EL UNIVERSO ENCENDIDO

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JAVIER DE LUCAS LINARESJAVIER DE LUCAS LINARESJAVIER DE LUCAS LINARESJAVIER DE LUCAS LINARES

EL UNIVERSO EL UNIVERSO EL UNIVERSO EL UNIVERSO

ENCENDIDOENCENDIDOENCENDIDOENCENDIDO

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INDICEINDICEINDICEINDICE

LAS ESTRELLAS EL CATALOGO MESSIER

OTROS CATALOGOS ESTELARES CONSTELACIONES ESTACIONALES

UNA MIRADA AL CIELO LA NEBULOSA DEL CANGREJO

LAS PLEYADES CATALOGOS BASICOS

EL DIAGRAMA HERTZSPRUNG-RUSSELL CURIOSIDADES ASTRONOMICAS

LOS PRIMEROS OBJETOS MESSIER COORDENADAS ASTRONOMICAS

ADIOS PLUTON

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Javier de Lucas Linares es natural de Madrid, Licenciado en Ciencias Químicas por la Universidad Complutense de Madrid, Doctor en Ingeniería Química y Catedrático de Física y Química. Ha escrito, entre otros, los siguientes libros, ensayos y monografías:

Dentro del ámbito científico:

ABSORCION CON REACCION QUIMICA (1972), PENSAR EN FISICA (1974), FISICA INICIAL (1978), DETRÁS DE LAS FORMULAS (1980), CALCULOS QUIMICOS (1982), FISICA Y QUIMICA EN BACHILLERATO Y COU (1983), INGENIERIA QUIMICA PRACTICA (1983), QUIMICA FUNDAMENTAL NUMERICA (1985), HACER FISICA (1986), HACIA LA UNIFICACION (2002), PALABRAS EN LA CIENCIA (2000), PARTICULAS ELEMENTALES E INTERACCIONES FUNDAMENTALES (1998), INTRODUCCION A LA FISICA MODERNA (1995), TEMAS CIENTIFICOS DE ACTUALIDAD (1993) y PROGRAMACION Y OTRAS CUESTIONES (1996), TODO ES FISICA (2000), DETRÁS DE LAS FORMULAS (2001), SINFONIA COSMICA (2002), HACEDORES DE MUNDOS (2002), HORIZONTES COSMOLOGICOS (2003), HACIA LA TEORIA FINAL (2003), VISIONES DEL FUTURO (2004)

En colaboración con otros autores:

QUIMICA INORGANICA (1971), INGENIERIA QUIMICA (1973), GEOMETRIA ANALITICA (1974), QUIMICA ORGANICA (1975), FASES Y EQUILIBRIOS (1976), CINETICA Y ELECTROQUIMICA (1977), FUNCIONES DE PARTICION, ECUACIONES DE GASES Y TEORIA CINETICA (1978), QUIMICA FISICA (1978), TEORIA ATOMICA (1979), QUIMICA ANALITICA (1980), ELECTRICIDAD Y ELECTROMAGNETISMO (1981), CORRIENTE CONTINUA (1983), CORRIENTE ALTERNA (1983), TRANSMISION DE CALOR, EVAPORACION Y TRANSFERENCIA DE MATERIA (1984), RESISTENCIA DE MATERIALES (1986), TERMOTECNIA (1986), METALURGIA (1987), ECONOMIA INDUSTRIAL (1987), ABSORCION, DESTILACION E INTERACCION AIRE-AGUA (1988) y GENERALIDADES SOBRE FLUIDOS (1991)

Dentro del ámbito del ensayo y la monografía, ha escrito, entre otros, los siguientes textos:

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RELATIVIDAD ESPECIAL (1993), MECANICA CUANTICA (1994), SOBRE LA HISTORIA DEL TIEMPO (1994), ACOTACIONES AL OGRO REHABILITADO (1995), EL UNIVERSO HOY (1996), HAWKING PARA TODOS (1996), ORIGENES (1997), A PROPOSITO DE DOLLY (1999), LOS ASTRONOMOS (1999), COMETAS, ASTEROIDES Y METEORITOS (2000), ASTRONAUTICA (1992), EL ORIGEN DEL UNIVERSO (1991), OBSERVACION DEL CIELO (1985), ESTRELLAS DE NEUTRONES (1987), AUSENCIA DE LIMITES (1996), MUCHOS UNIVERSOS (1996), AGUJEROS NEGROS (1992), DIOS Y EL BIG BANG (1999), EL INFINITO (1988), LAS SUPERCUERDAS (2000), CONSTANTE COSMOLOGICA (1997), HORIZONTES COSMOLOGICOS (1992), LA TEORIA DINEMO (1999), EL PRINCIPIO ANTROPICO (1989), ORIGEN DE LA VIDA (1987), TEORIAS SOBRE LA UNIFICACION (2000), LO DIJO EINSTEIN (1984), LO DIJO HAWKING (1992), GRAVEDAD CUANTICA (2001), LOS GRANDES FISICOS (1981), PREMIOS NOBEL DE FISICA (2001), LO DIJO MAXWELL (1981), TEORIA DEL CAOS (1987), TEORIAS DEL CAMPO UNIFICADO (2000), TEORIAS RENORMALIZABLES (2000), DESINTEGRACION DEL PROTON (2001), ASIMETRIA MATERIA-ANTIMATERIA (2001), MAS ALLA DE LAS GUTS (2001), MONOPOLOS MAGNETICOS (2001), UNIFICACION DE LA GRAVEDAD (2002), SUSUPERSIMETRIA Y SUPERGRAVEDAD (2002), TEORIA KALUZA-KLEIN (2002), QUINTA DIMENSION Y MAS ALLA (2002), TEORIAS DE CUERDAS (2001), TEORIAS DE SUPERCUERDAS (2002), LAS DIMENSIONES EXTRAS (2000), LAS DUALIDADES (1999), LA TEORIA M (2001), EFECTOS BEKENSTEIN-HAWKING (1998), EL PORQUÉ DE LAS SUPERCUERDAS (2001), CONTROVERSIAS DE LAS SUPERCUERDAS (2001), CURSO DE JAVASCRIPT (1996), GLOSARIO INFORMATICO (1996), VIRUS INFORMATICOS (1995), APPLETS DE JAVA (1997), CURSO PRACTICO DE JAVA (1998), ALGO DE HACKING (2000), EL ODIOSO SPAM (2002), ASALTO AL ORDENADOR (2001), DE DVD A DIVX (2004), TRUCOS DE WINDOWS XP (2005), SOBRE EL ENSAMBLADOR (1997), SOBRE EL BASIC (1995), TERMINOS INFORMATICOS (1999), GALLETAS O COOKIES (2001), EL PROTOCOLO TCP/IP (1999), LA PLACA BASE (1997), EL LENGUAJE PHP (2000), INTRODUCCION A UNIX (1999), CURSO DE PROLOG (2002), MONTAJE DE UNA RED (2000), ORIGEN DE INTERNET (2000), TELEMATICA (1998), AQUEL WINDOWS 3.1 (1993), EL LENGUAJE PERL (2001), ORIGEN DEL HOMBRE (2003), SOBRE EL TEOREMA DE GÖDEL (2003), MIS FRASES FAVORITAS (1999), ANECDOTAS MATEMATICAS (2001), EL REDUCCIONISMO (2002), POR QUÉ DROGAS NO (2001), POR QUÉ ALCOHOL NO (2002), ALQUIMIA Y QUIMICA (2003), SINOPSIS QUIMICA (2001), BIBLIOQUIMICA (2000), ORIGEN DE LA VIDA (2001), QUIMICA AMBIENTAL 1998), GUIA DE QUIMICA (2002), QUÉ SON LOS PLÁSTICOS (2001), QUIMICA ATMOSFÉRICA (2000), QUÉ SON LAS VITAMINAS (2002), FERMENTACION (2000), DROGAS DE DISEÑO (2003), LOS MATERIALES (2004), ESTADO SÓLIDO (2004), ASPECTOS DE QUIMICA ORGANICA (2003), ASPECTOS DE QUIMICA TECNICA (2004), LOS ANTIBIOTICOS (2002), EL BENCENO (2003), LAS BIOMENBRANAS Y EL TRANSPORTE (2001), PETRÓLEO Y CARBÓN (2000), TONTERIAS CIENTÍFICAS (1996), BREVE MONOGRAFIA SOBRE LENGUAJES DE PROGRAMACION. EL LENGUAJE JAVA(1995) LENGUAJES DE BAJO NIVEL: APUNTES DE ENSAMBLADOR(1996), SEGURIDAD INFORMATICA.

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BREVE MONOGRAFIA SOBRE EL MUNDO HACKER(1998), INTRODUCCION A LA PROGRAMACION EN LENGUAJE C(1999), CURSO DE HTML(2000)...

En el terreno literario, y dentro del ámbito de la poesía, ha escrito los siguientes libros:

CANCIONES DE HACE MIL AÑOS (1973), ALGO (1974), COMIENZA EL CONCIERTO (1975), PAISAJE (1976), PRONTO Y TARDE (1977), SONETOS (1977), A LAS DOCE (1978), MI META (1978), Y VOLAR (1980), RINCON DE AUSENCIAS (1986), RINCON DE AUSENCIAS II(1986), AMORES PERDIDOS, AMORES ETERNOS (1989), PIEL LEJANA (1993), APUNTES DEL 96 (1996), AL ATARDECER (1997)), ARBOL SIN HOJAS (1998), MI PATRIA (1999)

Dentro del género de la novela, ha escrito, entre otras, las siguientes

LA NOVIA DEL VENDAVAL (1970), MAS FUERTE QUE LA LEY (1971), SIETE JINETES NEGROS (1972), EL DEMONIO EN EL SANTO (1973), EL ANGEL TRISTE (1974), EL JINETE DEL ARCO IRIS (1975), LA MANO INOLVIDABLE (1976), CUENTOS DE MUERTE (1978), LA CANCION DEL INVIERNO (1979)...

Algunos de sus relatos son:

VEN Y MUERE (1967), EL CARNAVAL DE LOS VIEJOS HEROES (1967), AQUE VIEJO, FIEL AMIGO (1968), EL FANTASMA NEGRO (1968), ERAN TRES SOLDADOS (1968), LA VENGANZA (1968), SOLUBILIDAD (1969), EL HOMBRE QUE VINO TINTO (1969), UNO, DOS, TRES, CUATRO (1970), RANDALL (1970), ESE SEÑOR (1970), EL HOMBRE PURO (1971), LA TERCERA (1973)

Ha incursionado en la autoría y composición musical, escribiendo cerca de 400 canciones durante la década de los setenta y los primeros ochenta, recogidas algunas de ellas en los siguientes volúmenes:

ENTRE TU PIEL (12 canciones) (1978), A LAS DOCE (12 canciones) (1979), A UNA NIÑA (12 canciones) (1980), QUE BONITO ES EL AMOR (23 canciones) (1981) CON AMOR (11 canciones) (1963), CARTA A UNA NIÑA (17 canciones) (1963), SE (12 canciones) (1964), DE TRAPO (12 canciones) (1966), TOMA MI MANO (30 canciones) (1967), CERCA Y LEJOS (17 canciones) (1967), AMOR Y PENAS (24 canciones) (1968), AHORA TENGO CORAZON (13 canciones) (1971), A VECES (12 canciones) (1972), SONETO (17 canciones) (1973), HOMBRE DE PASO (29 canciones) (1974), LA ROSA (13 canciones) (1974), ALERTA (12 canciones) (1975), MIRAME (9 canciones) (1976), ULTIMO HOGAR (13 canciones) (1977), JAULA DE ORO (12 canciones) (1982), VIDA MIA (10 canciones) (1982), CUATRO ROSAS (10 canciones) (1983), MUNDO APARTE (12 canciones) (1984), SOMBRAS (12 canciones) (1985), VAMONOS GUITARRA (11 canciones) (1986),

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CANCIONES DE HACE MIL AÑOS (14 VOLUMENES) (Recopilación 239 canciones)

Comenzó su andadura literaria escribiendo cuentos, alguno de los cuales aun conserva:

EL VALS DE LOS PISTOLEROS (1963), LAWRENCE (1964), AGENTE FEDERAL (1964), MISTERIO EN EL HIPODROMO (1964), REVANCHA DE PLOMO (1964), EL INFALIBLE FARROW (1964), FORT INGLADA (1964), CUATREROS EN NEVADA (1965), CUANDO LOS NAIPES HABLAN (1965), FUE UN GUN MAN SENSACIONAL (1965), RASSENDEAN (1965), VAMPIRO EN EL SUDOESTE (1965), AL NORTE DE TEXAS (1965), LOS COLTS DEL BLANCO MISSOURI (1965)...

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LAS ESTRELLAS

Una parte importante del trabajo científico consiste en clasificar y ordenar los objetos que estudia. Veamos como proceden los astrónomos con las estrellas.

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Todo empezó con el genial astrónomo griego, Hiparco de Nicea, quien intentó por primera vez hacer una clasificación de las estrellas. Su trabajo no nos llegó directamente, sino por los comentarios realizados por otro gran astrónomo de la antigüedad, Claudio Ptolomeo. Lo que hizo Hiparco fue enumerar a las veinte estrellas más brillantes a simple vista, y las calificó como de “primera magnitud”. A las siguientes en brillo, las llamó de “segunda magnitud”, y así sucesivamente, hasta llegar a las que apenas eran perceptibles a simple vista, y las ubicó en la “sexta magnitud”. Si bien actualmente se utiliza también un sistema de magnitudes aparentes, es decir, de la luminosidad de las estrellas tal como se las ve desde la Tierra, la escala ha dejado de ser subjetiva y aproximada, habiéndose establecido una base matemática para el cálculo. Se utiliza para esto la siguiente ecuación: m = -2,5 log(I), donde “m” es la magnitud de la estrella e “I” su intensidad con respecto a la de la estrella Vega, que ha sido tomada como patrón. En el nuevo sistema matemático, se ha

establecido que la relación de los brillos sea de 100 veces cada cinco magnitudes, es decir, que cada grado de magnitud hace que un objeto dado sea 2,5119 veces más brillante que otro objeto cuya magnitud sea numéricamente mayor en una unidad.

Hiparco de Nicea (194 aC - 120 aC). Fue el astrónomo más grande de la antigüedad. Su catálogo de posición y brillo de 850 estrellas fue superado recién en el siglo XVI. Descubrió la precesión de los equinoccios, midió la distancia y tamaño de la Luna, e inventó la trigonometría esférica.

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El Sol tiene una magnitud aparente de -26, la Luna de -12,5 y la de Venus -4,74 (son negativas). Si bien a simple vista (es decir, sin ayuda de instrumentos ópticos) es posible ver objetos de hasta magnitud 6, ésto solamente se logra en condiciones de no-contaminación lumínica. En las ciudades es muy difícil ver objetos de magnitudes mayores a 3 o 4, en el mejor de los casos. La espectroscopía estelar ofrece una buena forma de clasificar a las estrellas, de acuerdo con sus líneas de absorción. Las líneas particulares de absorción pueden ser observadas solamente en un cierto rango de temperaturas, ya que solamente dentro de ese rango estén ocupados los niveles atómicos de energía involucrados. Actualmente, existen dos tipos de clasificación espectral: el catálogo de Henry Draper, realizado en la Universidad de Harvard a principios del siglo XX. y el catálogo del Observatorio de Yerkes, de 1943. Ambos tipos de clasificación son complementarios.

Claudio Ptolomeo (85 -165). Nacido en Egipto, astrónomo y geógrafo, fue el último de los grandes científicos de la antigüedad. Recopiló los conocimientos de su época, incluyendo las observaciones de Hiparco y las suyas propias, creando una obra en 13 volúmenes que durante los catorce siglos siguientes dominó el pensamiento occidental. Esta obra llegó a Europa en una versión traducida al árabe, conocida como”Almagesto”. El propio Ptolomeo la había titulado “Sintaxis Matemática”.

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Clasificación de Harvard (espectros y temperatura s uperficial) Esta clasificación estelar es la más comúnmente usada. Las clases se listan normalmente desde las más calientes hasta las más frías, y son las siguientes:

La razón para este extraño conjunto de letras es histórica. Cuando se comenzaron a registrar los primeros espectros de las estrellas, se observó que estos objetos presentaban líneas espectrales de hidrógeno con energías muy diferentes.

Fue así que originalmente se clasificó a las estrellas según la energía de la serie balmer de líneas de hidrógeno, en un rango que iba desde el tipo A (las más fuertes) hasta la Q (las más débiles). Luego, entraron en escena otras líneas neutras e ionizadas (líneas de calcio, de sodio, etc.).

Pero posteriormente se notó que algunas de estas clases eran realmente duplicados de otras, y entonces fueron eliminadas. Fue mucho más tarde que se descubrió que la energía de las líneas de hidrógeno estaba conectada con la temperatura superficial de la estrella.

Estas clases fueron subdivididas después utilizando números arábigos (0 a 9). Por ejemplo, el tipo A0 corresponde a las estrellas más calientes de la clase A, y el tipo A9 a las más frías dentro de esa clase.

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Esquema de Yerkes (espectros y luminosidad) La luminosidad es el brillo total de una estrella o de una galaxia, es decir, la cantidad total de energía que irradia un objeto cada segundo (incluyendo a todas las longitudes de onda de radiación electromagnética).

La clasificación espectral de Yerkes, también llamada sistema MKK por las iniciales de los autores, fue introducido en 1943 por William W. Morgan, Phillip C. Keenan y Edith Kellman del Observatorio de Yerkes. Esta clasificación está basada en las líneas espectrales sensibles a la gravedad superficial de las estrellas, que está relacionada con la luminosidad, a diferencia de la clasificación de Harvard, que está basada en la temperatura superficial. En el esquema de clasificación de Yerkes, las estrellas son asignadas a grupos de acuerdo al ancho de sus líneas espectrales. Es común que dos estrellas que pertenezcan a la misma clase espectral (esquema de Harvard), es decir, que tengan la misma temperatura superficial y el mismo color, presenten sin embargo características físicas muy diferentes, especialmente en lo que se refiere a su diámetro.

Dos estrellas con la misma temperatura emiten la misma cantidad de energía por unidad de superficie, pero si una es mucho más grande que la otra, la energía total que emite por unidad de tiempo la primera, será, obviamente, muy superior.

Ahora bien, como el radio de una estrella gigante es mucho mayor al de una enana, aunque sus masas sean aproximadamente comparables, la gravedad, y por lo tanto la densidad y presión del gas en la superficie de una gigante son mucho más bajas que en una enana. Estas diferencias se manifiestan en efectos de luminosidad, que afectan a su vez el ancho y la intensidad de las líneas espectrales, aspectos que pueden ser entonces medidos con mucha precisión. Es así que, para un grupo dado de estrellas con la misma temperatura, las clases de luminosidad diferencian entre sus tamaños (supergigantes, gigantes, estrellas de la secuencia principal, y sub-enanas).

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Casos especiales Sobre el final de sus vidas, las estrellas pasan por eventos notables que las convierten en algo bastante diferente a los objetos que son clasificados según los parámetros anteriores. En todos los casos, estos acontecimientos son el resultado del consumo del combustible con el que inicialmente contaban. Las condiciones iniciales de la vida de la estrella, especialmente su tamaño, condicionan desde el principio el resto de su vida. En este sentido, la masa de la estrella será como la gloria de Aquiles: cuanto más masiva, más breve la vida, más espectacular el final, y más notable el resultado de todo ello. Nebulosas planetarias : Son el resultado de la muerte de estrellas comparativamente poco masivas, similares a nuestro Sol. En una de sus etapas finales, cuando han terminado con el combustible que mantenía su horno nuclear, estas estrellas eyectan material al espacio, el que se aleja de ellas formando un anillo que las rodea (de ahí su nombre de planetarias). Enanas blancas : Después de haber pasado por la etapa de gigante roja y haber expulsado parte de su masa hacia el espacio, el resto de la misma (el caliente núcleo de la antigua estrella), se comprime hasta que (siempre y cuando su masa no sea superior a 1,4 masas solares, el “límite de Chandrasekhar”) la presión de sus electrones “degenerados” (es decir, que ocupan todos los niveles de energía) impide un mayor colapso. En ese momento, su densidad llega a ser de 109 kg/m3, es decir, unas 200.000 veces la densidad media de la Tierra., con un tamaño tal vez un poco mayor que el de nuestro planeta (si su masa es aproximadamente igual a la del Sol) y una temperatura superficial de 100.000ª C.

Es interesante notar que cuanto mayor sea su masa, menor será su tamaño. Novas : Muchas estrellas forman parte de sistemas binarios. Como las masas de ambas son generalmente diferentes, también lo es su período vital. En algún momento, la más masiva llega al final de su vida, y puede terminar como enana blanca. Mientras tanto, la otra sigue desarrollando su vida, hasta que a su vez abandona la secuencia principal y, en el comienzo de su propio final, pasa por la fase de gigante roja.

En este proceso, se expande y expele sus capas exteriores, que son capturadas por su vecina. Este material, compuesto principalmente por hidrógeno y helio, es comprimido por la enorme gravedad superficial de la enana blanca, y se va calentando hasta alcanzar una temperatura crítica en que se produce la fusión nuclear.

Los átomos de hidrógeno y helio se transforman en elementos más pesados, liberando una gran cantidad de energía en un destello de radiación, intensísimo pero de corta duración: un estallido “nova”. Supernovas : Las supernovas son, en su mayoría, producidas por estrellas mucho más masivas que nuestro Sol que terminan sus vidas en explosiones colosales.

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Según sea el espectro que presenten, las estrellas originales y el mecanismo que produce la explosión, las supernovas se dividen en varios tipos: Ia, Ib, Ic y II..

Lo más importante de las supernovas es que, si bien como los otros casos especiales que hemos visto, lanzan hacia el espacio materiales producidos en sus hornos nucleares, materiales que a su vez serán recogidos en las nubes cósmicas que darán origen a nuevas generaciones de estrellas, los elementos que son regados por estos estallidos gigantescos son los más pesados, tanto porque se hayan formado en su interior (hasta el hierro), como porque sean creados en el momento mismo de la explosión, llegando así hasta los elementos transuránicos. Las estrellas que se formen a partir de las nubes que contengan esos elementos, como nuestro Sol, crearán tal vez sistemas planetarios similares al nuestro, que quizás incluso lleguen a albergar vida.

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La Tierra y todo lo que ella contiene, incluso nosotros mismos, formamos alguna vez parte de un objeto estelar que estalló violentamente. Somos, literalmente, hijos de las estrellas.

Una parte importante del trabajo científico es clasificar y ordenar los objetos que estudia. Veamos como proceden los astrónomos con las estrellas (Parte II: descripción de las clases espectrales y del esquema de Yerkes). Descripción de las clases espectrales

Esta es la clasificación más común (NOTA: cuando damos los ejemplos de cada clase, a continuación de la clase espectral colocamos, en números romanos, el tipo a que pertenece según la clasificación de Yerkes; así, por ejemplo, Naos es una supergigante luminosa clase O5).

Vemos a continuación una descripción somera de la misma. Clase O: Masa promedio: 60 Soles Radio promedio: 15 Soles Luminosidad Promedio: 1.400.000 Soles Temperatura superficial promedio: 28.000 a 50.000º K Color: Azul violeta Ejemplo: Naos (Zeta Puppis) (O5 – Ia) Son estrellas muy calientes y luminosas, con una fuerte tonalidad azul. Estas estrellas muestran líneas de helio neutras e ionizadas prominentes, y solamente líneas débiles de hidrógeno.

Emiten la mayor parte de su radiación en el ultra-violeta.

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Clase B: Masa promedio: 18 Soles Radio promedio: 7 Soles Luminosidad Promedio: 20.000 Soles Temperatura superficial promedio: 10.000 a 28.000º K Color: Azul Ejemplo: Alfa Erídano A (B3 – IV)

Estas estrellas son también muy luminosas. Rigel (en Orión) es una supergigante azul clase B muy prominente. Sus espectros muestran líneas moderadas de helio neutro e hidrógeno. Como las estrellas O y B son tan poderosas, viven muy poco tiempo, y no se alejan mucho del área en que se formaron. Es así que tienden a agruparse en los que llamamos asociaciones OB1, en las que se encuentran junto a gigantescas nubes moleculares. La asociación OB1 de Orión comprende a todo un brazo espiral de nuestra galaxia (las estrellas brillantes son las que hacen que los brazos espirales luzcan más luminosos; no es que haya en ellos más estrellas) y contiene a toda la constelación de Orión.

Clase A: Masa promedio: 3,2 Soles Radio promedio: 2,5 Soles Luminosidad Promedio: 80 Soles Temperatura superficial promedio: 7.500 a 10.000º K Color: Azul claro Ejemplo: Sirio A (A0 – V)

Entre estas estrellas se encuentran las más comunes visibles al ojo humano. Deneb, en Cygnus (el Cisne), es otra estrella de formidable energía, mientras que Sirio es también una estrella clase A, pero mucho menos poderosa. Como sucede con todas las estrellas A, son blancas. Muchas enanas blancas son también clase A. Presentan fuertes líneas de hidrógeno (con las más energéticas en A0, decreciendo hacia A9) y también de metales ionizados.

Clase F: Masa promedio: 1,7 Soles Radio promedio: 1,3 Soles Luminosidad Promedio: 6 Soles Temperatura superficial promedio: 6.000 a 7.500º K Color: Blanco Ejemplo: Proción A (F5 – IV)

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Son estrellas bastante poderosas, pero tienden a pertenecer a la secuencia principal, como sucede con Fomalhaut, en la constelación Pisces Australis (Pez Austral). Sus espectros se caracterizan por líneas más débiles de hidrógeno y de metales ionizados, y presentan también líneas de absorción de calcio (CaII). Clase G: Masa promedio: 1,1 Soles Radio promedio: 1,1 Soles Luminosidad Promedio: 1,2 Soles Temperatura superficial promedio: 5.000 a 6.000º K Color: Blanco a Amarillo Ejemplo: Sol (G2 – V) Son probablemente las más conocidas de todas, aunque más no sea porque nuestro Sol pertenece a esta clase. Tienen líneas de hidrógeno aún más débiles que las F, pero además de metales ionizados, muestran metales neutros. En el rango G se encuentra el “Vacío Evolutivo Amarillo”; las supergigantes oscilan a menudo entre los tipos O o B (azul) y K o M (rojo); mientras lo hacen, no permanecen por mucho tiempo en la clasificación G, ya que este es un lugar muy inestable para las supergigantes.

Clase K: Masa promedio: 0,8 Soles Radio promedio: 0,9 Soles Luminosidad Promedio: 0,4 Soles Temperatura superficial promedio: 3.500 a 5.000º K Color: Naranja a Rojo Ejemplo: Alfa Centauro B (K0 –V) Son estrellas color naranja un poco más frías que nuestro Sol. Algunas estrellas K son gigantes y supergigantes, tales como Antares, mientras que otras como Alfa del Centauro B pertenecen a la secuencia principal. Sus líneas de hidrógeno son muy débiles (si es que se presentan), y la mayoría de las líneas restantes corresponden a metales neutros.

Clase M: Masa promedio: 0,3 Soles Radio promedio: 0,4 Soles Luminosidad Promedio: 0,04 Soles Temperatura superficial promedio: 2.500 a 3.500º K Color: Rojo Ejemplo: Wolf 359 (M5 – V)

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Son por lejos las más comunes, si tomamos en cuenta su abundancia. Todas las enanas rojas entran aquí, y hay montones de ellas; más del 90% de todas las estrellas son enanas rojas, del tipo de Próxima Centauri. En esta clase se incluyen también a la mayoría de las gigantes y a algunas supergigantes tales como Arturo y Betelgeuse, y a las variables Mira.

El espectro de una estrella M muestra líneas que pertenecen a metales neutros y a moléculas, pero normalmente faltan las de hidrógeno. El óxido de titanio puede mostrarse fuertemente en algunas de estas estrellas. Clases adicionales También ha entrado en uso un cierto número de tipos espectrales para clasificar a los tipos raros de estrellas, a medida que las mismas han sido descubiertas: Clase W : Esta clase comprende a las superluminosas estrellas Wolf-Rayet, que alcanzan hasta los 70.000ºK. Su diferencia más notable es que están compuestas principalmente de helio, en lugar de hidrógeno. Se piensa que son supergigantes moribundas que han expulsado su capa de hidrógeno a través de los fuertes vientos estelares causados por sus enormes temperaturas, que han dejando al desnudo los calientes núcleos de helio. Clase L : Enanas marrones: Son estrellas con una masa insuficiente como para hacer funcionar un proceso regular de fusión del hidrógeno. Sus temperaturas oscilan entre los 1.500 y los 2.000ºK. Su designación proviene del litio presente en su núcleo. El litio sería destruido en las reacciones nucleares de las estrellas regulares, de modo que ésto indica que estos objetos no las están produciendo. Son de un color rojo muy oscuro y su brillo está en el infrarrojo. El gas que las compone es lo suficientemente frío como para permitir que los hidratos metálicos y los metales alcalinos sean prominentes en su espectro (ver nota a la clase T). Clase T : Enanas marrones (más frías que las clase L): Muy jóvenes y de baja densidad, con temperaturas de unos 1.000ºK. Se las encuentra a menudo en las nubes interestelares donde nacieron. Son apenas lo suficientemente grandes como para ser consideradas como estrellas, teniéndoselas a menudo como sub-estrellas de la variedad de las enanas marrones.

Son casi negras, y emiten muy poca o ninguna luz visible, estando su radiación más potente en el infrarrojo. En ellas se pueden formar moléculas complejas, evidenciadas por las fuertes líneas de metano en sus espectros. Nota: Las enanas marrones de las clases L y T podrían ser más comunes que todas las otras clases combinadas, si las investigaciones recientes son acertadas. Del estudio del número de propílidos (las acumulaciones de gas en las nebulosas a partir de los cuales se forman las estrellas) surge que el número de estrellas en la galaxia debería ser superior por varios órdenes de magnitud al que conocemos. Se teoriza que estos propílidos están en competencia unos con otros.

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Los primeros en formarse se convertirán en proto-estrellas, que son objetos muy violentos que afectarán a los otros propílidos de su vecindad, despojándoles de sus gases. Los propílidos víctimas probablemente sigan adelante para convertirse en estrellas de la secuencia principal o en enanas marrones de las clases L y T, que resultarán bastante invisibles para nosotros. Como viven muchísimo (ninguna estrella que tenga menos de 0,8 masas solares ha muerto en toda la historia de la galaxia), estas estrellas más pequeñas continúan acumulándose con el correr del tiempo. Clase C : Son estrellas de carbono, es decir, gigantes rojas hacia el fin de sus vidas que corren paralelas al sistema normal de clasificación que va aproximadamente de mediados de la clase G hasta los límites inferiores de la clase M. Según la nueva clasificación, contiene dos sub-clases, R y N, con la sub-clase N comenzando aproximadamente en lo que era C6: Clase C Sub-Clase R : Antes era considerada una clase en sí misma, representando a las estrellas de carbono equivalentes a la clase G y K. Ejemplo: S Camelopardalis, en la constelación de la Jirafa. Clase C Sub-Clase N : Antes era considerada una clase en sí misma, representando a las estrellas de carbono equivalentes a la clase M. Ejemplo: R Leporis, en la constelación de la Liebre. Clase S: Estas estrellas son similares a las de la Clase M, pero con el óxido de circonio reemplazando al óxido de titanio regular, y se las localiza entre las estrellas M y las de carbono.

Sus abundancias de carbono y oxígeno son casi exactamente iguales, y ambos elementos están encerrados casi totalmente en moléculas de monóxido de carbono. Las estrellas que son lo suficientemente frías como para permitir que se formen esas moléculas tienden a consumir todo lo que quede del elemento menos abundante, lo que resulta en estrellas con restos de oxígeno en la secuencia normal, estrellas con restos de carbono en la secuencia C, y sin restos de ninguna clase en la secuencia S.

En realidad, la relación entre estas estrellas y las de la secuencia principal tradicional sugieren un continuo de abundancias de carbono bastante grande, y si se la explorara completamente seguramente añadiría otra dimensión al sistema de clasificación estelar. Clase D : Son las enanas blancas, como Sirio B. Es la fase final de la vida de la mayoría de las estrellas.

