpretar estas nebulosas, tambiénerrónea, es la de considerarlas comoestructuras jóvenes gaseosas que seencuentran en proceso de formaciónde nuevas estrellas.

Las técnicas de la espectrosco-pia, iniciadas ya en el siglo XX, hanpermitido avanzar de una forma

singular en el estudio de estosobjetos

La forma de la evolución estelarinfluye de forma marcada en elorigen de estos objetos. Se sabe hoyque la forma en la que mueren lasestrellas da origen a numerosasnebulosas de este tipo.

2. Las AGB y las NebulosasPlanetarias:

Dejando aparte las nebulosasque, como la del Cangrejo, se origi-nan mediante una gran explosiónsupernova, destino de estrellas másmasivas que el sol (del orden decientos de masas solares), lamayoría de la población estelar denuestra galaxia tiene el final quetendrá nuestro sol, esto es, el deconvertirse en gigante roja, expul-sando capas de hidrógeno hacia elespacio interestelar.

Una estrella de masa parecida anuestro sol, del orden de unas pocasmasas solares como mucho, cuandocomienza a escasear el hidrógenopor su transformación en helio, seexpande convirtiéndose en unagigante roja cuyas nubes rojizas sonde temperatura mucho menor que latemperatura de la estrella de la queproceden. Mientras, el núcleo de laestrella, caliente y denso, seconvierte en una pesada enanablanca que queda en su centro.


Es el destino final de la mayor parte de las estrellas de nuestra galaxia, incluidonuestro Sol. ¿Cómo se forman y cuál es su morfología?. Su estudio es importante porquenos permite obtener información sobre la evolución estelar de las estrellas que las origi-nan, es decir de estrellas de masa comparable a la del Sol o, a lo más, de unas pocasmasas solares.

EEnn llaa SSeennddaa ddee llaass NNeebbuulloossaassEEnn llaa SSeennddaa ddee llaass NNeebbuulloossaassPPllaanneettaarriiaass GGaallááccttiiccaassPPllaanneettaarriiaass GGaallááccttiiccaass

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autor: Carlos S. CHINEA


La estrella se dice que se encuentraen la AGB (Asymptotic GiantBranch- Rama Asíntótica deGigantes), (nuestro Sol, dentro deunos 5000 millones de años, cuandopierda alrededor del 10% del hidró-geno que ahora tiene, se empezará aexpandir hasta absorber la órbita delos planetas más próximos, incluidala Tierra).

Fue en 1956 cuando el astró-nomo Shklovsky descubrió unextraordinario parecido entre lanaturaleza del gas que envuelve auna estrella AGB y el gas de lasnebulosas planetarias en estudio.Esto permitió vincular evolutiva-mente a las estrellas de masa pare-cida a la de nuestro sol, e incluso alas estrellas de varias masas solares,con las nebulosas planetarias.

Hoy día sabemos que la propiainestabilidad de la estrella AGB eslo que origina, con vientos estelareslentos (de unas decenas de kilóme-tros por segundo) y con partículasdensas que proceden de la estrella, ala mayor parte de las nebulosasplanetarias. La envoltura estelar deestas estrellas moribundas es expul-sada hacia el espacio interestelar, yestá formada fundamentalmente dehidrógeno y, en muy baja propor-ción, polvo cósmico, siendo ilumi-nada por la luz del núcleo, caliente ydenso, que evoluciona hacia enanablanca. El hecho de que la luz delnúcleo caliente, residual, ilumine laenvoltura gaseosa que se expulsa, eslo que permite usar técnicas deespectroscopia y fotometría para suestudio.

La mayoría de las estrellas denuestra galaxia son estrellas que seconvertirán en AGB, esto es, no sonestrellas demasiado masivas encomparación con nuestro sol. Es,pues, importante considerar estemecanismo de formación deNebulosas Planetarias desde las

estrellas AGB, puesto que el destinofinal de la mayor parte de las estre-llas de nuestra galaxia es el deconvertirse en nebulosas planeta-rias.

3. La estructura de una estrellaAGB:

Una estrella AGB es una estrellade entre 6 y 8 masas solares, que sedesploma bajo el peso de la gravita-ción cuando empieza a escasear elcombustible de hidrógeno delnúcleo y la fuerza procedente de lasreacciones termonucleares de gene-ración del helio, desde el núcleohacia fuera, no pueden equilibrar lasfuerzas de gravitación que tienden aaplastarla. El núcleo comienza acontraerse, volviéndose extraordi-nariamente denso, mientras laenvoltura exterior, se va hinchandoen capas concéntricas, de formahueca, con densidad muy pequeña,pero que llega a alcanzar tamañosenormes. En el caso de nuestro Sol,estas capas llegarán a absorber laórbita de Mercurio, de Venus, y,también, de la Tierra.

El núcleo es la zona compactadonde se produce la reacción

protón-protón, de formación delhelio estable a partir de hidrógeno,así como, posteriormente, la forma-ción de carbono y otros elementospesados desde el helio.

La capa que envuelve al núcleode la AGB es helio procedente deestas reacciones nucleares, y que asu vez, está envuelta por una capade hidrógeno comprimido. Despuésde esta zona de hidrógeno densocomienzan las capas de la envolturarojiza de hidrógeno, en expansión,con muy baja densidad, cuyo radioalcanza longitudes de miles deveces el radio del núcleo, y que, enalgunos casos, podrían abarcarespacios inmensos donde cabría,por ejemplo, todo nuestro sistemasolar.

4. Sobre la morfología de lasNebulosas Planetarias:

Las observaciones al telescopiode estos objetos nos muestranformas diferentes en muchos deellos: redondas, alargadas o elípti-cas, bipolares o con dos lóbulos,cuadrupolares o con cuatro lóbulos,en forma espiral o de molinete, con

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deformaciones irregulares, etc..,notándose fácilmente en la mayoríade los casos la existencia de la estre-lla densa central.

Veamos algunas imágenes:El estudio de la morfología de

las Nebulosas Planetarias muestrainformación útil sobre la evoluciónde las estrellas de masa baja e inter-media, en particular, resulta verda-deramente importante estudiar lascausas de la asimetría estructural(aparecen redondas, alargadas, bine-bulares, anulares, etc..). Se haencontrado, en particular, que existeuna cierta correlación entre lamorfología binebular y la proximi-dad al plano de la galaxia (Greig,1972).

