REVISTA ASTRONÔMICA
ABRIL 1997 ‘ N°255 **255 , A bril dc 1997 \<. ISSN IMI44-9253 REGISTRO ,\ACIONAI. DE LA REVISTA PROPIF.DAD INTELECTUAL V 713.154 I .i Dirccción dc Ia Revista no sc responsabiliza por Ias opiniono vertidas por los autores dc los articul«>s publicados 0 ASTRONÔMICA \ por los dalos contcnidos cn ellds. Av Patrícias Argentinas 550. 1405 Buenos i ‘ h Airc.v. Argentina O ir c c íiím postal C C 369. Correo Central. Fundador: CARLOS CARDALDA lOOOÜucnús Aires. Argentina e-mnil revaM «iu aa org:ár Organo de Ia Asociación Argentina
DIKKIOK: Amigos de Ia Astronomia lo g . A ristia n R u s q u e lla s Entídad Sin fines dc lucro cop pcrsoncria jurídica por decreto dc M aço 12 dc 1937. inscripta cort cl S K RETARIOS DE REDACCTÕN: numero C/1.H12 Incluidacn cl Registro Nacional de Entidades dc Bien Público çon el.N* (jl24 Ing Carlos I Angucira Vézquc/ RI: V IST A A STRO N Ô M IC A es marca registrada dc In Asociaciim Argentina Amigos de !a Astrono S t Roberto Miickintosh m ia S r C iustnvo l>. R o d rig u c / SE( C TO N ES M J AS: Observatório: Ing, Carlos I. Angueira V a / q u e / Óptica: Sr Rodolfo Caprio SUMARIO Rxdioastronomía: Ing Jesus l.òpc/ Educaciún: Sr AJejandm I Blain CÚMULOS GLOBULARES (PARTE I)...... 3 EOIOGKAEÍA: DESDE EL ANTEOJO ASTRONÔMICO HASTA Sr Alcjondro I. Blain D l A G R A M \< I Ó N : ROEMER...... 10 Ine ( nstian Rusqucllas BREVE GUÍA DE LAS CONSTELACIONES 11 ( O RR K Í IÓN: ...... Sr Miguel A Baixmc NOTICIERO RADIO ASTRONÔMICO...... 16 CANJK: srta Gloria I Roítmon OBSERVACIONES VISUALES DE ER CARINAE Y EFEMÉRIDES: R MUSCAE...... 18 Ing Cristian RusquclUt- ESTÚDIO DE ESTRELLAS DOBLES CON CCD 20 PRESIDENTE: REGIONES OSCURAS EN CÚMULOS Sra Cilorin I Roitman Vl< EPRESIDENTE: GLOBULARES...... 22 Ing Cristian Rusqucllas SECRETARIO: TORMENTAS DE POLVO EN EL POLO NORTE Arq Adriana M Volpe MARCIANO...... 24 PROSECREI VRIO: Ing Ricardo I Sánche/ LA VISITA DEL COMETA 22P/KOPFF...... 25 TF.SORERO: NOTICIAS DE LA ASOCIACIÓN...... 26 S t J o s c M A ln n i PROTI SOREKO: UN REFLECTOR DE FOCO CORTO CON CORRECTOR l)i José (’ Coldararo V O C A L E S rrn LARES: DE COMA PARA LA FOTOGRAFIA DE OBJETOS DE Sr Alejandro I Bluin “CIELO PROFUNDO11...... 27 Ing ( urlo\ I Angueira Va/que/ Sr Enrique Pereira dc l.uecna In g Je s u s l. ò p c / . / \ Sr Demostenes Baudracco S i Ne M or R o s s o EDITORIAL V O _ O 2 «D NlfFSTRA TAPA: Foto tomada por Héctor Lepez. Hugo Miray Ricardo Gil • . FRAWOUfcO PAGADO Concas 2 • A B R IL 1997-255 REVISTA ASTRONÔMICA CÚMULOS GLOBULARES (PARTE 1) Por Marisa Faraggi y Evelia Hemández INTRODUCCIÓN Lus nebulosas y los cúmulos estelares llamaron su I I presente texto, sc halla dedicado a aquellos aficiona atención y además dc los ya conocidos, dcscubiertos por dos a Ia Astronomia que atraídos por los cúmulos globulares Lacaillc y Messier cn 1'rancia. Herschel dcscubrió un número (C.G.) quicran oblener información sobre los mismos. Moti muy superior y los ordenó en diferentes catálogos. Asl pudo vadas por Ia inexistência de un trabajo completo que resuma estudiar sus distintas características y formas como también gran parte de los datos obtenidos hasta el momento por los su distribución cn cl cielo. siempre con cl fin dc una represen- profesionales. trataremos aqui de brindarles material sufi tación de la estruetura dei Universo. Gracias a sus potentes ciente para capacitados, como asl también incentivados a telçscopios Herschel pudo determinar la naturalcza estelar de investigar > profundizar sobre los temas que les resultcn muchas dc Ias manchas o nebulosas observadas. interesantes. para que hugan sus propias observaciones y Posteriormente en 1887. J. L. Dreycr publicó otro de los saquen sus conclusiones. catálogos muy usados actualmentc. el N E W G E N E R A L La información cn Ia que se ha basado este trabajo, ha C A T A LO G U E (Nucvo Catálogo General), que encontramos sido extraída dc una amplia bibliografia (detalladaal final) en abreviado como NGC. Ia que sc incluyen defmicioncs gcnerales de los C.G.. su Otros observadores dc cúmulos fueron Lord Rossc evolucion. una breve resefla histórica y últimos trabajos (astrônomo irlandês) que allá por cl afio 1845. observa con un realizados. gran tclescopio cl cúmulo M 13 y dibuja tres líneas cn forma Asirnismo se informa sobre metodologia de trabajo: dc Y detinidas lucgocomo líneas negras, M. Roberts también como observar, cuales son los instrumentos mas adecuados trabajo sobre este tema alredcdor de 1960. Los cúmulos para su observacion > Ias técnicas empleadas globulares fucron incluídos primeramente junto con Ias nebu Esperamos que toda Ia información aqui depositada, les losas y Ias galaxias. Lo cicrto cs que. desde aquellos aflos sca dc utilidad para lograr sus objetivos hasta hoy mucho se ha progresadocn el campo de la Astrono mia y por lo tanto en el estudio dc los C.G.. HISTORIA SOBRF. CÚMULOS GLOBULARES Rccién a princípios de este siglo sc empieza a conside Con Ia apariciòn de los primeros telescópios, los astrô rar la Astronomia Lxrragalãctica. estableeiendo laexistencia nomos comen/aron a rastrear el cielo observando que adem ás de sistemas estelares extemos a la Via Láctea. Fue el astrôno de estrellas habia objetos nebulosos, no visibles a simple mo nortcamericano Edwin Hubble, quien en 1923 demostró vista. A medida que los telescópios sc perfcccionuban. más fehacientcmentc que ciertas nebulosas cran galaxias. Hubble objetos nebulosos iban aparecicndo. reconocio cn cilas desde estrellas individuales hasta ncbulo- Podriamos decir. que Ia observacion de C.G fuc algo sidades y cúmulos globulares; esto posibilitó ampliar los casual, ya que algunos astrônomos los identificaban para no conceptos sobre los mismos. pudiendo comparar los C.G. dc confundirlos con otros objetos de su interés. Un cjemplo de nuestra galaxia con otros similares pcrtenccicntes a otros esto fuc Charles Messicr quien cn 1784 crea el primer catálo sistemas. go que llcva su nombre (todavia en uso). La historia de los C.G. continua en la actualidad. gracias sín embargo. Ia historia de los C.G. se remonta a mucho al avance tecnológico, que como veremos en Ias páginas tiempo atrás. Disti azado a simple vista como una ncbulosidad siguientes. ha posibilitado un estudio mucho más profundo, de estrellas. Omega Ccntauri fuc registrado como tal por obfenicndo resultados sorprendentes. Ptolomeo Ldmund I lallcvW mi entras estudiaba el cielo dcl sur desde Santa Llena cn 1677. descubrio que Ias estrellas de DEFINICIÓN Omega Ccntauri dc Ptolomeo erun realmente un cúmulo. I I Lucgo de conoccr algo_dc su historia, y si sc quiere 14 dc abril de esc a Ao. el cometa de I lallcv y su globular seriar) estudiar y trabajar con C.G., es necesario familiarizarse con su cuarto aporte a Ia Astronomia ellos Nos preguntamos emonces: j,Quc es un cúmulo globu Sir John Herschel describió u Omega Ccntauri como el lar0 En pocas palabras puede definirse como una agrupaciôn más rico \ mus extenso objeto de su tipo en cl ciclo. Por otra de estrellas muy compacta, con la zona central más concentra parte. Arthur P Norton, cn su Atlas de estrellas los dcscribe da Pero esta dcfinición muy generalizada no basta, dc modo parecidos a cabe/as de cometas que profundizaremos algo más. Willium Herschel. nacido cn llannover en 1738. fuc En nuestra Galaxia existen condcnsacioncs dc estrellas otro de los observadores de'C.G Comenzò construycndo cn el núclcò y en el plano galáctico, pero también hay telescópios Su objetivo principal era observar más alia dei subsistem as mucho más dispersos y pequeflos que son los sistema solar y descubrir la estruetura dei Universo; para ello. cúmulos, que encontramos dentro de nuestra Galaxia y tam era necesario disponcr de instrumentos diferentes y de potên bién fucra dc cila, iodos cllos son objetos autogravitantes. cia cada vez mayor, para poder sondear un volumen de Con rcspeclo a su origen. no hay nada concreto que espacio cada vez más grande dei permitido n simple vista explique su nacimicnto y formación. solo puede hablarsc de REVIVI A ASTRONÔMICA 255-A B R IL 1997*3 teorias > swposiciones que denotan tm origen comím de su** cleo. F.l centro de dicha órbita debería coincidir con cl centro estrellas componentes. posiblcmente de Ia condensaciòri de de l.i galaxia. a unos 10.00(1 pc dei Sol Dado que el Sistema una gran nubo de polvo \ í j >. basados cm el movimiemo Solar se halla desplazado bacia uno dc los bordes dei sistema similar de l h L in sus estrellas I u cambio. si eónocemos'.m con galáctico, cs lógico que los cúmulos, al igual que la mayoria certeza, muchasdc s u .s características generalesy otros datos de los objetos celestes, se concentren en la faju de la Vía de importância que trataremos .1 continuaciõn Lactea. especialmente en la región de Ias constelacioncs de Scorpius y Saggitarius (centro de la Cialaxia). CARACTERÍSTIC AS (iF.NERM.KS Se han catalogado alrcdedordc un centcnarde cumulos l 11 cumulo típico mueMiu una coneentrución de estre cn nuestra Galaxia. que probablcmcnte representan la mitad llas ubicadas easi esfericamente. cuva cantidad oscila entre de! total existente Sus diâmetros oscilan entre 20 y 150 pcs. 10' y 10 aproximadamente Sus miembros preseiuan una Su distancia promedio al Sol es dei orden de los lOKpc. notable simetria n están fisicamente relacionados entre si. Dicha concemración se accnui» fucrtemenie en su zona IMPORTÂNCIA DEL ESTÚDIO DE C ÚMULOS central, a l.i que denominamos núcleo, ulli Ias estrellas son Ol.OIU LARES dificilm ente scpurublcs. y solo se perc ibe en Ia m ayorla de los • Los.t .ti. constituyen probab leniente Ias relíquias mfcs casos, una mancha brillante seméjante a una imbecita. amigpas dei I niverso. Fs por ello que su estúdio es tan La siguiente estrnclura >e ubica rodeando al núcleo y iritcresante, ya que han proporcionado y proporeionan un corresponde a In periferia, donde Ia conccniraci.on de estrellas gran caudal dc inlbrmaciún para el astrônomo, ayudando a disminuyc notoriamente Por ultimo \ siguiendo la misma resolver nuichas meogmias acerca de temas tales como la fomiación circular, se liallan la eorontt y cl halo. donde la evolucion galactica > la cvolución estelar. dismmucion de miembros continua prugresi vãmente hasta • Relacionados intimamente con la historia de nuestra desaparecer ( ialaxta. constituy en estos un \ erdadero uinel dei tiempo. que Noesposible dar medidas o parámciro>exactos de cada nos remonta millones de anos atras, pudieudoobtenerse datos una de estas estrueturns. >a que estas \arion de un cumulo a acerca de Ias condiciones de la misma en esos tiempos otro. distantes. Sus estrellas son aparentemente similares a Ias que DENSIDAD furman parte dei núcleo de la Galaxia, Io cual indicaria un Continuando con cl tema de la concentrnciôii de e s t r e origen simultâneo con ésta Por esta ra/0 1 1 se \ tenen realizan llas, podemos liablar de ladensidad estelar deu» cúmulo Esta do desde liacc tiçmpp. estúdios sobre la composición quimica esaprèciáblemcnie m ayorque la correspoiulientea Ias estre tle sus estrellas. tema que analizaremosen detalle más adclan- llas que laiode.ut Aproximadamentelamituddelasestrellas te. reside en el mie leo. donde la densidad es casi uniforme; bacia • 1 )tro tle los apòrtes que han proporcionado los C.G. Ias zonas exiei nas la cuenta cae rapidamente littC G esta esUi relacionado con Ias dimensiones de la galaxia y la justamente cai acten/adu por dos parâmetros.cl radio “ tidial” uhicacion dcl Sistema Solar en la misma. dando origen de esta •% el radio Icl núcleo llacia aliiera la densidad declina mancra al estúdio de la estruciura galáctica dramaticamente. la densidad alcan/a a cero cuundo la luerza llarlow Shapley (1885 - 1972) motivó una completa tidial conquista la luerza gravnacional dei mismo cumulo y rev isiôn de las ideas contemporâneas relativas a Ias dimensio usimisíno xc distiendó sin parar aiejando dei centro Ias estre nes galácticas Fn 1917 realizo investigaeiones con estrellas llas. variablcs tipo RR Lyra. presentes en algunos C.G., cuya I.a densidad prpmedio de tm cumulo deriva de la liiminosidadconocida permite ladeterminación de sus distan siguiente tonnula cias Shapley demostro que el sistema de la Via Láctea tiene dimensiones finitas y desplazo al Sol dei centro galáctico d 11 (g 1 - I ( n dc estrellas ) • 1 4 > • n • R ) - I bacia uno de sus bordes. • Por otra parte los C.G. permiten especular sobre la aunque cabe destacar que la misma esta Itiera dei evoluçion estelar. I)e este tema nos ocuparemos detenida- alcance dei aficionado mente .1 continuución l-.n la rcgión central dei cumulo la densidad puede ascender a cicn estrellas por pc (parsec cúbico j. Com parando EVOLUCIÔN ESTELAR con los uliededorcs dei Sol donde la densidad es de 0.08 C omo ya dijimus con anterioridad los C.G. son los estrellas pc es posiblc imaeiii.i! la magnitud dc estos obje objetos mas viejos de la Cialaxia y a través de ellos podemos tos anali/ai la evoluciórt que sigúen las estrellas. Olro dato de referencia es la magnitud absoluta. la Nacklas simultáneamcntc las estrellas miembros, tie- misma oscila entre -5 \ *9. esto es entre 10.000 \ 400.000 nen por consiguicntc. la misma edad pero diferentes masas. estrellas simdares al Sol Sabemos que cuanto mas masa tienen mas rápido cvolucio- itan. tal que m js miembros mas antiguos son las Gigantes UBICACION Rojos evolucionudas más alia de la secuencia principal. l.o s c (1 se desplazan en orbitas de gran excemricidad Tan \ iejos son los cúmulos que estrellas con masas tan e mclmaclon lespocto dei plano galáctico, rodeando aí nú bajascomo la dei Sol han ya evolucionado para convertirse en 4 • A BR II 199**-255 REVISTA ASTRONÔMICA 2 -10 presentan Ias estrellas de un cúmulo? i.Pertenccen la supergigantes Wm-y mayoria de sus miembros a la Secucncia Principal ■ m m como ocurre con la mayoria de Ias estrellas vecinas al Sol?. o m £|. Ln la banda de la Secuencia Principal se obscr- t/> it ü 00 O van Ias estrellas de menor luminosidad. son Ias más " I ü. j s f l B a w w dêbilcs. frias, naranjas y rojas. Su consumo más lento O Sol | gigantes dei combustible nuclear. Ias ha dejado con suficiente t 5 — ------z : ...... hidrógeno para permanecer en la Secucncia Principal enanas o< por prácticamcnte una etemidad 5 10 blancas Luego la Secuencia Principal se interrumpe al | subir a luminosidades altas. Las estrel Ias más masi vas. enanas r:j WM o sca las que se quemaron más rápido, de la linea 15 v«■ v*rs« y x» K »o* X >nt niisiiiinp* t — superior, ban consumido ya desde hace tiempo la mayoria de su hidrógeno v se ban transformado en 20 Gigantes Rojas. Al hacer esto se movieron de la secucncia media hacia la superior derecha dei diagra - 0.3 0.3 0.6 0.9 1.2 1.5 18 ma, más tarde terminaron más de su combustible COLOR colapsándosc en Enanas Blancas o tal ve? explotando como Supemovas ( íbservando lospuntosdonde las lineasse rami- fican dc la Secucncia Principal, podemos decir, que en Gigantes. Para poder comprcnder mejor esto recordaremos un C.G. las estrellas