Disertaciones astronómicas Boletín Número 47 de efemérides astronómicas 2 de septiembre de 2020

Realiza Luis Fernando Ocampo O. ([email protected]).

Noticias de la semana.

Meteoros y sus diferentes manifestaciones.

Imagen 1: Las diferencias entre meteoroide, meteoro y meteorito. Imagen https://www.researchgate.net/

Los ‘bólidos’ son meteoros que parecen más brillantes de lo normal. Una gran mayoría del material que orbita en el espacio exterior son pequeños trozos de piedra, hielo o metal de tamaño submilimétrico, o una combinación de estos materiales. Estos se conocen como micrometeoroides o simplemente polvo espacial. Estos diminutos fragmentos no pueden producir suficiente luz para ser vistos cuando se encuentran con la atmósfera y, sin embargo, contribuyen con muchas toneladas de material al peso de la Tierra cada año. A medida que el tamaño de estos objetos se acerca a un milímetro, comienzan a producir suficiente luz para ser vistos al entrar a la atmósfera superior como meteoros ordinarios. Debido a la velocidad a la que golpean la atmósfera de la Tierra, los fragmentos de más de 1 milímetro tienen la capacidad de producir un destello brillante cuando atraviesan los cielos. Estos meteoritos brillantes son lo que llamamos bolas de fuego y, a menudo, infunden temor y asombro a quienes los presencian.

Las bolas de fuego ocurren todos los días en toda la Tierra. Sin embargo, para el individuo, son un espectáculo raro que se presencia muy pocas veces en la vida. Debe recordarse que las bolas de fuego también ocurren durante el día o en una noche nublada. También ocurren sobre el océano o sobre porciones de tierra deshabitadas. Incluso si se produce una bola de fuego sobre su ubicación, debe estar afuera en la dirección correcta o aún se perderá. Por lo tanto, la Organización Internacional de Meteoros se interesa mucho en estos avistamientos con la esperanza de que se pueda determinar su origen y que tal vez se puedan recuperar los meteoritos: imo.net

Imagen 2: Residentes al sur de Tasmania lograron ver este bólido en marzo 29, 2019. Imagen: Leoni Williams

Solo las verdaderas bolas de fuego tienen la capacidad de sobrevivir hasta la superficie de la Tierra. El método más sencillo para determinar si un meteoro era una bola de fuego o no es estimar su brillo. Si el objeto que vio es más brillante que cualquier objeto en el cielo excepto el sol y la luna, entonces es una bola de fuego. Otro factor importante es la duración de una bola de fuego. Aunque son más grandes que la mayoría de los demás meteoros que entran en la atmósfera, todavía viajan a velocidades tremendas. Como los meteoritos ordinarios, sufrirán desintegración y se ralentizarán hasta el punto en que ya no producirán luz. Por lo general, esto solo toma unos segundos. Rara vez una bola de fuego muy grande durará de 5 a 10 segundos antes de apagarse. Si su objeto dura más de 10 segundos, lo más probable es que sea un satélite o algún tipo de avión y no una bola de fuego.

La definición de bola de fuego es algo arbitraria y en la literatura la magnitud mínima requerida varía entre -2 mag a -6 mag. Consideramos los meteoros de al menos una magnitud aparente de -3 mag (corregido para la posición del cenit) como bolas de fuego. Por magnitud cenital nos referimos al brillo que tendría el

meteoro si hubiera aparecido en el cenit del sitio de observación. A modo de ejemplo, un meteoro con una apariencia de magnitud -1 puede ser en realidad una bola de fuego si se mueve solo unos pocos grados por encima del horizonte. El brillo aparente disminuye con el cuadrado de la distancia entre el objeto y el observador y, además, la absorción de la luz también es proporcional a la longitud del camino óptico. En el caso de un meteoro de horizonte cercano, la distancia al observador es muy grande, lo que resulta en una fuerte reducción del brillo aparente. Para decirlo de esta manera: una bola de fuego de magnitud cenital de -6 mag que termina a unos 50 km sobre la superficie de la Tierra aparecerá como un meteoro de magnitud -1 a una elevación de 5 grados sobre el horizonte para un observador a 600 km del evento. La magnitud cenital de las observaciones visuales se puede calcular mediante la fórmula:

M = m + 5 log (sen h) donde M es la magnitud cenital, m la magnitud aparente y h la elevación del evento sobre el horizonte.