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Descripción de los tipos de luminosidad

Las clases de luminosidad, tal cual las define el esquema de Yerkes, están relacionadas con la emisión de energía por unidad de superficie de las estrellas. Dentro de una misma clase espectral (es decir, con una temperatura superficial y con un mismo color), las estrellas pueden presentar rasgos físicos diferentes, especialmente en cuanto a su tamaño. Por lo tanto, si bien dos estrellas que tengan la misma temperatura superficial emiten la misma cantidad de energía por unidad de superficie, es evidente que la totalidad de energía liberada dependerá del diámetro que tengan. Este es el rasgo que toma el catálogo de Yerkes para clasificar a las estrellas, a las que divide en siete grupos, los que se expresan en números romanos. Tipo I: Supergigantes : Son estrellas extremadamente masivas y luminosas, usualmente hacia el final de sus vidas. Son muy poco comunes: solamente una estrella de cada millón es una supergigante. Se las sub-clasifica en los tipos Ia y Ib, con Ia representado a las más luminosas. Si bien pueden ser de todos los colores, las más comunes son rojas. Ejemplos: Canopus (F0 Ib), que es la más cercana a nosotros, Rigel (B8 Ia), Betelgeuse (M2 Ib) y Antares (M1 Ib). Tipo II: Gigantes luminosas : Un grupo relativamente poco común de estrellas gigantes que no se encuentran en la secuencia principal y que brillan unas 1000 veces más que el Sol. Ejemplos: Adara (B2 II), Sargas (F1 II) y Kraz (G5 II). Tipo III: Gigantes normales : Típicamente, son unas 100 veces más luminosas

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que el Sol. Estas estrellas gigantes no continúan fusionando hidrógeno para formar helio en sus núcleos En su lugar, la fusión se realiza fuera de sus núcleos, o comienza a realizar otros tipos de fusiones, o ambas cosas a la vez. Son el producto de la evolución de estrellas que tienen menos de ocho veces la masa del Sol. La mayor parte de estas gigantes son amarillas (G), naranjas (K) o rojas (M). Ejemplos: Arturo (K2 III), Agena (B1 III) y Aldebarán (K5 III). Tipo IV: Sub-Gigantes : Aunque todavía son más masivas y luminosas que el Sol, son mucho más pequeñas que las verdaderas gigantes.

Son estrellas que han comenzado a evolucionar hacia los estados de gigante o supergigante. Entre ellas se incluyen Acrux (B0,5 IV), Shaula (B1,5 IV) y Miaplacidus (A2 IV). Proción, por ejemplo, está entrando en esta categoría, por lo cual se la clasifica como (F5 IV-V). Tipo V: Enanas : Una clase muy numerosa de estrellas de la secuencia principal, cuyas masas y luminosidades son en general comparables con las del Sol (G2 V) y que, como éste, consumen hidrógeno en forma normal. Ejemplos: Sirio (A0 V), Alfa Centauro (G2 V) y Vega (A0 V). Tipo VI: Sub-Enanas : Actualmente, esta clase no se utiliza mucho. Se incluye para completar la clasificación original. Incluye a las enanas marrones, estrellas con una masa demasiado pequeña (menos de 0,8 masas solares) como para que comience en ellas la fusión. Cuando son jóvenes brillan en el rojo al convertir la energía gravitatoria en calor. Cuando envejecen, se hacen más débiles, se enfrían, y se convierten en enanas negras. Tipo VII: Enanas Blancas : Actualmente, esta clase no se utiliza mucho. Se incluye para completar la clasificación original. Son estrellas de la secuencia principal que tienen un tamaño similar al de la Tierra, con una masa de aproximadamente 0,6 masas solares. Representan la etapa final de una estrella que al nacer tuvo menos de 8 masas solares. Luego de dejar la secuencia principal, evoluciona hacia una gigante roja, expulsa luego sus capas exteriores formando una nebulosa planetaria y deja expuesto su núcleo caliente, que es entonces la enana blanca en sí.

Una parte importante del trabajo científico es clasificar y ordenar los objetos que estudia. Veamos como proceden los astrónomos con las estrellas (Parte III: casos especiales, evolución estelar y diagrama Hertzprung-Russell). Casos especiales Los casos especiales de clasificación de objetos estelares que veremos aquí son el producto de las etapas finales de la vida de las estrellas. La masa es el factor clave en la evolución de las estrellas, y el final de las mismas no escapa a su influjo. De hecho, todas los otros aspectos de una estrella, como ser su luminosidad, temperatura, tamaño, densidad, etc., pueden ser explicados utilizando su propiedad fundamental: la masa. Es cierto que también la composición de la estrella influye en sus

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características, pero dado que están compuestas principalmente de hidrógeno y helio, lo que importa realmente es la cantidad. Sub-gigantes, Gigantes y Súper-gigantes Rojas

Cuando una estrella ha consumido totalmente el hidrógeno de su núcleo, convirtiéndolo en helio, el proceso de fusión nuclear en su interior se detiene. La estrella colapsa y los gases se comprimen y se calientan. Eventualmente, la capa más cercana al núcleo se calienta lo suficiente como para comenzar nuevamente la fusión. La luminosidad de la estrella aumenta y el gas que rodea al núcleo es empujado hacia fuera, y la estrella se convierte primero en una sub-gigante y luego en una gigante roja. En el caso de las estrellas más masivas y luminosas, se puede llegar a formar una supergigante roja. Cuando el combustible del nuevo núcleo ampliado se agota, éste reasume su colapso. Si la estrella es lo suficientemente masiva, se repetirá la etapa anterior. La cantidad de veces que una estrella puede completar el ciclo descrito depende de su masa.

Cada vez que pasa por un ciclo, la estrella crea elementos más pesados a partir de las cenizas de las reacciones de fusión del ciclo anterior. Esta creación de elementos más pesados a partir de elementos ligeros se conoce como nucleosíntesis estelar. Una estrella como nuestro Sol puede llegar a sintetizar en su núcleo elementos tan pesados como el carbono o el oxígeno, pero no puede llegar más allá.

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En las estrellas más masivas, el proceso nuclear puede generar energía extra a partir de la fusión de núcleos más ligeros que el hierro. Pero la fusión de este elemento absorbe energía. El núcleo de la estrella masiva implota, y la densidad es tan grande que los protones y los electrones se combinan para formar neutrones y neutrinos, y las capas exteriores son eyectadas en una enorme explosión supernova. Las estrellas de menor masa (que son las más comunes) tienen una muerte más tranquila, formando una nebulosa planetaria. Remanentes estelares Lo que queda luego de que las capas exteriores de una estrella son expulsadas al espacio, depende de la masa del núcleo. Si el núcleo tiene una masa de menos de 1,4 masas solares, se encogerá hasta formar una enana blanca, que tendrá aproximadamente el tamaño de la Tierra. Los electrones del gas comprimido se chocan unos contra otros para formar una extraña forma de materia denominada “gas degenerado”.

Los electrones previenen un mayor colapso del remanente. Si el núcleo tiene una masa de entre 1,4 y 3 masas solares, los electrones no podrán impedir la continuación del colapso, y serán entonces los neutrones los que se pegarán unos contra otros para formar un nuevo gas degenerado, que creará una estrella neutrónica de unos 10 kilómetros de diámetro. Estos neutrones impedirán así un colapso mayor.

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En el caso de que el núcleo tenga una masa mayor a las 3 masas solares, nada podrá impedir el colapso total. En el camino hacia éste, se creará momentáneamente una estrella neutrónica y el consiguiente rebote de una explosión supernova. Pero finalmente, la gravedad vencerá; nada puede enfrentarse a ella. En este caso, la gravedad del núcleo remanente será tan fuerte que las leyes de Newton (las de la física clásica) ya son inadecuadas para representar lo que sucede, y las nuevas condiciones serán descritas mejor por la Teoría de la Relatividad General de Einstein.

El mismo espacio-tiempo se distorsionará, y el punto de masa súper-compactada formará entonces un agujero negro, llamado así porque la velocidad de escape alrededor de ese punto será mayor que la velocidad de la luz, y ni siquiera ésta podrá liberarse del tirón gravitatorio. La distancia a la cual la velocidad de escape iguala a la velocidad de la luz se denomina horizonte de eventos. Expresado en kilómetros, el radio de este horizonte de eventos será aproximadamente igual a 3 multiplicado por la masa del remanente, expresada en masas solares. Evolución simplificada de estrellas solitarias El desarrollo de la vida de una estrella depende casi exclusivamente de su masa, luego del colapso proto-estelar que la formó. Masa: de 0,8 a 11 masas solares Comienzan como estrellas de la secuencia principal de los tipos B, A, F, G, K o M. Sobre el final de sus vidas pasan por una fase de gigante roja (con un núcleo de helio) y/o por una fase de supergigante roja (con núcleo de carbono-oxígeno). Generarán una nebulosa planetaria, y su remanente será una enana blanca.

Masa: de 11 a 50 masas solares

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Comenzarán su vida en la secuencia principal como estrellas tipo O o B. Hacia el final pasarán por una fase de supergigante roja o azul con núcleo de helio, y por una fase de supergigante roja con núcleo de hierro. Producirán una explosión supernova tipo II y su remanente será casi seguramente una estrella neutrónica. Masa: más de 50 masas solares Inicialmente, serán estrellas tipo O en la secuencia principal. Hacia el término de su vida, pasarán por una fase de estrella tipo Wolf-Rayet y generarán una explosión supernova tipo Ib. Su remanente será un agujero negro. Duración de las vidas de las estrellas Las estrellas pasan la mayor parte de sus vidas dentro de la secuencia principal del diagrama Hertzprung-Russell. Antes de llegar a ella, por un corto período son nubes de gas y polvo que se condensan en protoestrellas hasta que encienden sus hornos nucleares. Cuando abandonan la secuencia principal, pasan por fases más o menos cortas, eyectan la mayor parte de su masa y sus remanentes (enanas blancas, estrellas neutrónicas, agujeros negros) tendrán una vida indefinida (o, por lo menos, muy larga). Por lo tanto, consideraremos como su “lapso vital” el que permanezcan en la secuencia principal, Y como casi todo lo que refiere a las estrellas, ésto también depende de su masa. A continuación presentamos una tabla con sus masas, tipo estelar asociado, y tiempo de permanencia (aproximada) en la secuencia principal:

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El diagrama Hertzprung-Russell es una representación estadística en la cual se clasifican las estrellas de acuerdo a su temperatura y a su luminosidad, ubicando estas propiedades en un plano de coordenadas. La luminosidad (magnitud absoluta) se dispone en el eje vertical, en sentido creciente de abajo hacia arriba, y la temperatura superficial (y por lo tanto, su color) se coloca en el eje horizontal, en sentido decreciente de izquierda a derecha. Muchas veces, el eje horizontal se expresa en clases espectrales (de izquierda a derecha: O, B, A, F, G, K, M).

Al proceder de esta manera, se observa que la mayor parte de las estrellas ocupan una zona diagonal del diagrama, la secuencia principal. Desde el punto de vista evolutivo, es la zona en las estrellas pasan la mayor parte de su vida (aproximadamente el 90% de ella), y allí permanecen mientras en su núcleo continúe la fusión de hidrógeno en helio. Las estrellas azules, de gran masa y luminosidad, se encuentran arriba y a la izquierda. Las amarillas, con luminosidad y temperatura medias (como nuestro Sol) se ubican en el centro, y las más rojas y pequeñas se posicionan abajo y a la derecha. Además de la secuencia principal, el diagrama muestra otras dos zonas principales, una rama arriba y a la derecha, donde se encuentran las gigantes y supergigantes rojas de poca luminosidad, y otra rama abajo y hacia la izquierda del centro, donde se ubican las enanas blancas de alta luminosidad. Casos varios

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Pulsares Son estrellas neutrónicas de rotación muy rápida. Su radiación, que se genera como dos haces, uno en cada polo, puede así dirigirse hacia nuestro planeta en forma alternada, ya sea que un haz esté enfocado o no hacia nosotros. Esto produce un encendido-apagado o pulsos cuando los detectamos, Enanas marrones Son objetos de muy poca masa, tan poca en realidad que en ellos no se puede iniciar una fusión nuclear. Son “estrellas fallidas”. Por supuesto, su temperatura y luminosidad (ambas muy débiles), dependen únicamente de la generada por la compresión del gas y del polvo de los que se formaron. Estrellas binarias Aproximadamente la mitad de las estrellas pertenecen a un sistema binario, es decir, son dos estrellas que giran en torno a un centro común de gravedad. Esto afecta mucho a la evolución de las mismas, especialmente hacia el final de sus vidas. Se pueden encontrar también sistemas con tres estrellas (como el de Alfa del Centauro, por ejemplo), pero son bastante raros. Estrellas variables Son estrellas que muestras variaciones en sus luminosidades. Pueden pertenecer a dos tipos: Variables binarias. No son variables “reales”, sino que forman parte de un sistema en que. por efecto de su traslación alrededor de un centro de gravedad común, y por encontrarse nuestra línea de visión en el plano de sus órbitas, periódicamente una de ellas “eclipsa” a la otra, provocando variaciones en la luminosidad general de ambas. Cefeidas variables. Las cefeidas variables son objetos estelares que en forma regular presentan cambios en tamaño y en brillo. Cuando la estrella aumenta su tamaño, su brillo decrece, y viceversa, cuando su tamaño disminuye, su brillo aumenta.

Las cefeidas variables pueden no serlo permanentemente, y sus fluctuaciones pueden ser simplemente una fase inestable por la cual esté atravesando la estrella. Estas estrellas, que reciben su nombre genérico por la primera en ser estudiada, Delta de Cefeo, resultaron ser muy importantes para la astronomía. En efecto, en 1912 Henrietta Leavitt descubrió que existía una relación entre sus períodos y su luminosidad: cuanto más largo el período, más brillante (en magnitud absoluta) era la estrella. Con esto se pudo establecer en primera instancia una “curva de período-luminosidad”. Más tarde, cuando se pudo establecer la distancia de una cefeida (lo que fue logrado en 1913 por Ejnar Hertzprung) y establecer así la magnitud absoluta de la misma, se pudo utilizar la curva de período-luminosidad de Leavitt y la magnitud aparente de cualquier cefeida para establecer la distancia a la que se encontraba.

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Fue así que estas estrellas se convirtieron en el patrón de medida del universo. Estrellas T-Tauri Son estrellas muy jóvenes (de cien mil años a diez millones de años de edad) con masas similares a la de nuestro Sol. En su mayoría parecen estar rodeadas de un disco de gas y polvo, con abundante emisión en el infrarrojo, y a veces presentan fuertes vientos estelares. Más que un tipo de estrella, parecería ser una fase evolutiva, y se piensa que nuestro Sol pasó también por un período T-Tauri en su juventud.

El espectroscopio ha mostrado, al analizar la luz de las estrellas, que todos estos mundos celestes están constituidos, aunque en distintas proporciones, sólo de elementos conocidos en la Tierra y catalogados en la clásica serie periódica de Mendelejeff.

Hace años, pareció haberse descubierto un extraño en el Sol, y las campanas de los laboratorios llamaron a la alerta. Al recién observado se le llamó Helio (sol, en griego). Poco después, el orden fue restablecido, pues pudo comprobarse que se trataba de una deficiente observación; el helio existía también en nuestra morada, aunque en pequeñas cantidades, y tenía su sitio reservado en el segundo casillero de la serie periódica, lo cual constituía una nueva confirmación de la ordenación matemática del cosmos.

Otros dos elementos fueron el coronio y el nebulio. Pudo comprobarse que el primero estaba formado por átomos de calcio totalmente ionizados, existentes en la corona del Sol, y que al segundo lo componían átomos de nuestro tan

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conocido oxígeno sometidos a enormes temperaturas y a un vacío imposible de ser producido en nuestros laboratorios.

Desde aquel entonces, el conocimiento de la materia y de las micropartículas que la componen ha avanzado notablemente. Los átomos de los diversos elementos químicos simples no tienen siempre y rigurosamente la misma estructura; en ciertas condiciones el número de protones, neutrones y electrones, para nombrar sólo las partículas más representativas, varía en pequeñísimas proporciones, pero manteniendo inalterables las características químicas y físicas del elemento considerado. Se dice que esos átomos son isótopo del mismo elemento.

Es fácil comprender que el peso atómico del elemento incluido en la serie de Mendelejeff es el del isótopo estable, ya que los otro no lo son y, en general, viven, por así decirlo, en un permanente cambio de su peso atómico. Por otra parte, más allá del último de los cuerpos simple y estables registrados en la ordenación periódica, el uranio 92, se han descubierto o creado otros llamados transuránicos, todos ellos inestables .

Además de establecer esta igualdad o semejanza en la materia prima del universo, se han medido distancias, analizado tiempos, velocidades, temperaturas, presiones, masas, densidades y otras características que muestran la vigencia, en el ámbito cósmico, de las mismas leyes físicas y químicas que nosotros conocemos.

En base a esas condiciones descritas y surgiendo de grandes acumulaciones de hidrógeno, millones de veces más extendida que nuestro Sol, se ha calculado que cada año nacen unas diez estrellas en nuestra galaxia. La fuerza de gravedad acerca a los átomos de hidrógeno hacia el centro de acumulación, haciéndolo más y más denso.

De la misma manera que una manzana que soltamos aumenta su velocidad al acercarse al suelo, los átomos de hidrógeno se aceleran cada vez más a medida que se acercan, y chocan con mayor violencia. Llega un punto en que sus velocidades son tan grandes que el protón de un núcleo de hidrógeno logra vencer la repulsión eléctrica del núcleo que impacta, fusionándose con él y otros más hasta formar un núcleo estable de helio. La fusión es posible gracias a la fuerza fuerte que comienza a actuar cuando los protones están muy cerca.

El núcleo de helio tiene menos masa que la suma de los dos protones y dos neutrones que lo forman; la diferencia se manifiesta en forma de velocidad de lo que queda al final, o en otras palabras, de temperatura y presión del gas en el interior de la estrella en formación. La fusión requiere unos trece millones de grados de temperatura a una densidad cien veces la del agua, ambas producidas por la interacción gravitatoria, y sostenida constantemente por la acción simultánea de la fuerza gravitacional y las mismas reacciones nucleares. En ese momento está naciendo, probablemente, una estrella parecida al Sol.

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Cuando levantamos nuestras miradas hacia el cielo en esas noches que llamamos estrelladas, parece que estuviéramos observando una cantidad enorme de estrellas con nuestros ojos, pero, de hecho, éstos únicamente tienen capacidad para ver, al mismo tiempo, unas tres mil estrellas. No obstante, podemos ver millares y millares de estrellas cuando volvemos nuestra vista hacia la Vía Láctea o cuando miramos la luz de la galaxia Andrómeda con millones y millones de estrellas alojadas en ella.

Para nosotros, el Sol es nuestra estrella especial, casi única, pero no es más que una estrella común dentro del promedio de todas las que hemos sido capaces de distinguir en el universo. Hay estrellas lejanas más nítidas, más tímidas, más calientes y más frías que el Sol, pero todas las estrellas que hemos podido ver y vemos son objetos semejantes a éste.

La mayoría de las estrellas se encuentran alojadas en el cosmos en agrupaciones que hemos llamado cúmulos. Estos cúmulos se dividen en abiertos y globulares. Los cúmulos abiertos contienen un número pequeño de estrellas jóvenes; los cúmulos globulares son de constitución mucho más vieja y contienen un mayor número de estrellas.

Nuestro Sol, como cualquier otra estrella, es una gran pelota de gas agrupado por la propia gravedad. Su brillantez luminosa es el resultado de las profundas reacciones nucleares que se da en su interior. Estas reacciones transforman elementos livianos en unos más pesados y liberan energía durante ese proceso. La efusión de esa energía proveniente desde las regiones interiores de la estrella es la que provee la presión necesaria para equilibrarla frente a la fuerza de gravedad que permanentemente trata de desplomarla hacia su propio centro.

Una estrella desde su nacimiento tiene diferentes fases de evolución. En sus primeras etapas como embrión es rodeada por los restos de la nube de gas desde donde se formó. Esa nube de gas es gradualmente disipada por la radiación que emana de la estrella, posiblemente quedando atrás un sistema de objetos menores como planetas, etc.

Pasada la etapa de la infancia, una estrella entra a su madurez, que se caracteriza por un período largo de estabilidad en la cual el hidrógeno que almacena en su centro se va convirtiendo en helio liberando enormes cantidades de energía. A esa etapa de estabilidad y madurez de la estrella se le llama «secuencia principal» que se refiere a una región diagonal en el diagrama de color-magnitud de Hertzprung-Russell que incluye al 90 por ciento de las estrellas. El parámetro principal para la ubicación de cada estrella en ese diagrama está dado por la masa.

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Diagrama de Hertzsprung-Russell de las estrellas má s cercanas y nítidas. El eje horizontal muestra la temperatura y tipo espectral desde las estrellas más calientes sobre la izquierda a las más frías sobre la derecha . El eje vertical muestra la luminosidad de las estrellas con rangos de 10.000 veces más bri llantes que el Sol en la parte de arriba y las de menor brillo de hasta 1/10.000 en la parte de abajo .

Mientras más masiva es una estrella más rápido quema hidrógeno lo que la hace ser más nítida, más grande y más caliente. La transmutación rápida de hidrógeno en helio también implica un agotamiento del stock del primero más pronto en estrellas masivas que para las de menor tamaño. Para una estrella como el Sol su permanencia en la secuencia principal dura aproximadamente 10 mil millones de años; una estrella diez veces más masiva será 10.000 veces más nítida pero durará en la secuencia principal 100 millones de años. Una estrella con la décima parte de la masa del Sol tendrá un brillo de sólo la 1/10.000 del que tiene éste pero permanecerá en la secuencia principal por 1.000.000.000.000 de años.

Una estrella desde que está en embrión, sus características, su evolución, y su muerte y consecuencias cósmicas, siempre están dependiendo de magnitud de masa. Parte dependiendo del tamaño de la masa original de la nube interestelar con que todo empezó en la generación del astro. Si ésta era mayor en cien veces la del Sol, la densidad y atracción gravitacional llega a ser tan grande que la contracción continúa y continúa hasta que después de pasar diferentes etapas estelares se forma una estrella de neutrones o un agujero negro. Ahora, si esa masa no alcanza a una décima parte de la masa solar la fusión nunca se desata y lo que pudo ser estrella no se enciende jamás.

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EVOLUCIÓN Y MUERTE DE LAS ESTRELLAS

Si de la masa interestelar se originó una estrella, entonces es factible hablar de ciclos de la vida de ese astro; podemos distinguir una infancia, madurez y final... Mientras vive, se mantiene encendido transformando continuamente hidrógeno en helio. La presión expansiva que esto produce mantiene a la estrella dentro de un volumen constante como vemos al Sol, a pesar de la inmensa atracción gravitacional que tiende a achicarla cada vez más. Es un equilibrio que se armoniza entre la gravedad que presiona hacia adentro y las presiones que se generan hacia afuera producidas por las reacciones nucleares.

Pero no todas las estrellas evolucionan del mismo modo. Una vez más es la masa de la estrella la determinante en los cambios que éstas experimentan en sus diferentes etapas de vida.

ESTRELLAS DE MASA INTERMEDIA

El Sol se encuentra dentro de esta división. Son estrellas que durante la fase de la secuencia principal transmutan hidrógeno en helio en su núcleo central, pero el primero, en millones de años, se va agotando hasta llegar a un instante en que las fusiones son insuficientes para generar las presiones necesarias para equilibrar la gravedad. Así, el centro de la estrella se empieza a contraer hasta calentarse lo suficiente como para que el helio entre en fusión y se vaya convirtiendo en carbono.

El remanente de hidrógeno se aloja como una cáscara quemándose y transmutándose en helio y las capas exteriores de la estrella se ven obligadas a expandirse. Esa expansión convierte a la estrella en una «gigante roja» más brillante y fría que en su etapa en la secuencia principal.

Durante la fase de gigante roja, una estrella pierde muchas de sus capas exteriores las cuales son eyectadas hacia el espacio interestelar por la radiación que emana desde el centro de ella. Eventualmente, las estrellas más masivas de este tipo logran encender el carbono para que se transmute en elementos más pesados, pero la generalidad es que se apague todo tipo de fusión y la estrella se derrumbe hacia su interior debido a la incontrarrestabilidad de que empiezan a gozar las presiones gravitatorias transformándose la estrella en una «enana blanca» degenerada.

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ESTRELLAS DE MASA PEQUEÑA

Son una raza de estrella de larga vida. Nuestros conocimientos sobre la evolución de ellas es puramente teórico, ya que su etapa en la secuencia principal tiene una duración mayor que la actual edad del universo; en consecuencia, como es obvio, nunca se ha podido observar el comportamiento evolutivo de estrellas con esta magnitud de masa.

Los astrofísicos consideran que deberían tener una evolución muy semejante a las estrellas de masa intermedia, excepto que nunca podrían alcanzar en su interior una temperatura suficiente como para que el helio se encienda y entre en fusión. Los remanentes de hidrógeno encendido también se alojarían en una cáscara hasta agotarse totalmente. Entonces la estrella se enfriaría acabando después de unos 1.000.000.000.000 de años en una «enana negra».

ESTRELLAS DE MASA MAYOR

Son estrellas en rápida combustión. Las estrellas calientes, brillantes v azules de al menos seis masas solares trazan una rápida y vistosa carrera a través del tiempo. La corta extensión de sus vidas hace extrañas a las grandes estrellas, pues sólo aquellas formadas en los últimos 30 millones de años -y no todas ellas- existen todavía. Su juventud extrema también significa que todavía han de hallarse estrellas masivas cerca de las estrellas con las que se han formado. Las estrellas de poca masa tienen tiempo de separarse de su cohorte original, pero las estrellas muy masivas no viven lo suficiente para hacer otro tanto, permaneciendo en las llamadas asociaciones que están cubiertas de pedazos sueltos de gas y polvo.

Al principio pasan rápidamente a través de casi las mismas fases que una estrella de masa intermedia, pero las estrellas masivas tienen núcleos tan calientes que transmutan hidrógeno en helio de una manera diferente, usando restos de carbono, nitrógeno y oxígeno. Una vez que la estrella haya agotado el hidrógeno en el núcleo y alojado el remanente de éste como cáscaras, entra a una fase que se conoce como de «súper gigante roja». Después de que sus núcleos se hayan convertido en helio, la enorme gravedad de las estrellas permite continuar la fusión, convirtiendo helio en carbono, carbono en neón, neón en oxígeno, oxígeno en silicio, y finalmente silicio en hierro .

Llegado a este punto, debido a que el hierro no se fusiona, el núcleo de una estrella masiva se colapsa rápidamente, hasta un «agujero negro» o bien

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resultando en una explosión de «supernova» y convirtiéndose en una «estrella de neutrones».

Como todo lo que conocemos en la vida, todo al final termina, como hemos visto las estrellas no están ajeno a ello. Cuando ya ha consumido un diez por ciento del hidrógeno, la estrella empieza a mostrar los primeros signos de vejez. Su centro se empieza a contraer y su exterior, a expandir. Con lo último, el gas se enfría, pierde algo de su brillo y la estrella se convierte en una gigante roja (recordemos que para estos casos el rojo es sinónimo de cuerpo frío).

Con la comprensión, el centro se hace más denso y los núcleos de helio ahora se funden formando carbono y otros núcleos más pesados, hasta llegar al hierro con sus veintiséis protones y que no cambia. Se ha llegado al final del drama. En la agonía se observa que ya no hay entonces reacciones ni liberación de energía, y nada compensa el empuje gravitacional que evite la contracción final.

Si el cadáver estelar tiene menos que 1,44 veces la masa del Sol, los restos de hierro continúan contrayéndose hasta enfriarse y quedar inerte rondando por el espacio. A este fósil lo conocemos como estrellas enanas blancas. Cuando ésta ya ha consumido todo el resto de combustible nuclear remanente del acto final, pasa a ser un cuerpo invisible en el espacio, una enana negra.

Ahora, si los restos después del desplome como gigante roja supera 1,44 veces la masa del Sol, la contracción continúa más allá de la enana blanca gracias a la gravedad, en un proceso acelerado que termina desarrollando una monumental explosión, la supernova. Enormes cantidades de materia incluidos elementos pesados que se formaron en la etapa en que el centro de la estrella se contraía son eyectados hacia el espacio exterior.

Se piensa que los restos fósiles de una supernova es generalmente una estrella de neutrones. Un púlsar en el centro de la Nebulosa del Cangrejo hoy se identifica con el núcleo de la supernova de 1054. Pero algo más queda por relatar en la descripción del acto mortuorio de las estrellas gigantes. Si después de todo el drama aún persiste una masa de la estrella por sobre dos a tres veces la del Sol, la contracción continúa y continúa formándose ese sorprendente objeto que es el «agujero negro», del cual ni la luz escapa.

Podemos resumir que el destino final de una estrella se guía por lo que se llama límite de Chandrasekhar de 1,44 M (1,44 masas solares). Después de la

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fase de gigante roja, la mayoría de estrellas se habrán escogido por debajo de este límite, convirtiéndose en enanas blancas. Las estrellas que empiezan su vida con alrededor de seis veces la masa del Sol conservarán suficiente materia en su vejez para seguir por encima del límite divisorio. Aunque su destino aún está en discusión, los astrofísicos saben que al menos algunas de ellas, demasiado masivas para pasar tranquilamente su senilidad, mueren rápida y violentamente en espectaculares explosiones conocidas como supernovas.

¿Y qué pasará con nuestro Sol? En unos miles de millones de años más su cubierta gaseosa se empezará a expandir, hasta que los gases calientes nos envuelvan, mucho tiempo después que los hielos polares se derritieran y los océanos se evaporaren. En su camino hacia la gigante roja, mientras el centro del Sol se transforma en una probable enana blanca, la vida en el planeta, en su forma actual ya no será posible.

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EL CATALOGO MESSIER Charles Messier nació en 1730 en Badonvillier, Francia, en el seno de una familia humilde, iniciando su pasión por la Astronomia a la edad de 14 años. El astrónomo de la Marina Joseph Nicolas Delisle lo empleó en 1751 para que realizara copias de mapas geográficos, y es en esta época cuando comienza sus primeras observaciones en el observatorio del Hotel de Cluny.

Dedicó la mayor parte de su vida a la búsqueda de cometas pero, en Agosto de 1758, cuando estaba intentando observar el cometa Halley aparecido en aquel año, le pareció vislumbrar una débil “nebulosidad” en Tauro. Se parecía a un cometa pero no lo era, ya que permanecía fijo en el cielo en relación con las estrellas que lo rodeaban. Sin embargo, anotó sus coordenadas para no volver a confundirse en otra ocasión. Se trataba de la Nebulosa del Cangrejo, y fue el primer objeto de una lista de 45 (algunos de los cuales habían sido observados con anterioridad), que publicó en 1774.

En Diciembre de 1764 se hizo miembro extranjero de la Royal Society de Londres. Fue hecho miembro de la Berlin Academy por el rey de Prusia en 1769 y, por recomendación de La Harpe, nombrado en la Academy of St. Petersburg en Rusia. Con tantos reconocimientos en distintos paises, la Academie Royale des Sciences de Paris no tuvo más remedio que aceptarle como miembro. Mientras continuaba su búsqueda, añadió a su lista más objetos curiosos del cielo profundo con la ayuda de otro joven astrónomo rival, Pierre Méchain.

Hacia 1781 el catálogo de Messier contaba ya con 103 entradas. Desde entonces, otros investigadores han incluido otros 7 objetos más en el catálogo que, no obstante, ni Messier ni Méchain pudieron nunca observar. Ese mismo año su trabajo fue interrumpido por un grave accidente cuando cayó en una grieta de hielo, recibiendo un importante politraumatismo que lo incapacitó durante un año.

Fue nombrado editor asociado del Connaissance des Temps en 1785, en donde se mantuvo hasta 1790. En 1798 murió su esposa, sin que nunca hubieran tenido descendencia. Después de ello vivió solo por algún tiempo; más tarde convivió con una viuda, Madame Bertrand. En los últimos días de su vida obtuvo una alta posición cuando Napoleón le impuso la Cruz de la Legión de Honor en 1806.

En la madrugada del 12 de abril de 1817, murió a la edad de 87 años en Paris. Póstumamente ha sido honrado por la comunidad astronómica al colocar su nombre en un cráter de la luna.

Es asombroso que Charles Messier pudiera llevar a cabo tan ingente labor con las modestísimas Prestaciones de los instrumentos que tenía a su alcance, al parecer un telescopio refractor de 9 cm, de abertura y 110

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cm., de foco, y otro de 130 cm., de foco, acromático, pero de menor abertura. Para los astrónomos profesionales esta enumeración de exóticas galaxias, nebulosas difusas y brillantes cúmulos estelares ha significado un poderoso estímulo en la investigación de la evolución y composición del universo. Para los aficionados, estos pequeños puntos luminosos son considerados como joyas en el cielo nocturno, fáciles de observar con pequeños instrumentos, incluso a simple vista.

Es sorprendente constatar que un cazador de cometas como Charles Messier haya pasado a la posteridad no por el descubrimiento de más de una docena de cometas, sino por elaborar el catálogo de objetos celestes más famoso de la historia.

M 1, Nebulosa difusa en la constelación de Taurus visible con prismáticos llamada Nebulosa del cangrejo.

M 2, Cúmulo globular en la constelación de Aquarius visible con prismáticos.