Según las propiedades químicas,han sido clasificadas las NebulosasPlanetarias en cuatro tipos, de I a IV,en orden de mayor a menor abun-dancia de helio y elementos pesados(Calvet y Peimbert, 1978), encon-trándose que la mayoría de las nebu-losas planetarias del tipo I son demorfología bipolar.

Por otra parte, otros investigado-res, como Zuckerman y Aller, divi-deron en 1986 una muestra impor-tante de Nebulosas Planetarias envarios tipos morfológicos clásicos(bipolares, redondas, anulares,planas, etc..) evidenciando una rela-ción inversa entre la distancia alplano diametral de la galaxia y laabundancia de elementos pesados.

5. Algunas nebulosas planeta-rias:

IC 3568Esférica, constel de Camelopardus

Ar:12h33m d:+82º33’

HUBBLE 5Bipolar, constel de Sagitario

Ar:17h48m d:-30º01’

NGC 6826Achatada, constel del Cisne

Ar:19h45m d:+50º31’

Nombre Magnitud Tipo Constelación Coordenadas Ecuatoriales

NGC 40 11 Nebulosa Planetaria con estrella central Cefeo 00h13m+72º32’

NGC 246 8 Nebulosa Planetaria Anular Piscis 00h47m+11º53’

NGC 650 M 76 _ Little

Dumbell 12 Nebulosa Planetaria

Irregular Perseo 01h42m+51º34'

IC 289 12 Nebulosa Planetaria . Cassiopea 03h10m+61º19’

NGC 1360 9.4 Nebulosa Planetaria Irregular Fornax 03h33m-25º51’

NGC 1501 13 Nebulosa Planetaria Anular Camelopardis 04h07m+60º55’

NGC 1514 10 Nebulosa Planetaria de disco con Estrella

Central Taurus 04h09m+30º47’

NGC 1535 10 Nebulosa Planetaria Anular con Estrella Central Eridanus 04h14m-12º44’

NGC 2022 12 Nebulosa Planetaria Anular Orion 05h42m+09º05’

NGC 2149 11 Nebulosa Planetaria . Auriga 05h56m+46º07’

IC 2165 13 Nebulosa Planetaria . Can Mayor 06h21m-12º59’

NGC 2371 13 Nebulosa Planetaria Irregular Géminis 07h25m+29º29’

NGC 2392 Eskimo Nebula 10 Nebulosa Planetaria

Anular con Estrella Central Géminis 07h29m+20º55’

NGC 2438 10 Nebulosa Planetaria Anular Puppis 07h41m-14º44’

NGC 2440 11 Nebulosa Planetaria Irregular Puppis 07h41m-18º13’

NGC 3132 Eight-Burst Nebula 8 Nebulosa Planetaria

Anular con Estrella Central Vela 10h07m-40º26’

PLN 272+12.1 8.2 Nebulosa Planetaria . Vela 10h07m-41º27’

NGC 3242 Ghost of Júpiter 9 Nebulosa Planetaria

Irregular Hydra 10h24m-18º38’

M 97 Owl Nebula 11.2 Nebulosa Planetaria

Irregular Osa Mayor 11h14m+55º01’

NGC 3918 Blue Planetary 8 Nebulosa Planetaria

de disco Centaurus 11h50m-57º11’

NGC 4361 10 Nebulosa Planetaria Irregular Corvus 12h24m-18º48’

IC 3568 12 Nebulosa Planetaria . Camelopardus 12h32m+82º33’

NGC 6210 9 Nebulosa Planetaria de disco. Hercules 16h44m+23º49’

IC 4634 11 Nebulosa Planetaria . Ophiuco 17h01m-21º50’

NGC 6302 Bug Nebula 13 Nebulosa Planetaria

Irregular. Scorpio 17hº13m-37º06’

NGC 6309 Box Nebula 11 Nebulosa Planetaria

de disco. Ophiuco 17h14m-12º55’

NGC 6337 12 Nebulosa Planetaria Anular. Scorpio 17h22m-38º29’

NGC 6369 13 Nebulosa Planetaria Anular. Sagitario 17h29m-23º46’

NGC 6445 13 Nebulosa Planetaria Sagitario 17h49m-20º01’

En el siglo II d.C. los griegoscombinaban sus teorías celestes conobservaciones trasladadas a planos.Los astrónomos Hiparco de Nicea yTolomeo determinaron las posicio-nes de unas 1.000 estrellas brillantesy utilizaron este mapa estelar comobase para medir los movimientosplanetarios.

Al sustituir las esferas deEudoxo por un sistema más flexiblede círculos, plantearon una serie decírculos excéntricos, con la Tierracerca de un centro común, pararepresentar los movimientos genera-les hacia el Este alrededor delzodíaco a diferentes velocidades delSol, la Luna y los planetas.

Para explicar las variacionesperiódicas en la velocidad del Sol yla Luna y los retrocesos de los

planetas, decían que cada uno deestos cuerpos giraba uniformementealrededor de un segundo círculo,llamado epiciclo, cuyo centro estabasituado en el primero. Mediante laelección adecuada de los diámetrosy las velocidades de los dos movi-mientos circulares atribuidos a cadacuerpo se podía representar sumovimiento observado. En algunoscasos se necesitaba un tercer cuerpo.

Ptolomeo compiló el saber astro-nómico de su época en los trecetomos del «Almagesto». Expuso unsistema en donde la Tierra , en elcentro, estaba rodeada por esferasde cristal de los otros 6 astros cono-cidos. La tierra no ocupaba exacta-mente el centro de las esferas y losplanetas tenían un epiciclo (sistemacreado por Apolonio de Pergamo yperfeccionado por Hiparco) cuyoeje era la línea de la órbita quegiraba alrededor de la tierra llamadadeferente.

Como el planeta gira alrededorde su epiciclo se aproxima y se alejade la tierra mostrando a veces unmovimiento retrogrado. Estesistema permitía realizar prediccio-nes de los movimientos planetarios,aunque tenía una precisión muypobre. A a pesar de esto fue popula-rizado y aceptado mas que comomodelo verdadero como una ficciónmatemática útil. Se calcula que eluniverso ptolemaico solo media 80millones de kilómetros.