Las llamadas bolas de fuego de radio son meteoros capturados por un receptor que utiliza el método de dispersión hacia adelante cuya duración del eco es superior a 10 segundos. Debido a las relaciones físicas muy complicadas, no es posible una conversión sencilla de la duración del eco en una magnitud visual.

Imagen 3: Entre Marte y Júpiter (300 a 600 millones de kilómetros del Sol, entre 2 y 4 UA). Hay cientos de miles de elementos de la lista.

Todos los objetos que podrían haber formado un planeta en esta área, pero las perturbaciones gravitacionales de Júpiter no han ayudado. Júpiter ha jugado el papel de protector de la vida en nuestro planeta. Sin Júpiter, la Tierra habría sido centro de atentado 1000 veces más común.

Imagen 4: En el cinturón de Kuiper (entre 35 y 100 UA del Sol), se ubican los objetos helados, más distantes del sistema solar afectado al interior por el Sol, y por lo tanto no son estrictamente los asteroides ni cometas. Crédito NASA. Este cinturón es un buen vivero de los cometas. El primer miembro fue descubierto en 1992; ahora el número es un poco más de 1000. Los británicos llaman los asteroides de este tipo de "cubewanos". El más grande identificada hasta ahora es Quaoar (1280 km de diámetro).

En julio de 2005, los astrónomos anunciaron el descubrimiento de un objeto en el cinturón de Kuiper que se pensaba era más grande que Plutón, aunque observaciones posteriores revelaron que era un poco más pequeño. Conocido como Eris, orbita el sol aproximadamente una vez cada 580 años, viajando casi cien veces más lejos del sol que la Tierra. El descubrimiento de Eris reveló a algunos astrónomos el problema de llamar a Plutón un planeta a gran escala, y en 2006, Plutón, Eris y el asteroide más grande, Ceres, fueron reclasificados como planetas enanos. Dos planetas enanos más, Haumea y Makemake, fueron descubiertos en el Cinturón de Kuiper en 2008.

Pero el estatus de Haumea como planeta enano puede estar en duda. En 2017, cuando el objeto pasó entre la Tierra y una estrella brillante, los científicos se dieron cuenta de que era más alargado que redondo. La redondez es uno de los criterios de un planeta enano, según la definición de la Unión Astronómica Internacional. El giro rápido de Haumea puede ser responsable de su forma alargada; un día solo dura unas cuatro horas.

Imagen 5: En la nube de Oort (entre 20.000 y 150.000 UA alrededores). Crédito NASA. Esta zona del cielo, el residuo de la nebulosa original, contiene miles de millones de núcleos de los cometas y el origen de la mayoría de los cometas nuevos que entran las regiones del centro del sistema solar. La Nube de Oort es el reservorio de cometas de largo período. Esta región del sistema solar tiene un diámetro de 1.000 veces mayor que la del sistema solar tal como lo conocemos, con sólo ocho planetas.

La Nube de Oort se encuentra mucho más allá de Plutón y los bordes más distantes del Cinturón de Kuiper. Mientras los planetas de nuestro sistema solar orbitan en un plano, se cree que la Nube de Oort es una capa esférica gigante que rodea al Sol, los planetas y los Objetos del Cinturón de Kuiper. Es como una burbuja grande y gruesa alrededor de nuestro sistema solar, hecha de objetos helados parecidos a cometas. Los cuerpos helados de la nube de Oort pueden ser tan grandes como montañas y, a veces, más grandes, incluso se piensa por otros teóricos que pueda haber planetas errantes.

Los detectores LIGO y Virgo señala la fuente de ondas gravitacionales más masiva hasta la fecha.

Imagen 6: Una imagen fija de una simulación numérica de dos agujeros negros que se inspiran y se fusionan, emitiendo ondas gravitacionales. Imagen Caltech.