situadas por debajo de una determinada brevemente como funciona una de Ias berramientas más masa son de la Secuencia Principal, mientras que en el importante con Ia quecuentael astrofísico, el diagrama "H-R" dom in iode las masa mavores. esta secuencia no está ocupada. \ posteriormente su aplicáción a los C.G.. Esta observación ha proporcionado la clave final para com- prender el desarrollo temporal de las estrellas. DIAGRAMA DF. HKRTZSPRUNG - RU SSELL (Fig. I) Este diagrama intenta ordenar y clasificar según crité F.DAD DE LOS CÚMULOS rios medíblcs Ia gran variedad de estrellas accesibles a Ia Habiendo analizado cl diagrama H-R. imaginemos obscrvaciòn. Se relacionan en él. dos parâmetros: color y ahora que todas las estrellas dei cúmulo estãn en la Secuencia magnitud absoluta. Io que eqüivale a una relacion entre Principal y viviendo de la fusión dei hidrógeno. Las estrellas temperaturas v luminosidad LI astrônomo dibuja un sistema de mayor masa se agotarán primero. luego le seguirãn las de coordenadas donde representa estos valores. estrel las dc menor masa. AI cabo de 7.000 m i I loncs de aftos las I I diagrama M-R. Ilamadoasf en honor a suscreadores, estrellas de masa igual al Sol mostrarán igualmente sintomas elastronomo dinamarquês f jnar I lertzspningquien Io disefto de agotamiento. Esto nos demuestra la edad avanzada de los originariamente en 1911 y el americano I lenry Norris Russell C.G. En la Fig. 2 vemos el ejemplo de un diagrama H-R típico en 19 1 3. nos permite desentrartar Ia lev dei desarrollo estelar de un C.G.. I.a luminosidad se representa creciendo bacia arriba v En el diagrama, la Secuencia Principal se interrumpe. a Ia temperatura de dereeba a izquierda. LI diagrama nos panir de aqui las estrellas se alejan cada vez más hasta muestra Io distribución no uniforme de Ias estrellas La alcanznr el punto de mayor luminosidad. con una magnitud mayoria de ellas se ubican en Ia Secucncia Principal, banda absoluta de -3. A la i/quierda de la rama de las Gigantes Rojas que cruza el gráfico desde Ias estrellas azules de gran lumino se encuentra la llamada rama horizontal, que presenta gene- sidad (arriba a Ia izquierda) hasta Ias estrellas rojas de bnja ralmeme una discontinuidad donde se ubican lasvariablesRR luminosidad (abajo a laderechal. Por encima de ia secucncia l .vra. Corno dato adicional, las estrellas más brillames que se principal \ bacia Ia dereeba se ubican Ias Gigantes Rojas y Ias cncuentran todavia en la Secuencia Principal tienen masas Supergigantes. finalmente en Ia parte inferior apareccn Ias entre 1.2 y 1.5 veces la masa dei Sol Pnanas Blancas en menor cantidad I labiendo I legado a esta parte dei trabajo podemos decir que conocemôs un poco más sobre estos interesantes objetos, DIAGRAMA ll-R APLICADO A C G . sobre sus característicasgenerales. su evolución y coincidire Habiendo dcscripto el funcionamiento dei diagrama, mos en que cl estúdio dc C.G. es mas que interesante y que pasaremos ahora a analizar Io que a nosotros nos concieme. debemos a ellos grandes aportes a la Astronomia. su aplicaciôn a los C.G.. Ahora bien. pasaremos a profundizar en temas más Si diagrnmamos Ia luminosidad y Ia temperatura de específicos s de más actualidad. cada estrella de un cúmulo, veremos Ia evolución estelar en acciõn. Los diagramas de distintos cúmulos suelen ser simi LOS C.G. COMO FUENTES DE EMISIÓN DE lares entre si e indican edades que oscilan entre 5* 10* afios y RAYOSX 7* Itr aflps. Nos preguntamos entonces: <',Qué distribución Esta rama de la Astronomia se desarrolló desde 1966, a REVISTA ASTRONÔMICA 255-A B R IL 1997-5 partir dei descubrimiento de rayos X de algunos cuerpos aficionado, al igual que quienes escriben, hayan podido celestes. Su detección implica poder llevar instrumentos a percibir en algunos cúmulos (especialmente los más grandes alturas por encima de nuestra atmósfera. Ia cual actúa de y ccrcanos tales como 47 Tucana y Omega Centauri) zonas pantalla absorbente, permitiendo laobservación en los rangos oscuras dentro dc los mismos dispuestas en forma dc líncas de energia que se desea cubrir. Esto a su vez implica utilizar que los cruzan en distintas direcciones. Son estas, las tan aviones, globos, cohetcs y/o satélites artificiales. El emplco polêmicas “ Lineas Negras” , las cuales han dado mucho que de estos últimos amplió en forma considcrable este campo de hablar, aunque no son muchos los que se han dedicado a invcstigación. estudiarlas. El primer satélite destinado a Ia Astronomia de rayos X Al hablar sobre historia de C.G. hemos nombrado a fuc cl “ U H U R U " lanzado el 12 de diciembre de 1970 desde Lord Rosse. quien allá por el aflo 1861 detecta estas lineas en Ia base de San Marcos. E l mismo era sensible fundamental el cúmulo M l3, estas observacioncs fueron confirmadas mente en el rango de energias que va de 2 a 6 Kcv., dei orden también porHolden 1891 y más tarde porSchciner 1893. El de los 10 Àngstrom o sea unos 10 milionésimos de centíme radioastrónomo M. Roberts fue otro de los observadores que tros de longitud de onda. Ha permitido editar un catálogo de dctectaron estas lineas. 161 fuentes celestes de radiación X. de las cuales 5 correspon- • Se decíaque las mismas eran produeto dei agrupamien- den a C.G.. to inhomogénco dc las estrellas, o bien nubes de polvo dc Todavia no se ha determinado el mecanismo por el cual nuestra galaxia superpuestas casualmente entre cl observador se produccn las emisiones en los cúmulos, pudiendo corres y el cúmulo. Sobre estas nubes dc polvo, aparecian algunas ponder a sistemas binários de los cuales sabemos que están estrellas, Io que llevó a M. Roberts en 1960 a pensar que formados por componentes muy cercanas y de características dichas estrellas no podían pertenecer a Ia Galaxia porque muy peculiares, tales como sistemas constituídos por una generalmente se los observa en zonas pobres en estrellas. o sea estrel Ia compacta, formada por colapso gravitatorio, en órbita que estas estrellas debian pertenecer al cúmulo y las estruetu- alrcdedor de otra estrclla más o menos normal. ras oscuras estar en cl interior dc ellos. Sobre el tema de Rayos X en C.G. habla el Dr. Jorge Sahade en Ia conferência pronunciada en Ia Academia Nacio PROCESAMIENTO DE IMÁCENES nal de Ciências de Buenos Aires, cl 13 dc setiembre de 1976, La técnica de procesamiento de imágenes data de hace trascribimos a continuación algunos párrafos: unos veinte artos aproximadamente, solo que las computado- “ Los resultados más inesperados y provocativos de los ras capaccs de realizar tal proceso eran totalmente inaccesi- últimos dos aflos se relacionan con los cúmulos globulares. En blcs al astrônomo. Actualmente existen máquinas pequeftas y 1975 se detecto radiación X proveniente de los núcleos relativamente baratas a las que pueden acccdcr los astrôno centralcs. Lucgo. el mismo aflo se dcscubriòque esa radiación mos y también los aficionados. Completa esta técnica Ia no mantenía siempre el mismo nivel sino que de vez en aparición de dispositivos electrónicos que rcemplazan a las cuando presentaba ‘picos*, cs decir que los núcleos de los placas fotográficas utilizadas hasta no hace mucho tiempo. cúmulos globulares son en cierta medida activos y se carac- Estos dispositivos tales como los tubos dc irnagen. losrcticones terizan por experimentar ‘cstallidos* de radiación X. Más y las CCD son de muy alta eficiência. recientemente, en el curso dei corriente aflo se descubrió una El funcionamiento consiste en una serie de números en fuente temporaria aparentemente vinculada con un cúmulo reemplazo de una irnagen, cada número indica Ia cantidad de globular... Algunos investigadores tratan de explicar Ia radia luz recibida en cada punto dei plano focal dei telescopio, ción X que emiten ciertos cúmulos, es posible que el modelo luego esta información es procesada por una computadora. definitivo pueda ser construído en base al hecho de que las fuentes temporárias de radiación X pueden cxplicarse tam- EL PROCESAMIENTO DE IM AGEN Y LOS C.G. bicn en términos de sistemas binários cerrados...*’. Esta técnica ha sido sumamente importante en Ia Astro Las investigaciones de rayos X en C.G. no son muy nomia y ha sido empleada para distintos fines. entTc ellos para abundantes, tengamos en cuenta que es nccesario utilizar C.G.» equipo especial más allá de Ia atmósfera terrestre, y especial Volviendo al tema de las lineas negras, he aqui una de mente muy fuera de alcance para nosotros, los aficionados. las aplicaciones de Ia CCD. Los C.G. presentan un fondo De todos modos, no deja dc ser un tema interesante, aunque granulado sobre el cual un objeto oscuro presenta muy poco sean pocos los cúmulos que emiten rayos X y éstos se contraste. El fondo dei cúmulo, oculto tras el brillo de las atribuyan a estrellas binarias. estrellas gigantes, cs más liso y sobre éste las nubes oscuras A titulo informativo detallamos a continuación a algu pueden verse m ejor. nos de los cúmulos que emiten en X : N G C 104 (47 Tucana), Astrônomos de Ia Universidad de La Plata, elaboraron NGC1851, NGC6040, NGC6441, NGC6624. NGC7078 un trabajo con el telescopio de 36 pulgadas en cl Observatório ( M 15). de Cerro Tololo, utilizando CCD. Ellos se encontraban inte- resados en Ia composición quimica dc las estrellas de los LÍNEAS NEGRAS globulares, mediante Ia medición espectroscópica de las Después de haber permanecido varias nochcs frente ai mismas. y queriendo sondear qué sucedia cn cl centro dei telescopio observando C.G., y habiéndose acostumbrado Ia cúmulo 6266, que al igual que otros presentaba un exceso dc visión a detectar los más finos detalles, es posible que el luz. Para lograrlo debian eliminar las estrellas de Ia periferia. 6 - A B R IL 1997-255 REVISTA ASTRONÔMICA restando Ia imagen promcdio, para ello dividicron Ia imagen observar una gran cantidad de imágenes puntualcs que Io en anillos concêntricos vdetcrmmaronelhrillo rnediodecada rodean que no son estrellas. sino C.G.. cada uno de los cuale anillo. IX* esta manera obtendrian el fondo liso y débil entre contienen de 10.000 a 500.000 estrellas. Ias que no podemo Ias estrellas gigantes. resolver debido a Ia gran distancia que nos separn. Kl resultado fue que. al restar el fondo dcl cúmulo, se Un cúmulo es tanto más azul cuanto menos metálico ej veian muchisinias est rei Ias que son Ins gigantes v subgiguntes o sea. cuanto más simple es su composiciòn qu Imica. AI medi rojas, v notaron también que. ademáxde Ias zonas donde había el color de estos cúmulos y comparados con los de nuestr un exccso de luz habia otras regionessubluminosas dentro de Galaxia. los astrônomos notaron que eran totalmente simila Ia estruetura dei cúmulo. res. Ilegando a Ia conclusión que losC.G. se parecen niásenir Para comprobar si se tratabn de nubes de polvo, usaron si que a Ia galaxia a lacual pertenecen. y acentua Ia idea de qu* cuatro filtros que permitian fotometrar en tres longitudes de son estos los objetos más viejos dei Universo, dc algo as onda Je l visible > una dei infrarrojo. Sj realmente se trataba como 12.000 a 15,000 milloncs de aflos. tal vez anteriores j de polvo deberia ser mas transparente a Ias longitudes de onda Ias mismas galuxias ya que son mucho más pobres que esta mas largas, que es el comportam tento tipico dei material en elementos pesados, que son formados en etapas posteriore; interestelar én el interior de Ias estrcllas. I os resultados fuéron sorprendentes y confirman que Si no se dispone de información sobre el contenid< Ias nubes eslaban realmente dentro de los globulares \ no en metálico (abundância de todos los elementos más pesado: sus alrededores. ya que algunas de Ias luces débiles dei que el Helio) no es posiblc nsignar edades a los C.G. ni e: cúmulo pareceu estar enfrente de Ias nubes. lambién rctlcjan posible tampoco reconstruir Ia historia química de nuestr; Ia lu/ de muchas est rei Ias brillantes que estãn rodeándolas. Galaxia En los últimos treinta nfios se han desarroliados ur gran numero de métodos para determinarei contcnido metá ORIGF.N DE LAN NUBES l)E POLVO lico en estos sistemas. Estos se basan esencialmcnte en : l.a lormncion de Ias nubes es otrò de los grandes 11 Propiedadcs integradas dei espectro (espectros y interrogamos aún no resueltos. colores integrados.1. I Inbiendo anali/ado ya Ia evolución estelar de un C.G., 2) Características morfológicas dcl diagrama H-R. estamos en condiciones de suponer que al llegar Ias estrcllas 3) Espcctroscopla o fotometría de estrellas individua- a etapas avan/adas de evoluciõn. al transformarse en ( iigan- les. tes Rojas, estas suelen perder parte dc su masa. I.os vientos Con respecto a este último. Ia fotometría de gigante* estelares de estas estrellas debenan haber expulsado alrede- rojas ha demostrado ser bastante conllable. Para revisar esto* dor de vemte a cuarenta masas solares de gas y polvo. estúdios se utilízaron cúmulos de nuestra propia galaxia pot l.n cualquier lugar dcl cosmos, el polvo interestelar está estar más cerca y poder resolver sus estrcllas. acompurtado por grandes cantidades de gas Según Ias inves- Si bien Ias estrellas de un cúmulo se formaron al misme tigaciones realizadas, debenan existir en un cumulo entre 0.5 tiempo. observacioncs fotométrieas realizadas a algunos cú y I masa solar en forma de polvo. Io que coincide con Ias mulos indican diferencias en Ia composiciòn quimica de sus observacionesefcctuadüs. Ln este caso, este polvo (endria que estar acompartado por 150 veces más de gas. Sin embargo, los cúmulos estan extremadamente limpios de gas. Algunas de Ias teorias sobre Ia pérdida dei gas interestelar que se han propuesto. alude al viento energé tico produeto de Ia explosiòn de una nova. o bien que el polvo stí hay a lintpiado j l pjisar cerca dei plano de Ia Via Láctea. Kstu es tina de Ias incógnitas que queda auu por revelar, confiamos que los astronomos que investigan este tema Ilegue 11 a obtencr Ia respuestu. (I.o que antecede esta basado en Ia conferência dictadaen Ia A.A A A el 22 08 87 porei I)r Juan Carlos Portei COMPOSICION Ql IMIC \ - \u TALIC IIMD Siendo loscúmulus los sistemas estelares músanti- guos conocidos. su contemdo metálico bajo ha generado un interesame plantou sobro Ia abundanciaquimica inicial dei Universo I s por este motivo que desde bace tiompo se vienen realizando estúdios referentes a Ia metalicidad COLOR de los mismos. de los cuales se lian obicnido muy buenos resultados. Al estudiar otros sistemas galácticos, es posiblc Fig- 2 REVISTA VSTRONÒMIC \ 255- A B R IL 1997-7 estrellas indiv iduales. Para determinar si estas diferencias son química con Ias estrellas de! campo pertenecientcs a Ia com causadas por Ia varinciôn cn d material pro toe st ciar o de ponente esferoidal de nuestra galaxia complicados e te et os de evoluciôn. se requiere de Ia observa- Cabe destacar que refatltados aproximadamente simila ciôn de estrellus de magnitud l l> y más dêbiles. realizando res a M30 y M68 han sido encontrados por los mismos espectros de alta