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¿Por que la Luna se ve roja durante un eclipse lunar?

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La característica fundamental de un eclipse total de luna, es su color rojizo. Las estrellas brillan, la Vía Láctea se puede ver perfectamente, durante este período.

Durante la totalidad, se ve rojiza.... Foto Carlos Rosatti.
Pero.... por que la Luna se ve iluminada? y para colmo de color rojo.....

Un eclipse es la interposición de un astro frente a otro. En este caso, la Luna en su movimiento orbital alrededor nuestro, pasa a través de la sombra que proyecta la Tierra al espacio.

Si esto es así, la Luna debería desparecer, porque no hay luz solar que la ilumine. ¿Porque se ve, y roja?

Si nuestro planeta no tuviera atmósfera, sucedería eso justamente. La Luna desaparecería completamente de la vision.

Pero tiene atmósfera.....

¿Como es exactamente?


Aquí es cuando la explicacion se pone un poco mas compleja, y ciertamente, de diez libros de astronomía que veas, o no lo explica en detalle, o es una explicacion parcial.

Fenómenos con la luz

La luz tiene varias características. En condiciones normales, viaja en linea recta. Se puede dispersar, si atraviesa gases (esto es lo que hace por ejemplo que el  cielo se vea azul), y puede "doblarse" (refraccion) cuando pasa de un medio transparente a otro de diferente densidad.

Al viajar en linea recta, no puede "doblarse" para llegar a iluminar a la Luna.

Por el efecto de refracción, la luz "se dobla". 
Pero como nuestro planeta tiene atmósfera, esta hace que "se doble" hacia adentro, por el efecto de la refracción.

Ademas esta la dispersión, que hace que la luz azul "se pierda" en su viaje y la luz mas rojiza no se vea afectada.

La luz blanca, arriba, no se dispersa porque viaja por el espacio. Debajo, la misma luz blanca al pasar a través de la atmósfera, dispersa la luz azul, y sigue sin afectarse la rojiza. Ilustración: Carlos Molina.
Los dos efectos juntos, son los que generan que la Luna se vea roja.

En resumen: 


1) Si la Tierra no tuviera atmósfera, la Luna no sería visible durante la totalidad.

2) Si la Tierra tuviera (tiene!!) atmósfera, y solo existiera la dispersión, el efecto no seria suficiente para lograr iluminar la Luna. Llega a la distancia de nuestro satélite solo luz rojiza, pero no se "dobla" como para lograr iluminarla. La Luna se vería negra igualmente.

3) Si al efecto 2) le agregamos la refracción, EFECTIVAMENTE se desvía la luz ya rojiza del Sol, e ilumina su superficie. La oscuridad del rojo, depende del polvillo suspendido en la atmósfera (por una erupción volcánica, por ejemplo).


Desde la Luna, nuestro planeta se ve como un anillo brillante, de color rojizo, que es la luz solar pasando a través de la atmósfera terrestre.



El Sistema de Alfa Centauri

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Exclusivo para Infobservador

Es interesante el estudio de un sistema múltiple de estrellas desde dos puntos de vista; tal como se ve desde la Tierra, y desde allí.

No se puede hacer esta predicción para muchas estrellas, ya que sus características físicas no son conocidas con gran precisión, pero el caso de Alfa Centauri es una excepción; es tan cercana que tenemos muchísima información.

Imagen de la doble Alfa Cen. a través de un telescopio de 25 cm. de diámetro. La tomé hace mas de 20 años. Hoy, al moverse en su órbita, ambas estrellas se ven mucho mas cercanas.
La estrella fue observada por primera vez como doble en la India por Padre Richaud de Pondichery en el año 1689. Tiene varios nombres, como Rigel Kentaurus, Rigil Kent o Toliman.


Si quieres saber como encontrarla en el cielo,  ve al enlace.

Fue una de las primeras estrellas que se midió su distancia, (lo hizo Henderson desde el Cabo de Buena Esperanza -África , en 1839, apenas dos meses después de la primera paralaje de otra estrella cercana: (61 Cigni). Igualmente ya se sabia que era cercana por su gran movimiento propio (1) en el cielo. Toliman recorre el tamaño aparente en el cielo de Júpiter en diez años.

Si te interesa ver el movimiento de Alfa Cen desde el año -67 mil hasta el 620 mil, ve al enlace.

Aquí tengo que agregar una ampliación enviada por el Prof. Hebert Piston Rodriguez, de Uruguay:
Deseo ampliar un poco lo referido a tu publicación. El escoces Thomas Henderson, fue verdaderamente el primero en descubrir una paralaje estelar, en este caso con Rigil Kent. El inconveniente fue que lo realizo desde la Ciudad del Cabo y no decidió divulgar su descubrimiento hasta volver a Londres. 
Ademas, se dice que era muy minucioso y que reviso varias veces sus resultados, que -por otra parte- hoy sabemos encerraban un error. Bessel con el descubrimiento de la paralaje de 61 Cygni, se le adelanto en la comunicación. Siempre en Astronomía el que se lleva los laureles es el que primero comunica. Se cuenta que Henderson, si bien llego a ser posteriormente Astrónomo Real de Escocia, no hizo grandes aportes. Quizás fue por no tener el reconocimiento del descubrimiento de la paralaje....

Órbita real de Alfa Cen, vista desde la Tierra. Su periodo es de 80 años.

Próxima


En 1915, R. T. Innes descubrió una estrella débil, de mag 11, que tenia un movimiento propio muy parecido al de Rigil Kent, y cuando pudo determinarse su paralaje, se observó que estaba casi a la misma distancia de Alfa, aunque un poco mas cercana al Sol, por lo que se la denomino Próxima Centauri, y Alfa Cen pasó a ser una estrella triple.


Comparación de tamaños entre el Sol, Próxima y Júpiter.

La física de Toliman


Por simplicidad, las estrellas se denominan 'A', 'B' y 'C'.

'A' es una estrella similar al Sol, apenas de 1,23 diámetros solares, y características físicas muy parecidas a las de nuestra estrella. Puedes ver los datos más modernos hasta ahora recogidos de 'A' en la tabla física al final.

Características de "A"


En el año 2001 se descubrió que 'A' pulsa ritmicamente, de manera similar al Sol, cada 7 minutos (nuestra estrella lo hace cada 5 minutos). Fue una proeza de la tecnología lograrlo, ya que se midieron velocidades del orden de 35 centímetros por segundo, y un cambio en el tamaño de 'A' de solo 40 metros!!!!. (tiene 875.000 km de radio). Estas técnicas permiten medir y conocer el interior de las estrellas, como los sismos terrestres permiten medir el interior de nuestro planeta. Se llama asterosismologia.

Modelo por computadora de los sismos internos de una estrella tipo solar. ESO.

Animación de uno de los posibles "movimientos sísmicos" de una estrella. Están muy exagerados para que sean fácilmente visibles.
Al encontrarse en un estadio mas evolucionado que nuestra estrella, su temperatura es levemente superior. Es realmente una casualidad que sean tan parecidas, y que estén tan cerca en este momento.

Características de "B"


'B' es algo mas débil y fría que nuestro Sol. (ver tabla física correspondiente al final).
Según la cantidad de metales que tienen las tres, se ha determinado que son algo mas viejas que el Sol, aunque no hay una medición precisa de sus edades. Según el modelo físico usado, la edad de las estrellas varia bastante. Normalmente se el asigna entre 6 mil a 8 mil millones de años, pero trabajos recientes la señalan como de 4.800 millones, muy similar a la edad de Nuestro Sol.

los tamaños y colores son los reales.

Características de "C"



'C' es una variable UV Ceti. No es fácil verla en su máximo de brillo, ya que solo se encuentra en explosión el 8% del tiempo. Puede subir hasta 1 magnitud en pocos minutos.
Sus explosiones tienen que ver con Flares, que son destellos de origen no del todo conocido, pero que se asocia a manchas calientes en la superficie de la estrella, debida a campos magnéticos, que rápidamente se enfrían y hacen que la estrella vuelva a su brillo normal en poco tiempo. (2).

Ciertamente, las tres estrellas son las mejor conocidas después del Sol (obviamente mas 'A' y 'B').

La historia de 'C' es particularmente interesante, ya que por su enorme movimiento propio, ha sido mal identificada varias veces como estrellas diferentes.

Movimiento de Próxima desde 1985 a 2010. Fotos de Steve Quirk.
En 1949 se la identificó como la estrella variable V645 luego se la volvió a medir como otra estrella en 1976 y 1987!!. Parece increíble que un catalogo moderno tenga estos errores....

Los movimientos


'A' y 'B' tienen un período de 80 años, con una órbita bastante excéntrica.
No hay un calculo preciso de la órbita de 'C', pero las estimaciones van desde 400 mil años, hasta varios millones de años. Es difícil calcular una órbita de tan largo período, aunque este muy cerca.

Un diagrama de la órbita real de "A" y "B".

A pesar de que la distancia entre 'AB' y 'C' es de 'solo' 10.100 UA (unas 250 veces la distancia del Sol a Plutón), Próxima se ve desde 'AB' de mag. 5, apenas visible a simple vista.

En cambio desde 'C', sus compañeras se verían separadas por un promedio de 6 minutos de arco (la quinta parte del diámetro lunar), de magnitudes -7 y -5,7.  Como comparación Venus desde la Tierra alcanza la mag -4,3.

Las constelaciones desde este sistema son parecidas a las que se observan desde la Tierra, con dos grandes excepciones: Los Punteros que señalan a la Cruz del Sur, ya no serian visibles, porque estamos en Alfa Cen!. (Los Punteros son Alfa y Beta Cen).

El otro cambio importante, es que en la constelación de Cassiopea hay una estrella brillante de mag. 0,4. Nuestro Sol!.

El Sol visto desde Próxima - con clic amplia - Trazado con el Celestia.

Recientes trabajos indican que podría existir algún planeta cercano a "A", "B", o "C", sin que sufriera perturbaciones de las otras estrellas.

Si hubiera un planeta, que llamaremos 'A1' a la distancia apropiada para la misma temperatura terrestre (a 1,25 UA de 'A', con un período de traslación de 1,34 años), tendrá la rara circunstancia de tener a una estrella casi igual al Sol, pero cada 40 años 'B' pasará de tener mag: -20.4 (en su perihelio) a mag: -17.6 (en su afelio). Esto equivale a 1500 y 100 lunas llenas respectivamente.

Aparte del cambio de brillo notable, pasaría de tener aproximadamente 160" a 50" (menos de la décima parte del tamaño aparente la Luna). Se vería tan pequeña, que aun con el brillo que tiene, seria molesto para los ojos humanos.

Todos estos cambios harían que 'A1' a veces tuviera noche cerrada (no mas de un par de años), con un día muy brillante con 'A' y 'B' sobre el Horizonte. Otras veces 'A' estaría de día y 'B' iluminando la noche. En esas circunstancias el cielo nocturno pasaría del brillo equivalente a un atardecer, a un molesto brillo. Ciertamente no sería un lugar privilegiado para la observación astronómica!!.

Alfa Centauri a punto de atravesar los anillos de Saturno. Fotografiado por la nave Cassini. 17/5/2008. Clic amplia.