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M 3, Cúmulo globular en la constelación de Canes Venatici visible con prismáticos.

M 4, Cúmulo globular en la constelación de Scorpio visible a simple vista en una noche oscura sin Luna.

M 5, Cúmulo globular en la constelación de Serpens visible con prismáticos.

M 6, Cúmulo abierto en la constelación de Scorpio visible con prismáticos.

M 7, Cúmulo abierto en la constelación de Scorpio visible a simple vista.

M 8, Nebulosa difusa en la constelación de Sagitario visible con prismáticos llamada Nebulosa de la Laguna.

M 9, Cúmulo globular en la constelación de Ophiuchus visible sólo con telescopio.

M 10, Cúmulo globular en la constelación de Ophiuchus visible con prismáticos.

M 11, Cúmulo abierto en la constelación de Scutum visible a simple vista.


M 13, Cúmulo globular en la constelación de Hercules visible con prismáticos.

42

42

M 14, Cúmulo globular en la constelación de Ophiuchus visible con telescopio.

M 15, Cúmulo globular en la constelación de Pegasus visible con prismáticos.

M 16, Cúmulo abierto + Nebulosa difusa en la constelación de Serpens visible con prismáticos.

M 17, Cúmulo abierto + Nebulosa difusa en la constelación de Sagitario visible con telescopio (Neb. Omega).

M 18, Cúmulo abierto en la constelación de Sagitario visible con prismáticos.


M 20, Nebulosa difusa en la constelación de Sagitario visible con prismáticos llamada Nebulosa Trífida.


M 22, Cúmulo globular en la constelación de Sagitario visible a simple vista.


M 24, Cúmulo abierto en la constelación de Sagitario visible a simple vista.

43

43


M 26, Cúmulo abierto en la constelación de Scutum visible con telescopio.

M 27, Nebulosa planetaria en la constelación de Vulpecula visible con telescopio llamada Nebulosa Dumbbell.

M 28, Cúmulo globular en la constelación de Sagitario visible con telescopio.

M 29, Cúmulo abierto en la constelación de Cygnus visible con prismáticos.

M 30, Cúmulo globular en la constelación de Capricornio visible con prismáticos.

M 31, Galaxia espiral en la constelación de Andrómeda visible a simple vista, llamada Galaxia de Andromeda

M 32, Galaxia elíptica en la constelación de Andromeda visible con telescopio.

M 33, Galaxia espiral en la constelación de Triangulo visible con prismáticos.

M 34, Cúmulo abierto en la constelación de Perseo visible con prismáticos.

M 35, Cúmulo abierto en la constelación de Gemini visible a simple vista.

44

44

M 36, Cúmulo abierto en la constelación de Auriga visible con prismáticos.



M 39, Cúmulo abierto en la constelación de Cygnus visible a simple vista.

M 40, Grupo de estrellas Winnecke 4 (doble) en la Osa Mayor visible con telescopio.

M 41, Cúmulo abierto en la constelación del Can Major visible con prismáticos.

M 42, Nebulosa difusa en la constelación de Orion visible con prismáticos llamada Nebulosa de Orión.

M 43, Nebulosa difusa en la constelación de Orion visible con prismáticos (la parte menor de la Nebulosa).

M 44, Cúmulo abierto en la constelación de Cancer visible a simple vista llamado Cúmulo del Pesebre.

M 45, Cúmulo abierto en la constelación de Tauro visible a simple vista llamado Las Pléyades.

M 46, Cúmulo abierto en la constelación de Puppis visible con prismáticos.

45

45

M 47, Cúmulo abierto en la constelación de Puppis visible a simple vista.

M 48, Cúmulo abierto en la constelación de Hydra visible con prismáticos.

M 49, Galaxia elíptica en la constelación de Virgo visible con telescopio.

M 50, Cúmulo abierto en la constelación de Monoceros visible con prismáticos.

M 51, Galaxia espiral en la constelación de Canes Venatici visible con telescopio.

M 52, Cúmulo abierto en la constelación de Cassiopeia visible con telescopio.

M 53, Cúmulo globular en la constelación de Coma Berenices visible con telescopio.



M 56, Cúmulo globular en la constelación de Lyra visible con telescopio.

M 57, Nebulosa planetaria en la constelación de Lyra visible con telescopio, llamada Nebulosa Anular.

46

46

M 58, Galaxia espiral en la constelación de Virgo visible con telescopio.






M 64, Galaxia espiral en la constelación de Coma Berenices visible con telescopio.

M 65, Galaxia espiral en la constelación de Leo visible con telescopio.


M 67, Cúmulo abierto en la constelación de Cancer visible con prismáticos.

M 68, Cúmulo globular en la constelación de Hydra visible con telescopio.


47

47


M 71, Cúmulo globular en la constelación de Sagitta visible con telescopio.

M 72, Cúmulo globular en la constelación de Aquarius visible con telescopio.

M 73, Cúmulo abierto en la constelación de Aquarius visible con telescopio.

M 74, Galaxia espiral en la constelación de Pisces visible con telescopio.


M 76, Nebulosa planetaria en la constelación de Perseo visible con telescopio.

M 77, Galaxia espiral en la constelación de Cetus visible con telescopio.

M 78, Nebulosa difusa de emisión en la constelación de Orion visible con telescopio.

M 79, Cúmulo globular en la constelación de Lepus visible con telescopio.

M 80, Cúmulo globular en la constelación de Scorpio visible con prismáticos.

48

48

M 81, Galaxia espiral en la constelación de Ursa Major visible con prismáticos.

M 82, Galaxia espiral en la constelación de Ursa Major visible con telescopio.

M 83, Galaxia espiral en la constelación de Hydra visible con telescopio.


M 85, Galaxia elíptica en la constelación de Coma Berenices visible con telescopio.







M 92, Cúmulo globular en la constelación de Hercules visible con prismáticos.

49

49

M 93, Cúmulo abierto en la constelación de Puppis visible con prismáticos.




M 97, Nebulosa planetaria en la constelación de Ursa Major visible con telescopio llamada de la Lechuza.





M 102, Galaxia espiral en la constelación de Draco visible con telescopio.

M 103, Cúmulo abierto en la constelación de Cassiopeia visible con prismáticos.

M 104, Galaxia espiral en la constelación de Virgo visible con telescopio llamada Galaxia del Sombrero.

50

50

M 105, Galaxia elíptica en la constelación de Leo visible con telescopio.





M 110, Galaxia elíptica en la constelación de Andromeda visible con telescopio.

MESSIER / NGC : Nº del objeto en el catálogo de M essier, New General Catalogue o Index Catalogue

COORDENADAS 2000 : Ascensión Recta y Declinación para equinoccio 2000 del objeto

TIPO : CA = Cúmulo Abierto de estrellas, CG = Cúmu lo Globular, ND = Nebulosa Difusa, NP = Nebulosa Planetaria,

GA= Galaxia y su clasificación de acuerdo al Diagr ama de Hubble

mv : Magnitud visual del objeto

DIÁMETRO : Diámetro aparente del objeto en minutos de arco

DISTANCIA : Distancia al objeto en miles de años de luz

NOMBRE / CONSTELACIÓN : Constelación celeste donde se ubica el objeto / Nombre popular del objeto

51

51

MESSIER/NGC

COORDENADAS 2000

A.R. Dº

TIPO mv DIÁMETRO

(')

DISTANCIA

(x103 a-l)

NOMBRE CONSTELACIÓ

N

1 / 1952 05h 34m

+22º 01' ND 8,4 6 x 4 6,3 Neb. Cangrejo /

TAURO 2 / 7089 21 33 -00 49 CG 6,5 13 36,8 ACUARIO

3 / 5272 13 42 +28 23 CG 6,4 16 32,2 PERROS DE CAZA

4 / 6121 16 23

-26 32

CG 6,0 26,5 6,8 ESCORPIÓN

5 / 5904 15 18 +02 05 CG 5,7 17,5 24,7 SERPIENTE

6 / 6405 17 40 -32 12 CA 4,3 15 1,9 Cúmulo Mariposa

ESCORPIÓN

7 / 6475 17 54 -34 49 CA 3,5 80 0,782 ESCORPIÓN

8 / 6523 18 04

-24 23 ND 6,0 90 x 40 6,5 Neb. Laguna.

SAGITARIO 9 / 6333 17 19 -18 31 CG 8,0 9,5 22,5 OFIUCO

10 / 6254 16 57

-04 06 CG 6,7 15 14,3 OFIUCO

11 / 6705 18 51 -06 16 CA 5,8 14 5,6 "Pato Salvaje". ESCUDO

12 / 6218 16 47 -01 57 CG 6,6 14,5 17,9 OFIUCO

13 / 6205 16 42

+36 28 CG 5,7 16,5 23,4 HERCULES

14 / 6402 17 37 -03 15 CG 7,7 12 33,2 OFIUCO

15 / 7078 21 30 +12 10 CG 6,3 12,5 30,6 PEGASO

16 / 6611 18 19 -13 47 ND 6,4 7 8,1 Neb. Aguila. SERPIENTE

17 / 6618 18 21 -16 10 ND 7,0 46 x 37 5 Neb. Omega.

52

52

SAGITARIO 18 / 6613 18 20 -17 08 CA 6,9 10 3,9 SAGITARIO 19 / 6273 17 03 -26 16 CG 7,0 13,5 34,5 OFIUCO

20 / 6514 18 02 -23 02 ND 9,0 29 x 27 2,2 Neb. Trifida. SAGITARIO

21 / 6531 18 05 -22 30 CA 5,9 13 4,2 SAGITARIO 22 / 6656 18 36 -23 54 CG 5,1 24 10,1 SAGITARIO 23 / 6494 17 57 -19 01 CA 5,527 27 2,1 SAGITARIO 24 / 6603 18 18 -18 25 CA 4,6 5 10 SAGITARIO

25 / IC 4725 18 32 -19 14 CA 4.6 32 1.8 SAGITARIO

26 / 6694 18 45

-09 24 CA 8,0 15 5 ESCUDO

27 / 6853 19 59 +22 43 NP 7,6 15,2 0,98 Neb. Dumbbell

("Pesas") ZORRA

28 / 6626 18 24 -24 52 CG 7,0 11 19,8 SAGITARIO

29 / 6913 20 24 +38 32 CA 6,6 7 4 CISNE

30 / 7099 21 40 -23 11 CG 7,5 11 26,7 CAPRICORNIO

31 / 0224 00 43 +41 16 GA

(Sb) 3,5 180 x 65 2.200 ANDROMEDA

32 / 0221 00 43 +40 52 GA (E2)

8,2 7,5 x 6 2.200 ANDROMEDA

33 / 0598 01 34

+30 39 GA (Sc

5,7 62 x 39 2.300 TRIANGULO

34 / 1039 02 42 +42 47 CA 5,2 35 1,4 PERSEO

35 / 2168 06 09 +24 20 CA 5,1 30 2,8 GEMINIS

36 / 1960 05 36 +34 08 CA 6,0 12 4,1 AURIGA 37 / 2099 05 53 +32 33 CA 5,6 25 4,4 AURIGA 38 / 1912 05 28 +35 50 CA 6,4 20 4,3 AURIGA 39 / 7092 21 32 +48 26 CA 4,6 30 0,8 CISNE 41 / 2287 06 47 -20 44 CA 4,5 38 2,2 CAN MAYOR

42 / 1976 05 35 -05 27 ND 4,0 85 x 60 1,6 Neb. de Orión. ORION

53

53

43 / 1982 05 35 -05 16 ND 9,0 20 x 15 1,6 ORION

44 / 2632 08 40 +20 00 CA 3,1 95 0,52 "Pesebre". CANCER

45 / 1432 03 47 +24 07 CA 1,8 110 0,41 "Pléyades". TAURO

46 / 2437 07 42 -14 49 CA 6,0 28 5,4 PUPPIS 47 / 2422 07 36 -14 29 CA 4,5 30 1,5 PUPPIS 48 / 2548 08 14 -05 48 CA 5,8 55 1,9 HIDRA

49 / 4472 12 30 +08 00 GA (E4) 8,4 9 x 7,5 60.000 VIRGO

50 / 2323 07 03 -08 20 CA 5,9 16 2,9 MONOCEROS

51 / 5194-5 13 30 +47 12 GA

(Sc) 8,4 11 x 7 35.000

Galaxia Remolino

PERROS DE CAZA

52 / 7654 23 24

+61 34 CA 6,9 12 5,3 CASSIOPEA

53 / 5024 13 13 +18 10 CG 7,6 12,5 56 COMA

54 / 6715 18 55 -30 28 CG 7,7 9 70,1 SAGITARIO

55 / 6809 19 40

-30 57 CG 7,0 20 16,9 SAGITARIO

56 / 6779 19 16 +30 11 CG 8,2 7 30,9 LIRA

57 / 6720 18 53 +33 02 NP 9,7 2,5 x 1 1,9 Neb. Anular.

LIRA

58 / 4579 12 37 +11 49 GA

(SBc) 9,8 5,5 x 4,5 60.000 VIRGO

59 / 4621 12 42 +11 39 GA

(E3) 9,8 5 x 3,5 60.000 VIRGO

60 / 4649 12 44 +11 33 GA

(E1) 8,8 7 x 6 60.000 VIRGO

61 / 4303 12 22

+04 28 GA (Sc)

9,6 6 X 5,5 60.000 VIRGO

62 / 6266 17 01 -30 07 CG 6,6 14,5 19,5 OFIUCO

54

54

63 / 5055 13 16 +42 02 GA (Sb) 8,6 12,5 x 7,5 35.000

Galaxia Girasol

PERROS DE CAZA

64 / 4826 12 57 +21 41 GA

(Sb) 8,5 9,5 x 5,5 24.000

Galaxia Ojo Negro

COMA

65 / 3623 11 18 +13 06 GA

(Sb) 9,4 10 x 3,5 31.000 LEO

66 / 3627 11 20 +13 00 GA (Sb) 9,0 9 x 4,5 31.000 LEO

67 / 2682 08 51

+11 48 CA 6,0 30 2,6 CANCER

68 / 4590 12 39 -26 45 CG 8,2 12 31,3 HIDRA

69 / 6637 18 34 -32 21 CG 7,7 7 33,5 SAGITARIO

70 / 6681 18 43 -32 17 CG 8,0 8 35,2 SAGITARIO

71 / 6838 19 53

+18 47 CG 8,3 7 13 SAGITTA (FLECHA)

72 / 6981 20 53 -12 32 CG 9,3 6 56,4 ACUARIO

73 / 6994 20 59 -12 38 CA 9,0 2,8 ACUARIO

74 / 0628 01 37

+15 47 GA (Sc)

9,1 10 x 9,5 35.000 PISCIS

75 / 6864 20 06 -21 55 CG 8,5 6 59,3 SAGITARIO

76 / 650-1 01 42 +51 34 NP 12,2 1,5 x 0,75 3,5

Pequeña Dumbbell

PERSEO

77 / 1068 02 43 -00 01 GA (Sbp) 8,9 7 x 6 60.000 BALLENA

78 / 2068 05 46 +00 02 ND 8,0 8 x 6 1,6 ORION 79 / 1904 05 24 -24 33 CG 8,4 3 43,3 LIEBRE

55

55

80 / 6093 16 17 -22 59 CG 7,2 9 27 ESCORPIÓN

81 / 3031 09 56 +69 04 GA (sB)

7,0 25 x 14 10.000 OSA MAYOR

82 / 3034 09 56 +69 42 GA (I) 8,4 11 x 5 10.000 OSA MAYOR

83 / 5236 13 37 -29 52 GA

(Sc) 10,1 11 x 10 10.000

Galaxia Molinete Austral

HIDRA

84 / 4374 12 25 +12 53 GA

(E1) 9,3 5 X 4,5 60.000 VIRGO

85 / 4382 12 25

+18 11 GA (Ep)

9,3 7 x 5 60.000 COMA

86 / 4406 12 26 +12 57 GA

(E3) 9,1 7,5 x 5,5 60.000 VIRGO

87 / 4486 12 31 +12 23 GA (E1) 8,6 7 x 7 60.000 VIRGO A.

VIRGO

88 / 4501 12 32

+14 25 GA (Sb)

9,5 7 x 4 60.000 COMA

89 / 4552 12 36 +12 33 GA

(E0) 9,8 4,2 x 4,2 60.000 VIRGO

90 / 4569 12 37 +13 10 GA

(Sb) 9,5 9,5 x 5 60.000 VIRGO

91 / 4548 12 35 +14 30 GA

(Sb) 11,0 5,4 x 4,4 60.000 COMA

92 / 6341 17 17 +43 08 CG 6,5 11 25,4 HERCULES 93 / 2447 07 44 -23 52 CG 6,0 25 3,5 PUPPIS

94 / 4736 12 51 +41 07 GA (Sbp) 8,0 11 x 9 24.000 PERROS DE

CAZA

95 / 3351 10 44 +11 42 GA

(Sbp) 9,7 7 x 5 31.000 LEO

96 / 3368 10 47 +11 49 GA

(Sbp) 9,0 7 x 5 31.000 LEO

97 / 3587 11 15

+55 01 NP 12,0 3 1,3 OSA MAYOR

98 / 4192 12 14 +14 54 GA (Sb) 10,1 9,5 x 3 60.000 COMA

99 / 4254 12 19 +14 25 GA 10,0 5,5 x 5 60.000 COMA

56

56

(Sc)

100 / 4321 12 23 +15 49 GA (Sc)

9,4 7 x 6 24.000 COMA

101 / 5457 14 03 +54 21 GA

(Sc) 7,7 27 X 26 25.000

Galaxia Molinete Boreal

OSA MAYOR

102 / 5866 15 06 +55 46 GA (Sc) 10,0 6,5 x 3,2 40.000

Galaxia Huso

DRACO

103 / 0581 01 33 +60 42 CA 7,0 6 8,4 CASSIOPEA

104 / 4594 12 40 -11 37 GA (E1) 8,3 9 x 4 60.000

Galaxia Sombrero

VIRGO

105 / 3379 10 48 +12 35 GA (E1) 9,2 4,5 x 4 31.000 LEO

106 / 4258 12 19 +47 18 GA (Sbp) 8,4 20 x 8 25.000 PERROS DE

CAZA 107 / 6171 16 32 -13 03 CG 8,1 10 19,2 OFIUCO

108 / 3556 11 11 +55 40 GA (Sc) 10,7 8,5 x 2,5 45.000 OSA MAYOR

109 / 3992 11 58 +53 23 GA (Sbc) 9,8 7 x 5 55.000 OSA MAYOR

110 / 0205 00 40 +41 41 GA (E6) 8,0 17,5 x 10 2.200 ANDROMEDA

La Royal Astronomical Society of Canada (RASC) publica esta lista en Observer's Hybook editado por Roy L. Bishop. Su nombre original es The Finest N.G.C. Objects List fue compilada por Alan Dyer; esta organizada por estaciones y constelaciones RASC webpage.

Otoño No. NGC Con Tipo A.R. Dec mag Tam Notas 1 7009 Aqr PN 21:04.2 -11:02 8.3 25" Nebulosa saturno; pequeña brillante 2 7293 Aqr PN 22:29.6 -20:48 6.5 12'50" Nebulosa Helix; grande difusa 3 7331 Peg G-Sb 22:37.1 +34:25 9.5 10.7x4.0 Galaxia espiral grande brillante 4 7635 Cas EN 23:20.7 +61:12 - 15x8 Nebulosa Bubble; muy débil

57

57

5 7789 Cas OC 23:57.0 +56:44 6.7 16 Rico cúmulo muy débil 6 185 Cas G-E0 00:39.0 +48:20 11.7 2x2 acompaña a M31; par con NGC 147 7 281 Cas EN 00:52.8 +56:36 - 35x30 nebulosa grande débil cerca eta Cas 8 457 Cas OC 01:19.1 +58:20 6.4 13 Uno de los mejores cúmulos 9 663 Cas OC 01:46.0 +61:15 7.1 16 Busque a NGC 654 y 659 cercanos 10 I 289 Cas PN 03:10.3 +61:19 12.3 34" Débil oval 11 7662 And PN 23:25.9 +42:33 9.2 20" Bola de nieve azul 12 891 And G-Sb 02:22.6 +42:21 10 13.5x2.8 débil de canto 13 253 Scl G-Scp 00:47.6 -25:17 7.1 25.1x7.4 Muy grande y brillante 14 772 Ari G-Sb 01:59.3 +19:01 10.3 7.1x4.5 Galaxia espiral difusa 15 246 Cet PN 00:47.0 -11:53 8.0 3'45" débil 16 936 Cet G-SBa 02:27.6 -01:09 10.1 5.2x4.4 cerca a M77; NGC 941 mismo campo 17 869/84 Per OC 02:20.0 +57:08 ~4.4 30/30 Doble cúmulo 18 1023 Per G-E7p 02:40.4 +39:04 9.5 8.7x4.3 brillante lenticular cerca M34 19 1491 Per EN 04:03.4 +51:19 - 3.0x3.0 pequeña nebulosa de emisión 20 1501 Cam PN 04:07.0 +60:55 12.0 52" débil, centro oscuro. busque NGC 1502 21 1232 Eri G-Sc 03:09.8 -20:35 9.9 7.8x6.9 de frente espiral; busque NGC 1300 22 1535 Eri PN 04:14.2 -12:44 10.4 18" brillante planetaria

Invierno No. NGC Con Tipo A.R. Dec mag Tam Notas 23 1514 Tau PN 04:09.2 +30:47 10.8 1'54" Débil estrella central mag 9.4 mag 24 1931 Aur E/RN 05:31.4 +34:15 3.0x3.0 Borrosa alrededor de 4 estrellas 25 1788 Ori RN 05:06.9 -03:21 8.0x5.0 Nebulosa de reflexión difusa brillante 26 1973+ Ori E/RN 05:35.1 -04:44 40x25 cerca a M42 y M43 27 2022 Ori PN 05:42.1 +09:05 12.4 18" de forma anular pequeña y débil 28 2024 Ori EN 05:40.7 -02:27 30x30 Brillante cerca a zeta Ori 29 2194 Ori OC 06:13.8 +12:48 8.5 10 Muy Rico busque 2169 30 2371/2 Gem PN 07:25.6 +29:29 13.0 55" Débil planetaria de dos lóbulos 31 2392 Gem PN 07:29.2 +20:55 8.3 13" Cara de payaso en nebulosa Eskimo 32 2237+ Mon EN 06:32.3 +05:03 80x60 Nebulosa Rosette 33 2261 Mon E/RN 06:39.2 +08:44 var 2x1 Nebulosa variable de Hubble como cometa 34 2359 CMa EN 07:18.6 -13:12 8.0x6.0 Brillante busque NGC 2360 y 2362 35 2440 Pup PN 07:41.9 -18:13 10.3 14" Casi una estrella 36 2539 Pup OC 08:10.7 -12:50 6.5 22 Cúmulo muy rico cerca a M46 y M47 37 2403 Cam G-Sc 07:36.9 +65:36 8.4 17.8x11.0 Muy grande y brillante 38 2655 Cam G-Sa 08:55.6 +78:13 10.1 5.1x4.4 Elíptica y brillante

Primavera No. NGC Con Tipo A.R. Dec mag Tam Notas 39 2683 Lyn G-Sb 08:52.7 +33:25 9.7 9.3x2.5 Espiral de canto muy brillante

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40 2841 UMa G-Sb 09:22.0 +50:58 9.3 8.1x3.8 Espiral Elongada muy brillante 41 3079 UMa G-Sb 10:02.2 +55:41 10.6 7.6x1.7 espiral de canto cerca a NGC 2950 42 3184 UMa G-Sc 10:18.3 +41:25 9.7 6.9x6.8 grande difusa 43 3877 UMa G-Sb 11:46.1 +47:30 10.9 5.4x1.5 de canto en el mismo campo de chi UMa 44 3941 UMa G-E3 11:52.9 +36:59 9.8 3.8x2.5 Elíptica brillante y pequeña 45 4026 UMa G-S0 11:59.4 +50:58 10.7 5.1x1.4 lenticular de canto cerca gamma UMa 46 4088 UMa G-Sc 12:05.6 +50:33 10.5 5.8x2.5 de canto NGC 4085 mismo campo 47 4157 UMa G-Sb 12:11.1 +50:29 11.9 6.9x1.7 cerca a NGC 4026 y 4088 48 4605 UMa G-SBcp 12:40.0 +61:37 9.6 5.5x2.3 espiral de canto brillante 49 3115 Sex G-E6 10:05.2 -07:43 9.2 8.3x3.2 Galaxia Spindle brillante y Elongada 50 3242 Hya PN 10:24.8 -18:38 8.6 16" Fantasma de Júpiter; pequeña brillante 51 3003 LMi G-Sc 09:48.6 +33:25 11.7 5.9x1.7 débil 52 3344 LMi G-Sc 10:43.5 +24:55 9.9 6.9x6.5 difusa espiral 53 3432 LMi G-SBm 10:52.5 +36:37 11.3 6.2x1.5 de canto; débil 54 2903 Leo G-Sb 09:32.2 +21:30 8.9 12.6x6.6 grande, brillante Elongada espiral 55 3384 Leo G-E7 10:48.3 +12:38 9.9 5.9x2.6 mismo campo con M105 y NGC 3389 56 3521 Leo G-Sb 11:05.8 -00:02 8.7 9.5x5.0 muy grande, brillante espiral 57 3607 Leo G-E1 11:16.9 +18:03 10.0 3.7x3.2 NGC 3605 y 3608 en mismo campo 58 3628 Leo G-Sb 11:20.3 +13:36 9.5 14.8x3.6 grande de canto; mismo campo M65 y M66 59 4111 CVn G-S0 12:07.1 +43:04 10.8 4.8x1.1 brillante lenticular de canto espiral 60 4214 CVn G-Irr 12:15.6 +36:20 9.7 7.9x6.3 grande irregular galaxia 61 4244 CVn G-S 12:17.5 +37:49 10.2 16.2x2.5 grande de canto espiral 62 4449 CVn G-Irr 12:28.2 +44:06 9.4 5.1x3.7 brillante rectangular 63 4490 CVn G-Sc 12:30.6 +41:38 9.8 5.9x3.1 brillante espiral; cerca galaxia Cocoon 64 4631 CVn G-Sc 12:42.1 +32:32 9.3 15.1x3.3 grande de canto; busque 4627 65 4656/7 CVn G-Sc 12:44.0 +32:10 10.4 13.8x3.3 en campo con 4631; 66 5005 CVn G-Sb 13:10.9 +37:03 9.8 5.4x2.7 brillante Elongada espiral 67 5033 CVn G-Sb 13:13.4 +36:36 10.1 10.5x5.6 grande brillante espiral cerca NGC 5005 68 4274 Com G-Sb 12:19.8 +29:37 10.4 6.9x2.8 NGCs 4278/83/86 en mismo campo 69 4414 Com G-Sc 12:26.4 +31:13 10.2 3.6x2.2 brillante espiral núcleo como a estrella 70 4494 Com G-E1 12:31.4 +25:47 9.8 4.8x3.8 pequeña brillante elíptica 71 4559 Com G-Sc 12:36.0 +27:58 9.8 10.5x4.9 grande espiral 72 4565 Com G-Sb 12:36.3 +25:59 9.6 16.2x2.8 de canto espiral 73 4725 Com G-Sb 12:50.4 +25:30 9.2 11.0x7.9 muy brillante, grande espiral 74 4038/9 Crv G-Sc 12:01.9 -18:52 10.7 ~3x2 `Antennae' o `Rattail' 75 4361 Crv PN 12:24.5 -18:48 10.3 45" pequeña y brillante; E. central 13 mag 76 4216 Vir G-Sb 12:15.9 +13:09 9.9 8.3x2.2 de canto; con NGCs 4206 & 4222 77 4388 Vir G-Sb 12:25.8 +12:40 11.0 5.1x1.4 con M84 y M86 en cadena de Markarian 78 4438 Vir G-Sap 12:27.8 +13:01 10.1 9.3x3.9 forma con NGC 4435 los ojos 79 4517 Vir G-Sc 12:32.8 +00:07 10.5 10.2x1.9 débil de canto espiral 80 4526 Vir G-E7 12:34.0 +07:42 9.6 7.6x2.3 entre estrellas de 7 mag; Gal perdida. 81 4535 Vir G-Sc 12:34.3 +08:12 9.8 6.8x5.0 cerca M49 y 3/4 grad N de NGC 4526 82 4567/8 Vir G-Sc 12:36.5 +11:15 ~11 4.6x2.1 Gemelos siameses 83 4699 Vir G-Sa 12:49.0 -08:40 9.6 3.5x2.7 pequeña brillante busque NGC4697 3grad N 84 4762 Vir G-SB0 12:52.9 +11:14 10.2 8.7x1.6 plana; 4754 en mismo campo 85 5746 Vir G-Sb 14:44.9 +01:57 10.6 7.9x1.7 fina de canto cerca 109 Virginis 86 5466 Boo GC 14:05.5 +28:32 9.1 11.0 cúmulo abierto rico débil

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87 5907 Dra G-Sb 15:15.9 +56:19 10.4 12.3x1.8 fina de canto; cerca 5866 88 6503 Dra G-Sb 17:49.4 +70:09 10.2 6.2x2.3 brillante Elongada espiral 89 6543 Dra PN 17:58.6 +66:38 8.8 18" Nebulosa ojos de gato; E. cen 11 mag

Verano No. NGC Con Tipo A.R. Dec mag Tam Notas 90 6210 Her PN 16:44.5 +23:49 9.3 14" similar a estrella azul planetaria 91 6369 Oph PN 17:29.3 -23:46 10.4 30" Pequeño fantasma; busque NGC 6309 92 6572 Oph PN 18:12.1 +06:51 9.0 8" brillante azul oval 93 6633 Oph OC 18:27.7 +06:34 4.6 27 cúmulo abierto; cerca a IC 4756 94 6712 Sct GC 18:53.1 -08:42 8.2 7.2 pequeño globular; busque IC 1295 en campo 95 6781 Aql PN 19:18.4 +06:33 11.8 1'49" pálida versión de M97 96 6819 Cyg OC 19:41.3 +40:11 7.3 5 débil pero rico cúmulo en Milky Way 97 6826 Cyg PN 19:44.8 +50:31 9.8 30" Planetaria; estrella central 10.4 mag 98 6888 Cyg SNR? 20:12.0 +38:21 20x10 débil 99a 6960 Cyg SNR 20:45.7 +30:43 70x6 nebulosa Veil 99b 6992/5 Cyg SNR 20:56.4 +31:43 78x8 nebulosa Veil 100 7000 Cyg EN 20:58.8 +44:20 120x100 nebulosa Norte América 101 7027 Cyg PN? 21:07.1 +42:14 10.4 15" nebulosa protoplanetaria 102 6445 Sgr PN 17:49.2 -20:01 11.8 34" pequeño, brillante y anular; cerca M23 103 6520 Sgr OC 18:03.4 -27:54 8.1 6 pequeño; nebulosa oscura. B86 mismo campo 104 6818 Sgr PN 19:44.0 -14:09 9.9 17" Little Gem; anular; NGC 6822 0.75 grad S 105 6802 Vul OC 19:30.6 +20:16 8.8 3.2 al este de cúmulo de Brocchi Cr 399 106 6940 Vul OC 20:34.6 +28:18 6.3 31 rico cúmulo en Milky Way 107 6939 Cep OC 20:31.4 +60:38 7.8 8 muy rico; 108 6946 Cep G-Sc 20:34.8 +60:09 8.9 11.0x9.8 débil, difusa espiral cerca 6939 109 7129 Cep RN 21:44.4 +66:10 8x7 débil nebulosa de reflexión 110 40 Cep PN 00:13.0 +72:32 10.2 37" inusual planetaria roja ; E. cen de 11.6

Claves : No. NGC y RASC Con. Constelación Tipo. PN: Nebulosa Planetaria , SNR: Remanente de Supernova, EN: Nebulosa de Emisión, RN: - Nebulosa de Reflexión , E/RN: Nebulosa de emisión y reflexión, OC: Cúmulo abierto, GC: Cúmulo Globular, G-: Galaxia, con tipo Hubble R.A. Dec. Coordinadas para epoca J2000.0 mag, tam. Magnitud Visual y dimensión aparente en arc min o arc sec Notas. Descripción

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OTROS CATALOGOS ESTELARES Esta lista de nebulosas de De Cheseaux fue escrita en 1746 y publicada en Esta lista de nebulosas de De Cheseaux fue escrita en 1746 y publicada en 1892 por M.D. Bigoudan en los Annales de l'Observaroire de Paris1892. Mi muy querido señor Abuelo: Mr. Derham, en las Philosophical Transactions, y después Mr. de Maupertius, en las Memoires de la Academia, han dado un catalogo de nebulosas, extraídas del gran catalogo de estrellas fijas de Hevelius, y de las estrellas del sur de Halley. He observado muchas de estas nebulosas y no he encontrado otra como la primera que esta en Andrómeda de la cual toma su nombre. Las ultimas dos son en verdad nebulosas a simple vista, pero observadas con telescopios son en realidad cúmulos de estrellas; las he observado varias veces con un telescopio gregoriano de 2 pies, en particular la que es marcada Phi por Bayer, en Escorpión y que no es visible en Paris por su sureña declinación. Las demás no son nebulosas a simple vista y algunas aparecen como simples estrellas de 4ª o 5ª magnitud (como por ejemplo la que se halla en la parte mas alta de la cabeza de Hércules); y con telescopios uno descubre que no son realmente simples estrellas. Yo le ofrezco un catálogo de estrellas nebulosas reales, con telescopio, o con el ojo desnudo con un numero mayor a 20: comienzo con aquellos que vistos con telescopio, son simples cúmulos abiertos de estrellas.

