Agrupación Astronómica Jerezana Magallanes

Si sientes curiosidad por la observación del cielo, esta es tu oportunidad para iniciarte en esta antigua y apasionante afición científica.

Fechas: 21 de enero, 28 de enero y 4 de febrero de 2011.

Sesiones teóricas, de 19 a 21 horas, en la Asociación de Vecinos Los Zodiacos, Bda. La Milagrosa, c/ Cáncer, 1 – Jerez (Cádiz)

Observaciones astronómicas prácticas: de 22 a 24 horas, en nuestro lugar habitual de observación.

Precio: 15,00 € (formación gratuita para los miembros de la Agrupación).

Todo el material técnico, así como el desplazamiento al lugar de las observaciones, si no dispones de vehículo, los aportará la Agrupación Astronómica Jerezana Magallanes.

Más información y programa en el díptico del curso.

Paralaje

La paralaje es la diferencia entre las posiciones aparentes de un astro respecto del fondo de estrellas según el punto desde donde sea observado.

Como ejemplo, si observamos la Luna simultáneamente en dos lugares distantes de la Tierra vemos que su posición con respecto al fondo de estrellas varía. Si medimos esa variación y sabemos la distancia en línea recta entre los observatorios podemos calcular mediante trigonometría la distancia a la Luna. Cuanto mayor sea la distancia entre los observatorios mayor será la precisión de la medida.

Haciendo mediciones utilizando el diámetro de la órbita de la Tierra se puede utilizar este método para medir las distancias a estrellas hasta varios centenares de años-luz.

Para estrellas más lejanas, los ángulos de paralaje se van haciendo cada vez más pequeños e imperceptibles. Para objetos muy lejanos los astrónomos abandonan por lo tanto el método de la paralaje y recurren al de las Cefeidas o del Desplazamiento hacia el rojo.

Cefeidas

Sabemos que el brillo de una estrella varía con el cuadrado de la distancia. Así, si la Tierra estuviera el doble de alejada del Sol que ahora recibiría cuatro veces menos luz.

Sí todas las estrellas fueran iguales y tuvieran la misma luminosidad o magnitud absoluta, su distancia podría calcularse a partir de su brillo aparente o magnitud aparente vista desde la Tierra.

El problema es que hay estrellas con tamaños y brillos muy diferentes.

Por otra parte hay estrellas cuyo brillo varía periódicamente y de una forma bastante estable.

A comienzos del siglo XX, Henrietta Leavitt descubrió que existe una relación entre el periodo de variación del brillo de las estrellas variables conocidas como Cefeidas, y su magnitud absoluta. Midiendo su magnitud aparente, no resulta demasiado difícil saber a qué distancia se encuentra dicha estrella.

Si se localizan Cefeidas en una galaxia, midiendo su periodo de variación de brillo y su magnitud aparente podemos calcular la distancia a la galaxia.

Desplazamiento hacia el rojo

El astrónomo Edwin Powell Hubble relacionó, en 1929, el desplazamiento hacia el rojo observado en los espectros de las galaxias con la expansión del Universo. Sugirió que este desplazamiento hacia el rojo es provocado por el efecto Doppler y, como consecuencia, indica la velocidad de alejamiento de las galaxias.

Hubble también observó que esa velocidad era mayor cuanto más lejos se encontraban. Este descubrimiento le llevó a enunciar su famosa “ley de Hubble», la cual establece que la velocidad de una galaxia es proporcional a su distancia.

Una de las primeras cosas que nos sorprenden cuando nos iniciamos en esto de la Astronomía es lo grandes que son las distancias en el Universo. Las unidades que usamos para medir las distancias aquí en la Tierra se nos quedan pequeñas enseguida.
Por ejemplo, si la Tierra tuviera el tamaño de un balón de fútbol y todo el universo estuviera a esa escala, la Luna sería como una pelota de tenis y estaría a 7,11 metros de la Tierra. El Sol sería una bola de 26 metros de diámetro y estaría a 2,77 kilómetros de la Tierra. Próxima Centauri, la estrella más cercana al Sol estaría a 740 kilómetros.
El Universo es tan grande que necesitamos unidades de medida mucho mayores que las que usamos normalmente.

Las unidades de medida de distancia más usadas en Astronomía son:

Unidad Astronómica (au)

Equivale a la distancia media Sol-Tierra y mide 149.597.870 km
Se usa para distancias dentro de los sistemas planetarios.
Por definición, la Tierra está a 1 au del Sol.
Y las distancias medias del Sol a otros planetas son:

Año-luz (ly).

Es la distancia que recorre la luz en un año y equivale a 9,46 billones de km y a 63.241 au
Se usa para distancias estelares y galácticas.
La estrella más cercana al Sol, Próxima Centauri está a 4,22 años luz
Nuestra galaxia, La Via Láctea, mide alrededor de 100.000 años-luz de diámetro
La gran galaxia de Andrómeda está a 2,5 millones de años-luz de nosotros
Las galaxias más lejanas detectadas están unos 13.000 millones de a.l.
También se pueden usar, para distancias planetarias, el minuto-luz, la hora-luz, etc.
El Sol está a 8 minutos-luz y 17 segundos-luz

Parsec (pc).