Otra pensadora que, como

Tolomeo, mantuvo viva la tradiciónde la astronomía griega enAlejandría en los primeros siglos dela era cristiana, fue Hipatia, discí-pula de Platón. Escribió comenta-rios sobre temas matemáticos yastronómicos y está consideradacomo la primera científica y filósofade Occidente.

Otros logros de la Astronomía enAlejandría fueron el cálculo de lacircunferencia de la tierra porEratóstenes y las primeras medicio-nes de las distancias al Sol y laLuna. Se diseñaron catálogos estela-res como los de Hiparco de Nicea yel descubrimiento de la presesión delos equinoccios.

14 SIRIOSIRIO


La AstrLa Astronomía se tronomía se traslada aaslada aAlejandríaAlejandría

Recopilado por Paco Medina

La Tierra, la Luna, y los demásplanetas con sus lunas, son losblancos de un bombardeo continuode asteroides y cometas provenien-tes del espacio exterior. Los meteo-ritos o "estrellas fugaces" quenormalmente se ven en el cielonocturno son en su mayor parteobjetos del tamaño de granos depolvo que chocan con la atmósferade la Tierra. Aunque sucede conmucha menos frecuencia, a vecesobjetos más grandes golpean laTierra o la Luna, produciendoagujeros o cicatrices en la superficieconocidos como cráteres.

El Cráter Meteoro en Arizona,EE.UU., es uno de los ejemplosmejor conocidos de cráter deimpacto en la Tierra. El cráter encuestión tiene 1,2 km de diámetro y200 m de profundidad. Se formóhace aproximadamente 49 000 añosatrás, cuando un meteorito férricoque tenía aproximadamente eltamaño de un autobús escolar,golpeó el desierto de Arizona al este

de lo que es ahora Flagstaff.(Fotografía de David Roddy, UnitedStates Geological Survey.)

Hacia el 2002, en la Tierra seconocían menos de 200 estructurasde impacto. Al igual que la Luna(ver debajo), la Tierra a lo largo desu historia debe haber sido golpeadainnumerable cantidad de veces porasteroides y cometas. La mayoría delos cráteres en la Tierra han sidodestruidos por la erosión. Un cráterparticularmente grande se formócerca de Chicxulub, en México,hace aproximadamente 65 millonesde años atrás. Muchos científicospiensan que este evento de impactoes el responsable de la masiva extin-ción de los dinosaurios.

Estructura de un Cráter deImpacto: Generalidades

Los cometas y asteroides

golpean la Tierra y Luna en unaamplia gama de velocidades deimpacto, siendo típica una veloci-dad de 20 kilómetros por segundo.Tan gran velocidad de impactoproducirá un cráter que es de 10 a 20veces más grande en diámetro queel objeto impactante. La forma deta-llada del cráter depende de sutamaño.

La figura muestra seccionestransversales idealizadas de lasestructuras de pequeños cráteressimples (arriba) y de cráterescomplejos más grandes (abajo). Loscráteres simples tienen depresionescon forma de "tazón". Los crátereslunares que tienen un diámetro deborde (D en la figura) menor de 15km, son por lo general de este tipo.

Los cráteres de la Luna con


IntrIntroducción a los Cráteroducción a los Cráteres dees deImpactoImpacto

Fuente: Walter S. Kiefer/Lunar and Planetary Institute.

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diámetros mayores que los 15 km,tienen formas más complejas, y secaracterizan por tener suelos pocoprofundos, relativamente llanos,elevaciones centrales, y bloques deescombros (producto de desprendi-mientos) y terrazas en la paredinterna del borde del cráter.

En los cráteres lunares quetienen diámetros de entre 20 y 175kilómetros, el levantamiento centralpuede estar constituído típicamentepor un pico o un pequeño grupo deellos.

Los cráteres lunares que tienendiámetros más grandes que los 175km, pueden tener elevacionescomplejas, con forma de anillo.Cuando las estructuras de impactoexceden los 300 km de diámetro,son denominadas "cuencas deimpactos" en lugar de cráteres. Seconocen más de 40 de estas cuencasen la Luna, y tienen un controlimportante sobre la geología regio-nal de la Luna.

Mucho del material expulsadodesde el cráter, se deposita en el áreaque rodea al mismo. Cerca delcráter, el material expulsado formatípicamente una gruesa capa conti-nua. A distancias mayores estematerial desplazado puede formarmontículos discontinuos de mate-rial. Además, puede suceder queparte del material expulsado sea losuficientemente importante comopara formar un nuevo cráter cuandose precipita a la superficie. Loscráteres formados de esta manera sedenominan "cráteres secundarios" ycon frecuencia dan lugar a "líneasde cráteres" que remiten al cráteroriginal.

El material que yace por debajode la superficie del cráter se fractura

significativamente por la terriblesacudida del evento de impacto.Cerca de la superficie se encuentrauna capa de "breccia" (una capa deroca compuesta de angulosos frag-mentos en bruto, de rocas más anti-guas fracturadas). A mayoresprofundidades las rocas permanecenen su lugar (y forman lo que sedenomina "el lecho de piedra") peroestán muy fracturadas por elimpacto. Desde la superficie, elgrado de fractura de las rocas dismi-nuye con la profundidad.Típicamente la energía del impactoprovoca que algo del material sefunda. En los cráteres pequeños, elevento de impacto da lugar a laformación de pequeñas gotas dematerial fundido incrustado en lacapa de breccia. Sin embargo, en loscráteres más grandes, el impactopuede dar lugar directamente a laformación de capas de materialfundido.

Cráteres de impacto en laLuna

Las siguiente imágenes ilustrancómo cambia la morfología de loscráteres de la Luna a medida queaumenta el tamaño de los mismos.

Cráter Moltke, 7 km de diáme-tro, es un ejemplo excelente decráter simple con un interior enforma de tazón y paredes lisas. Talescráteres suelen tener profundidadesque equivalen aproximadamente al20 % de sus diámetros. El terrenoirregular con estructura monticular

(llamado también "hummocky")que rodea al cráter es el depósito delmaterial expulsado del mismo.(Apollo 10 photograph AS10-29-4324.)