dispersion de enanas más pequeftas. astrônomos para los cúmulos M55. NGC4833 y NGC6I01, Antes de exponer algunos de los trabajos realizados desde cl observatorio de Cerro Tololo sobre este tema. explicaremos brevementeque es ÍN D IC E DE M E F A L IC 11)A I) “ Está definido por cl logaritmo de Ia abun- ESTÚDIOS SOBRE COMPOSICION QUÍMICA dancia relativa de hierro a hidrôgeno en Ias estrellas dei Estúdios cspectroscópicos han indicado que Ia abun- cúmulo. Los valores son relativos a Ia metalicidad en el Sol. dancia de metales (elementos más pesados que el He) relati Ej Un valor de -2,00 significa que hay solo una centésima vos al Hidrógenodifiere de cúmulo a cúmulo. Fambién se ha más de hierro en cada miembro dei cúmulo globular que en cl observado que los cúmulos ricos en metales tienden a ubicar- Sol "(Sk\-Atlas 2000) .se alrededor dei centro de Ia Galaxia. mientrás que los I a metalicidad promediode los.C.G. está com prendida cúmulos pobres están diseminadòs htteia aluçra en un halo aproximadamente entre 13 > I 250 dei valor dei Sol. esférico, extendicndosc a unos 300.000 a.l. dei centro. Ha>ta no liace mucho tiempo los v alores de ahundancia Robert Zimm escribe en el Astropbisica) Journal de elementos pesados (gencralmente hierro). obtenidos cn Supplements: “ Estas características de los C.G. se han con base .i Ia razôn (Segíin ddlniciôn): vertido en una de las pistas más vulederas que tonemos, para ( I c II) log í Fe /II i • log ( Fe MI )s, saber Ia naturaleza dc Ia evolución de Ia Galaxia” oscilaban entre -0.5 y -2.2 aproximadamente o. a Io Astrônomos dcl Observatorio de Halo han determinado sumo. entre -0.5 y -2.4. Esto significa que cada gramo de Ia metalicidad de 79 cúmulos por fotometría fotoeléctríca, a matéria estelar en un C.G. contiene aproximadamente entre través dc 11 Itros selcccionados con bandas angostas. Porej. un 0,008 > 0.000 Ig filtro aislô Ia región de líneas H y K dcl cálcio ionizado y asi sirvíô para determinar In abundancia de caleio: otro filtro fuc VARIAC IÓN DEL ÜMITK INFERIOR DE utilizado para medir Ia cantidad de absorción de Ias lincas METALK IDAD metálicas sobre el intervalo de longitud de onda de 3.800 - Segun el programa iniciado cn 1989 desde Córdoba 4.040 Angstrom. tendiente a tnejorur el limite interior de metalicidad dcl I .os primeros métodos utilizados para Ias mcdiciones sistema de C G de nuestra galuxia y utilizando métodos de involucrában Ia luz combinada de deccnas de miles de estre alta calídad. los astrônomos sospcchaban que dicho limite llas en un cumulo; ahora los observadores logran detenninar interior en los cúmulos podia extenderse más allá de los la abundancia cn estrellas individuales. Este nucvo método ha valores que habíantos mencionado. Además Imy muy pocos mostrado una considcrablc diferencia en la composiciôn cúmulos con deierininación de ahundancia contiables prove química. nientes de espéctroscopia de alta resolucion o fotoinetria de En una de estas investigaciones. Cathcrine Pilachowsky estrellas indlviduales y George Wallerstein (IJniversidad de Washington) y K. Mediante este programa se seleccionaron primeramen- Cantera (IJniversidad de Wyoming) analizaron estrellas indi- tedoscumulos. segun características especiulcs. M30y M(>8. viduates en el gran cúmulo 47 I ucana. el cunl está relativa I .os mismos lucrou observados por sistemas loioméiricos de mente cercano. a unos 25.000 a.l.. gransensibílidad.cnelUomplojo Astronômico “ El l.eoncito" Mediante los grandes telescópios de Cerro Tololo en (San Juan) > en el obseryatorio de (. erro Tololo (C hile). Chile sc obtuvieron espectros de alta dispersiòn de dos estre I .is obscrvaciones crecieron en calidad y cantidad y llas gigantes rojas pertenecientcs al cúmulo y llltraron foto- empleando nuevas calibracioncs. obtuvieron valores métricamente otros miembros dêbiles. Este trabajo reveló la ( I e 111 -2.4 para M50 > para M68 Ias siguientes abundan- concentración de elementos pesados tales como hierro. sodio cias: (I c I I) -2.63 r 0.14 v (Fe II) = -3,00 y calcio cn este cúmulo, siendo cinco veces más bajos que los 1 sta* metalicidades estimadas para M30 y M68 tienen predecidos. Poca variación huho de cstrella a estrella. numerosas e importantes consecuencias. relacionadas con Astrônomos de la IJniversidad de Vale. busados en sus distintos problemas astrofísicos. tales como: propiosnnálisis.confirmnron que47Tucanaesen rcalidad un I ) Permiten ubicar a est»>s objetos entre los más defi cúmulo pobre cn metal y no un cúmulo rico. cientes en metales dei sistema de C.G. de nuestra galaxia. Más evidencia apuntando cn la misma direcciòn surge 2 > Sugiere queel limite inferior de metalicidad de dicho dei trabajo de Judith Cohen de Cultech. quien examino e! sistema excede el valor (Fe 111 -2.2 o -2.4, extendiendo Ia globular M 7I. distribueión de metalicidad de los C.G bacia valores cereanos Comentando el significado dc estos resultados a -3.00 I ste último resultado repercute grandemente en Ia Wallerstein dicc: “ Nosotros sabemos que durante la evolu teoria de lomiación de C (j en Ia Calaxiu. Ia cual supone Ia ción de la Via Láctea estrellas de bajo contenido en elementos tormaciõn de los mismos durante el colapso de Ia protoga- pesados se formaron primero, mientras que aquellas de más laxia. alto contenido en elementos pesados se formaron más tarde. Si esta teoria 1'uefii eicrtu deberia existir una similituden Esto significa que los modelos que describen el origen dc la Ia distribueión espacial, cn Ia cinemática y en Ia composiciôn Via Láctea, basados en la suposición de que los cúmulos 8 • A BRIL I9»r . 255 REVISTA ASTRONÔMICA globulares cercanos al centro de la Galaxia dcben haberse que rccibe la masa extra sc calicnta más y de esta mancra sc formado mas tarde porque son ricos en elementos pesados, pone más azul y brillante. tcndrán que ser seriamente modificados ahora que sc descu- Averiguando cuántas estrellas azules aparecen cn cl brió que 47 Tucana t,cne pocos elementos pesados” . centro de los cúmulos ayudará a los astrônomos a entender cuántas evoluciones dcl sistema binário sc dan en los C.G. y RELACIÒN ENTRE TAMANO. LUMINOSIDAD. cuan a mentido Ias estrellaschocan en la región central densa COMPOSICIÓN QUÍMICA > UBICACIÓN DE LOS dei cúmulo. Un descubrimiento similar fue registrado por el C.G. Hubble cl aflo pasado. detectando estrellas azules en el Para desentraitáf la importante información quccontie- corazón dei cúmulo globular 47 Tucana nen los C.G. sobre la Galaxia. se ha buscado relacionar Otro dc los importantísimos hallazgos dcl Hubble. ha lamaAos. luminosidades. composiciõn química v ubicaciôn sido el descubrimiento dc cincuenta objetos compactos azules de los globulares. Se ha observado que cuanto más lejos dei en el centro de la galaxia NGC1275. a una distancia de 250 centro de la Via Láctea ostan, son probableinentè más gran millones de artos luz dei centro dcl cúmulo de Pcrscus. Estas des. Los ubicados en el halo exterior son gcncralmcnte diez motas az-ules fotografadas porei Hubble, que no son otracosa veces cl tatnafto de aquellos cercanos al núcleo. I 'na explica- qtre cúmulos globulares, podría confirmar la teoria de algunos cion dc esto seria que al estar un cúmulo mucho más tiempo investigadores que han sugerido la posibilidad de que ciertos en Ias regiones interiores, tienc sus estrellas externas gravita- cúmulos se formasen como fruto de succsos mucho más cionalmentc alojadas. recientes. Estos cúmulos dcben ser jóvenes ya que mucha de La luminosidad de un cúmulo (y presumiblementc el su luz proviene de estrellas azules y brillantes. de corta vida, número de estrellas i esta fuera de rclación con su distancia dcl que rondan los 300 millones dc afios. centro de Ia galaxia. Entre los cumulos dei halo (aquellos a Las observaciones dei Hubble muestran también, la más de 30 000 nrtos lu/ dei núcleo galáctico) los más grandes evidencia de una fusión galáctica reciente. según dice Kith M. son los más dobiles Ashman dei Space Telescope Science Institute. Esto último No hay teorias que expliquen estas relaciones. I.os junto con Stephen E. Zeph de la Univcrsidad de Durham, astrônomos sugieren que estas características sc dcben más a Inglaterra, explican que casi todos los cúmulos de NGC1275, Ias condiciones tísicas que prevalecían en los halos, cuando tienen cl mismocolor, o sca que posiblcmente todos tengan la los cúmulos se estaban formando. I os C.G. de Andrómeda misma ednd. Los cúmulos se enrojecen con el paso dei pareccn obedecer regias similares. tiempo. cuando las estrellas sc convierten cn gigantes rojas. De modo que estos cúmulos se originaron en un mismo CÚMULOS Gl.OBt LARES EN GALAXIAS suceso. tal como una colisión dc galaxias. I as galaxias purecen no maniener sus C.G. originalcs Una teoria alternativa sugiere que los C.G. se conden- durante toda su vida. Este descubrimicnto fue cl resultado de saron a partir dei conocido “ fiujo de enfriamiento” de gas una simulación computada dei cúmulo de galaxias de Virgo. intracumular, precipitándose sobre NGC 1275. Si asl fuese realizada por obsersadores de la l niversidud de l.a Plata. deberia haber una diferencia de edades entre los cumulos. y Parece serque la Gigante Elíptica M87 en el Cúmulo de Virgo por lo tanto se deben encontrar algunos ligeramentc más robo su población de miles de globulares a sus veemas. antiguos. más rojos v más débiles. I.os astrônomos anterior Se llegó a Ia conclusión de que Ias galaxias dc niasas mente mencionados argumentan que la unión dc dos galaxias más pesadas lo haccn a expensas de Ias más livinnas. fam- estimula a las inmensas nubes gaseosas. de las cuales nacen bién. cuanto mas distantes esten los cúmulos se pierden más los C.G. fácilmente y tienden a quedar eu largas órbitas nlrededor de Mas recientes son Ias observaciones de NGC6272, una sus nuevos pares. galaxia en Acuario. la cual presenta signos de una colisión cn Resum iendo. U•> halos externos dc Ias galax ias masi vas curso. Esto aporta una prueba más sobre la fonnación de se ven incrementados > aquellos dc halos pequeflos estãn galaxias elípticas a partir de la fusión de dos galaxias espira- reducidos. Ics. Esta galaxia perturbada está rodeada por numerosos puntos brillantes azulados. Algunos ya fueron observados ESTRELLAS AZULES H l Ml LOSGLOBl LARES haee 11 afios por Francois Schasveizer( Instituto Carnegie de JOVENES Washington), quien sugirió que podrian ser nuevos cúmulos Uno de los descubrimientos mas recientes sobre C.G.. globulares formados en cl proceso de fusión de galaxias. se eucueutra relacionado con la detección de estrellas azules Schawcizery PatrickSeitzcr(Universidaddc Michigan) en ciertos cumulos. Un ejemplo es el cúmulo M3 cn la obtuvieron el espectro de dos de los cúmulos más brillantes, constelacion deCanesVenatici que fue observado por Michael valióndose dei refiector l lalc dc 5 metros de Monte Palomar. Boite de la Univcrsidad de ( alitornia m \ Jams llesser dei Estos mostraron que se trataba efectivamente de cúmulos Dominion Astrophy sical t )bscrvatory; tomaron imágencsdel ultraluminosos. de estrellas jóvenes que tienen el mismo cúmulo con la çámara de alta resolución en el tclescopio de desplazamiento al rojo dc la galaxia. Estas observaciones Mauna Kea de I lawaii. detectando estrellas más brillantes y darían una respuesta al porquê las galaxias elípticas tienen mas azules que otras de la misma edad dei cúmulo. Los muchosinásC.G. que lasespirales. Aparentemente los cúmu investigadores creen que dichas estrellas pueden formar parte los nuevos se forman durante la fusión de galaxias. de sistemas binários en el cual una estrella pierde masa y la (continuará) REVISTA ASTRONÔMIC A 255-ABRIL 1997*9 VESVE EL ANTEOJO ASTRONÔMICO HASTA KOEMEK Por Mario Quadrelli, Lavagna, Italia /^J^Voetas, artistas y pensadores de todos los to, entre otras cosas, el descubrimiento de los A j tiempos. desde siempre y con razón, han primeros cuatro satélites jovianos, los “Mediceos", A *J-ensalzado a la Naturaleza en todos sus que llamaron la atención dei mundo astronômico ™ aspectos aunque. hasta donde he podido ansioso de escrutar más a fondo el fenômeno. saber, nunca han cantado loas a favor de la Luz. Otro italiano, G. D. Cassini, dio un gran Sin embargo, ella es tan indíspensable como el aire impulso a las investigaciones con el anteojo astro para nuestra vida. porque, sin la luz, no solo no nômico, y fue el que ideó y construyò la gran podriamos admirar lo que nos rodea sino que, meridiana sobre el pavimento dei Duomo de sobre todo, no podriamos explicar nuestra activi- Bologna. Trasladándose luego a Francia, precisa dad que. especialmente en la vida de hoy en dia. no mente a Paris, fundó alli el Observatório y una conoce tréguas; hechos que la Naturaleza nos verdadera y cabal dinastia de astrônomos cartó presenta cotidiana y gratuitamente y a los que grafos. Asiduo indagador dei sistema solar, le nosotros nos vemos obligados a crear hasta artifi interesó particularmente Saturno, dei que descu- cialm en te. brió los primeros cuatro satélites (Japetus, Rhea, “Fiat Luxn, se dice en el Gênesis como primer Dione v Thetis), asi como la primera subdivisión dei acto de la creación de la vida para todos los seres anillo, que lleva precisamente su nombre. El siste vivientes, pero es también un mensaje que provie- ma de los satélites Mediceos de Jú p iter fue también nedel infinito para que podamos conocery admirar objeto de su particular atención. y descubrió que las maravillas dei Universo que nos rodea. estos son eclipsados regularmente por la sombra Se puede pensar que. para el hombre prim i tivo, la luz era un elemento natural dei cual se servia para su existência y, por lo tanto, no tenia ninguna razón para preguntarse en qué consis tia realmente, y cómo se propagaba. Pero tam- bién resulta verosimil que, mucho tiempo des- pues de haber adquirido el uso dei razonamiento, se haya planteado esa pregunta, con el resultado de que, salvo alguna excepción más intuitiva que deduetiva, solamente en el tardio medioevo se concluyó que ella no se propaga instantánea- mente como siempre se habia supuesto, sino que viaja por el espacio con velocidad finita. No es para asombrarse que haya transcurrido tanto tiempo hasta que se llegó a conocer esa realidad dado que los obstáculos dc concepcioncs erra das. y a veces irracionales, siempre habian ocul tado la verdad sobre los fenômenos celestes. Como ocurre gencralmente con todos los descubrimientoscientificosque se suceden como en cascada, uno trasotro, como en cadena, hasta la solución final que se traduce en una ley, asi ocurrió con el fenômeno Luz. El advenimiento dcl anleojo astronômico abrió de par en par una ventana que descornó cl velo sobre la realidad dei Universo, relegando a la historia concepcioncs filosóficas va obsoletas y reprobadas por conceptos más racionales y apor 10- A B R IL 1997-255 REVISTA ASTRONÔMICA dei planeta y, como buen matemático, anotó con (ver figura) en el caso de la conjunción (dos unida precisión los tiempos de inmersiòn y emersión, des astronômicas). Ello significa a su vez, que la luz compilando las tablas correspondicntes que, a viaja con velocidad finita, que Roemer estimó en partir de entonces. sc hicieron preciosas. 