Una fusión binaria de agujeros negros probablemente produjo ondas gravitacionales iguales a la energía de ocho soles. A pesar de su vasto vacío, el universo vibra con actividad en forma de ondas gravitacionales. Producidas por fenómenos astrofísicos extremos, estas reverberaciones ondulan y sacuden el tejido del espacio-tiempo, como el sonido metálico de una campana cósmica.

Ahora, los investigadores han detectado una señal de lo que puede ser la fusión de agujeros negros más masiva hasta ahora observada en ondas gravitacionales. El producto de la fusión es la primera detección clara de un agujero negro de "masa intermedia", con una masa entre 100 y 1.000 veces la del sol.

Detectaron la señal, que han etiquetado como GW190521, el 21 de mayo de 2019, con el Observatorio de ondas gravitacionales del interferómetro láser (LIGO) de la National Science Foundation, un par de interferómetros idénticos

de 4 kilómetros de largo en los Estados Unidos; y Virgo, un detector de 3 kilómetros de longitud en Italia.

La señal, de cuatro movimientos cortos, es de duración extremadamente breve, menos de una décima de segundo. Por lo que pueden decir los investigadores, GW190521 fue generado por una fuente que se encuentra aproximadamente a 5 gigaparsecs de distancia, cuando el universo tenía aproximadamente la mitad de su edad, lo que lo convierte en una de las fuentes de ondas gravitacionales más distantes detectadas hasta ahora.

En cuanto a lo que produjo esta señal, basada en un poderoso conjunto de herramientas computacionales y de modelado de última generación, los científicos creen que GW190521 probablemente fue generado por una fusión de agujeros negros binarios con propiedades inusuales. Casi todas las señales de ondas gravitacionales confirmadas hasta la fecha provienen de una fusión binaria, ya sea entre dos agujeros negros o dos estrellas de neutrones. Esta fusión más reciente parece ser la más masiva hasta el momento, involucrando dos agujeros negros inspiradores con masas de 85 y 66 veces la masa del sol.

El equipo de LIGO-Virgo también midió el giro de cada agujero negro y descubrió que a medida que los agujeros negros giraban cada vez más cerca, podrían haber estado girando sobre sus propios ejes, en ángulos que no estaban alineados con el eje de su órbita. Los giros desalineados de los agujeros negros probablemente causaron que sus órbitas se tambalearan o "precesan" mientras los dos colosos giraban en espiral uno hacia el otro.

Imagen 7: Anuncios de LIGO-VIRGO de la confirmación del hallazgo en mayo 21 pasado, donde se estima la masa y distancia de las ondas generadas. Crédito: The Astrophysical Journal Letters.

Los agujeros negros tienen masas grandes y casi iguales, con uno solo un 3% más masivo que el otro. La señal de onda gravitacional simulada es consistente con la observación GW190521 hecha por LIGO y Virgo.

Todos los agujeros negros observados hasta la fecha encajan en una de dos categorías: agujeros negros de masa estelar, que miden desde unas pocas masas solares hasta decenas de masas solares y se cree que se forman cuando mueren las estrellas masivas; o agujeros negros super-masivos, como el del centro de la Vía Láctea, que van desde cientos de miles hasta miles de millones de veces el de nuestro Sol. Sin embargo, el último agujero negro de 142 masas solares producido por la fusión GW190521 se encuentra dentro de un rango de masa intermedio entre los agujeros negros de masa estelar y super-masivos, el primero de su tipo jamás detectado. Los dos agujeros negros progenitores que produjeron el agujero negro final también parecen ser únicos en su tamaño. Son tan masivos que los científicos sospechan que uno o ambos pueden no haberse formado a partir de una estrella que colapsa, como ocurre con la mayoría de los agujeros negros de masa estelar.