El futuro


El sistema pasará a mínima distancia del Sol en unos 29 mil años, cuando llegará a la magnitud -0,6, en la constelación de Hydra, cerca del ángulo noroeste de Centauro, a poco más de 3 años-luz. Será la primera vez en la historia humana que una estrella tendrá un valor mayor a un segundo de arco en su paralaje, sin contar al Sol. Para ver esto mas en detalle, fíjate aqui.

Dentro muchos miles de millones de años, (y seguramente ya muy lejos del Sol, ya que darían varias vueltas alrededor de la Galaxia), 'A' se transformará en una gigante roja, y finalmente será una enana blanca. 'B' sufrirá el mismo camino, pero muy posteriormente porque es una estrella mas pequeña. Si Próxima aun pertenece al sistema, al ser tan poco masiva vivirá muchísimos años mas, después de sus compañeras se hayan extinguido.

Como curiosidad, si Toliman ha tenido una nube de Oort (nube de cometas similar a la que posee el Sol), el continuo paso de 'C' profundamente en su interior habría perturbado mucho a los protocomentas, haciéndolos perder en el espacio interestelar, o cayendo sobre las estrellas 'A' y 'B'.

Puede entonces predecirse que hace muchos millones de años, el sistema de Rigil Kent habria tenido una gigantesca lluvia de cometas, de los que actualmente no tendría prácticamente ninguno.

(1) Movimiento propio: Es el movimiento angular que tienen las estrellas en el cielo. Normalmente una estrella cercana muestra un movimiento grande.


(2) Ocasionalmente suceden en el Sol Flares, como emisiones de alta temperatura en la atmósfera Solar (Cromosfera). Estas aparecen como áreas brillantes en el Sol. Están asociadas usualmente con las manchas solares, y pueden causar disturbios magnéticos y de radio en la Tierra. Los Flares de 'C' son de la misma magnitud de los mas brillantes del Sol, pero al ser tan brillante, quedan muy diluidos. En Próxima un solo Flare contribuye en un porcentaje importante de la energía total emitida por la estrella.

DATOS FÍSICOS DE LAS ESTRELLAS




¿Como se sabe la forma de nuestra galaxia?

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Pareciera que es una pregunta tonta.... se sabe porque se ve.... o no?

La Vía Láctea tal como se ve desde la Tierra. Es imposible saber su forma real con una sola imagen.
La realidad es que no. Es sumamente difícil saber su forma real. Solo se ve desde nuestro planeta una faja luminosa que recorre el cielo completamente.... pero eso no aclara demasiado.

Para entender por que es difícil saberlo, me gusta la siguiente comparación:

Debes pensar que te encuentras en una habitación de una casa, de la que no puedes salir, y estas viendo por la ventana otras casas. Las otras, al verlas completas, es muy fácil saber su forma. En cambio en tu casa, solo ves la forma de la habitación.


Es casi imposible saber la forma de la casa completa sin moverte.

Y para empeorar las cosas, en el caso de nuestra "casa espacial", la Vía Láctea, hay nubes oscuras en el espacio interestelar, que hacen que no sea fácil ver muy lejos.

En cambio la forma de las otras galaxias, con un solo golpe de vista, puede saberse sin dificultad.

Tal vez te sirva leer antes sobre las formas de las galaxias.

Los primeros pasos


En 1781, el popularmente desconocido William Herschel, además de descubrir el planeta Urano, realizo los primeros mapas estadísticos del cielo.

El "simplemente" hizo recuentos de estrellas en todo el cielo que le era accesible, aun desconociendo sus distancias. Consideró que las estrellas mas o menos tendrían el mismo brillo real, y por lo tanto, donde hubiera estrellas mas débiles, estaría mirando estrellas mas lejanas.

El primer mapa de Herschel.
Obviamente, cuando observaba cerca de la Vía Láctea, había mas estrellas, por lo que pudo construir un mapa con la forma que él consideraba que tenia el sistema estelar al que pertenecemos.

En ese momento, se dio cuenta que estábamos en un sistema achatado, con el Sol cercano al centro (pero no en el centro!).

Aun en 1922, Kapteyn, usando el mismo método, pero con una técnica mucha mas sofisticada, llego al mismo modelo.

En este modelo mejorado, la cruz roja es la posición del centro de la elipse, y el pequeño circulo amarillo la posición del Sol. Nota que 15 kpc son aproximadamente 50 mil años-luz. Es menos de la mitad de su tamaño real. No es que Kapteyn no supiera hacer su trabajo, sino que no tuvo en cuenta las nubes oscurecedoras entre las estrellas. Nadie sabia aun de su efecto.
Posteriormente, al tener en cuenta que la Vía Láctea tenia polvo oscurecedor, que no permitía ver muy lejos, las cosas cambiaron bastante.....

Shapley y los cúmulos globulares


El primer indicio de que estamos lejos del centro, vino a principios de 1900, cuando Shapley, hizo los primeros mapas de las posiciones de los cúmulos globulares.

En 1908 Henrrieta Leavitt había determinado que con  la variación de brillo de estrellas variables como las RR lyrae, se podía deducir su distancia, y como la gran mayoría de las RR Lyr estaban contenidas en los globulares..... fue posible medir sus distancias.

Distribución de los cúmulos globulares (círculos blancos) de "costado". El punto amarillo es el Sol. Las "X" roja, el centro de la galaxia.
Shapley aprovechó esta nueva información, para trazar el primer mapa, dibujando tridimensionalmente las posiciones de los globulares, y noto que estaban distribuidos de una manera mas o menos esférica, pero no alrededor del Sol, sino alrededor de un punto situado hacia la constelación de Sagitario.

Allí si quedo en claro que estábamos lejos del centro.

¿Porque Kapteyn casi en la misma época no pudo reconocer la realidad?


Es sencillo. El método por él utilizado, miraba en el plano de nuestra galaxia, donde existe gas y polvo interestelar, que absorben la luz de las estrellas. Solo alcanzaba a ver las cosas mas cercanas.
En cambio el método de Shapley, uso los cúmulos globulares, cuya característica es estar lejos del plano de la Vía Láctea. Allí el polvo no afecta. De hecho es fácil ver cúmulos "del otro lado" del centro.

Brazos espirales


Cuando pudieron medirse después de 1950 las distancias con cierta precisión de varios astros, como cúmulos abiertos y nebulosas, fue posible empezar a delinear los brazos espirales cercanos, ya que los abiertos y nebulosas permanecen en los brazos.

Los cúmulos abiertos (círculos). Hacia abajo, es la dirección del centro de la galaxia. Fíjate como se comienzan a dibujar los brazos espirales.  1 Kpc = 3300 años-luz.
La principal dificultad para ver mas en detalle la forma de la Vía Láctea completa, es el polvo interestelar.

Sacando el polvo del camino


Para medirla completa, fue necesario que la tecnología llegara a desarrollarlos radiotelescopios.

¿Motivo? Las ondas de radio traspasan el polvo interestelar como si allí no estuviera. Cuando mas larga es la longitud de onda de la luz usada, mas fácilmente traspasa zonas de nuestra galaxia.

Se descubrió que la luz infrarroja podría traspasar bastante las nubes, pero no hasta el punto de poder llegar a ver el centro.

Ya se había detectado que en otras galaxias, que había hidrógeno neutro en los brazos espirales. El hidrógeno neutro o HI, emite una radiación característica de 21cm de longitud de onda.

Cuando los radiotelescopios empezaron a ver el cielo en esa luz, observaron el HI de toda la galaxia, en una mescolanza de nubes de HI superpuestas.

Primer mapa en 21 cm. de toda la galaxia. En punto azul es el centro de la galaxia, arriba, la flecha amarilla marca la posición del Sol.
El radiotelescopio tiene la capacidad de medir velocidades de alejamiento o acercamiento por efecto Doppler. Como cada nube de HI en su brazo espiral se movía a diferentes velocidades, fue posible separarlas, y con los modelos de rotación de la galaxia, dibujar en la década del 60, el primer mapa completo de la Vía Láctea.

Esta es la manera en que un radiotelescopio puede separar nebulosas frías por efecto Doppler. Las ondas de radio traspasan toda la galaxia, así que cuando el radiotelescopio mira una zona del cielo, esta viendo la superposición de nubes cercanas y lejanas. El el ejemplo 1, una nebulosa "b" produce una señal. En el caso 2, pasa lo mismo con la nube "a". Ambas nubes no se alejan ni se acercan a nosotros, por lo que no muestran efecto Doppler. En el caso 3, mas real, las nebulosas están una tras otra, y como tienen las mismas velocidades, no se pueden separar. Pero en 4, la nube "a" se acerca y ka "b" se acerca. Cuando se la ve con el radiotelescopio, dibujan las dos nebulosas por separado, y es posible analizarlas. Con modelos de rotación de la galaxia, se dibujó el mapa anterior. Y también se ve porque del otro lado del centro en el mapa anterior, no se puede dibujar nada. Todas las nubes van "de costado" y no pueden separarse.
Es complejo el armado de los mapas, porque no es como un telescopio común que una foto arma ya una imagen. Recibe radiaciones del espacio con las cuales se reconstruye la imagen.

Mucho después, casi a finales del siglo XX, por medio de mediciones cada vez mas precisas de los movimientos de las estrellas individuales a distancias enormes, fue posible reconocer que nuestra "isla" tiene una estructura de barra en el núcleo.

Modelo moderno de la Vía Láctea, con los nombres de los brazos mas conocidos.
Así que ciertamente la pregunta inicial no es nada tonta. Llegar a la forma exacta de nuestra galaxia implicó para la humanidad tener conocimientos astrofísicos profundos del funcionamiento del cosmos.


Descubriendo el cielo del hemisferio Norte (Francia)

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Por Mariela David

La aventura comienza con el tren bala (TGV) desde París a Nantes, luego una parada intermedia en Sables D’Olonnes para cumplir con mi capricho de ir a la playa del otro lado del océano atlántico, terminando en Vendée, en Le Haut Bocage. 



Donde uno a uno fueron llegando los integrantes de Village Du Ciel con distintas comidas y bebidas, algunas típicas de la zona ya que sabían que era mi primera vez allí.

Del observatorio “Asociación Argentina Amigos de la Astronomía” me habían encargado llevar como regalo revistas antiguas (primeras ediciones décadas del 30’ y 40’) y modernas, también regalé uno de mis cuadros y almanaques astronómicos para todos.


Entregando los obsequios del sur.

Hojeando la Revista Astronómica. (AAAA)


Una de las primeras cosas que me impactó fue ver el telescopio que ellos mismos construyeron, un Dobson de 500 mm.

Cenamos, obviamente, todo delicioso y luego entramos a tomar algo. Cuando vuelvo a salir ya se había oscurecido el cielo y es en ese momento cuando  me encuentro con la constelación de Orión…pero ¡al revés! Los demás tal vez me miraban sorprendidos.  Es una sensación difícil de explicar, era como mirar el cielo espejado, realmente no sé cómo describirlo pero fue muy emocionante.