Es la distancia a la que un objeto presenta un desplazamiento angular de un segundo de arco respecto a la distancia Sol-Tierra (1 au = 150 millones de kilómetros). Un parsec equivale a 3’26 años-luz.
Nuestra galaxia tiene unos 31.000 parsecs de diámetro.

En el próximo programa de Un Punto Azul hablaré de cómo se miden las distancias astronómicas.

Para detectar la presencia de exoplanetas alrededor de una estrella se usan diferentes métodos. Los principales son:

Detección visual directa

Sólo se han podido detectar grandes planetas con altas temperaturas superficiales y bastante alejados de su estrella.

Velocidad radial

Se detecta mediante la medición del desplazamiento radial que produce el planeta en su estrella. Esto se consigue midiendo la variación de alejamiento o acercamiento de la estrella gracias al efecto Doppler. Mediante espectrógrafos se detectan leves cambios de las líneas espectrales de luz procedente de la estrella y se ven que esos cambios son periódicos. Este método es el que ha dado mejor resultado en la búsqueda de exoplanetas y detecta mejor grandes planetas con órbitas cercanas a la estrella.

Tránsito

Consiste en detectar el cambio en la luminosidad de la estrella al producirse el paso del planeta delante de ella (tránsito). La variación es muy pequeña pero puede ser medida.

El hecho de que la mayoría de los exoplanetas detectados hasta ahora sean de masas elevadas  se debe básicamente a los métodos usados para su detección. La mejora constante en la resolución de los instrumentos usados en la búsqueda hace que cada vez se detecten más planetas rocosos del tipo de la Tierra.

Este artículo no está dedicado a la Tierra Media ni a sus historias. Me refiero a otro Señor de los Anillos, el que reside en el firmamento. Es el último planeta conocido por el mundo antiguo. Bautizado por los romanos como Saturno, el Cronos de la mitología griega. Devorador de hijos según la leyenda, para asegurarse su supremacía. Pero uno de sus hijos sobrevivió y se convirtió en Dios supremo, Zeus o Júpiter, según quién lo narrara. En el cielo y a simple vista también compiten en luminosidad, aunque sale ganando el Dios de los Dioses, Júpiter. En los primeros años de telescopio, cada uno guardaría una sorpresa. Galileo fue quien primero los estudió. Júpiter nos tenía reservada la constatación de una revolución, la revolución copernicana. Gracias a las observaciones de las lunas de Júpiter, Galileo observó por primera vez otro centro de giro que no era la Tierra, hecho que le convenció de la veracidad de las hipótesis de Copérnico.

Cuando apuntó a Saturno vio un mundo extraño, que calificó como un planeta “con orejas”. La presencia del anillo que rodea el disco de Saturno, visto con su telescopio rudimentario, lo confundió con un disco alargado o con un sistema triple, con un cuerpo mayor flanqueado por dos cuerpos menores. Una vez descubierto la verdadera naturaleza del anillo, muchos astrónomos y aficionados desde esos momentos hasta nuestros días, ya tenían escogido su objeto favorito del Sistema Solar o incluso de todo el Universo, Saturno.

La primera interpretación de la naturaleza del anillo la realizó Christian Huygens, que postuló que era un disco de materia delgado y plano rodeando a la esfera planetaria. Además apreció que Saturno nos mostraba el anillo con diferente inclinación, de manara periódica, en ciclos de 11 años. En un primer momento se pensó que era un disco uniforme hasta que Giovanni Cassini observo un hueco, el mayor de los que tiene, en 1675. El siguiente paso importante sobre la naturaleza de los anillos de Saturno lo dio Pierre-Simon Laplace. Postuló que los anillos no eran “compactos” ya que teniendo en cuenta la fuerza de la gravedad y la fuerza centrífuga de las partículas de los anillos, las velocidades que llevarían no podria ser única, sino que dependería de la distancia al planeta. Por lo tanto, los anillos deben de estar compuestos de “secciones”, cada una girando a velocidad distinta, disminuyendo conforme la distancia radial aumenta. La confirmación de este hecho se realizaría de forma teórica James Clerk Maxwell y de forma experimental por efecto Doppler realizada por James E. Keeler y William W. Campbell.

Tras el paso de las Voyager y de la Cassinni se terminó la determinación de su estructura. Se han observado 8 regiones. De la más interna a la más externa serían la D, C, B, A, F, H, G y E. Cada una de las zonas comparte ciertas propiedades, que pueden diferir de unas a otras zonas. Los huecos también tienen distinta anchura. Veamos una tabla resumen ordenada por distancia a Saturno.