Este proceso puede explicar cómo estrellas tan masivas como 130 masas solares pueden producir agujeros negros de hasta 65 masas solares. Pero para las estrellas más pesadas, se cree que se produce un fenómeno conocido como "inestabilidad de pares". Cuando los fotones del núcleo se vuelven extremadamente energéticos, pueden transformarse en un par de electrones y antielectrones. Estos pares generan menos presión que los fotones, lo que hace que la estrella se vuelva inestable frente al colapso gravitacional, y la explosión resultante es lo suficientemente fuerte como para no dejar nada atrás. Incluso estrellas más masivas, por encima de 200 masas solares, eventualmente colapsarían directamente en un agujero negro de al menos 120 masas solares. Una estrella en colapso, entonces, no debería poder producir un agujero negro entre aproximadamente 65 y 120 masas solares, un rango que se conoce como la "brecha de masa de inestabilidad de pares". Pero ahora, el más pesado de los dos agujeros negros que produjeron la señal GW190521, a 85 masas solares, es el primero detectado hasta ahora dentro de la brecha de masa de inestabilidad del par. Una posibilidad, que los investigadores consideran en su segundo artículo, es una fusión jerárquica, en la que los dos agujeros negros progenitores mismos pueden haberse formado a partir de la fusión de dos agujeros negros más pequeños, antes de migrar juntos y finalmente fusionarse. A medida que los detectores LIGO y Virgo ‘escuchan’ las ondas gravitacionales que atraviesan la Tierra, las búsquedas automáticas peinan los datos entrantes en busca de señales interesantes. Estas búsquedas pueden utilizar dos métodos diferentes: algoritmos que seleccionan patrones de ondas específicos en los datos que pueden haber sido producidos por sistemas binarios compactos; y búsquedas "ráfagas" más generales, que esencialmente buscan cualquier cosa fuera de lo común.

Constelación de la semana:

Equuleus (El Caballito)

Imagen 8: La constelación Equuleus - Celestial Atlas por Alexander Jamieson - 1822 La constelación de Equuleus, también conocida por su nombre en español como el caballito, o "potro" en latín, es una pequeña constelación de unos 71,6 grados cuadrados, la constelación de Equuleus es la segunda más pequeña en el cielo nocturno, después de Crux (la Cruz del Sur).

Es una constelación débil sus estrellas no superan la cuarta magnitud, esta constelación formo parte de las 48 constelaciones que fueron introducidas por Ptolomeo, y forma parte de las 88 constelaciones reconocidas por la astronomía moderna. Eventualmente a esta constelación se lo conoce como Equus Primus, o el Primer Caballo, porque se eleva justo antes de la constelación de Pegaso. Esta pequeña constelación, se puede observar desde cualquier punto en los dos hemisferios, excepto desde la Antártida. Es un trapecio tenue, situado al sudeste del Delfín. La mitología acerca de esta constelación se asocia generalmente con Hippe, la hija del centauro en la mitología griega, quien fue seducido por Aeolus y quedó embarazada, Demasiado avergonzada para contarle a su padre, ella ocultó el embarazo a Quirón. Ella escapó a las montañas y se quedó allí hasta que dio a luz al niño, llamado Melanippe. Cuando Quirón vino a buscar a Hippe, rezó a los dioses para que no la encontrara y la convirtieron en una yegua. Fue la diosa Artemisa quien colocó a Hippe entre las constelaciones. Todavía parece estar escondiéndose de Quirón, con solo su cabeza detrás de Pegaso. Quirón está representado por la constelación de Centauro.

 La estrella más brillante de esta constelación se conoce con el nombre de Kitalpha esta estrella posee una magnitud aparente de +3,92. Es una estrella gigante de color amarilla, Su nombre en árabe tiene como significado, «parte de un caballo», esto pues en el cielo solo se representa la cabeza y hombros del caballito, esta estrella se encuentra a unos 186 años luz de distancia del sistema solar, Kitalpha es aproximadamente 75 veces más luminoso que el Sol y tiene 2,72 veces la masa.  δ Equulei (Delta Equulei) la estrella Delta Equulei es una binaria, con una magnitud aparente de 4.49 y 5.4, respectivamente, se encuentra aproximadamente a unos 60.3 años luz de distancia del Sol.  γ Equulei (Gamma Equulei) la estrella Gamma Equulei, o 5 Equulei, es una estrella doble. Pertenece a la clase espectral A9 Sr Eu. Tiene una magnitud aparente de 4.7 y está a 118 años luz de distancia.  Gamma Equulei es una estrella químicamente peculiar que sufre variaciones ocasionales en el brillo y también se clasifica como una estrella roAp o una estrella Ap de oscilación rápida. (Una estrella Ap es una estrella peculiar del tipo A que muestra una superabundancia de ciertos metales y generalmente rota mucho más lentamente que las estrellas de tipo A