227.000 Km/seg. Este es un valor distante dei El abate Jean Picard (1620-1682), óptimo real, dei cual no lo debemos culpar, porque su colaborador de Cassini, a su regreso de Dinamar cálculo se basó en un insuficiente número de ca, adonde habia ido a visitar a Tycho Brahe, trajo obscrvaciones, a lo que deben agregarse, también consigo a un joven astrônomo, Olaus Rocmcr (o como atenuante, las deficiências dei instrumental Olaf Rõmer), que entró a formar parte dcl personal de entonces, comparado con el actual. dei Observatório parisino, y demostro pronto sus Su error, si asi puede llamarse, consistió en dotes personales como observador. Interesado por estimar en 11 minutos el tiempo empleado por la el trabajo joviano que hizo Cassini, dirigió princi luz para recorrer el diâmetro de la órbita terrestre, palmente su atención hacia lo, que resulta eclipsa en lugar de 16m 25s. De hecho, para llegar hasta do con la mayor regularidad por la sombra dcl nosotros la luz dei Sol emplea 8m 33s. planeta. * Indcpendientemente dei resultado numérico, Anotando con precisión extrema los interva sc le debe otorgar a Roemer el mérito de haber los dc tiempo que transcurrian entre los eclipses abierto una última ventana sobre las leyes que sucesivos, descubriò que esos intervalos depen- gobieman el Universo, y seria misión de quienes le dian de las posiciones relativas dc la Tierra y sucedieron encontrar el valor correcto. Pero peca- Júpiter, se atrasaban algunos minutos cuando los riamos de injustos si nos limitáramos a su impor planetas estaban cn oposición entre si y se adelan- tante descubrimiento parajuzgar la inteligência de taban cuando ambos se hallaban en conjunción Roemer; en efecto, también se dedicó al perfeccio- mutua, con una alternancia dc algo más de seis namiento de los medios de observación, aplicando meses. Entonces. puesto que no tenía dudas acer técnicas novedosas, como por ejemplo la construc- ca dei movimiento de t raslación de la Tierra alrede- ción de nuevas meridianas equipadas con gnomo- dor dei Sol. con excepcional mtuición logró dar la nes espccialcs. Pero la invención por la que tuvo el exacta interpretaciòn dei fenômeno: si los tiempos mérito de pasar con titulo pleno a la historia fue la aumentan a medida que los dos planetas se alejan dei anteojo meridiano, es decir, un anteojo que entre si y disminuyen cuando sc accrcan, cam moviéndose en el plano dei meridiano permite biando sus posiciones relativas al Sol, y sus distan- medir la altura de los astros y controlar el pasaje de ciasen un valor equivalente al diâmetro de la órbita los mismos por el meridiano. El primero lo instalo terrestre, y dada la correlación entre los hechos directamente sobre su casa y lo llamó “máquina observados, cllo significa que la sefial luminosa doméstica"; luego lo equipó con dos microscopios que se recibe en el momento en que se inicia y laterales para facilitar la lectura de la altura de los termina el eclipse, debe recorrer un trayecto mayor astros. BREVE (3UIA DE LAS CONSTELACIONES por Carlos E. Angueira Vázquez Subdirector de Observatório - AAAA NUESTRAS C IRC UM POLARES y àrbolcs). A una determinada hora de la noche, habrá ocasiones en que podrá estar más alto o más bajo, según la Como todos recordarãn haber leido cn algún lado o época dei arto y la declinación dei objeto. A esta zona dei cielo haber aprendido en algun Curso, pura todo observador existe es a loque Mamamos REGION DELASCIRCUM POLARES una fracciòn dei cielo que se encuentra siempre encima dcl para una latitud astronômica dc -35°. horizonte, sin experimentar nunca salida ni puesta. limitada Esta región comprende integramente a las constelacio- por el circulo paralelo cuya declinación es la colatitud dei nes dc TUCANA. HYDRUS, MENSA. VOLANS, observador. Dichocn criollo. todo objeto cuya declinación sc C.HAMAEL.EON, CRUX. MUSCA, CIRCINUS, APUS. encuentre entre -55° y -90° estará siempre encima dei hori TRIANGULUM AUSTRALE.PAVOyOCTANS; fragmen- zonte para un observador a la latitud de Buenos Aires, y tosmasomenosgrandesdeHOROLOGlUM.RETICULUM, podremosverloencualquier momento! salvo nubes. edifícios DORADO. CAR1NA. ARA. NORMA e 1NDUS; y pequeftos REVISTA ASTRONÔMICA 255- A B R IL 1997 • I I fragmentos de PHOEN1X, E R ID A N U S, PICTO R, V EI.A . cadas cuando tenian que dcscribir esta constelación: asi fue cl CENTAUKUS. 1 UPUS. TELESCOPIUM y C.RUS. Estas Brazilian Pye para los ingleses dcl siglo X V II. cl Anser constclaciones son invisibles desde Europa, salvo sus extre Amcricanus (iganso americano!) para Kcpler y Ricioli. o Ia mos boreales y para observadores en latitudes astronômicas Pica Indica para Cacsius. inferiores a los ♦ 35°. Ello hizo que las estrellas que las forman \j i constelac ión en si abarca desde las 22h 08m hasta Ias permanccieran cn general desconocidas hasta bien entrado el 01 h 24m en ascensión recta ( las OOh OOm Ic quedan dentro) y siglo X V I. en que los viajes hasta estas latitudes se hicieron desde los -56° 20’ hasta los - 75° 20* cn declinación. Por su habituales. con la consiguicnte necesidad de relevamiento y ubicación. si bien está permanentemente encima dei horizon catalogacion para los vlajes de colonización. A partir de esc te resultando observable en cualquier cpoca dei aflo. su momento se comcnzó, además. a agruparlas en constclacio culminación superior (el momento en que mejor se la puede nes nuevas que sc fueron inventando sobre la marcha. Mu- observar) ocurre cuando la hora sidérea vale entre las 22h 08m chos astrônomos metieron mano en el asunto de inventar y las 0 1 h 24m. por Io que las mejores ocasiones para veria se constelaciones. logrando mayor o menor grado de éxito: dan entre los meses de junio y diciembre (poco antes dcl Tycho Brahe (1546-1601), Jakob Bartsh (1600-1633), amanecer en junio. v en Ias primeras horas dc la noche en Johannes H evelius(l6 l 1-1687). Johann Bode (1747-1826). diefembre). Gottfried Kirch (1639-1710). Joseph Jcrome le Francais de La representación clásica de la constelación es la de un La Lande (1732-1807). John Flamsteed (1646-1719). Pierre pájaro posado sobre la Nube Menor de Magallancs, que C harles 1 .e.Monnier ( 1715-1799), etc. Muchas de cilas cayc- pertenece a esa constelación. ron en desuso salvo algunas que sobrevivieron a la Conven- Las estrellas que demarcan Tucana son: ción de la U A I de 1928: casi todas las sobrevivientes fueron a Tuc: estrella de magnitud aparente 2.9; magnitud armadas por JO H A N N ES BA Y bR ( 1572 -1625) o por NICO absoluta -0.2. posee tipo espectral K3, es una gigante roja y L A S 1.01 IS D E I A C A Il LI (1713-1762). Undaio diverti dista 114 aflos luz de nuestro sistema solar. do: la mayoria dc las constclaciones de Bayer representan () Tuc: sistema binário, cuyas componentes poseen casi animales. mientrasque las inventadas por La Caille represen la misma magnitud aparente (4,37 y 4,53) y. obviamente, casi tan máquinas y herramientas. la misma magnitud absoluta (-0.2), tiposespcctrales B8 y A2, En nuestra Sección de Breve Guia de las Constclacio una es azul y la otra blanco-azulada. y están separadas 27.1 nes. iremos desarrollando. a lo largo de vurios artículos, estas Pero, la primera de las componentes, también poscc una constelaciones. empe/ando en esta ocasión por algunos de los estrella compaflera, de magnitud aparente 14, separada 2.4". BICHOS DE BAYLR. Y la otra componente son también dos estrellas. de magnitu- des aparentes 4.9 y 5.7. separadas entre si 0.4". Todo cl JOHANNES BAYER conjunto se encuentra a 108 aflos luz dcl Sistema Solar. Fue un abogado v astrônomo alemán, naçido cn Rhain Y Tuc: estrella de magnitud aparente 3,99 (magnitud (Baviera) en 1572 y mucrto en Augsburg en 1625. Se lo absoluta 0.6), tipo espectral F0, dista unos 146 aflos luz de recuerdu especialmente pôr haber sido el autor dei primer nuestro sistema atlas moderno de estrellas realmente útil, la Uranometria 8 Tuc: cs una binaria formada por dos estrellas con (publicado en Augsburg.cn 1603). compuesto de 61 cartas, magnitudes aparentes 4.5 y 9,0, la más brillante de ellas posee en las que incluyò varias nuevas constelaciones. IX» las que tipo espectral B9. separadas 6.9" entre si. El sistema se reconoce actualmente la Astronomia, debemosa Bayer: Grus encuentra a unos 248 aflos luz dc distancia dcl Sistema Solar. (la grullu). Indus (cl índio), lucana (el tucán), Hydrus (la F.n Tucana encontramos algunos objetos de cielo pro serpiente marma macho). Durado (un pez de la familia de los fundo bastante interesantes. al alcance de los instrumentos dei Coryphacntdae). Piseis Volansíel pez volador). Apus (el ave aficionado: dei paraiso). Triangulum Austraie(cl triângulo austral). Pavo NGC 104: Alias 47 Tuc (en cl catálogo de Bode) o, (el pavo real) y C hamaclcon (el camaleon). Además, fue también. x Tuc Uno de los más hermosos cúmulos globulares Bayer quien creo el sistema de nomenclatura de estrellas dei hemisferio celeste Sur. Detectable a simple vista con cielo empleando letras griegas y latinas, seguidas dei nombre de la liinpio (brilla en magnitud aparente 4.0) puede apreciarse con constclación a que pertenecen y ordenadas por brillo decre- binoculares. aunque luce mejor en telescopio (de I5cm de ciente. La Uranometria de Bavcrw fue una de las referencias diâmetro para arriba) trabajando con 100 aumentos Visto básicas adoptadas por la Union Astronômica Internacional desde la Tierra. abarca unos 3 F y dista unos 15.000 aflos luz para definir nuestro aciual sistema de constelaciones. de nuestro Sistema Solar. Además. posee una fuente de cmisión dc rayos X. TUCANA SM C Pequefla Nube dc Magallanes: Una de las dos El nombre de estaconstelacion pretende homenajear al galaxias visibles a simple vista dei hemisferio celeste Sur ave americana conocida como tucán (37 espccics conocidus (siempre y cuando uno se encuentrc en un lugar con cielo de la familia Ramphastidael. habitando en. las selvas de limpio). A simple vista, aparece como una mancha neblinosa America Central y dei Sur) Bayer. inicialmente la llamò irregular de unos 3,5° de diâmetro y posee una magnitud FOUCAN pero luego fue laiimzadaa Tucana. aparente (integrada) dc 2,29. Dcacuerdoa laclasificación dc Tratándose de un ave dcsconocida en F.uropa. los llubble, corresponde al tipo SB(s)m pec. Su estruetura tridi divulgadores de los siglos X V III y X IX sc las veian compli mensional es mucho mas interesante que la simple mancha 12* A B R IL 1997 - 255 REVISTA ASTRONÔMICA h y d REVISTA ASTRONÔMICA 255- A B R IL 1997 • 13 irregular que vemos: parece ser que se trata dc un complcjo absoluta -0.8. pertenece al tipo espectral B9, es una gigante estelar bastante largo (unos cien mil aftos de longitud), que azul y se encuentra a unos 300 aftos luz de distancia dei vemos casi de frente (por Io que su diâmetro, tal como Ia Sistema Solar. vemos desde nuestro planeta nos aparece como de sóio En esta constelación no encontramos ningún objeto de 15.000 aftos luz). Su parte más próxima se encuentra a unos cielo profundo de magnitud más brillante que 10. 140.000 aftos luz de distancia. EI origen de su estruetura actual está causado en gran medida por Ia atracción gravita- DORADO toria de Ia Via Láctea, más unacolisión que experimcntócon Esta constelación fue armada por Bayer como tributo a Ia Gran Nube de Magallanes hace unos 200 millones de aftos. los comentários de los marinos europeos dei siglo X V I sobre Todo esto hace que esta galaxia se cncuentre en un proceso de los peces que encontraban en las aguas tropicales. En particu dcsintegrnción irreversible. Sólo por casualidad estamos ene! lar. el Dorado (o carpa dorada. no confundir con el dorado dei momento y el lugar apropiados para veria antes de que Paraná) es un pezde Ia familia de losCoryphaenidae, bastante desaparezea. grande (puede llegar al metro y medio de longitud) que solía NGC 362: Brillando con magnitud aparente 6.6 es un acompaftar a los barcos durante largos trayectos. saltando por cumulo globular compacto dc 12.0' dc diâmetro aparente. breves instantes fuera dei agua. El dibujo clásico de esta Fácilmente visible con binoeulares, luce mejor con tclcsco- constelación es con la cabeza dei pez apuntando hacia el Polo pios de diâmetros mayores de 15cm. incluso desde ciudad. Se Sur Celeste. En rcalidad. originalmente llegaba hasta el pro- encuentra a unos 30.000 aflos luz dc distancia de nuestro pio Polo, pero. en el siglo X V III, La Caillc metió sus constc- Sistema Solar laciones Octans y Mensa, rebanándolc un buen pedazo. De acuerdo a la moderna cartografia celeste, se extien- HYDRUS de entre las constelaciones de Mensa. Hydms. Rcticulum. Siguiendo las asccnsioncs rectas crecientes, al lado de I lorologium, Caclum, Piclor v Volans. abarcando en diagonal Tucana se encuentra Ia constelaciôn de I lydrus, Ia SERPIEN - aproximadamente desde A R 03h 50m y dec -50°. hasta T E M A R IN A M ACH O Parece ser que su origen responde a A R 06h 40m y dec -70° Para un observador a la latitud de cierto toque dc humor de Bayer: desde tiempos antiguos. se Buenos Aires, salvo su extremo boreal (la cola dei pescado), ubicaba a Iaconstelación 11YDRA (uno de los monstruos que casi toda la constelación cs circumpolar y por ello resulta enfrento Hércules, concretamcntc. una serpiente dc nuevc visible todo el afto, cn cualquier momento, pero las mejores cabczas a lu que. si se le cortaba una cabeza, le creclan dos en ocasiones para veria son. evidentemente, cuando la Hora reemplazo). tradicionalmente considerada como hembra Sidérea local vale alrededor de 5 horas, cosa que ocurre en la Baycr le inventó un compahero macho extendiéndose entre primera mitad dc la noche, entre los meses de Agosto a Tucana. Eridanus. Horologium. Rcticulum. Dorado. Mensay Diciembrc. Octans. Las estrcllas más fácilmente identificablesde esta cons Otros astrônomos han identificado en esta zona otras telación son: constelaciones. pero caycron en desuso. Por ejemplo. Julius a Dor. es una estrella de magnitud aparente 3,27 y Schiller (que armaba constelaciones con significado bíblico) magnitud absoluta -0.6. que posee tipo espectral A0. es una identificó aqui (junto con parte de Tucana) Ia constelación dei gigante azul y se encuentra a unos 192 aftos luz dei Sistema profeta Rafael. Como curiosidad. los antiguos chinos identi- Solar. ficaban también aqui una serpiente, aunque en base a cuatro (í Dor: se trata de una estrella variablc tipo Cefeida, asterismos: tres partes de una serpiente (Ia cabcza, Ia panza y cuya magnitud aparente oscila entre 3,46 y 4,08 y su tipo Ia cola) y un cuarto asterismo. Foo Pih. de significado dcsco- espectral, consecuentemente. varia entre F4 y G4. El periodo nocido. es de 9,842 dias. Se puede decir que es una estrella supergi- Las estrellas que demarcan esta constelación son: gante