1. CUMULO ABIERTO EN ESCORPION (M6)

Ascensión recta 17:40.1 - Declinación -32:13 - Distancia 2 A/L - Magnitud 5.3; DA 25.0 Según Burnhan "Este delicioso grupo de estrellas tiene contornos que recuerdan la forma de una mariposa con las alas abiertas" En 1959 Ake Wallenquist identificó alrededor de 80 estrellas en M6. Su diámetro es de 20 años luz, con una densidad promedio de 0.6 estrellas por parcsec cúbico. La edad de este cúmulo se calcula entre 51 y 100 millones de años. La estrella más brillante es una gigante amarilla o roja de una magnitud de 6.17, mientras que la estrella más caliente es un azul de la secuencia principal del tipo B4-B5. M6 esta situado en la distancia angular más cercana al centro de la galaxia, el cual está localizado en la constelación de Sagitario pero muy cerca de Escorpión y Ofiuco. El descubrimiento se atribuye a de Cheseaux aunque pudo haber sido vista por Ptolomeo. El primero la reconoció definitivamente como "un muy fino cúmulo de estrellas". Lacaille la incluyó en su catálogo como Lac III.12.

2. CUMULO EN OFIUCO (IC 4665)

Ascensión recta 17:46.3 - Declinación +05:43 - Distancia 1.4 (kly); magnitud 4.2 - DA 70 Por encima del hombro Beta de ofiuco un cúmulo de estrellas denominado IC

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4665 es muy llamativo observado con binoculares, pero difícil de detectar con telescopios, posiblemente debido a esto no fue encontrado por Messier o Herschel. El Sky Catalogue 2000.0 le otorga 30 miembros, el más brillante de los cuales es de magnitud 6.86, tipo Trumpler de III 2 p, y una edad estimada en 36 millones de anos. A una distancia estimada de 1400 anos luz, se acerca a nosotros a una velocidad de 12 Km /seg.

3. CUMULO EN OFIUCO (NGC 6633)

Ascensión recta 18:27.7 - Declinación +06:34 - Distancia 1.04(kly -; Magnitud 4.6 -; DA 27 Cerca a la cola de a serpiente, este cúmulo es casi tan grande como la luna llena y contiene 30 estrellas las cuales tienen un brillo que alcanza la magnitud 4.6 La estrella más brillante es de magnitud 7.6. su edad se estima en 660 millones de años Fue descubierto independientemente por Carolina Herschel y fue incluida en el catalogo de William Herschel con el numero H VIII.72.

4. NEBULOSA EN SERPENS (M16)

Ascensión recta 18:18.8 - Declinación -13:47 - Distancia 7 A/L - Magnitud 7 – DA 7.0 Nebulosa del Aguila. Localizada a 7000 años luz de distancia, en la constelación de la serpiente y en el siguiente espiral interno de la Vía Láctea, una gran nube de gas y polvo interestelar ha entrado en un palpitante proceso de formación estelar. M16 se ha formado a partir de esta gran masa conocida como la Nebulosa del Águila la cual brilla ahora iluminada por estas estrella jóvenes y muy calientes. En la actualidad continúa el proceso de nacimiento que toma lugar cerca del oscuro tronco del elefante. Este cúmulo estelar tiene 5.5 millones de años, que resulta en la presencia de estrellas jóvenes muy calientes del tipo espectral O6.

5. CUMULO EN SAGITARIO (M25)

Ascensión recta 18:31.6 - Declinación -19:15 - Distancia 2 A/L - Magnitud 6.5 - DA 40.0 Aunque es un cúmulo vistoso en pequeños telescopio o binoculares, M 25 solo a obtenido un número IC. Herschel no lo incluyó en su catálogo general aunque había sido observado por de Cheseaux en 1745-46, Messier en 1764, como también Bode (1774-77) y Admiral Smyth (1836). Fue finalmente redescubierto por Schmidt en 1866 y adicionado al segundo catálogo índice en 1908, usando la posición obtenida por Bailey. En este cúmulo se pueden encontrar dos estrellas gigantes del tipo espectral M y dos del tipo G. Contiene la variable cefeida U Sagittarii, la cual tiene un periodo de 6.74 días, un periodo típico de estas variables "en nuestro vecindario," como lo dice Cecilia Payne-Gaposhkin. La velocidad de recesión es de 4 Km./seg. La ocurrencia de una cefeida es compatible con el hecho de que no es un cúmulo joven y su edad puede estar alrededor de los 90 millones de años. Su distancia al sol es de 2000 años luz, esto hace que sus 40 minutos de arco le den un tamaño linear de 23 años luz. Este cúmulo posee al menos 86 miembros.

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6. CUMULO EN PERSEO (NGC 869)

7. CUMULO EN PERSEO (NGC 844)

h: Ascensión recta 02:19 - Declinación 57:09 - Distancia 7100 A/L - Magnitud 4.3 – DA 30 Chi: Ascensión recta 02:228 - Declinación 57:07 - Distancia 74000 A/L - Magnitud 4.4 - DA 30 El famoso doble cúmulo en Perseo fue conocido en antiguos tiempos y fue catalogado por el astrónomo griego Hiparco. Ambos cúmulos están situados en la asociación OB 1 Perseo y los separan tan solo unos pocos cientos de anos luz, se encuentran a una distancia de 7000 anos luz. Son muy jóvenes: h 5.6 y chi a 3.2 millones de anos. Sus estrellas mas calientes y brillantes son del tipo espectral B0. Se aproximan a nosotros a una velocidad de 22 Km /seg.

8. NEBULOSA EN ESCORPION (M8)

Ascensión recta 18:03.8 - Declinación -24:23 - Distancia 5200 A/L - Magnitud 6.0 - DA 90x40 Nebulosa Lagoon. El cúmulo formado a partir de esta nebulosa fue lo primero que se descubrió y en la actualidad corresponde al cúmulo abierto NGC 6530 localizado en la mitad este de M8, este cúmulo fue visto primero por Flamsteed y luego por De Cheseaux en 1746 pero ya antes Le Gentil la había encontrado en 1747. Abbe Nicholas Louis de Lacaille la catalogó en su compilación como Lac-III.14. Tiene una extensión aparente de 90x40 minutos de arco el cual es 3x1 1/3 del diámetro aparente de la luna y corresponde alrededor de 140 x 60 años luz si la

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distancia calculada de 5200 años luz es cierta. Una de las características de la Nebulosa "Lagoon" es la presencia de una nebulosa oscura conocida como "glóbulos" que son nubes protoestelares en colapso con un diámetro de alrededor 10000 UA (Unidades Astronómicas). Otra característica se localiza en la parte brillante de Lagoon y es la nebulosa en vidrio de reloj ("Hourglass"), siendo una región en donde en la actualidad se vive el nacimiento de múltiples estrellas. La estrella que ilumina esta nebulosa es Herschel 36 (magnitud 9.5, clase espectral O7). Otra estrella cercana a la anterior y que en gran parte contribuye el brillo de la nebulosa es la 9 Sagittarii (magnitud 5.97, clase espectral O5).

9. CUMULO EN ESCORPION (NGC 6231)

AR 16 : 54.0 – Dec -41 : 48 Distancia 5.9 Mag 2.6 DA15 Fue descubierto por Giovanni Batista Hodierna y publicado en el catalogo de Palermo en 1654 y posteriormente olvidado hasta su descubrimiento en 1980. También fue observado independientemente por Philippe Loys De Cheseaux y por Abbe Lacaille. Es un cúmulo muy joven y tiene una edad estimada en 3.2 millones de años.

10. CUMULO EN ESCORPION (M7)

Ascensión recta 17:53.9 - Declinación -34:49 - Distancia 0.8 A/L - Magnitud 4.1 - DA 80.0 min/arco Cúmulo Ptolomeo. Como describió Burnham M7 es un grupo grande y brillante, fácil de detectar con el ojo desnudo... el cúmulo es visto proyectado sobre un fondo de numerosas, débiles y distantes estrellas de la Vía Láctea". Este cúmulo fue mencionado por Ptolomeo alrededor del año 130 A.J. describiéndolo como "la nebulosa que sigue al aguijón del escorpión". Hodierna encontró 30 estrellas y la incluyo en el catálogo de Lacaille como Lac II.14. M7 esta constituida por 80 estrellas muy brillantes de magnitud 10 en un campo de 1.3 grados de diámetro aparente lo que le da probablemente un diámetro real de 18 años luz teniendo en cuenta que su distancia es de 800 años luz. Este cúmulo se aproxima a nosotros a una velocidad de 14 Km./seg. La estrella más brillante es una gigante amarilla (gG8 de magnitud 56.6). La edad de M7 está estimada en 220 millones de años.

11. CUMULO EN CANCER (M44)

Ascensión recta 08:40.1 - Declinación +19:59 - Distancia 0.577 A/L - Magnitud 3.7 - DA 95.0 min/arco. Este famoso cúmulo es también llamado Praesepe o el cúmulo Beehive. Es uno de los objetos más fáciles de ver con el ojo desnudo. Galileo fue el primero en resolver este nebuloso objeto e informó "la nebulosa llamada Praesepe, no es una estrella única, tiene una masa de mas de 40 estrellas." En la actualidad se han confirmado mas de 200 miembros. Este cúmulo se encuentra a 577 años luz de distancia y su edad se ha estimado en 400 millones de años curiosamente su movimiento y edad son similares a los de las Híades y aunque ahora se encuentran separadas se cree que pudieron tener un origen común. M44 también contiene una peculiar estrella azul. Entre sus

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miembros hay una binaria eclipsante, TX Cancri. El cúmulo Praesepe fue clasificado como Trumpler clase I,2,r

12. CUMULO EN GÉMINIS (M35)

Ascensión recta 06:08.9 - Declinación +24:20 - Distancia 2.8 A/L - Magnitud 5.3 – DA 28.0 min./arco M35 consiste en mas de 200 estrellas de las cuales se han contado mas de 120 de magnitud mayor a 13 distribuidas en un área mayor a la cubierta por la luna llena. Su distancia es de aproximadamente de 2800 años luz que corresponde a un diámetro lineal de 24 años luz; tiene densidad central es de 6.21 estrellas por Parsec cúbico. La edad se calcula en 110 millones de años y contiene estrellas post secuencia principal. La estrella más caliente es de clase espectral B3 y su clasificación es Trumpler III,3,r. Su velocidad de aproximación a nosotros es de 5 Km./sec. Aun con el ojo desnudo es fácil encontrarlo cerca de las 3 estrellas del pie de Géminis bajo buenas condiciones de observación. Un instrumento óptico resolverá las estrellas más brillantes y se tendrá una hermosa vista a bajos aumentos. Con instrumentos más potentes se puede observar un cúmulo vecino circular con una distribución de estrellas uniforme NGC 2158


Ascensión recta 19:53.8 - Declinación +18:47 - Distancia 11.7 A/L - Magnitud 8.2 - DA 7.2 min/arco.

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Por un largo tiempo la clasificación de M71 como un cúmulo globular fue incierta, muchos astrónomos pensaron que era mas un cúmulo abierto condensado, similar a M11. En 1943 se encontró que M71 recordaba mas un cúmulo globular parecido a M68 (clase X) o NGC 5053 (clase XI), pero en 1959 se encontró más similar a un cúmulo abierto galáctico. Otros criterios de clasificación como la velocidad radial y abundancia de elementos pesados (metalicidad) son de poca ayuda en este caso. Actualmente hay consenso que M71 es un cúmulo globular. De acuerdo a los nuevos datos se encuentra a 11700 años luz, su núcleo visible tiene 5 a 6 minutos de arco que corresponde a 25 años luz, sin embargo en fotos de larga exposición sus miembros alcanzan los 24', siendo su medida de 90 años luz.

14. CUMULO EN EL ESCUDO (M11)

Ascensión recta 18:51.1 horas : min.; Declinación -06:16 grados : min.; Distancia 6 A/L; Magnitud 6.3; Dimensión aparente 14.0 min/arco. Cúmulo Pato Salvaje. Según Burnham "Uno de los cúmulos más ricos y compactos." M11 contiene un estimado de 2900 estrellas, de las cuales aproximadamente 500 tienen una magnitud de 14. Un observador localizado en el centro de este cúmulo vería varios cientos de estrellas de primera magnitud. El diámetro aparente encontrado por varios autores ha sido discordante estando entre 14 y 35'. La edad de este cúmulo ha sido estimada en 220 millones de años con una velocidad de recesión es de 22 km./seg. M11 fue descubierta por el astrónomo alemán Gottfried Kirch del observatorio de Berlín en el año de 1681. ESTOS 14 OBJETOS AL OBSERVARLOS A TRAVÉS DE TELESCOPIOS PUEDEN INDIVIDUALIZARSE SUS COMPONENTES ESTELARES. LOS SIGUIENTES, POR MAS QUE SE OBSERVEN CON GRANDES TELESCOPIOS. SIEMPRE PARECERÁN NEBULOSAS

15. NEBULOSA EN ANDRÓMEDA (M31)

AR 00 : 42.7 - Dec +41:16 - Distancia 2900 A/L - Magnitud 3.4 - DA 178x63 min/arco. Galaxia de Andrómeda. Es nuestro vecino galáctico más cercano formando el Grupo Local en conjunto con M32, M110, la Vía Láctea, M33 y otras. Es visible con el ojo desnudo. Fue conocida como la pequeña nube por el astrónomo Persa Al-Sufi, quien la observó en el año 905 DC. Simón Marius, fue el primero en dar una descripción telescópica en 1612. Giovanni Batista Hodierna la redescubrió independientemente en 1654. Por mucho tiempo se creyó que era una nebulosa cercana. En 1923 Edwin Hubble encontró la primera variable cefeida en la galaxia de Andrómeda y estableció la distancia y la verdadera naturaleza de M31 como galaxia. Charles Messier encontró sus dos acompañantes M32 y M110. El diámetro aparente de M31 es de 5.2 veces 1.1 grados, que corresponde a un diámetro real de 2.9 millones de años luz que es el doble del largo de la Vía Láctea. Su masa se ha estimado en 400 mil millones la del Sol, pero es menor

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que la de la Vía Láctea. El telescopio Hubble ha revelado que Andrómeda tiene un doble núcleo, probablemente por que incorporó una pequeña galaxia.

16. NEBULOSA EN ORION (M42)

AR 05 : 35.4 - Dec -05:27 - Distancia 1.6 A/L - Mag 4.0 - DA 85x60 min/arco. Gran Nebulosa de Orión. Localizada a una distancia de 1600 años luz, la nebulosa de Orión es la más brillante en el cielo y visible aun con el ojo desnudo. Constituye la parte principal de una gran nube de gas y polvo que se extiende por mas de la mitad de la constelación de Orión. La extensión linear de esta nube es de cientos de años luz. Puede ser visualizada por fotos de larga exposición. La inmensa nube contiene además de la nebulosa otros objetos como son asa de Barnard, nebulosa cabeza de caballo y la nebulosa reflectiva alrededor M78. Su apariencia nebulosa fue documentada antes de 1610 cuando Nicholas-Claude Fabri de Peiresc, un abogado Francés observó con su telescopio esta región. El primer dibujo conocido fue creado por Giovanni Batista Hodierna.

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La nebulosa en su porción norte esta dividida por una línea oscura. La pequeña porción nordeste fue reportada primero por de Mairan, y le fue dado un número esta por Messier como M43. Muy cercana al norte hay una débil nebulosa que parcialmente refleja la luz de la gran nebulosa, esta no fue notada por Messier pero después recibió los números NCG 1973-5-7. M42 es aparentemente una nube de gas y polvo muy turbulenta. A la división oscura entre M42 y M43 se le denomina boca de pescado. Las regiones brillantes a los lados son las alas, en un extremo de la boca de pescado hay un cúmulo llamado trapecio. La extensión de las alas del sur al este se llama la espada, La nebulosidad brillante debajo del trapecio se denomina "The Thrust" y su extensión débil The sail. El cúmulo del trapecio es uno de los mas jóvenes conocidos, fue visto por Hodierma como una estrella triple y descrito por Christian Huygens en 1656. Estas tres estrellas fueron etiquetadas como "A", "B", y "C". Y luego se descubrieron: "D" (Abbe Jean Picard y Huygens, 1684); "E" (Wilhelm Struve 1826); "F" (John Herschel 1830); "G" (Alvan Clark 1888); "H" (E.E. Barnard 1888). Hoy sabemos que las estrellas A y B variables del tipo eclipsante de tipo Algol: A varía entre magnitudes 6.73 y 7.53 con un periodo de 65.4325 días, mientras que B varía entre magnitud 7.95 y 8.52 en 6.4705 días. Con el Telescopio Espacial Hubble se han hecho varios descubrimientos como los discos protoplanetarios "Proplyds" (sistema planetario en formación).


AR 18 : 36.4 - Dec -23:54 - Distancia 10.1 A/L - Mag 5.1 - DA 24.0 min/arco. Fue probablemente descubierto por A. Ihle en 1665. Se supone igualmente que Hevelius pudo haberlo visto antes. Otros observadores que lo reportaron fueron: Halley, De Cheseaux, Le Gentil, y Abbe Nicholas Louis de Lacaille. Es visible al ojo desnudo, Su brillo es similar al del cúmulo globular de Hércules y solo es sobrepasado por dos cúmulos (que no son del catalogo de Messier), el Omega Centauri (NGC 5139) y 47 Tucanae (NGC 6104) M22 es uno de los cúmulos globulares más cercanos. Se han contabilizado 70.000 estrellas y se han identificado 32 variables. La estrella más brillante tiene una magnitud de 11. Las estrellas están disgregadas por un espacio que ocupa unos 200 años luz. Contiene una nebulosa planetaria tenue, descubierta por el satélite infrarrojo IRAS; Un dato de interés para el observador es que M22 se encuentra a menos de un grado de la eclíptica y de esta manera las conjunciones con planetas son de resaltar.

18. CUMULO EN CENTAURO (Omega Cen) (NGC 5139)

AR 13 : 26.8 Dec -47 : 29 Distancia 16.0 Mag 3.68 DA 36.3 Es el cúmulo globular más grande de la Vía Láctea, tiene 5 millones de masas solares alcanzando a la de pequeñas galaxias. Es el cúmulo globular más brillante del firmamento. Se han encontrado múltiples poblaciones estelares en este cúmulo, lo que podría indicar que Omega Cen es el remanente de un núcleo de una pequeña galaxia que nació con nuestra Vía Láctea. Fue descubierta por E. Halley

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19. CUMULO EN ESCORPION (M4)

AR 16 : 23.6 * Dec -26:32 * Distancia 6.8 A/L * Mag 5.6 * DA 26.3 min/arco. Es uno de los cúmulos globulares más cercanos al sistema solar. Puede ser visto con el ojo desnudo en noches claras (1.3 Grados al este de Antares) y es muy prominente con ayudas ópticas. Fue descubierta por de Cheseaux en 1745 e incluida en el catálogo de Lacaille como número 19. En 1987, el primer pulsar milisegundo fue descubierto en M4. Es una estrella de neutrones que gira una vez cada 3 milisegundos que es 10 veces más rápido que el pulsar de M1. En Agosto de 1995, el telescopio Hubble fotografió en M4 estrellas blancas enanas que están dentro de las estrellas más viejas de la vía láctea.

20. NEBULOSA EN SAGITARIO (M17)

AR 18 : 20.8 * Dec -16:11 * Distancia 5 A/L * Mag 7.0 * DA 11.0 min/arco. Omega, Colmena, Herradura, Nebulosa Lobster. Dentro de ella se encuentra un pequeño cúmulo de 35 estrellas brillantes. El color de M17 es rojo con graduación hacia el rosa y en la región más brillante es de color blanco. Este fenómeno es aparentemente el resultado de una mezcla de emisión de luz de un gas muy caliente, junto con de luz de estrellas muy brillantes de la región nebulosa. La nebulosa contiene una gran cantidad de material oscuro lo cual es una de sus características prominentes.

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21. CUMULO EN HERCULES (M13)

AR 16 : 41.7 * Dec +36:28 * Distancia 22.8 A/L * Mag 5.8 * DA 16.6 min/arco. Gran Cúmulo Globular de Hércules. Es uno de los más prominentes y más conocidos en el hemisferio norte. Fue descubierto por Edmond Halley en el año de 1714. Se encuentra a una distancia de 22200 años luz. Contiene alrededor de 100000 estrellas, hacia el centro se encuentran 500 veces mas concentradas que en la vecindad solar. Su edad se ha calculado en 14 billones de años; M13 fue seleccionado en 1974 como objetivo para uno de los primeros mensajes de radio dirigidos a buscar posible vida extraterrestre enviados por el radiotelescopio del observatorio de Arecibo, este mensaje demorará 23000 años en llegar y la posible respuesta otros tantos.

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CONSTELACIONES ESTACIONALES

NORTE

SUR

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ESTE

OESTE

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UNA MIRADA AL CIELO

1. UNA MIRADA AL CIELO

1.1 Constelaciones

Desde tiempos remotos, al hombre le ha gustado contemplar las estrellas. Mucho antes de nuestra era, los astrónomos chinos y egipcios establecieron las direcciones en el cielo con relación a ciertas agrupaciones de estrellas brillantes: así nacieron las constelaciones que según las civilizaciones se asocian a animales o personajes mitológicos y legendarios.

Los nombres actuales de las constelaciones del hemisferio Norte provienen de la mitología griega, mientras que los nombres de las constelaciones australes son más recientes y están relacionados con los descubrimientos de los navegadores a partir del siglo XVII.

Hay que señalar que una constelación es una agrupación de estrellas más o menos arbitrarias sin ninguna relación física que incluso están situadas a distancias muy diferentes unas de otras.

En una escala del tiempo del orden de 200.000 años se constata que las constelaciones se deforman porque sus estrellas se desplazan. Así, los hombres prehistóricos tenían una visión del cielo muy diferente a la nuestra. En una misma constelación se designan las estrellas por las letras sucesivas del alfabeto griego (a, b, c, d ...) en general por orden de brillo decreciente, algunas veces siguiendo las letras sucesivas del alfabeto griego. 1.2 Estrellas en el hemisferio Norte

Alrededor del polo boreal la primera constelación que se puede reconocer es la Osa Mayor, circumpolar para toda Europa que es visible en todo momento en una noche sin nubes. Las estrellas más brillantes de esta constelación dibujan una cacerola; en cuanto a las estrellas a y b de esta constelación se les llama “los guardianes”. La línea de los guardianes, prolongada desde b hacia a cinco veces la distancia angular hacia la parte alta de la cacerola, conduce a la estrella polar que está a menos de un grado del polo celeste Norte, y permite de esta manera orientarse en la noche ya que señala la dirección Norte. La estrella polar es la estrella a de una constelación llamada la Osa Menor.

Entre las dos osas se desarrollan las sinusoidades de Dragón cuya estrella a fue polar hace 5.000 años. En el lado opuesto de la Osa Mayor, con relación a la Polar, sensiblemente a la misma distancia angular se encuentra la forma de una W muy abierta, característica de la constelación de Casiopea.

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Las constelaciones de la puesta y el amanecer pueden empezar a localizarse de la siguiente manera. Si se prolonga la línea d - a de la Osa Mayor alrededor

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de cinco veces su longitud, se encuentra la estrella, Capella (a Cochero), la estrella más brillante de la constelación de Cochero. Entre Casiopea y el Cochero se encuentra Perseo. Prolongando dos veces la distancia angular que va desde los guardianes a la Osa Mayor a la Polar, se cae sobre un cuadrilátero llamado Cuadrado de Pegaso, prolongado por Andrómeda hacia la izquierda, que forma sobre esta última constelación una especie de “Osa Mayor” opuesta a la verdadera, pero con una superficie mayor. El vértice izquierdo del cuadrado de Pegaso pertenece a la constelación de Andrómeda (se trata de la estrella a ).

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El arco de círculo formado por la cola de la Osa Mayor prolongada hacia abajo apunta hacia Arturo, la estrella más brillante de la constelación de Boyero, en la proximidad de la cual seis estrellas en semicírculo y muy próximas forman la

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corona boreal. Muy próxima se encuentra en la constelación de Hercules, formando una H con las piernas ligeramente curvadas.

Continuando este arco de círculo, se encuentra Epi (a Virgo) de la constelación Virgo, que es una estrella blanca de brillo muy vivo. Bajo la constelación de la Osa Mayor, una de las figuras más señaladas del cielo de primavera es la constelación de León cuya estrella Régulus (a León) a veces llamada “corazón de León”.

Si se prolongan las dos estrellas g - b del “fondo de la cacerola” de la Osa menor, se llega a los Gemelos cuyas estrellas Castor (a Gemelos) y Polux (b Gemelos) formando con los dos guardianes de la Osa Mayor un paralelogramo muy alargado. Más o menos simétrica del Cochero con relación a la Polar se encuentra Lira, cuya estrella más brillante es Vega (a Lira ), una de las estrellas más bellas del cielo de verano.

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Esta estrella constituye la punta de un triángulo, el triángulo de verano cuyos vértices están completadas por Deneb (a Cisne) de la constelación del Cisne que atraviesa la Vía Láctea y Altair (a Aguila), estrella central de la constelación del Aguila.

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Simétrica a la polar con relación a la estrella Capella (a Cochero) de Cochero, se ve al fin de la noche de verano y al principio de la noche de invierno, la magnifica constelación de Orión cuyas estrellas principales forman un gran trapecio. En el interior de esta figura tres estrellas juntas. Dirigiéndose hacia la izquierda, se encuentra Sirio, la estrella más brillante del cielo de los dos hemisferios, en la constelación austral del Gran Can, prolongando hacia la derecha, se pasa cerca de Aldebaran (a Toro), estrello de color rojo que forma el extremo de una V en la constelación del Toro. El conjunto abierto de las Pleyades, son siete estrellas que se distinguen bien a simple vista. Una descripción semejante podría realizarse para el hemisferio Sur.

1.3. El movimiento anual

El Sol es una estrella como muchas otras, pero como la Tierra, efectúa su revolución anual alrededor de sí mismo en un año y el disco solar parece desplazarse con relación a las estrellas. En un planetario el espectador, observador, está sentado en el centro de una semiesfera y observa el movimiento aparente de los astros de la misma manera que hacemos en nuestra realidad cotidiana.

Inscribiendo cada día sobre un mapa del cielo los puntos cuyas coordenadas son las del centro del Sol, se determina la trayectoria aparente del centro del Sol sobre la esfera celeste. Esto no quiere decir que el Sol esté sobre la esfera celeste, se observa su proyección sobre la esfera. Se obtiene así un círculo máximo que pasa por la mitad de las constelaciones zodiacales materializando la trayectoria aparente del Sol en un plano que se llama la eclíptica.

El plano de la eclíptica forma un ángulo de 23º 26´ sobre el plano del ecuador celeste que le corta en dos puntos designados como g y g ´. Hay que señalar que la Tierra gira sobre ella misma, de oeste a este, en un día, alrededor de un

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eje de rotación que pasa por los polos. Este eje está inclinado 66º 34´ con relación al plano de la órbita de la Tierra.

Las constelaciones visibles en el cielo justo antes del amanecer y las visibles antes de la puesta del Sol no son siempre las mismas.

Si observamos las salidas y puestas del Sol durante muchas semanas consecutivas nos hace constatar que el Sol no sale y se pone siempre en el mismo punto del horizonte.

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En el curso del año, observando cada día la altura del Sol en su culminación, en el momento de paso por el meridiano local, se registran cambios importantes.

2. ESTRELLAS Y GALAXIAS

2.1 Objetos estelares

Extendiendo nuestra visión hacia la bóveda celeste, se pueden contemplar a simple vista 3.000 estrellas en las que algunas aparecen agrupadas como las Pléyades. Pero otras estructuras están presentes y se distinguen numerosas estrellas. En primer lugar, esta banda difusa de luz, la Vía Láctea, que desgarra el cielo atravesando regiones muy ricas en estrellas como Sagitario, Casiopea o el Cisne pero existen otras formaciones luminosas presentes en el cielo. Las más evidentes son la Gran y Pequeña nube de Magallanes próximas al polo celeste Sur. Además un examen atento de constelaciones como Perseo, Orión y Andrómeda nos revelan estructuras parecidas aunque más pequeñas.

Los prismáticos, los telescopios y también la fotografía permite extender nuestra visión y resolver los misterios de las concentraciones de luz. La Vía Láctea, así como otras concentraciones misteriosas de luz aparecen entonces compuestas de billones de estrellas. Otras nubes de luz como galaxias, cúmulos globulares o abiertos se resuelven en estrellas. Otras, sin embargo, persisten en su forma original (nebulosas).

2.2 La posición de las estrellas en el Universo

Para conocer la posición de las estrellas en el Universo el más simple y antiguo es el paralaje. Si se considera el movimiento de la Tierra alrededor del Sol durante 6 meses, una estrella se ve desde dos direcciones diferentes. Cuanto más próxima esté una estrella más sensible es el efecto. Este cambio de dirección permite calcular la distancia al Sol de las estrellas más próximas.

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tg a @ a = DTS/d

Una estrella próxima parece describir durante el año una elipse que determina el ángulo a. Este ángulo que es el paralaje anual de la estrella es inversamente proporcional a la distancia d de la estrella. DTS representa la distancia media entre el Sol y la Tierra (aproximadamente 150 millones de kilómetros) a la que se toma como unidad que se llama 1 UA (una unidad astronómica).

Si a es un segundo de arco d = 150 000 000 /tg 1" = 30 millones de millones de km. La distancia se llama 1 parsec y se utiliza muy frecuentemente como unidad para medir distancias astronómicas.

Así, distancia en parsecs = 1/ a en segundos de arco

3. TIPOS DE ESTRELLAS

3.1 Clasificación de las estrellas

Existen solamente 3.000 estrellas visibles a simple vista. El astrónomo griego Hiparco no solamente contó sino también clasificó las estrellas visibles basándose en su brillo. El conjunto más brillante (aproximadamente 20) se llaman estrellas de primera magnitud; le siguen las de segunda magnitud y así.

En este esquema son visibles a simple vista hasta las de sexta magnitud. Las de segunda magnitud son aproximadamente 2 y ½ veces más pálidas que las de primera magnitud, las estrellas de tercera magnitud son 2 y ½ veces las de segunda magnitud y así. Con telescopios poderosos, podemos ver estrellas que son aproximadamente 2.000 millones de veces más pálidas que las estrellas de primera magnitud.

Una estrella puede parecer pálida o por ser menos brillante o porque está a mayor distancia. Así sólo podemos comparar el brillo intrínseco de dos estrellas si se conocen sus distancias relativas con respecto a nosotros. De manera alternativa, se pueden comparar las distancias si se sabe el brillo intrínseco de las estrellas.

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Para conocer las propiedades físicas de una estrella alejada de nosotros se analiza el espectro de la luz que emite. Los objetos que tiene una cierta temperatura emiten radiación térmica con un espectro característico. Así la radiación que se recibe de una estrella tiene una frecuencia que está determinada esencialmente por la temperatura de la superficie de una estrella. Si la radiación máxima está alrededor de la longitud de onda correspondiente al color azul, la estrella parecerá azulada en el cielo como Spica (en Virgo) o Bellatrix (en Orión); si corresponde a la longitud de onda del color rojo aparece rojiza como Betelgeuse (en Orión) o Antares (en Scorpio). Como el azul tiene una frecuencia mayor que el rojo, las estrellas azuladas están más calientes que las rojas.

Además de la radiación térmica, los espectros de las estrellas muestran la radiación emitida por los átomos individuales cuando sus electrones saltan entre diferentes niveles y producen espectros de emisión. Estas líneas contienen información valiosa sobre la composición química y las condiciones físicas que existen en la estrella. Por estos medios se ha averiguado que las estrellas están formadas en su mayor parte por hidrógeno, helio, con pequeñas trazas de elementos más pesados.