Cráter Bessel, 16 km de diáme-tro y 2 km de profundidad, es unejemplo de cráter de transición entre

los de forma simple y compleja. Elmaterial desprendido desde la parteinterna del borde del cráter hadestruido la estructura en forma de"tazón" típica de los pequeños cráte-res y ha dado lugar a un piso másplano y poco profundo. Sinembargo, no se han desarrollado niterrazas escalonadas en el borde, niun pico central. (Parte de: Apollo 15Panoramic photograph AS15-9328.)

Cráter Euler, 28 km de diáme-tro y cerca de 2,5 km de profundi-dad, es un buen ejemplo de la

morfología de un cráter complejo.Tiene un suelo aplanado, un pico

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central pequeño, y material que seha desprendido desde la parteinterna del borde del cráter. Elmanto rugoso y rocoso de materialexpulsado que rodea al cráter esbastante claro en esta vista. (Partede: Apollo 17 Metric photographAS17-2923.)

Cráter Lambert, 30 km dediámetro, es un típico ejemplo depequeño cráter complejo, similar alcráter Euler. En esta imagen se apre-cian perfectamente los desprendi-mientos y terrazas de la parteinterna del borde del cráter, el pico oprominencia central y el materialexpulsado.

Lambert tiene aproximadamente2,4 km de profundidad, su bordeestá elevado en unos 800 m conrespecto a las planicies que lorodean. Las alturas en esta imagen3D (la cual debe ser vista con gafasrojo-azul) están exageradas vertical-mente por un factor de 4,2, para unamejor sensación de profundidad.(Basada en: Apollo 15 Metricphotographs AS15-260/AS15-265.)(Stereo image copyright © PaulSchenk, Lunar and PlanetaryInstitute, 1997.)

Cráter King, en el lado ocultode la Luna, tiene 77 km de diámetroy más de 5 km de profundidad. Lasterrazas y escombros en el ladointerno del borde del cráter, y el pisorelativamente plano, son caracterís-

ticas típicas de los grandes crátereslunares. No obstante en este cráter,el pico central es mucho más grandeque en los otros cráteres lunares detamaño comparable, como el

Copernicus o el Tycho. El objeto ala derecha del centro de la fotografíaes parte de la nave Apollo. Lasalturas en la imagen 3D están verti-calmente exageradas por un factorde 1,7. (Apollo 16 Metric photo-graph AS16-1580.) (Imagen 3Dbasada en: Apollo 16 Metric photo-graphs AS16-1870/AS16-1871.)(Stereo image copyright © PaulSchenk, Lunar and PlanetaryInstitute, 1997.)

Cráter Copernicus, 93 km dediámetro, es uno de los cráteres deimpacto más jóvenes y frescos en lacara visible de la Luna. Como elCráter King, Copérnico es un crátercomplejo bien desarrollado, con unacresta central prominente y un suelorelativamente llano. Esta fotografíaes una vista oblicua del cráter, yclaramente muestra las terrazas ybloques de escombros en la parte

interna del borde del cráter tantocomo el accidentado material expul-sado por el impacto. (Apollo 17photograph AS17-151-23260.)

Schrodinger tiene 320 km dediámetro, lo suficientemente grandecomo para ser considerado unacuenca de impacto, en vez de cráter.Además del margen principal exte-rior, el Schrodinger tiene tambiénun anillo interno de aproximada-

mente 150 km de diámetro, que seencuentra completo en un 75 porciento. Schrodinger es una de lascuencas de impacto más jóvenes yfrescas de la Luna. (Mosaico deimágenes de la sonda Clementine.Imagen procesada por: Ben Bussey,Lunar and Planetary Institute.)

Los Cráteres de Impacto y laEdad Planetaria

Puede usarse la densidad decráteres de impacto en una superfi-cie planetaria como una medida dela edad de esa superficie. Las super-ficies con relativamente pocoscráteres son jóvenes, mientras quelas superficies con muchos cráteresson antiguas.

Un simple experimento mentalayudará a visualizar este concepto.Imagine tirar dardos en una paredpintada. Se forman entonces "cráte-res" distribuidos al azar. Luego deun tiempo, la mitad de la pared espintada de nuevo, simulando underrame de lava volcánica que tapaasí algunos de los cráteres�


dejados por los dardos. Luego sehacen impactar nuevos dardos paracrear nuevos cráteres también alazar. Incluso sin conocer que lapared fue pintada uno puede deducirsólo por el estudio de la poblaciónde cráteres que hay allí un áreadonde se aplicó pintura. La zona conpintura tiene menos cráteres que lasotras donde no la hay. Es así cómolos investigadores mapean y fechanlas superficies planetarias.

Esta fotografía es una vistaoblicua de la parte central del ladooculto de la Luna. Como puedeverse, esta región está saturadavirtualmente con cráteres.

Este tipo de superficie intensa-mente craterizada es muy común engran parte del lado oculto de laLuna, y de aquellas partes del ladovisible de la misma que no han sidoinundadas por flujos de lava. La

edad promedio de esta región proba-blemente es de 4 mil millones deaños.

(Apollo 16 Metric photographAS16-0728.)

Esta otra fotografía es una vistaoblicua del sur, en la cual puedeobservarse en un primer plano(abajo a la derecha) una regiónllana conocida como MareImbrium. También son visibles

Mare Serenitatis, que es la regiónuniforme en la izquierda superior, ySinus Medii, otra región llana queaparece arriba a la derecha. Lacadena montañosa llamadaApennine (Apeninos), que formaparte del borde principal de lacuenca de impacto Imbrium, es muyvisible en el centro de la fotografía.En comparación, los Apeninos sonunos 4 km más altos que la regiónMare Imbrium.

La superficie plana en MareImbrium tiene relativamente pocoscráteres de impacto, indicando estoque es mucho más joven que lasuperficie craterizada mostrada enla imagen anterior. La misiónApollo 15 trajo muestras de lasuperficie lunar tanto de MareImbrium como de las MontañasApeninos. Estas muestras indicanque la cuenca Imbrium se formó porun gran impacto hace unos 3,84 milmillones de años. El materialuniforme en el suelo de la cuenca esbasalto, formado hace 3,3 mil millo-nes años atrás en erupciones volcá-nicas.

(Apollo 17 Metric photographAS17-2432.)