blanca. con magnitud absoluta promedio de -8.0. que se a Hvi est rei Ia de magnitud aparente 2,86. con magni encuentra a unos 7.500 aftos luz dcl sistema solar tud absoluta 2.6. tipo espectral F0.es unaestrellablancade Ia y Dor: es una estrella de magnitud aparente 4.25 y sccucncia principal y se encuentra a unos 36 aftos luz de magnitud absoluta 2.6, que poscc tipo espectral F0. es una distancia estrella blanca de la secuencia principal y se encuentra a unos (3 Hyi: estrel!a'de magnitud aparente 2.8 y magnitud 68 aftos luz de distancia dei Sistema Solar. absoluta 3.8. pertenece al tipo espectral G l. es una estrella 5 Dor: Se trata de una estrella de magnitud aparente amarilla. de la secuencia principal tirando a subgigante y está 4.35 y magnitud absoluta 2.4, que posee tipo espectral A7, a unos 21 aftos luz de nuestro Sistema Solar. siendo una estrella subenana blanco-azulada que se encuentra y llv i: estrella de magnitud aparente 3.24 y magnitud a unos 78 aftos luz dcl Sistema Solar. absoluta -0.4. tipo espectral M0. es una gigante roja que dista Si bien las estrellas de esta constelación no son muy unos 160 aftos luz de nosotros. conspicuas que digamos. Ia situaciôn cambia cuando nos 6 Hyi: estrella de magnitud aparente 4.09 y magnitud interesamos cn los objetos de cielo profundo que hallamos en absoluta 1.4. pertenece al tipo espectral A2. cs una estrella esta constelación. Entre los más fáciles de ubicar. tenemos: azul.de la secuencia principal y se encuentra a unos 114 aftos LMC: La Gran Nube de Magallanes es la otra gran luz de distancia. galaxia visible a simple vista cn cl hemisferio Sur Celeste e Hyi: estrella de magnitud aparente 4,11 y magnitud (claro que no desde Buenos Aires), ubicada a unos 180.000 14 • A B R IL 1997 - 255 REVISTA ASTRONÔMICA aftps luz de distancia dei Sistema Solar. Al igual que la SM C, Aires), la primera de la quc.se le pudo identificar estrella también êsta fue dcscubierta por los navegantes de la misión precursora v la que pudo ser estudiada desde la más temprana dc Magallanes alrededor dei mundo, en 1519 Para ser exac etapa de su explosión. Hoy en dia. todos hemos visto ya las tos. esta galaxia, que ocupa en el cielo un manchon irregular fotos tomadas por el tclescopio espacial 1 lubble de su capura- dc unos 11 por 9 a. se encuentra en el limite entre las zón de gases en expansión empezando a desparramarse por el consielaciones de Dorado y Mensa, pero su mayor fracción espacio y hemos leído acerca dei pulsar inusualmente rápido peflenecc a Dorado. Con su magnitud integrada aparente de que ya ha sido detectado como cadáver de esta estrella. 0,08 se la puede observar a simple vista desde lugares con Las Nubes de Magallanes son objetos muy especialcs, cielo limpio y oscuro. o con binoculares. Generalmentc, con ya que son las únicas galaxias en las que el aficionado puede los telescópios al alcance de los aficionados no da una buenu resolver estrellas individualcs fuera de la vía Láctea, con su ímagen (no entra ni de lejos) pero suele ser un muy lindo propio tclescopio. Entre cilas hay una muy especial, S- objeto para foipgrafiar con astrógrufos elementales y lentes Doradus, que es una de las estrellas más brillantes que se normales de câmara lis una galaxia dcl tipo Sbni III (espiral conoccn (cn realidad. los libros dicen que es LA más brillante barrada), aunquc su estructura no es fáciltnento pcrccptihle. eonocida. pero con el HST en órbita, esc record debe estar Al igual que la SM C. también la I.M C se encuentra en siendo roto a cada rato). Se trata de una estrella de tipo prpeeso de destrucción: a partir de la incdición de unas 251 espectral AO. variable (entre magnitudes aparentes 8.6 y ostrcllas de esta galaxia (realizada desde Cerro Tololo entre 11.7). 1974 y 1989), se dcscubrió que está siendo absorbida por la Finalmente, también en Dorado se encuentra un punto Via Láctea. dei cielo muy especial: el Polo Sur Ecliptico. el extremo Sur I oda la zona de I MC es muy rica cn otros objetos de de la recta perpendicular al plano dc la órbita terrestre. cielo profundo, muchos dc ellos pertenecientes a esa galaxia. Los objetos dcscriptos en estas tres consielaciones Se conoccn all( unas 100 nebulosas. 700 cúmulos abiertos y pueden ser fácilmente ubicados con cl mapa celeste de la unos 60 cúmulos globulares. Por supuesto. pocos de ellos Figura I quedan a! alcance de los telescópios de los aficionados, pero entre estos podemos mencionar: BIBLIOGRAFIA NGC 2070. La “ Nebulosa Tarântula" O 30 Doradus. • REVIS I A ASTRONÔMICA. Tomo 1. Número 6. IJna hermosa nebulosa gaseosa de emisiòn. que ocupa unos •THE 1996 GROGLIER ENCYCLOFEDIA (quién lo 40' por 25! en el ciclo. Se supone que es visible a simple vista diria: ahora uno también cita un CD-ROM como referencia (obviamente, con cielo limpio \ oscuro), por lo que sc la bibliográfica). puede ver muy bien con binoculares o telescópios pcqucflos • SKY & TELESCOPE, Noviembre de 1986. Sc destaca su estructura filamentosa. que puede ser observada • GUIA DE CAMPO DE LAS ESTRELLAS Y LOS con telescópios dc diâmetros superiores a 20cm. PLANETAS, de Donald H. Menze! y Jay M. Pasachoff. Esta nebulosa no pertcnecc a nuestraGalaxia. sino que • STARNAMES: THEIR LORE AND MEANING. de es parte de la l.M C In Tarântula es una de las nebulosas más Richard Hinckley Allen. grandes que se conoccn y, si estuviera a la misma distancia • THENE W PATTERNS IN THE SKY, dc Julius D. W. que la nebulosa de Oriòn, ocuparia unos 30° en el ciclo. Staal. NGC 1786: Cúmulo globular muy compacto (1.2’ de • A H .A S DE A ST RO N O M IA , de Joachim Herrmann. diâmetro aparente), brilla con magnitud aparente 10,1. Re- • SKY CATALOGUE 2000.0. de Alan Hirshfcld y quiere telescópios dc diâmetro superior a los 15cm. en condi Roger W. Sinnot. ciones de ciclo limpio y oscuro. • EL CIELO MES A MES. de Mario Vattuone. NGC 1978 Otro cúmulo globular, similar al anterior. • T H E A ST R O N O M IC A L A L M A N A C 1996. editado También muy compacto ( menos de 3' de diâmetro aparente), por el U. S. Naval Observatory y el Royal Greenwich brilla con magnitud aparente 9.9. Exclusivamente paraobser- Observatory. vación con telcscopios de diâmetro superior a los 15cm (cielo • URANOMETRIA 2000.0. de Will Tirion. Barry limpio y despejado). Rappaport y George Lovi. También en la Gran Nube de Magallanes, al costado de • NORTON’S 2000.0 STAR ATLAS, de lan Ridpath la Nebulosa Tarântula, se encuentra un objeto que hacc unos • Y todas las revistas de divulgación astronômica desde afios desperto el interés dei inundo: la supernova 1987-A. 1987 hasta la fecha, que cada tanto traen algo de SN 1987 A. liace unos 160.000 artos. a la estrella que hoy conoccmos como Sanduleak-69c202 (una supergigante azul dc 20 masas solares) se le ocurrió explorar como supernova. La luz de este evento estuvo viajando por el espacio hasta que llegó a nuestro planeta el 23 de Febrero de 1987. y lan Shclton, a la sazón observador dei Observatório de Las Campanas la vio y se hizo famoso: la SN 1987-A fue la supernova mejorestudia- da de la historia de la Astronomia, la más brillante observada desde 1604 (llegóá magnitud aparente 3 en el mes de Junio de 1987. siendo visible a simple vista, incluso desde Buenos REVISTA ASTRONÔMICA 255 - A B R IL 1997 * 15 NOTICIERO RADIOASTRONÓMICO OCTUBRE 1996 Adem&s dc tener aspectos atrapantes, la práctica de la Cygnus A. En nuestra latitud esta fuente se levanta muy poco radioastronomía amateur trae, como subprodueto, la posibi- dei horizonte norte, pero desde lo de Hans alcanza un poco I idad de conocer otros espiritus inqu ietos sobre el tema. Ahora más de altura, y asi puede apuntarse con las antenas. Es una que nos podemos comunicar por el sistema de correo electró galaxia muy lejana que parece tener un agujero negro en su nico (e-mail) las distancias se han acortado a cero. Es por esto centro que utrac a las masas de gas y estrellas circundantes que hemos hecho amigos en muchos puntos dei planeta. Un para dcvorarlas. En este proccso se libera unacantidad excep caso especial es el de Hans Mychlmayr. un joven entusiasta cional de la energia mecânica que posee el material que cae en que opera un interferómetro de dos antenas parabólicas dc 5 el agujero. Adcmás. por un mecanismo que todavia no está metros dc diâmetro cada una, que construyó él mismo, con muy claro, se producen dos chorros de gas con sentido fondos propios y privados. E l instrumento es en realidad un opuesto en dirección perpendicular al plano de esa galaxia. interferómetro conmutado. una suerte de aparato que detecta Este gas está altamente ionizado (cargado de electricidad) y radiofuentes pequefias y bordes de radiofuentes extendidas y forma dos enormes burbujas cuando se encuentra con el gas las muestra en los registros como un paquete de ondas intergaláctico. Existen unas imágenes espectaculares dc estos senoidales. chorros (jets) obtenidas con el anuy de Nucvo Mcxico, V I.A Este sistema opera en la ciudad de Perth. en el oeste de Los gráficos de Hans muestran como varia la intensidad Australia. con algo dc interferência producida por el hombre de la radiofuente, cuando se cambia gradualmente la declina- pero no tanta como la que gozamos en este rincón portefto. ción observada. Encl último gráfico la escala vertical fucmuy Esto da como resultado la captación de fuentes relativamente aumentada y sin embargo la fuente ya no se muestra, lo que débiles (de hecho, ha Ilegado a “ ver" fuentes de 15 Janskys. nos dice de la pequeftez angular de la misma. Hay que pensar Como comparación. cl sol llcga hasta nosotros con unos que en radioastronomia amateur una fuente “ pequefia” puede 750.000 Janskys). La frccuencia elegida por Hans cs 1.420 ser de 1/2 grado de extensión (como la Luna). MHz. donde se encuentra la famosa línea de emisión dei Tomando los archivos de datos colectados por el inter hidrógeno neutro, aunque para captar esa lineacn especial, se ferómetro de Hans, empleando un programa “ casero” desa- deben haccr câmbios importantes en el receptor. Por el rrollado aqui, pudimos representar, en niveles de gris, una momento, el ancho de banda usado es dc uno o dos MHz, Io imagen de Cygnus A. Tiene la apariencia de una fuente suficientemente angosta para evitar que entre mucha interfe- brillante detrás de barrotes oscuros. renciay lo suficientemente ancha como para que el sistema no En la foto se ven las costillas de las dos parábolas pierda sensibilidad. cuando estaban en construcción. Las superfícies así obtenidas Adcmás de enviamos unos integrados para fabricar se llaman parábolas tensionadas. conversores analogicodigitalescontenidos en una ficha DB25 de la salida paralelo de la PC. nos ha mandado algunos registros en disquete para com parti rios con nosotros. Nuestra mala intcnción es obtener alguna imagen de sus registros. Los gráficos que vemos representan cl transito por delante dei interferómetro (por cl movimiento de rotación terrestre) dc una radiofuente intensa dei hemisfério norte: Visita al IAR El sábado 19 de Octubrc, un grupo de 26 personas realizó una visita al Instituto Argentino de Radioastronomía ( IA R ) donde cl Ing. José A. B avayelD r. Morras condujeron una visita guiada por el observatorio, cuya caracteristica más importante para el visitante son las dos enormes antenas parabólicas de 30 metros de diâmetro con las que se rcalizan relevamientos cn la línea dei hidrógeno y algunas moléculas como el OH. •*»*> « VWTWWI raltariM lt Ml on QMi 16* A B R IL 1997 - 255 REVISTA ASTRONÔMICA Novedadcs dei Departamento Se in corporo un equipo recep tor de satéli tes meteoro lógicos, coino el CiOESS o Meteosat. en 1.691 VIII/. Con este equi po sc obtíeneti imagenes de las formacio- nes nubosas sobre todo nueslro pla neta. ya que tambiénscre- transmiten Jatos obtem - Jos por otros satélites meteoriilógicos que eirctindan la I ierra en otras iQ u ê pnsa con el “ a rra y "? orbitas, como los polares Una parábola de I metro de diâme I I proyeclodel array de hélices no está suspendido sino tro concentra la emjsión satelital en una eavidad resonante en que se encucntra a la espera de mejoras en la situacióti su foco. donde se encuonira el receptor de bajo ruido Al pie econômica de la asociacion. que esperamos sea rápido. Este de la antena seconvierte la frocuenciaa 147 MHzyporcoaxil array incorporará tecnologia no muy experimentada en nues- entra al edifício donde una etapa especial, armada en la tro pais. Io que Io com iene en un proyccto dc mucho valor. asociacion por Kicardo Sãnchcz, decodifica la scflal que finalmente entra en la PC Con las imágenes capturadas se intenta haceranimaciones. cuando se pueda operarei sistema en forma continua. Io que pensamos será muy pronto. REVISTA ASTRONÔMICA 255-A B R IL 1997 - 17 OBSERVACIONES VISUALES DE ER CARINAE Y R MUSCAE Por Silvina Szirko. Sección Estrellas Variables. A A A A . (e-mail: variable(ía)aaaa.org.ar) Abstract utilizaron un telescopio reflector (d=0.25 m ; F/D -6) y dos In íhe/o/lvwing article weshowsome ofresults wegot oculares ortoscópicos. uno dc 28mm y otro de 20mm de sin ce 1995. We included the measurement ofthe light curves distancia focal, mientras que para el procesamiento y elabo of two stars employing 45 individual observations and their ración de datos se utilizo una computadora PC A T 486 DX4. cphemeris (calculated by the attíhorj. With the data obtained Las estimas dc brillo se realizaron por la comparación de la from the visual estmiates, we were able to measure the variablc con estrellas de magnitud fija y color semejante, que standard error ofthe observatíons. se encontraran dentro dei campo dei telescopio en el momento de la observaciôn. Las rcducciones para obtener las magnitu Resumcn des observadas se efectuaron empleando el convencional En el presente articulo se exhiben algunos de los resul Método Fraccional. Para el cálculo de las efemérides se tomo tados obtenidos por esta Sección . desde fines de 1995. Entre como primera pauta, un tiempo inicial (T 0) el 18 de julio de ellos, la elaboración de Ias curvas dc luz dc dos estrellas 1946, ya que correspondió a una fecha cicrta en que la variables a base de 45 observaciones indiv iduales . y Ias magnitud dc ambas estrellas variables se encontro en el efemérides correspondientes a cada estrclla. calculadas por la máximo brillo. Como segundo paso, tuvimosque determinar autora. Con los datos reducidos de las estimas visuales. la cantidad de períodos transcurridos desde el T0 hasta los pudimos obtener el error standard, cometido en el momento primeros dias de las observaciones, utilizando el periodo de la observaciôn. correspondiente de cada estrella: ER Carinae: 7,72 dias. R Muscae: 7.51 dias. Los T0 de cada una de las estrellas fueron Intrnducción T0 ER Car = 2440277.8 (T U ) y T0 R Mus = 2440277.1 (T U ) Desde fines de 1995. la tarea observacional de la y el instante dei comienzo de las observaciones fue Sección Estrellas Variables se ha intensificado, iniciándose Toh4 = 2450148,5 (T U ) un plan de trabajo. destinado