Otro parámetro importante que caracteriza a una estrella es su "luminosidad" que mide la cantidad total de energía que emite la estrella por segundo. La luminosidad depende de la masa y radio de la estrella. Existe una relación entre la luminosidad y la temperatura de la superficie de una estrella que se puede analizar utilizando el diagrama "Hertzsprung- Russell (HR)".

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En el diagrama se representan la luminosidad y la temperatura superficial. El diagrama muestra que la mayor parte de las estrellas están en una banda llamada secuencia principal o de enanas. Entre ellas el Sol, que es una estrella enana.

Además aparecen otras ramas. En una se encuentran las estrellas gigantes y supergigantes más luminosas y de tamaño mayor. En otra rama están localizadas las enanas blancas de gran temperatura pero con brillo muy pequeño.

3.2 Formación, vida y muerte de una estrella

El medio oscuro que separa a las estrellas contiene un gas muy tenue en el que dominan el hidrógeno y el helio. Además existen partículas sólidas de silicatos, gráfito y otros componentes. A partir de estos materiales se forman las estrellas, en regiones llamadas nebulosas en las que las concentraciones de gas y polvo son más altas que en el medio circundante.

Así una estrella puede empezar en una gran y masiva nube de gas y polvo que empieza a contraerse por la atracción gravitatoria que comprime la nube y hace que su temperatura y presión se incremente. Si la masa es suficientemente grande la temperatura puede alcanzar temperaturas del orden de 100 millones de grados Kelvin. A tales temperaturas, el hidrógeno se ioniza y el gas existe en estado de plasma como un conjunto de iones y electrones. Estas partículas se mueven a muy altas velocidades y chocando entre sí muy frecuentemente.

A estas energías, la colisión de los núcleos de hidrógeno pueden fusionarse. La enorme energía liberada detienen la contracción, se produce una estructura estable, dando lugar a una estrella cuya luminosidad y temperatura la sitúan en la secuencia principal y en posición más alta cuanto mayor es su masa. Cuando la masa es pequeña el proyecto de estrella aborta convirtiéndose en lo que se llama una enana marrón. Son muy pequeñas y al cabo de un cierto tiempo dejan de emitir.

Las primeras reacciones que ocurren copiosamente transforman el hidrógeno en deuterio y a continuación en helio 3 o helio 4. Este proceso puede proporcionar la energía nuclear que mantiene las estrellas brillando durante mucho tiempo. En el caso del Sol, la contracción original de la nube de gas duró 15 millones de años a partir de los cuales se iniciaron las reacciones nucleares que se han mantenido aproximadamente 4 500 millones de años. Durante este tiempo se producen muy pequeños cambios en la estructura del Sol. De hecho, aproximadamente el 90% de todas las estrellas que vemos en el cielo están en tal fase; la estrella Polar, Sirio (en Can Mayor), Vega (en Lyra) y las tres estrellas en el cinturón de Orión están entre los ejemplos más familiares de las estrellas en la secuencia principal.

Esta fase termina cuando el hidrógeno en el núcleo de la estrella se consume lo que sucederá con el Sol en otros 4 500 millones de años. Una estrella como el Sol deberá estar aproximadamente 10 000 millones de años en la secuencia principal. Este tiempo no es el mismo para todas las estrellas. Cuanto más

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masiva es una estrella mayor será la contracción gravitatoria durante su formación y mayor será su temperatura central. Esto significa que las estrellas más masivas "quemarán" el hidrógeno más rápidamente y tendrán mayor luminosidad.

Al final de la combustión el núcleo estelar estará formado en su mayor parte por helio. A medida que la estrella se contrae más bajo la acción de la gravedad, la temperatura alcanza los 100 millones de grados en el centro. Alrededor de esta etapa ocurre la siguiente transformación clave. Se funden tres núcleos de helio para producir carbono, desprendiendo más energía nuclear lo que permite pasar a la siguiente etapa en la síntesis de los elementos. El incremento en la presión y la temperatura del núcleo hacen que se expanda la envoltura exterior de la estrella y acaba como una gigante roja de las que son ejemplos Betelgueuse (en Orión), Aldebarán (en Taurus) y Antares (en Scorpio). Si la masa es más grande que la solar la estrella será una supergigante.

3.3 Supernovas

Cuando el proceso de producción de energía termina, la gravitación hace que la estrella se contraiga cada vez más y se haga cada vez más densa. Si la masa total de la estrella no es demasiado grande, esta contracción puede alterarse cuando los electrones de la estrella se contraigan hasta muy altas densidades que puede parar el proceso de contracción. Tal final del proceso de evolución de una estrella conduce a las llamadas enanas blancas.

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Una enana blanca puede tener un radio comparable al de la Tierra pero una masa que es aproximadamente la del Sol. Las enanas blancas escapan a una nueva compresión por la física cuántica. Cuando su corazón está muy comprimido sus átomos se estrechan lo que tiene como consecuencia que las distancias entre núcleos y electrones se estrechan. Pero la mecánica cuántica (principio de exclusión de Pauli) impone una distancia mínima que se opone a la presión gravitatoria.

El destino final de una estrella que tenga una masa significativamente mayor puede ser más espectacular. Durante sus últimas etapas de evolución es capaz de expulsar su capa exterior en una explosión poderosa. Cuando esto sucede la estrella se convierte en muy luminosa y se llama una supernova.

El brillo de una supernova aumenta en un factor de varias centenas de millones en cuestión de días y se puede mantener como objeto brillante durante pocas semanas o meses. Durante la fase de brillo como estrella puede ocultar el brillo de otras estrellas de la constelación.

Se estima que se produce la explosión de una supernova en el universo cada segundo, pero muchas de ellas se encuentran demasiado lejos para ser visibles desde la Tierra. Las supernovas en nuestra galaxia o en las cercanas (que puedan contemplarse a simple vista) se estima que ocurren una vez por siglo... Dos supernovas históricamente importantes ocurrieron en 1572 y 1604.

La primera ocurrió en la constelación de Casiopea y fue estudiada por el astrónomo danés Thyco Brahe. La segunda ocurrió cerca de la conjunción de Marte y Júpiter y así fue anotada por astrólogos de todo el mundo. El estudio sistemático lo hizo Kepler. En el último milenio, sólo se localizaron media docena de supernovas visibles a simple vista y sólo una ha ocurrido desde la invención del telescopio, en 1987.

Una supernova puede dejar restos alrededor de la región en la que la explosión tiene lugar. Aunque la región entre las estrellas – llamada medio interestelar – es más tenue que el mejor vacío que pueda hacer el hombre, no está completamente vacío, tiene aproximadamente un átomo de hidrógeno por centímetro cúbico; el flujo explosivo de material desde la supernova dispersa material interestelar hasta que la presión acumulada hace que el flujo hacia fuera se detenga. Una supernova crea así un hueco en el material interestelar rodeado de una célula de materia comprimida.

Estos objetos remanentes de la supernova duran miles de años y pueden observarse en las bandas de radio y de rayos X. Una reciente investigación de radio ha visto mas de un centenar de tales remanentes en nuestra galaxia. El primer resto de una supernova se descubrió en la nebulosa del Cangrejo en Taurus que se encontró en la situación precisa de una supernova observada por los astrónomos chinos en 1504.

Hay que destacar que en las primeras estrellas la composición era una mezcla de hidrógeno y helio. Gracias a la primera ronda de explosiones de supernovas, la galaxia se ve enriquecido por pequeñas cantidades de

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elementos pesados que pueden influir en la evolución estelar muy significativamente. El Carbono, por ejemplo, tiene el efecto de incrementar el flujo de energía en la estrella, acortando por tanto su vida.

3.4 Estrellas de neutrones y pulsares

¿Qué sucede con el núcleo de una estrella cuando la explosión de una supernova lanza hacia fuera la envuelta exterior?. Una vez más depende de la masa que permanece en el núcleo. Si esta masa es menor que aproximadamente dos masas solares, el núcleo acaba como una estrella de neutrones. El rápido colapso del núcleo de la supernova reúne a los protones y electrones, formando neutrones. La densidad de tal estrella de neutrones puede ser comparable a la de un núcleo atómico, que es de aproximadamente 1015 g. cm-3. Las estrellas de neutrones son pequeños objetos que tienen un radio de sólo 10 km, 600 veces menor que el radio de la Tierra.

Las características verdaderamente destacables de una estrella de neutrones son su campo magnético y rotación. Todas las estrellas (incluyendo nuestro

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Sol) giran, pero muy lentamente. A medida que la estrella se colapsa para formar un remanente compacto, su velocidad de rotación aumenta (el momento cinético se conserva). Una estrella compacta de neutrones puede girar varios cientos de veces en un segundo. Todas las estrellas poseen también campo magnético cuya intensidad y también aumenta a medida que la estrella se confina en una región menor. El campo magnético en la superficie de una estrella de neutrones puede ser de un millón de millones de veces el de la Tierra.

Las dos propiedades – la elevada rotación y el campo magnético – permiten que las estrellas de neutrones se manifiestan como una clase de objetos estelares llamados pulsares. El primer pulsar fue descubierto en 1968 por Hewish y Bell en el observatorio de Mullard de Cambridge. Encontraron que un objeto celeste emitía pulsos de radio de intensidad variable pero con un intervalo extremadamente regular. El periodo en el que se recibían las señales era increíblemente preciso 1.33730113 segundos. La emisión procedía de una estrella de neutrones que giraba rápidamente. El campo magnético de la estrella de neutrones aceleraba los neutrones alrededor de la estrella, haciéndole emitir haces de ondas de radio. La pauta de emisión gira con la rotación de las estrellas y nos alcanza cuando la dirección de emisión apunta hacia la Tierra. Así se tiene la radiación de un pulsar en intervalos de tiempo muy regularmente espaciados.

Desde 1968 se han descubierto más de 700 pulsares. Algunos de ellos emiten radiación no sólo en la banda de radio sino en frecuencias más elevadas como los rayos X y gamma. A medida que el pulsar radia energía su rotación disminuye en pequeña proporción.

Otro objeto destacable perteneciente a la misma clase es un "pulsar binario", descubierto en primer lugar en 1974 y llamada PSR 1913 +16 (estos números designan la posición del objeto en el cielo). El sistema consta de estrella de neutrones de 1.4 veces la masa solar, emitiendo pulsos aproximadamente 17 veces por segundo, acompañada por otra estrella de neutrones invisible de masa semejante. Estas dos estrellas compactas giran una alrededor de la otra en una órbita muy apretada con un periodo de 8 horas.

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3.5 Agujeros negros

¿Significa que las estrellas de neutrones son el final de una evolución estelar?. La presión debida a los neutrones puede equilibrar la energía de la gravedad si la estrella de neutrones no es demasiado masiva. Hay una masa crítica llamada "masa Chandrasekhar" que decide el destino de la estrella de neutrones. Si la masa de la estrella de neutrones es mayor que la masa de Chandrasekhar entonces la contracción debida a la gravedad no puede detenerse. Tal objeto acaba como un agujero negro, el final más exótico al que puede aspirar una estrella.

A medida que una estrella de neutrones se contrae, su radio disminuye y la fuerza gravitatoria en su superficie crece. Pronto se alcanza un estado en el que ninguna partícula material puede escapar de la fuerte atracción gravitatoria. Incluso ni la luz puede escapar de la superficie haciendo que el objeto sea completamente invisible para un observador exterior. Tal objeto se llama "agujero negro" y representa el estado final de la contracción gravitatoria de una estrella de neutrones suficientemente masiva.

La teoría de la Relatividad describe la fuerza gravitatoria como ocasionada por el espacio que se curva. La curvatura del espacio también afecta a la propagación de los rayos de luz. La curvatura del espacio producida por una estrella de neutrones puede ser enorme cuando se contrae a una configuración muy densa. El camino de la luz se distorsiona enormemente en tal campo gravitatorio intenso representado por una gran curvatura. Cuando el cuerpo se

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convierte en un agujero negro, la curvatura alcanza un valor crítico evitando que la luz escape de su superficie. El valor critico del radio que debe alcanzarse para ser agujero negro se llama "radio Schwarzschild". Para un cuerpo tan masivo como el Sol, es de aproximadamente de 3 km de radio. Esto significa que si la masa entera del Sol (que ahora ocupa un radio de aproximadamente 700 000 km) se comprime en una región de menos de 3 km de radio, el Sol llegará a ser un agujero negro.

Podemos contemplar el asunto de una manera alternativa, aunque menos exacta. Sabemos que una piedra lanzada desde la superficie de la Tierra caerá habitualmente debido a la fuerza gravitatoria. Es posible, sin embargo, lanzar un cohete con tan gran velocidad que escape de la atracción gravitatoria de la Tierra. La velocidad crítica que es necesaria para esto, y que se llama "velocidad de escape", es aproximadamente 12 kms-1. Para una estrella de neutrones densa esta velocidad de escape puede ser mucho mayor. Cuando la velocidad de escape excede la velocidad de la luz debemos concluir que la luz no puede escapar del objeto.

Si los agujeros negros son completamente invisibles ¿cómo se sabe que existen?. La naturaleza ha proporcionado una manera conveniente en forma de sistemas de estrellas conocidas como "binarias". Estas son pares de estrellas unidas por la gravitación y orbitando una alrededor de la otra. Si una de las estrellas de un sistema binario se convierte en un agujero negro debido al colapso gravitatorio, la fuerte atracción del agujero negro atraerá materia de la estrella compañera con una corriente de materia fluyendo de ella.

Estudiando la órbita de la estrella visible, podemos estimar la masa de la compañera invisible. Si la masa es por ejemplo de aproximadamente dos veces la masa del Sol, es extremadamente probable que el objeto invisible sea un agujero negro. Los astrónomos han identificado unos cuantos candidatos que pueden confirmarse como agujeros negros.

4. GALAXIAS

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4.1 La vía Láctea

La segunda unidad más importante en la jerarquía cósmica es una galaxia. Las estrellas no están aisladas. El Sol y otros cien mil millones de estrellas están ligadas gravitacionalmente y forman nuestra galaxia, la Vía Láctea, con un diámetro de 100.000 años luz. En ella las estrellas no permanecen fijas sino que giran alrededor del núcleo de la Galaxia, describiendo órbitas que se iniciaron en el momento de su formación.

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La Vía Láctea presenta bulbos centrales, simétricos dos a dos. El Sol está situado en el borde interior de uno de estos brazos y a unos 29 mil años luz del centro. Los brazos espirales no giran alrededor de la Galaxia sino con la Galaxia, como un sólido rígido. Las estrellas con mayor velocidad orbital, como el Sol, atraviesan los brazos en su movimiento alrededor de la Galaxia.

Como otras galaxias, la Vía Láctea tiene estrellas, polvo y gas. El polvo, compuesto de carbono, silicatos y otro material, produce absorción de luz en diferentes cantidades en diferentes direcciones, dando lugar por lo tanto a la aparición de "agujeros" en la distribución estelar de la Vía Láctea. Por esta razón, no es fácil determinar la forma de nuestra galaxia "desde dentro". Las observaciones en la banda de radio que permite penetrar el polvo y el gas y confirmar que nuestra galaxia es espiral y, de hecho, contiene cuatro brazos distintos en espiral

Las tres componentes de nuestra galaxia (disco, protuberancia y halo) también contienen diferentes clases de estrellas. Las estrellas del disco son relativamente jóvenes y se llaman Estrellas de Población I. Orbítan alrededor del centro de la galaxia como planetas dando vueltas alrededor del Sol. Sus edades oscilan desde unos pocos millones de años hasta 12 billones de años. De hecho las más jóvenes estrellas del disco son jóvenes incluso cuando se comparan con el sistema solar (que tiene aproximadamente 4,5 millones de años). La formación de estrellas es una actividad fundamental del disco.

Las estrellas en la protuberancia y halo (llamada estrellas de Población II) pueden haberse formado hace 13 billones de años.

4.2 Clasificación de las galaxias

Además de nuestra Galaxia aparecen otras muchas cuyo tamaño puede duplicar al de la nuestra. La galaxia más cercana es la Gran Nube de Magallanes situadas a 200 000 años luz, sólo observable desde el Hemisferio Sur y descubierta por Fernando de Magallanes,

Las masas de las galaxias pueden variar desde un millón de masas solares a diez millones de millones de masas solares. Las de masa baja se llaman "enanas" y contienen típicamente aproximadamente de un millón de estrellas. Una galaxia más típica, como la propia Vía Láctea, contiene aproximadamente un centenar de billones de estrellas como el Sol (casi todas las estrellas familiares que vemos en el cielo pertenecen a nuestra propia galaxia). En el otro extremo, algunas de las galaxias gigantes contienen más de 100 veces del número de estrellas de nuestra galaxia.

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Las galaxias también exhiben diferentes clases de morfologías o formas. En los extremos están dos clases llamadas espirales y elípticas. Las galaxias en espiral tienen apariencia de disco con brazos en forma de espiral en el que residen la mayor parte de las estrellas. En contraste, las galaxias elípticas son tridimensionales y tienen la forma característica de un elipsoide. Las mismas elípticas se clasifican en varias categorías dependiendo de lo distorsionadas que estén... Los sistemas casi esféricos se dicen del tipo E0 y las regularmente aplanadas se llaman E7 entre ellas hay una gradación de E1, E2, E3, ..., E6.

Andrómeda

Las galaxias espirales se clasifican según lo estrechamente que están sus brazos enlazados y si tienen una estructura en forma de barra cerca del centro.

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Las espirales normales van de So (que no tienen virtualmente brazo espiral) pasando por Sa, Sb y así, que tienen brazos espirales bien desarrollados. Las espirales con barra son galaxias espirales que tiene una estructura de barra cerca del centro, con brazos espirales emanando de los extremos de barras. Se clasifican de nuevo como SBO, Sba, SBb, etc.

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4.3 Cuásares

Las estrellas y galaxias son los objetos más familiares en Astronomía. Como las galaxias son esencialmente colecciones de estrellas es lógico esperar que las galaxias sean considerablemente mayores y más brillantes que las estrellas individuales cosa que realmente ocurre. Por lo tanto es sorprendente que exista una clase excepcional de objetos llamados cuásares que son tan luminosos como una galaxia entera pero de tamaño muy compacto

El elevado desplazamiento hacia el rojo que se observa en su espectro óptico corresponde a velocidades que no pueden calcularse utilizando la fórmula del efecto Doppler clásico. La interpretación más directa de este enorme desplazamiento está basado en la cosmología. Si suponemos que los cuásares están muy lejos, entonces la expansión del Universo explica el desplazamiento hacia el rojo de acuerdo con la teoría de la Relatividad generalizada. Estas largas distancias significan que los cuásares son los objetos más antiguos conocidos y que debieron formarse cuando el Universo era considerablemente joven.

Los anteriores hechos han dificultado la búsqueda de un modelo teórico para los cuásares. Las fuentes convencionales de energía no cumplen estas exigencias. Muchos astrónomos creen que los cuasares deben su energía a un "motor central" que contiene un agujero negro supermasivo rodeado de un disco de material gaseoso. A medida que los materiales caen dentro del agujero negro, procesos viscosos calientan la materia y pueden llevar a la emisión de cantidades significativas de energía.

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4.4 Grupos de galaxias

Las estrellas están agrupadas en estructuras como los cúmulos de estrellas y las galaxias. Los telescopios revelan que existen más de unos mil millones de galaxias en el universo visible. ¿Cómo están las galaxias distribuidas en el espacio o hay una pauta de distribución?. Existe una tendencia a agruparse entre sí aunque algunas de las galaxias se ven aisladas.

Nuestra Galaxia y las galaxias más próximas como la Pequeña y Gran Nube de Magallanes, Andrómeda, M32 y aproximadamente otras treinta más, forman el Grupo Local de Galaxias. La más distante es Pegaso a 6 millones de años luz.

Las concentraciones de galaxias reciben el nombre de cúmulos de galaxias. El Grupo Local es uno de los más pequeños. Entre los grandes podemos citar el cúmulo de Coma situado a una distancia de unos 300 millones de años luz. Su forma es esférica con un diámetro de unos 17 millones de años luz y una masa de aproximadamente mil billones de veces la masa solar. Coma tiene una densidad de galaxias muy alta en el centro que favorece la colisión de galaxias.

5. EL UNIVERSO EN EXPANSIÓN

5.1 El Big-Bang

Hasta el principio del siglo XX se suponía que el universo era estático; las estrellas se movían unas en relación a otras pero no se pensaba en una expansión o contracción general. Pero las estrellas experimentan atracciones

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gravitatorias y si todo estuviera hubiera estado inicialmente estático en el Universo ¿por qué la atracción gravitatoria no lo agruparía todo?.

Pero en 1930 los astrónomos empezaron a evidenciar que el universo no es estático. Pudieron medir los movimientos de las galaxias distantes con relación a la Tierra observando los desplazamientos por efecto Doppler de las longitudes de onda de sus espectros. Los desplazamientos siempre ocurrían siempre hacia longitudes de onda más largas mostrando que las galaxias distantes parecían alejarse de nosotros y entre sí.

El astrónomo Edwin Hubble midió los desplazamientos hacia el rojo de muchas galaxias distantes y llegó a la conclusión de que la velocidad de recesión v de una galaxia es proporcional a su distancia de nosotros

V = H0r

Donde H0 es una constante empírica llamada constante de Hubble que vale cuando las distancias se miden en metros y las velocidades en metros por segundo: H0 = 1,8 10 –18 s-1, con una precisión del 25%.

Otro aspecto de las observaciones de Hubble es que las galaxias distantes parecían retroceder en todas las direcciones y no había ninguna razón particular para suponer que nuestra galaxia estuviera en el centro del Universo.

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Aunque existan fluctuaciones locales en la densidad el universo debe parecer el mismo en todas las direcciones y las leyes de la física son las mismas.

Una hipótesis llamativa que sugiere la ley de Hubble es que en el pasado, toda la materia en el universo se concentró en un pequeño espacio y estalló en una inmensa explosión llamada Big Bang dando a toda la materia observable las velocidades que observamos hoy.

5.2 Después de la gran explosión

Después del primer éxito, la teoría del Big-Bang se enfrentó a una serie de grandes problemas. Las condiciones del Bang de la creación debieron ser muy particulares. Para remontarnos a las proximidades del tiempo cero, es necesario volver a pensar en la teoría y aproximar la cosmología a la física de partículas.

El Universo inicial debería ser muy denso y extremadamente caliente. A medida que evolucionó la densidad media fue disminuyendo y se produjo un descenso de la temperatura y la energía media de las partículas. A medida que esto fue ocurriendo las interacciones básicas se fueron desacoplando sucesivamente.

Para entender este último punto, debe tenerse en cuenta que la unificación de las interacciones electromagnética y débil ocurre a energías lo bastante grandes para que las diferencias en masa entre los varios bosones de spin 1 que median las interacciones sean insignificantes. La interacción electromagnética está mediada por el fotón sin masa, la interacción débil por los bosones débiles W-+ y Z0 con masas de orden de 90 GeV/c2. A energías mucho menores que 90 GeV las dos interacciones parecen bastante diferentes, pero a energías mucho mayores que 90 GeV llegan a ser parte de una simple interacción. Según las teorías de la gran unificación, algo parecido sucede con la interacción fuerte. llega a estar unificada con la interacción electrodébil a energías del orden de 1014 GeV, pero a menores energías las dos aparecen diferenciadas.

Finalmente, a energías suficientemente altas y a cortas distancias, se supone que la gravitación resultará unificada con las otras tres interacciones. La distancia para la que esto va a ocurrir se supone que será del orden de 10 –35

m. Esta distancia es la llamada longitud de Planck lp. El tiempo de Planck tp = lp/c = 0,539·10–43 s es el tiempo que emplea la luz en recorrer la distancia lp

Si mentalmente retrocedemos en el tiempo debemos detenernos cuando alcancemos t = 10–43 s ya que no tenemos una teoría adecuada que unifique las cuatro interacciones.

5.3 Los primeros instantes del Universo

• La temperatura del universo en el instante t = 10–43 s fue de aproximadamente 1032 K, la energía media por partícula es E = kT = (10-

4 eV/K)(1032K) = 1019 GeV. En las teorías unificadas esta energía

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corresponde a la que la gravedad empieza a comportarse como una interacción separada.

• Entre t = 10-43 s a 10-35 s, las fuerzas fuerte y electrodébil están todavía unificadas, y el universo consiste en una sopa de quarks y leptones transformándose entre sí tan libremente que no existe distinción entre las dos familias de partículas. Pueden existir otras, partículas mucho más masivas que se crean y destruyen libremente. Una característica importante de las teorías unificadoras a suficientemente altas energías, el número bariónico no se conserva. Así al final de este periodo el número de quarks y antiquarks deben ser desiguales.

• En t = 10-35 s la temperatura decreció a aproximadamente a 1027 K y la energía media en aproximadamente 1014 GeV. A esta energía la fuerza fuerte se separó de la fuerza electrodébil y los números bariónico y leptónico empezaron a conservarse por separado.

• En t = 10-32 s el universo se convirtió en una mezcla de quarks, leptones y los bosones mediadores (gluones, fotones y los bosones débiles W± y Z0). Continuó expandiéndose y enfriándose desde ese momento a t = 10 –6 s, cuando la temperatura fue de aproximadamente 1013 K y energías típicas de 1 GeV (comparable a la energía en reposo de un nucleón). En este instante los quarks empezaron a unirse para formar nucleones y antinucleones. Por encima de 10-2 s la mayoría de las energías de los fotones caen por debajo del umbral de energía para la producción de tales pares. A aproximadamente t =14 s la energía cayó alrededor de 1 MeV, por debajo del umbral para la producción de pares e+ /e-. Después de que la producción de pares cesara aproximadamente todos los positrones que quedaron fueron aniquilados, dejando al universo con muchos más protones y electrones que las antipartículas de cada una.

Por encima de aproximadamente t = 1s, los neutrones pudieron producirse en la reacción endotérmica. e- + p à n + n e Después de este instante, la mayoría de los electrones no tienen suficiente energía para esta reacción. La energía promedio de los neutrinos también decreció, y a medida que el universo se expandía, las reacciones de equilibrio que llevaban consigo la absorción de neutrinos llegaron a ser inoperantes. En este instante, en efecto, el flujo de neutrinos y antineutrinos se "desacopló" del resto del universo. Debido a la sección transversal extremadamente pequeña para la absorción de los neutrinos, la mayor parte de este flujo está todavía presente, aunque enfriado enormemente por la expansión. El modelo standard predice una presencia de neutrinos a 2 K. Ningún experimento los ha podido detectar 5.4. Nucleosintésis A aproximadamente t = 1 s y a una temperatura de 1010 K la proporción de protones es de 4,5 veces más protones que neutrones. Sin embargo los neutrones libres se desintegran en protones con un periodo de vida media de 616 s. Esta desintegración hace que la razón entre protones/neutrones aumente hasta aproximadamente t = 225 s. En este instante la temperatura es de aproximadamente 109 K y la energía está bien por debajo de 2 MeV.

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Esta es una energía crítica ya que es la energía de enlace del deuterón (un neutrón y un protón unidos) es de 2,22 MeV. Un neutrón ligado en un deuterón no se desintegra espontáneamente. A medida que la energía media disminuye, pueden combinarse un protón y un neutrón para formar un deuterón y hay muy pocos fotones con bastante energía (2.22 MeV) para disociar al deuterón de nuevo. Por lo tanto la combinación de protones y neutrones en deuterones altera la desintegración de los neutrones libres. La formación de deuterones empezando en t = 225 s marca el principio del periodo de formación de los núcleos, o nucleosintésis. En este instante existen aproximadamente siete protones por cada neutrón. El deuterón (2H) puede absorber un neutrón y formar un tritón (3H), o puede absorber un protón y formar (3He). A continuación 3H puede absorber un protón, y 3He absorber un neutrón produciendo 4He (una partícula a ). También pueden formarse unos pocos núcleos 7Li por fusión de los núcleos 3H y 4He. Según esta teoría, esencialmente todo el 1H y 4He en el universo actual se formó en este tiempo. Pero entonces la construcción de núcleos se detiene. La razón es que no existe ningún núclido con número másico A = 5 estable o inestable. Las partículas a simplemente no absorben neutrones o protones. El núclido 8Be formado por la fusión de dos núcleos 4He es inestable con un periodo de vida media extremadamente corto, de aproximadamente 10-16 s. Hay que observar que en este instante la energía media es demasiado grande para que los electrones se unan al núcleo; no existen todavía átomos.

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No ocurre más nucleosintésis hasta mucho después, aproximadamente t = 2 1013 s (aproximadamente 70 000 años). En este instante la temperatura es aproximadamente de 3 000 K y la energía media de unos pocos eV y podrían formarse átomos neutros de hidrógeno y helio. Con las repulsiones eléctricas anuladas, la atracción gravitatoria puede juntar los átomos neutros para formar las galaxias y eventualmente las estrellas. Las reacciones termonucleares en las estrellas se creen producidas por núcleos más masivos. A medida que una estrella utiliza su hidrógeno, la presión gravitatoria excede la radiación hacia fuera y la presión del gas, y el núcleo de la estrella empieza a contraerse. Para las estrellas con suficiente masa existe suficiente energía y suficiente densidad para empezar otro proceso, la fusión del helio. Primero los dos núcleos de 4He se funden para formar 8Be. El muy corto periodo de vida de este núcleo inestable se ve compensado por una sección transversal para la absorción de otro núcleo 4He con una energía específica, una especie de efecto de resonancia. Así una fracción sustancial de los núcleos de 8Be se funden con 4He para formar el núcleo estable 12C. Sucesivas fusiones con 4He da O16, 20Ne, 24Mg. Todas estas reacciones son exotérmicas. Desprenden energía para calentar la estrella, y 12C y el O16 pueden fusionarse para formar elementos con números atómicos más elevados. La energía de enlace por nucleón para los nuclidos accesibles culmina en el número másico A = 56 con el núclido 56Fe así las reacciones de fusión acaban con el Fe. Pero sucesivas capturas de neutrones seguidas por desintegraciones beta pueden continuar la síntesis de núcleos más masivos. Si la estrella es lo bastante masiva, puede eventualmente explotar como una supernova, enviando al espacio los elementos pesados producidos por los procesos anteriores. En el espacio, los escombros y otra materia interestelar pueden formar, unidos gravitatoriamente, nuevas estrellas y planetas. Y así es como el material de nuestra tierra se formó. 6. LOS BORDES DEL UNIVERSO La expansión adquiere otro punto de vista cuando se contempla desde el punto de vista de la relatividad generalizada. Según esta teoría lo que nos parece un desplazamiento Doppler producida por el alejamiento de las galaxias no es otra cosa que la expansión del espacio mismo. Podemos introducir una analogía para ayudarnos a pensar. Supongamos que somos insectos que se desplazan sobre una superficie. No podemos dejar la superficie y solo podemos ver delante de nosotros, no hacia arriba o hacia abajo. Vivimos en un mundo de dos dimensiones que llamamos tierra plana. Si la superficie es un plano, podemos situar nuestra posición con coordenadas cartesianas (x,y). Si el plano se extiende indefinidamente en las direcciones x e y, se dice que el espacio tiene extensión infinita o no tiene límites. Independientemente de hacia donde nos desplacemos nunca alcanzaremos el borde o los límites.

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Un hábitat alternativo para nosotros sería la superficie de una esfera con radio R. El espacio parecería todavía infinito en el sentido de que se puede avanzar siempre y nunca alcanzar un límite o borde. Pero en este caso el espacio es finito o con límites. Para describirla posición de un punto en este espacio se pueden utilizar la latitud y la longitud.

En la figura se supone que la superficie es un globo esférico. Si se hincha cada vez más el globo, aumentando el parámetro R, las coordenadas de un punto no cambian aunque la distancia entre dos puntos cualesquiera se hace cada vez más grande. Además a medida que la R aumenta, la velocidad o cambio de la distancia entre dos puntos es proporcional a su distancia de separación inicial, de acuerdo con la ley de Hubble. R no es una coordenada en el sentido habitual, es el radio de curvatura en nuestro espacio de dos dimensiones, y es también un factor de escala variable que cambia a medida que este universo de dos dimensiones cambia. Generalizar esta imagen a tres dimensiones es difícil. Se debe pensar en nuestro espacio de tres dimensiones como incluido en un espacio de cuatro o más dimensiones, de la misma manera que visualizamos la tierra plana esférica dentro de un espacio de tres dimensiones cartesiano. Por otra parte se necesita contemplar el papel de la atracción gravitatoria en un universo en expansión. Las atracciones gravitatorias deberían hacer más lenta la expansión inicial pero ¿cuánto?. Si no fuera suficientemente grande, el universo se expandiría cada vez más lentamente, se pararía eventualmente y se contraería de nuevo en lo que llamaríamos Big Crunch. Por otra parte, si las fuerzas gravitatorias son mucho más débiles sólo hacen que la expansión disminuya un poco y el universo continúa expandiéndose para siempre. La situación es semejante al problema de la velocidad de escape de un proyectil lanzado desde la tierra. El que el universo continúe expandiéndose indefinidamente depende de la densidad media de materia. Si la materia es relativamente densa, existe mucha atracción gravitatoria para detener la expansión y hace que el universo se contraiga de nuevo. Si no es así, la expansión continuaría independientemente. Se puede deducir una expresión de la densidad crítica r c para frenar la expansión.