Cráteres de impacto en elResto del Sistema Solar

Algunos importantes ejemplos:

Cráter Yuty, en Marte, tiene 18km de diámetro. Sus depósitos dematerial expulsado se componen demuchas capas lobulares solapadas,además, Yuty posee una más queprominente elevación central. EnMarte, este tipo de morfología delmaterial expulsado es característicode muchos cráteres a latitudesmedias y ecuatoriales, pero es dife-rente de lo visto en la Luna alrede-dor de los cráteres pequeños (porejemplo compare con el cráterEuler, mostrado anteriormente).

Se cree que este tipo de manto"splash" (o salpicadura) de materialexpulsado , se forma cuando unobjeto colisiona con la superficie yrápidamente derrite el hielo queyace bajo la misma. La presencia deagua líquida en el material arrojadole permite fluir a la superficie,dando al manto de material expul-sado su característica apariencia defluidez. Este cráter marciano tomael nombre de una localidad deHonduras. (Viking 1 Orbiter image3A07.)

La estructura circular en estaimagen es la Cuenca de impactoTyre en Europa, una luna de Júpiter.Por lo menos se pueden distinguir 5anillos de la cuenca (compare con lacuenca de impacto lunarSchrodinger, mostrada anterior-mente). La ausencia general de otroscráteres de impacto en esta imagen

18 SIRIOSIRIO


indica que Europa tiene una superfi-cie muy joven y sigue siendo geoló-gicamente activa. La imagen tieneunos 424 km de lado. (NASA

Galileo image.)Esta imagen de la luna de

Saturno Tethys muestra numerososcráteres de impacto tan pequeñoscomo 5 km de ancho. Gran parte deesta luna está intensamente crateri-zada, lo cual indica que tiene unasuperficie antigua.

Se puede ver abajo a la derechaque la densidad de cráteres está algoreducida, indicando que esta partede Tethys fue modificada al princi-pio de su historia geológica por laactividad volcánica. La nave espa-cial Cassini-Huygens de

NASA/ESA llegó a Saturno en 2004y conducirá un estudio de cuatroaños de la atmósfera de Saturno, desu sistema de anillos, y de varias desus lunas. (NASA Voyager 2image.)

El Cráter Mead (12,50°

Latitud; 57,20° Longitud) es laestructura de impacto más grandede Venus, con un diámetro de 280km. El cráter tiene un anillo internoy otro externo, el cual está rodeadopor una pequeña capa de materialexpulsado. El suelo del cráterparece ser muy similar en morfolo-gía a la planicie en que se encuen-tra. Las bandas verticales inclinadas

son efectos del procesamiento delos datos de radar. (NASA MagellanVenus image.) (Copyright Calvin J.Hamilton.)

Circus Maximus, en la luna deSaturno Titán, es una enormeformación anular, con un diámetrode aproximadamente 440 kmdescubierta por la sonda Cassini-Huygens con su sistema de radar.Esta estructura recuerda un enormecráter o parte de una cuenca deimpacto con anillos, formada posi-blemente por la colisión de unobjeto espacial de decenas de kiló-metros de diámetro. Es la primerestructura de impacto identificadaen las imágenes de radar de Titán.

La superficie de Titán parece sermuy joven en comparación con lasde otras lunas de Saturno. En el casode Titán, elementos precipitadosdesde su atmósfera u otros procesosgeológicos pueden enmascarar oerosionar cráteres. El patrón debrillosidad observado en las imáge-

nes de radar sugiere que existe unatopografía asociada a esta estruc-tura; por ejemplo, en el centro de laimagen se aprecian numerososmontículos de unos 25 km de anchocada uno. Debido a que éstos sonoscuros en sus bordes inferiores esdecir, que tienen superficies quetienden a ocultarse de la vista delradar y brillantes en los lados opues-tos, se deduce que deben de estarelevados en relación con el terrenocircundante. (NASA/ESA Cassini-Huygens image.)

Y muchos, muchos más...!

¿Cómo y cuándo se formaron lasgalaxias? ¿Cómo y cuándo seformaron las estrellas en estasenormes estructuras? Éstas y otraspreguntas presentan todavía un retoconsiderable a los astrónomos dehoy.

La Galaxia de Andrómeda, consu típica estructura en espiral, esnuestra galaxia más cercana.

(Imagen: Robert Gendler)

Los resultados de las observa-ciones de primera línea obtenidoscon una "batería" de telescopiosterrestres y espaciales por un equipo

de astrónomos internacionales,están brindando nuevas pistas queayudarán a responder estas pregun-tas fundamentales de la cosmología.

Por esto, los investigadores seembarcaron en un ambicioso

programa de estudios a varias longi-tudes de onda de 195 galaxias conun desplazamiento hacia el rojomayor de 0,40, ubicadas a más de

4 000 millones de años luz dedistancia. Para el estudio de esasgalaxias se usaron los siguientestelescopios: ESO/Very LargeTelescope (VLT), NASA/ESAHubble Space Telescope, ESAInfrared Space Observatory (ISO),

y el NRAO Very Large Array.

Con el Very Large Telescope(VLT), las observaciones se realiza-ron desde los telescopios Antu yKueyen durante un período de dosaños, en los cuales se hizo uso delos instrumentos FORS1 y FORS2(visible) y del ISAAC (infrarrojo).En estas observaciones fue de vitalimportancia contar con la exclusivacaracterística del VLT de obtenerespectros de alta calidad con laresolución requerida.

Los resultados

A partir de la gran cantidad dedatos obtenidos, los astrónomos hanpodido llegar a importantes conclu-siones:

Teniendo en cuenta lasluminosidades del infrarrojocercano de las galaxias, los astróno-mos infirieron que la mayoría de lasgalaxias bajo estudio conteníanentre 30 000 y 300 000 millones deveces la masa de nuestro Sol en laforma de estrellas. Esto es aproxi-madamente un factor de 0,2 a 2 lacantidad de masa contenida enestrellas en nuestra propia VíaLáctea.

Se descubrió que contraria-mente a lo que ocurre en nuestroUniverso local donde las"Luminous Infrared Galaxies

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20 SIRIOSIRIO


¿Cómo se f¿Cómo se forman las Galaxiasorman las Galaxiasen Espiren Espiral?al?

Fuente: European Southern

(LIRG)" (*) son muy escasas, de4 000 a 8 000 millones de años atrás(esto es a un corrimiento al rojo de0,4 a 1) aproximadamente un sextode las galaxias brillantes eran deltipo LIRG.