¿Por qué el asombro? Quienes no estén muy adentrados en la astronomía u observación del cielo nocturno tal vez no se hayan percatado de que lo que vemos depende de nuestra ubicación en la Tierra y también del momento, ya que los objetos en el cielo van cambiando de posición con el correr de los días. Por ejemplo, hay objetos que una persona que vive en Buenos Aires, Argentina puede ver, pero que una que se encuentre en Paris, Francia nunca verá a menos que se desplace hacia el sur. Esto último se debe a la inclinación del eje de rotación de la Tierra
Entonces, sólo una parte del cielo puede verse desde ambos hemisferios, pero un detalle, no vemos las constelaciones en la misma posición. Es por eso que podemos decir que a Orión en el hemisferio sur lo vemos de cabeza ya que proviene de la mitología griega, del hemisferio norte. Para entenderlo mejor se muestran dos fotos.
Simulación de la constelación de Orion desde el Norte y desde el Sur. (Stellarium)

Luego de asombrarme con Orión, me encuentro con una constelación de estrellas brillantes, como en forma de barrilete y me dije, ¡esta debe ser la famosa Osa Mayor! Enseguida pregunté quién tenía un  láser para que me muestre las constelaciones, y sí, era la Osa Mayor, a la izquierda la Osa Menor y allí cerquita estaba la tan famosa Polaris. En el hemisferio sur no tenemos una estrella visible que nos ayude a encontrar el polo celeste.
Continuamos la observación con binoculares y el gran telescopio. Vi la Luna como nunca ya que con el telescopio usaban un ocular binocular (doble).



Seguimos conversando, compartiendo experiencias, café de por medio y cosas ricas. Les agradezco mucho a estas personas que sin conocerme me recibieron, me llevaron a pasear, me alojaron: Samuel Guédon, Isabelle Liégeois, Jean Grenier, Mathieu Charrier et todos los demás que participaron esa noche. Al día siguiente me llevaron a uno de los parques temáticos más importantes del mundo, el Puy Du Fou.

A veces mirando fotos de Star Partys de otros países en las redes sociales me preguntaba cómo sería y siempre tuve la fantasía de asistir a una donde se hablara otro idioma.  Un viaje inolvidable, lleno de recuerdos, fotos y nuevos amigos.

Si quieres saber mas de esta agrupación puede ver su sitio web http://www.villageduciel.fr/





Découvrir le ciel de l’hémisphère Nord (France)

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Mariela David


Mon séjour commença avec le train français nommé "T.G.V." (Train à Grande Vitesse), qui relie Paris à Nantes, puis un arrêt intermédiaire aux Sables d'Olonne - commune sur le littoral du département de la Vendée, au sud de la Loire - pour aller à la plage, au bord de l'océan Atlantique, et s’y baigner. Mon périple s’est terminé dans le Haut Bocage Vendéen, lieu historique des guerres de Vendée, lieu très dynamique dans le monde des entreprises, mais aussi lieu où se trouve le célèbre "Grand Parc du Fou", parc d’attraction qui mêle spectacle et Histoire avec un grand "H".






Les membres du club d’astronomie "Village Du Ciel ", association située dans la commune de Réaumur, m’ont accueilli très chaleureusement. Un soir, les membres de "Village du Ciel" et moi-même, avons été dîner et observer chez Samuel GUÉDON, membre de l’association. Nous avons eu droit à certains plats typiques de la région, parce que mes hôtes savaient que c'était ma première venue en France. Tout était vraiment délicieux ! Après le dîné, la nuit commençait à tomber, alors fut venu le moment tant attendu de l’observation de la voûte céleste. Nous avons observé le ciel dans le jardin de Samuel. Le ciel s’était obscurci, et puis la splendide constellation d'Orion apparue... mais à l'envers, par rapport à ce que l’on voit en Argentine !!! C’était une vision pour le moins surprenante, mes repères d’ordre astronomique étaient totalement chamboulés, c’était comme regarder le ciel avec un miroir, je ne sais pas vraiment comment le décrire, mais c’était très excitant.
- L'observatoire amateur de Buenos Aires "Association Argentine Amis de l'Astronomie" m'avait chargé d’amener des revues argentines anciennes (première éditions des années 30 et 40) et contemporaines comme cadeaux. J’ai aussi offert aux membres de "Village du Ciel" l’un de mes tableaux de peinture, ainsi qu’un almanach astronomique en langue espagnole. L'une des premières choses qui me frappa, ce fut de voir le grand télescope qui a été construit par les membres de l’association d’astronomie vendéenne "Village du Ciel", un télescope Dobson de 500 mm (T500) très imposant. Pour regarder au zénith, il faut monter sur un escabeau !




Le ciel du nord, une découverte !
Pour ceux qui ne sont pas très expérimentés en astronomie, il est bon de rappeler que ce que nous voyons, dépend de notre position sur la Terre, plus précisément de notre position selon notre latitude terrestre (près des pôles ou de l’équateur). Les objets dans le ciel changent de position d’un jour à l’autre. Cela veut dire, que pour une personne résidant à Buenos Aires en Argentine elle peut voir certains objets célestes, mais celui qui réside à Paris en France ne pourra pas voir le ciel de l’hémisphère sud, à moins qu'elle ne s’y déplace !

Cependant, certaines parties du ciel peuvent être vues dans les deux hémisphères, mais on ne les voit pas dans la même position. Si l'on se réfère aux constellations, par exemple pour la grande constellation d’Orion, personnage qui découle de la mythologie grec, elle est visible dans l'hémisphère sud, mais nous voyons sa tête vers le bas !

Pour mieux comprendre regardez ces deux photos :






Revenons en France…
Pendant l’une de mes observations du ciel boréal je levai la tête et je trouvai une constellation avec de nombreuses étoiles brillantes, constellation en forme de cerf-volant ; et je me suis dit que ce devait être la célèbre constellation de la Grande Ourse! J’ai immédiatement demandé qui avait un laser pour me montrer la constellation, et oui c’était bien la Grande Ourse ! La Petite Ourse se trouvait juste à côté à gauche, où se trouve à l’extrémité de la "petite casserole", la fameuse étoile Polaire (Polaris). Dans le sud nous n’avons pas d’étoile bien visible comme la Polaire pour nous aider á trouver le pôle céleste.

Nous continuâmes l'observation avec des jumelles et le grand télescope. J'ai vu la Lune comme jamais je ne l’ai vu, car c’était avec le grand télescope T500 qui absorbe énormément de lumière tel un puits à photon. De plus, on utilisa une tête binoculaire (vue avec les deux yeux simultanément), la vue des cratères lunaires était magistrale. Durant cette soirée de découverte forte enrichissante, nous continuâmes à parler, à partager des expériences d’astronomes amateurs.






Je n'ai pas de mots pour dire toute ma gratitude que j’ai envers tous ceux qui m’ont reçu, alors même qu’ils ne me connaissaient pas. Gratitude à tous ceux qui m'ont hébergé et fait voyager en Vendée. Un grand remerciement à Samuel Guédon, Isabelle Liégeois, Jean Grenier, Mathieu Charrier et tous les autres membres de l’association "Village du Ciel" qui ont été présents, notamment lors de la grande soirée d’observation chez Samuel Guédon. Le lendemain, on a visité l’un des plus grands parcs d’attraction du monde, le grand parc du Puy du Fou, cette journée de spectacles fut elle aussi un moment inoubliable.

Parfois, en regardant sur les réseaux sociaux à travers des photos de voyages, de sorties et de "fiestas" dans d'autres pays, je me demandais comment ce serait en Europe, curieuse, j’ai toujours eu l’envie de découvrir des pays et de côtoyer des gens qui parlent une autre langue. Mon voyage en France fut inoubliable, avec plein de souvenirs, des photos et des nouveaux amis.

Encore une fois, merci aux membres du "Village du Ciel" pour avoir rendu tout cela possible.









¿Que se puede ver con distintos telescopios?

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Cuando estas buscando un telescopio por primera vez, a veces es difícil saber que se puede hacer con él....... ¿Podré ver los anillos de Saturno? ¿Alcanzaré una galaxia?

Saturno fotografiado con un refractor de 60 mm. Recuerda que en fotografía planetaria las fotos pueden procesarse y se logra una gran cantidad de detalles, como en esta imagen.
Estas dudas son comunes a los recién iniciados. Por suerte no es difícil saber qué puedes hacer.

A continuación, tendrás una descripción de lo que se puede alcanzar con los tamaños de los telescopios que habitualmente se usan.

También es posible que te sea útil saber cómo calcularlas potencialidades del telescopio (aumento, definición, etc).
La Luna con un reflector de 20 cm, f:5,9. Dibujo de Jeremy Perez.
Finalmente, puedes ver en este enlace los tipos de telescopios (refractores, reflectores, catadióptricos, monturas, etc).

También te será útil entrar en el siguiente enlace, que explica que son los segundos de arco.

Varias aclaraciones


Recuerda que cuanto mayor diámetro tiene el telescopio, más luminosas y definidas se ven las imágenes, tanto en planetas como en objetos de cielos profundo (cúmulos, nebulosas y galaxias).

Pero los telescopios vienen en distintas distancias focales, que hacen que no siempre alcancen el aumento necesario para ver planetas u objetos de pequeño tamaño aparente.

Siempre estoy considerando condiciones ideales de observación: cielos oscuros y estables. De hecho los objetos débiles como galaxias, aun con telescopios grandes se pierden en el brillo del cielo polucionado.

Las imagenes que agregue son grandes por claridad, pero normalmente los planetas no se ven así. Son más pequeños. Te preguntaras porque agregué mas bien dibujos que fotos. Es porque es mas parecido el dibujo a lo que veras a través del telescopio. Si quieres mas detalles, veal enlace.

ATENCIÓN!!

Cuando en el articulo hace referencia a objetos en el Sol (manchas solares, etc), recuerda que la observación sin los filtros especiales necesarios es sumamente peligrosa y puede producir ceguera irreversible. (si te interesa como observar nuestra estrella, ve al enlace).

Cuando se describe los objetos visibles en cada telescopio, hace referencia a la correcta observación. Por ejemplo, la visión de Neptuno está en la lista de los telescopios de 20 cm de diámetro, porque recién ahí se ve claramente el disco del planeta. Sin embargo, es lo suficientemente brillante para verlo con binoculares, como una tenue estrella.

El Sol tomado con filtro, a través de un telescopio. Nota las pequeñas manchas oscuras (las manchas solares), y como el disco del Sol pierde brillo hacia los bordes de la imagen (oscurecimiento del borde). Cerca del borde, como si fuera a las 3 hs, se ven zonas más claras (las f áculas)
Las estrellas dobles que considera son de aproximadamente el mismo brillo, y no muy débiles.

Los refractores (con lentes) tienen algo más de definición, y principalmente en diámetros pequeños (6 cm) solo considero a este tipo de telescopios.

Siempre la lista engloba a los astros anteriores, o sea, en la lista de objetos de 10 cm de diámetro, incluye a los de la anterior, de 6 cm.


Comencemos:

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Refractor de 6 cm de diámetro.

Sistema Solar:

Sol: Manchas solares, oscurecimiento del borde, fáculas (manchas brillantes).