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El siguiente cálculo se basa en la mecánica newtoniana que aunque no es correcta relativisticamente ilustra la idea.

Si se considera una gran esfera con radio R conteniendo muchas galaxias con masa total M. Supongamos que nuestra galaxia con masa m está situada en la superficie de la esfera. Como la distribución de materia alrededor de la esfera es simétrica se puede suponer que la fuerza gravitatoria sobre nuestra galaxia es la fuerza que ejercería la masa M colocada en el centro de la esfera. La energía total E (cinética + potencial) de nuestra galaxia

E = ½ mv2 – GmM/R

Si E es positiva la galaxia tendría suficiente energía para escapar de la atracción gravitatoria de la masa M y el universo continuaría expandiéndose continuamente. Si E es negativa la galaxia no puede escapar y el universo volvería a su situación inicial. El punto de cruce ocurriría cuando E= 0.

½ mv2 = GmM/R pero la masa M es en función de la densidad es rc

M = 4/3 p R3 rc

Y si la velocidad v de la galaxia está dada por la ley de Hubble v = H0R sustituyendo

½ m (H0R)2 = Gm/R(4/3 p R3 rc) y la densidad crítica es

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r c = 3H0

2/8p G Sustituyendo los valores:

r c = 3(1,8 10 –18 s-1)2/ 8 p (6,67 10 –11 m3/kg.s2) = 5,8 10 –27 kg/m3

Si la densidad crítica es menos que rc el universo continuará expandiéndose indefinidamente; si es mayor parará de expandirse y empezará a contraerse. 7. LA MATERIA OSCURA

Se han hecho intentos para estimar la densidad media real de la materia en el universo. Estas estimaciones incluyen a la vez la materia luminosa (estrellas) y la materia no luminosa (incluyendo los agujeros negros y el gas interestelar). Algunos científicos teóricos creen que el universo debe ser cerrado y la densidad media deber ser igual a rc , entonces la expansión se aproximará a cero a lo largo del tiempo. Para que esto sucede debería existir una gran cantidad de materia que no se ha visto o materia oscura en el universo. La naturaleza de la materia que falta es hasta el momento un misterio. Un examen atento de la dinámica gravitatoria muestra que el 90% de las galaxias espirales están compuestas de materia negra, esta forma un misterioso halo que impide que la espiral sea despedida por fuerzas centrífugas. Esta materia podría no ser mas que la materia ordinaria inerte formada por protones y neutrones: enanas, marrones, planetas del tamaño de Júpiter, gas o polvo interestelar e incluso agujeros negros.

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Pero, para la cantidad de átomos ligeros como el helio y el litio sea correcta, sólo una décima parte de la materia negra puede estar constituida por materia ordinaria. El resto debe estar formada por partículas pesadas WIMPS (Weakly Interactive Massive Particles) que no interactuarían con la materia ordinaria. La materia negra podría también estar compuesta por partículas sin masa o muy ligeras viajando a la velocidad de la luz o próxima a ella. El candidato natural es el neutrino que es invisible. Los neutrinos masivos son una posibilidad. La presencia de materia oscura es también sugerida por las medidas recientes de desplazamiento Doppler de los lados opuestos de las galaxias en rotación. El efecto gravitatorio es 20 a 30 veces más grande que la que cabría esperar sobre la base de materia visible sólo. 8. EL NACIMIENTO DEL UNIVERSO En 1965, Arno Penzias y Robert Wilson descubrieron una radiación de microondas de origen desconocido sin ninguna dirección preferente. Además la investigación mostró que la radiación tiene un espectro de frecuencia que se ajusta a la ley de radiación del cuerpo negro de Planck. El máximo de intensidad es para la longitud de onda de 1,1 mm con una temperatura absoluta correspondiente a T = 2,7 K. Pronto se reconoció que era la radiación que quedaba de la evolución temprana del universo. La radiación de microondas de fondo es una de confirmaciones experimentales del Big Bang. La NASA lanzó en 1989 su primer satélite destinado a la Cosmología, el COBE (Cosmic Background Cobe). El espectrómetro absoluto en el infrarrojo lejano midió el espectro del fondo cosmológico que correspondía exactamente a la radiación de un cuerpo negro. A principios de los años 80, los cosmólogos estaban inquietos con la uniformidad del fondo cosmológico cuya temperatura es la misma en todo el cielo. En 1992 después de tener en cuenta todas las fuentes de errores el equipo del Cobe constató que empezaban a aparecer pequeñas variaciones en el fondo del microondas que se confirmaron con nuevas mediciones realizadas con instrumentos más sensibles. En los periódicos se anunciaba "Se ha observado el nacimiento del universo".

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Las minúsculas variaciones de temperatura (solamente 30 millonésimas de grado) muestran los gérmenes que la gravedad amplificó para constituir el Universo. Partes de materia dispersas a través del espacio infinito se condensarían en masas diferenciadas y para dar lugar a una serie de masas muy alejadas unas de las otras.

Javier de Lucas

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LA NEBULOSA DEL CANGREJO

Hace casi mil años, una explosión celestial de proporciones inimaginables aclaró un cielo de verano.

Era la explosión espectacular de una supernova, la muerte violenta de una estrella que puede haber sido 60 veces más masiva que nuestro Sol. En julio o agosto de 1054, los astrónomos chinos vieron y grabaron el fallecimiento de la estrella. Apareció en el cielo entre los cuernos de la constelación de Tauro una estrella que los chinos describieron como seis veces más luminosa que Venus y aproximadamente tan brillante como la Luna llena.

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Los restos de esta estrella se llamaron después la Nebulosa del Cangrejo, una masa nebulosa, resplandeciente de gas y polvo, a 7000 años luz de la Tierra.

Si la explosión hubiera ocurrido a 50 años luz de la Tierra, los astrónomos creen que todos los seres vivientes hubieran podido ser destruidos por la radiación. En los diez siglos transcurridos desde entonces, los astrónomos han dado testimonio sólo de dos cataclismos comparables en nuestra Galaxia: las explosiones de supernovas de 1572 y 1604.

Por los relatos chinos, la supernova fue un tremendo despliegue celestial. Pero los europeos pueden no estar de acuerdo, porque los astrónomos no han encontrado ningún archivo europeo del evento. Los indios americanos en Arizona del norte, sin embargo, pueden haberse inspirado por el evento y lo dibujaron. Se han encontrado dos pictografos, uno en la cueva de Mesa Blanca y el otro en una pared del Cañón Navajo. Los dos muestran una luna creciente con una estrella grande cercana.

Los científicos han calculado que el acontecimiento ocurrió en la mañana del 5 de julio de 1054, la Luna se localizó solamente a 2 grados norte de la posición actual de la Nebulosa del Cangrejo. La supernova fue olvidada durante más de 600 años hasta la invención de los telescopios que revelaron detalles celestes más débiles de lo que el ojo humano puede descubrir.

En 1731, el físico inglés y astrónomo aficionado John Bevis observó las hebras de gas y polvo que forma la nebulosa.

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Mientras cazaba cometas en 1758, Charles Messier señaló la nebulosa, notando que no aparentaba moverse. La nebulosa llegó a ser el primer apunte en su famoso "Catálogo de Nebulosas y cúmulos estelares, " publicado primeramente en 1774.

Lord Rosse llamó a la nebulosa el "Cangrejo" en 1844 porque su estructura le

parecieron semejantes a las patas del crustáceo. En las décadas siguientes del trabajo de Lord Rosse, los astrónomos continuaron estudiando el Cangrejo debido a su fascinación por el extraño objeto. En 1939, el astrónomo John Duncan determinó que la nebulosa se estaba expandiendo y probablemente se originó de un foco puntual .

El astrónomo Walter Baade sondeó más profundamente en la nebulosa, observando en 1942 que una estrella prominente cerca del centro de la nebulosa podría relacionarse con su origen. Seis años después, los científicos descubrieron que el Cangrejo estaba emitiendo las radioondas más intensas que cualquier otro objeto celestial. Baade notó en 1954 que el Cangrejo posee campos magnéticos poderosos, y en 1963, un cohete a gran altitud descubrió rayos X de gran energía que provenían de la nebulosa.

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Ondas de Radio, Rayos X, Campos magnéticos fuertes...los científicos supieron que la Nebulosa del Cangrejo era una fuente poderosa de radiación, pero ¿cual era su origen? Lo descubrieron en 1968: un objeto en el centro de la nebulosa (la estrella prominente de Baade) emitía pulsos de radioondas 30 veces por segundo. El llamado Pulsar del Cangrejo, está entre los primeros pulsares descubiertos, y es el pulsar más rápido y más enérgico formado de una explosión de supernova.

Pero los científicos se preguntaron por qué el pulsar estaba girando tan rápidamente. Y concluyeron que el pulsar era una estrella de neutrones porque la teoría sugirió que estas estrellas existen en los centros de los restos de supernovas. Las estrellas de neutrones también son las únicas estrellas que pueden rotar rápidamente sin romperse en trozos.

La estrella de neutrones es un objeto sumamente denso, compacto, formado de la materia de una estrella colapsada. El Pulsar del Cangrejo actúa como una potente estación celeste, generando bastante energía para mantener la nebulosa entera radiando en casi todo el espectro electromagnético. Debido a la potencia del pulsar, la nebulosa brilla con una luminosidad equivalente a 75000 soles.

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Ascensión Recta 05:34.5 (horas:minutos)

Declinación +22:01 (grados:minutos)

Distancia 6 300 (años luz)

Magnitud Aparente 8,4 (magnitud

Tamaño Aparente 6x4 (arc.min)

La supernova fue registrada el 4 de Julio de 1054 D.C por astrónomos chinos, y era cuatro veces más brillante que Venus, o aproximadamente magnitud -6. De acuerdo con los registros, fue visible a la luz del día durante 23 días, y 653 días a simple vista en el cielo nocturno. También fue probablemente registrado por los artistas indios Anasazi (hoy día en Arizona y Nuevo México), como indican los descubrimientos en el Cañón Navaho y en White Mesa (ambos en Arizona) así como en el Parque Nacional del Cañón Chaco (Nuevo México).

Además de esto, Ralph R. Robbins de la Universidad de Texas ha encontrado arte de los indios Mimbres en Nuevo México, posiblemente describiendo una supernova. La supernova de 1054 también tuvo asignada la designación de estrella variable CM Tauri. Esta es una de las pocas supernovas observadas a lo largo de la historia en nuestra Galaxia de la Vía Láctea. Los restos de la nebulosa fueron descubiertos por John Bevis en 1731, quien lo añadió a su atlas del cielo, Uranographia Britannica. Charles Messier la encontró de forma independiente el 28 de Agosto de 1758, cuando estaba buscando el cometa Halley en su primer retorno pronosticado, y en principio pensó que era el cometa. Por supuesto, pronto reconoció que no tenía el movimiento propio aparente, y lo catalogó el 12 de Septiembre de 1758.

Fue el descubrimiento de este objeto el que llevó a Charles Messier a comenzar la compilación de este catálogo. También fue el descubrimiento de este objeto, el cual tenía un gran parecido con un cometa (1758 De la Nux, C/1758 K1) en su pequeño telescopio refractor, lo que le trajo la idea de buscar cometas con telescopios. Messier reconoció el descubrimiento original de Bevis cuando tuvo conocimiento del mismo en una carta del 10 de Junio de 1771. Aunque el catálogo de Messier fue ante todo compilado para prevenir confusiones de estos objetos con cometas, M 1 fue de nuevo confundido con el cometa Halley con la ocasión del segundo retorno pronosticado en 1835. Esta nebulosa fue bautizada como “Nebulosa del Cangrejo” como motivo de un dibujo realizado por Lord Rosse en 1844. De los primeros observadores Messier, Bode y William Herschel comentaron de forma correcta que esta nebulosa no era posible resolverla en estrellas, pero William Herschel pensó que era un sistema estelar el cual podría resolverse con telescopios mayores. John Herschel y Lord Rosse, erróneamente, pensaron que era 'dificilmente resoluble' en estrellas. Ellos y otros, incluyendo a Lassell en los 1850s, al

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parecer confundieron estructuras filamentosas como indicación de resolubilidad.

Las primeras observaciones espectroscópicas, por ejemplo por Winlock, revelaron la naturaleza gaseosa de este objeto a finales del siglo XIX. La primera fotografía se obtuvo en 1892 con un telescopio de 50 centímetros.

Las primeras investigaciones serias de su espectro se llevaron a cabo en 1913 - 15 por Vesto Slipher; que encontró que las líneas de emisión espectral tenían divisiones; más tarde se reconoció que la verdadera razón para esto era el desplazamiento Doppler, debido a que partes de la nebulosa se estaban acercando a nosotros (las líneas estaban desplazadas al azul) y otras alejándose (líneas desplazadas al rojo). Heber D. Curtis, en su descripción de este objeto basada en las fotografías del Observatorio Lick, la clasificó de forma dudosa como una nebulosa planetaria (Curtis 1918), una visión que solo fue refutada en 1933; esta clasificación incorrecta aún puede encontrarse en muchos manuales modernos.

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En 1921, C.O. Lampland del Observatorio Lowell comparando las excelentes fotografías de la nebulosa obtenidas con el reflector de 105 centímetros, encontró movimientos y cambios notables, también en brillo, de componentes individuales de la nebulosa, incluyendo cambios dramáticos en algunas pequeñas regiones cerca del par central de estrellas (Lampland 1921).

El mismo año, J.C. Duncan del Observatorio del Monte Wilson comparó placas fotográficas tomadas con una diferencia de 11,5 años, y encontró que la Nebulosa del Cangrejo se expandía a una media de 0,2 segundos por año; el rastreo de este movimiento mostró que la expansión debió comenzar hace 900 años (Duncan 1921). También el mismo año, Knut Lundmark contrastó la proximidad de la nebulosa con la supernova de 1054 (Lundmark 1921).

En 1942, basándose en investigaciones realizadas con el telescopio Hooker de 250 centímetros del Monte Wilson, Walter Baade calculó una cifra más exacta de 760 años desde la expansión, lo cual nos da una fecha alrededor de 1180 (Baade 1942); más tarde las investigaciones mejoraron este valor a aproximadamente 1140. El acontecimiento de la supernova de 1054 muestra que la expansión ha debido ser acelerada. La nebulosa consta del material eyectado por la explosión de la supernova, el cual ha sido dispersado en un volumen aproximado de 10 años luz de diámetro, y aún continúa expandiéndose a la considerable velocidad de 1 800 km/sec.

La luz que emite fue analizada dos mediante principales contribuciones, la primera por Roscoe Frank Sanford en 1919 basada en investigaciones espectroscópicas (Sanford 1919, confirmadas fotográficamente por Walter Baade y Rudolph Minkowski en 1930: Primero, un componente rojizo que formaba una caótica red de brillantes filamentos, el cual tenía un espectro de líneas de emisión (incluyendo las líneas de hidrógeno) similares a las nebulosas de gas difuso (o planetarias).

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El segundo es un fondo difuso azulado el cual tiene un espectro continuo y consiste en radiación sincrotrónica de alta polarización, que es emitido por electrones de alta energía (movimiento rápido) en un potente campo magnético, la primera explicación para esto la propuso en astrónomo soviético J. Shklovsky (1953) y respaldado por las observaciones de Jan H. Oort and T. Walraven (1956). La radiación sincrotrónica también está presente en otros procesos “explosivos” en el cosmos, por ejemplo en el núcleo activo de la

galaxia irregular M 82 y en el peculiar chorro de la galaxia elíptica gigante M 87. Estas impactantes propiedades de la Nebulosa del Cangrejo en la luz visible son igualmente evidentes en las imágenes post-procesadas por David Malin del Observatorio Anglo-Australiano, y la imagen de Paul Scowen obtenida en el Monte Palomar. En 1948, se identificó la Nebulosa del Cangrejo como una poderosa fuente de radiación, nombrada y listada como Taurus A y más tarde como 3C 144.

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Los rayos X de este objeto fueron detectados en Abril de 1963 con un cohete de gran altitud de tipo Aerobee con un detector de rayos X desarrollado por el Laboratorio de Investigación Naval; la fuente de rayos X se llamó Taurus X-1.

Las medidas durante la ocultación lunar de la Nebulosa del Cangrejo el 5 de

Julio de 1964, y las repeticiones en 1974 y 1975, demostraron que los rayos X provenían de una región de al menos 2 minutos de arco de tamaño, y que la energía emitida en rayos X por la Nebulosa del Cangrejo era 100 veces mayor que la emitida en la luz visible.

Sin embargo, incluso la luminosidad de la nebulosa en la luz visible es enorme: a una distancia de 6 300 años luz (distancia bastante bien determinada por Virginia Trimble (1973)), su brillo aparente corresponde a una magnitud absoluta de -3,2, o más de 1 000 veces la luminosidad solar. Esta luminosidad global en todos los rangos del espectro fue estimada en ¡100 000 luminosidades solares o 5*10^38 ergios/s!. El 9 de Noviembre de 1968, se

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descubrió una fuente de radio pulsante, el Pulsar del Cangrejo (también catalogado como NP0532, 'NP' por NRAO Pulsar, o PSR 0531+21), en M 1 por los astrónomos del Observatorio de Arecibo con el radio telescopio de 300 metros de Puerto Rico.

Esta estrella es la derecha (sur-oeste) del par visible cerca del centro de la nebulosa en nuestra imagen. Este pulsar fue el primero en ser verificado en la parte óptica del espectro, cuando W.J. Cocke, M.J. Disney y D.J. Taylor del Observatorio Steward, en Tucson, Arizona encontraron destellos con el mismo periodo de 33,085 milisegundos del pulsar de radio gracias al telescopio de 90 centímetros del Pico Kitt; este descubrimiento se realizó el 15 de Enero de 1969 a las 9:30 pm hora local (16 de Enero de 1969, 3:30 UT, de acuerdo con Simon Mitton). A este pulsar óptico a veces se le llama por la designación de estrella variable de la supernova, CM Tauri. Se ha establecido que este pulsar es una estrella de neutrones de rotación rápida: ¡rota a una velocidad de cerca de 30 veces por segundo!.

Este periodo ha sido muy bien investigado debido a que la estrella de neutrones emite pulsos en virtualmente todas las partes del espectro electromagnético, desde un 'punto caliente' en su superficie. La estrella de neutrones es un objeto extremadamente denso, más denso que el núcleo de un átomo, concentrando más de la masa solar en un volumen de 30 kilómetros.

Su rotación está decelerando lentamente debido a la interacción magnética con la nebulosa; esta es ahora una principal fuente de energía que hace que la nebulosa brille; como dijimos previamente, esta fuente de energía es 100 000más energética que el Sol. En la luz visible, el pulsar tiene una magnitud aparente de 16. Esto significa que esta diminuta estrella está aproximadamente en una magnitud absoluta de +4,5, ¡lo que es la misma luminosidad que nuestro Sol en la parte visible del espectro!

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Jeff Hester y Paul Scowen han usado el Telescopio Espacial Hubble para investigar la Nebulosa del Cangrejo M 1 (ver también por ejemplo Sky & Telescope de Enero de 1995, página 40). Sus constantes investigaciones con el HST han provisto de una nueva visión de la dinámica y cambios de la Nebulosa y Pulsar del Cangrejo. Más recientemente se ha investigado el Corazón del Cangrejo por los astrónomos del HST. Este objeto ha atraído tanto interés que a los astrónomos se les puede dividir en dos grupos del mismo tamaño aproximado: Los que trabajan en la Nebulosa el Cangrejo y los que no. Se celebró un “Simposio de la Nebulosa del Cangrejo' en Flagstaff, Arizona en Junio de 1969 (ver PASP Vol. 82, Mayo de 1970 para

los resultados - Burnham).

El simposio IAU No. 46, tuvo lugar en Jodrell Bank (Inglaterra) en Agosto de 1970 estuvo exclusivamente dedicado a este objeto. Simon Mitton escribió un gran libro en 1978 acerca de la Nebulosa del Cangrejo M 1, el cual aún es más interesante e informativo (es también fuente de alguna de la información incluida aquí). La Nebulosa del Cangrejo puede encontrarse con bastante facilidad a partir de Zeta Tauri (o 123 Tauri), el 'Cuerno Sur' del Toro, una estrella de tercera magnitud la cual puede encontrarse fácilmente al Este-Noreste de Aldebarán (Alfa Tauri). M 1 se encuentra más o menos a 1 grado Norte y 1 grado Oeste de Zeta, ligeramente al sur y aproximadamente medio grado al Oeste de la estrella de magnitud 6, Struve 742.

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La nebulosa puede verse bien bajo un cielo oscuro y despejado, pero puede ser igualmente fácil perderla con el fondo de la iluminación en condiciones menos favorables. M 1 es visible como una mancha tenue con unos binoculares 7x50 o 10x50. Con un poco más de aumento, puede verse como una mancha nebulosa ovalada, rodeada por un halo.

En telescopios a partir de 10 centímetros de apertura, comienzan a aparecer algunos detalles de su forma, con algunos indicios de estructuras de puntos o rayas en la zona central de la nebulosa; John Mallas informa que bajo condiciones excelentes, un observador experto puede ver a través de la porción interior de la nebulosa. Los aficionados pueden comprobar la impresión de Messier de que M 1 efectivamente parece un débil comenta sin cola en pequeños instrumentos.

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Solo bajo excelentes condiciones y con mayores telescopios, a partir de 40 centímetros de apertura, empiezan a hacerse visibles los filamentos estructuras finas. Como la Nebulosa del Cangrejo se sitúa solo a 1 grado y medio de la eclíptica, existen frecuentes conjunciones y ocasionales tránsitos de planetas, así como ocultaciones por parte de la Luna (algunas de las mismas mencionadas más arriba). M 1 se sitúa en un bonito campo de la Vía Láctea.

La estrella Zeta Tauri es tan extraordinaria como la estrella de tipo variable Gamma Cassiopeiae, una estrella giratoria bastante rápida con un espectro del tipo B4 III pe la cual ha eyectado una cubierta de gas expansivo, y tiene una débil estrella compañera espectroscópica en una órbita de aproximadamente 133 días de periodo.

Precediendo a M 1 dos minutos (o medio grado) en Ascensión Recta se encuentra Struve 742 o ADS 4200, otra estrella binaria con componentes A (mag 7,2, espectro F8, de color amarillo) y B (mag 7,8, blanca) separadas por más o menos 3,6' en la posición de ángulo 272 grados, y orbitando cada una a la otra cada 3 000 años.

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LAS PLEYADES

Es el cúmulo de estrellas mas fácilmente identificable a simple vista, un grupito de unas siete estrellas de brillo comparable entre si. Las Pléyades, las siete hermanas o las siete cabrillas (nombre de origen prehispánico) son un ejemplo de lo que los astrónomos denominan un cúmulo abierto, a diferencia de los cúmulos globulares, mucho mas densos y de forma marcadamente esférica. Mientras que los cúmulos abiertos son agrupaciones de estrellas jóvenes, los cúmulos globulares son grupos de estrellas viejas.

Dice la mitología griega que las Pléyades, las siete hijas de Atlas y Pleione, al ser perseguidas por el guerrero Orión, pidieron auxilio a Zeus, quien les otorgó refugio en el cielo. Alcyone (Eta Tauri), estrella de magnitud 2.9, es la mas brillante de las hermanas; las demás son Maia (20 Tauri), Asterope (21 Tauri, una estrella doble), Taygeta (19 Tauri), Celaeno (16 Tauri), Electra (17 Tauri) y Merope (23 Tauri).

Al extremo Este del cúmulo se encuentran Atlas y Pleione, el padre y la madre de las siete hermanas. Entre 1938 y 1970 se observó que Pleione es una estrella variable que arroja gas al espacio. Desde el interior del cúmulo, las siete estrellas tienen una magnitud aparente de -5 o -6, siendo mas brillantes que Venus o cualquier estrella que podamos ver en la noche.

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En 1610 Galileo se maravilló al apuntar su pequeño telescopio a las pléyades, descubriendo la presencia de muchas estrellas débiles, de séptima u octava magnitud. Con binoculares es posible ver varias decenas de estrellas e incluso con un telescopio pequeño se ven mas de un centenar. Sabemos que el cúmulo, situado a "sólo" 400 años-luz de nosotros, tiene entre 300 y 500 estrellas, contenidas en un radio de treinta años-luz que abarca cuatro veces mas que la Luna llena.

En 1874 Swift observó la nebulosidad que existe alrededor de las estrellas mas brillantes de la Pléyades. Se trata de gas iluminado por las estrellas, un ejemplo clásico de una nebulosa de reflexión. El astrónomo aficionado necesitará no sólo un buen telescopio, sino también un cielo oscuro y condiciones de observación excepcionales si quiere tener la fortuna de ver esta nebulosidad sin instrumentos.

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En 1911 Ejnar Hertzprung utilizó las observaciones de Annie Cannon y Antonia Maury de los cúmulos de las Pléyades y las Hyades para encontrar la relación entre color y luminosidad que cumplen las estrellas en la mayor parte de su existencia: cuanto mas luminosa es una estrella, mas azul es su color.

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LAS PLEYADES EN RAYOS X

La importancia de estudiar los cúmulos radica en que todas las estrellas están aproximadamente a la misma distancia de la Tierra y por lo tanto las diferencias entre brillos se deben no a diferencias en distancia, sino a diferencias reales entre sus luminosidades. Prácticamente todas las estrellas de las Pléyades están en la etapa en la cual brillan convirtiendo hidrógeno en helio.

El hecho de que las estrellas mas masivas de las Pléyades todavía no hayan agotado su reserva de hidrógeno indica que se trata de un cúmulo muy joven. Se estima que tiene una edad de unos setenta millones de años, muy pequeña en comparación a estrellas como el Sol, formada hace cinco mil millones de años.

Las Pléyades, catalogadas como Messier 45 o NGC 1432, no sólo cautivaron la atención de los antiguos sino también de intelectuales mas cercanos a nuestros días. En el siglo XIX escribió Alfred Lord Tennyson: "Durante muchas noches

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he visto a las Pléyades, saliendo por la suave sombra, brillar como un enjambre de luciérnagas en una trenza de plata".

PRINCIPALES ESTRELLAS DEL CUMULO

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NUMERO NOMBRE CATALOGO HD MAGNITUD VISUAL

TIPO ESPECTRAL

1 Celæno 16 Tauri 23288 5.46 B7 IV variable

2 Electra 17 Tauri 23302 3.70 B6 IIIe lineas emisión

18 Tauri 23324 5.64 B8 V 3 Taygeta 19 Tauri 23338 4.30 B6 IV variable 4 Maia 20 Tauri 23408 3.87 B8 III variable

5 Asterope 1

21 Tauri 23432 5.80 B8 V variable

6 Asterope 2

22 Tauri 23441 6.43 A0 Vn

7 Merope 23 Tauri 23480 4.18 B6 IVe lineas emisión

24 Tauri 23629 6.29 A0

8 Alcyone Eta / 25 Tauri

23630 2.90 B7 III lineas emisiónmi

23712 6.49 K5 variable 23753 5.44 B8 V variable 26 Tauri 23822 6.47 F0

9 Atlas 27 Tauri 23850 3.62 B8 III espect. binaria

10 Pleione 28 Tauri 23862 5.09 B8 IVevar

irreg. var

23923 6.17 B8 V 23950 6.07 B8 III 23985 5.23 A2 V variable 24368 6.34 A2 V variable 33 Tauri 24769 6.05 B9.5 IV eliptica. var. 24802 6.19 K0

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LAS PLEYADES, EN CONJUNCION CON JUPITER Y SATURNO

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CATALOGO BASICO

Catálogo básico para el astrónomo autodidacta aficionado. En él se encuentran objetos del espacio profundo y cúmulos estelares que pueden ser en su mayoría buscados con binoculares o telescopios pequeños.