Debido a que se cree que estaclase peculiar de galaxias estápasando por una fase muy activa deformación de estrellas, duplicandola masa estelar en menos de 1 000millones de años, la existencia de talproporción de galaxias LIRGs en elUniverso pasado tiene importantesconsecuencias sobre el ritmo totalde formación estelar.

Como menciona FrançoisHammer (Observatorio de París,Francia), líder del equipo: "Hemosllegado así a la conclusión de quedurante el lapso de tiempo de apro-ximadame 8 000 a 4 000 millonesde años atrás, las galaxias de masaintermedia convirtieron casi lamitad de su masa total en estrellas.Es más, esta formación de estrellasdebe de haber tenido lugar en muyintensos estallidos cuando las gala-xias estaban emitiendo gran canti-dad de radiación infrarroja y apare-cían como LIRGs."

Los resultados obtenidos con eluso de los espectros generados porel Very Large Telescope puedenafianzar estas ideas: los astrónomosmidieron la abundancia química enalgunas de las galaxias observadas.Encuentran que las galaxias con ungran corrimiento al rojo exhibencantidades de oxígeno dos vecesmás baja que en las (galaxias) espi-raladas de hoy. Como las estrellasson las que producen oxígeno enuna galaxia, esto habla nuevamentea favor del hecho que estas galaxiashan estado formando activamenteestrellas en el período entre 8 000 y

4 000 millones de años atrás.

Además, porque se cree que lascolisiones y fusiones de galaxiasjuegan un papel importante en laactivación de tales fases intensas deformación de estrellas, estas obser-vaciones indican que las fusionesentre galaxias ocurrieron frecuente-mente menos de 8 000 años atrás.

Un nuevo modelo

Estas observaciones están deacuerdo con el modelo llamado"fusión jerárquica de galaxias", queha estado presente en la literaturadesde hace aproximadamente 20años. Según este modelo, las gala-xias pequeñas se unen para construirotras más grandes. Al respecto,François Hammer, sin embargo,aclara: "En el modelo actual,normalmente se asumía que lafusión de galaxias había cesado

unos 8 000 millones de años atrás.Nuestro conjunto completo deobservaciones muestra que esto estámuy lejos de ser cierto. En lossiguientes 4 000 millones de años,las galaxias todavía se fusionaban

para formar las grandes espiralesque podemos observar en elUniverso local."

Para considerar todas estaspropiedades, los astrónomos hanpropuesto un nuevo modelo deformación de galaxias llamado"espiral que se reconstruye", cuyasfases se pueden apreciar en elsiguiente gráfico:

La representación esquemáticadel nuevo modelo recientementepropuesto: las galaxias chocan (1),entonces se fusionan (2), indu-ciendo un estallido de actividad deformación estelar. Después de lafusión, el gas y las estrellas caenhacia el centro en una estructuramuy compacta (3). Parte del gas queinicialmente no cayó, gradualmentereconstruye un disco alrededor de laestructura compacta, formando unanueva galaxia en espiral (4 y 5). Las

imágenes son cuadros de galaxiasdistantes (en varios corrimientos alrojo) tomados por el Hubble SpaceTelescope. La curva central muestrael ritmo de formación de estrellas.Los números coinciden con los

�


números mostrados en las imágenes.(Imagen: European Southern

Observatory)

Resumiendo a grandes rasgos, eneste modelo primero las grandesgalaxias se despedazan por una coli-sión mayor, para luego renacercomo una galaxia en espiral del tipoque se observan en la actualidad.Por todas las evidencias acumula-das, los astrónomos involucrados enesta investigación sostienen quegran parte de las galaxias en espiralobservadas hoy en día se formaron apartir de uno o más eventos defusión.

Aunque estas nuevas ideas estánen desacuerdo con las que aseveranque las fusiones de galaxias produ-

cen galaxias elípticas en lugar de lasespiraladas, los astrónomos hacenhincapié en que su modelo esconsistente con las porciones obser-vadas de los diferentes tipos de gala-xias, y puede responder a todas lasobservaciones.

El nuevo modelo puede explicarde hecho la formación de aproxima-damente tres cuartas partes de lasgalaxias en espiral de la actualidad,aquéllas que exhiben una masivaprotuberancia central. Por ejemplo,el modelo se podría aplicar a laGalaxia de Andrómeda, pero no anuestra propia Vía Láctea. Talparece que nuestra Galaxia escapóde algún modo a las grandes colisio-nes en los últimos miles de millonesde años.

Futuras observaciones, en parti-

cular con el uso del instrumentollamado LLAMAS del VLT, demos-trarán si las galaxias en espiral sonde hecho sistemas "renacidos" rela-tivamente recientes, creados a partirde grandes eventos de colisión yposterior fusión entre galaxias.

(*) Las "Luminous InfraredGalaxies (LIRGs)", es decir lasGalaxias Infrarrojas Luminosas, sonun subconjunto de galaxias cuyaluminosidad en el infrarrojo es másgrande que 100 000 millones deveces la luminosidad de nuestro Sol.Los astrónomos que trabajaban conel satélite de la ESA "ISO" fueronlos primeros en descubrirlas, y secree que son galaxias que experi-mentan una intensa actividad deformación estelar.

SIRIOSIRIO22

CHANDRA DETECTAECLIPSE DE AGUJERONEGRO.

Un extraordinario eclipse entre unagujero negro supermasivo y undisco de gas caliente está siendoobservado por astrónomos que estánhaciendo uso del telescopio espacialChandra. El evento se estádesarrollando en la galaxia NGC1365 y le permitirá a los astrónomosobservar los efectos que producentan singulares agujeros negros.Más información en:

http://www.spacedaily.com/reports/Chandra_Sees_Remarkable_Eclipse_Of_Black_Hole_999.html

FUTUROS TELESCOPIOSESPACIALES PODRÁNDETECTAR GEMELOS DE LATIERRA.

Científicos de la NASA demostra-ron de manera satisfactoria enlaboratorio que los futuros telesco-pios espaciales, haciendo uso defiltros especiales, tendrán capacidadpara poder detectar planetas simila-res a la Tierra girando en torno aestrellas cercanas. Estademostración marca un importantehito en el proyecto TPF (Terrestrial

Planet Finder, Buscando PlanetasTierra), diseñado para la búsquedade planetas extrasolares tipo Tierra.