Al anillo C, la división de Cassini y el anillo A se le han podido estudiar su estructura

Anillo C

• Hueco de Colombo
• Aro de Titán
• Hueco de Maxwell
• Aro de Maxwell
• Hueco de Bond
• Aro 1470RS
• Aro 1475RS
• Hueco de Dewes

División de Cassini

• Hueco de Huygens
• Aro de Huygens
• Hueco de Hershel
• Hueco de Russell
• Hueco de Jeffreys
• Hueco de Kuiper
• Hueco de Laplace
• Hueco de Bessel
• Hueco de Barnard

Anillo A

• Hueco de Encke
• Hueco de Keeler

El anillo D es el más interior, descubierto por la Sonda Voyager. Es muy tenue y mediciones hechas con la sonda Cassini han descubierto que es una sucesión de aros muy juntos. Lo más peculiar es que no están sobre un plano liso, sino ondulado, debido a las perturbaciones gravitatorias de Saturno.

El anillo C fue descubierto por Willian y George Bond en 1850. Tiene un grosor de 5 metros y como característica especial, una reflectividad vertical muy baja, lo que lo hace trasparente visto desde arriba.

El anillo B es el más grande, brillante y denso de los anillos. Tiene fluctuaciones de  espesor entre los 5 y 15 metros y también de reflectividad llegando a cantidades de luz reflejada del 99% de la luz incidente.

El anillo A está separado del B por la división de Cassini y es el más brillante de los anillos exteriores. Tiene cerca de su borde exterior otros dos huecos muy marcados, de Encke y de Keeler.

Los cuatro anillos exteriores, el F, G, H y E son muy estrechos y todos han sido descubiertos recientemente, el F por la Pioneer 11 y los demás por la conjunción de las Voyager, Cassini y los telescopios Hubble y Splitzer.

A esta estructura hay que sumar varios arcos de anillos externos e internos que completan esta obra de arte de la naturaleza.

¿De qué están compuestos los anillos? ¿Cómo y cuándo se creó esta estructura tan compleja? ¿Es eterna o pasajera? ¿Es estática o cambia con el tiempo? Intentaremos dar respuesta a algunos de estos interrogantes en la segunda parte del artículo

Un exoplaneta o planeta extrasolar es un planeta que orbita alrededor de una estrella distinta del Sol.

En 1584,  Giordano Bruno escribió “Sobre el infinito universo y los mundos”. En esta obra hablaba ya del Universo como un espacio infinito lleno de mundos como el nuestro.

En el siglo XVIII la misma posibilidad fue mencionada por Isaac Newton en el ensayo «Escolio General», que incluía en su Principia . Haciendo una comparación con los planetas del Sistema Solar, escribió “Y si las estrellas fijas son los centros de sistemas similares, todo ello se construirá de acuerdo con un diseño similar”.

Actualmente se llevan detectados alrededor de 500 planetas orbitando alrededor de estrellas relativamente cercanas, la mayoría en un radio de unos 300 años luz.

Los primeros exoplanetas se descubrieron a comienzos de la década de los 90.

Una gran parte de estos planetas son gigantes gaseosos de tamaño parecido o incluso mayor que Júpiter, con órbitas muy cercanas a su estrella y por tanto con períodos orbitales muy cortos.

En la actualidad existen numerosos proyectos de las agencias espaciales NASA y ESA desarrollando misiones capaces de detectar exoplanetas más pequeños y parecidos a la Tierra. Las dos misiones más importantes hasta el momento son la misión europea Corot y la misión norteamericana Kepler.

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Rotación

Esta solución al problema de generar el efecto de una gravedad artificial en el espacio fue ya sugerida por el pionero astronáutico ruso Tsiolkovski, a principios del siglo XX, y popularizada por Werner Von Braun, en la década de los cincuenta, divulgando la idea de una estación espacial en forma de rueda. La representación más espectacular de esta idea se encuentra la estación espacial en la película 2001. Odisea del Espacio de Stanley Kubrick, basada en la novela homónima de Arthur C. Clarke.

En el proyecto de viaje a Marte preconizado por la Mars Society de Robert Zubrin se utilizaría la última fase ya agotada del cohete como contrapeso de la nave de descenso a Marte unidas ambas mediante un largo cable. Todo el conjunto se haría rotar generando así una gravedad 0,3g., con lo que se prepararía a la tripulación para su estancia en Marte.

Una forma más sencilla sería la utilización de máquinas centrifugadoras de uso individual durante una o dos horas diarias que reducirían los efectos negativos de la ingravidez.

Aceleración constante

En un viaje espacial de larga duración, bastaría con mantener una aceleración constante durante la primera parte del trayecto y decelerar con el mismo valor en la segunda mitad. Esta solución tiene un coste energético bastante alto y no podría ser desarrollada con la tecnología actual de cohetes.

Sería necesaria una propulsión nuclear, iónica o de otro tipo aún por desarrollar.

El ritmo óptimo de aceleración para un vuelo tripulado hacia las estrellas sería de 1g (9,8 m/s²), ya que esto permitiría a la tripulación vivir bajo condiciones de gravedad terrestre normal, y además permitiría a la nave alcanzar una velocidad que haría factible el viaje interestelar. Con una aceleración de este tipo, se podría alcanzar cualquier estrella situada en un radio de 10 años luz en unos 10 años de tiempo a bordo de la nave aunque en la Tierra habrían transcurrido 24 años debido al efecto relativista de velocidades alcanzadas.