a todos los nucvos integrantes A partir de los Tt)se calcularon los máximos correspon dei grupo, que recién se iniciaban en el tema. Las magnitudes dientes a cada estrella. obteniéndose así cl dia 1 dc marzo, a obtenidas fueron remitidasa la A A V S O ( U S A ). y algunasdc las 06,03h TU para E R Car. y cl dia I dc marz.o. a las cilas serán publicadas en el cuerpo de este artículo. I^s 05,58h TU, para R Mus. Luego tuvimos que introducir, en observaciones corresponden al período comprendido entre cada periodo. los sem iperiodos correspondientes a cada estre- los meses de marzo y princípios de julio de 1996. Las lla, pues la rama ascendente ( f ) y la rama descendente (t” ) de efemérides se realizaron fijando un instante inicial (18 de la curva de luz no son simétricas (ver la Figura I ), sino que la julio de 1946). necesario para poder calcular con prccisión los magnitud de ambas variables asciende más rapidamente de lo ciclos correspondientes al periodo de observaciôn. Desde que tarda en retomarsu mínimamagnitud, siendo para ER Car. princípios dei corriente aflo pudimos obtener resultados de: t* = 3.08 dias y t” = 4.64, y para R Mus, f 3 3,004 dias y • 4 estrellas variables dei tipo Cefeidas Clásicas de t” - 4,05 dias. Población II: ER Car. X Sgr, R Mus y AT Pup. El error standard se obtuvo. como la diferencia de la • 3 estrellas variables dei tipo R Coronae Borealis: RY magnitud reducida por cada observaciôn y la magn itud calcu Sgr. U W Cen y R S Tel (estas ultimas continúan aun en lada cn las efemérides, en la misma hora cn que se realizo la proceso de reducción ). estima. Desarrollo De los resultados obtenidos. solo publicaremos en esta Conclusiones ocasión dos de ellos: los correspondientes a dos estrellas A partir de los datos obtenidos, tanto observados como variables dei tipo Cefeidas Clásicas dc Población II. ER calculados, se confeccionó una curva de luz para cada estrella Carinaeí 1110-58), y R Muscae( 1234-68). Se eligiò este tipo variablc mostrados en los Gráficos I y II. También se incluyc panicular de estrellas ya que tanto la variación de su brillo. un tercer gráfico en el cual se indica cl error standard. En la como la duración y el desarrollo de su periodo son regulares. Tabla I. se indica la mayor y la menor magnitud estimada para Por Io tanto, pudimos trabajar en un solo periodo, superpo- cada estrella, y el mayor y menor error cometido en la niendo los datos dc los 16 ciclos observados, y la curva de observaciôn. variabilidad calculada por efemérides. Para las estimas se 18* A B R IL 1997-255 REVISTA ASTRONÔMICA TABLA I TABLA II ER Car R Mus ER Car R Mus M 7.1o 7.20 Me 0.09 0,18 Mo 7.16 7.29 mc 0.01 0.00 111 6.50 5,90 Mc= mayor error cometido mo 6.52 5.99 me= menor error cometido M máxima magnitud por catálogo Mo máxima magnitud observada Ing. Carlos E. Angueira Vázquez y al Sr. Alejandro Biain, de m mínima magnitud por catálogo quienes obtuve total colaboración. mo mmima magnitud observada Bibliografia AAVSO. Program Stars(Encro 1991) Agradecimicuto* D Kilkenny (1982) MN RAS 200.1019 Desde Vii. agnidczco a toda la gente de Observatório por 1. C clis .S .(l9 7 0 )“ Variaciôn luminosa en las estrellas la ayuda y valor que Ic dio desde el principio al trabajo que se de largo período" realizo y se sigue realizando cn esta sccción; cn especial al A Hirshfcld.R. SinnotK 1985)“ Sky Catalogue2000.0" Período ( dias) GRÁFICO I: R Mus Período ( dias) GRÁFICO II: ER Car REVISTA ASTRONÔMICA 255-A B R IL 1997* 19 Observaciones H M us 0 25 -0.25 Observaciones E H ( a r GR.* FICO III ESTÚDIO DE ESTRELLAS DOBLES CON CCD Por Rodrigo Oscar Vazquez, Grupo de Trabajo de Estrcllas Binarias (E-m ail: binarias(a!aaaa.org.ar) ABSTRACT Para el estúdio de las estrel las dobles visualcs sc pueden A neys group is ssorking in our Obsers atory A / te r some usar tres métodos: el visual, el fotográfico y el digital (CCD). yrars of de/av have returned to visual binary $tar.\ El primero era. tradicionalmente, el más usado por los aficio observation tíut. in lhese yearj, technology has changttd and nados gracias a que no requierc gran instrumental aparte dcl now we have some tools t/tal im prove lhe quality o four work tclescopio. pero puede llegar a ser bastante impreciso si el In this article. we desenhe how are m v measuring visual observador es inexperto, ya que depende totalmente de la kinar\' systems vista de éste. de su vclocidad dc respuesta, etc. Esta forma de RESUMEN trabajo ya fuc explicada en el N ° 234 de nuestra revista, por Io Un nucvo grupo de trabajo ha empezado a funcionar en que no nos vamos a explayar mucho cn el tema. nuestro Observatório. Después de varios aftos sin actividad. E l método fotográfico no tuvo mucha aceptación entre vários Socios han retomado la observación dc estrellas bina los aficionados ya que aunque es mucho más preciso que el rias. Pero. durante esos aftos. la tecnologia ha cambiado y. visual, requierc equipamiento que está casi siempre lucra dei ahora. disponemos de cicrtas herramientas que mejoran la alcance de cualquier aficionado (medidora de placas, por calidad y prccisiòn de nuestras observaciones En este artícu cjcmplo). lo. sc cucnta cómo medimos estrcllas binarias hoy Por último está el método digital, que es el que hemos INTRODUCC1ÓN adoptado, y es el que trataremos con mayor profundidad. La Un siglo atrás. casi todas las observaciones eran hechas gran ventaja de la utilización de câmaras CCD consiste en que visualmente, pero hoy en dia ningun astrônomo profcsional se obtienen medidas mucho más precisas, tanto dcl Ângulo de mira a través de su tclescopio ni siquiera para el guiado. E l ojo Posición como de la Separación Angular. Los equipos reque humano fue reemplazado por medios más cficaccs para la ridos para la rcalización de este trabajo están cada vez más al recolección dc luz como la fotografia y ultimamente loschips alcance dei aficionado común y aun más al alcance de las CCD. asociacioncs de aficionados. 20* A B R IL 1997-255 REVISTA ASTRONÔMICA CONCEPTOS BÁSICOSSOBKE EL ESTUDIO DE de las estrellas y, además. tener una idea dcl promedio de LAS BINARIAS VISIJALES masas de nuestro universo. El objetivo básico dei trabajo a realizar consiste en la FORMA DE TRABAJO medición dcl Angulo dc Posición A.P. y la Scparación Angu Comienza con la búsqueda dcl par binário a medir en lar S. A. (ver la Figura I ). E l primero sem ide a partir dei Norte los catalogos correspondientes. Se tiene que tener en cuenta (0o) en cl sentido Estc-Sur-Oeste. tomando como estrella varios factores como la magnitud de las componentes dcl par pivete a la más brillante dcl par. El segundo es la scparación binário, y la S.A entre las mismas, según el instrumento a aparente entre las dosestrellas expresada cn segundos dc arco. utilizar. Como segundo paso se verifica si hay estrellas dc Si desea explayarsc más sobre este punto puede consultar el referencia suficientes (por lo menos 3. pero cs prcfcrible 4 o N ° 231 dc nuestra revista. más), esto se hacc utilizando cl H.S.C. E l cuarto paso consiste cn la toma dc las imágenes cn el teiescopio con la câmara CCD. este proceso puede demorar algun tiempo si no se tiene sur mucha práctica, pero con un poco de expericncia se pueden 1 8 0 ° Estrefla tomar las imágenes neccsarias para la medición un par binário S e c u n d a r » • cada 15 minutos o menos. E l quinto paso consiste en obtener n las coordenadas de cada una dc las componentes mediante el Separadòn en \ programa Astrometrica. Seria engorroso explicar cada paso a segundos de arco \ Angulo de posición seuuir en este punto. por lo que quienes estén interesados en grados oeste este podrân consultarlo con el autor (de todas formas, cn próximos 2 7 0 ° Estrella5 5 ? ►) 9CP artículos explicaremos cada paso en detallc). Por último se Primaria ingresan las coordenadas medidas a un programa de cálculo apropiado (nosotros disponemos de un programa hecho en C*~*\ a disposición dc los interesados). y éste nos da como resultado directo la Scparación Angular, y cl Angulo de Posición. norte RESULTADOS OBTENIDOS 0® I uego de unos pocos meses de haber abordado este trabajo. ya empezamos a disponer de algunas mediciones. que 11GI RA I: E l ângulo r/c posición y In scparación angular dctallamos eu la tabla siguicnte I.os objetos poseen dcnomi- nación I.D.S. (Index of Doublc Stars) y fueron obtenidas cn aparente. cl periodo Scpticmbrc-Octubrc de 1996. INSTRUMENTAL: El instrumental utilizado (Hardware) para realizar las Objeto Fecha dc Medición A P. <•) Sep. Ang. O h4838 mediciones es. en nuestro caso. un tclescopio Schmidth* 24500323.47081 143.5 23.135 b92l Casscgrain de 25 cm de diâmetro F d 6.3 marca M EA D E, una 24500326.56564 95.7 35.04 24500326.51329 camara GCD ST4. v dos computadoras, una PC 286 para la h5012 188.2 23.338 330.9 toma dc imágenes y una PC 486 DX4 dc 100 Mhz para el h2823 24500326.52460 20.15 24500330.54238 procesamiento de las imágenes y los cálculos correspondicn- h5025 99.0 45.182 bha 24500332.36889 tcs 129.3 23.9 h5011 345.7 En el apartado dcl Software estamos usando el H.S.C. 24500332.40432 26.733 E2439 24500369.35294 198.34 (Hubble Spacc Catalog) como catálogo dc referencia, que se 22 02 h2849 24500343.47544 142.98 20.284 presenta cn 2 CD-RC)MS y es muy usado en todo lo que tenga B423 24500343.48509 194.26 41.481 que ver con astrometría. Como catálogo especifico de biná A99 24500351.48891 rios usamos el dc Conicllas y próximamente cl Catálogo dc 78.98 46.063 Estrellas Dobles Visualcs dcl Observatório Naval de Was hington CONCLUSIONES Paru la obtención dc las coordenadas de las estrellas dcl Nuestro objetivo con este primer articulo es comentar par binário usamos un programa llamado Astramctricu cn su brevemente nuestro método de trabajo. ya que si bien aún no es muy usado, cada vez está más al alcance dei aficionado vcrsión 3.0 (registrada). Y por ultimo para la obtención de los datos íinales (angulo dc posición y scparación angular) un común. programa realizado en C * - por cl autor de este artículo. FINALIDAD DEL TRABAJO BIBLIOGRAFIA El estudio de las estrellas binarias visuales nos sirve • Visual Obscrvingof Doublc stars. Charles E. Worley. reprint 1979 para calcular sus orbitas, y gracias a este dato obtener la masa dc Ias mismas. Esto tiene mucha importância ya que cs la • Un micrómctro para aficionados. Cláudio Martinez y única forma que tenemos. por ahora. para calcular las masas José Requeijo. Revista Astronômica N ° 254 de objetos muy lejanos a nosotros. y asi. indircctamcnte. • Estrellas Dobles. C dc Loorc, Revista Astronômica mejorar nuestros conocimicntos de la estruetura y dinâmica N ° 231 REVISTA ASTRONÔMICA 255-A B R IL 1997 *21 REGIONES OSCURAS EN CÚMULOS GLOBULARES Por Marcos J. Hierrczuclo ABSTRACT rayos X. dinâmica estelar, etc. Du/ing lhe year IW j a globular c/uster sursey wuv I loy en dia. el tema de moda entre los profesionales que madcfrom the AAAA For the task was usai a newionUm se dedican al estúdio de este tipo de sistema, cs cl debate sobre rejléctor f0.3/)i) with a CCD .ST-*/ comera A hundred and la existencia de nubes de polvo en el interior dc los CG. iwenty-lhree imagc.s uf twvnty-onedijferentglobular clusters have heen ohtained and dark regions weré detectai in thcnt. OBSERV ACIONES En cl siglo X V II. Lord Rosse detecta lineas oscuras RESUMEN sobre el CG NGC 6205 (M 13). De aqui en más un gran Durante el afto 1995 se realizo un reconocimiento de número de observadores deleetan rasgos similares sobre éste cúmulos globulares (C G ) desde la A A A A mediante el reflec- y otms cúmulos. tor newumiano de 0,3m de diâmetro "Cancela" al cual se le Estas estrueturas (que cn las imágenes obtenidas con la acoplo una câmara C C D ST-4. Cicnto veintitrés imágenes de câmara CCD parecen ser más la reglu que la excepción) 21 CG diferentes fueron obtenidas cn las cuales se han fueron facilmente detcctables desde la Asociación. encontrado regiones oscuras. El interrogante que se abre a esta 3ltura de las cosas es si estas lineas oscuras son nubes de polvo. Existen en la INTRODUCCION aclualidad hipótesis que de alguna manera explicarian cl Si bien los CG no son cucrpos a los que. gencralmcnte. origen de tales estrueturas: el aficionado se dedique a estudiar. son éstos, tal vez. uno de 1- Eas supuestas nubes. son debidas al ugrupamiento los objetos que mayor información le han brindado a la inhomogéneode las estrellas de un CG. lo que produciría una astronomia. Para hacer mencion de algunos casos: fluctuación en la distribución de brillo en esa región. • Fue gracias al estúdio de su distribución cn cl cielo. 2- Causado por algún agente externo, por ejeinplo bajo la hipótesis de que los CG se agrupaban mayomieute en material intcrestelar ubicado entre cl observador y el objeto. dirección al centro de la Galaxia. lo que ha permitido estimar 3- Siguiendo los pasos evolutivos de las estrellas (con el tamaflo de la misma \ la ubieación dei sistema solar dentro siderando que un gran número de éstas se encuentran en de cila. etapas muy avan/adas de sus vidas), es posible pensar que con • Puesto que son los sistemas estelares más viejos el correr dcl tiempo eyectaron cantidades cònsiderables de conocidos, imponen una edad mínima al universo, asi como gas y polvo a sus alrededores. además brindaii una importante información acerca de las Ea hipótesis 2. en la actualidad está prácticamentc primoras etapas en la fomiación galáctica. descartada dobido a la gran cantidad de material que tendria Lsta lista se podria extender a temas como emisión cn que existir cn altas latitudes galácticas (Méndez et.al 1989). Foi O tomada por el Sr Ricardo Gil Hutton Telescopio Irnagen C C D de la regiôn centra! de N G C 513V. Telesco asirográ/ien de O.íni ÍAiaciòn de Altura "Carlos I' pio rcflcctor "Cancela " EXP 25ség Pueden apreciarse Cesco " L \ r 15 min, EM \ d \Px 100, F (K V S 17,3 las regiones oscuras presentes en esa zona dcl cúmulo 22* A B R IL 1997 - 255 REVISTA ASTRONÔMICA Con esto. qucdan las hipòtesis I y 3 en pugna y puede desde la A A A A . contrastando con los resultados que se de que se den las dos: venian obteniendo con el mismo telescopio con anterioridad a) Si en un CG encontramos un grupo de estrellas al C C D y con una fotografia tomada con cl telescopio astro- gigantes distribuidas de forma no regular (que generalmente grâfico dc 0,5m de la Estación de altura "Carlos U. Cesco" cs Io que se detecta) el efèCto que se.produciría ante nuestra dependientcdel OAT A. enviada gentilmente porei Sr. Ricar visual seria una estruetura de está forma. do G íl Hutton al autor. \ b) Sé han encontrado casos en que çl grado de oscure- cimiento era demasiado grande (fo ne et.nl 1987). por Io cual CONCLUSIONES no se Io podria atribuir a la hipòtesis I . Los resultados obtenidos hasta cl presente mediante el uso de la câmara CCD han permitido; por un lado, ratificar las RESULTADOS • > obscrvacioncs anteriores realizadas en forma visual y/o foto • Hastael presente se ha trabajado sobre 21 CG diferentes gráfica; y por otro, han ampliado nuestras posibilidades de utilizando la câmara CCD S T -4 de S.B1G adosada al reflector detección de estas estrueturas en CG, que anteriormente al Cancela, obteniéndose un total- de 123 imãgenes. las que CCD, rcsultaban imposibles para cl Cancela. • lueron debidamente corregidas para su posterior procesado. Con todo lo cxpuésto, creemos poder demostrar que los A continuación, se presenta una imagen CCD de NGC CG ya hacc tiempo que dejaron de ser objeto de estúdio 5139 (to Centauro) en la cual se puede visualizar uno de los permitido sólo para profesionales o para algunos pocos afi mayores complcjos de estas estrueturas que se han detectado cionados privilegiados, así como también se puede agregar • • S/ £ cl • • - • * • - • . • • •• • • • • . • • • -• • • , • • , • • •« • • * •’ •. ■ •CjZá>.:,C v & I Í - v . .