Venus: Las fases (usando el filtro lunar verdoso, para que no se vea tan brillante).

Luna: Cráteres lunares de más de 3,7 km.

Las fases de Venus. Mientras recorre su órbita alrededor del Sol, Venus va mostrando distintos aspectos, similares a las fases lunares. Las de Mercurio son mucho mas difíciles de ver, debido a que es mas pequeño y lejano.
Júpiter: Nubes principales, Las 4 lunas principales (Io, Europa, Ganimedes y Calixto)

Saturno: Los anillos, una luna de Saturno (Titán),

Algunos asteroides y cometas brillantes.

Estrellas dobles:

Separadas a mas de 1,7 segundos de arco, y estrellas débiles hasta la magnitud 11.

Cielo Profundo:

Cúmulos más brillantes, algunas nebulosas.

Marte a través de un reflector de 15 cm f: 120 cm. Dibujo realizado por Jeremy Perez.
_________________________________________________

Refractor/catadióptrico de 7,5 cm o reflector de 10 cm.

Sistema Solar:

Sol: Algunos detalles en las manchas solares

Mercurio: Las fases

Luna: Cráteres de 2,2 km.

Marte: Algunos detalles superficiales, los polos.

Júpiter: Algunos detalles en las nubes, la sombra de los satélites sobre su superficie

Saturno: La primera división de los anillos (División de Cassini) varias lunas.


Estrellas dobles:

Separadas a mas de 1,14 segundos de arco, y estrellas débiles hasta la magnitud 12.

Cielo Profundo:

Muchos cúmulos y nebulosas. Algunas galaxias brillantes.

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Reflector de 15 cm.

Sistema Solar:

Luna: Cráteres de 1,5 km.

Marte: Detalles superficiales

Jupiter: Detalles superficiales

Saturno: Detalles en las nubes

Muchos cometas y asteroides

s
Aspecto de la galaxia M33, con un reflector de 15 cm f: 120 cm. Dibujo Jeremy Perez.
Estrellas dobles:

Separadas a mas de 0,8 segundos de arco, y estrellas débiles hasta la magnitud 13.

Cielo Profundo:

Miles de cúmulos, nebulosas y galaxias. Se ven algunos detalles en las mas brillantes.

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Reflector de 20 cm.

Sistema Solar:

Luna: Detalles de 1,1 km.

Júpiter: Las lunas se ven como pequeños discos.

Saturno: Muchos detalles superficiales, varias divisiones en los anillos, 7 lunas.

Urano a través de un reflector de 15 cm. f:120 cm. Apenas se ve el disco verdoso del planeta. Dibujo Jeremy Perez
Urano y Neptuno: Se ven claramente como discos.

Estrellas dobles:

Separadas a mas de 0,6 segundos de arco, y estrellas débiles hasta la magnitud 13,5.

Cielo Profundo:

Sutiles detalles en nebulosas y algunas galaxias. Se llegan a ver brazos espirales en algunas.

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Reflector de 25 cm.

Sistema Solar:

Luna: Detalles superficiales de hasta 900 metros.

Muchísimos detalles en Marte, Júpiter y Saturno. Muchas divisiones en los anillos.

Urano: Es posible a veces ver algunos detalles (requiere experiencia). También pueden alcanzarse dos de sus lunas (Titania y Oberón).

Es posible ver a Plutón (muy al limite).

La nebulosa planetaria M57. Dibujo con un reflector de 15 cm f:120 cm. Con este diámetro ya se ve claramente que es mas oscura en el centro. Con un reflector de 10 cm, se ve como una mancha ovalada.
Estrellas dobles:

Separadas a mas de 0,5 segundos de arco, y estrellas débiles hasta la magnitud 14.

Cielo Profundo:

Miles de nebulosas, cúmulos y galaxias, con sutiles detalles en todos. Brazos espirales en muchas galaxias.

La famosa galaxia del Sombrero (M104) a través de un reflector de 20 cm y f: 120 cm. Dibujo Jeremy Perez. 

Predicción: Ocultaciones de Saturno por la Luna 2019

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Exclusivo para Infobservador

Las ocultaciones lunares son los pasos de nuestro satélite natural por sobre la imagen de otro astro mas lejano....



2019 es un año excepcional en ese sentido: hay 7 ocultaciones de Saturno por la Luna, de las cuales 4 son visibles desde América. No habrá otra visible hasta el 2024.


Es un evento fenomenal a través de telescopios, ya que se ve como el anillo va siendo rápidamente tapado por el borde del limbo lunar. Si es del lado oscuro es espectacular.  Las desapariciones son mas fáciles porque se ve el planeta. Las reapariciones son un poco mas difícil porque hay que conocer la Luna y un poco adivinar la zona por la que saldrá.

En todo caso, a simple vista también es un evento espectacular, siendo visible el planeta como una estrella brillante, que en unos segundos se hace mas débil hasta que desparece detrás de la Luna.

Los horario del texto son aproximados en TU, (en el enlace puedes ver como pasar de Tiempo Universal a tu hora local) para el centro de la Tierra. Cada ciudad tiene diferencias con ese horario medio. Las imagenes están simuladas para Buenos Aires, unos minutos antes del comienzo. Si quieres saber exactamente como sera desde tu ciudad, puedes instalar el Stellatiumen tu computadora y simularlo.

Hay una predicción detallada de la que considero la mejor del año.

25/4/2019 a las 14 hs TU

Esta ocultación es visible en pleno día, y un interesante experimento de si algo de magnitud 0.2 es fácilmente visible si se sabe donde esta. El disco del planeta tarda en ocultarse 50 segundos. Por supuesto los anillos tardan mas, y depende del lugar desde donde se ve. La luna casi llena (63% decreciente). Desaparece por el lado iluminado.





19/6/2019 a las 3 hs TU


Hacia al este, a buena altura sobre el horizonte. La Luna estará iluminada al 97% decreciente. El disco del planeta sera ocultado en unos 70 segundos. Desaparece por el lado iluminado. Tiene magnitud 0,2. Posiblemente será la mejor ocultación del año. CUIDADO! Es la noche del 18 a la madrugada del 19.




Predicción detallada

El siguiente mapa es la predicción para toda América, y en el enlace los datos numercos que se condicen con los códigos de la imagen. Son 20 ciudades en total.



16/7/2019 a las 7 hs TU

Saturno tiene magnitud 0,0, y se produce durante la Luna Llena. El disco del planeta tarda en ocultarse unos 70 segundos. La Luna va a estar mas bien baja hacia el horizonte oeste. De la noche del 15 a la madrugada del 16.





05/10/2019 a las 20 hs TU


Se produce al atardecer, con el Sol bajo pero sobre el horizonte hacia el oeste. La luna creciente al 52%. Será difícil ver al planeta, de mag. 0,5. Tardará 40 segundos en ocultarse el disco planetario, hacia el este a media altura sobre el horizonte. Desaparecerá por el lado oscuro.





¿Cuando fotografiaron el Halley por ultima vez?

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El cometa Halley,  está ligado inseparablemente a la historia de la humanidad. Es uno de los objetos mas famosos del cielo.

Fotografía del cometa Halley tomada desde el ESO, con el VLT, en Paranal, entre el 6 y 8 de marzo de 2003. 81 tomas individuales totalizaron casi 9 horas de exposición, con tres de los cuatro telescopios de 8,2 metros. En campo mide 300x180 segundos de arco. Norte arriba, este a la derecha. 
Cualquiera ha oído hablar de el.

Antes de comenzar, tal vez quieras saber algo mas sobrelos cometas, y lahistoria del cometa Halley.

En su último paso en 1986, marcó un hito sobre nuestro conocimiento sobre los cometas, y el Halley en particular. Fue la primera vez que teníamos la capacidad de vuelo espacial, y varias naves llegaron a investigar en detalle sus características.

Foto real del Halley (a la derecha) y un diagrama explicativo de lo que se vió)
Pero.... ¿que pasó después? Ahhh si.... regresa a las cercanías del Sol en 2061..... pero entre 1986 y hoy pasaron algunas cosas, que muchas personas desconocen.

La explosión


En 1991, tuvo una gran explosión. Estando entre la órbita de Saturno y Urano, supuestamente debería tener magnitud 24,3 y llegó hasta la 18,9, cien veces mas brillante. Se le formó una nube de gas a su alrededor de 300 mil kilómetros. Nadie sabe que pasó. Tal vez una colisión, o una descompresión de calor acumulado. También podría haberse fracturado.

Se puede ver la curva de luz del cometa, Nota a la derecha, marcada con una flecha amarilla, la explosión. Extradido del catalogo de curvas seculares de I. Ferrin.

Búsqueda en 2003


En 2003, como parte de un programa de detección de objetos débiles muy lejanos del Sistema Solar con Very Large Telescope, ESO, se lo buscó..... y se lo detectó!.

Es apenas un grupo de pixel, mostrando el núcleo completamente inactivo del cometa, a 4000 millones de kilómetros. Es la detección más lejana de un cometa que se haya hecho hasta ahora. No parece estar dañado por la explosión de 1991.

Como el cometa está en movimiento, se hace que lo siga el telescopio, y los otros objetos parecen movidos. Ese grupo perdido de pixel dentro del círculo rojo es el cometa Halley. El trazo negro de arriba, es un satélite artificial, cruzando casualmente el campo del telescopio. Es la primera imagen del articulo combinada de otra manera.
Se estima que en la imagen tiene magnitud 28,2. Con la actual capacidad de los telescopios, puede seguirselo en toda su órbita, aun en 2023, a mas de 5000 mil millones de km. (cuando tendrá magnitud aproximadamente 29).

Para que tengas una idea de lo que significa este registro de 2003, es como fotografiar un trozo de carbón de 5 cm desde 20 mil kilómetros....

El recorrido del Halley. Marcado con flechas, 1991 y 2003. Cada vez se aleja mas lentamente del Sol. 
Es sorprendente que esa mínima manchita de pixels perdida entre las imagenes de galaxias lejanas, haya influenciado gran parte de la historia de la humanidad.

¿El color de las estrellas es por el efecto Doppler?

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Una pregunta que surge cuando lees algo sobre el efecto Doppler, y mas exactamente que los astros que se alejan tienen un "corrimiento al rojo", en cambio los que se acercan tienen un "corrimiento al azul", es:

¿Significa que las estrellas rojas se alejan y las azules se acercan?

Nota en Orion, arriba a la izquierda la rojiza Betelgeuse, y abajo a la derecha la azul Rigel, en la mitad, las Tres Marias,,,,, ¿a que se debe su color?

Es tentador pensar de esa manera, pero incorrecto, y ahora veremos porque:

¿Porque las estrellas se ven de colores?


El motivo fundamental es por su temperatura. Una estrella relativamente fría como Betelgeuse se ve roja, ya que la parte mas importante de su emisión de luz esta en ese color.

Una estrella como el Sol, tiene su máximo de emisión en el amarillo. Otras mas calientes se ven azules o blancas.

Nota que las curvas negras representan la emisión en los distintos colores de estrellas de 4500 a 7500 K. El máximo de la curva de 6000 K el máximo es en el amarillo y de ese color se ve la estrella, La de 4500 K, el máximo se ve en el naranja, que corresponde al color de la estrella. La de 7500, esta en el azul y la estrella se ve azul.
En este punto tal vez te interese ver un articulo anterior "por que las estrellas parecen ser todas blancas".