Nombres Descubridor AR (2000) Dec Tipo Cons Mag Tam Obj. Cercanos NGC 55 Dunlop 0 15.1 - 39 13 Gal Scl 7.9 32 NGC 104, 47 Tuc Lacaille 0 24.1 - 72 4 GC Tuc 4.0 44 NGC 121 NGC 224, M 31 Al-Sufi 0 42.7 + 41 16 Gal And 3.4 191 M 32, M 110 NGC 253 C Herschel 0 47.6 - 25 17 Gal Scl 7.2 28 NGC 288 SMC (Pequeña Nube) prehistorico 0 52.6 - 72 48 Gal Tuc 2.3 316 NGC 346 NGC 300 Dunlop 0 54.9 - 37 40 Gal Scl 8.1 22 NGC 362 Dunlop 1 3.2 - 70 51 GC Tuc 6.4 18 NGC 371 NGC 457 W Herschel 1 19.7 + 58 17 OC Cas 6.4 12 NGC 281 NGC 598, M 33 Hodierna? 1 33.8 + 30 39 Gal Tri 5.7 71 NGC 869 prehistorico 2 19.0 + 57 8 OC Per 5.3 30 NGC 884 prehistorico 2 22.5 + 57 10 OC Per 6.1 30 NGC 1068, M 77 Mechain 2 42.7 - 0 0 Gal Cet 8.9 7 NGC 1055 NGC 1291 Dunlop 3 17.3 - 41 6 Gal Eri 8.5 10 NGC 1313 Dunlop 3 18.3 - 66 29 Gal Ret 8.7 9 NGC 1316 Dunlop 3 22.7 - 37 12 Gal For 8.5 12 NGC 1399 NGC 1435, Merope Tempel 3 46.1 + 23 47 DN Tau 20 M 45 NGC 1535 W Herschel 4 14.3 - 12 44 PN Eri 9.7 0.4 NGC 1851 Dunlop 5 14.1 - 40 3 GC Col 7.1 13 NGC 1792 LMC (Gran Nube) prehistorico 5 23.6 - 69 45 Gal Dor 0.4 646 NGC 1850 NGC 1952, M 1 Bevis 5 35.0 + 22 2 DN Tau 5 NGC 1977, 42 Ori W Herschel 5 35.3 - 4 49 DN Ori 15 NGC 1975 NGC 1976, M 42 Pieresc 5 35.5 - 5 28 DN Ori 30 M 43 NGC 2024, Zeta Ori W Herschel 5 41.9 - 1 51 DN Ori 15 NGC 2023 NGC 2068, M 78 Mechain 5 46.7 + 0 3 DN Ori 5 NGC 2099, M 37 Hodierna 5 52.4 + 32 33 OC Aur 5.6 25 NGC 1931 NGC 2070, Tarántula Lacaille 5 38.6 - 69 5 DN Dor 20 NGC 2035 NGC 2168, M 35 De Cheseaux 6 9.1 + 24 20 OC Gem 5.1 40 NGC 2158 NGC 2287, M 41 Hodierna 6 45.9 - 20 46 OC Cma 4.5 31 NGC 2392 W Herschel 7 29.2 + 20 55 PN Gem 9.5 0.3 NGC 2403 W Herschel 7 36.9 + 65 35 Gal Cam 8.5 22 NGC 2437, M 46 Messier 7 41.6 - 14 50 OC Pup 6.1 25 NGC 2438 NGC 2440 W Herschel 7 41.9 - 18 13 PN Pup 9.5 0.3 NGC 2447, M 93 Messier 7 44.7 - 23 50 OC Pup 6.2 22 NGC 2467 NGC 2477 Lacaille 7 52.2 - 38 32 OC Pup 5.8 27 NGC 2451 NGC 2516 Lacaille 7 58.0 - 60 45 OC Car 3.8 50 NGC 2547 Lacaille 8 10.2 - 49 12 OC Vel 4.7 20 también DN NGC 2682, M 67 Koehler 8 51.5 + 11 50 OC Cnc 6.9 16 NGC 2808 Dunlop 9 12.1 - 64 51 GC Car 6.2 19 NGC 2903 W Herschel 9 32.2 + 21 30 Gal Leo 9.0 13

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NGC 3031, M 81 Bode 9 55.6 + 69 4 Gal UMa 6.9 27 NGC 3077 NGC 3034, M 82 Bode 9 55.9 + 69 40 Gal UMa 8.4 11 NGC 3114 Dunlop 10 2.2 - 60 6 OC Car 4.2 40 NGC 3115 W Herschel 10 5.2 - 7 43 Gal Sex 8.9 7 NGC 3201 Dunlop 10 17.6 - 46 24 GC Vel 6.8 29 NGC 3132 NGC 3242 W Herschel 10 24.8 - 18 39 PN Hya 8.7 0.4 NGC 3293 Lacaille 10 35.9 - 58 13 OC Car 4.7 8 NGC 3199 NGC 3372, Eta Car Lacaille 10 43.8 - 59 52 DN Car 85 NGC 3324 NGC 3532 Lacaille 11 5.5 - 58 44 OC Car 3.0 60 NGC 3582 NGC 3521 W Herschel 11 5.8 - 0 2 Gal Leo 9.0 11 NGC 3627, M 66 Mechain 11 20.3 + 12 59 Gal Leo 8.9 9 M 65 NGC 3766 Lacaille 11 36.2 - 61 36 OC Cen 5.3 12 IC 2948 NGC 3918 J Herschel 11 50.3 - 57 11 PN Cen 8.5 0.3 NGC 4258, M 106 Mechain 12 19.0 + 47 18 Gal CVn 8.4 19 NGC 4217 NGC 4406, M 86 Messier 12 26.2 + 12 56 Gal Vir 8.9 9 M 84 NGC 4472, M 49 Messier 12 29.8 + 7 59 Gal Vir 8.4 10 NGC 4526 NGC 4486, M 87 Messier 12 30.8 + 12 23 Gal Vir 8.6 8 M 89 NGC 4594, M 104 Messier 12 40.0 - 11 37 Gal Vir 8.0 9 NGC 4699 NGC 4649, M 60 Koehler 12 43.7 + 11 32 Gal Vir 8.8 7 M 59 NGC 4736, M 94 Mechain 12 50.9 + 41 7 Gal CVn 8.2 11 NGC 4490 NGC 4755 Lacaille 12 53.6 - 60 22 OC Cru 4.2 11 NGC 5189 NGC 4826, M 64 Bode 12 56.7 + 21 41 Gal Com 8.5 10 M 53 NGC 4833 Lacaille 12 59.5 - 70 52 GC Mus 6.9 13 NGC 4372 NGC 4945 Dunlop 13 5.4 - 49 28 Gal Cen 8.6 20 NGC 4976 NGC 5055, M 63 Mechain 13 15.8 + 42 2 Gal CVn 8.6 13 NGC 5128 Dunlop 13 25.5 - 43 1 Gal Cen 6.8 26 NGC 5139, Omeg Cen Halley 13 26.7 - 47 29 GC Cen 3.7 65 NGC 5286 NGC 5194, M 51 Messier 13 29.9 + 47 11 Gal CVn 8.4 11 NGC 5195 NGC 5236, M 83 Lacaille 13 37.0 - 29 52 Gal Hya 7.5 13 NGC 5253 NGC 5272, M 3 Messier 13 42.2 + 28 22 GC CVn 6.2 19 NGC 5466 NGC 5457, M 101 Mechain 14 3.2 + 54 20 Gal UMa 7.9 29 NGC 5474 NGC 5904, M 5 Kirch 15 18.5 + 2 4 GC Ser 5.7 20 NGC 5846 NGC 6067 Dunlop 16 13.1 - 54 14 OC Nor 5.6 16 NGC 6188 NGC 6121, M 4 De Cheseaux 16 23.6 - 26 31 GC Sco 5.6 23 M 80 NGC 6205, M 13 Halley 16 41.7 + 36 27 GC Her 5.8 23 NGC 6207 NGC 6218, M 12 Messier 16 47.2 - 1 56 GC Oph 6.7 12 NGC 6231 Hodierna 16 54.1 - 41 49 OC Sco 2.6 15 IC 4628 NGC 6254, M 10 Messier 16 57.2 - 4 6 GC Oph 6.6 12 NGC 6266, M 62 Messier 17 1.2 - 30 6 GC Oph 6.5 6 NGC 6304 NGC 6273, M 19 Messier 17 2.6 - 26 15 GC Oph 6.8 5 NGC 6293 NGC 6341, M 92 Bode 17 17.1 + 43 8 GC Her 6.4 12 NGC 6388 Dunlop 17 36.3 - 44 44 GC Sco 6.7 7 NGC 6352 NGC 6405, M 6 Hodierna 17 40.3 - 32 14 OC Sco 4.2 25 NGC 6397 Lacaille 17 40.7 - 53 40 GC Ara 5.7 19 NGC 6475, M 7 Ptolemy 17 53.0 - 34 48 OC Sco 3.3 60 NGC 6441 NGC 6494, M 23 Messier 17 56.8 - 18 59 OC Sgr 5.5 27 NGC 6514, M 20 Messier 18 2.0 - 23 0 DN Sgr 15 NGC 6530, M 8 Le Gentil 18 4.1 - 24 20 DN Sgr 45 NGC 6544 NGC 6541 Dunlop 18 8.0 - 43 42 GC CrA 6.3 23 NGC 6496 NGC 6611, M 16 Messier 18 18.8 - 13 45 DN Ser 30

132

132

NGC 6618, M 17 De Cheseaux 18 20.9 - 15 59 DN Sgr 25 M 24 NGC 6626, M 28 Messier 18 24.5 - 24 51 GC Sgr 6.8 15 NGC 6656, M 22 Ihle 18 36.4 - 23 53 GC Sgr 5.1 17 NGC 6705, M 11 Kirch 18 51.1 - 6 16 OC Sct 5.8 12 NGC 6712 NGC 6720, M 57 Darquier 18 53.6 + 33 2 PN Lyr 9.0 1.3 M 56 NGC 6744 Dunlop 19 9.8 - 63 51 Gal Pav 8.3 20 NGC 6684 NGC 6752 Dunlop 19 10.9 - 59 58 GC Pav 5.4 42 NGC 6809, M 55 Lacaille 19 40.0 - 30 57 GC Sgr 6.3 15 NGC 6818 W Herschel 19 44.0 - 14 9 PN Sgr 9.7 0.3 NGC 6822 Barnard 19 45.0 - 14 48 Gal Sgr 8.7 15 NGC 6853, M 27 Messier 19 59.6 + 22 43 PN Vul 7.4 6.7 M 71 NGC 6946 W Herschel 20 34.9 + 60 9 Gal Cyg 8.8 11 NGC 6992, Veil W Herschel 20 56.4 + 31 43 DN Cyg 60 NGC 6960 NGC 7009 W Herschel 21 4.2 - 11 22 PN Aqr 9.1 0.5 M 72 NGC 7027 Stephan 21 7.0 + 42 14 PN Cyg 9.2 0.2 NGC 7000 NGC 7078, M 15 Maraldi 21 30.0 + 12 9 GC Peg 6.2 12 NGC 7089, M 2 Maraldi 21 33.5 - 0 49 GC Aqr 6.5 12 NGC 7293, Helix Harding 22 29.6 - 20 50 PN Aqr 7.8 16.3 NGC 7654, M 52 Messier 23 24.6 + 61 36 OC Cas 6.9 13 NGC 7635 NGC 7662 W Herschel 23 25.9 + 42 32 PN And 9.6 0.3 NGC 7640 NGC 7789 C Herschel 23 57.4 + 56 45 OC Cas 6.7 20 OC Cúmulo Abierto GC Cúmulo Globular DN Nebulosa Difusa PN Nebulosa Planetaria Gal Galaxia Tamaño en minutos de arco. "Objetos cercanos" Cuando se encuentran hasta 7 grados del objeto nombrado.

133

133

CATALOGO NEBULAR

Nombre Común Tamaño Mag. Área NGC Tipo Const. VQ A.R. (E2000)

NGC 281 en Casiopea 35 7.0 962 0281 Nebulosa con polvo bajo brillo

Cas B 00h 52m 48s

NGC 346 en Tucana SMC 14 10.3 154 0346 Cúmulo abierto con nebulosidad

Tuc C 00h 59m 06s

IC 1805 en Casiopea 60 6.0 2,827 Cúmulo con Nebulosidad Cas 02h 32m 42s

IC 1848 en Casiopea 60 6.0 2,827 Cúmulo con Nebulosidad Cas 02h 51m 12s

IC 348 en Perseo 10 7.0 78.5 Nebulosa Brillante Per 03h 44m 30s

Maia Nebulosa en Tauroos (Pléyades) 30 3.9 707 1432 Nebulosa de reflexión Tau c 03h 45m 48s

Merope Nebulosa en Tauro (Pléyades) 30 4.2 707 1435 Nebulosa de reflexión Tau 03h 46m 06s

California Nebulosa en Perseo 145 16,513 1499 Nebulosa de bajo brillo Per 04h 00m 42s

NGC 1579 en Perseo 12 113 1579 Nebulosa de reflexión brillante

Per 04h 30m 12s

NGC 1624 en Perseo 5 10.4 19.6 1624 Nebulosa alrededor de un grupo de estrellas

Per C 04h 40m 24s

NGC 1770 en Dorado LMC 9.0 1770 Cúmulo Abierto con Nebulosidad LMC

Dor 04h 57m 00s


Dor 05h 04m 42s


Dor 05h 26m 06s


Dor 05h 26m 30s

NGC 1966 en Dorado LMC 13 133 1966 Nebulosa Brillante LMC Dor 05h 26m 48s


Dor 05h 27m 12


Dor 05h 27m 30s


Dor 05h 27m 54s


Dor 05h 32m 06s


Dor 05h 32m 12s

M1, Cangrejo Nebulosa en Tauro 6 8.4 28.3 1952 Nebulosa Tau B 05h 34m 30s

M42, Gran Nebulosa en Orión 66 4.0 3,421 1976 Nebulosa Ori A 05h 35m 24s

NGC 1980 en Orión (Trapezium)

14 153.9 1980 Nebulosa de bajo brillo Ori c 05h 35m 24s

M43 en Orión 20 9.0 314 1982 Nebulosa Brillante con polvo

Ori C 05h 35m 36s

Tarántula Nebulosa en Dorado 40 8.2 1,257 2070 Nebulosa con polvo Dor B 05h 38m 36s

IC 434, Cabeza de caballo Nebulosa en Orión

60 2,827 Nebulosa Ori 05h 41m 00s

134

134

M78 en Orión 8 8.0 50.3 2068 Nebulosa de reflexión

brillante Ori C 05h 46m 42s

NGC 2175 en Orión 18 6.8 254.5 2175 Nebulosa con polvo Ori C 06h 09m 48s

Árbol Navideño + Cone Neb. en Monoceros

60 3.9 2,827 2264 Cúmulo Abierto con Nebulosidad

Mon B 06h 41m 06s

NGC 2362 en Canis Mayor 8 4.1 50.3 2362 Cúmulo abierto denso CMa A 07h 18m 48s

NGC 2467 en Puppis 16 7.0 201 2467 Nebulosa + Cúmulo abierto Pup B 07h 52m 36s

NGC 2579 en Puppis 10 7.5 78.5 2579 Nebulosa de Emisión Pup C 08h 21m 06s

NGC 3199 en Carena 22 11.1 380 3199 Nebulosa Brillante Car 10h 17m 06s

NGC 3247 en Carena 7 7.6 38.5 3247 Cúmulo Abierto con Nebulosidad

Car C 10h 25m 54s

NGC 3293 en Carena 40 4.7 1,257 3293 Cúmulo abierto Car A 10h 35m 48s

NGC 3324 en Carena 16 6.7 201 3324 Nebulosa + Cúmulo abierto Car B 10h 37m 18s

Keyhole Nebulosa en Carena 120 6.2 11,310 3372 Nebulosa Brillante con polvo + O.C. (Eta Carena)

Car 10h 43m 48s

NGC 3503 en Carena 3 10.5 7 3503 Nebulosa de Emisión Car 11h 01m 18s

NGC 3572 en Carena 20 6.6 314 3572 Cúmulo Abierto con Nebulosidad

Car B 11h 10m 24s

NGC 3603 en Carena 12 9.1 113 3603 Cúmulo Abierto con Nebulosidad

Car D 11h 15m 06s

IC 2944 en Centauro 75 4.0 4,418 Cúmulo con Nebulosidad Cen 11h 36m 36s

NGC 6231 en Escorpión 15 2.6 177 6231 Nebulosa + Cúmulo Sco A 16h 54m 00s

NGC 6281 en Escorpión 60 5.4 2,827 6281 Nebulosa + Cúmulo abierto dense

Sco B 17h 04m 48s

NGC 6883 en Escorpión 80 5.5 5,027 6883 Nebulosa + Cúmulo abierto Sco c 17h 34m 48s

M20, Trífida Nebulosa en Sagitario 29 6.3 661 6514 Nebulosa con polvo Sgr B 18h 02m 18s

M8, Lagoon Nebulosa en Sagitario 90 5.8 6,362 6523 Nebulosa con polvo y Cúmulo

Sgr B 18h 03m 48s

M16, Äguila Nebulosa en Serpiente 35 6.0 962 6611 Nebulosa con polvo y Cúmulo

Ser B 18h 18m 48s

M17, Omega Nebulosa en Sagitario 46 6.0 1,662 6618 Nebulosa + Cúmulo abierto Sgr B 18h 20m 48s

Lacework Nebulosa en Cisne 70 3,848 6960 Filamentaria Nebulosa Cyg 20h 45m 42s

Network Nebulosa en Cisne 60 2,827 6992 Filamentaria Nebulosa Cyg 20h 56m 24s

Norte América Nebulosa en Cisne 120 6.0 11,310 7000 Nebulosa con polvo Cyg b 20h 58m 48s

NGC 7023 en Cefeo 18 7.0 254 7023 Nebulosa con polvo Cep B 21h 00m 30s

IC 1396 en Cefeo 170 3.0 22,698 Nebulosa + Cúmulo abierto Cep b 21h 39m 06s

IC 5146 en Cisne 12 7.0 113 Nebulosa + Cúmulo abierto Cyg c 21h 53m 24s

135

135

NEBULOSAS PLANETARIAS

Nombre Tamaño Mag. Área NGC Tipo Constelación VQ A.R.

(E2000

) NGC 40 en

Cefeo 0.6 11.0 0.3 0040 Nebulosa

Planetaria con

estrella

Cep D 00h 13m 00s

NGC 246 en Piscis

3.8 8.0 11.3 0246 Nebulosa Planetari

a

Psc C 00h 47m 00s

M76, Little Dumbbell en

Perseo


a Irregular

Per C 01h 42m 18s

IC 289 en Casiopea

0.6 12.0 0.3 Nebulosa Planetari

a

Cas 03h 10m 18s

NGC 1360 en Formax

6.5 33.2 1360 Nebulosa Planetari

a Irregular

For c 03h 33m 18s

NGC 1501 en Camelopardu

s


a

Cam E 04h 07m 00s

NGC 1514 en Tauro


a con estrella

Tau D 04h09m 12s

NGC 1535 en Eridanus


a con estrella

Eri D 04h 14m 12s

NGC 2022 en Orión


a

Ori E 05h 42m 06s

IC 2149 en Auriga


a

Aur 05h 56m 18s

IC 2165 en Canis Mayor


a

CMa 06h 21m 42s

NGC 2371 en Géminis


a Irregular

Gem E 07h 25m 36s

Eskimo Nebula en

Géminis


a con estrella

Gem D 07h 29m 12s

136

136

Nebula en Géminis

Planetaria con

estrella central

29m 12s

NGC 2438 en Puppis


a Pup D

07h 41m 48s

NGC 2440 en Puppis

0.5 11.0 0.2 2440

Nebulosa Planetari

a Irregular

Pup D 07h 41m 54s

Ocho fuentes planetarias en

Vela 0.8 8.0 0.5 3132

Nebulosa Planetari

a con estrella central

Vel C 10h 07m 00s

PLN 272+12.1 en

Vela 47 8.2 1,735

Nebulosa Planetari

a Vel

10h 07m 00s

Fantasma de Júpiter en

Hydra 20.8 9.0 340 3242

Nebulosa Planetari


Hya C 10h 24m 48s

M97, Lechuza Nebula en

Ursa Mayor 3.2 11.2 8.0 3587

Nebulosa Planetari

a Irregular

UMa C 11h 14m 48s

Planetaria azul en

Centauro 0.2 8.0 0.03 3918

Nebulosa Planetari

a Cen C

11h 50m 18s

NGC 4361 en Cuervo

1.8 10.0 2.5 4361

Nebulosa Planetari

a Irregular

Crv D 12h 24m 30s

IC 3568 en Camelopardu

s 0.1 12.0 0.01

Nebulosa Planetari

a Cam

12h 32m 54s

NGC 6210 en Hércules


a Her C

16h 44m 30s

IC 4634 en Ofiuco 0.2 11.0 0.03

Nebulosa Planetari

a Oph

17h 01m 36s

Bug Nebula en Escorpión

0.8 13.0 0.5 6302

Nebulosa Planetari

a Irregular

Sco E 17h 13m 42s

Box Nebula en Ofiuco


a Oph D

17h 14m 06s

NGC 6337 en Escorpión

0.8 0.5 6337 Nebulosa Planetari

a Sco

17h 22m 18s

NGC 6369 en Ofiuco

1.1 13.0 1.0 6369 Nebulosa Planetari Oph E

17h 29m

137

137

a 18s

Little Gem en Sagitario

0.6 13.0 0.3 6445

Nebulosa Planetari

a Irregular

Sgr E 17h 49m 12s

NGC 6543 en Draco

5.8 9.0 26.4 6543

Nebulosa Planetari


Dra c 17h 58m 36s

NGC 6572 en Ofiuco

0.1 9.0 0.01 6572

Nebulosa Planetari

a Irregular

Oph C 18h 12m 06s

NGC 6567 en Sagitario

0.1 12.0 0.01 6567

Nebulosa Planetari

a compact

a

Sgr E 18h 13m 42s



a Sgr E

18h 25m 42s


0.1 12.0 0.01 6644

Nebulosa Planetari

a compact

a

Sgr E 18h 32m 36s

M57, Anular Nebula en

Lira 2.5 9.0 4.9 6720

Nebulosa Planetari


Lyr B 18h 53m 36s

NGC 6781 en Águila


a Aql E

19h 18m 24s

NGC 6790 en Águila 0.1 10.0 0.01 6790

Nebulosa Planetari

a compact

a

Aql D 19h 23m 12s

NGC 6803 en Águila

0.1 11.0 0.0 6803

Nebulosa Planetari

a compact

a

Aql D 19h 31m 18s

NGC 6804 en Águila

1.1 12.0 1.0 6804

Nebulosa Planetari


Aql E 19h 31m 36s

PLN 64+5.1 en Cisne

8 9.6 50.3 Nebulosa Planetari

a Cyg

19h 34m 46s



a Sgr D

19h 44m 00s

138

138

Blenkeng planetary en

Cisne 2.3 10.0 4.2 6826

Nebulosa Planetari


Cyg D 19h 44m 48s

M27, Dumbbell

Nebula en Vulpecula

15.2 8.1 181 6853

Nebulosa Planetari

a Irregular

Vul B 19h 59m 36s

NGC 6884 en Cisne

0.1 13.0 0.01 6884

Nebulosa Planetari

a compact

a

Cyg E 20h 10m 24s

NGC 6886 en Sagitta

0.1 12.0 0.01 6886

Nebulosa Planetari

a compact

a

Sge E 20h 12m 42s

NGC 6891 en Delfín


a Del E

20h 15m 12s

IC 4997 en Sagitta


a Sge

20h 20m 12s

NGC 6905 en Delfín

1.7 12.0 2.3 6905

Nebulosa Planetari


Del E 20h 22m 24s

NGC 7008 en Cisne

1.4 13.0 1.5 7008

Nebulosa Planetari


Cyg 21h 00m 36s

Saturno Nebula en

Acuario 1.7 8.0 2.3 7009

Nebulosa Planetari

a Irregular

Aqr C 21h 04m 12s

NGC 7026 en Cisne

0.4 13.0 0.1 7026

Nebulosa Planetari

a Irregular

Cyg E 21h 06m 18s

NGC 7027 en Cisne

0.3 10.0 0.07 7027

Nebulosa Planetari

a Irregular

Cyg D 21h 07m 06s

IC 5217 en Lacerta


a Lac

22h 23m 54s

Helix Nebula en Aqcuario

12.8 13.5 129 7293

Nebulosa Planetari


Aqr 22h 29m 36s

Bola de Nieve Nebulosa 23h

139

139

azul en Andrómeda

Planetaria

25m 54s

Tam: tamaño en minutos de arco . Mag: Magnitud Visual Integrada.

Area en minutos de arco cuadrados.

Calidad Visual (VQ) A - Superior

B - Excelente C - Muy Buena

D - Buena E - Regular F - Pobre

G - Muy Pobre

140

140

141

141

EL DIAGRAMA HERTZSPRUNG-RUSSELL

Ejnar Hertzsprung y Henry Norris Russell estudiaron la relación entre las magnitudes absolutas y los tipos espectrales de las estrellas. El diagrama que muestra estas dos variables recibe el nombre de Diagrama de Hertzsprung-Russell, o diagrama HR. Se ha convertido, desde entonces, en una ayuda muy importante para el estudio de la evolución estelar.

142

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El eje vertical es una medida de la energía que libera la estrella (muy relacionada con su magnitud absoluta) mientras que la abscisa nos informa del color o, equivalentemente, la temperatura de la superficie visible. Así, en el eje horizontal se puede encontrar expresado tanto en unidades de temperatura, en colores, o clase espectral.

143

143

Muchas veces, sobre todo a la hora de clasificar a las estrellas, es esta última la que se toma. Están establecidas según las características de los espectros que se obtienen de las estrellas. Por motivos históricos, las clases espectrales son:

O B A F G K M

La letra M se subdivide en las letras N, R y S. Esta secuencia se puede recordar fácilmente con la frase Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me!. El intervalo entre una clase y otra se divide en otras 10 partes. Así, el Sol es una estrella del tipo G2. Las estrellas más calientes pertenecen a la clase O5, con temperaturas superficiales de 40 000 K, y las más frías a la clase M8, con unos 2 400 K. Las principales características (líneas de absorción) que definen los espectros de cada una de las clases son:

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O B A F G K M

helio ionizadohelio neutro; aparece el hidrógeno.domina el hidrógeno; hay materiales ionizados.hidrógeno débil; calcio ionizado.domina el calcio ionizado; hidrógeno muy débil; metales neutros. dominan los metales neutros.bandas moleculares; particularmente óxido de titanio.

Se puede ver cómo a medida que disminuye la temperatura, disminuye el estado de ionización de las estrellas, que es donde se originan las líneas de absorción. Las clases espectrales están estrechamente relacionados con el color de las estrellas. Las estrellas de tipo M las vemos rojas, las K anaranjadas, las G y las F amarillas, las A y las B blancas (aunque si siguiéramos la sucesión del espectro de luz blanca correspondería verlas verdes, pero en esta región se sitúa el máximo de sensibilidad nocturna del ojo humano, por lo cual, y al recibir fotones de casi todos los colores en cantidades comparables, la mezcla se nos aparece blanca), y las O azules.

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Las clases de luminosidad están relacionadas con la intensidad luminosa intrínseca de las estrellas. Dentro de una misma clase espectral (con una misma temperatura superficial y color) las estrellas pueden tener características físicas diferentes, en especial en cuanto a su diámetro. Dos estrellas con la misma temperatura emiten la misma la misma energía por unidad de superficie, pero si una es mucho más grande, la energía total emitida será también muy superior.

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Las principales clases de luminosidad se clasifican según siete grupos en números romanos.

I II III IV V VI VII

supergigantes gigantes luminosas

gigantes subgigantes secuencia principal

subenanas enanas blancas

La clase de luminosidad se añade a la clase espectral a la hora de designar una estrella: el Sol es así una estrella del tipo G2V.

Como el radio estelar, la luminosidad y la temperatura superficial de la estrella son muy variadas, se debería esperar que las estrellas deben encontrarse uniformemente distribuidas en el diagrama HR. Sin embargo, en realidad se encuentra que las estrellas se sitúan en su mayoría (alrededor del 90%) en un curva diagonal que recibe el nombre de secuencia principal . El Sol se sitúa aproximadamente en la mitad de esta secuencia principal.

Del estudio de este diagrama y de los modelos sobre la estructura interna de las estrellas pueden deducirse las correspondientes masas para cada tipo espectral, como figura en la tabla adjunta para algunas de las estrellas de la secuencia principal (V).

Tipo espectral 05 B0 B5 A0 A5 F0 F5 G0 G5 K0 K5 M0 M5

Masa de las estrellas en masas solares

40 17 7,0 3,5 2,2 1,8 1,4 1,07 0,93 0,81 0,69 0,48 0,22

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CURIOSIDADES ASTRONOMICAS

En la antigua India.

Los hindúes de la antigüedad imaginaban la Tierra sostenida en el lomo de cuatro elefantes; éstos se paraban en el caparazón de una tortuga gigante que flotaba en el océano de las aguas del universo. Los terremotos quedaban explicados como los movimientos de la tortuga o de los elefantes, cansados de llevar su pesada carga.

Interpretaciones del universo

Los griegos.

En la mitología griega, Atlas es un poderoso dios de los llamados Titanes, que fue condenado a sostener el cielo sobre sus hombros. Para ellos, el cielo era una enorme bóveda en la que estaban pegados los cuerpos celestes, el Sol, la Luna y las estrellas, y la tarea de Atlas era soportar esa cúpula para que no aplastase a los seres de la Tierra.

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Onomástico del cielo.

Los nombres de la mayoría de las constelaciones, en especial del hemisferio norte, provienen de la mitología griega; los de los planetas, derivan de la mitología romana; en cambio los de muchas estrellas tienen su origen en palabras árabes. Andrómeda, Orión, Pegaso, son personajes del Olimpo griego convertidos en constelaciones del cielo; los planetas Júpiter, Venus, Marte eran dioses en la antigua Roma; Altair, Aldebarán, Deneb, son términos árabes que indican el significado que cada una de esas estrellas tenía antiguamente.


La medida de la Tierra.

Cinco siglos antes de Cristo ya se sabía que la Tierra es una esfera y hasta se midió su tamaño. El sabio

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Eratóstenes fue quien realizó esa proeza basándose en las diferencias entre las sombras de los objetos, en dos ciudades de Egipto muy distantes entre sí. Las únicas herramientas que utilizó para llevar a cabo su medición fueron una vara ... y mucha imaginación. Aún hoy se puede calcular el tamaño de la Tierra por el método utilizado por Eratóstenes, pero se hace sólo como ejercicio escolar.


La Tierra es redonda.

El filósofo Griego Aristóteles dedujo que la Tierra tiene forma esférica. Su argumentación se basó en que la sombra de la Tierra, que se ve sobre el disco de la Luna durante los eclipses de Luna, es siempre circular y el único cuerpo que siempre arroja una sombra circular es la esfera.

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Los planetas

Las matemáticas descubren un planeta.

El planeta Neptuno fue descubierto primero en el papel y luego en el cielo. En efecto, el astrónomo francés Urban Leverrier supuso que había un planeta más allá de Urano y realizó los cálculos para encontrarlo; anunció la posición calculada al observatorio de Berlín y allí el astrónomo Johann Galle lo encontró en la primera noche de observación.

El descubrimiento dio lugar a una polémica histórica porque un inglés, John Couch Adams, realizó unos cálculos similares antes que los de Leverrier, y sus compatriotas reclamaron crédito en el descubrimiento.

Pero la verdad es que los cálculos de Adams no dieron como resultado descubrimiento alguno y la polémica aún no se ha zanjado.

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Los movimientos de los planetas.

El astrónomo Johannes Kepler, uno de los más grandes de todos los tiempos, no podía observar el cielo porque sufría de una miopía tan severa que cuando miraba la Luna, la veía múltiple, como si la Tierra tuviese 5 ó 6 lunas. Su tarea fue realizar complicados cálculos que lo llevaron a deducir las leyes que llevan su nombre, con las que se puede predecir el movimiento de los planetas. Por su descubrimiento, Kepler es considerado uno de los padres de la astronomía moderna.

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La astronáutica

Canguros en la Luna.

Los astronautas que fueron a la Luna descubrieron que allí es más fácil saltar que caminar, debido a que allí pesaban muy poco y podían resbalar al caminar. Era por eso que se desplazaban sobre su superficie dando pequeños saltos con los dos pies juntos, como si fuesen canguros. Un astronauta con su traje espacial y con todos los equipos que lleva a cuestas, tiene en la Luna el peso de un niño de 6 años.

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La astronáutica

Golfista extraterrestre.

El astronauta del Apollo 14, Alan Shepard jugó golf en la Luna. Entre los efectos personales que llevó, había un palo de golf y algunas bolas. Hizo tres intentos, de los cuales uno fue exitoso y, según sus primeras palabras, la bola voló kilómetros y kilómetros. Pero después confesó que el golpe la había lanzado a unos 400 metros de distancia. Es un buen tiro si se tiene en cuenta que tuvo que hacerlo con una sola mano y metido dentro de su traje presurizado de astronauta.

La Astronáutica

El peso pesado de los ordenadores.

El ordenador que llevaban las misiones Apollo a la Luna pesaba 30 kilos, tenía un teclado de 19 teclas y su memoria era de 2k. La memoria no era de disco sino de un arreglo de miles de pequeños anillos metálicos que representaban unos y ceros,

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dependiendo de si estaban magnetizados o no. A modo de comparación, un ordenador casero de hoy puede tener 50 millones de veces más memoria y pesar 20 veces menos.

Los planetas

Un planeta con orejas.

El primer astrónomo que miró a Saturno y sus anillos a través de un telescopio fue Galileo. Pero le pareció tan extraño que un planeta estuviera rodeado de anillos, que prefirió interpretar su visión como la de un planeta triple: como si en lugar de una, Saturno estuviese compuesto por tres esferas en línea. Otros observadores interpretaron los anillos a su manera, hasta hubo uno que lo vio como un planeta con orejas. Sólo 50 años después de Galileo, Christian Huygens hizo la interpretación correcta de un planeta rodeado de anillos.

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Los planetas

El planeta del amor.

Aunque el planeta Venus toma su nombre de la diosa del amor, y se le llama el “gemelo” de la Tierra, ni es tan amoroso, ni es tan similar a nuestro planeta. La temperatura de su superficie es más elevada que la de un horno para asar panes; la presión de su atmósfera es tan alta, que si fuésemos allí nos aplastaría y a veces caen lloviznas, pero no de agua, sino de ácido sulfúrico.

Los planetas

El planeta zurdo.

Al contrario que en la Tierra, en Venus el Sol sale por el occidente y se pone por el oriente; el día dura en ese planeta 243 días de los nuestros y el año 225 días terrestres. Como las nubes de su atmósfera son muy espesas y jamás desaparecen, desde la Tierra no podemos ver la superficie pero los astrónomos han dibujado mapas topográficos, basados en

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observaciones por medio del radar.

Los planetas

El cielo color de rosa.

Si pudieses viajar a Marte y mirases hacia el cielo, no lo verías azul, como en la Tierra, sino... color rosa. Es el efecto de la composición de su atmósfera que tiene gas carbónico, un componente que se ve de ese color cuando se mira a trasluz. La Tierra, en cambio, tiene oxígeno que se ve de color azul.

Los planetas

Una luna en órbita geoestacionaria.

El planeta Plutón tiene una luna llamada Caronte que gira a su alrededor en orbita estacionaria: permanece quieta sobre el mismo punto del planeta, como los satélites geoestacionarios lo

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hacen sobre la Tierra. Si te paras en Plutón verás que Caronte está siempre en el mismo punto y te muestra la misma cara; si vas a la superficie del satélite, verás siempre la misma cara de Plutón y siempre estará quieto en el cielo.

Los planetas

Los tamaños planetarios.

Si pudiésemos poner los planetas en una balanza, notaríamos que cada uno de ellos pesa más que la suma de todos los que tienen menos masa que él. Así, Júpiter, que es el mayor, pesa más que los otros ocho juntos; el segundo, que es Saturno, es más pesado que la suma de los seis restantes; la Tierra, que es el quinto en orden de peso, es más pesado que los que le siguen: Venus, Marte, Mercurio y Plutón. Y todos los planetas juntos cabrían dentro del Sol y sobraría espacio para muchos más. Por orden de masa, los planetas son de mayor a menor:

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Júpiter, Saturno, Neptuno, Urano, la Tierra, Venus, Marte, Mercurio y Plutón.

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LOS PRIMEROS OBJETOS MESSIER

M1 (NGC1952) - Nebulosa del Cangrejo Ascensión Recta : 05h 31.5m - Declinación: +21° 59' Constelación: Taurus - Magnitud: 8.4

La famosa "Cangrejo" es el remanente de una supernova observada por astrónomos chinos en el año 1054. Con un telescopio pequeño se la advierte como una pequeña nebulosidad ovalada aunque irregular.

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M2 (NGC7089) - Cúmulo globular Ascensión Recta : 21h 30.9m - Declinación: -01° 02' Constelación: Aquarius - Magnitud: 6.4

Su diámetro es de aproximadamente unos 170 años luz. Con binoculares resulta fácil de observar, pero sólo mediante un pequeño telescopio llegan a distinguirse algunas de sus componentes individuales.