• 'f. t V i i T i • .* • ••• • • • .• . • . • % • . .• • •••• •• • • *1 ’ ’ » \ A *• •• -• . • a • ? -C-;-Cxí- * v . • • • • • • • . . • • .• . NGC 5139 Dihujo dê \ ( i( ' 513Q realizado por e l autor mediante et telescopio reflector "Cancela ", en el cual se pueden observar las tineús negfàs detectadas en forma visual desde la Asociacion. REVISTA ASTRONÔMICA #;V "•V 255-A B R IL 1997 *23 que los CG. a pesar de su esiabilidad (y 110 hablo dc inmuta- sertorita Silvina B. Castro por su colaboración en la toma de bilidad como se lee Irecucn temente en libros para aficiona imágenes con el CCD. Tambicn agradczcoal Sr. Ricardo Gil dos). siguen ofreciendo mistérios pura quienes realmente Hutton dcl O AFA. quien pese a la enorme distancia, sigue deseen observarlos. colaborando con todas aquellas personas que necesitcn un consejo. AGRADECI MIENTOS No quiero concluir sin antes cxpresar mi mas profundo REFERENCIAS agradecimientoal Dr.Juan Carlos Portey al Dr. Raul Mariano -Knul Mnrmuo Mcndc/ (1989) “ l;.vidcncias hotométncas y Polanmétncas Méndezdc la Facultad dc Ciências Astronômicas v Geofísica* soba* la cxistcncia dc nubes dc polvo cn cl interior dc cúmulos globulares." i r«M\ doctoral) de La Platu. por sus onseAan/as y apovo. Igualmente quisiera -Jtum Carlos 1'ortc (1987) "Estúdio dc cúmulos globulares con proccsa- agradecer a los se A ores Gustavo 1) Rodrtgucz y Roberto mienro dc minçcnes". Revivia Astronômica N ° 242/243 Mackintosh por las imágertes gentilmente cedidas, v a la MKVAS IMÁGENES DEL IIUBRLF. te. tomadas con un intervalo de un mes aproximadamente, la M l ESTRAN TORMENTAS l)E POLVO primera de cilas el dia 18 de septiembre y la restante el 15 de EN EL POLO NORTE .MARCIANO octubrc tle 1996. revelan un tormenta de polvo dei tamafio de Texas (N dei T.: 691000 km2 de superfície) agitándosc cerca La siguiente notn proviene de un "scrvtcio de noticias" dcl limite dcl casquetc polar marciano. La tormenta polar es via e*mail que posee la N A SA i ver ultimo parrafo). habiendo probablcmentc consccucncia de grandes diferencias de tem sido publicada en noviembre de 1996. Nuestra intencion al peratura entre cl hiclt» polar y las regiones hacia el Sur, traducirla no ha sido la de informar sobre una noticia dc calentada^ por el Sol primavcral. ultimo momento, cosa que por cl caracter trimestral de la Marte es famoso por sus extensas tonnentas, que en Rev ista resultaria dcscahc llailo. sino la de brindarlc al Icctor algunos casos han Ilegado a cubrirlo por completo. Otras mas un vistazo acerca de uno dc los tantos e interesantes fenôme pequeftas. similares a la detectada cn esta ocasión. fueron nos meteorológicos que se dan en Marte observadas en otras regiones por las Vikings a finalcs dc la Dos imagenesdel I elescopio l.spacial Ilubblede Mar década dei 1970. aunque esta cs la primera ocasión que un evento de estas características es detec tado próximo al casquetc polar Norte que se encuentra su periodo de retroce- so. Este tipo de avanzado de "reporte dei tiempo" planctario sera invalorable para cl apoyo de los preparativos desti nados a los arribos a Marte de la nave Fathfinder cn Julio de 1997 y dei orbitador Mars G lobal Survevor( MG S) en Septiembre de 1997, todos de la NASA. Nota c imagen corresponden a unacircular electrónica (Note to editors: N96-74) rccib ida de [email protected] desarro- llada por: Don Savage, Headquarters. Washington. DC; Tammy Jones. Goddard Space Flight Ccnter, Greenbelt. MD; Ray Villard. Space 1 elcscope Science Institute. Baltimore, MD. Tormenta dc polvo en Marte Hubbie Space Telescope - W F P C 2 PcrV6-34 - S T S e i OPO- Novem ber ■l IV96 - P Jantes (University of Toledo), S Lee (l ntvvrstiv o f Colora d o ). NASA 24 • A B R IL 1997 . 255 REVISTA ASTRONÔMICA LA VISITA DLL COMETA 22P/KOPFF Por Roberto Mackintosh I .os exccpcionnles cometas llyakutake y llale-llopp . centro dc Capital Federal fue posible observarlo con instru que supierun como a.sombrar a mas de tino. a base de colas o mentos de 25 a 30 cm de diâmetro durante unos 2 meses. El brillos poeo lutbituales. eclipsaron con su aura cl paso dei dia 2 de Julio de 1006 tuvo su paso por el pcrihelio, siendo en cometa 221* Kopt t I ste euerpo recorre una órbita elíptica en esc momento su distancia al astro rey de 1.58 U A aproxima un per iodo de 6.45 afios \ , si bien no preseritõ características damente Si bien estaba predicho que el Kopffalcanzaria una tan deslumbrantes como los cometas ya citados, consideran magnitud integrada de 6,6. estimas visualcs mdicarian en do la magniUid que normalmente nlcunzan objetos de este t ipo princípio que la máxima observada fue dei orden de 7.8. se puede decir que al Kopfl lo debemos considerar como a Confrontando las predieciones y los reportes aparecidos cn unobrillante. Hasta para dcmostrare.Modecirque desde pleno las l. \(! ( 'iratlars veremos que durante el periodo en el cual m » * • ^ . .» * ’ - à : . r . T • B * • I tm • 4 n « * • 1 : * • . • • + ■" : ■ f& T . 6 8 5 1 2 4 I : • * 9 % • • *92 1 2 4 • * . • * * 1 2 5 % 1 1 2 * * 1 1 7 • \ • • K • • * , / ■ * ■ * V. * ••• . * s - 9 . B • • * 1 2 5 A 1 • » !i - * * 1 5 3 ’ * » - « % • , 1 6 « * • • r t 1 3 1 1 ■ • < • m • • • • * • # * - • m * 1 4 0 A • • * - * * A 1 4 3 * • • • »• • * , 4 9 < • * • I 4 * • * • • • * b *• 1 2 6 ♦ • . • J , • « 1 3 6 • • é • * * 0 ♦ • m * * 0 * > 7 / . V v 1 2 4 • : * 1 2 7 f • • ,• . j - s /V izquwrda u dcn\ ha \ de arriba hacià abajõ (fecha, magnitud integrada predic/ni. tiempo de inlegraciõn (seg.J gananeta). /,W.W, - / 2t> l 22/ObVfi " I .W. 4 04/07/96. ( V. 20. 4. 12/07/96. 7.0. 20. 4. /6/07/V6. ~0 20/07/96. ~ í 20, 4 12/QW 6. " s 20, 4; 21/08/96. S.]. 20 4 12/09/96 V / 20. 4 KF.VISTA AM RONÒMICA 255 - ABRIL 1997 • 25 se ha observado desde la A A A A se mantiene una brecha que KoplT I as posiciones obtenidas fueron remitidas al Minor oscila entorno a I magnitud. Cabe aclarar que esto es suma Planet C enter, estando aluunas ya publicadas en las M.P mente común en cuanto a In predieción dc magnitud es C 'ircultirs. Las cinco primeras imàgencs fucron obtenidas por cometarias > no significa en absoluto que liava habidò algún el autor de la nota con un tclescopio rcflcctor ncwtoniüno de error "anormal'' La Seccion Sistema Solar cn virtud dei 0.30m + CCD ST4y las restantes con unSchmidt-Cassegrain programa de astrometría que viene desarrollando obtuvo y de 10" f CCD S I -1. siendo en todos los casos el campo de 5' procesóen un lapso de 3 meses numerosas imãgenes dei 22 P/ x 5'. NOTICIAS DE LA ASOCIACIÓN INC.. AUGUSTO F.. OSORIO Con su lallccumenio a mediados de 19% no solo ha perdido la Asociación uno de sus miembros mas amiguos y ex integrante de su plana directiva, sino también un pioncro cn nnn uetividad que cn aquel momento resultaba exótica y ahora nos parece familiar: In Kadíoastronomía. Era un antiguo radiovetcrano. y a su impulso se debió la obtencion de la licencia de la radiocstación dc la entidad, la LU 8A A A . que espemba sirviera dc nexo con asociaciones similares de otros lugares. Prácticomente solo. intentó llevar adelantc sus ideas en un momento cn que los elementos electrónicos neeesarios cran costosos v diílciles de conseguir y las técnicas csiaban en paflales. aun cn los países más adelantados. Fue autor de libros y publicacioncs que todavia pueden ser consultadas con provecho. Afortunadamente, pudo ver el renacimicnto de la Radioastronomía en la Asociación v apreciar sus primeros logros, comprobando asi que habla quienes estaban dispuestos a llevar adelantc aquellos sus suefios, que entonces no pudo ver cristalizados, tal vez por haberse adeluntado mucho a su época FALLEC E CAUL SAGAN su distancia de personas y organismos que comercializan con el tema. Apoyó proycctos muy serios como el S E T I y fue Este viernes 20 de diciembre. con el solstício, cl divul Presidente thc “ l he Planetary Societv” . gador de la ciência de mayor impacto en la era moderna. Carl En la epoca de la guerra fria. junto con otros tres Sagan. fallccio a la edad de 62 artos. científicos presentó su modelo de “ El Inviemo Nuclear” , Sagan penetro a los hogares de las últimas dos genera- donde evidenció. en base a los estúdios de las tormentas de ciones a través de mi serie televisiva "C osmos ", la ctial fue polvo en el planeta Marte, los peligros que implicaba una trasmitida en la década dc los 70 > actualizada durante los conflagración nuclear aun de tipo limitado que provocaria cl noventas paru ser ofrecida en paquetes de videocasetes. ascenso de toneladas de hunio y polvo a la atmosfera que Nacio en Brookkn. New York el 9 de noviembre de irnpcdirian la Ilegado de la radiación solar a la superfície, 1934. Iliio de padre ucraniano v madre austro-húngarn. desde provocando la extinción de todas las formas de vida. Su pequeito se inclino hacia el estúdio dc la Astronomia, alcan- postura pacifista la manluvosiempre fustigando la existencia zando su doctorado en 1960 Trabajó en la Universidad de de armas nucleares en el planeta. Harvard y posteriormente en la l niversidad de Comei! dottde Su trabajo de divulgación tuvo un toque único. No solo permaneeió los últimos 30 afios. presentaba la informaciòn cientifica traducida a un idioma Tuvo participación muy importante en trabajos de acccsible a cualquier persona. sino que tarnbién imprimió investigaciõn planetaria con proyéctos dc la N A SA como siempre un sentimiento dc grandeza y humildad de la cspecie Vikingo al planeta Marte. Pioncro a Júpiter y Saturno y. humana ante la aventura de la búsqueda dei conocimicnto. recientementc. enel proyectoGalileo hacia el planeta Júpiter siendo un ejemplo e inspirador para muchos divulgadores. Sus méritosde investigador le pernntieron recibir la condeco- La obra dc Sagan. cientifica y social, queda como un ración de la N ASA ejemplo a seguir. La comunidad científica internacional la Pero Sagan fue m*ts alia dc m i cubículo dc investigador menta profundamente su ausência. Su matéria, parle dei llevando laciençiaatodos los estratos de lasociedad. Ademas C osmos, toma ahora otra forma para continuar participando de la serie "t osmos" dc la cual se edito también un libro, de esa evoluciòn maravillosa que nos trasmitió. escribio "Los Jardines dei Idcn". "E l Cerebro de Broca" la Alguna vez dijo: “ C.reo que existe la vida extraterres novela de ciência fieción "Contacto". "F l Universo Inteligen tre. lo único que lamento es morir y nunca haber visto su te". "Marte \ la inteligência dei hombre". "Otros mundos" y descubrimiento" recientementc " l n pálido punto azul: una visión dcl futuro En cierta forma alcan/ó a vcrlo con los últimos hallaz- dei humano en el espacio" gos de fósiles de bactérias cn un meteorito marciano. Fue un constante promotor dc la exploraciõn espacial, principalmente en elenviode sondascspacialesçn el Sistema Antonio Sáncliez Ibarra. Solar Delamisnia lorma. siempredefendiótodos losintentos Rccibido por e-ntail de ínvestigación >obre \ ida extraterrestre, marcando siempre 26 • A B R IL 199" - 255 REVISTA ASTRONÔMICA UN REFLECTOR DE FOCO CORTO CON CORRECTOR DE COMA PARA LA FOTOGRAFIA DE OBJETOS DE “CIELO PROFUNDO” porei Lic. Alejandro Di Baja Consideracioncs Gcneralcs y Disefto Propucsto 3 y 4. realizadas mediante un moderno programa de trazado Trudicionalmente cl rcflcctor newtoniano ha sido el dc rayos trigonométrico exacto, ilustran las imágenes estela telescopio preferido dei astrônomo aficionado, maxime cuan- res que brinda un reflector newtoniano de D=200 y F=900. a do se trata de instrumentos construídos por el mismo. No son 5, 10. 15 y 20mm dei eje óptico respectivamente. Puede pocas las ventajas que lo toman el instrumento de elección. apreciarse claramente el progresivo y dramático deterioro de dcstacándose entre cilas laperfección cromática de las imáge- la calidad de la imagen a medida que nos alejamos dei eje ncs. la relativa simplicidad de su construcción cn diâmetros óptico. Los gráficos muestran también un segmento lineal que respetables de 100 a 300mm. y la posibilidad de lograr representa una longitud de 0.025mm en el plano imagen. y relaciones focales F/D de 6 a 8 con lo que se obtiene un tubo que se corresponde al critério de resolución fotográfica. Toda relativamente compacto. imagen estelar que resulte inferior a 0.025mm dc diâmetro cn Si bien el rcflcctor newtoniano standard de aficionado el plano focal, se considera fotogràficamente excelente, ya puede ser aprovechado para incursionar en los diferentes que marca el limite dado por la granulosidad de las emulsio- tipos dc fotografia astronômica con relativo éxito.el aficiona nes de grano más fino. do pronto comprende que para cada tipo dc objeto a fotogra- La teoria óptica nos seflala que cl coma cn un espejo flarse impone una configuración óptica particular. F.l presen parabólico depende solamente de la relación focal F/D. inde- te artículo describe pues un reflector de foco corto especial pendientemente de la abertura dei espejo. E l gigantesco mente disefiado para la fotografia de objetos de“ cielo profun reflector de 5m de diâmetro de Monte Palomar. con un F/ do". es decir nebulosas difusas, galaxias, cúmulos globulares D=3,3 tiene por lo tanto un campo lineal libre de coma dc tan y estelares, y cometas. Estos objetos se caractcrizan en gene solo unos pocos milímetros de diâmetro. Esta limitación cn la ral por su débil brillo aparente lo que obliga a cxposiciones calidad de la imagen cn el foco primário de los grandes fotográficas relativamente extensas. En lo referente al tamaflo refleetores. Ilevó en la década dei ’30 al disefiador F E. Ross angular de estos objetos, salvo excepciones como las Nubes a desarrollar unos corredores consistentes en varias lentes de Magallanes, las Pléyadcs. los ocasionales cometas espec- colocadas cerca dei plano imagen. que no afectaban la distan taculares, y algunos otros pocos casos más. la mayoría de ellos cia focal efectiva dei sistema, y que eliminaban el coma y no llega a abarcar más de un grado en cl cielo. Por lo tanto, aplanaban el campo. Las investigaciones de Ross concluyc- para registrar los en la película fotográfica con un grado de ron en que si se pretendia elim inar cl coma con un sistema dctalle