Es probable que te sea útil también leer sobrelos espectros.

¿y el efecto Doppler?


No entraré en detalles de este efecto (hayun articulo anterior que lo hace), pero es real que la luz de un astro se ve mas roja (en el diagrama denominada "A") o mas azul  ("C") si se aleja o se acerca respectivamente. Solo se ve el color real cuando no se aleja ni se acerca ("B"), como cuando una estrella se mueve de costado con respecto al observador.

Un objeto que se aleja, su color se "corre" un poco hacia el rojo (A). Si tiene con respecto a nosotros velocidad cero (B), no cambian de color, y si se acercan (C) si color cambia hacia el azul.
Una estrella de color amarillo como el Sol, a baja velocidad (fila de arriba), no cambia de color. Si viaja a gran velocidad (fila de abajo), si se aleja (A) se ve roja, si se acerca (C), azul. Si viaja a gran velocidad "de costado", la estrella no se acera ni se aleja por lo que se ve con su color real. 

¿Y entonces?


Significa que los dos efectos le dan color a los astros, pero en distinto porcentaje.

El asunto es que para el cambio de color sea fácilmente visible por efecto Doppler, se requiere que la velocidad sea altísima, de varias decenas de miles de kilómetros por segundo  y eso es rarisimo que suceda en estrellas.

De hecho en nuestra galaxia no se conoce ningún objeto que viaje a esa velocidad, y si lo hubiera, no pertenecería a ella, porque solo la estaría cruzando. La Vía Láctea no tiene la fuerza de gravedad necesaria para retener a un objeto a esa velocidad.

Por ello concluimos que el color de las estrellas que vemos se deben fundamentalmente a sus temperaturas.

Por otra parte, si el efecto Doppler fuera tan notable, una estrella doblecambiaría de color al seguirla durante toda su órbita, ya que a veces una se alejaría y la otra se acercaría. Esto no se observa.

¿como se mide entonces la velocidad?


El efecto Doppler debe medirse con equipo especial (un espectrógrafo), para hacer las delicadas mediciones requeridas. O sea: el cambio de color existe pero es insignificante para nuestros ojos a bajas velocidades. Se miden los leves corrimientos de las rayas formadas por los elementos químicos que contiene el objeto analizado.

A la izquierda los espectros en distintos momentos de la estrella doble de la derecha, tal como se ve desde la Tierra. Nota como las lineas de los espectros cambian de lugar, hacia el rojo cuando se aleja, hacia el azul cuando se acerca,
Igualmente ha habido algunos objetos raros, invisibles a simple vista, que han causado un gran dolor de cabeza en el pasado por este motivo.

Cuando se descubrió el primer Quasar (3C 273), se veía como una estrella, pero al sacarle el espectro, tenia un "color" desconocido -exactamente mostraba lineas de elementos químicos desconocidos, imposibles de identificar.

Los Quasars se sabe hoy en día que son núcleos de galaxias que emiten enormes cantidades de energía, se alejan a muy alta velocidad, y por la expansión del Universo, se deduce que su distancia es enorme.

El perfil del espectro del Quasar 3C 273. Fíjate las flechas rojas representan el corrimiento al rojo de la luz del Quasar. Recién a estas velocidades de recesión, SI hay cambios notables de color a simple vista.
3C 273 se aleja a nada menos que 47 mil km/seg.

Es una velocidad tan alta que su enorme corrimiento al rojo hace que gran parte de su luz ultravioleta se haya corrido al visible. En otras palabras, no eran lineas desconocidas, sino que estaban tan corridas al rojo que inicialmente no se pudieron reconocer. Lo que los astrónomos identificaban habitualmente en el visible, por el efecto Doppler estaban casi en el infrarrojo.....

Ciertamente en objetos de nuestra galaxia no se ha observado nunca esa velocidad de movimiento (salvo casos extraños como el microquasar SS 433, pero por otros motivos. Pero esto es para otra historia!!)

¿Prueba terraplanista? El diámetro de la sombra en los eclipses

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Exclusivo para Infobservador

Me envió mi amigo Ezequiel Sabatella un video muy interesante supuestamente demostrando que el modelo heliocéntrico es incorrecto.


El argumento es atractivo y dice lo siguiente... si la sombra de la Luna durante un eclipse solar es de 110 km, y la Tierra es 4 veces mas grande que la Luna.... porque la sombra de la Tierra sobre la Luna en un eclipse lunar no es de solo 440 km?


Es correcto que la sombra lunar tiene 110 km (puede llegar a 270 km), pero el diámetro de la sombra de la Tierra a la distancia lunar esta por encima de los 9 mil kilómetros.... no 440 o 1000 usado el diámetro mayor....

Una sombra de 440 km.


Este argumento es interesantisimo, porque puede dirimir (junto con otros muchos) cual es el modelo correcto.

No me interesa el cometario "los terraplanistas son idiotas y no vale la pena". Quería una prueba que demostrara lo correcto o incorrecto del asunto.

Al principio me hizo dudar.... dije Guau!!! hay algo que no funciona... puse las ecuaciones y todo quedo claro..... no es una relación lineal.....

El calculo


Para poder saber la realidad... mejor establecer las ecuaciones trigonométricas para conocer el diámetro de la sombra del objeto que proyecta la sombra.

Hay maneras de llegar a estos resultados con ecuaciones mas correctas desde lo formal, pero esta son mas claras.

Primero es necesario calcular el largo de la sombra para cada astro.

Para la Luna.


y para la Tierra.



El angulo que se usa para el calculo es el diámetro aparente del Sol, o sea 30 minutos de arco (0,5º - radio 0,25º)


Y luego el calculo del radio de la sombra:


Reemplazando los valores por los conocidos:


En otras palabras,  El diámetro de la sombra lunar es de 110 km y el de la Tierra a la misma distancia es de mas de 9000 km... el modelo heliocéntrico funciona..... salvo que dudemos también de la geometría.

Lo malo


Que los terralanistas no aceptan  argumentos complejos, y lamentablemente no encontre una manera simple de explicarlo sin usar geometría....

Pero si te toca alguien con este tema, ya tienes el análisis completo.

¿Por que Venus solo se ve en el crepúsculo?

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Venus y Mercurio solo se pueden observar correctamente durante el amanecer o el atardecer.

Tránsito de Venus por delante del disco del Sol. Solo hay dos momentos cuando se puede ver un planeta interno de dia: cuando hay un tránsito como este, o durante un eclipse total de Sol, cuándo la Luna tapa completamente el Sol y pueden verse estrellas en pleno día.
¿Por qué no se pueden ver en cualquier lugar y momento en el cielo nocturno?

El motivo fundamental es porque están más cerca del Sol que nuestro planeta. Técnicamente se los denomina planetas internos.

De hecho si observáramos desde el planeta Marte, se verían en las mismas condiciones crepusculares además de Mercurio y Venus, la Tierra.

Venus debería estar donde indica la flecha para verse a medianoche (0 hs). claramente no es posible que un planeta interno se vea en ese momento sobre tu cabeza (o más exactamente, en el meridiano de lugar).
Un planeta interno jamás podría verse sobre tu cabeza a la medianoche. Para que sucediera, por ejemplo Venus debería estar “del otro lado”, mas lejos del Sol que nuestro planeta. Esto solo puede suceder con los planetas externos a la Tierra (Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno).

¿Pero por que en el crepúsculo?


Los planetas internos siempre están cerca del Sol. Cuando nuestra estrella está sobre el horizonte, es de día y por lo tanto, los internos no son visibles, salvo durante un tránsito o un eclipse total de Sol.

Un planeta interno no puede alejarse del Sol mas allá del ángulo "a". La mitad del ángulo se denomina "máxima elongación". En el caso de Venus, es de un valor máximo de 47 grados, para Mercurio 28 grados.
Por otra parte de noche, tanto el Sol como los planetas internos están bajo el horizonte.

Por eso solo se ven en el punto intermedio, durante el crepúsculo.

¿Por qué a veces es en el atardecer y a veces en el amanecer?


Los pueblos antiguos pensaban que había dos “divinidades” –planetas muy brillantes- uno en el amanecer y otro en el atardecer.

Posteriormente se dieron cuenta que cuando uno era visible al amanecer, el del atardecer no se veía, y viceversa. Pronto reconocieron que era una sola divinidad –Venus- que parecía pasar de un lado al otro del Sol.
Arriba, el Sistema Solar tal como se ve desde el espacio, con Mercurio y Venus. Abajo a la izquierda, como se vé Venus desde la Tierra, en este ejemplo, al oeste. Mercurio que está del otro lado del Sol, no es visible al atardecer. A la derecha, el mismo diagrama pero con la Tierra transparente, para ver realmente como es.
En el momento en que los planetas internos están de un lado de su órbita alrededor del Sol, (más al este del Sol), se ocultan después que nuestra estrella lo hace. Así, el planeta todavía está sobre el horizonte, siendo visible al atardecer.

Como la imagen anterior, arriba el Sistema Solar interno. Abajo a la izquierda, dada la configuración de los planetas, Mercurio se ve al este, antes de que salga el Sol. Venus del otro lado, se ve al atardecer. A la derecha, lo mismo pero con la Tierra transparente.
Por el contrario, cuando el planeta está al oeste del Sol, antes de que amanezca, es visible sobre el horizonte. 

¿Son cercanas las estrellas visibles a simple vista?

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Es una buena pregunta. De las 6 mil estrellas visibles a simple vista en todo el cielo con un cielo oscuro, ¿la mayoría serán cercanas? El sentido común nos indica que sí, pero ya hemos visto antes al sentido común engañarnos.

Algunas de las estrellas más brillantes de las cercanas al Sol, hasta 15 parsecs. (casi 50 años-luz)
Por ello analicemos un poco la cuestión.

¿Como son las estrellas?


En la Vía Láctea, existen miles de millones de estrellas. Tienen distintos colores, y masas y brillos. Las hay azules, blancas, amarillas, naranja y rojas. Depende directamente de su temperatura superficial. Su brillo depende de su temperatura y tamaño.

Si todas las estrellas fueran mas o menos del mismo brillo real, las mas cercanas deberían ser las mas brillantes.

¿Cuáles son los brillos reales?


Por el contrario, los brillos reales de las estrellas (técnicamente dicho, la magnitud absoluta), es muy variable. Hay estrellas muy brillantes, y muy débiles.

¿Cual es la proporción?


Revisando catálogos de estrellas, te das cuenta que las estrellas rojas (frías) son las mas numerosas. Entre ellas, hay pocas estrellas gigantes o supergigantes rojas, pero hay muchísimas enanas rojas. Son estrellas más pequeñas y frías que nuestro Sol, que dominan la galaxia.

El porcentaje de estrellas rojas es apabullante....... 

En el eje horizontal, los colores de las estrellas, representados por letras (los espectros), según su cantidad
La gran mayoría se ven de ese color.... y entonces.... 

¿Por qué no se ven muchas estrellas rojas en el cielo? 