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M3 (NGC5272) - Cúmulo globular Ascensión Recta : 13h 39.8m - Declinación: +28° 38' Constelación: Canes Venatici - Magnitud: 6.3

Visible con binoculares, e incluso a simple vista en buenas condiciones de observación, está compuesto por más de medio millón de estrellas. Se estima su distancia en unos 35.000 años luz.

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M4 (NGC6121) - Cúmulo globular Ascensión Recta : 16h 20.6m - Declinación: -26° 24' Constelación: Scorpius - Magnitud: 6.5

Se encuentra unos 2º al oeste de la estrella Antares (Alpha Scorpii), por lo cual resulta uno de los objetos del catálogo Messier más fáciles de localizar. Se encuentra a unos 7.200 años luz de distancia.

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M5 (NGC5904) - Cúmulo globular Ascensión Recta : 15h 16.0m - Declinación: +02° 16' Constelación: Serpens - Magnitud: 6.1

Con unos 13.000 millones de años, posiblemente sea uno de los cúmulos globulares más antiguos que pueden observarse fácilmente desde la Tierra. Se encuentra a unos 24.500 años luz de distancia.

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M6 (NGC6405) - Cúmulo abierto de La Mariposa Ascensión Recta : 17h 36.8m - Declinación: -32° 10' Constelación: Scorpius - Magnitud: 4.2

La "Mariposa" contiene unas ochenta estrellas, y está a unos 1.600 años luz. Es el objeto del catálogo Messier a menor distancia angular del centro de la Vía Láctea, en Sagittarius, cerca del límite con Scorpius y Ophiuchus.

M7 (NGC6475) - Cúmulo abierto Ascensión Recta : 17h 50.7m - Declinación: -34° 48' Constelación: Scorpius - Magnitud: 3.3

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Con unos 220.000 millones de años de antiguedad, M7 contiene unas ochenta estrellas de magnitud superior a 10, por lo cual resulta fácilmente visible a simple vista. Se encuentra a 800 años luz de nuestro planeta.

M8 (NGC6523) - Nebulosa difusa Laguna Ascensión Recta : 18h 00.1m - Declinación: -24° 23' Constelación: Sagittarius - Magnitud: 6.0

La nebulosa "Laguna", a unos 5.200 años luz de distancia de nuestro planeta, es una de las nebulosas de emisión más lejanas que pueden observarse mediante binoculares y telescopios pequeños.

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M9 (NGC6333) - Cúmulo globular Ascensión Recta : 17h 16.3m - Declinación: -18° 28' Constelación: Ophiuchus - Magnitud: 7.7

A unos 25.800 años luz de la Tierra, M9 es uno de los cúmulos más cercanos al núcleo de nuestra galaxia, a unos 5.500 años luz. Su diámetro angular de 12 minutos de arco indica un diámetro real de 90 años luz.

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M10 (NGC6254) - Cúmulo globular Ascensión Recta : 16h 54.5m - Declinación: -04° 02' Constelación: Ophiuchus - Magnitud: 6.6

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Situado a una distancia de 14.300 años luz de nuestro planeta, este cúmulo tiene un diámetro real de 83 años luz. Su diámetro angular llega a unos 20 minutos de arco, es decir, dos tercios del diámetro de la Luna llena.

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Messier 83, NGC

5236

La Hélice, NGC

7293

M104, NGC 4594

NGC 2997

Polo Sur

Nebulosa Trífida,

M20

SN 1987A

SN1987A

NGC 1365 en

Fornax

Tífida, M20

Nebulosa Carina

Nebulosa Caballo

Cometa Halley,

12/1985

NebulosaOrion

M42

NGC 1973-75-77

Cabeza del Caballo

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Vela SNR Vela resto supernova

Difusa en Sagitario Rho Oph Ocura

Las Pléyades

NGC 2244 +

Rosetta

Barnard 86

Cangrejo, M1

Nebulosa de Orión

47 Tucanae (NGC

104)

Nebulosa del Cono

NGC 6726-27

Nebulosa Fox-fur

Estrellas en M20

Anillos en NGC

3576

Nebulosa del Dedo

M16

Planetaria Shapley

Cúmulo Abell

1060

Cúmulo en Sagitario

NGC 891

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Nebulosa

LMagallanes

Nebulosa Antares

NGC 6752 en

Pavo

Cometa Hyakutake

Glóbulo cometario

CG4

La Burbuja NGC

7635

Galaxia NGC 1300

Brazo de M31

M31 en Andromeda

Vía Láctea

Nebulosa Vela

Puesta de Sol

Galaxia Cartwheel

Cruz de colores

Aurora Austral

Luz de Luna

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COORDENADAS ASTRONOMICAS Conceptos previos Llamaremos espacio tridimensional al conjunto de números reales (x,y,z). Cada terna ordenada se llama punto de este espacio. Para fijar la posición del punto necesitamos un sistema de referencia formado por tres rectas o ejes coordenados que se cortan en un punto llamado origen y una unidad de medida. A estos tres números se les llama coordenadas cartesianas respecto al sistema OXYZ. Se puede definir también la posición respecto a un punto cualquiera P(x,y,z) mediante coordenadas polares. Proyectando el punto P sobre el plano OXY y definiendo la dirección hacia P mediante dichos ángulos, basta tomar la distancia r sobre esa dirección para llegar a P.

En Astronomía la posición de un astro se determina ordinariamente mediante coordenadas polares. Sin embargo y dado que en principio la distancia r es desconocida, solo nos preocupará la dirección OP del astro, determinable mediante las coordenadas . Lo que hacemos es proyectar todos los astros sobre una esfera de radio arbitrario, que se denomina esfera celeste . Tal esfera está centrada en el observador. En realidad el observador, prescindiendo de irregularidades topográficas solo ve una semiesfera celeste , limitada por un plano que pasa por el pie del observador y que corta a la esfera celeste en un círculo llamado horizonte. Clasificación de los sistemas de referencia: Los sistemas de referencia se clasifican según la elección del origen en:

1. Coordenadas topocéntricas: Centradas en el observador. 2. Coordenadas geocéntricas: Centradas en el centro de la Tierra. 3. Coordenadas heliocéntricas:Centradas en el centro del sistema Solar. 4. Coordenadas galácticas: Centradas en el centro de la Galaxia.

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Atendiendo a que sus valores dependan o no de la posición del observador las coordenadas se clasifican en :

Locales : Coordenadas Horizontales y Horarias

No Locales: Coordenadas Ecuatoriales , Eclípticas, Galácticas

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Coordenadas Horizontales

Vertical : En cada lugar de la superficie terrestre, la dirección de la plomada determina, sin ambigüedad y con gran precisión , la dirección de la vertical del lugar, que corta a la esfera celeste en dos puntos llamados cenit y nadir. Eje del mundo Es el eje de rotación de la esfera celeste causado por el movimiento de rotación de la Tierra. Este eje corta a la esfera celeste en dos puntos llamados Polos , Norte al situado sobre la esfera celeste en nuestro hemisferio, y Sur al opuesto. Horizonte astronómico Es el plano que pasa por el observador y es perpendicular a la vertical . Su intersección con la esfera celeste se llama línea del Horizonte . Plano meridiano del lugar Es el plano determinado por la Vertical y el Eje del mundo. Su intersección con la esfera celeste es el meridiano del lugar.

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Línea meridiana El plano meridiano y el horizonte se cortan según una recta llamada meridiana. Su intersección con la esfera celeste determina los puntos cardinales norte y sur. Línea perpendicular Es una línea perpendicular a la meridiana y situada en el plano del horizonte. Su intersección con la esfera celeste determina los puntos cardinales este y oeste. Latitud del lugar: Al ángulo formado por la meridiana y el eje del mundo se llama latitud. Nota: La vertical, meridiana, y perpendicular forman un triedro el que si tomamos los ejes coordenados tal como están dibujados resulta inverso ó retrógrado. Las coordenadas (x,y,z) se denominan rectilíneas horizontales. Las coordenadas esféricas horizontales son: Acimut a : Es el arco de horizonte contado desde el punto sur hasta la intersección del horizonte con la vertical del astro, en sentido retrogrado de 0° a 360°. Altura h : Es la distancia esférica del astro al horizonte. Varia de 0° a 90° cuando la estrella está por arriba del horizonte y de 0° a -90° cundo está por debajo. Distancia zenital z : es el arco complementario a la altura. Es decir la distancia de un astro al zenit.z=90-h Las líneas coordenadas son los Verticales caracterizados por a=cte y los almucantarantes con h=cte o z=cte. Los verticales son círculos máximos que pasan por el cenit y nadir y los almucantarantes son círculos menores paralelos al horizonte.

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Por tratarse de coordenadas esféricas:

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Coordenadas Horarias

Ecuador celeste: es el plano que pasa por el observador y es perpendicular al eje del mundo. Su intersección con la esfera celeste también se llama Ecuador. Círculos horarios: Son los círculos máximos de la esfera celeste que pasan por los polos celestes. Paralelos celestes: Son los círculos menores paralelos al Ecuador . NOTA: El eje del mundo, la intersección del plano meridiano con el plano del ecuador, y la perpendicular, determinan un triedro centrado en el observador, que tal como está dibujado es retrógrado. Las coordenadas de un punto A (x' , y', z') se llaman rectilíneas horarias.

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Las coordenadas esféricas horarias son: Ángulo Horario H: es el arco de ecuador medido desde la recta de intersección del plano meridiano y el plano del ecuador, hasta el círculo horario del astro, en sentido retrógrado y desde 0h. a 24h. Declinación D: Es el ángulo medido desde el círculo del astro al Ecuador. Positiva hacia el Norte y negativa hacia el Sur Varia pues entre 90º y -90º Distancia Polar P: Es el complementario de la Declinación. Las líneas coordenadas son las líneas horarias y los paralelos celestes. Por tratarse de coordenadas esféricas se cumplirá:

Relación entre coordenadas horizontales y horarias La relación entre las coordenadas horizontales y horarias viene dada por las expresiones conocidas como Fórmulas de Bessel:

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Nota: Los sistemas de coordenadas horizontales y horarias dependen del lugar del observador sobre la superficie de la Tierra, son por tanto sistemas locales. La altura y el acimut merced al movimiento de la esfera celeste, cambian con la posición del observador y para un mismo observador cambian con el tiempo. En las coordenadas horarias el movimiento diurno solo afecta al ángulo horario H, mientras la declinación permanece fija con el tiempo. Observadores sobre el mismo meridiano terrestre miden la misma declinación y ángulo horario pero no si varía la longitud del observador. Los sistemas que estudiaremos a continuación tienen las coordenadas celestes independientes de la posición del observador y se denominan no locales. Coordenadas Ecuatoriales El Sol merced al movimiento real de la Tierra describe una trayectoria aparente sobre la esfera celeste denominada, al igual que el plano que la contiene, eclíptica. A la línea perpendicular a dicho plano se le llama Eje de la Eclíptica, mientras que Oblicuidad de la Eclíptica : Es el ángulo que forma la eclíptica con el ecuador. Actualmente vale 23º 26'. La Línea de Equinoccios es la intersección del Ecuador con la Eclíptica . La intersección de esta línea con las esfera celeste son los puntos equinocciales. Se llama punto vernal o punto Aries, al punto donde se proyecta el Sol al pasar del hemisferio sur al norte. Triedro de referencia ecuatorial: La línea de equinoccios (eje x), el diámetro ecuatorial perpendicular(eje y) y el eje del mundo (eje z), forman un triedro a derechas en el que cualquier punto viene representado por unas coordenadas rectilíneas ecuatoriales:

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Las coordenadas esféricas ecuatoriales son: Ascensión Recta arco contado sobre el ecuador y a partir del punto Aries contado en sentido directo. Un giro completo son 24 horas así que 1 hora equivale a 15º. Una hora tiene 60 minutos de arco y 1 minuto 60 segundos de arco. 4 minutos equivalen por cierto a 1º y es una antigua medida caldea de tiempo llamada us. Declinación: Ángulo que forma el astro con el ecuador, al igual que en coordenadas Horarias. De la relación entre coordenadas cartesianas y esféricas:

Relación entre coordenadas horarias y ecuatoriales La única relación a establecer es entre el ángulo horario H y la Ascensión Recta A. El Tiempo sidéreo en un lugar e instante dado es el ángulo horario que forma el meridiano del lugar con el punto Aries en ese instante y representa el tiempo que ha transcurrido desde que el punto Aries pasó por el meridiano del lugar.

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Cuando un astro culmina o pasa por el meridiano H=0 por lo que el tiempo sidéreo local es la ascensión recta del astro. Coordenadas Eclípticas Es el triedro de referencia formado por la Línea de Equinoccios ( eje x'), la Línea de Solsticios (eje y'), y el Eje de la eclíptica (eje z') en el sentido hacia el Norte. Forma un triedro a derechas. Las coordenadas esféricas eclípticas son: Longitud celeste L es el arco de la Eclíptica contado a partir del punto Aries y en sentido directo. Latitud celeste B es el ángulo que es astro forma con la eclíptica.

La relación entre coordenadas cartesianas y esféricas permite escribir:

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Relación entre coordenadas ecuatoriales y eclíptica s La relación entre las coordenadas ecuatoriales y eclípticas viene dada por las expresiones conocidas como Fórmulas de Bessel:

Coordenadas altacimutales u horizontales

Es el sistema más natural e inmediato para un observador y utiliza como referencias el círculo vertical y el horizonte. La intersección de este último con el meridiano del lugar define el origen . Las coordenadas son:

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Altura (h): es la altura del astro sobre el horizonte, esto es el arco del vertical comprendido entre el horizonte y el astro. Se mide desde el horizonte y su valor está comprendido entre 0o a 90o. Es positiva si el astro está situado por encima del horizonte y negativa en el caso contrario.

Acimut (a): es el arco del horizonte medido de Sur a Oeste, hasta el vertical del astro. Los valores están comprendidos entre 0o y 360o .

Este sistema presenta inconvenientes importantes ya que los dos círculos de referencia, horizonte y vertical cambian con la latitud del lugar y lo harán también las coordenadas del mismo astro. Por ello son necesarios otros sistemas de referencia que soslayen estas variaciones

Coordenadas horarias o ecuatoriales locales

Los círculos de referencia son el ecuador celeste y el meridiano que pasa por la estrella. La intersección del primero con el meridiano del lugar fija el origen. Las coordenadas son las siguientes:

Angulo horario ( H ): es el arco de ecuador celeste comprendido entre los puntos definidos por sus intersecciones con los meridianos del lugar, que es el origen de la medida, y el que pasa por la estrella. Se expresa en horas minutos y segundos. Este ángulo mide en realidad el tiempo que transcurre desde que la estrella pasa por el meridiano del lugar hasta que ocupa la posición en que es observada.

Declinación ( d ): es el arco del meridiano de la estrella comprendido entre su intersección con el ecuador celeste, adoptada como origen, y la estrella. Su valor en grados, minutos y segundos está comprendido entre 0o y 90o. Es

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positiva en el caso de las estrellas del hemisferio boreal y negativa para las del hemisferio austral.

La medida del ángulo horario utilizando como unidad la hora tiene su origen en la definición y medida del tiempo astronómico, que trataremos más adelante. Equivale a un ángulo de 15o que resulta de dividir la circunferencia en 24 partes.

Las coordenadas horarias son fáciles de obtener y en un instante dado la declinación es independiente del lugar de observación. Sin embargo la medida del ángulo horario está referida al meridiano del lugar.

Coordenadas ecuatoriales absolutas

Tienen como círculos de referencia el ecuador celeste y el meridiano que pasa por la estrella y su origen es el punto Aries. Las coordenadas son:

Ascensión recta ( a ): es el arco de ecuador celeste medido desde el punto Aries hasta el meridiano celeste que contiene el astro. Esta expresada en horas minutos y segundos y varía entre las 0 y 24 horas.

Declinación ( d ): tal como fue definida en las coordenadas horarias.

Como el punto Aries es el mismo para todos los observadores, las coordenadas ecuatoriales son universales esto es, independientes del lugar de observación. Es el sistema utilizado en los catálogos estelares y en los trabajos de investigación.

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Coordenadas eclípticas

Los círculos de referencia son la eclíptica y el llamado meridiano eclíptico (círculo máximo que pasa por los polos de la eclíptica). El origen es el punto Aries. Las coordenadas son:

Longitud celeste ( l ): es el arco de la eclíptica comprendido entre el punto Aries y la intersección con el meridiano que pasa por el astro. Se mide en grados minutos y segundos y varía entre 0o y 360o.

Latitud celeste ( b ): arco del meridiano eclíptico que pasa por la estrella comprendido entre su intersección con la eclíptica y el astro. Su valor varía entre -90o y 90o. Es siempre nula para el Sol.

Estas coordenadas facilitan la medida de las posiciones de los planetas y tampoco dependen del lugar e instante de observación.

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ADIOS PLUTON

La decisión tomada por los astrónomos presentes en la 26 Asamblea General de la Unión Astronómica Internacional (IAU), en la votación llevada a cabo el día 24 de Agosto de 2006, comenzó a gestarse a finales de la década de los años 90 del siglo pasado, cuando un grupo de científicos americanos, encabezado por el astrónomo Mike Brown del Instituto de Tecnología de California, comenzó a descubrir una nueva familia de objetos planetarios, en sus campañas de búsquedas fotográficas llevadas a cabo con la cámara Schmidt de 1,22 ms. de abertura, conocida popularmente como telescopio Samuel Oschin, del observatorio californiano de Monte Palomar.

Telescopio Samuel Oschin, del observatorio califor niano de Monte Palomar.

El primer objeto de esta nueva familia planetaria fue descubierto por el equipo de Brown en la noche del 14 de noviembre del 2003. El objeto, confirmado posteriormente por otros observatorios, fue bautizado con el nombre de Sedna, en homenaje a la diosa de los océanos árticos, del pueblo de los Inuit (nombre con el que se conocen a los esquimales canadienses). El objeto, cuyas estimaciones modernas de su diámetro lo sitúan entre 1.200 a 1.800 kms., está situado a unos 13.000 millones de kms. del Sol, y con un período de revolución equivalente a 12.260 años, le convierten en el objeto más lejano del cortejo planetario solar.

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Nuestra historia tuvo un nuevo capítulo el 8 de enero de 2005, cuando el mismo equipo encabezado por Brown anunció el descubrimiento de un nuevo miembro de esta familia de objetos situados en los confines del Sistema Solar. Al objeto se le asignaron unas siglas algo misteriosas, era el 2003 UB313; al poco de su descubrimiento le fue dada por sus descubridores el nombre de Xena, aunque este es un nombre provisional hasta que por parte de la IAU sea designado el nombre definitivo con que se conocerá a este objeto.

Los primeros cálculos mostraron que estaba más cercano que su compañero Sedna. Con un período orbital de 570 años, en la actualidad se encuentra a la distancia máxima del Sol, a cerca de unos 14.000 millones de Kms. del Sol, aunque cuando se encuentra a la distancia mínima de nuestra estrella madre, se puede acercar hasta los 5.250 millones de kms. Por esta razón, su órbita es claramente muy excéntrica, con una inclinación de 44º sobre el plano de la eclíptica.

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Imágenes del descubrimiento de 2003 UB313, obtenid as el 21 de octubre del 2003, con un intervalo de 1 1/2 horas, mostrando el lento mov imiento del nuevo objeto contra el fondo de estrellas, en un intervalo total de 3 hora s

La sorpresa vino cuando al realizar las primeras mediciones de las características físicas del nuevo objeto, los cálculos preliminares, confirmados posteriormente por el telescopio espacial Hubble, dieron un diámetro de unos 2.400 Kms. lo que le situaba con una diámetro ligeramente superior al de Plutón. Estudios posteriores han mostrado que es el objeto que más características físicas comparte con Plutón, como un diámetro parecido, órbita excéntrica e incluso la presencia de metano helado en su superficie, a semejanza de la encontrada en la superficie de Plutón.

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Órbita de 2003 UB313

En muchas de las informaciones que aparecieron posteriormente al descubrimiento de este nuevo objeto, se hablaba de que se había encontrado el décimo planeta del Sistema Solar. Por este motivo, los astrónomos pensaron que había llegado la hora de definir los parámetros físicos que sirviesen para definir a un planeta y poderlos diferenciar de la enorme cantidad de objetos que pululan por el Sistema Solar (satélites de los planetas, asteroides que se acercan al Sol, núcleos cometarios, restos de estas visitas, objetos rocosos con altas excentricidades orbitales, etc. etc.)

En principio, el término de planeta significaba "errantes", habiendo sido designado este nombre por los astrónomos griegos con motivo de que estos puntos de luz situados en la bóveda celeste se desplazaban claramente contra el fondo de estrellas no permaneciendo fijos en su posición al cabo del tiempo.

Por tanto, y debido a los descubrimientos anteriormente citados y algunos otros posteriores, era necesario intentar acordar una nueva definición de "planeta" que facilitase la clasificación de estos nuevos objetos. Para esta labor se creó en 2004, y en el seno de la Unión Astronómica Internacional, una comisión formada por 6 astrónomos (entre ellos estaba incluida la recién elegida presidenta de la IAU, Catherine Cesarsky).

Tuvieron varias reuniones antes del comienzo de la Asamblea General (llevada a cabo entre el 14 al 25 de agosto del 2006) y en principio acordaron un proyecto de borrador que definía la nueva definición de "planeta" y la de una nueva categoría los "plutones" que son objetos parecidos a Plutón y Ceres. Plutón permanecía como planeta, tomándose como prototipo de esta nueva familia de planetas. Se incluían 3 nuevos planetas más, Ceres, Caronte y el

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objeto conocido por las siglas 2003 UB313, por lo que el Sistema Solar pasaba de estar formado por 12 planetas en lugar de los 9 clásicos (Mercurio, Venus. Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y Plutón).

En esta propuesta, se reconocía las afinidades de Ceres con Plutón, que a pesar de su diferencia en masa, Plutón es 14 veces más

masivo que Ceres, compartían otras características comunes como ser objetos relativamente pequeños, rocosos, formados por hielos y tener una estructura interior bien diferenciada (este hecho impedía la subida en categoría de otros

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asteroides más pequeños que Ceres). En efecto, Ceres tiene el 25% de la masa total de los objetos del cinturón asteroidal situado entre las órbitas de Marte y Júpiter, y se cree que pudo ser un "embrión planetario" que no fue a más debido a la influencia de las perturbaciones gravitatorias del gigante joviano, que abortaron su crecimiento posterior.

Caronte era añadido a la lista planetaria porque el sistema de Plutón-Caronte es un ejemplo claro de planeta doble, ya que Caronte tiene un diámetro equivalente a la mitad de Plutón (~ 1.200 kms). Se debe hacer notar que para ser considerado un planeta doble, el baricentro del sistema gravitatorio (centro de gravedad) no debe estar situado en el interior del objeto más masivo (por esta razón Plutón y Caronte forman un planeta doble y el sistema Tierra-Luna no lo cumple)

El nuevo objeto 2003 UB313 (cuyo nombre provisional era Xena) al sobrepasar en diámetro a Plutón entraba por méritos propios en esta nueva lista planetaria. Además también tiene un satélite, conocido provisionalmente con el nombre de Gabrielle.

El borrador de la definición de "planeta" afirmaba que para que un cuerpo fuese definido como planeta, debería cumplir dos condiciones, primera que el objeto orbitase alrededor de una estrella (y no fuese una estrella) y segundo que el objeto tuviese el tamaño (masa) suficiente como para tener una estructura estable y estar en equilibrio hidrostático que le permitiese tener un tamaño más o menos esférico. (se daban unos parámetros mínimos de un diámetro de 800 kms. y una masa equivalente a 5 x 1020 Kgs.)

En resumen, las resoluciones presentadas para su discusión y posterior aprobación sobre la nueva terminología y clasificación a usar fueron :

RESOLUCION 5A

(Establecimiento de tres categorías de objetos planetarios y definición del término "Planeta" del Sistema Solar)

1) Un planeta es un cuerpo celeste que

a) está orbitando alrededor del Sol b) debe tener la suficiente masa producida por su propia gravedad como para ser homogéneo y tener una forma más o menos esférica

c) haya "limpiado" gravitatoriamente la vecindad de su órbita de objetos cercanos (en otras palabras, que sea el cuerpo dominante en su propia zona orbital)

2) Un planeta enano es un cuerpo celeste que :

2.a) está orbitando alrededor del Sol

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2.b) tiene suficiente masa producida pro su propia gravedad como para ser homogéneo y tener una forma más o menos redonda

2.c) No ha "limpiado" la vecindad de su órbita (en otras palabras, que hay otros cuerpos "dominantes" en su propia zona orbital)

2.d) no es un satélite

3) Todos los demás objetos que orbitan alrededor del Sol se designan de manera colectiva y general como "Cuerpos pequeños del Sistema Solar"

Resolución 5B

Debe utilizarse el término "clásico" para designar a los planetas de la sección 1.a) de la resolución 5A. (así quedaría que, "Un planeta clásico es un cuerpo celeste...)

Resolución 6A (Plutón)

Plutón es un planeta enano de acuerdo a la resolución anterior y se le reconoce la categoría de prototipo de esta nueva categoría de objetos trans-Neptunianos (TN0 en inglés)

Resolución 6B (a añadir a la resolución 6A)

Esta categoría de objetos podría llamarse "objetos plutonianos"

Estas propuestas iban a ser votadas el último día de la Asamblea General, el 24 de agosto del 2006. El avance de estas Resoluciones levantó un gran revuelo entre el mundillo astronómico, tanto profesional como a nivel popular, dado que añadía 3 nuevos planetas a la lista clásica de planetas, manteniendo la categoría planetaria para Plutón, cuando desde ya varios años había muchos astrónomos que opinaban que no debería de ocupar este puesto por sus peculiaridades físicas y orbitales (un planeta rocoso donde abundan los gaseosos, la excentricidad de su órbita, la inclinación de su plano orbital, etc)

De hecho al poco de presentar las resoluciones hubo ya un nutrido grupo de astrónomos que se oponían frontalmente a la ampliación de los nueve planetas históricos, ya que por ejemplo tanto Ceres, Caronte y 2003 UB313 no cumplen el requisito de ser los cuerpos "dominantes" en su respectivas zonas orbitales (incluso podría afectar al propio Plutón, ya que aparte de tener otros cuerpos "dominantes" en su cercanía, Caronte y el propio 2003 UB313, debe recordarse que debido a la irregularidad de su órbita, Plutón cruza la órbita de Neptuno, un planeta mucho más grande y masivo que el propio Plutón).

Después de la votación llevada a cabo en Praga, en la tarde del 24 de agosto de 2006, la lista de planetas y cuerpos del Sistema Solar, se clasifica de acuerdo con las siguientes definiciones y categorías :

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Planeta

Un planeta es un cuerpo celeste que a) está orbitando alrededor del Sol, b) tiene suficiente masa producida por su propia gravedad como para ser homogéneo, en equilibrio hidrostático y tener una forma más o menos redonda, c) ha "limpiado" gravitatoriamente la vecindad de su órbita de objetos cercanos (en otras palabras, que sea el cuerpo dominante en su propia zona orbital). Los planetas del Sistema Solar, de acuerdo a esta definición, son por tanto, Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno

Planetas enanos Se establece una nueva y diferente categoría de objetos, los planetas enanos, que son planetas que cumplen los dos primeros supuestos de la categoría anterior pero no el c) es decir que en sus cercanías existen otros cuerpos "dominantes" gravitatorios. También se establece que para pertenecer a esta categoría no deben ser satélites de otro cuerpo.

Los nuevos planetas enanos son Plutón, Ceres y 2003 UB313

Los nuevos planetas enanos son Plutón, Ceres y 2003 UB313. En esta nueva categoría se reconoce implícitamente la situación de Plutón, como planeta enano prototipo de esta nueva categoría de objetos situados más allá de la órbita de Neptuno, ó trans-Neptunianos (TNO en inglés)

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Plutón, el planeta "destronado" con sus satélites Caronte, Hidra y Nix

Hay una docena de posibles candidatos para entrar en este categoría y se espera que en futuros años la lista se vaya engrosando (con nuevos descubrimientos llevados a cabo con nuevas tecnologías aplicables a los instrumentos de observación)

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Lista de posibles candidatos a entrar en la categoría de planetas enanos

Cuerpos pequeños del Sistema Solar Todos los demás objetos, exceptuando a los satélites, serán designados con este nombre común, pudiendo incluir a asteroides del cinturón principal, objetos trans-Neptunianos, cometas y otros cuerpos de menor tamaño.

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Nueva clasificación y terminología planetaria, apro bada en la 26 Asamblea General de la Unión Astronómica Internacional y en vigor desde el 24 de agosto de 2006

A pesar de que la resolución se aprobó, con el voto a favor de una parte pequeña de los 300 astrónomos presentes en el momento de la votación (un exiguo 4% del número total de astrónomos del mundo) ha habido muchas voces discordantes de este acuerdo. Por ejemplo Alan Stern, jefe de la misión New Horizons de la NASA (que visitará Plutón y Caronte en Julio de 2015, y durante cuatro años, del 2016 al 2020 estudiará los objetos del cinturón de Kuiper), ha comentado que el lenguaje utilizado en estas nuevas definiciones es bastante ambiguo, porque por ejemplo ese requisito de ser el cuerpo dominante en su zona orbital hay planetas como la propia Tierra, Marte, Júpiter y Neptuno que son visitados por asteroides y otros cuerpos celestes (la Tierra es visitada por asteroides con órbitas cercanas al Sol, Júpiter tiene 50.000 asteroides troyanos en su órbita, la órbita de Neptuno es atravesada por Plutón, etc.).

Otra crítica de Stern es sobre la escasa representación, únicamente 424 astrónomos que han votado para aprobar la resolución. Otras voces autorizadas como el astrónomo e historiador americano Owen Gingerich, se queja también de los términos utilizados en estas definiciones, el término enano, el sistema de votación, etc. (aboga porque en futuras reuniones se admita el voto electrónico, para así aumentar el consenso general)

Otro astrónomo que también está en desacuerdo con esta decisión es Mike Brown, descubridor de casi una docena de los posibles candidatos a engrosar la lista de planetas enanos, además de ser el descubridor del que durante un tiempo se pensó que podía ser el décimo planeta (Xena). También comenta que se crearán situaciones muy paradójicas cuando muchos profesores de Astronomía traten de explicar y justificar a sus alumnos las

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decisiones tomadas por los astrónomos en su 26 Asamblea General llevado a cabo en Praga.

Otras quejas vienen por el hecho de que habrá que reformar todos los libros de texto, enciclopedias, libros de consulta, información astronómica en Internet, etc. ya que el Sistema Solar no tiene los 9 planetas históricos sino que ahora son 8 y que además habrá que reflejar las nuevas categorías de objetos planetarios, los Planetas Enanos y los Cuerpos pequeños del Sistema Solar. Aparte entre la opinión pública mundial, tanto científica como del hombre de la calle, esta decisión de apear a Plutón del cortejo planetario clásico y degradarle a una nueva categoría planetaria, por así decirlo un Planeta de segunda división, no ha sentado muy bien y hay muchas opiniones discordantes que pretenden que esta decisión sea cambiada.

Habrá que esperar otros 3 años, hasta el 2009, cuando se celebre la próxima Asamblea General de la IAU, en Río de Janeiro, para que tengamos tanto el nombre definitivo del planeta enano 2003 UB313 (a quién provisionalmente se conoce como Xena) y quizás conocer tanto los nuevos aspirantes a engrosar la lista de planetas enanos como los que definitivamente son considerados integrantes de esta nueva familia planetaria.

La noticia de última hora que se ha producido el pasado 15 de septiembre es que finalmente la IAU, ha adoptado los nombres definitivos para el planeta enano 2003 UB313 y su luna. Estos nombres han sido propuestos por el descubridor de ambos objetos, Mike Brown, del Caltech. Los nombres oficiales aceptados y aprobados por la IAU, y dados a conocer al mundo astronómico en la circular de la IAU nº 8747 de fecha 13 de septiembre, han sido para el planeta enano 2003 UB313, Eris (diosa griega de las disputas y discordias) y a su luna, Dysonimia (diosa griega, hija de Eris, del caos y desorden). De esta manera se acaba definitivamente con la polémica sobre el nombre de este planeta enano descubierto en 2005.

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Título: JAVIER DE LUCAS LINARES Asunto: Autor: Javier Palabras clave: Comentarios: Fecha de creación: 09/07/2009 14:16 Cambio número: 56 Guardado el: 11/07/2009 19:00 Guardado por: Javier Tiempo de edición: 372 minutos Impreso el: 11/07/2009 19:02 Última impresión completa Número de páginas: 204 Número de palabras: 39.804 (aprox.) Número de caracteres: 226.883 (aprox.)

EL UNIVERSO ENCENDIDO

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