interesante. se impone una distancia focal respetable. dc solo dos lentes, inevitablemcnte se reintroducia aberra Por otra parte a los efectos de reducir la exposición guiada al ción esférica en la imagen. Por esta razón, los corredores de rninimo. el telescopio deberia poseer una relación focal F/D Ross, disefiados inicialmente para cl telescopio de 2,5m de lo más reducida posiblc. Monte Wilson, y posteriormente para el reflector dc 5m de Una distancia focal dei orden de l.OOOmm y un F/D Monte Palomar, empleaban tres elementos, evitándose así la entre .4 y 5 satisfacen los critérios arriba expuestos. Relacio reintroducción de aberración esférica. nes focales menores de 4 son desaconsejables ya que aumenta Estos trabajos pasaron casi dcsapercibidos cn la litera considerableinente la dificultad dc ejecución dei espejo pri tura de aficionados, hasta un articulo de John L. Richter mário. en tanto que valores mayores de 5 son fotográficamen- aparecido en Sk y ct Telescope de mayo de 1985. página 456. te demasiado lentos. Como valor dc compromiso. adoptare- En él, se describe un sencillo corredor de coma dc solo dos mos un reflector de las siguientes características: D«200inm, elementos, ambos dcl mismo tipo de vidrio, de potência total F=900mm* F/D=4,5. nula. y que colocado cerca dei foco de un reflector newtonia El reflector fotográfico construído por el autor mantic- no mejora notablemente las imágenes extra-axiales. E l artícu ne los 900mm de foco. pero tiene una abertura ligeramente lo incluye unos gráficos computarizados — muy crudos para mayor de 230mm. y por lo tanto un F/D de 3.9. loque dificulta los estándares actualcs. pero aceptablcs para aquella época de un poco más la obtención de la curva adecuada en el espejo incipientes IB M X T — que ilustran la mejora en las imágenes primário. Por lo tanto a los cfectos dei presente articulo sc extra-axiales. si bien los mismos gráficos muestran una apre- recomicndan los parâmetros más moderados dados cn el ciable degradación de la imagen axial debida a la reintroduc párrafo anterior. ción de aberración esférica. Dc todos modos las imágenes La principal aberración presente en un reflector newto estelares rcsultan simétricas y dc un diâmetro bastante unifor niano de foco corto es el coma. Este se manifiesta más me inferior a los 50p en todo el campo. pronunciadamente a medida que nos alejamos dcl eje óptico, Tomando como base el mencionado articulo, y utilizan haciendo que las imágenes dc las estrellas en cl borde dei do los poderosos programas de discflo y análisis óptico para campo presenten un aspecto comático radial. Las figuras 1,2. PCs disponibles en la actualidad, el autor ha investigado más REVISTA ASTRONÔMICA 255-A B R IL 1997 - 27 a fondo el (ema. y ha dcsarrollado un reflector con un I.3...... 8.90mm corredor de solo dos lentes en donde se eiiminan tanto el R4 ...... 2l7.42mm coma como la aberración esférica Para lograr esto. cl espejo E4...... 64.25mm primário no cs ya un paraholoidc dc rcvolución. sino que Diâmetro dei corrector...... 70.00mm debe ser un hipcrboloidc con una deformación adicional Indice de refracción dei corrector...... 1,523 aproximada de un 28% con respecto a la esfera. Se logra asi Para los parâmetros dei corrector se ha adoptado la una imagen de calidad fotográfica excelente en todo el campo convencióndc considerar positivos los radios de curvatura de de un negativo de 35mm. pudiéndose incluso utili/ar formato superfícies convexas, y negativos los de las côncavas. Puede de película 12U. con Io que se consigue un campo circulur de observarse que los radios R3 y R4 son idênticos, con lo que el 40mm de diâmetro con imágenes estelares menores de 25p. segundo elemento cs una lente equiconvexa; esto simplifica Kl corredor focal empleado es similar al dcsçripto en Skv & notablemente su construcción. El primer elemento — el mas Telescope. con la salvedad de haber utilizado vidrio crovvn difícil de tallar es un menisco negativo con la cara côncava oftálmico (n 1.523) en vez dc BK-7 (n 1.517), este ultimo de Alerte curvatura. Los espesores ccntrales de las lentes, asi más difícil de liallar en pjaza. Dado que el corredor es de como las separaciones entre ellas (y la separacion entre el potência nula. la elección dei vidrio no es muy importante en último elemento y el plano focal) están dados por los valores la medida que ambos lentes sean tal lados empleando el E i. mismo tipo de vidrio. con Io que se conserva el aeromatismo dei sistema. Dificultndes Constructivas Las figuras 5. 6. ” \ S ilustran las imágenes obtenidas Parst un aficionado avanzado que ya haya construído su nuevamente a 5. 10. 15 > 20mm fuera dei eje pero ahora con primer rellcctor, cl pulido dei espejo primário hiperbólico no el reflector hiperbólico y el corredor de dos lentes. Compáre- deberia ofrecer ninguna dificultud importante. Simplcmentc sc con las figuras 1. 2. 3 > l (todas a la rnisma escala), y se debe profundizarseel procesode“ parabolizado’\ hastaalcan- podrá apreciar la notablemejornen lacnlidad de la imagen Se zar con cl método dc control de Foucault las lecturas dc logran imágenes menores a 25p cn práctícamcnte todo el aberración longitudinal correspondicntes a la hiperbola. con campoanalizado. dcgradándosc la imagen rccién en el borde sistentes cn los valores para la parábola multiplicados por el de un campo circular de 40mm de diâmetro. Las fuertes coeficiente de deformación. Considerando que se trata de un curvaturas dcl corrector u si como el hccho de estar ubicado instrumento exclusivamente fotográfico, podemos ser más cerca dcl plano focal hacen que el astigmatisnu» y las nberra- indulgentes con la prccisiòn final, por lo que un espejo con ciones de orden superior aumenten v iolentamente mas allá de errores residualcs de X74 es más que suficiente. un campo circular de4l)mm de diâmetro, por Io que este valor K l pulido dei enorme diagonal de 74mm de eje menor es cl máximo aconsejable (utilizando formato de película no deberia presentar tampoco dificultades adicionales. Por 120). trntarse dc un diagonal muy grande, recomendamos utilizar La siguiente tabla brinda los parâmetros constructivos cristal de unos 15mm de espesor. y proceder a corturlo antes optimos dei d i se lio propuesto. Kste consta de un primário dei pulido óptico. Este ultimo deberá hacerse mediante la hiperbólico con un coeficiente de deformación de 1.28. un técnica de) bloqueado, para lo que remitimos al Icctor al gran espejo plano diagonal a los cfectos de captar sin vincteo articulo dei autor indicado en la bibliografia al final de este un campo tótogr.itico de 40mm de diâmetro, v cl corrector de articulo. Jos elementos Por otra parte, el plano focal sohresale unos I a verdadera dilicultad dei proyecto aún para el aficio 82mm de la pnrcd dcl tubo dei tclescopio. dejando espacio nado avanzado radica en el pulido dei corrector de dos suficiente para cl espesor normalizado de 55mm de una elementos, cn especial dcl lente menisco. Kl autor ha podido cámura réflex de 35mm con adaptador Id e rosca universal \ hacer uso de las facilidades que le brinda su taller de óptica, la platina de fijación y enfoque correspondicntes. en especial en lo referente al fresado con copa diamantada de las curvaturas iniciales dc ambas lentes, lo que evita la Primário v Secundário laboriosidad dcl desbaste tradicional y permite ajustar con I)iámctro dcl primário...... • •••••••••• 200mm ^ ^ ^ r * * • * * w prccisiòn el espesor central de cada lente. F.l aficionado que Distancia focal...... _ ...... MOUmm no dispongu de tales facilidades, deberá generar las fuertes Coeficiente de deformación...... 1.28 curvaturas dei menisco con métodos más rudimentarios. Eje menor dei secundário ...... 74mm siendo la principal dilicultad lograr simultaneamente los Distancia primano-sccundario ...... 700mm radios de curvatura y cl espesor central adecuado. A menudo Distancia primario-corrcctor ...... 822mm le ocurre al principiante en el tallado dc lentes que cuando Diâmetro Oel lubo ...... 250mm arriba al radio dc curvatura nominal, el espesor de centro no cselà(!ccuado:convienc por lo tanto prever un espesor central Corrector inicial sobredimensionado de modo de estar seguros de tener RI ...... !23.44mm material sobrame al momento de lograr las curvaturas ade- i i ...... cuadasLOOmm Kl aficionado puede ahorrar bastante trabajo de des- K2...... -60.4 5mm baste adquiriendo en algún taller de óptica mayorista (p ej. £ 2 ...... C.A.D.I.O9jl3 mra ) bloques prensados de cristal oftálmico con las R3...... 2l7,42mm curvaturas aproximadas. Como las curvaturas de loscristales 28* ABRIL IW7-255 REVISTA ASTRONÔMICA 1-1* svm wit w c r 0.1 99 «■ras-.., . a® l í f t . IW MIS i l . r^zsss------n v * S7f?K IttTflfCt »W MII 12S7 r;« (no vliwUin* «mIwis X II1TWCI 1 K * t o ll 5 ,%<57 r»V»^"0 viynrtlt** AAllyiltl O k jK i »t ioí in it j. iin * «n«lrO<>; 0 .0 0 % . S IID f. 7 ra 0.000 s - Objeel «t i. f m it » , Si«» »n*lr Fi£. /: Espejo parabólico, imagen a 5mm dcl eje óptico. F/£. 5: Espejo hiperbólico con corredor, imagen a 5mm de! eje óptico. IAT T IK I USULTS locil fltw Curv,; ■ á j P 8 Jarüj:___L Wpoòjil lllT. 11 t. 0 KM irw H Z------1 k oisiwcr w m u isy r«vf Frjç. 2: Espejo parabólico, imagen a lOmm dei eje óptico Fig. 6: lispejo hiperbólico con corredor, imagen a I Omni dei eje óptico. W .ii 9 Ü U FláoojtaL lÜWJdfiLI-. • -..JftteBL 0.10*# 02S— ■ W i M ; • • ■k - ;* -«.KM n r» » n r» * ÍL»* ------ICT53£------ÍS.Xnm ______0X11 1 1 *7 r f O Ino t lf n t ll lH I X l í I T W l I B * W S 1 2 S7 r**. «w vifiw tti.' »»aI\i s í «> h l t a . lin r A tfltC X l: 0.01*7. O fl: 0.000 1 « t In* m tiv , S i m í m UOO*. 0.01b7. I I » ; -O.Otó Fig. 3: Espejo parabólico, imagen a I5mm dei eje óptico. Ffc. 7: Espejo hiperbólico con corredor, imagen a I5mm dei eje óptic o un mt w a SiLffiSjSBEXij. Nir|>g^-aij .j w i l fis* 0X11 X f ' V * S é # * ■ ' * >ISmÇK IW « Í7 ~ ” ” 1 3 » '*•*<«• ^nmKUm, àftâítflilj* J llltllhÇI «Xll „la7 rjyr (no viyiwUin* «»«lyniO° «t inf mitv. !>•<• *«.1 .0 0: 0.0/22, l í* . 0.000 OO^ci *t infi.ity. Si m im lK*): t.0222, «TÍ: -0.MS Fig. -J: Espejo parabólico, imagen o 2Omni dei eje óptico. Fig. 8: Espejo hiperbólico con corredor, imagen a 2Omni dcl eje óptico. REVISTA ASTRONÔMICA 255- A B R IL 1997 *29 oftalmicos se miden en dioptrias (la inversa de la distancia cialcs de forma bastante grandes antes de que afectcn focal expresada en metros), y éstas están normalizadas en seriamente la calidad dc la imagen fotográfica. Pulien- incrementos de cuarto dc dioptria. deberán solicitarse los do a mano. o en un husillo de haja velocidad. es muy bloques prensados con las curvaturas normalizadas en diop- difícil que se generen errores de superfície groseros. trias que más se aproximen a los valores dei corrector. La Para poder efectuar el control de las superfícies con siguiente exprcsión permite calcular la potência en dioptrias vexas habria que pulir primero las correspondientes de cada superfície a partir de! correspondicnte radio de herramientas de esmerilado côncavas, proceder a con curvatura, para vidrio crown oftálmico (n 30* A B R IL 1997-255 REVISTA ASTRONÔMICA Revista Astronômica, No 207, pag. 33. • M.Dubiansky."Discftoy Construcción de un Objetivo Refractor Astronômico” . Revista Astronô m ica, No 244. pag. 24. • R W.Portcr. “ Small Lens Wrinklcs” . Ama- teur Tclescopc Making Advanced, pag. 141. • F.BFerson & P.Lenart. “ Lens Production” . A mateur Tclescopc Making Book III. pag. 163 • J.Strong. "Técnicas para cl Tallcr dc Optica” . Técnicas de Física Experimental Tomo I. pag. 28. • "Sky and Tclescopc Bulletin C " (rccopila- ciõn de varios artículos sobre tal lado dc lentes C0- rrcctoras Maksutov editados en forma de cuademi- llo). • J.Wilson. ') low to Make a l ens” . Tetescope M aking. No 3. pag.34. Eig. 9 ( ’ORRECTOR D E ROSS, Dibujo a escala con trayectoria de rayos para cuhrir un campo dc 40mm NOTA: Bibliografia Con posterioridad a la prcparación dc este trabajo, • I E. Ross. "Lcns Systems for Correcting Coma of aparcciò publicado en cl número de dicicmbre de 1996 dc Sky Mirrors" AstrophysicalJournal, No 8 1 ( 1935). pag. 156-172 <ü Tclescopc un articulo sobre la construcción de un telesco • J.Richter. "A Coma Corrcctor for a Ncwtonian".S'áv«.<- pio con corrector de coma basado en la idea original de F. E. Tdescope. Mayo 1985. pag. 456-459 Ross. debido a Paul Lind de Phoenix, Arizona. EE.U U .. • B.D.W allis& R.W Provin. "Instrumentation"./! M a Aunque presenta algunas analogias con cl realizado por el nual of Advanced Celestial Photography, pag. 17-24. autor dcl presente artículo, difierc en varios detalles, por • A.Di Baja. "Construcción dc un Espejo Diagonal cjemplo. la Icntc correctora no es de potência nula, lo que Ncwtoniano de Cirandes Dimensiones". Revista Astronômi exige sea acromática. Lo inlercsantc dcl caso. cs que se encaró c a . No 230. pag 16. cl proyccto precisamente porque no sc habia visto nada sobre • A.Di Baja y J.l..Fcrro."Considcracioncs Respccto dc el tema cn muchos aflos. pero aparentemente eso mismo la Construcción de un Telescopio Tipo Cassegrain. Parte II” . pensô Mr. Lind. BIBLIOGRAFIA COMENTADA UNVEILINC THE UNIVKRSE - AN INTRODUCTION TO ASTRONOMY por J.E. VAN ZYL. 324 págs. 383 figuras, 45 en color. Springcr - Vcrlag. impreso cn Espafla. I .scritoen una formascncillay amena. introduceal lectordesdecl comicnzocnel reconocimiento dcl cielo. describiendo sus principales constelaciones en mapas facilmente intcrprctables que pcrmitcn. sin dificultados, conoccr los nombres de los distintos asterismos > principales estrellas. IJna vez plunteado esto hace una interesante resertu histórica, dedica un capitulo a las leyes fundamenlalcs de la astronomia, continua describiendo los distintos tipos de tclescopios y seguidamente se dedica a la descripción sistemática dc los planetas, asteroides. cometas y demas integrantes dei sistema solar, con imágenes y documcntación actualizadas. obtenidas por las distintas sondas enviadas por cl hombre y por las misiones Apoio. Dedica un capitulo al Sol y a partir dcéstc, sigue con las estrellas; un capítulo intenso en cuanto al necesario tratamiento dei tema desde el punto de vista astrofísico > como sistemas. IXdica todo un capitulo a estrellas variables. cosa poco comente en libros introductorios y digno de ser tenido en cuenla como texto de consulta para quienes comienzan con este tema. Describc nuestra Galaxia > su contcnido. concluyendo con los distintos tipos dc galaxias que pueblan el universo, desde las Nubes dc Magallanes hasta euasares con un desplazamiento al rojo de 3.61 Culmina con la descripción y discusión de las teorias cosmolôgicas. Lste seria un resumen dc los tópicos que componen la obra. l.a prcscntación dc la misma cs impccablc y su calificación se encuentra cn el prefacio dc Dcvelando el Universo, que es un elogioso comentário dei leg end ário Patric Moore. Esperamos que pronto sea traducida al castellano. Carlos N. Custihciras REVISTA ASTRONÔMICA 255 - ABRIL 1997 • 31