Aquí hay un punto importante y una diferencia: No es lo mismo las estrellas que más hay, que las estrellas que mejor se ven en la galaxia.

La REALIDAD de la Vía Láctea es la que describimos antes: muchísimas estrellas rojas.

El problema que tienen, es que son mayoritariamente enanas rojas, muy débiles.
Por eso para nosotros, observadores del cielo, vemos más fácilmente las estrellas lejanas brillantes, que las débiles cercanas.
Casi cualquier estrella que elijas del cielo, es lejana. Entre las cercanas, tienes Alfa Cen, Sirius, Procion, Altair, pero la lista se acaba rápidamente. La mayoría son estrellas lejanas, como Rigel Orion, o las Tres Marías.

Nuevamente el sentido común nos ha jugado una mala pasada......

¿Cuales son las estadísticas?


De las 66 estrellas más cercanas, a menos de 33 años luz, (10 parsecs) solo se ven a simple vista ocho (!!).

Dicho de otra manera, significa que de las 6000 estrellas visibles a simple vista, solo son cercanas ocho, a menos de 33 años luz.

¿y la mas lejana visible a simple vista?


Según un análisis muy interesante de Guillermo Abramson, usando uno de los catalogo de estrellas mas moderno, el Hipparcos, la estrella mas lejana visible a simple vista es Rho Cssiopeiae, una hipergigante amarilla, distante a 11600 años luz.... es tan monstruosa. que aun a esa enorme distancia, se ve a simple vista, con mag. 4,5.

Nuestro Sol a esa distancia, requeriría un telescopio de unos 150 cm de diámetro para llegar a verlo!!! 

¿Cuantas estrellas NO vemos?


Considerando la cantidad de estrellas que hay hasta 10 parsecs (66), vamos a calcular aproximadamente cuantas estrellas hay en ese volumen de espacio de la Vía Láctea, entre el Sol, tomado como centro y la distancia de Rho Cssiopeiae. 
Arriba: un corte de la Vía Láctea. El anillo tiene un radio igual a la distancia entre el Sol (en el medio) y la estrella Rho Cas. La idea es calcular la cantidad de estrellas que hay dentro de ese volumen, para comparar cuantas hay y cuantas vemos.
La galaxia tiene una forma aplanada, por lo para calcular el volumen de espacio hasta Rho Cas, usaremos como modelo un cilindro achatado.

El cálculo final indica que en ese volumen hay unas 1500 millones de estrellas, y solo podemos ver 6000….. las realmente brillantes. (no tenemos en cuenta la absorción por nubes interestelares).

Y aun considerando que muchas de las estrellas están en sistemas dobles, al menos son mil millones de soles.

Sólo vemos el 0,0004% de las estrellas de la región...... Nuestras conocidas 6 mil estrellas.

Así se vería el cielo DE NOCHE si todas las estrellas hasta 11600 años-luz fueran visibles a simple vista, iluminado de rojizo.

Si pudiéramos ver las 1500 millones de estrellas, no habría noche, porque todas iluminarían el cielo.

Como efecto adicional, si las estrellas rojas fueran así de brillantes, son tantas, que dominarían el color general de las galaxias espirales, y se verían mas bien rojizas, que azules, como realmente se ven.

¿Quien miente con el aumento máximo de los telescopios?

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Es permanente la consulta acerca de los aumentos máximos que alcanza un telescopio.

Dicen "voy a comprar un 76x700x525x". Esto significa un telescopio de 76 mm de diámetro, 700 mm de distancia focal y 525 aumentos.

En teoría, un telescopio como este podría alcanzar 180 aumentos (180 x).


El vendedor dice que el telescopio puede alcanzar los 525x... ¿cual es la verdad?

Antes que nada, tal vez te sirva leer primero este articulo, y posiblemente el deaditamentos que se le pueden agregar a los telescopios,

¿Quien miente?


Si le preguntas a 20 personas que no saben de astronomía cual es el parámetro mas importante de un telescopio, al menos 15 te dicen "el aumento".

Se ha corrido popularmente la incorrecta información de que el aumento es el valor mas importante, y no es así.

El fabricante, con el afán de vender (no todos, pero muchos), dice lo que la mayoría quiere oír: tu telescopio alcanzara los fenomenales 525 x. Igual debo reconocer que cada vez se hacen menos.....

¿Como calcular el aumento?


El aumento esta dado por la combinación del ocular que usas con el telescopio.


En el ejemplo anterior, la distancia focal del telescopio es 700 mm, Si coloco un ocular de 4 mm. de focal, da 700/4= 175 x. Si le pongo el barlow 3x, llego a 525x. (175 x 3)

¿Al final el fabricante miente o no?


La realidad es que esta mintiendo, ya que el telescopio PARA QUE SE VEA BIEN, no puede superar unos 180 x, que es aproximadamente el doble (2,4 veces) del diámetro en milímetros (en este caso 76 x 2,4).

No significa que yo no pueda hacer la combinación de oculares que quiera y alcance mas de 180 x.... el tema es que si supero ese aumento, se ve mal.

¿Y por que es así?


Por una cuestión óptica, la definición de la imagen que muestra un telescopio esta relacionada con su diámetro: cuanto mas diámetro, mas definición.

Esto significa que la imagen esta construida por puntos mínimos de información, mas pequeños cuanto mayor es el diámetro del telescopio. (si quieres una comparación moderna, es como si estuviera formada por pixels).

Por este motivo voy a ver mas detalles en la imagen hasta que alcance el máximo teórico (en este caso 180 x). Superando este valor, solo estoy ampliando los "pixel" sin una ganancia real de los detalles.

Me gusta esta comparación: aumentar el telescopio por encima de su máximo teórico es como ver la televisión con binoculares: la vez mas grande, pero no mejor.

El siguiente ejemplo es con un telescopio de 10 cm de diámetro (unos  240 x ,como máximo)

Ejemplo de aumento, sin considerar la turbulencia. Un telescopio de 10 cm de diámetro, con  100 x.
Igual que antes, pero a 200 x, cerca del limite teórico del telescopio. Se ven mas detalles, y se ve mejor.



Igual que antes, pero a 500 x. Se ve mucho mas grande, pero la definición es pésima. Estas ampliando los "pixel". No hay mas información.

La turbulencia


Hay otro valor practico a tener en cuenta:la turbulencia o seeing. Cuanta mas turbulencia, menos aumento se le puede dar al telescopio.

De hecho en general lo que sucede es que estas casi siempre debajo del limite teórico, y puedes alcanzarlo solo cuando la noche es muy estable (un seeing muy bueno).

Te puedo decir mas aun: un telescopio profesional (de dos metros de diámetro por ejemplo) podría alcanzar los 4800 x. Sin embargo por la turbulencia, difícilmente se pueden alcanzar los 1000 x, y solo ocurre en noches excepcionales.

¿Se está formando un nuevo Sistema Solar?

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Los astrónomos han espiado 2 anillos de polvo alrededor de una estrella joven, DM Tau. La imagen muestra cómo podría haber sido nuestro propio sistema solar mientras se formaban sus planetas, hace 4.600 millones de años.

Imagen de ALMA del disco polvoriento alrededor de la joven estrella DM Tau. Puedes ver 2 anillos concéntricos, donde los planetas pueden estar formándose. Imagen vía ALMA.
Se ven como dos anillos concéntricos difusos, la parte interior del anillo externo más distintiva y más brillante, alrededor de un punto naranja.


Los astrónomos japoneses informaron sobre sus observaciones de estas zonas de formación de planetas alrededor de una estrella joven, que se parece a nuestro sol. La estrella es DM Tau, ubicada a 470 años luz de distancia en dirección a la constelación Tauro.

Los astrónomos lo observaron utilizando el telescopio ALMA en el desierto de Atacama, en el norte de Chile. DM Tau tiene aproximadamente la mitad de la masa del Sol. Se estima que tiene entre 3 y 5 millones de años, en contraste con los 4.600 millones de años de nuestro sol.

Los astrónomos espiaron dos anillos de polvo alrededor de la estrella, a distancias comparables a la del cinturón de asteroides de nuestro sistema solar y la órbita del planeta Neptuno, justo donde están lps TNos.  Los anillos a estas distancias sugieren que estamos viendo la formación de un sistema planetario similar al nuestro.

Tomoyuki Kudo del Observatorio Astronómico Nacional de Japón (NAOJ) que dirigió la investigación, dijo:

Observaciones anteriores infirieron dos modelos diferentes para el disco alrededor de DM Tau. Algunos estudios sugirieron que el radio del anillo se ubicaba en el cinturón de asteroides del sistema solar. Otras observaciones ponían la distancia donde estaría Neptuno. Nuestras observaciones de ALMA proporcionaron una respuesta clara: ambos tienen razón. DM Tau tiene dos anillos, uno en cada ubicación.

El tremendo poder resolvente de ALMA hace que se pueda observar los anillos con una definición de 0,5 Unidades Astronómicas (la mitad de la distancia entre la Tierra y el Sol).

Los investigadores dijeron que también encontraron un parche brillante en la parte interna del anillo exterior. Esto indica una concentración local de polvo, que sería un posible sitio de formación para un planeta como Urano o Neptuno. Jun Hashimoto, investigador del Centro de Astrobiología de Japón, comentó:

También estamos interesados ​​en ver los detalles en la región interna del disco, porque la Tierra se formó en un área similar a esta en el joven Sol. La distribución de polvo en el anillo interior alrededor de DM Tau proporcionará información crucial para comprender el origen de los planetas como la Tierra.

Anillos de polvo tan planos y anchos, imagen muy similar a la imagen de ALMA pero oblicua.

Concepción artística del disco alrededor de la joven estrella DM Tau. Se piensa que planetas como nuestra Tierra, y los otros planetas de nuestro sistema solar, se formaron en un disco polvoriento como este. Imagen a través de NAOJ.

Puedes ver el paper en el enlace (gratuito y en ingles).

Los siguientes son diagramas detallados, donde se ve claramente la extensión del anillo externo y la estructura del anillo interno.


¿Cuanto oro hay en la Tierra?

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¿Alguna vez te preguntaste cuanto oro existe en nuestro planeta?


No existen estimaciones exactas, para ello, pero.... ¿Que tamaño crees que tendría un cubo hecho con todo el oro puro de la Tierra?

10 kilómetro? cien kilómetros?...... NO!


Aun con las estimaciones más optimistas, los lados del cubo apenas medirían 50 metros.

Increíble??? Sin dudas... la mayoría de la gente estima equivocadamente que el cubo  tendría arriba de los mil metros.

¿Como se formo el oro?


Primero debemos entender como se formo.... cuando nació el Universo en el Big Bang apenas se formaron hidrógeno, helio y trazas de litio. Este gas formo estrellas, que mediante reacciones termonucleares en sus centros, generaron los elementos mas pesados, incluyendo el oro.

Una hipótesis mas reciente, indica que el oro el particular se forma durante la colisión de dos estrellas de neutrones, lo que genera en la fenomenal explosión final,, átomos de oro.

¿Finalmente hay mucho o poco oro?


Las colisiones como la descrita son poco comunes y eso implica que el oro es realmente raro, y nuestro planeta no es la excepción.