regulares). La estrella compañera tiene una magnitud aparente de 9.05 y se encuentra a 1.26 segundos de arco del componente principal.  β Equulei (Beta Equulei) la estrella Beta Equulei es de secuencia principal que pertenece a la clase espectral A3V. Tiene cuatro compañeros visuales que no están relacionados físicamente con la estrella principal. El sistema tiene una magnitud aparente combinada de 5.159 y se encuentra ubicada a unos 360 años luz de la Tierra.  λ Equulei (Lambda Equulei) esta estrella es una binaria presente en esta constelación. El componente principal en el sistema es una estrella de secuencia principal que pertenece a la clase espectral F6V. Posee una magnitud aparente de 6.72 y dista aproximadamente 332 años luz del sistema solar.  ε Equulei (Epsilon Equulei) Epsilon Equulei es otra estrella múltiple en Equuleus. Consiste en cuatro componentes. Posee una magnitud aparente de 5.3 y está a 196.4 años luz de distancia del Sol.  Equulei – ζ Equulei (Zeta Equulei) Zeta Equulei, o 3 Equulei, es una antigua estrella gigante perteneciente a la clase espectral K5 III. Está aproximadamente a 770 años luz de distancia del sistema solar. La estrella tiene una magnitud visual de 5.593 y es 949 veces más luminosa que el sol.  Equulei es una estrella binaria de secuencia principal blanca con una magnitud aparente de 5,94, a unos 120,4 años luz de distancia, la estrella pertenece a la clase espectral F8V. Es dos veces más luminoso que el sol. Su edad estimada es de 2,2 mil millones de años.  Equ está estrella es una estrella alpha, su magnitud aparente varía entre 4,58m y 4,77m tiene un un período aproximado de 12½ minutos. Está formada por una estrella primario de magnitud alrededor de 4,7m ligeramente variable y una estrella secundaria de la magnitud 11,6 separados 2 segundos de arco  R Equ esta es una estrella Variable Mira su magnitud aparente varía entre 8,0m y 15,7m en unos 261 días. Es una binaria que posee un período orbital de 5,7 años, Los dos componentes del sistema no están nunca separados más de 0,35 segundos de arco.

Imagen 9: Constelación de Equuleus. Fuente: www.iau.org

Mapa celeste de la semana

Imagen 10: proyección ortográfica de la fecha a las 7pm

Efemérides de la semana

Día Hora Fenómeno

2 0:22 Luna llena

2 20 Luna 3.9° al sur este de Neptuno

3 23 Solsticio de invierno en Marte

6 1 Luna 0.36° al nor este de Marte (conjunción)

6 Día con mínima sombra en Medellín

6 2 Luna en apogeo (máxima distancia de la Tierra)

7 2 Luna 3. al sur este de Urano

8 Lluvia de meteoros "las épsilon Peseidas"

8 19 Luna 6.2° al sur este del cúmulo abierto Las Pléyades

Referencias

[1] http://www.astronoo.com/es/articulos/zonas-asteroides.html

[2] https://www.imo.net/observations/fireballs/fireballs/

[3] https://www.gtd.eu/es/blog/kuiper-belt-objects-facts-about- kuiper-belt- kbos#:~:text=Eris'%20discovery%20revealed%20to%20some,th e%20Kuiper%20Belt%20in%202008.

[4] https://www.ligo.caltech.edu/news/ligo20200902

[5] https://solarsystem.nasa.gov/solar-system/oort-cloud/in-depth/

[6] https://osr.org/es/blog/astronomia- es/constelaciones/constelacion-equuleus-el-caballito/

[7] www.iau.org