Más información en:

http://spaceflightnow.com/news/n0704/11planetfinder/

http://skytonight.com/news/wires?id=105132223&c=y

POSIBLE EXPLICACIÓNDE EXTRAÑOS BRAZOS ESPI-RALES EN GALAXIA.

Haciendo uso de cuatro telescopiosespaciales, astrónomos de laUniversidad de Maryland hanencontrado una posible explicaciónal origen de los extraños brazosespirales de la galaxia M106, unmisterio no resuelto desde hace 45años. Esta galaxia se encuentra a

23,5millones de años-luz en la constela-ción Canes Venatici (Perros deCaza).


http://spaceflightnow.com/news/n0704/12spiralarms/

ENCUENTRAN AGUA ENPLANETA EXTRASOLAR.Astrónomos de Estados Unidos hanlogrado, por vez primera, detectaragua en un planeta extrasolar. Eldescubrimiento fue realizadogracias a las mediciones obtenidas

por el telescopio espacial Hubbleal cual se le aplicaron modelosteóricos desarrollados por elastrónomo Travis Barman, delObservatorio Lowell. Gracias aesto, se encontraron evidencias defuerte absorción de agua en laatmósfera de HD 209458b.Este descubrimiento hace factible lapresencia de agua en lasatmósferas de otros planetas extra-solares.


http://skytonight.com/news/wires?id=105131298&c=y

AstrAstronoticiasonoticias

R e d L I ADA www.l iada.net


Imágenes de las actividades de Sirio

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SIRIOSIRIO24

Montaje y puesta en estación del LX 200


GPDX + SKY SENSOR con telescopioTAL 100 RS

GPDX2 + SKY SENSOR con telescopio VISAC VC 200 L Vixen

SIRIOSIRIO26

Dibujo realizado por el joven socio Mario Medina

,


C a r t a s E s t e l a r e s

,

28 SIRIOSIRIO


,

30 SIRIOSIRIO

�


MAYOLOS PLANETAS

Mercurio se observa en los atardeceres de la última quincena de mayo sobre el horizonte oeste-noroeste, mejor en la última semana (verlos mapas de horizonte).

Venus se ve al anochecer a gran altura sobre el oeste, ocultándose una hora y media después del fin del crepúsculo. La primera semanase halla en Tauro y el resto del mes en Géminis. Brilla con una magnitud de -4,2 (ver los mapas de horizonte).

Marte asoma por el horizonte este poco antes del inicio del alba. Se mueve por las constelaciones de Acuario, Piscis y la Ballena. Sumagnitud es 0,9.

Júpiter aparece por el este-sureste después de finalizado el crepúsculo vespertino durante la primera quincena, pero en la segunda mitaddel mes puede observarse a lo largo de toda la noche. Brilla en Ofiuco con magnitud -2,5 (véase el mapa circular).

Saturno es visible desde el atardecer hasta pasada la medianoche, en Leo, donde ha retomado su movimiento hacia el este. Su magnitudes 0,4 (ver el mapa circular).

OCULTACIONES LUNARES

El 22 de mayo la Luna oculta a Saturno (no es visible desde Canarias). En la zona centro peninsular la desaparición, por el limbo oscurode la Luna, sucede a las 19.40, reapareciendo por el borde iluminado a las 20.25 TU. Desde el nordeste de la Península el fenómenotiene mayor duración. Desde el suroeste, en cambio, la ocultación es rasante, por lo que Saturno recorre durante varios minutos el bordeiluminado meridional de la Luna.

LLUVIAS DE METEOROS

Las Eta-Acuáridas, visibles a comienzos de mayo, tienen mayor actividad el día 6, antes del alba, pero la luna dificulta su observación.Su radiante está cerca del Jarro de Acuario.

El día 21 a las 0.08 T.U. el Sol se sitúa en el equinoccio de marzo (actualmente en la constelación de Piscis), dando inicio a la prima-vera en el hemisferio norte.

JUNIOLOS PLANETAS

Mercurio puede observarse los primeros días de junio, poco después de la puesta de sol, sobre el horizonte oeste-noroeste. (Véase elmapa de horizonte).

Venus se ve al anochecer, ocultándose por el oeste-noroeste ya en noche cerrada (ver los mapas de horizonte). Su magnitud es -4,3. Semueve desde Géminis hasta Leo, atravesando la constelación de Cáncer, donde el día 13 pasa 1 ° al norte del cúmulo del Pesebre.

Marte asoma por el este media hora antes de la aparición de las primeras luces del alba a principios de mes, pero a finales de junio haadelantado una hora su orto. Se encuentra en Piscis, donde brilla con una magnitud de 0,8.

Júpiter nos acompaña durante toda la noche, mostrando su mayor luminosidad del año (magnitud -2,6) pues alcanza la oposición en lanoche del 5 al 6 de junio, situándose en esta ocasión a 644 millones de km de la Tierra. Permanece en Oficuo (ver el mapa circular).

Saturno es visible en la primera mitad de la noche a comienzos de mes, pero va adelantando su ocaso, que a finales de junio se producepoco después del término del crepúsculo vespertino. Permanece en Leo con magnitud 0,5 (ver los mapas de horizonte),


La tarde del día 18 la Luna oculta a Venus (de día, pero visible con prismáticos desde el norte y el este de España). La desaparición seinicia entre las 14.20 y las 14.55 TU. según el lugar de observación. El fenómeno completo llega a durar casi una hora en el nordeste.

COMIENZO DE LAS ESTACIONESEl día 21 a las 18.07 TU. el Sol alcanza el solsticio de junio (actualmente situado en Tauro, muy próximo al límite con Géminis), comen-zando el verano en el hemisferio norte.

JULIOLOS PLANETAS

Mercurio puede observarse durante la segunda mitad del mes sobre el horizonte este-nordeste poco antes de la salida del sol (ver el mapade horizonte).

Venus se ve hacia el oeste durante el crepúsculo vespertino, disminuyendo día a día su altura muy rápidamente pero alcanzando a media-dos de mes el mayor brillo de esta aparición vespertina, con una magnitud de -4,5 (ver los mapas de horizonte). Situado en Leo, al finali-zar el mes pasa a la constelación del Sextante, perdiéndose en la luz crepuscular.