Es realmente sorprendente que todo el oro que conocemos, en bancos, joyerías, estatuas y aun lo que no esta extraído, etc, solo alcanzan para hacer un cubo de ese tamaño, y para colmo, algunos creen que el oro es menos aun, y si tienen razón, ese cubo no tendría mas de 20 metros.....

Las estimaciones van desde 200 mil a 2 millones de toneladas de oro. No hay una cifra exacta.

Hablando con mi amigo Sergio Scauso, me hizo notar que no tuve en cuenta el  oro de los océanos..... en realidad no lo tuve en cuenta porque es muy difícil extraerlo de manera rentable.

Así, según Isaac Asimov, la cantidad de oro en los océanos sumaria entre 6 y 20 millones de toneladas mas, lo que haría que nuestro cubo de oro creciera a unos 100 metros de lado.... De todas maneras no es mucho mas, las conclusiones son las mismas.

Considerando la cantidad de oro mas razonable (sin considerar los océanos), y con la actual tasa de extracción, de unas 2500 toneladas por año, no quedará mas oro para extraer en el año 2020-25....

¿Como puede ser?


¿Eso quiere decir que el oro que extrajeron los egipcios para hacer las mascaras y tumbas hace miles de años, el oro con que quisieron ""pagar" su supervivencia los pueblos originarios americanos, en la época de la conquista, hace 500 años, la fiebre de oro en USA, hace mas de 150 años, están incluidos?

SI. Porque en realidad, no hay mas oro, sino que es uno de los pocos elementos que se reciclan completamente.
El cubo de oro tendría como mínimo el tamaño de un edificio de 8 pisos....
El oro que tienes en tu anillo, o en un collar, es posible que fuera extraído hace 2000 años por los egipcios. Tal vez el oro que tienes lo uso Kleopatra......

Las cosas valiosas las reciclamos siempre......

Hay evidencias de que la humanidad ha extraído y usado el oro desde hace 6 mil años.... y en unos años se termina. No hay mas. Igual no te preocupes.... seguiremos reciclando, pero es factible que aumente aun mas su valor.....

¿Porque todas las estrellas se ven blancas?

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Cuando estas con un grupo de observadores no experimentados, lo primero que los sorprende es que las estrellas tienen colores.


A veces es fácil hacerlo notar como, por ejemplo, cuando les indicas una estrella como Betelegeuse, claramente roja y brillante.

O si miras alternativamente Alfa y Beta Centauri, notas que la primera es mas amarillenta y la segunda mas celeste.

Sin embargo, seamos sinceros.... ¿cuantos colores has visto a simple vista en el cielo? Yo diría que pocos.

¿y por que entonces existe la clasificación de las estrellas con palabras tan fuertes como: rojas, amarillas, azules.....?

Primero: el ojo ve coloresúnicamente en astros brillantes. Es el motivo por el cual una nebulosa difícilmente se vea en colores, aun con telescopio.

Solo las estrellas brillantes muestran claramente colores, o las dobles, cuando se las observa al telescopio, fundamentalmente por la comparación entre las estrellas.

Los colores estelares


Los distintos colores de las estrellas se corresponden físicamente con las temperaturas superficiales que poseen.

En la constelación de Orión, hay estrellas azul-blancas como Rigel (muy calientes), o rojizas como Betelgeuse (fría). 

Estas curvas de radiación (de Planck) que representan la cantidad de energía que emite cada estrella a diferentes temperaturas. El "arco iris" es la región donde ven nuestro ojos. Nota que cuanto mas caliente la estrella, es mas alta la curva (mas energía), y se va desplazando hacia la izquierda (hacia longitudes de onda mas cortas, hacia el azul).
Antares es una estrella doble, que al telescopio se ve la mas brillante como una estrella rojiza y la otra verde (en realidad es azul, pero se complementa con el color de Antares A y se ve verde).

Pero ¿azules? ¿Rojas?.... En el cielo solo parecen verse alguna que otra apenas rosada, y las demás blancas..... ¿quien miente? ¿Nuestros ojos o la astronomía?

En realidad nadie.

Primero un tema importante:


No vamos a entrar en cuestiones filosóficas, pero en realidad  no existen los colores.... El asunto es que, por ejemplo, el color rojo, no existe como tal, sino que es unaradiación electromagnética que nuestro cerebro la interpreta como el color rojo, y todos lo aprendemos y finalmente estamos de acuerdo con ello.
La curva negra es aproximadamente la sensibilidad de nuestros ojos a los colores. Nota que el máximo de sensibilidad es en el amarillo-verdoso, y no es mucho al rojo y menos al azul.
Con esta salvedad, desde el punto de vista físico-matemático, las estrellas tienen colores, que están directamente relacionados con su temperatura. De hecho se construyen diagramas para interpretar como funcionan las estrellas, llamadosdiagramas HR

Dirás: No me convence, yo miro el cielo y se ven la mayoría blancas.....

!Y tienes razón!

Lo que sucede es que nuestro ojo no es un receptor imparcial. Es mas sensible a determinado colores que a otros.

¿Como funciona? 


Es mas fácil de entender con gráficos. 
El diagrama no pretende ser exacto, sino solo explicativo. Si llega la misma cantidad de radiación en todos los colores, nuestros ojos ven el color blanco. Variando el porcentaje de radiación que llega, nuestros ojos ven todos los colores.
Entonces el color real de las estrellas no tienen nada que ver con lo que vemos.....

En general, los colores nos parecen mas claros (mas lavados) que el real, porque viene mezclado con los otros....

Por ejemplo:

Una estrella fría:


Es realmente de color rojo. Tiene unos 3.000 K. A nuestro ojos llega mucho rojo, algo de naranja, y casi nada de los otros colores. Resultado final la vemos roja algo lavado, prácticamente rosada, nada mas.

La curva roja es la cantidad de energía por color que llega de la estrella (la curva de Planck).

Una estrella algo mas fría que el Sol


Es realmente de color naranja/rojo. Tiene una temperatura de 4.000 K. Llega casi igual cantidad de rojo y naranja, casi nada de amarillo y azul. Resultado final, la vemos naranja claro.


Una estrella como el Sol


Es realmente de color amarillo. Tiene unos 6.000 K. Nos llega mucho amarillo, bastante naranja, algo de rojo y azul. La vemos color amarillo claro.


Una estrella caliente


Es realmente de color azul profundo. Tiene unos 10.000 K.  Nos llega azul, un poco menos de amarillo, menos naranja y menos rojo. Porcentualmente, llegan cantidades similares de radiación, creando a nuestros ojos el color blanco., pero como hay mas azul, la vemos celeste claro.


Un estrella muy caliente


Es realmente ultravioleta. Nuestros ojos no la pueden ver. Tiene unos 20.000 k.  La estrella esta brillando muchísimo hacia la izquierda (en el UV), pero nosotros no lo podemos ver. Por lo que al ojo esta llegando casi la misma cantidad de radiación en todos los colores. Resultado final: la vemos blanca.


Cuanto mas caliente es la estrella, mas blanca la vemos.

Conclusión


Vemos estrellas rosadas, naranja claro, amarillo claro, celeste claro, blanco..... Y siempre hablando de las mas brillantes.

¿Y que más?


Para empeorar mas la situación de los colores, de las 90 estrellas mas brillantes visibles a simple vista, la mayoría son muy calientes (marcadas en el gráfico abajo azul y blancas), y se ven blancas. Mas de la mitad.

Pocas se ven rojas (apenas 6 rojas)....

Porcentualmente, mas del 69% se ven blancas, 4% apenas amarillas, 20% naranja pálido, y 7 %  rosadas.


Y si hacemos el calculo con TODAS las estrellas (las mas débiles se ven blancas.... ya que el ojo no llega a captar color). Son 6000 en total, en todo el cielo.

Así los porcentuales de los colores que vemos dan:

Rojas:        0,1%
Naranjas:     0,32%
Amarillas:    0,05%
blancas:     99,53%

O sea... mas del 99% de las estrellas visibles a simple vista se ven blancas.

No es de extrañar que parezcan todas de ese color!!

El telescopio Hubble registra un raro asteroide- (6478) Gault

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Los asteroides son típicamente cuerpos sólidos rocosos o metálicos; Los cometas son cuerpos frágiles y helados de los que a veces brotan colas, cuando se acercan al Sol. Pero se ha encontrado que algunos asteroides parecen cometas, en el sentido de que también tienen colas. 



El asteroide 6478 Gault, descubierto en 1988, hace poco tiempo ha mostrado un comportamiento como este: el 28 de marzo de 2019, usando el Telescopio Espacial Hubble, lo observaron en detalle.

A diferencia de otros asteroides, que pueden tener las ultimas perdidas de gas formando colas momentáneas, Gault se autodestruye lentamente, lo cual es la razón de sus dos colas de escombros estrechos, como cometas. Cada cola es evidencia de un evento activo que lanzó material al espacio.

Son de polvo y ciertamente no están completamente alineadas con el Sol.

Aquí tienes una imagen fenomenal de Gault tomada por Nerru Martinez de Giatemala. 


¿Por qué es autodestructivo? Se piensa que la razón es su giro inusualmente rápido sobre su eje.

Los resultados del equipo han sido aceptados para su publicación en los estudios revisados por Astrophysical Journal Letters.

Los astrónomos han sabido sobre el asteroide Gault desde hace algún tiempo. El objeto tiene 4 a 9 km de diámetro, y está ubicado en el cinturón principal de asteroides , entre las órbitas de Marte y Júpiter. 

Los astrónomos dijeron en una declaración:

... la observación reciente de dos colas de escombros es la primera indicación de la inestabilidad del asteroide. Este asteroide es uno de los pocos en ser atrapados que se desintegran mediante un proceso conocido como un torque YORP. Cuando la luz solar calienta un asteroide, la radiación infrarroja que se escapa de su superficie calentada elimina tanto el calor como el impulso. Esto crea una pequeña fuerza que puede hacer que el asteroide gire más rápido.

Al rotar tan rápido, la fuerza centrífuga crece y, eventualmente supera la gravedad, el asteroide se vuelve inestable. Los deslizamientos de tierra en el objeto pueden liberar escombros y polvo al espacio, dejando atrás una cola de escombros, como se ve aquí con el asteroide Gault.

Gira tan rápido que esta en la zona de no existencia de asteroides. Los objetos de unos 6 km rotan en promedio en unas 10 horas, no 2 (!) como hace Gault. (punto rojo). Por sobre la linea amarilla, giran tan rápido que se destruyen. 


Los astrónomos estiman que entre los 800 mil asteroides conocidos que ocupan el cinturón de asteroides entre Marte y Júpiter, las interrupciones del YORP ocurren aproximadamente una vez al año. A partir de las observaciones del Hubble, los investigadores infirieron que la liberación de material del asteroide tuvo lugar en episodios cortos que duraron desde unas pocas horas hasta un par de días. Ellos comentaron:

La observación directa de esta actividad por parte del Telescopio Espacial Hubble nos ha brindado una oportunidad especial para estudiar la composición de los asteroides. Al investigar el material que este asteroide inestable libera al espacio, podemos ver como eran los objetos en la historia temprana del sistema solar.

Varios telescopios terrestres hicieron observaciones de seguimiento y, estos astrónomos dijeron:

Estos datos se utilizaron para deducir un período de rotación de dos horas para Gault, que está muy cerca de la velocidad crítica a la que el material comenzará a girar y deslizarse a través de la superficie del asteroide antes de desviarse hacia el espacio.

El astrónomo Jan Kleyna de la Universidad de Hawai, autor principal del nuevo artículo, comentó:

Gault es el mejor ejemplo de un rotador rápido en el límite de dos horas. Podría haber estado al borde de la inestabilidad durante 10 millones de años. Incluso una pequeña perturbación, como un pequeño impacto de un guijarro, podría haber desencadenado las recientes emisiones.

El astrónomo Olivier Hainaut del Observatorio Europeo del Sur en Alemania explicó:

Este evento de autodestrucción es raro. Los asteroides activos e inestables, como Gault, solo se están detectando ahora mediante nuevos telescopios de reconocimiento que exploran todo el cielo.

En pocas palabras: las imágenes nítidas del Telescopio Espacial Hubble han proporcionado detalles valiosos sobre la actividad del asteroide activo Gault, que ahora se sabe que gira sobre su eje tan rápido, que el material en su superficie a veces vuela hacia el espacio.

Puedes ver el paper en el enlace (gratuito en ingles).

La Tierra vista a distintas distancias

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Durante mucho tiempo la imagen de la Tierra desde el espacio era solo un sueño, como máximo, la imaginación de alguien. Hoy en día es posible verla desde otros planetas y mucho mas allá, inclusive en video.


Iremos viendo a nuestro planeta cada vez desde mas lejos. Es importante hacer notar que las imagenes son reales, tomadas por distintas naves, no ilustraciones.



Viajando a la Luna: Apollo 11


En su viaje en julio de 1969, a unos 200 mil km. fotografiaron a nuestro planeta creciente.


Nave Galileo


La fotografió, junto con la Luna en su viaje a Júpiter el 16/12/1992, desde 6,2 millones de km.


y un video de la misma nave, desde el 11 al 12 de diciembre de 1990, representando 25 hs. en total.... se ve como nuestro planeta se va alejando....


LRO en órbita lunar


En esta foto se ve la salida de la Tierra por el borde lunar, capturada en octubre de 2015 cuando la nave LRO (Lunar Reconnaissance Orbiter) de la NASA, estaba a 120 kilómetros sobre la superficie de la Luna.

La salida de la tierra

Messenger


fotografió a un nuestro planeta y luna el 6 de mayo de 2010, desde 183 millones de kilómetros....


Y un video de la nave alejándose, el 2 de agosto de 2005, cuando paso cerca de nuestro planeta.



La MRO


La nave Mars Reconnaissance Orbiter, con sus telescopios tomo nuestro mundo desde 142 millones de km, el 3 de octubre de 2007



Spirit desde Marte



En 2004, desde la superficie marciana, muy cerca del Sol.... Desde Marte, la Tierra es un planeta interno, como los son para nosotros Venus y Mercurio....

La Tierra es el punto en el recuadro. Abajo el horizonte marciano.

Cassini desde Saturno


A través de los anillos, esta excepcional imagen muestra como una manchita apenas visible nuestro planeta, a 1500 millones de km.

La Tierra ampliada en el recuadro. En la imagen es el punto a la derecha del centro de la imagen.



Voyager desde los confines del Sistema Solar


Esta imagen es histórica, y probablemente durante mucho tiempo no tengamos nada mejor, ni desde esa distancia.

Cuando finalizo la misión la nave Voyager 1 giro y tomo una serie de imagenes de todos los planetas visibles del Sistema Solar... Aun Júpiter es un punto. Esta tomada a 6000 mil millones de km.

Esta foto siempre me ha impresionado, porque muestra sin dudas la pequeñez y soledad de nuestro planeta....

Nuestra solitaria Tierra, entre los reflejos del Sol. En la foto de abajo, esta ubicada a la izquierda.

La imagen completa del Sistema Solar, por Voyager 1.
Diagrama explicativo de la imagen anterior.

¿La Luna se ve peor durante la Luna Llena?

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Cuando hablas con alguien que sabe de observación, siempre te dice que el peor momento para ver la Luna es durante la fase llena.


¿Es verdad?

Si y no......

Si bien durante la Luna Llena es el peor momento para ver el relieve (cráteres, montañas, etc), por el otro lado, si quieres ver algunos detalles en la Luna, como las Radiaciones o algunos colores en los mares, el mejor momento es cerca de la fase llena.

Algunas Radiaciones lunares, marcadas en rojo. Su origen es suelo lunar despedido durante la colisión que formó el cráter al que están asociadas. Aquí están marcadas solamente las de Copérnico, pero muchos cráteres las tienen, y se ven especialmente bien durante la Luna Llena.

Analizando el asunto


La Luna tiene un aspecto muy diferente según la fase que se observa.

Esto es porque cuando está llena. la luz cae de lleno, como si fuese mediodía, y no produce sombras. En otros momentos, cuando la luz cae en ángulo, proyecta sombras y es mas fácil ver los cráteres e irregularidades del terreno.

Una misma región lunar, a la izquierda en luna Llena. Una montaña y un cráter, no se ven o solo presentan un leve cambio de color con el entorno, porque no presentan sombras. A la derecha, con la Luna en Cuarto, iluminada de costado, muestra claramente el relieve, por que se ven las sombras proyectadas.
De hecho si quieres ver alguna parte de la Luna en detalle, lo mejor es observar cuando el Terminador (la división entre la luz y la sombra), está cerca de la zona. En ese momento la luz del Sol pega "rasante", y se ven mucho mas las ondulaciones y detalles lunares. El Sol está, en la zona que miras, casi en el horizonte lunar.

Hay cráteres muy pequeños, que cuando los buscas en otro momento, no se ven, y si observas en el momento en que el Terminador está cerca, se hacen visibles, ya que la sombra que proyectan alcanza su máxima extensión.

Si quieres saber cuales son los mejores momentos para ver una región lunar, debes usar el Virtual Moon.

Veamos algunos casos en particular:

El Cráter Tycho:

En la foto, se ve claramente como cambia la imagen en el cráter Tycho. La imagen del fondo, está tomada por el Telescopio Espacial Hubble, con una definición de 170 metros, casi en Luna Llena. En el insert, la misma región con un telescopio amateur, pero con la Luna en cuarto. Nota que en la primera casi no se ve nada (no hay sombras), en cambio en la segunda, al mostrar sombras, se nota mucho mas el relieve, aun con un telescopio y definición muy inferior.

Otro caso:


Rupes Recta: Esta irregularidad es una fractura del terreno, muy larga y de varios cientos de metros de altura.
La misma región de Rupes Recta (marcadas con dos lineas amarillas). A la izquierda, con el Sol a 80 grados de altura sobre el horizonte lunar (Seria el caso de la Luna casi llena). Fíjate que la "linea" es apenas visible. A la derecha, con el Sol bajo, a 20 grados sobre el horizonte, se ve mucho más claramente, y los cráteres circundantes también.

¿Y durante la Luna Llena?


No se ven casi las irregularidades superficiales, pero sí destacan las radiaciones (provenientes de cráteres), o cambios de tonalidades de la superficie. Aunque para el observador novel es mas atractiva lejos de la fase llena, con el tiempo empiezas a disfrutar la observación de la luna "redonda".

En general este disfrute comienza durante un eclipse lunar, cuando es necesario verla mucho tiempo Llena.

Y sin duda a simple vista o binoculares, la salida de la Luna llena por el horizonte difícilmente se pueda igualar.

Por eso la Luna ofrece siempre un espectáculo diferente en todo momento.

Analizando datos: las distancias de los planetas

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Si uno  quiere aprender astronomía con un poco mas de profundidad, es útil analizar Datos Astronómicos.

En esta oportunidad,  estudiaremos al Sistema Solar, en particular la distancia de los planetas al Sol con respecto a su velocidad media orbital.


Nuevamente es razonable pensar que hay una relación entre ambos valores, y que Newton tiene que ver en todo esto. (también Kepler!)

La Tabla


Abajo veras la tabla de distancias al Sol en Unidades Astronómicas(UA),  versus la velocidad media orbital en km/ segundo.

Primero:Porque velocidad media orbital?

Porque los planetas tienen órbitas elípticas, casi circulares pero elípticas al fin, y tienen velocidades diferentes en todo su recorrido.

La distancia al Sol, la debemos cambiar por el valor mas exacto, dado por el semieje mayor de la órbita.

Para los planetas, que tienen recorridos casi circulares, es prácticamente igual, pero en la tabla agregamos al cometa Halley, que tiene una órbita muy elíptica, y por ello debemos considerar el semieje mayor de la órbita como valor correcto.

Puedes ver algo en detalle de todo esto en las leyes de Kepler.


Nota que Urano y el cometa Halley tienen casi la misma velocidad media, y realmente su periodo alrededor del Sol es muy parecido, 76 años contra 84 de Urano.

Con los datos anteriores podemos hacer un gráfico para ver como se relacionan estos valores.


El gráfico indica que cuanto mas cerca del Sol se encuentra el objeto, mayor velocidad necesita para estar en órbita. Podes ver algo mas en detalleaquí.

Analicemos un poco mas los números.


(El que haremos no es un desarrollo matemático del todo correcto -no haría un paper con este análisis!!!-, pero lo hago de esta manera para que sea mas claro y fácil de entender).

Primero, la velocidad y distancia son magnitudes inversas, ya que cuando una crece la otra disminuye.

La relación (división) de la distancia de dos planetas y la relación de las velocidades de esos mismos planetas son (tomamos a la Tierra y Mercurio):

Distancia Tierra / Distancia Mercurio = 2,56

Velocidad Mercurio / Velocidad Tierra =1,6 

Esto significa que Mercurio está a 2,56 veces mas cerca del Sol que la Tierra, y que va a 1,6 veces mas rápido.

Fíjate en esto:

1,6 x 1,6 = 2,56

o lo que es lo mismo 

1,6² = 2,56

¿Será casualidad que el cuadrado de uno de los números da el otro?

Elijamos otro par de objetos:

Veamos a Júpiter y el Halley:


Distancia Halley / Distancia Júpiter = 3,73
Velocidad Júpiter / Velocidad Halley =1,94

1,94² = 3,76

El valor no da exacto (3,73 contra 3,76) porque estamos redondeando los valores iniciales.

Si probas con todas las combinaciones de planetas, veras que la relación es real.

¿Sabes que significa?


Que la velocidad cambia con el cuadrado de la distancia, que es el corazón de la ley de gravitación de Newton. 

Newton dedujo esto dándose cuenta que la fuerza de gravedad se reduce con el cuadrado de la distancia.

Si consideramos que la velocidad de la Tierra es de 30 km/seg, podemos establecer la siguiente relación:

Velocidad del planeta = (30 km /seg) / √ (Distancia del planeta)

Como ves, es bastante fácil (al menos después de que lo hizo Newton!), establecer las leyes básicas del movimiento planetario.
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