Marte asoma por el este-nordeste poco después de la medianoche (ver el mapa de horizonte). Atraviesa la constelación de Aries,

Efemérides

32 SIRIOSIRIO

mostrando una magnitud de 0,6.

Júpiter es visible durante toda la noche a comienzos de mes con magnitud -2,5 pero va adelantando su ocaso hasta producirse pocodespués de la medianoche al concluir julio. En Ofiuco, donde queda prácticamente estacionario al finalizar el mes (ver el mapa circular).

Saturno se ve 0,7° al norte de Venus la tarde del día primero. Con magnitud 0,6 en Leo, se pierde en la claridad del crepúsculo a finalesde mes (ver los mapas de horizonte).

LLUVIAS DE METEOROS

Las Delta-Acuáridas son visibles entre mediados de julio y mediados de agosto, con la máxima actividad alrededor del 28 de julio. Elradiante se localiza en la zona meridional de Acuario, unos 15° al norte de Fomalhaut, alcanzando su posición óptima al inicio del alba.

AgostoLOS PLANETAS

Mercurio puede observarse con dificultad los primeros días de agosto sobre el horizonte este-nordeste, poco antes de la salida del sol.(Véase el mapa de horizonte).

Venus, tras pasar el día 18 por su conjunción inferior (por delante del Sol) reaparece en la última semana por el horizonte este como ellucero del alba, con una magnitud de -4,2.

Marte aparece por el este-nordeste tres horas después de finalizado el crepúsculo vespertino, permaneciendo visible el resto de la noche.Brilla con magnitud 0,4 en Tauro.

Júpiter se observa desde el atardecer, ocultándose poco después de la medianoche a comienzos de agosto, y antes de la medianoche afinales de mes. Estacionario en Ofiuco al inicio del mes (unos 5° al norte de Antares), reanuda su movimiento hacia el este. (Véase elmapa circular y el mapa de horizonte). Su magnitud es -2,3.

Saturno alcanza su conjunción con el Sol el día 21, por lo que no es visible.

Urano (magnitud 5,8) puede verse con prismáticos la medianoche (TU.) del 1 al 2 de agosto, 1 ° debajo de la Luna, a la izquierda de laestrella de cuarta magnitud Fi de Acuario.

ECLIPSES

El 28 de agosto puede verse un eclipse total de luna desde zonas próximas al Pacífico.


En la medianoche del 6 al 7 de agosto la Luna oculta a varias estrellas de las Pléyades (Celeno, Electra, Taigeta, Maya y Asterope), alprincipio a poca altura sobre el horizonte. La reaparición por el limbo oscuro lunar sucede en la zona centro entre las 0.25 y la 1.10 TU.

LLUVIAS DE METEOROS

Las Perseidas pueden verse desde finales de julio hasta mediados de agosto. Este año es muy favorable para su observación, pues ademásde estar ausente la luna, se prevé gran actividad el día 13 al inicio del alba, que es cuando su radiante, situado al norte de Perseo (cercadel Doble Cúmulo), alcanza su mayor altura.

CAMBIO DE SEDE

Os recordamos que lanueva sede de laAgrupación se

encuentra en PasajeJack London, S/N

29004 Málaga

AGRUPACIÓN ASTRONÓMICA DE MÁLAGA SIRIO

A continuación se relacionan las actividades prevista para el trimestre. Estas actividades pueden sufrir cambios por motivos ajenos a nuestra voluntad (condiciones atmosféricas, etc.) por lo que conviene contactar con Sirio para confirmar la ejecución de las mismas

DÍA HORA ACTIVIDAD LUGAR CLASE 02 20’00 Reunión Semanal Sede Social Socios 09 20’00 Reunión Semanal Sede Social Socios

16 20’00 Reunión Semanal Preparación de las observaciones Sede Social Socios

16 21’00 Reunión Junta Directiva Sede Social Socios 18 20’00 Observación Astronómica Centro de Ciencia Principia Divulgación

19 20’00 Observación Astronómica Paraje Venta de La Leche Alfarnate Trabajo de Investigación

23 20’00 Reunión Semanal Preparación de las observaciones Sede Social Socios

25 20’00 Observación Astronómica Parque del Oeste Divulgación

MAYO

2007

30 20’00 Reunión Semanal Sede Social Socios DÍA HORA ACTIVIDAD LUGAR CLASE 02 21’00 Cena Aniversario Agrupación Real Club Mediterráneo Socios,familiares y amigos

06 20’00 Reunión Semanal Constelaciones de verano Sede Social Socios

13 20’00 Reunión Semanal Sede Social Socios 15 20’00 Observación Astronómica

Preparación de las observaciones Centro de Ciencia Principia Divulgación

16 20’00 Observación Astronómica Sierra de las Nieves -Yunquera Trabajo de Investigación

20 20’00 Reunión Semanal Sede Social Socios

JUNI

O 20

07

27 20’00 Reunión Semanal Sede Social Socios DÍA HORA ACTIVIDAD LUGAR CLASE

04 20’00 Reunión Semanal Organización del curso Sede Social Socios

11 18’30 IV Curso de Astronomía Observacional Emilio La Cerda S/N Asistentes curso 12 18’30 IV Curso de Astronomía Observacional Emilio La Cerda S/N Asistentes curso 13 18’30 IV Curso de Astronomía Observacional Emilio La Cerda S/N Asistentes curso 14 11’00 IV Curso de Astronomía – Visita Cultural Centro Ciencia Principia Asistentes curso

14 20’00 IV Curso de Astronomía – Observación Astronómica Torcal de Antequera Asistentes curso


JULI

O 20

07


DÍA HORA ACTIVIDAD LUGAR CLASE 1 20’00 Reunión Semanal Sede Social Socios 8 20’00 Reunión Semanal Sede Social Socios 11 - Astromartos Martos ( Jaén) Socios 18 - Observación astronómica Alpujarra Granadina 22 20’00 Reunión Semanal Sede Social Socios AG

OSTO

2007

29 20’00 Reunión Semanal Sede Social Socios Nota: Las observaciones clasificadas como “Trabajo de Investigación” están restringidas a los socios de SIRIO, dentro de as Sesiones de Observación, salvo indicación contraria.

Date post:	07-Mar-2016
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